ეგზოპლანეტა

თავისუფალი ქართულენოვანი ენციკლოპედია ვიკიპედიიდან
გადასვლა: ნავიგაცია, ძიება

ეგზოპლანეტა (ძვ. ბერძნ. εξω, exo — გარე; ასევე ექსტრასოლარული პლანეტა, ლათ. extra — გარე) — პლანეტა, რომელიც ბრუნავს სხვა ვარსკვლავის (არა მზის) გარშემო, ანუ არ ეკუთვნის მზის სისტემას. 2011 წლის 12 დეკემბრისთვის აღმოჩენილია 708 ეგზოპლანეტა. მათი უმრავლესობის შემჩნევა შესაძლებელი გახდა რადიალური სიჩქარის დაკვირვებით და სხვა არაპირდაპირი მეთოდებით. აღმოჩენილ ეგზოპლანეტათა უმრავლესობა მასიური გაზის პლანეტებია, რომლებიც სავარაუდოდ იუპიტერს ჰგავს, თუმცა ეს უფრო სელექციის ეფექტია, ვინაიდან მათი პირდაპირი აღმოჩენის ტექნოლოგია ჯერ არ არსებობს.

ეგზოპლანეტების ძიების ხერხები[რედაქტირება]

ეგზოპლანტების ძიებისთვის გამოიყენება რამდენიმე განსხვავებული ხერხი, ერთნი მეტად არის გამოყენებული სამეცნიერო პრაქტიკაში, სხვანი - ნაკლებად. პირველად, 1991 წელს, წარმოშობით პოლონელ ასტრონომმა ალექსანდრე ვოლშჩანუმ შეძლო აღმოეჩინა მცირე პლანეტები მკვდარ ნეიტრონულ ვარსკვლავებთან. ამ პლანეტების უმსხვილესთა მასა მხოლოდ ოთხჯერ აღემატებოდა დედამიწის მასას, ხოლო ყველაზე მცირე კი მზის სისტემის ნებისმიერ პლანეტას ჩამოუვარდებოდა. ეს უკვე წინასწარ უსიცოცხლო სამყაროები იყვნენ, არ წარმოადგენდნენ არანაირ ინტერესს არამიწიერ სიცოცხლის ძებნის მხრიდან.

შემდეგ, ზეზუსტი დოპლერის სპექტროსკოპიის გამოყენებით მეცნიერებმა ისწავლეს ვარსკვლავთა გარშემო მბრუნავი პლანეტების სპექტრალური ხაზების უმნიშვნელო ძვრების გაზომვა. პირველი ასეთი პლანეტა 1995 წელს პეგასუს 51 მიდამოებში ფრანგულ-შვეიცარიულმა ასტრონომთა გუნდმა აღმოაჩინა ჟენევის უნივერსიტეტის ობსერვატორიაში, მიშელ მეიორის და დიდიე კელოს მიერ. მარსკვლავთა ”რხევები” იწვევს იმას, რომ სპექტრალური ხაზები იძვრის ხან წითელ ხან იაფამნის ფერის სპექტრის მხარეს. მოდელირების დახმარებით შესაძლებელია გაირკვეს პლანეტის ან პლანეტების არსებობა, დედა ვარსკვლავისგან დაშორება, ბრუნვის პერიოდი და ორბიტის სხვა პარამეტრები. რეგისტრაციის ეს მეთოდი არის ყველაზე გამოყენებადი მაგრამ აქვს სერიოზული უკუჩვენება: გაურვეველი რჩება რა მიმართულებითაა დატრიალებული ორბიტის სიბრტყე დამკვირვებლის მისამართით, ამიტომაც ღებულობენ მხოლოდ მასების ქვედა ზღვარს. ამავდროულად მეთოდი მგრძნობიარეა მხვილი ობიექტების მიმართ, რომლებსაც ბრუნვის მოკლე პერიოდები გააჩნიათ (”ცხელი იუპიტერები”).

მესამე გზა გაიხსნა ზუსტი ასტრონომიული დაკვირვების შედეგად. პრინციპი ბევრში დოპლერის სპექტროსკოპიას წააგავს, მაგრამ ამავდროულად მიმდინარეობს დედა ვარსკვლავის პერიოდული რხევების ძიება და არა რადიალური სისწრაფისა. ზოგადად რომ ითქვას, ამ მეთოდს უფრო ნაკლები მგრძნობელობა და მეტი ნაკლი გააჩნია ვიდრე მეორე ხერხს, მაგრამ შეუძლია დაარეგისტრიროს საკმაოდ მოშორებული ვარსკვლავთა თანამგზავრები და შენიშნოს რხევები სისტემებში რომლებსაც ”კეფიდან” დააკვირდება (რომელსაც მეორე ხერხი ვერ ხედავს). სამწუხაროდ ამ მეთოდის გამოყენებით ახალი პალნეტების მოძიება ვერ მოხერხდა, მაგრამ ადრე აღმოჩენილი პლანეტების მასების დაზუსტება გახდა შესაძლებელი.

ახლა ხანს დამუშავდა მეოთხე საშუალება, რომელიც უფრო პოპულარული ხდება არა მხოლოდ პროფრსიონალებს არამედ მოყვარულთა შორისაც კი: პლანეტების გავლა ვარსკვლავის დისქოზე ფოტომეტრიული გაზომვები. ტრანზიტული ”მინი-დაბნელებები” გვაძლევს საშუალებას ჩავიწეროთ ვარსკვლავის გამოსხივების ინტენსივობა და მაშასადამე აღვადგინოთ ინფორმაცია არა მხოლოდ მასაზე, არამედ სხეულის ზომებზე (და ხანდისხან ფორმაზეც კი). პლანიტის მასის და დიამეტრის ცოდნიასა შესაძლებელია შეფასდეს მისი სომკვრივე და მაშასადამე წარმოვსახოთ მისი ზოგადი შემადგენლობა. ტრანზიტული მეთოდის სპეციფიკა - ვარსკვლავთა დიდი რაოდენობის ხასიათებზე დაკვირვება.

შემდეგი მეთოდი - გრავიტაციული მიკროლინზირება - დაკავშირებულია ცნობილ ფარდობითობის თეორიის წინასწარმეტყველებასთან. მასიური ობიექტი ბრეცს მის გარშემო სივრცეს და ახლო გამავალ სხივებს, და ამ ხერხით ”გასცემს” თავის თავს. ეს მეთოდი გამოყენებადია მცირე ობიქეტებისთვისაც, მაგრამ საჭიროებს მუდმივ დაკვირვებას. ამ მეთოდის გამოყენებით იყო აღმოჩენილი ყველაზე მცირე პლანეტები, ერე წოდებული ”სუპერ-დედამიწები”, რომელთა მასები დედამიწის მასას ბევრად არ განსხვავდება.

უკანასკნელი მეთოდი გაჩნდა რამდენიმე წლის წინ (ორბიტალური და დედამიწაზე უმსხვილესი ტელესკოპების, ადაპტიური ოპტიკით დატვირთული) პირდაპირ პლანეტის სინათლის გამოჭერა. შესაძლებელი გახდა სპექტრში ”მინარევების” აღმოჩენა. სამწუხაროდ აღმჩენილი პლანეტები ისეთი დიდია რომ შეიძლება მცირე ”არგამომდგარ” ვარსკვლავებს ყავისფერ ჯუჯებს შევადაროთ. მათი მშობლიური ვარსკვლავებიც საკმაოდ მცირე ზომისები არიან. თვითონ აღმოჩენებიც საკამათო აღმოჩნდენ - რთულია განასხვავო ყავისფერი ჯუჯა და გიგანტური პლანეტა. მაგრამ სიტუაციაც უკეთესობისკენ იცვლება. 2008 წლეს ნამდვილი გარღვევა მოხდა. შესაძლებელი გახდა სურათი გადაეღოთ შედარებით მცირე პლანეტისთვის ”ნორმალური” ვარსლვლავის მიდამოებში, თანაც ოპტიკური და არა ინფრაწითელ დიაპაზონში.