ეგზოპლანეტა

ეგზოპლანეტა (ექსტრასოლარული (მზის გარეთა) პლანეტა) — პლანეტა, რომელიც მოძრაობს არა მზის, არამედ სხვა ვარსკვლავის, ვარსკვლავური ნარჩენის ან ყავისფერი ჯუჯის გარშემო. აღმოჩენილია 5000-ზე მეტი ეგზოპლანეტა. არსებობენ ე. წ. თაღლითი პლანეტები, რომლებიც არც ერთი ვარსკვლავის გარშემო არ ბრუნავენ და განცალკევებულად არსებობენ, განსაკუთრებით მაშინ, თუ ისინი გაზური გიგანტებია, რა შემთხვევაშიც ისინი ხშირად აღიქმებიან სუბ-ყავისფერ ჯუჯებად, როგორც WISE 0855-0714.
კეპლერის კოსმოსურმა ტელესკოპმა ასევე აღმოაჩინა რამდენიმე ათასი კანდიდატი პლანეტა, რომელთა 11%-ის არსებობა შესაძლოა არ დადასტურდეს. საშუალოდ, თითო ვარსკვლავზე ერთი პლანეტა მოდის. ხუთიდან ერთ მზის მსგავს ვარსკვლავს კი „დედამიწის ზომის“ პლანეტა ჰყავს სასიცოცხლო ზონაში დედამიწიდან 12 სინათლის წლის მანძილის დისტანციაში. თუ გავითვალისწინებთ, რომ ირმის ნახტომში 200 მილიარდი ვარსკვლავია, 11 მილიარდი პოტენციურად სასიცოცხლო დედამიწის ზომის პლანეტა უნდა იყოს ჩვენს გალაქტიკაში, ხოლო თუ წითელი ჯუჯებიც იგულისხმება, ეს რიცხვი 40 მილიარდამდე იზრდება. ირმის ნახტომში არსებული თაღლითი პლანეტები შესაძლოა ტრილიონამდე ზრდიდეს ამ რიცხვს.
თუ დადასტურდა, უახლოესი ეგზოპლანეტა იქნება ალფა კენტავრი Bb, მაგრამ მის არსებობა საეჭვოა. აქამდე აღმოჩენილთა შორის თითქმის ყველა ეგზოპლანეტა ირმის ნახტომში მდებარეობს, თუმცა მცირე რაოდენობით ექსტრაგალაქტიკური პლანეტების აღმოჩენის ალბათობაც არსებობს. 2014 წლის მარტის მონაცემებით, ყველაზე ნაკლებად მასიური პლანეტა არის PSR B1257+12 A, რომელიც სულ რაღაც 2 მთვარის მასისაა. ყველაზე მასიური პლანეტა, რომელიც NASA Exoplanet Archive-შია შეტანილი, არის DENIS-P J082303.1-491201b, რომელიც 29 იუპიტერის მასაა, თუმცა პლანეტის უმეტესი განმარტების თანახმად, ის ზედმეტად მასიურია პლანეტისთვის და შესაძლოა ყავისფერი ჯუჯა იყოს. არსებობს პლანეტები, რომლებიც იმდენად ახლოსაა დედავარსკვლავთან, რომ მათი ორბიტალური პერიოდი რამდენიმე საათია, ხოლო, ამის საპირისპიროდ, არსებობს პლანეტები, რომელთა ორბიტალური პერიოდი ათასობით წელიწადი იჭიმება დედავარსკვლავთან სიშორის გამო. ზოგი კი იმდენად შორსაა, რომ რთულია იმის თქმა, საერთოდ არის თუ არა გრავიტაციულად დაკავშირებული ვარსკვლავთან.
ეგზოპლანეტების აღმოჩენამ ინტერესი არამიწიერი სიცოცხლის ძიებაშიც აღძრა, განსაკუთრებით იმ პლანეტებზე, რომლებიც თავიანთი დედავარსკვლავის გარშემო სასიცოცხლო ზონაში მდებარეობს, სადაც თხევად წყალს (აქედან გამომდინარე, სიცოცხლეს) შეუძლია არსებობა. პლანეტის სიცოცხლიანობის კვლევა აგრეთვე მოიცავს სხვა მრავალ ფაქტორს.
განმარტება
საერთაშორისო ასტრონომიული კავშირის „პლანეტის“ ოფიციალური განმარტება მხოლოდ მზის სისტემას მოიცავს და, აქედან გამომდინარე, არ აღწერს ეგზოპლანეტებს. 2011 წლის აპრილის მონაცემებით, საკ-ის მიერ შედგენილი განმარტებითი განცხადება, რომელიც ეგზოპლანეტებს ეხება, არის 2001 წელს გამოცემული და 2003 წელს შეცვლილი. ეს განმარტება მოიცავს შემდეგ კრიტერიუმებს:
ობიექტები იმ ნამდვილი მასით, რომელიც იმდენად დიდი არაა, რომ დეითერიუმის თერმობირთვული სინთეზი დაიწყოს (ახლანდელი გამოთვლებით, ეს არის 13 იუპიტერის მასა დეითერიუმის იმ მარაგით, რომელიც მზეზეა) და რომელიც ვარსკვლავებს ან ვარსკვლავურ ნარჩენებს უვლის გარშემო, არის „პლანეტები“ (არ აქვს მნიშვნელობა, როგორ წარმოიქმნა). მინიმალური მასადა ზომა ექსტრასოლარული ობიექტისთვის, რომ პლანეტად ჩაითვალოს, იგივე მოთხოვნილებები უნდა დააკმაყოფილოს, რომლებიც მზის სისტემაში გამოიყენება.
სუბვარსკვლავური ობიექტები იმ ნამდვილი მასით, რომელიც იმდენად დიდია, რომ დეითერიუმის თერმობირთვული სინთეზი წამოიწყოს, „ყავისფერი ჯუჯებია“, არ აქვს მნიშვნელობა, როგორ წარმოიქმნა ან სად არის მოთავსებული.
თავისუფლად მოტივტივე ობიექტები ახალგაზრდა ვარსკვლავთგროვებში იმ მასით, რომელიც იმდენად დიდი არაა, რომ დეითერიუმის თერმობირთვული რეაქციები დაიწყოს, არ არის „პლანეტები“, არამედ „სუბ-ყავისფერი ჯუჯებია“.
ალტერნატივები
თუმცა, საკ-ის ამჟამინდელი განმარტება უნივერსალურად მიღებული არ არის. ერთი ალტერნატიული განმარტება არის ის, რომ პლანეტები უნდა განირჩეოდეს ყავისფერი ჯუჯებისგან წარმოქმნის ბაზისის მიხედვით. მეცნიერებს შორის ფართოდ გავრცელებულია ის მოსაზრება, რომ გიგანტი პლანეტები ბირთვის აკრეციით წარმოიქმნება და ეს პროცესი შესაძლოა ზოგჯერ წარმოქმნის პლანეტების მასით, რომელიც დეითერიუმის სინთეზის ზღვარს მაღლაა; ამ ტიპის პლანეტები შესაძლოა უკვე დაფიქსირებულია. ყავისფერი ჯუჯები ჩვეულებრივი ვარსკვლავების მსგავსად გაზის ღრუბლის პირდაპირი კოლაფსით წარმოიქმნება და ამ ფორმირების მექანიზმი ასევე წარმოქმნის ობიექტებს, რომლებიც 13 MJup-ის ზღვარს ქვემოთაა და შესაძლოა 1 MJup-იც იყოს. ამ მასებს შორის ობიექტები, რომლებიც თავიანთ ვარსკვლავთან ასეულობით ან ათასეულობით ასტრონომიული ერთეულითაა დაშორებული და აქვთ დიდი ვარსკვლავის/ობიექტის მასის ფარდობა, შესაძლოა ყავისფერ ჯუჯებად წარმოიქმნა; მათ ატმოსფეროების შედგენილება ბევრად მსგავსი იქნება მათი დედავარსკვლავისა, ვიდრე აკრეციულად წარმოქმნილი პლანეტებისა, რომლებიც უნდა შეიცავდეს მძიმე ელემენტების დიდ რაოდენობას. 2014 წლის მონაცემებით, პირდაპირ გადაღებული ეგზოპლანეტები მასიურია და აქვს ფართო ორბიტა, ამიტომ ალბათ წარმოადგენს ყავისფერი ჯუჯის ფორმირების დაბალი მასიან დასასრულს.
ასევე 13 იუპიტერის მასის ობიექტს არ აქვს ზუსტი ფიზიკური მნიშვნელობა. დეითერიუმის სინთეზი ამაზე დაბალი მასის მქონე ზოგიერთ ობიექტში შესაძლოა მოხდეს. სინთეზირებული დეითერიუმის რაოდენობა დამოკიდებულია ობიექტის შედგენილობის გარკვეულ განფენილობაზე. „ექსტრასოლარული პლანეტების ენციკლოპედია“ მოიცავს ობიექტებს 25 იუპიტერის მასამდე და იუწყება: „ის ფაქტი, რომ არ არსებობს განსაკუთრებული მახასიათებელი 13 MJup-ის გარშემო აქამდე დაკვირვებულ მასის სპექტრში, აძლიერებს იმ არჩევანს, რომ ეს მასის ზღვარი დავივიწყოთ“. The Exoplanet Data Explorer მოიცავს ობიექტებს 24 იუპიტერის მასამდე საკონსულტაციოსთან ერთად: „13 იუპიტერის მასის გამორჩევა საკ-ის მომუშავე ჯგუფის მიერ ფიზიკურად არამოტივირებულია კლდოვანი ბირთვის მქონე პლანეტებისთვის და დაკვირვებითად პრობლემატურია sin i-ს ორაზროვანების გამო“. The NASA Exoplanet Archive მოიცავს ობიექტებს მასით (ან მინიმალური მასით), რომელიც 30 იუპიტერის მასაზე ნაკლებია. ყავისფერი ჯუჯებისა და პლანეტების განცალკევების სხვა კრიტერიუმი, გარდა დეითერიუმის წვის, ფორმირების პროცესის ან მდებარეობისა, არის ის, ბირთვის წნევაზე კულონის წნევა თუ ელექტრონის გადაგვარებული წნევა მოქმედებს.
აღმოჩენის ისტორია
საუკუნეების მანძილზე ფილოსოფოსებსა და მეცნიერებს მიაჩნდათ, რომ ეგზოპლანეტები არსებობდა, მაგრამ მათი დაფიქსირების, სიხშირის დადგენის ან იმის გაგების გზები, რამდენად წააგავდა მზის სისტემის პლანეტებს, არ არსებობდა. მეცხრამეტე საუკუნეში გაკეთებული რამდენიმე განცხადება, რომელიც ეგზოპლანეტის აღმოჩენას იუწყებოდა, ასტრონომებმა მალევე უარყვეს. პირველი დადასტურებული დაფიქსირება 1992 წელს მოხდა, რამდენიმე კლდოვანი მასის პლანეტის აღმოჩენით, რომელიც პულსარ PSR B1257+12-ის გარშემო ბრუნავს. პირველი ეგზოპლანეტის აღმოჩენის დადასტურება, რომელიც მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავს, მოხდა 1995 წელს, როდესაც გიგანტი პლანეტა 4 დღიანი ორბიტალური პერიოდით აღმოაჩინეს ახლო ვარსკვლავ 51 Pegasi-ს გარშემო. ზოგიერთი ეგზოპლანეტა პირდაპირაა დაფიქსირებული ტელესკოპებით, მაგრამ უმეტესობა არაპირდაპირი მეთოდებით, როგორებიცაა ტრანზიტული მეთოდი და რადიალური სიჩქარის მეთოდი, დააფიქსირეს.
ადრინდელი მოსაზრებები
მეთექვსმეტე საუკუნეში იტალიელმა ფილოსოფოსმა ჯორდანო ბრუნომ, რომელიც მხარდამჭერი იყო კოპერნიკისეული თეორიისა, რომლის მიხედვითაც დედამიწა და სხვა პლანეტები ბრუნავდა მზის გარშემო (ჰელიოცენტრიზმი), ივარაუდა, რომ უძრავი ვარსკვლავები მზის მსგავსია და ასევე ჰყავს პლანეტები.
მეთვრამეტე საუკუნეში იგივე შესაძლებლობა ისააკ ნიუტონმა General Scholium-ში ახსენა, რომელიც მის Principia-ს მოიცავს. მან გააკეთა შედარება მზის პლანეტებთან და დაწერა: „და თუ უძრავი ვარსკვლავები მსგავსი სისტემების ცენტრებია, ისინი აგებული იქნება მზის მსგავსი კონსტრუქციითა და დომინანტობით“.
1952 წელს, 40 წელზე მეტი ხნით ადრე, ვიდრე პირველ ცხელ იუპიტერს აღმოაჩენდნენ, ოტო სტრავმა დაწერა, რომ არ არსებობს იმის მიზეზი, თუ რატომ არ შეიძლება პლანეტები იმაზე ახლოს იყოს თავიანთ დედავარსკვლავებთან, ვიდრე მზის სისტემაშია, და წამოაყენა აზრი, რომ დოპლერის სპექტროსკოპიასა და ტრანზიტულ მეთოდს შეეძლო დაეფიქსირებინა სუპერ-იუპიტერები მოკლე ორბიტებზე.
საეჭვო განცხადებები
ეგზოპლანეტების აღმოჩენის შესახებ განცხადებები მეცხრამეტე საუკუნიდან კეთდებოდა. ერთ-ერთი ყველაზე ადრეული არის ორმაგი ვარსკვლავი 70 Ophiuchi. 1855 წელს კაპიტანმა W. S. იაკობმა, აღმოსავლეთ ინდოეთის კომპანიის მადრას ობსერვატორიიდან, განაცხადა, რომ ორბიტალური ანომალიები „მეტად შესაძლებელს“ ხდის იმ ფაქტს, რომ არსებობს „პლანეტური სხეული“ ამ სისტემაში. 1890-იანებში ტომას J. J. სიმ, ჩიკაგოს უნივერსიტეტიდან და შეერთებული შტატების საზღვაო ობსერვატორიიდან, განაცხადა, რომ ორბიტალურმა ანომალიებმა დაამტკიცა ბნელი სხეულის არსებობა 70 Ophiuchi-ს სისტემაში ერთ-ერთი ვარსკვლავის ირგვლივ 36 წლიანი პერიოდით. თუმცა, ფორესტ რეი მაულტონმა გამოაქვეყნა ნაშრომი, რომელიც ამტკიცებდა, რომ სამ სხეულიანი სისტემა ამ ორბიტალური პარამეტრებით ძალიან არასტაბილური უნდა ყოფილიყო. 1950-იანებსა და 1960-იანებში პიტერ ვან დე კამპმა, სუართმორის კოლეჯიდან, აღმოჩენის სხვა განცხადებები გააკეთა, ოღონდ ამ დროს პლანეტები ბენარის ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავდა. ამჟამად ასტრონომები ამ ადრეული აღმოჩენების განცხადებებს მცდარად აღიქვამენ.
1991 წელს ენდრიუ ლაინმა, მ. ბეილიზმა და ს. ლ. შიმარმა განაცხადეს, რომ მათ აღმოაჩინეს პულსარი პლანეტა PSR 1829-10-ის ორბიტაზე პულსარის სინქრონულობის ვარიაციების გამოყენებით. ამ განცხადებამ მცირე ხანს მიიპყრო ინტენსიური ყურადღება, მაგრამ ლაინმა და მისმა გუნდმა მალე უკან წაიღეს განცხადება.
დადასტურებული აღმოჩენები
პირველი გამოქვეყნებული აღმოჩენა, რომელიც შემდეგ დადასტურდა, გაკეთდა 1988 წელს კანადელი ასტრონომების, ბრიუს კემპბელის, გ. ა. ჰ. უოლკერისა და სტივენსონ იანგის (ვიქტორიას და ბრიტანული კოლუმბიის უნივერსიტეტებიდან) მიერ. მიუხედავად იმისა, რომ ისინი ფრთხილობდნენ პლანეტის დაფიქსირების განცხადებას, მათი რადიალური სიჩქარის დაკვირვებები იუწყებოდა, რომ პლანეტა ვარსკვლავ გამა ცეფეის ირგვლის ბრუნავდა. ასტრონომები ნაწილობრივ იმის გამო, რომ იმ დროს ძალიან შეზღუდული იყო ინსტრუმენტალური შესაძლებლობები, სკეპტიკურად იყვნენ განწყობილნი რამდენიმე წელიწადი ამ და სხვა მსგავსი აღმოჩენის მიმართ. მიაჩნდათ, რომ ზოგიერთი აშკარა პლანეტა შესაძლოა ყოფილიყო ყავისფერი ჯუჯა — ობიექტები საშუალო მასით პლანეტებსა და ვარსკვლავებს შორის. 1990 წელს დამატებითი დაკვირვებების მონაცემები გამოქვეყნდა, რომელიც მხარს უჭერდა პლანეტის არსებობას გამა ცეფეის ირგვლივ, მაგრამ შემდგომმა კვლევებმა 1992 წელს კვლავ სერიოზული ეჭვები აღძრა. საბოლოოდ, 2003 წელს გაუმჯობესებული ტექნიკის საშუალებით პლანეტის არსებობა დამტკიცდა.
1992 წლის 9 იანვარს რადიო ასტრონომებმა ალექსანდრე ვოლსჩანმა და დეილ ფრეილმა განაცხადეს ორი პლანეტის აღმოჩენა პულსარ PSR 1257+12-ის გარშემო. ეს აღმოჩენა დადასტურდა და მიჩნეულია ეგზოპლანეტების პირველ აღმოჩენად. შემდგომმა დაკვირვებებმა ეს შედეგები გაამყარა და მესამე პლანეტის აღმოჩენის დადასტურებამ 1994 წელს გამოაცოცხლა თემა პოპულარულ პრესაში. მიჩნეულია, რომ ამ პულსარის პლანეტები წარმოიქმნა ზეახლის უჩვეულო ნარჩენებისაგან, რომელმაც წარმოქმნა პულსარი პლანეტის ფორმირების მეორე „რაუნდში“, ან უბრალოდ გაზური გიგანტების ნარჩენი კლდოვანი ბირთვებია, რომლებიც როგორღაც გადაურჩა ზეახალს და შემდეგ მათ ამჟმინდელ ორბიტებად დაიშალა.
1995 წლის 6 ოქტომბერს მიშელ მაიორმა და დიდიე კელომ (ჟენევის უნივერსიტეტიდან) განაცხადეს მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის გარშემო მოძრავი ეგზოპლანეტის პირველი მკაფიო აღმოჩენა. ამ ვარსკვლავის სახელია 51 Pegasi. ეს აღმოჩენა, რომელიც Observatoire de Haute-Provence-ში გაკეთდა, თანამედროვე ეგზოპლანეტების აღმოჩენის ხანას უძღვის წინ. ტექნოლოგიური პროგრესის წყალობით, ყველაზე შესამჩნევი კი მაღალი გარჩევადობის სპექტროსკოპიაში, უამრავი ახალი ეგზოპლანეტის აღმოჩენა გახდა შესაძლებელი: ასტრონომებს შეუძლიათ ეგზოპლანეტების დაფიქსირება არაპირდაპირ მათი გრავიტაციის გავლენის გაზომვით დედავარსკვლავების მოძრაობაზე. ბევრად მეტი ეგზოპლანეტის დაფიქსირება მოხერხდა მოგვიანებით, როდესაც ვარსკვლავის ხილული სიკაშკაშეს მის წინ გამავალი პლანეტა ცვლიდა.
თავდაპირველად ყველაზე ცნობილი ეგზოპლანეტები იყო მასიური პლანეტები, რომლებიც თავიანთი დედავარსკვლავის გარშემო ძალიან ახლოს ბრუნავდა. ასტრონომები გაოცებულები იყვნენ ამ „ცხელი იუპიტერებით“, რადგან პლანეტის ფორმირების თეორიები მიუთითებდა, რომ პლანეტები უნდა წარმოქმნილიყო ვარსკვლავიდან ძალიან შორ მანძილზე. მაგრამ საბოლოოდ სხვა ტიპის უფრო მეტი პლანეტა აღმოაჩინეს. ახლა უკვე ცნობილია, რომ ცხელი იუპიტერები ეგზოპლანეტების უმცირესობაა. 1999 წელს იფსილონ ანდრომედა გახდა პირველი მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი, რომელსაც რამდენიმე პლანეტა ჰყავდა. სხვა მრავალპლანეტური სისტემები შემდეგ აღმოაჩინეს.
2015 წლის 2 თებერვლის მონაცემებით, დადასტურებული 1888 ეგზოპლანეტა „ექსტრასოლარული პლანეტების ენციკლოპედიაშია“ შეტანილი იმათ ჩათვლით, რომლებიც იყო გვიანდელი 1980-იანებიდან კონტროვერსიული განცხადებების დადასტურება. ეს რიცხვი მოიცავს 1187 პლანეტურ სისტემას, რომლის 477 არის მრავალპლანეტური სისტემა. კეპლერ-16 შეიცავს პირველად აღმოჩენილ ეგზოპლანეტას, რომელიც ბრუნავს ორმაგი მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავური სისტემის ირგვლივ.
2014 წლის 26 თებერვალს ნასამ განაცხადა კეპლერის კოსმოსური ტელესკოპის მიერ 715 ახლად დაფიქსირებული ეგზოპლანეტის აღმოჩენა 305 ვარსკვლავის გარშემო. ეს ეგზოპლანეტები შემოწმდა სტატისტიკური ტექნიკის გამოყენებით, რომელსაც ეწოდება „დადასტურება მრავალრიცხოვნობით“. ამ შედეგებამდე, ყველაზე დადასტურებადი პლანეტები გაზური გიგანტები იყო, რომელიც იუპიტერის ზომის ან უფრო დიდი იყო, რადგან ისინი ადვილად დასაფიქსირებელია, მაგრამ კეპლერის პლანეტები უმეტესად არის ნეპტუნისა და დედამიწის ზომებს შორის.
2015 წლის 6 იანვარს ნასამ განაცხადა მე-1000 დადასტურებული ეგზოპლანეტის აღმოჩენა კეპლერის კოსმოსური ტელესკოპით. ახალი დადასტურებული ეგზოპლანეტებიდან სამი თავიანთი დედავარსკვლავის სასიცოცხლო ზონაში მდებარეობდა: სამიდან ორი, კეპლერ-438b და კეპლერ-442b, თითქმის დედამიწის ზომისაა და სავარაუდოდ კლდოვანია; მესამე, კეპლერ-440b, სუპერ-დედამიწაა. კეპლერის მიერ აღმოჩენილი მსგავსი მცირე ზომის დადასტურებული ეგზოპლანეტები სასიცოცხლო ზონაში მოიცავს შემდეგს: კეპლერ-62e, კეპლერ-62f, კეპლერ-186f, კეპლერ-296e და კეპლერ-296f.
კანდიდატები
2012 წლის 17 ოქტომბერს გაკეთდა განცხადება დაუდასტურებელი პლანეტის, ალფა კენტავრი Bb-ს შესახებ, რომელიც ალფა კენტავრი B-ს გარშემო ბრუნავს. ეს უკანასკნელი კი სამმაგი ვარსკვლავური სისტემის ნაწილია, რომელიც დედამიწის მზესთან უახლოესია. ალფა კენტავრი Bb დედამიწის ზომის პლანეტაა, მაგრამ ის არ მდებარეობს სასიცოცხლო ზონაში.
2014 წლის მარტის მონაცემებით, ნასას კეპლერის მისიამ 2900-ზე მეტი პლანეტის კანდიდატი აღმოაჩინა, რომელთა მათგანი დედამიწის ზომისაა და სასიცოცხლო ზონაში მდებარეობს, ზოგი კი მზის მსგავსი ვარსკვლავების გარშემო.
აღმოჩენის მეთოდები
პირდაპირი გადაღება
პლანეტა თავის დედავარსკვლავთან შედარებით უკიდურესად მკრთალია. ხილულ დიაპაზონში მისი სიკაშკაშე დედავარსკვლავის მემილიონედზე ნაკლებია. ასეთი მკრთალი სინათლის წყაროს დაფიქსირება ურთულესია. გარდა ამისა, დედავარსკვლავის სიკაშკაშე ისედაც მკრთალ სინათლის წყაროს მთლიანად შეუმჩნეველს ხდის. საჭიროა, რომ დედავარსკვლავის სიკაშკაშე დაიბლოკოს, რათა დარჩეს მხოლოდ პლანეტის სინათლე და იგი ხილული გახდეს. ამის გაკეთება უმთავრესი ტექნოლოგიური გამოწვევაა.
ყველა ეგზოპლანეტა, რომელიც პირდაპირ გადაიღეს, დიდია და ფართოდ გამოყოფილია დედავარსკვლავიდან. მათი უმეტესობა ძალიან ცხელია, ამიტომ ისინი ინტენსიურ ინფრაწითელ დიაპაზონში ასხივებს. ამიტომ ფოტოებს ინფრაწითელ დიაპაზონში იღებენ, სადაც პლანეტა უფრო კაშკაშაა, ვიდრე ხილულ სპექტრში. გიგანტი პლანეტის ფორმირებისას გაზის აკრეციის ფაზის დროს ვარსკვლავი-პლანეტის კონტრასტი შესაძლოა უკეთესი იყო H ალფაში, ვიდრე – ინფრაწითელში. H ალფა დაკვირვების ტექნიკა ამჟამად დამუშავების პროცესშია.
სპეციალურად შექმნილი პირდაპირ გადამღები ინსტრუმენტები, როგორებიცაა Gemini Planet Imager, VLT-SPHERE და SCExAO, პირდაპირ დააფიქსირებს ათობით პლანეტას, თუმცა ცნობილ ეგზოპლანეტათა უმრავლესობა არაპირდაპირი მეთოდებითაა აღმოჩენილი. ქვემოთ არის არაპირდაპირი მეთოდები, რომლებიც ძალიან გამოყენებადია:
არაპირდაპირი მეთოდები
ტრანზიტული მეთოდი
თუ პლანეტა დედავარსკვლავის დისკოს წინ გაივლის, ვარსკვლავის სიკაშკაშე მცირე რაოდენობით მცირდება. რაოდენობა, რამდენითაც ვარსკვლავის სიკაშკაშე დაიკლებს, დამოკიდებულია მის და პლანეტის ზომაზე, სხვა ფაქტორებთან ერთად. ამ მეთოდის ცუდი მხარე ისაა, რომ მრავლადაა მცდარი აღმოჩენები და აუცილებელია სხვა მეთოდებით დადასტურება. ტრანზიტული მეთოდით პლანეტის რადიუსის დადგენაა შესაძლებელი და კიდევ ის სარგებლობა აქვს, რომ ზოგჯერ პლანეტის ატმოსფეროს სპექტროსკოპიით გამოკვლევის საშუალებას იძლევა. რადგანაც ტრანზიტული მეთოდი მოითხოვს პლანეტის ორბიტის ნაწილის მიერ ხილვადობის ხაზის გადაკვეთას დედამიწასა და დედავარსკვლავს შორის, ალბათობა იმისა, რომ შემთხვევით ორიენტირებულ ორბიტაზე მყოფი ეგზოპლანეტის მიერ ვარსკვლავის გადაკვეთა გამოჩნდება, ძალიან მცირეა. კეპლერის კოსმოსური ტელესკოპი ამ მეთოდს იყენებს.
რადიალური სიჩქარე ან დოპლერის მეთოდი
რადგან პლანეტა ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავს, ვარსკვლავიც ასევე თავის მცირე ორბიტაზე ბრუნავს სისტემის მასის ცენტრის ირგვლივ. ცვლილებების დანახვა ვარსკვლავის რადიალურ სიჩქარეში — ეს არის სიჩქარე, რომლითაც ის მოძრაობს დედამიწის მიმართულებით ან შორდება მას — შესაძლებელია ვარსკვლავის სპექტრული ხაზების დოპლერის ეფექტის გამო გადანაცვლებით. უკიდურესად მცირე რადიალური სიჩქარეების დაფიქსირებაა შესაძლებელი, როგორიცაა 1 მ/წმ ან უფრო მცირე. ამ მეთოდის დადებითი მხარე ისაა, რომ ის ერგება იმ ვარსკვლავებს, რომლებსაც მახასიათებლების მთელი რიგი აქვს. მისი ერთ-ერთი უარყოფითი მხარე არის ის, რომ მისი დახმარებით შეუძლებელია პლანეტის ჭეშმარიტი მასის გამოთვლა, მაგრამ შეუძლია დაადგინოს ამ მასის ქვედა ზღვარი. თუმცა, თუ პლანეტის რადიალური სიჩქარე გაიზომება ვარსკვლავის რადიალური სიჩქარის დახმარებით, მაშინ ჭეშმარიტი მასის გამოთვლაც შესაძლებელია.
ტრანზიტის სინქრონულობის ცვალებადობა (ტსც)
როდესაც წარმოდგენილია მრავალი პლანეტა, თითოეული მათგანი სხვების ორბიტას ოდნავ აშფოთებს. ერთი პლანეტის ტრანზიტის დროში ცვლილებებს შეუძლია მეორე პლანეტის არსებობა დაამტკიცოს, რომლის ტრანზიტი შესაძლოა მოხდეს, შესაძლოა – არა. მაგალითად, პლანეტა კეპლერ-19b-ს ტრანზიტში ცვლილებები სისტემაში მეორე პლანეტის არსებობაზე მეტყველებს: არატრანზიტირებად კეპლერ-19c-ზე. თუ მრავალტრანზიტული პლანეტები არსებობს ერთ სისტემაში, მაშინ ამ მეთოდის გამოყენება შესაძლებელია მათი არსებობის დასამტკიცებლად. ამ მეთოდის სხვა ფორმაში დაბნელებების დარეგულირებას დაბნელებად ორმაგ ვარსკვლავში შეუძლია გამოავლინოს გარე პლანეტა, რომელიც ორივე ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავს. 2013 წლის აგვისტოს მონაცემებით, რამდენიმე პლანეტა იქნა ნაპოვნი ამ გზით, ასევე მოხდა რამდენიმე პლანეტის დადასტურება ამ მეთოდით.
ტრანზიტის ხანგრძლივობის ცვალებადობა (ტხც)
როდესაც პლანეტა მრავალი ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავს ან ჰყავს მთვარეები, მისი ტრანზიტის დრო შესამჩნევად იცვლება თითო ტრანზიტზე. მიუხედავად იმისა, რომ არც ახალი პლანეტები და არც მთვარეები არ აღმოუჩენიათ ამ მეთოდით, ის წარმატებით გამოიყენება იმ პლანეტების არსებობის დასადასტურებლად, რომელთაც ორმაგი ვარსკვლავური სისტემა აქვს.
გრავიტაციული მიკროლინზირება
მიკროლინზირება ხდება, როდესაც ვარსკვლავის გრავიტაციული ველი ლინზასავით იქცევა და ადიდებს შორეული ფონური ვარსკვლავის სინათლეს. ლინზა ვარსკვლავის გარშემო მოძრავ პლანეტებს შეუძლია შესამჩნევი ანომალიები გამოიწვიოს გადიდებაში. სხვა მეთოდებისგან განსხვავებით, რომლებიც გამოიყენება მცირე ორბიტიანი პლანეტების აღმოსაჩენად, მიკროლინზირება ყველაზე მგრძნობიარეა მზის მსგავსი ვარსკვლავებიდან 1-10 აე-თი მოშორებით მდებარე პლანეტების აღმოსაჩენად.
ასტრომეტრია
ასტრომეტრია მოიცავს ცაზე ვარსკვლავის პოზიციის ზუსტად გაზომვასა და ამ პოზიციის დროში ცვლილებებზე დაკვირვებას. შესაძლებელია პლანეტის გრავიტაციის გავლენის გამო ვარსკვლავის მოძრაობის დაფიქსირება. თუმცა, რადგანაც მოძრაობა ძალიან მცირეა, ეს მეთოდი ჯერჯერობით ძალიან მომგებიანი არ არის. მისი დახმარებით რამდენიმე საკამათო აღმოჩენა გააკეთეს, თუმცა ის წარმატებით გამოიყენება სხვა მეთოდებით აღმოჩენილი პლანეტების თვისებების დასადგენად.
პულსარის სინქრონულობა
პულსარი (ვარსკვლავის პატარა, ზემკვრივი ნარჩენი, რომელიც ზეახლად აფეთქდა) ბრუნვისას ასხივებს რადიოტალღებს ძალზე რეგულარულად. თუ პლანეტები მოძრაობს პულსარის გარშემო, მათი ბრუნვა გამოიწვევს მცირე ანომალიებს პულსარის დაფიქსირებულ რადიო პულსების სინქრონულობაში. ეგზოპლანეტის პირველი დადასტურებული აღმოჩენა ამ მეთოდით მოხდა. 2011 წლის მონაცემებით, ის ძალიან მომგებიანი არ ყოფილა: ამ გზით 5 პლანეტა აღმოაჩინეს 3 სხვადასხვა პულსარზე.
ცვალებადი ვარსკვლავის სინქრონულობა (პულსაციის სიხშირე)
პულსარების მსგავსად, არსებობს სხვა ტიპის ვარსკვლავები, რომლებზეც შეინიშნება პერიოდული აქტივობა. პერიოდულობიდან გადახრას ზოგჯერ პლანეტის მის გარშემო მოძრაობა იწვევს. 2013 წლის მონაცემებით, რამდენიმე პლანეტა აღმოაჩინეს ამ მეთოდით.
ამრეკლი/მასხივებელი მოდულაციები
როდესაც პლანეტა თავის დედავარსკვლავთან ძალიან ახლოს ბრუნავს, ის ვარსკვლავის სინათლის შესამჩნევ რაოდენობას იჭერს. როდესაც პლანეტა ვარსკვლავის გარშემო მოძრაობს, სინათლის რაოდენობა იცვლება, რადგან პლანეტებს აქვს ფაზები, როდესაც დედამიწიდან ვაკვირდებით ან პლანეტა უფრო ანათებს ერთი მხრიდან, ვიდრე სხვა მხრიდან ტემპერატურული სხვაობების გამო..
ფარდობითი სიკაშკაშე
ფარდობითი სიკაშკაშე ზომავს დაკვირვებულ ნაკადს ვარსკვლავიდან, რომელიც მისი მოძრაობითაა გამოწვეული. ვარსკვლავის სიკაშკაშე იცვლება, როდესაც პლანეტა შორდება ან უახლოვდება მას.
ელიფსოიდალური ცვალებადობები
დედავარსკვლავთან ახლოს მდებარე მასიური პლანეტები იწვევს ვარსკვლავის ფორმის დეფორმაციას. ეს კი იწვევს ვარსკვლავის სიკაშკაშის ოდნავ გადახრას, რომელიც დამოკიდებულია, თუ როგორ ბრუნავს დედამიწის მიმართ.
პოლარიმეტრია
პოლარიმეტრიის მეთოდით პლანეტიდან არეკლილი პოლარიზებული სინათლე გამოიყოფა ვარსკვლავიდან გამოსხივებული არაპოლარიზებული სინათლისგან. ამ მეთოდით არც ერთი ახალი პლანეტა არ აღმოუჩენიათ, მაგრამ რამდენიმე უკვე აღმოჩენილი პლანეტის არსებობა ამ მეთოდით დაადასტურეს.
დისკო ვარსკვლავის გარშემო
მრავალ ვარსკვლავს გარს აკრავს კოსმოსური მტვრის დისკო, რომელიც მიჩნეულია, რომ კომეტებისა და ასტეროიდების შეჯახებებითაა წარმოქმნილი. მტვრის აღმოჩენა შესაძლებელია, რადგან ის შთანთქავს ვარსკვლავის სინათლეს და ხელახლა ასხივებს ინფრაწითელ გამოსხივებად. დისკოში არსებულმა მახასიათებლებმა შესაძლოა პლანეტების არსებობაზე მიუთითოს, თუმცა ეს არ მიიჩნევა საბოლოო აღმოჩენის მეთოდად.
ნომენკლატურა
შესაფერისი სახელები
ეგზოპლანეტათა უმეტესობას კატალოგური სახელები აქვს, რომელიც შემდგომ სექციებშია ახსნილი, მაგრამ 2014 წელს საკ-მა განახორციელა პროცესი, რის შედეგადაც ეგზოპლანეტებს შესაბამისი სახელები მიენიჭა. პროცესი მოიცავს საზოგადო ნომინაციასა და ხმის მიცემას ახალი სახელებისთვის, საკ-ი კი 2015 წლის აგვისტოსთვის გეგმავს ახალი სახელების გამოცხადებას. პლანეტების სახელების დარქმევის გადაწყვეტილებას მოჰყვა კერძო კომპანია Uwingu-ს ეგზოპლანეტების სახელდების კონკურსი, რომელიც საკ-მა სასტიკად გააკრიტიკა. რამდენიმე ხნის წინ რამდენიმე პლანეტამ არაოფიციალური სახელიც მიიღო: ოსირისი (HD 209458 b), ბელეროფონი (51 Pegasi b) და მეთუშალა (PSR B1620-26 b).
მრავალი ვარსკვლავის სტანდარტი
ეგზოპლანეტების სახელდების კონვენცია არის გაგრძელება ვაშინგტონის სხვადასხვაობის კატალოგის გაგრძელება მრავალვარსკვლავური სისტემებისათვის და საკ-ის მიერ შერჩეული. ვარსკვლავური სისტემის ყველაზე კაშკაშა წევრს ასო A ეკუთვნის. სხვა შემადგენელი ნაწილები, რომლებიც A-ს არ შეიცავენ, ჩვეულებრივ B, C და სხვა ლათინური ასოებით აღინიშნება. ქვეკომპონენტები აღინიშნება ერთი ან მეტი სუფიქსით პირვანდელი აღნიშვნით და იწყება მცირე ასოებით მეორე იერარქიული დონისთვის და შემდეგ რიცხვები მესამესთვის. მაგალითად, თუ სამმაგი ვარსკვლავური სისტემაა, რომელშიც ორი ვარსკვლავი ერთმანეთთან ძალიან ახლოს ბრუნავს და მესამე უფრო მოშორებით, ახლოს მოძრავ ვარსკვლავს დაერქმევა Aa და Ab, ხოლო შორეულს — B. ისტორიული მიზეზების გამო ეს სტანდარტი ყოველთვის დაცული არ არის: მაგალითად, ალფა კენტავრი A, B და C არ არის აღნიშნული, როგორც ალფა კენტავრი Aa, Ab და B.
ეგზოპლანეტების სტანდარტი
ზემოთ აღნიშნული სტანდარტის მიხედვით, ეგზოპლანეტის სახელი ჩვეულებრივ წარმოიქმნება მისი დედავარსკვლავის სახელზე პატარა ლათინური ასოს დამატებით. სისტემაში პირველად აღმოჩენილ პლანეტას აღნიშვნა b ეძლევა და მოგვიანებით აღმოჩენილებს მომდევნო ასოები. თუ რამდენიმე პლანეტა ერთსა და იმავე სისტემაში ერთდროულად აღმოაჩინეს, ვარსკვლავთან უახლოესი იღებს შემდეგ ასოს, რომელსაც მოჰყვება სხვა პლანეტები ორბიტალური ზომის მიხედვით.
მაგალითად, 55 Cancri სისტემაში პირველი პლანეტა 55 Cancri b 1996 წელს აღმოაჩინეს; დამატებით ორი პლანეტა ერთდროულად იქნა აღმოჩენილი 2002 წელს და ვარსკვლავთან უახლოესს 55 Cancri c და სხვას 55 Cancri d დაარქვეს; მეოთხე პლანეტის აღმოჩენა იქნა განცხადებული (მისი არსებობა მოგვიანებით უარყვეს) 2004 წელს და დაერქვა 55 Cancri e, მიუხედავად ვარსკვლავთან უფრო ახლოს მდებარეობისა, ვიდრე 55 Cancri b; და ბოლო ხანებში (2007) აღმოჩენილ პლანეტას 55 Cancri f დაერქვა, მიუხედავად იმისა, რომ უფრო ახლოს მდებარეობს, ვიდრე 55 Cancri c და 55 Cancri d. 2012 წლის აპრილის მონაცემებით, გამოყენებული ყველაზე „მაღალი“ ასო არის j დაუდასტურებელი პლანეტა HD 10180 j, ხოლო h ყველაზე „მაღალი“ ასოა დადასტურებული პლანეტისთვის, რომელიც იმავე ვარსკვლავს ეკუთვნის.
თუ პლანეტა ორმაგი ვარსკვლავური სისტემის ერთ-ერთი წევრის გარშემო ბრუნავს, მაშინ ვარსკვლავის დიდ ლათინურ ასოს პლანეტის პატარა ლათინური ასო მოჰყვება. მაგალითები არის 16 Cygni Bb და HD178911 Bb. პლანეტებს, რომლებიც პირველადი ან „A“ ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავს, უნდა ჰქონდეს Ab სისტემის სახელის შემდეგ, როგორც HD 41004 Ab-ს. თუმცა „A“ ზოგჯერ გამოტოვებულია; მაგალითად, ორმაგი სისტემა Tau Boötis-ის (ტაუ მენახირე) პირველადი ვარსკვლავის გარშემო აღმოჩენილ პირველ პლანეტას ჩვეულებრივ Tau Boötis b-ს უწოდებენ. ვარსკვლავური აღნიშვნა აუცილებელია, როდესაც სისტემაში ერთზე მეტ ვარსკვლავს ჰყავს საკუთარი პლანეტური სისტემა, როგორც WASP 94 A-სა და WASP 94 B-ს შემთხვევაშია.
თუ დედავარსკვლავი ერთადერთი ვარსკვლავია, მაინც შეიძლება იმის თქმა, რომ ჰქონდეს „A“ აღნიშვნა, თუმცა „A“ ჩვეულებრივ არ იწერება. ასეთი ვარსკვლავის გარშემო პირველად აღმოჩენილო ეგზოპლანეტა შესაძლოა აღვიქვათ, როგორც მეორეული ქვეკომპონენტი, რომელსაც სუფიქსი Ab უნდა მიეცეს. მაგალითად, 51 Pegasi Aa სისტემა 51 Pegasi-ში დედავარსკვლავია; და პირველი ეგზოპლანეტა არის 51 Pegasi Ab. რადგანაც ეგზოპლანეტათა უმეტესობა ერთვარსკვლავიან სისტემაშია, ნაგულისხმევი აღნიშვნა „A“ ჩვეულებრივ გამოტოვებულია და ეგზოპლანეტის სახელი მხოლოდ დაბალი ლათინური ასოთი რჩება: 51 Pegasi b.
რამდენიმე ეგზოპლანეტას ისეთი სახელები დაერქვა, რომ ზემოთ აღწერილ სტანდარტს არ აკმაყოფილებს. მაგალითად, პლანეტები, რომლებიც პულსარ PSR 1257-ის გარშემო ბრუნავს, აღინიშნება დიდი ასოებით და არა პატარებით. აგრეთვე, ვარსკვლავური სისტემის ძირითადი სახელი შესაძლოა რამდენიმე სხვადასხვა სისტემას აკმაყოფილებდეს. ფაქტობრივად, ზოგიერთმა ვარსკვლავმა (მაგალითად, კეპლერ-11) თავიანთი სახელები მიიღო პლანეტების ძებნის პროგრამების მიხედვით.
ორმაგი ვარსკვლავის გარშემო მბრუნავი პლანეტები და 2010 წლის წინადადება
ჰესმანმა და მისმა გუნდმა განაცხადა, რომ ეგზოპლანეტების სახელების ამ სისტემამ კრახი განიცადა, როდესაც ორმაგი ვარსკვლავის გარშემო მბრუნავი პლანეტები აღმოაჩინეს. მათ შენიშნეს, რომ ვარსკვლავი HW Virginis-ის გარშემო მბრუნავი ორი პლანეტის აღმომჩენებმა სცადეს სახელდების პრობლემას თავი აერიდებინათ და მათ HW Vir 3 და HW Vir 4 უწოდეს, ე.ი. მეორე მეოთხე ობიექტია — ვარსკვლავური თუ პლანეტური — სისტემაში აღმოჩენილი. მათ ასევე განაცხადეს, რომ NN Serpentis-ის გარშემო ორი პლანეტის აღმომჩენები დადგნენ არჩევანის წინაშე, როცა მათ მოუწიათ რამდენიმე სხვადასხვა ოფიციალური წყაროებიდან აერჩიათ სახელი. მათ საბოლოოდ აირჩიეს NN Ser c და NN Ser d.
ჰესმანის გუნდის წინადადება იწყება მომევნო ორი წესით:
წესი 1: ეგზოპლანეტის ფორმალური სახელი მიიღება დედავარსკვლავის ან ვარსკვლავური სისტემის ფორმალურ სახელზე შესაბამისი სუფიქსების დამატებით. ზედა იერარქია განისაზღვრება დიდი ლათინური ასოებით, რომელსაც მოჰყვება პატარა ასოები, რიცხვები და ა.შ. სახელდების წყობა იერარქიულ დონეში არის მხოლოდ აღმოჩენის წყობა (ეს წესი შეესაბამება ამჟამინდელ დროებით WMC სახელდების კონვენციას).
წესი 2: როდესაც მთავარი დიდი ლათინური ასოთი აღნიშვნა გამოტოვებულია, ეს ინტერპრეტირებულია, როგორც არაოფიციალური ფორმა ზედმეტი „A-თი“, თუ სხვაგვარად ნათლად არაა განცხადებული (ეს წესი შეესაბამება იმ ეგზოპლანეტებს, რომლებიც ცალკეული ვარსკვლავების გარშემო ბრუნავს).
მათი თქმით, ამ ორი წესის ქვეშ ამჟამინდელი სახელები 99% პლანეტებისა, რომლებიც ცალკეული ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავს, დაცულია, როგორც საკ-ის მიერ სანქცირებული დროებითი სტანდარტის არაოფიციალური ფორმა. ისინი Tau Boötis b-ს ფორმალურად Tau Boötis Ab-ს დაარქმევდნენ და შეინარჩუნებდნენ წინამავალ ფორმას, როგორც არაფორმალურ გამოყენებას (წესი 2-ის თანახმად).
იმ სირთულეებთან გასამკლავებლად, რაც ორმაგი ვარსკვლავის გარშემო მბრუნავ პლანეტებს უკავშირდება, წინადადება მოიცავს კიდევ ორ დამატებით წესს:
წესი 3: როგორც წესი 1-ში არსებული ნომენკლატურის სტანდარტის ალტერნატივა, იერარქიული კავშირი შესაძლოა გამოიხატოს მაღალი წყობის სისტემის სახელების ურთიერთკავშირით და მათი ფრჩხილებში ჩასმით, რომლის შემდეგაც დაბალი წყობის სისტემას სუფიქსი დაემატება.
წესი 4: თუ არსებობს ეჭვი (ე.ი. თუ განსხვავებული სახელი ლიტერატურაში გარკვევით არ არის შეტანილი), ნომენკლატურით გამოხატული იერარქია უნდა შეესაბამებოდეს დინამიკურად გარკვეულ (ქვე)სისტემებს მათი დინამიკური მართებულობის წყობით. იერარქიული დონეები შესაძლოა შეირჩეს იმის გამო, რომ განსაკუთრებული მნიშვნელობა მიენიჭოს დინამიკურ კავშირებს, თუ ცნობილია.
ისინი დათანხმდნენ იმას, რომ ფრჩხილების გამოყენებით სახეკებუს ახალი ფორმა საუკეთესოა ორმაგი ვარსკვლავის გარშემო აღმოჩენილი პლანეტებისთვის და აქვს ხელსაყრელი ეფექტი, რომ ამ პლანეტებს მიეცეს იდენტური ქვედონის იერარქიული „იარლიყები“ და ვარსკვლავური კომპონენტის სახელები, რომლებიც შეესაბამება ორმაგი ვარსკვლავების გამოყენებას. ისინი ამბობენ, რომ ხელახლა სახელის დარქმევას მხოლოდ ორი ეგზოპლანეტური სისტემა მოითხოვს: პლანეტებს HW Virginis-ის გარშემო უნდა დაერქვას HW Vir (AB) b & (AB) c, ხოლო პლანეტებს NN Serpentis-ის გარშემო — NN Ser (AB) b & (AB) c.
კეპლერ-16-ის გარშემო არსებული ორმაგი ვარსკვლავის გარშემო მბრუნავი პლანეტის აღმომჩენები ჰესმანისა და მისი გუნდის მიერ შემოთავაზებულ სქემას მიჰყვენ, როდესაც მათ სხეულს კეპლერ-16 (AB)-b დაარქვეს, ან უბრალოდ კეპლერ-16b, როდესაც არანაირი ორაზროვნობა არ არის.
სახელდების სხვა სისტემები
სხვა ნომენკლატურა, რომელსაც ხშირად სამეცნიერო ფანტასტიკაში შეხვდებით, იყენებს რომაულ ციფრებს პლანეტის ვარსკვლავიდან პოზიციის მიხედვით (ეს სისტემა შთაგონებული იქნა სახელდების ძველი სისტემით, რომელიც გარე პლანეტების მთვარეებს დაერქვა, როგორიცაა „იუპიტერი IV“, ანუ იგივე კალისტო). მაგრამ ასეთი სისტემა არაპრაქტიკულია სამეცნიერო გამოყენებისთვის, რადგან შესაძლოა ახალი პლანეტები აღმოაჩინონ უფრო ახლოს ვარსკვლავთან, რაც შეცვლის ყველა ციფრს.
წარმოქმნა და ევოლუცია
პლანეტები წარმოიქმნება რამდენიმე ათეული მილიონი წლის შემდეგ მათი დედავარსკვლავის ფორმირების შემდეგ. არსებობს ვარსკვლავები, რომლებიც დღეს წარმოქმნის პროცესშია და ისეთი ვარსკვლავებიც შეინიშნება, რომლებიც 10 მილიარდი წლისაა, ამიტომ მზის სისტემის პლანეტებისგან განსხვავებით, რომელთა დაკვირვება შეიძლება ისეთად, როგორებიც დღესაა, ეგზოპლანეტების კვლევა საშუალებას იძლევა მათ დაკვირვებას ევოლუციის სხვადასხვა ეტაპზე. როდესაც პლანეტები წარმოიქმნება, მათ აქვთ წყალბადის გარსი, რომელიც გრილდება და იკუმშება დროთა განმავლობაში და წყალბადის გარკვეული ნაწილი ან მთლიანად იკარგება კოსმოსში, რომელიც პლანეტის მასაზეა დამოკიდებული. ეს იმას ნიშნავს, რომ კლდოვანი პლანეტებიც კი შესაძლოა დიდი რადიუსის იყოს წარმოქმნისას. ამის მაგალითი არის კეპლერ-51b, რომელიც სულ რაღაც 2 დედამიწის მასისაა, მაგრამ ზომით თითქმის სატურნს უტოლდება, რომელიც, თავის მხრივ, დედამიწაზე 100-ჯერ მასიურია. კეპლერ-51b საკმაო ახალგაზრდაა — მხოლოდ რამდენიმე ასეული მილიონი წლის.
ატმოსფეროების, სიცოცხლისა და კლიმატის თანაევოლუცია, ჯონ ლი გრენფელი და სხვ., 20 მაისი, 2010
ფაზური გამოყოფა გიგანტურ პლანეტებზე: სატურნის არაერთგვაროვანი ევოლუცია, ჯონათან ჯ. ფორტნი, უილიამ ბ. ჰაბარდი, 1-ლი მაისი, 2003
მაგნეტოდინამოს სიცოცხლის ხანგრძლივობა კლდოვანი, დედამიწის მასის ეგზოპლანეტებისთვის კონტრასტული მანტიის კონვექციის რეჟიმებით., ჯუსტ ვან სუმერენი, ერიკ გეიდოსი, კლინტონ პ. კონრედი, 9 აპრილი, 2013
აორთქლების ეფექტი ახლოს მდებარე გიგანტი პლანეტების ევოლუციაზე, ი. ბერეფი, ფ. სელსისი, გ. ჩაბრირი, ტ. ს. ბერმანი, ფ. ოლარდი, პ. ჰ. ჰოშილტი, ჰ. ლამერი, 5 აპრილი, 2004
ეგზოპლანეტების მიქცევა-მოქცევით დესტრუქციის დაკვირვებითი მტკიცებულება, ბრაიან ჯექსონი, რორი ბარნესი, რიჩარდ გრინბერგი, 7 აპრილი, 2009
მომაკვდავი სამყარო: ასტროფიზიკური ობიექტების გრძელვადიანი ბედი და ევოლუცია, ფრედ ს. ადამსი, გრეგორი ლაფლინი, 18 იანვარი, 1997
ვარსკვლავები, რომლებიც პლანეტებს შეიცავს
საშუალოდ, თითო ვარსკვლავზე ერთი პლანეტა მოდის. ხუთიდან ერთ მზის მსგავს ვარსკვლავს კი „დედამიწის ზომის“პლანეტა ჰყავს სასიცოცხლო ზონაში.
აღმოჩენილ ეგზოპლანეტათა უმეტესობა მზის მსგავსი (უხეშად რომ ვთქვათ) ვარსკვლავების გარშემო ბრუნავს, რომელიც არის სპექტრული კატეგორიების: F, G ან K მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავები. ნაკლებად სავარაუდოა, რომ დაბალი მასის ვარსკვლავებს (წითელი ჯუჯები, სპექტრული კატეგორია M) საკმარისად მასიური პლანეტები ჰყავს, რომ რადიალური სიჩქარის მეთოდით იქნას აღმოჩენილი. თუმცა, რამდენიმე ათეული პლანეტა შემჩნეული იქნა წითელი ჯუჯების გარშემო კეპლერის კოსმოსური ტელესკოპით, რომელიც იყენებს ტრანზიტულ მეთოდს. ამ მეთოდით მცირე პლანეტების აღმოჩენაა შესაძლებელი.
უფრო მეტი ალბათობაა, რომ მზეზე მაღალი მეტალურობის შემცველ ვარსკვლავებს უფრო ჰყავს პლანეტები, განსაკუთრებით გაზური გიგანტები, ვიდრე დაბალი მეტალურობისას.
ზოგი პლანეტა ორმაგი ვარსკვლავური სისტემის ერთ-ერთი წევრის გარშემო ბრუნავს, ხოლო აღმოჩენილია ორმაგი ვარსკვლავის გარშემო მბრუნავი პლანეტები, რომლებიც ორმაგი სისტემის ორივე წევრის გარშემო ბრუნავს. რამდენიმე პლანეტა აღმოჩენილია სამმაგ ვარსკვლავურ სისტემაში, ხოლო ერთი ოთხმად სისტემაში — კეპლერ-64.
ორბიტალური პარამეტრები
ცნობილ ეგზოპლანეტის კანდიდატთა უმეტესობა არაპირდაპირი მეთოდებით აღმოაჩინეს და, აქედან გამომდინარე, მათი რამდენიმე ფიზიკური და ორბიტალური პარამეტრის განსაზღვრაა შესაძლებელი. მაგალითად, ექვსი დამოუკიდებელი პარამეტრიდან, რომელიც განსაზღვრავს ორბიტას, რადიალური სიჩქარის მეთოდს შეუძლია განსაზღვროს ოთხი: დიდი ნახევარღერძი, ექსცენტრისიტეტი, პერიასტრონის გრძედი და პერიასტრონის დრო. მხოლოდ ორი პარამეტრია უცნობი: დახრილობა და აღმავალი კვანძის გრძედი.
მანძილი ვარსკვლავიდან, დიდი ნახევარღერძი და ორბიტალური პერიოდი
არსებობს ეგზოპლანეტები, რომლებიც ბევრად ახლოსაა დედავარსკვლავთან, ვიდრე მზის სისტემაში ნებისმიერი პლანეტა მზესთან, და ასევე არსებობს პლანეტები, რომლებიც ბევრად შორსაა თავიანთი დედავარსკვლავისგან. მზესთან ყველაზე ახლოს მდებარე პლანეტა მერკურია, რომელიც მზის გარშემო ერთ სრულ ბრუნს 88 დღეს ანდომებს, მაგრამ ცნობილთა შორის ყველაზე მცირე ორბიტა არის რამდენიმე საათი, მაგალითად კეპლერ-70b. კეპლერ-11-ის სისტემაში 5 პლანეტაა, რომელთა ორბიტები მერკურისაზე მცირეა. ნეპტუნი 30 ასტრონომიული ერთეულითაა მზიდან დაშორებული და 165 წელიწადს ანდომებს ერთი სრული ბრუნისთვის, მაგრამ არსებობს ეგზოპლანეტები, რომლებიც ათასობით ასტრონომიული ერთეულითაა დაშორებული თავიანთი დედავარსკვლავიდან და ათი ათასობით წელიწადს ანდომებენ ერთ სრულ ბრუნს. ამის მაგალითია GU Piscium b.
პლანეტის ორბიტა ვარსკვლავზე ცენტრირებული არაა, არამედ მათ მასის საერთო ცენტრი აქვთ (იხ. დიაგრამა მარჯვნივ). წრიული ორბიტებისთვის დიდი ნახევარღერძი არის მანძილი პლანეტასა და სისტემის მასის ცენტრს შორის. ელიფსური ორბიტებისთვის კი პლანეტა-ვარსკვლავის მანძილი იცვლება, ამ შემთხვევაში კი დიდი ნახევარღერძი არის სისტემის მასის ცენტრსა და პლანეტას შორის უდიდესი და უმცირესი მანძილების საშუალო. თუ პლანეტისა და ვარსკვლავის ზომები შედარებით მცირეა ორბიტასთან შედარებით და ორბიტა თითქმის წრიულია და სისტემის მასის ცენტრი არ არის ძალიან შორს ვარსკვლავის ცენტრიდან, როგორც ეს დედამიწა-მზის სისტემაშია, მაშინ ნებისმიერი წერტილიდან მანძილი ვარსკვლავზე ნებისმიერ წერტილამდე პლანეტაზე არის თითქმის იგივე, რაც დიდი ნახევარღერძი. თუმცა, როდესაც ვარსკვლავის რადიუსი იზრდება წითელ გიგანტად გადაქცევისას, მაშინ მანძილი პლანეტასა და ვარსკვლავის ზედაპირს შორის შესაძლოა ნული გახდეს, ან ნულზე ნაკლები, თუ პლანეტას გაფართოებადი წითელი გიგანტი გადაყლაპავს, ხოლო მასის ცენტრი, რომლიდანაც დიდი ნახევარღერძი იზომება, მაინც წითელი გიგანტის ცენტრთან ახლოს იქნება.
ორბიტალური პერიოდი არის დრო, რომელიც ობიექტს სჭირდება ერთი სრული ბრუნისთვის. ნებისმიერი ვარსკვლავისთვის, რაც უფრო მცირეა პლანეტის დიდი ნახევარღერძი, მით უფრო მცირეა მისი ორბიტალური პერიოდი. სხვადასხვა ვარსკვლავების პლანეტების შედარებისას, რომელთაც ერთნაირი დიდი ნახევაღერძი აქვს, რაც უფრო მასიურია ვარსკვლავი, მით უფრო მცირეა ორბიტალური პერიოდი.
ვარსკვლავის სიცოცხლის განმავლობაში მისი პლანეტების დიდი ნახევარღერძი იცვლება. ეს პლანეტური მიგრაცია ხდება განსაკუთრებით პლანეტური სისტემების ფორმირებისას, როდესაც პლანეტები ურთიერთქმედებს პროტოპლანეტურ დისკოსთან და ერთმანეთთან, სანამ შედარებით სტაბილური პოზიცია არ მიიღწევა, და მოგვიანებით წითელი გიგანტისა და ასიმპტოტური გიგანტის განშტოების ფაზები, როდესაც ვარსკვლავი ფართოვდება და ყლაპავს უახლოეს პლანეტებს, რომელიც იწვევს მათ გადაადგილებას შიგნით, და როდესაც წითელი გიგანტი კარგავს მასას, როცა გარე ფენები მიმოიფანტება და იწვევს პლანეტების გარე მიმართულებით მოძრაობას წითელი გიგანტის შესუსტებული გრავიტაციული ველის შედეგად.
რადიალური სიჩქარის და ტრანზიტული მეთოდები განსაკუთრებით მგრძნობიარეა პლანეტებზე, რომელთაც მცირე ორბიტა აქვს. ყველაზე ადრეული აღმოჩენები, როგორიცაა 51 Peg b, იყო გაზური გიგანტები რამდენიმე დღიანი ორბიტებით. ეს „ცხელი იუპიტერები“ სავარაუდოდ წარმოიქმნა შორეულ რეგიონებში და შემდეგ მოხდა მათი მიგრაცია შიგნით. კეპლერის კოსმოსურმა ტელესკოპმა აღმოაჩინა პლანეტები რამდენიმე საათიანი ორბიტალური პერიოდით, რის გამოც ისინი მდებარეობს ვარსკვლავის ზედა ატმოსფეროში (გვირგვინი), და ეს პლანეტები დედამიწის ზომის ან უფრო მცირეა, რომლებიც, სავარაუდოდ, გაზური გიგანტების ნარჩენი მყარი ბირთვებია, რომლებიც აორთქლდა ვარსკვლავთან ახლოს ყოფნის გამო ან შთაინთქმა ვარსკვლავის მიერ, როდესაც ის წითელი გიგანტის ფაზაში იყო, როგორც კეპლერ-70b-ს შემთხვევაში. აორთქლებასთან ერთად, სხვა მიზეზები, რატომ არ შეიძლება, რომ დიდი პლანეტები გადაურჩეს რამდენიმე საათიან ორბიტალურ პერიოდებს, არის მიქცევა-მოქცევის ძალებით დაშლა, მიქცევა-მოქცევების ინფლაციის არასტაბილურობა და როშე-ლობის დატბორვა. როშეს ზღვარი მიგვანიშნებს, რომ რამდენიმე საათის ორბიტალური პერიოდის მქონე მცირე პლანეტები უმეტესად რკინისგანაა გაჯერებული.
პირდაპირი გადაღების მეთოდი ყველაზე მგრძნობიარე დიდ ორბიტიანი პლანეტებზეა. ამ მეთოდმა აღმოაჩინა პლანეტები, რომელთა დაშორება დედავარსკვლავიდან რამდენიმე ასეული ასტრონომიული ერთეული იყო. თუმცა, პროტოპლანეტური დისკოების რადიუსი მხოლოდ 100 ასტრონომიული ერთეულია და ბირთვის აკრეციის მოდელები წინასწარმეტყველებს, რომ გიგანტი პლანეტის წარმოქმნა უნდა იყოს 10 აე-ში, სადაც პლანეტებს სწრაფად შეუძლიათ ზრდა, სანამ დისკო აორთქლდება. ძალიან გრძელ პერიოდიანი პლანეტები შესაძლოა თაღლითი პლანეტები იყო, რომლებიც ვარსკვლავმა „დაატყვევა“ ან წარმოიქმნა მის სიახლოვეს და გრავიტაციულად მიმოიფანტა გარეთკენ, ან სულაც პლანეტა და ვარსკვლავი შესაძლოა მასით დაუბალანსებელი ორმაგი სისტემა იყოს, სადაც პლანეტა საკუთარი განცალკევებული პროტოპლანეტური დისკოს პირველადი ობიექტია. გრავიტაციული არასტაბილურობების შედეგად შესაძლოა პლანეტები მრავალი ასეული ასტრონომიული ერთეულის მოშორებით წარმოიქმნას, მაგრამ ეს უჩვეულოდ დიდ დისკოს მოითხოვს. იმ პლანეტებისთვის, რომელთაც რამდენიმე ასეული ათასი ასტრონომიული ერთეულის სიგანის ორბიტები აქვს, რთულია ექსპერიმენტულად განსაზღვრა, ეკუთვის თუ არა გრავიტაციულად ეს პლანეტა ვარსკვლავს.
აღმოჩენილ პლანეტათა უმრავლესობა რამდენიმე ასტრონომიული ერთეულითაა დაშორებული თავის დედავარსკვლავს, რადგან მეთოდთა უმეტესობა (რადიალური სიჩქარე და ტრანზიტული მეთოდი) მოითხოვს რამდენიმე ორბიტის დაკვირვებას იმისათვის, რომ პლანეტის არსებობა დადასტურდეს. უფრო დიდი ორბიტის მქონე პლანეტები პირდაპირი გადაღებით აღმოაჩინეს, მაგრამ მათი დაშორება საშუალო სიდიდის იყო, უხეშად რომ ვთქვათ, ექვივალენტური იყო მზის სისტემის გაზური გიგანტების რეგიონისა, რომელიც მეტად შეუსწავლელია. პირდაპირი გადაღების აღჭურვილობა ამ რეგიონის გამოსაკვლევად დაყენდა მსოფლიოს უდიდეს ტელესკოპებზე და 2014 წელს უნდა დაეწყო ფუნქციონირება. ამის მაგალითია Gemini Planet Imager და VLT-SPHERE. მიკროლინზირების მეთოდით რამდენიმე პლანეტა აღმოაჩინეს 1-10 აე-ს რეგიონში. მოსალოდნელია, რომ უმეტეს ეგზოპლანეტურ სისტემაში ერთი ან ორი გიგანტი პლანეტაა, რომელთა ორბიტა ზომით იუპიტერის და სატურნის ორბიტების ტოლია. ამჟამად ცნობილია, რომ გიგანტი პლანეტების რეალურად დიდი ორბიტებით იშვიათია, მზის მსგავსი ვარსკვლავების გარშემო მაინც.
სასიცოცხლო ზონის მანძილი ვარსკვლავიდან დამოკიდებულია ვარსკვლავის ტიპზე და ეს მანძილი იცვლება ვარსკვლავის სიცოცხლის განმავლობაში, რადგან მისი ზომა და ტემპერატურა მუდამ იცვლება.
მიმოფანტული პლანეტების ბედი, ბენჟამინ ს. ბრომლეი, სკოტ ჯ. კენიონი, 10 ოქტომბერი, 2014
პლანეტების პოპულაციები მასა-პერიოდის დიაგრამაში: ეგზოპლანეტის ფორმირების სტატისტიკური დამუშავება და პლანეტების ხაფანტის როლი, იასუჰირო ჰასეგავა, რალფ პადრიცი, 8 ოქტომბერ, 2013
ექსცენტრისიტეტი
ორბიტის ექსცენტრისიტეტი არის საზომი იმისა, თუ როგორი ელიფსურია (წაგრძელებულია) ის. მერკურის გარდა, მზის სისტემის ყველა პლანეტას თითქმის წრიული ორბიტა (e < 0,1) აქვს. 20 დღიან ან უფრო ნაკლებ პერიოდიან ეგზოპლანეტათა უმეტესობას აქვს თითქმის წრიული ორბიტა, ე.ი. ძალიან მცირე ექსცენტრისიტეტი. ამის გამომწვევ მიზეზად მიჩნეულია მიქცევა-მოქცევის ცირკულარიზაცია: ექსცენტრისიტეტის შემცირება დროთა განმავლობაში ორ სხეულს შორის გრავიტაციული ურთიერთქმედებების გამო. უმეტესად კეპლერის მიერ აღმოჩენილ სუბ-ნეპტუნის ზომის პლანეტებს ძალიან მოკლე ორბიტალური პერიოდით აქვს ძალიან წრიული ორბიტა. ამის საპირისპიროდ, რადიალური სიჩქარის მეთოდით აღმოჩენილ უფრო გრძელი ორბიტალური პერიოდის მქონე გიგანტ პლანეტებს საკმაოდ ექსცენტრიული ორბიტები აქვს (2010 წლის ივლისის მონაცემებით, ასეთი ეგზოპლანეტების 55%-ს აქვს 0,2-ზე მეტი ექსცენტრისიტეტი, ხოლო 17%-ს — 0,5-ზე მეტი). მაღალი ექსცენტრისიტეტის (e > 0,2) ქონე ეგზოპლანეტები დაკვირვებით არჩეული ეფექტით არაა, რადგან პლანეტის აღმოჩენა შესაძლებელია თანაბრად კარგად, მიუხედავად მისი ორბიტის ექსცენტრიულობისა. გიგანტ პლანეტებში ელიფსური ორბიტების სიჭარბე მთავარი თავსატეხია, რადგან პლანეტის ფორმირების ამჟამინდელი თეორიები მკაცრად წინასწარმეტყველებს, პლანეტები უნდა წარმოიქმნას წრიული (არაექსცენტრიული) ორბიტებით.
თუმცა, სუსტი დოპლერის სიგნალებისთვის ამჟამინდელი აღმოჩენის შესაძლებლობის ზღვრებთან ახლოს ექსცენტრისიტეტი მწირად შევიწროებული ხდება და მაღალი მნიშვნელობებისაკენ მიისწრაფის. ნავარაუდევია, რომ დაბალი მასის ეგზოპლანეტების მაღალ ექსცენტრისიტეტზე განცხადება შესაძლებელია გადაჭარბებული იყოს, რადგან სიმულაციები მიუთითებს, რომ მრავალი დაკვირვება ასევე შეთავსებადია ორ პლანეტასთან წრიულ ორბიტებზე. ზომიერად ექსცენტრიული ორბიტების მქონე ცალკეული პლანეტების გამოქვეყნებულ დაკვირვებებს 15 % შანსი აქვს იმისა, რომ პლანეტათა წყვილი იყოს. ეს არასწორი ინტერპრეტაცია განსაკუთრებით მაშინაა შესაძლებელი, თუ ორი პლანეტა ერთმანეთის გარშემო 2:1 რეზონანსით ბრუნავს. 2009 წელს ეგზოპლანეტის ნიმუშით ასტრონომთა ჯგუფმა დაასკვნა, რომ: „(1) ერთ პლანეტიან ექსცენტრისიტეტზე გამოქვეყნებული პრობლემების დაახლოებით 35 % ამოხსნები სტატისტიკურად განურჩეველია 2:1 რეზონანსის მქონე პლანეტური სისტემებისაგან, (2) სხვა 40 %-ის სტატისტიკურად გარჩევა შეუძლებელია წრიული ორბიტების პრობლემების ამოხსნისაგან“ და „(3) დედამიწის მასის პლანეტები შესაძლოა იმალებოდეს ექსცენტრიული სუპერ-დედამიწებისა და ნეპტუნის მასის პლანეტების ორბიტალურ ამონახსნებში“.
რადიალური სიჩქარის მეთოდით დაკვირვებამ აღმოაჩინა ეგზოპლანეტის ორბიტები 0,1 ასტრონომიული ერთეულის გაღმა, რომლებიც ექსცენტრიული იყო, განსაკუთრებით დიდი პლანეტებისა. კეპლერის კოსმოსური ტელესკოპის ტრანზიტული მონაცემები შეესაბამება რადიალური სიჩქარით ჩატარებულ დაკვირვებებს და მან ასევე გამოავლინა, რომ პატარა პლანეტები უფრო ნაკლებად ექსცენტრიული ორბიტებისკენ მიისწრაფის.
დახრილობა vs. სპინ-ორბიტალური კუთხე
ორბიტალური დახრა არის კუთხე პლანეტის ორბიტასა და რაიმე სხვა წინასწარ შერჩეულ სიბრტყეს შორის. ეგზოპლანეტების შემთხვევაში დახრა განისაზღვრება დედამიწაზე მყოფი დამკვირვებლის მიმართ: ეს არის კუთხე პლანეტის ორბიტალური სიბრტყის ნორმალსა და დედამიწისა და ამ პლანეტის შემაერთებელ მონაკვეთს შორისს. აქედან გამომდინარე, პლანეტათა უმეტესობა, რომელთაც ტრანზიტული მეთოდით აკვირდებიან, 90 გრადუსთან მიახლოებულია. რადგანაც სიტყვა „დახრილობა“ ეგზოპლანეტების კვლევაში ამ ხილვის მონაკვეთის დახრილობის აღსანიშნად გამოიყენება, მაშინ კუთხე პლანეტის ორბიტასა და ვარსკვლავის ბრუნვას შორის უნდა აღინიშნოს სხვა სიტყვით და ეს სიტყვა სპინ-ორბიტალური კუთხე ან სპინ-ორბიტალური წყობა. უმეტეს შემთხვევაში ვარსკვლავის ბრუვნის ღერძის მიმართულება უცნობია. კეპლერის კოსმოსურმა ტელესკოპმა რამდენიმე ასეული მრავალპლანეტიანი სისტემა აღმოაჩინა და უმეტესობაში პლანეტები თითქმის ერთსა და იმავე სიბრტყეზე მოძრაობდა, როგორც ეს მზის სისტემაშია. თუმცა, ასტრომეტრიული და რადიალური სიჩქარის გაზომვების კომბინაციამ აჩვენა, რომ ზოგიერთი პლანეტური სისტემა შეიცავს ისეთ პლანეტებს, რომელთა ორბიტალური სიბრტყეები შესამჩნევად დახრილია ერთმანეთის მიმართ. ცხელი იუპიტერების ნახევარზე მეტის ორბიტალური სიბრტყე არსებითად არასწორ პოზიციაზეა თავისი დედავარსკვლავის ბრუნვის მიმართ. ცხელი იუპიტერების გარკვეულ ნაწილს რეტროგრადული ორბიტებიც აქვს, რაც იმას ნიშნავს, რომ ისინი თავიანთი დედავარსკვლავის ბრუნვის მიმართულების საპირისპიროდ ბრუნავს. იმის ნაცვლად, რომ პლანეტის ორბიტა შეშფოთდა, ის უფრო შესაძლებელია, რომ თვითონ ვარსკვლავმა მისცა ბიძგი მათი სისტემის ადრეული ფორმირებისას ვარსკვლავის მაგნიტური ველისა და პლანეტის წარმომქმნელი დისკოს შორის ურთიერთქმედებების გამო.
პერიასტრის პრეცესია
პერიასტრის პრეცესია არის პლანეტის ორბიტის ბრუნვა ორბიტალურ სიბრტყეში, ესეიგი ელიფსის ღერძები იცვლის მიმართულებას. სხვადასხვა ფაქტორები იწვევს პრეცესიას. მზის სისტემაში სხვა პლანეტებიდან წამოსული შეშფოთებებია ძირითადი გამომწვევი მიზეზი, მაგრამ ახლოს მყოფი ეგზოპლანეტის შემთხვევაში უდიდესი ფაქტორი შეიძლება ვარსკვლავსა და პლანეტას შორის მიქცევა-მოქცევის ძალები იყოს. ახლოს მყოფი ეგზოპლანეტებისთვის ზოგადი ფარდობითობის წვლილი პრეცესიაში ასევე შესამჩნევია და შეიძლება იყოს რამდენიმეჯერ დიდი, ვიდრე იგივე ეფექტი მერკურიზე. ზოგიერთ ეგზოპლანეტას შესამჩნევად ექსცენტრიული ორბიტა აქვს, რის გამო ადვილი ხდება პრეცესიის დაფიქსირება. ფარდობითობის ზოგადი თეორიის ეფექტი შესაძლოა დაფიქსირებადი გახდეს ათ ან უფრო ნაკლებ წელიწადში.
კვანძური პრეცესია
კვანძური პრეცესია არის პლანეტის ორბიტალური სიბრტყის ბრუნვა. ეს განსხვავდება პერიასტრის პრეცესიისაგან, რომელიც არის პლანეტის ორბიტის ბრუნვა ამ სიბრტყეში. კვანძური პრეცესია ბევრად მარტივად დასანახია, როგორც პერიასტრის პრეცესიისგან განსხვავებული, როდესაც ორბიტალური სიბრტყე დახრილია ვარსკვლავის ბრუნვის მიმართ, უკიდურესი შემთხვევა კი პოლარული ორბიტაა.
WASP 33 სწრაფად მბრუნავი ვარსკვლავია, რომელსაც თითქმის პოლარულ ორბიტაზე ცხელი იუპიტერის ტიპის პლანეტა ჰყავს. ამ ვარსკვლავის ოთხპოლუსა მასის მომენტი და შესაფერისი კუთხური მომეტი 1900 და 400-ჯერ მეტია, ვიდრე მზისა, შესაბამისად. ეს იწვევს შესამჩნევ კლასიკურ და ფარდობითობის თეორიულ გადახრებს კეპლერის კანონებიდან. კერძოდ, სწრაფად ბრუნვა იწვევს დიდ კვანძურ პრეცესიას ვარსკვლავის შეკუმშვისა და ლენს-თირინგის ეფექტის გამო.
ბრუნვა და ღერძული დახრილობა
მეცნიერებმა 2014 წლის აპრილში პლანეტის ბრუნვის პერიოდის პირველი გაზომვის შესახებ განაცხადეს: სუპერ-იუპიტერ Beta Pictoris b-ზე დღის ხანგრძლივობა 8 საათია (იმის დაშვებით, რომ პლანეტის ღერძული დახრილობა მცირეა).The fast spin-rotation of a young extra-solar planet, Ignas A. G. Snellen, Bernhard R. Brandl, Remco J. de Kok, Matteo Brogi, Jayne Birkby, and Henriette Schwarz, April 2014, http://arxiv.org/abs/1404.7506 მისი ეკვატორული ბრუნვის სიჩქარე 25 კმ/წმ-ია, ეს კი მზის სისტემის გიგანტ პლანეტებზე ბევრად სწრაფია, რამაც გაამართლა მოლოდინი, რომ რაც უფრო მასიურია გიგანტი პლანეტა, მით უფრო სწრაფად ბრუნავს. Beta Pictoris b დედავარსკვლავიდან 9 ასტრონომიული ერთეულითაა დაშორებული. ასეთ მანძილებზე იუპიტერისეული პლანეტების ბრუნვა არ ნელდება მიქცევა-მოქცევის ეფექტებით. Beta Pictoris b მაინც თბილი და ახალგაზრდაა და მომდევნო ასობით მილიონ წელიწადში ის გაგრილდება და დაახლოებით იუპიტერის ზომამდე შეიკუმშებდა. თუ მისი კუთხური მომენტი შენარჩუნდა, მაშინ შეკუმშვასთან ერთად მისი დღის ხანგრძლივობა შემცირდება დაახლოებით 3 საათამდე და ეკვატორული ბრუნვის სიჩქარე 40 კმ/წმ-მდე აჩქარდება. Beta Pictoris b-ს სურათებს არ აქვს საკმარისად მაღალი გარჩევადობა, რომ პირდაპირ გამოჩნდეს დეტალები, მაგრამ დოპლერის სპექტროსკოპიის ტექნიკების გამოყენებით გამოჩნდა, რომ პლანეტის განსხვავებული ნაწილები მოძრაობდა განსხვავებული სიჩქარეებით და საპირისპირო მიმართულებებით, რომელთაგანაც გაკეთდა დასკვნა, რომ პლანეტა ბრუნავს. მიწაზე არსებული დიდი ტელესკოპების მომავალი თაობით შესაძლებელი იქნება დოპლერის გადაღების ტექნიკების გამოყენებით პლანეტის გლობალური რუკის შედგენა, როგორც ყავისფერი ჯუჯა ლუჰმან 16B-ს რუკის შედგენა იყო ბოლო ხანებში.Doppler Imaging of Exoplanets and Brown Dwarfs, Ian J. M. Crossfield, (Submitted on 30 Apr 2014)
კლდოვანი პლანეტების დახრილობისა და ბრუნვის წარმოშობა
გიგანტურ შეჯახებებს დიდი გავლენა აქვს კლდოვანი პლანეტების ბრუნვაზე. უკანასკნელი რამდენიმე გიგანტური შეჯახება პლანეტის ფორმირების პროცესში კლდოვანი პლანეტის ბრუნვის ტემპის მთავარი განმსაზღვრელია. საშუალოდ, ბრუნვის კუთხური სიჩქარე იქნება დაახლოებით 70% იმ სიჩქარისა, რომელიც გამოიწვევდა პლანეტის დამსხვრევასა და ორბიტიდან მოწყვეტას. პლანეტის ემბრიონის ბუნებრივი შედეგი ეჯახება გაქცევის სიჩქარეზე ოდნავ მეტად. გვიანდელ ეტაპებზე კლდოვანი პლანეტის ბრუნვაე ასევე მოქმედებს პლანეტოშენადედების შეჯახებები. გიგნატური შეჯახების ეტაპისას პროტოპლანეტური დისკოს სისქე ბევრად დიდია, ვიდრე პლანეტის ემბრიონის ზომა, ამიტომ შეჯახებები ნებისმიერი მხრიდან, სამივე განზომილებიდან თანაბრად მოსალოდნელია.აქედან გამომდინარე, პროგრადული ბრუნვა მცირე ღერძული დახრილობით, რომელიც გავრცელებულია მზის სისტემის კლდოვან პლანეტებში ვენერას გარდა, არ არის გავრცელებული ზოგადად კლდოვან პლანეტებში, რომლებიც გიგანტური შეჯახებებით „შენდება“. გიგანტური შეჯახებებით განსაზღვრული პლანეტის საწყისი ღერძული დახრილობის შეცვლა ვარსკვლავის გრავიტაციით შეიძლება, თუ პლანეტა ახლოსაა ვარსკვლავთან, და თანამგზავრის გრავიტაციით, თუ მას დიდი თანამგზავრი ჰყავს.
მიქცევა-მოქცევის ეფექტები
უმეტესი პლანეტის ბრუნვის პერიოდი და ღერძული დახრილობა არ არის ცნობილი, თუმცა პლანეტათა დიდი რაოდენობა აღმოაჩინეს, რომელთაც ძალიან მოკლე ორბიტები აქვს (სადაც მიქცევა-მოქცევის ეფექტები ბევრად დიდია) და ალბათ მიაღწევენ წონასწორობის ბრუნვას, რომლის წინასწარმეტყველბაც შესაძლებელია.
მიქცევა-მოქცევის ეფექტები არის იმ ძალების შედეგი, რომელიც სხეულზე სხვადასხვა ნაწილებზე სხვადასხვანაირად მოქმედებს. მაგალითად, ვარსკვლავის გრავიტაციული ეფექტი იცვლება მანძილთან ერთად პლანეტის ერთი მხრიდან მეორემდე. აგრეთვე ვარსკვლავიდან წამოსული სითბო ქმნის ტემპერატურულ გრადიენტს ბნელ და ნათელ მხარეებს შორის, რომელიც მიქცევა-მოქცევების კიდევ სხვა წყაროა. მაგალითად, დედამიწაზე მიწაზე ჰაერის წნევის ცვლილებებზე გავლენას უფრო მეტად ტემპერატურული სხვადასხვაობა ახდენს, ვიდრე გრავიტაციული.
მიქცევა-მოქცევები ცვლის პლანეტების ბრუნვას და ორბიტას, სანამ წონასწორობა არ მიიღწევა. როდესაც ბრუნვის ტემპი ნელდება, ორბიტის დიდი ნახევარღერძის ზრდა იწყება, რადგან ხდება კუთხური მომენტის შენახვა. მზის სისტემაში არსებული მთვარეების უმეტესობა, ჩვენი მთვარის ჩათვლით, გრავიტაციულად ჩაჭრილია თავიანთ დედაპლანეტებთან; მთვარის ერთი და იგივე მხარე მუდმივად პლანეტის მხარესაა მიბრუნებული. ეს ნიშნავს, რომ მთვარეების ბრუნვის პერიოდი სინქრონულია მათ ორბიტალურ პერიოდთან. თუმცა, როდესაც ორბიტა ექსცენტრიულია, როგორც მრავალი ეგზოპლანეტის ორბიტა თავისი დედავარსკვლავის მიმართ, წარმოიქმნება წონასწორული მდგომარეობა, როგორიცაა სპინ-ორბიტალური რეზონანსი, რომელიც ბევრად შესაძლებელია, ვიდრე სინქრონული ბრუნვა. სპინ-ორბიტალური რეზონანსი არის მაშინ, როდესაც ბრუნვის და ორბიტალური პერიოდი მთელი რიცხვის ფარდობაშია — ამას თანაზომადობა ეწოდება. არარეზონანსული წონასწორობები, როგორიცაა ვენერას რეტროგრადული მოძრაობა, შესაძლოა მოხდეს მაშინ, როდესაც გრავიტაციული და თერმული ატმოსფერული მიქცევა-მოქცევები შესამჩნევია.
სინქრონული გრავიტაციული ჩაჭერა არ არის აუცილებლად განსაკუთრებით ნელი — არსებობს პლანეტები, რომელთა ორბიტალური პერიოდი სულ რაღაც რამდენიმე საათია.
გრავიტაციული მიქცევა-მოქცევის ძალები ცდილობს, შეამციროს ღერძული დახრა ნულამდე, მაგრამ იმაზე მეტხანს უნდება, ვიდრე ბრუნვის ტემპი წონასწორობას მიღწევას ანდომებს. თუმცა, სისტემაში მრავალი პლანეტის არსებობას შეუძლია გამოიწვიოს ღერძული დახრის ჩაჭერა რეზონანსში, რომელსაც კასინის მდგომარეობა ეწოდება. არსებობს მცირე ოსცილაციები ამ მდგომარეობის გარშემო და მარსის შემთხვევაში ღერძული დახრის ცვალებადობები ქაოტურია.
ცხელი იუპიტერების დედავარსკვლავთან ახლოს მდებარეობა ნიშნავს, რომ მათი სპინ-ორბიტალური ევოლუცია უმეტესად გამოწვეულია ვარსკვლავის გრავიტაციით და არა სხვა ეფექტებით. მეცნიერთა ვარაუდით, ცხელი იუპიტერების ბრუნვის ტემპი არ არის ჩაჭერილი სპინ-ორბიტალურ რეზონანსში იმ გზის გამო, რითაც თხევადი სხეული რეაგირებს მიქცევა-მოქცევებზე, და, აქედან გამომდინარე, ნელდება სინქრონულ ბრუნვამდე, თუ ის წრიულ ორბიტაზეა, ან ნელდება არასინქრონულ ბრუნვაზე, თუ ექსცენტრიულ ორბიტაზეა. როგორც ჩანს, ცხელი იუპიტერები ნულოვანი ღერძული დახრისაკენ ევოლუციონირებს მაშინაც კი, თუ ის კასინის მდგომარეობაშია პლანეტური მიგრაციის დროს, როდესაც ისინი დედავარსკვლავიდან ბევრად შორს იყო. მათი ორბიტები დროთა განმავლობაში უფრო წრიული გახდება, თუმცა სისტემაში ექსცენტრიულ ორბიტაზე სხვა პლანეტების არსებობას, თუნდაც დედამიწის ზომისა და იმ მანძილით დაშორები, სადაც სასიცოცხლო ზონაა, შეუძლია განაგრძოს ცხელი იუპიტერების ექსცენტრისიტეტის შენარჩუნება, ამიტომ დროის ხანგრძილობა მიქცევა-მოქცევული ცირკულარიზაციისათვის შესაძლოა მილიარდობით წელი იყოს მილიონის ნაცვლად.
გამოთვლებით, პლანეტა HD 80606 b-ს ბრუნვის ტემპი დაახლოებით 1,9 დღეა. HD 80606 b თავს არიდებს სპინ-ორბიტალურ რეზონანს, რადგან ის გაზური გიგანტია. მისი ორბიტის ექსცენტრისიტეტი ნიშნავს, რომ ის თავიდან იცილებს, რომ იყოს გრავიტაციულად ჩაჭერილი.
ფიზიკური პარამეტრები
მასა
როდესაც პლანეტა რადიალური სიჩქარის მეთოდითაა აღმოჩენილი, მისი ორბიტალური დახრა i უცნობია და შესაძლოა 0-დან 90 გრადუსამდე ნებისმიერი იყოს. ამ მეთოდით შეუძლებელია პლანეტის ჭეშმარიტი მასის (M)-ის განსაზღვრა, თუმცა მისი საშუალებით შესაძლებელია პლანეტის მასის ქვედა ზღვრის განსაზღვრა — M sini. რამდენიმე შემთხვევაში ხილული ეგზოპლანეტა შესაძლოა უფრო მასიური ობიექტი იყოს, როგორიცაა ყავისფერი ჯუჯა ან წითელი ჯუჯა. თუმცა, i-ს მცირე მნიშვნელობის ალბათობა (ვთქვათ, 30 გრადუსზე ნაკლები, რომელიც ჭეშმარიტ მასას, სულ ცოტა, გაუორმაგებდა დაკვირვებულ ქვედა ზღვართან შედარებით) შედარებით დაბალია (1−(√3)/2 ≈ 13%) და, აქედან გამომდინარე, პლანეტების უმეტესობის ჭეშმარიტი მასა საკმაოდ ახლოს იქნება დაკვირვებულ ქვედა ზღვართან.
თუ პლანეტის ორბიტა თითქმის პერპენდიკულარულია დაკვირვების ხაზთან (ე. ი. i უახლოვდება 90°-ს), პლანეტის აღმოჩენა ტრანზიტული მეთოდითაა შესაძლებელი. შემდეგ დახრილობაც გახდება ცნობილი და მისი გაერთიანება M sini-თან რადიალური სიჩქარიდან უზრუნველყოფს პლანეტის ჭეშმარიტ მასას.
ასევე ასტრომეტრიულმა დაკვირვებებმა და დინამიკურმა გარჩევებმა მრავალპლანეტიან სისტემებში შესაძლოა ზოგჯერ უზრუნველყოს პლანეტის ჭეშმარიტი მასის ზედა ზღვარი.
ტრანზიტული ეგზოპლანეტის მასის განსაზღვრა ასევე შესაძლებელია მისი ატმოსფეროს გადაცემის სპექტრის საშუალებით, რადგან ის შეიძლება გამოყენებული იქნეს იმისათვის, რომ დამოუკიდებლად გამოავლინოს ატმოსფერული შედგენილობა, ტემპერატურა, წნევა და მასშტაბური სიმაღლე.
აგრეთვე ტრანზიტის სინქრონული ცვალებადობა გამოიყენება პლანეტების მასების დასადგენად.
რადიუსი, სიმკვრივე და მოცულობითი შედგენილობა
კეპლერის ბოლო დროინდელ მონაცემებამდე დადასტურებულ პლანეტათა უმეტესობა იყო გაზური გიგანტი, რომლებიც იუპიტერის ზომის ან უფრო დიდი იყო, რადგან მათი დაფიქსირება ძალიან მარტივია. თუმცა, კეპლერის კოსმოსური ტელესკოპით აღმოჩენილი პლანეტები უმეტესად ნეპტუნისა და დედამიწის ზომებს შორისაა.
თუ პლანეტის დაფიქსირება რადიალური სიჩქარითაც და ტრანზიტული მეთოდითაც შესაძლებელია, მაშინ მისი ჭეშმარიტი მასის და რადიუსის დადგენაც შესაძლებელია. ამის შემდეგ პლანეტის სიმკვრივის გამოთვლაა შესაძლებელი. დაბალი სიმკვრივის პლანეტები ძირითადად წყალბადისა და ჰელიუმისაგან შედგება, ხოლო საშუალო სიმკვრივის პლანეტების ძირითადი შემადგენელი ნაწილი წყალია. მაღალი სიმკვრივის პლანეტა კი კლდოვანია, როგორც დედამიწა და მზის სისტემის სხვა კლდოვანი პლანეტები.
გაზური გიგანტები, შეშუპებული პლანეტები და სუპერ-იუპიტერები
იმ გაზურ პლანეტებს, რომლებიც დედავარსკვლავთან ახლოს ყოფნის გამო ან წარმოქმნიდან მოყოლებული ძალიან ცხელია, სითბო აფართოებს. უფრო ცივი გაზური პლანეტებისთვის არსებობს მაქსიმალური რადიუსი, რომელიც ოდნავ დიდია იუპიტერისაზე, რომელიც მაშინ ხდება, როდესაც მასა რამდენიმე იუპიტერის მასას აღწევს. ამ ზღვარს თუ მასა დაემატება, რადიუსი შემცირებას იწყებს.Lissauer, J. J. and de Pater, I. (2013) Fundamental Planetary Science: Physics, Chemistry and Habitability. Cambridge University Press. ISBN 052161855X. p. 74
დედავარსკვლავიდან სითბოს მიღების შემთხვევაშიც კი მრავალი ტრანზიტული ეგზოპლანეტა ბევრად დიდია, ვიდრე მოსალოდნელი იყო მათი მასის მიხედვით, რაც იმას ნიშნავს, რომ მათ საოცრად დაბალი სიმკვრივე აქვს. იხილეთ მაგნიტური ველის სექცია ერთ-ერთი შესაძლო ახსნისათვის.
ამ „გაბერილი“ ცხელი იუპიტერების გარდა, არსებობს დაბალი სიმკვრივის სხვა ტიპის პლანეტები: მათი ზომა იუპიტერის ზომის 0,6-ია. ასეთი პლანეტები ძალიან მცირეა. კეპლერ-51-ის გარშემო არსებული პლანეტები ნაკლებად მკვრივია (ბევრად უფრო დიფუზური), ვიდრე „გაბერილი“ ცხელი იუპიტერები, როგორც მარჯვნივ დიაგრამაზე ჩანს, სადაც კეპლერ-51-ის სამი პლანეტა გამოსახულია დიფუზურობა vs. რადიუსის დიაგრამაში. უფრო დეტალური კვლევებით, რომელიც ვარსკვლავის ლაქებს შეისწავლის, შესაძლოა შეიცვალოს ეს შედეგები და ნაკლებად უკიდურესი მნიშვნელობები იქნეს მიღებული.
ყინულის გიგანტები და სუპერ-ნეპტუნები
კეპლერ-101b არის პირველი სუპერ-ნეპტუნი პლანეტა. მისი მასა სამჯერ აჭარბებს ნეპტუნის მასას, მაგრამ ნეპტუნის მსგავსი შედგენილობა აქვს: 60% მძიმე ელემენტები, განსხვავებით წყალბადი/ჰელიუმით დომინირებად გაზური გიგანტებისაგან.
სუპერ-დედამიწები, მინი-ნეპტუნები და გაზური ჯუჯები
თუ პლანეტას აქვს რადიუსი და/ან მასა დედამიწისა და ნეპტუნისას შორის, მაშინ იბადება კითხვა იმაზე, არის თუ არა პლანეტა დედამიწასავით კლდოვანი, ნეპტუნისავით აქროლადებისა და გაზების ნარევი, პატარა პლანეტა წყალბადი/ჰელიუმის გარსით (მინი-იუპიტერი) ან სხვა შედგენილობისა.
კეპლერის ზოგიერთი ტრანზიტული 1-4 დედამიწის რადიუსის მქონე პლანეტის მასა იზომება რადიალური სიჩქარით ან ტრანზიტის სინქრონულობის მეთოდით. სიმკვრივეების გამოთვლებმა აჩვენა, რომ 1,5 დედამიწის რადიუსამდე ეს პლანეტები კლდოვანია და მათი სიმკვრივე ზრდად რადიუსთან ერთად იზრდება გრავიტაციული შეკუმშვის გამო. თუმცა, 1,5-სა და 4 დედამიწის რადიუსს შორის სიმკვრივე ზრდად რადიუსთან ერთად მცირდება. ეს მიუთითებს, რომ 1,5 დედამიწის რადიუსის ზემოთ მყოფი პლანეტებს უფრო მიდრეკილება აქვს აქროლადების ზრდადი რაოდენობებისაკენ. ამ მთავარი ტენდენციის მიუხედავად, მოცემულ რადიუსზე არსებობს მასების ფართო დიაპაზონი, რომელიც შესაძლოა იყოს იმიტომ, რომ გაზურ პლანეტებისათვის შესაძლებელია განსხვავებული მასისა და შედგენილობის კლდოვანი ბირთვის ქონა. მეორე მიზეზი აქროლადების ფოტოაორთქლება შეიძლება იყოს. თერმულად ევოლუციონირებადი ატმოსფეროს მოდელების თანახმად, 1,75 დედამიწის რადიუსი კლდოვან და გაზურ პლანეტებს შორის გამყოფი ხაზია. თუ გამოირიცხება ის პლანეტები, რომელთაც დაკარგეს გაზური გარსი ვარსკვლავის რადიაციის გამო, ვარსკვლავის მეტალურობის კვლევების თანახმად, გამყოფი ხაზი კლდოვან პლანეტასა და გაზურ ჯუჯას შორის 1,7 დედამიწის რადიუსია. შემდეგი გამყოფი ხაზი არის 3,8 დედამიწის რადიუსი გაზურ ჯუჯებსა და გაზურ გიგანტებს შორის. ეს გამყოფი ხაზები სტატისტიკური ტენდენციაა და არ მოქმედებს სპეციფიკურ პლანეტებზე, რადგან მეტალურობის გარდა არსებობს სხვა ფაქტორებიც, რომლებიც პლანეტის წარმოქმნაზე მოქმედებს, ვარსკვლავიდან დაშორების მანძილის ჩათვლით — შესაძლოა უფრო დიდი კლდოვანი პლანეტები უფრო დიდ მანძილებზე წარმოიქმნა.
დაბალი სიმკვრივის მქონე დედამიწის მასის პლანეტის, კეპლერ-138d-ს, აღმოჩენამ აჩვენა, რომ არსებობს მასების ნაწილობრივ დამთხვევადი დიაპაზონები, რომლებშიც კლდოვანიც და დაბალი სიმკვრივის მქონე პლანეტებიც არსებობს. დაბალი სიმკვრივისა და დაბალი მასის მქონე პლანეტები შესაძლოა ოკეანური პლანეტები ან სუპერ-დედამიწები იყოს ნარჩენი წყალბადის ატმოსფეროთი, ან ცხელი პლანეტები ორთქლის ატმოსფეროთი, ან მინი-ნეპტუნები წყალბადი-ჰელიუმის ატმოსფეროთი. დაბალი მასისა და დაბალი სიმკვრივის პლანეტების სხვა შესაძლებლობა არის ნახშირჟანგის, ნახშირორჟანგის, მეთანის ან აზოტის ატმოსფეროები.
მასიური მყარი პლანეტები
2014 წელს ჩატარებულმა ახალმა კვლევებმა აჩვენა, რომ კეპლერ-10c არის ნეპტუნის მასის პლანეტა (17 დედამიწის მასა) და დედამიწაზე მაღალი სიმკვრივე აქვს, რაც იმას მიუთითებს, რომ ეს პლანეტა ძირითადად ქვისაგან შედგება, რომლის 20%-მდე შესაძლოა მაღალი წნევის წყლის ყინულია წყალბადით დომინირებული გარსის გარეშე. რადგანაც ეს საკმაოდ მაღლაა 10 დედამიწის მასის ზედა ზღვარზე, რომელზეც ჩვეულებრივ გამოიყენება ტერმინი „სუპერ-დედამიწა“, ტერმინი „მეგა-დედამიწა“''' დაფუძნდა. ამის მსგავსად მასიური და მკვრივი პლანეტა შეიძლება იყოს კეპლერ-131b, თუმცა, მისი სიმკვრვივე ისე კარგად არ არის დადგენილი, როგორც კეპლერ-10c-სი. მომდევნო ყველაზე მასიური მყარი პლანეტები ამ მასის ნახევარია: 55 Cancri e და კეპლერ-20b.
გაზის პლანეტებს ასევე შესაძლოა ჰქონდეს დიდი მყარი ბირთვი: სატურნის მასის პლანეტა HD 149026 b-ს სატურნის რადიუსის მხოლოდ 2/3 აქვს, ამიტომ შესაძლებელია, რომ მას 60 დედამიწის მასის ან უფრო მძიმე ბირთვი ჰქონდეს.
ტრანზიტის სინქრონული ცვალებადობით ჩატარებული გაზომვები მიუთითებს იმაზე, რომ კეპლერ-52b-ს, კეპლერ-52c-სა და კეპლერ-57b-ს მაქსიმალური მასა 30-100 დედამიწის მასაა, თუმცა, შესაძლოა, რომ მათი ნამდვილი მასები ბევრად მცირე იყოს. 2 დედამიწის რადიუსის გამო მათ შესაძლოა მათი ზომისავე რკინის პლანეტაზე მაღალი სიმკვრივე ჰქონდეს. ისინი ძალიან ახლოს მოძრაობს დედავარსკვლავებთან, ამიტომ შესაძლოა აორთქლებული გაზური გიგანტების ან ყავისფერი ჯუჯების ნარჩენი ბირთვები (ქტონისეული პლანეტები) იყოს. თუ ბირთვი საკმარისად მასიურია, მას შეუძლია შეკუმშული დარჩეს მილიარდობით წლები, მიუხედავად ატმოსფერული მასის დაკარგვისა.
ათასობით დედამიწის მასის მქონე მყარი პლანეტები შესაძლოა მასიური ვარსკვლავების (B და O ტიპის ვარსკვლავები, 5-120 მზის მასა) გარშემო წარმოიქმნას, სადაც პროტოპლანეტური დისკო საკმარის მძიმე ელემენტებს შეიცავს. აგრეთვე ამ ვარსკვლავებს აქვს მაღალი ულტრაიისფერი გამოსხივება და ქარები, რომელთაც შეუძლია ფოტოაორთქლება გაუკეთოს დისკოში არსებულ გაზს და დატოვოს მხოლოდ მძიმე ელემენტები. შედარებისათვის, ნეპტუნის მასა 17 დედამიწის მასას უდრის, იუპიტერისა — 318 დედამიწის მასას და საკ-ის ეგზოპლანეტის განმარტებაში გამოყენებული 13 იუპიტერის მასის ზღვარი თითქმის 4000 დედამიწის მასას უდრის.
მასიური მყარი პლანეტების წარმოქმნის სხვა გზა არის, როდესაც ახლო ორმაგ სისტემაში თეთრ ჯუჯას მატერიას ართმევს კომპანიონი ნეიტრონული ვარსკვლავი. თეთრი ჯუჯა პლანეტურ მასამდე შეიძლება შემცირდეს და დარჩეს მისი კრისტალიზირებული ნახშირბადი-ჟანგბადის ბირთვი. ამის შესაძლო მაგალითი არის PSR J1719-1438 b.
ცივ პლანეტებს მაქსიმალური რადიუსი აქვს, რადგან ამ წერტილზე მასის დამატება იწვევს პლანეტის შეკუმშვას მისივე წონის ქვეშ რადიუსის გაზრდის მაგივრად. მყარი პლანეტების მაქსიმალური რადიუსი მცირეა გაზის პლანეტების მაქსიმალურ რადიუსზე.
ფორმა
როდესაც პლანეტის ზომა მისი რადიუსის გამოყენებით აღიწერება, ეს უახლოვდება ფორმას სფეროთი. თუმცა, პლანეტის ბრუნვა იწვევს მისი ფორმის შებრტყელებას პოლუსებზე, ამიტომ ეკვატორული რადიუსი პოლარულ რადიუსზე მეტია, რის გამო ის შეკუმშული სფეროიდია. ტრანზიტული ეგზოპლანეტების შეკუმშულობა ტრანზიტული სინათლის მრუდებზე მოქმედებს. თანამედროვე ტექნოლოგიის საზღვრებში შესაძლებელია იმის ჩვენება, რომ HD 189733b ნაკლებად შეკუმშულია, ვიდრე სატურნი. თუ პლანეტა დედავარსკვლავთან ახლოსაა, მაშინ გრავიტაციული მიქცევა-მოქცევები წააგრძელებს პლანეტას ვარსკვლავის მიმართულებით, ამიტომ პლანეტა უფრო დაემსგავსება სამღერძიან ელიფსოიდს. რადგანაც მიქცევა-მოქცევის დეფორმაცია პლანეტასა და ვარსკვლავს შორის არსებული ხაზის გასწვრივაა, მისი დაფიქსირება ტრანზიტული ფოტომეტრიით რთულია — მას ექნება რამდენიმეჯერ ნაკლები ეფექტი ტრანზიტული სინათლის მრუდებზე, ვიდრე ბრუნვითი დეფორმაციის შედეგად გამოწვეულს, იმ შემთხვევებშიც კი, როდესაც მიქცევა-მოქცევური დეფორმაცია ბრუნვით დეფორმაციაზე დიდია (როგორც გრავიტაციულად ჩაჭერილი ცხელი იუპიტერების შემთხვევაშია). კლდოვანი პლანეტებისა და გაზური გიგანტების კლდოვანი ბირთვების მატერიის სიმყარე გამოიწვევს უფრო დიდ გადახრებს ზემოთხსენებული ფორმებიდან. არათანაბრად განათებული ზედაპირის გამო გამოწვეული თერმული მიქცევა-მოქცევები კიდევ სხვა ფაქტორია.
ატმოსფერო
2014 წლის თებერვლის მონაცემებით, 50-ზე მეტი ტრანზიტული და 5 პირდაპირ გადაღებული ეგზოპლანეტის ატმოსფეროები იქნა შესწავლილი, რამაც გამოავლინა მოლეკულური სპექტრული მახასიათებლები, დღე-ღამის ტემპერატურული გრადიენტები და ატმოსფერული სტრუქტურის ვერტიკალური შევიწროება. აგრეთვე ატმოსფერო არატრანზიტული ცხელ იუპიტერ Tau Boötis b-ზეც აღმოაჩინეს.
სპექტროსკოპული გამოზმვებით შესაძლებელია ტრანზიტული პლანეტის ატმოსფეროს შედგენილობის, ტემპერატურის, წნევისა და მასშტაბური სიმაღლის შესწავლა და, აქედან გამომდინარე, შესაძლებელია მისი მასის განსაზღვრა.
ვარსკვლავის სინათლეს ატმოსფეროს მოლეკულები პოლარიზაციას უკეთებს. ამის დაფიქსირება პოლარომეტრითაა შესაძლებელი. HD 189733 b პოლარომეტრიის საშუალებით შეისწავლება.
ეგზოპლანეტებს მთვარის მსგავსი ფაზები აქვს. სიკაშკაშის ზუსტი ცვალებადობის დაკვირვებით ასტრონომებს შეუძლიათ გამოთვალონ ატმოსფეროს ნაწილაკების ზომა.
ატმოსფეროს შედგენილობა
2001 წელს HD 209458 b-ს ატმოსფეროში ნატრიუმი აღმოაჩინეს.
2008 წელს HD 189733 b-ს ატმოსფეროში წყალი, ნახშირჟანგი, ნახშირორჟანგი და მეთანი აღმოაჩინეს.
2013 წელს HD 209458 b-ს, XO-1b-ს, WASP-12b-ს, WASP-17b-სა და WASP-19b-ს ატმოსფეროებში წყალი აღმოაჩინეს.
2014 წლის ივლისში ნასამ განაცხადა ძალიან მშრალი ატმოსფეროების აღმოჩენა სამ ეგზოპლანეტაზე (HD 189733b, HD 209458b, WASP-12b), რომლებიც მზის მსგავსი ვარსკვლავის გარშემო ბრუნავს.
2014 წლის სექტემბერში ნასამ განაცხადა, რომ HAT-P-11b პირველი [[ნეპტუნი[[ს ზომის ეგზოპლანეტაა, რომელსაც შედარებით ურღუბლო ატმოსფერო აქვს. ასევე ის პირველი ასეთი პატარა ეგზოპლანეტაა, სადაც ნებისმიერი სახის მოლეკულა იქნა ნაპოვნი, განსაკუთრებით წყლის ორთქლისა.
ჟანგბადის არსებობა შესაძლოა მიწაზე არსებული ტელესკოპებით დამტკიცდეს, რომელიც, თუ დამტკიცდა, სიცოცხლის არსებობის ნიშანი იქნება ეგზოპლანეტაზე.
ატმოსფეროს ცირკულაცია
იმ პლანეტის ატმოსფეროს ცირკულაცია, რომელიც ბევრად ნელა მოძრაობს ან სქელი ატმოსფერო აქვს, სითბოს პოლუსებზე სვლის საშუალებას აძლევს, რომელიც ამცირებს ტემპერატურულ სხვაობას პოლუსებსა და ეკვატორს შორის.
ღრუბლები
2013 წლის ოქტომბერში კეპლერ-7b-ს ატმოსფეროში ღრუბლების არსებობაზე გაკეთდა განცხადება, ამავე წლის დეკემბერში კი GJ 436 b-სა და GJ 1214 b-ს ატმოსფეროებში.
ატმოსფერული ნალექები
ატმოსფერული ნალექები თხევად (წვიმა) ან მყარ (თოვლი) მდგომარეობაში იცვლება შედგენილობით, რომელიც დამოკიდებულია ატმოსფეროს ტემპერატურაზე, წნევაზე, შედგენილობასა და სიმაღლეზე. ცხელ ატმოსფეროში შესაძლოა რკინის, თხევადი შუშისა და კლდოვანი მინერალების წვიმა მოდიოდეს. გაზური გიგანტების ატმოსფეროს სიღრმეებში შესაძლოა ალმასი და ჰელიუმის შემცველი დაშლილი ნეონი წვიმდეს.
აბიოტური ჟანგბადი
სიცოცხლის პროცესები წარმოიქმნება ქიმიური ნივთიერებების ნარევით, რომელიც არ არის ქიმიურ წონასწორობაში, მაგრამ არსებობს ასევე აბიოტური უწონასწორობის პროცესები, რომელთა გათვალისწინება საჭიროა. ყველაზე ძლიერ ატმოსფერულ ბიოხელმოწერად ხშირად მოლეკულურ ჟანგბად O2-სა და მის ფოტოქიმიურ შუალედურ პროდუქტ ოზონ O3-ს მიიჩნევენ. ულტრაიისფერი გამოსხივებით წყლის (H2O) ფოტოლიზის შედეგად, რომელსაც წყალბადის ჰიდროდინამიკური გაქცევა მოსდევს, შესაძლოა ჟანგბადი წარმოქმნას დედავარსკვლავთან ახლოს მდებარე პლანეტებთან, რომლებიც სათბურის ეფექტს განიცდის. მიჩნეული იყო, რომ სასიცოცხლო ზონაში მყოფი პლანეტებისთვის წყლის ფოტოლიზი ძალიან შეზღუდული იქნებოდა ქვედა ატმოსფეროში მდებარე წყლის ორთქლის მიერ ყინვის ჩაჭერით. თუმცა, H2O-ს განფენილობის ყინვის ჩამჭერუნარიანობა ძლიერადაა დამოკიდებული ატმოსფეროში არსებულ არაკონდენსირებად აირებზე, როგორებიცაა N2 და არგონი. ასეთი აირების არარსებობოს შემთხვევაში ჟანგბადის არსებობის შესაძლებლობა რთულადაა დაკავშირებული პლანეტის აკრეციულ ისტორიაზე, შინაგან ქიმიურ შედგენილობაზე, ატმოსფერულ დინამიკასა და ორბიტალურ მდგომარეობაზე. აქედან გამომდინარე, შეუძლებელია იმის მიჩნევა, რომ ჟანგბადი თავის მხრივ ძლიერი ბიოხელმოწრაა. აზოტისა და არგონის ჟანგბადთან ფარდობის დადგენა ხდება თერმული ფაზების მრუდების შესწავლით, ან რეილეის გაბნევის დიაგრამის ტრანზიტული გადაცემის სპექტროსკოპული გაზომვებით სუფთა (ე.ი. უაეროზოლო) ატმოსფეროში.
ზედაპირი
ზედაპირის შედგენილობა
ზედაპირის მახასიათებლების გარჩევა ატმოსფეროს მახასიათებლებისაგან შესაძლებელია გამოსხივებისა და არეკვლის სპექტროსკოპიის შედარებით გადაცემის სპექტროსკოპიასთან. ეგზოპლანეტების შუა ინფრაწითელი სპექტროსკოპიით შესაძლოა კლდოვანი ზედაპირების აღმოჩენა, ხოლო ახლო ინფრაწითელ დიაპაზონში მაგმის ოკეანეების ან მაღალი ტემპერატურის ლავების, ჰიდრატირებული სილიკატის ზედაპირებისა და წყლის ყინულის დაფიქსირებაა შესაძლებელი, ეს კი ცალსახა მეთოდია კლდოვანი პლანეტების გაზური გიგანტებისაგან გასარჩევად.
ზედაპირის ტემპერატურა
ეგზოპლანეტის ზედაპირის ტემპერატურის დადგენა შესაძლებელია იმ სინათლის ინტენსივობით, რომელსაც იგი იღებს დედავარსკვლავიდან. მაგალითად, შეფასებულია, რომ პლანეტა OGLE-2005-BLG-390Lb-ს ზედაპირის ტემპერატურა −220 °C-ია. თუმცა, ასეთი შეფასებები შესაძლოა არსებითად მცდარი იყოს, რადგან ის დამოკიდებულია პლანეტის უცნობ ალბედოზე და, ასევე, ისეთი ფაქტორების გამო, სათბურის ეფექტი, შესაძლოა უცნობი სირთულეები წარმოიქმნას. რამდენიმე პლანეტის ტემპერატურა გაიზომა ინფრაწითელი გამოსხივების ცვალებადობის დაკვირვებით, როდესაც პლანეტა მოძრაობდა საკუთარი ორბიტის გარშემო და დედავარსკვლავმა დააბნელა. მაგალითად, პლანეტა HD 189733b-ს საშუალო ტემპერატურა დღე 932 ± 9 °C აღმოჩნდა, ხოლო ღამე — 700 ± 33 °C.
მთავარი მახასიათებლები
ფერი და სიკაშკაშე
ეგზოპლანეტის ფერი პირველად 2013 წელს აღმოაჩინეს. HD 189733b-ს საუკეთესოდ მორგებული ალბედოს გაზომვების თანახმად, ის მუქი ლურჯია.
პლანეტის ხილული სიკაშკაშე (ხილული ვარსკვლავიერი სიდიდე) დამოკოდებულია იმაზე, თუ რა მანძილია დამკვირვებლამდე, როგორია პლანეტის ამრეკლუნარიანობა (ალბედო) და რამდენ სინათლეს იღებს პლანეტა დედავარსკვლავისგან, რომელიც, თავის მხრივ, დამოკიდებულია პლანეტის დაშორებასა და დედავარსკვლავის სიკაშკაშეზე. აქედან გამომდინარე, დაბალი ალბედოს მქონე პლანეტა, რომელიც ახლოსაა დედავარსკვლავთან, უფრო კაშკაშა გამოჩნდება, ვიდრე მაღალი ალბედოს მქონე პლანეტა, რომელიც დედავარსკვლავისგან ბევრად შორსაა.
გეომეტრიული ალბედოს მიხედვით, აღმოჩენილთა შორის ყველაზე მუქი პლანეტაა TrES-2b. ის ცხელი იუპიტერია, რომელიც დედავარსკვლავიდან წამოსული სინათლის 1%-ზე ნაკლებს ირეკლავს, რის გამოც ის ნახშირზე ან აკრილის საღებავზე ნაკლებად ამრეკლია. მეცნიერთა ვარაუდით, ცხელი იუპიტერები საკმაოდ მუქი უნდა იყოს მათ ატმოსფეროში არსებული ნატრიუმისა და კალიუმის გამო, მაგრამ უცნობია, თუ რატომაა TrES-2b ასეთი მუქი — შესაძლოა ამის მიზეზი უცნობი ქიმიური ნივთიერება იყოს.Kipping, David M. and Spiegel, David S. (10 August 2011) Detection of visible light from the darkest world. arxiv.org
გაზური გიგანტების გეომეტრიული ალბედო კლებულობს ზრდად მეტალურობასთან ან ატმოსფერულ ტემპერატურასთან ერთად, თუ არ არსებობს ღრუბლები ამ ეფექტის შესასუსტებლად. გაზრდილი ღრუბლის სვეტის სიღრმე ზრდის ალბედოს ოპტიკურ დიაპაზონში, მაგრამ ამცირებს ინფრაწითელი დიაპაზონის გარკვეულ რეგიონში. ოპტიკური ალბედო ასაკთან ერთად იზრდება, რადგან ხნიერ პლანეტებს მაღალი ღრუბლის სვეტის სიღრმეები აქვს. ოპტიკური ალბედო კლებულობს მასის ზრდასთან ერთად, რადგან დიდი მასის გიგანტ პლანეტებს ბევრად მაღალი ზედაპირის გრავიტაცია აქვს, რომელიც წარმოქმნის დაბალ ღრუბლის სვეტის სიღრმეებს. აგრეთვე ელიფსურ ორბიტას შეუძლია ატმოსფეროს შედგენილობაში გამოიწვიოს ძლიერი ფლუქტუაციები, რასაც შესამჩნევი ეფექტი აქვს.
მასიურ და/ან ახალგაზრდა გაზურ გიგანტებში უფრო მეტი თერმული გამოსხივებაა, ვიდრე არეკლილი ახლო ინფრაწითელი დიაპაზონის გარკვეულ რეგიონში. ამიტომ, მიუხედავად იმისა, რომ ოპტიკური სიკაშკაშე მთლიანად ფაზურად დამოკიდებულია, ეს ყოველთვის ასე არ არის ახლო ინფრაწითელში.
გაზური გიგანტების ტემპერატურა დროთა განმავლობაში მცირდება ვარსკვლავთან დაშორების გამო. ტემპერატურის კლება ზრდის ოპტიკურ ალბედოს ღრუბლების გარეშეც კი. საკმარისად დაბალ ტემპერატურაზე წყლის ღრუბლები წარმოიქმნება, რომელიც გარკვეული დროის შემდეგ ზრდის ოპტიკურ ალბედოს. უფრო დაბალ ტემპერატურაზე ამიაკის ღრუბლები წარმოიქმნება, რის შედეგადაც ოპტიკურ და ახლო ინფრაწითელ დიაპაზონში ყველაზე მაღალი ალბედო მიიღება.
მაგნიტური ველი
დედავარსკვლავთან ახლოს მდებარე პლანეტის მაგნიტური ველისა და ამ ვარსკვლავის ურთიერთქმედება იწვევს ლაქებს ვარსკვლავზე. ამავე გზით გალილეისეული მთვარეები წარმოქმნის ციალს იუპიტერზე. ციალური რადიოგამოსხივებების დაფიქსირება რადიოტელესკოპებითაა შესაძლებელი, როგორიცაა LOFAR.Radio Telescopes Could Help Find Exoplanets. RedOrbit. 18 April 2011 რადიოგამოსხივებების დახმარებით შესაძლებელია პლანეტის ბრუნვის ტემპის დადგენა, რომლის სხვაგვარად დაფიქსირება მეტად რთულია.
დედამიწის მაგნიტური ველი წარმოიქმნება თხევადი მეტალის ბირთვის მოძრაობით, მაგრამ სუპერ-დედამიწებში მასას შეუძლია წარმოქმნას მაღალი წნევა დიდ სიბლანტესთან ერთად და მაღალი ტემპერატურა, რომელიც შინაგან ნაწილებს სხვადასხვა ფენებად დაყოფას უშლის და შედეგად მიიღება არასხვადასხვა უბირთვო მანტიები. მაგნიუმის ოქსიდი, რომელიც დედამიწაზე კლდოვანია, ისეთ ტემპერატურებსა და წნევებზე, რომლებიც სუპერ-დედამიწებშია, შესაძლოა თხევადი იყოს და წარმოქმნას მათ მანტიებში მაგნიტური ველი.
ცხელი იუპიტერების რადიუსი იმაზე დიდი იყო, ვიდრე მოსალოდნელი იყო. ეს შეიძლება გამოწვეული იყოს ვარსკვლავურ ქარსა და პლანეტის მაგნეტოსფეროს შორის ურთიერთქმედებით, რის შედეგადაც წარმოიქმნება ელექტრული დენი პლანეტაში, რომელიც ათბობს მას, ეს კი გაფართოებას იწვევს. რაც უფრო მაგნიტურად აქტიურია ვარსკვლავი, მით უფრო ძლიერია ვარსკვლავური ქარი და ელექტრული დენი, რაც პლანეტის უფრო გათბობასა და გაფართოებას იწვევს. ეს თეორია ემთხვევა დაკვირვებებს, რომლის თანახმადაც ვარსკვლავური აქტიურობა დაკავშირებულია პლანეტის გაზრდილ რადიუსთან.
ფილების ტექტონიკა
დედამიწის ზომის პლანეტებზე ფილების ტექტონიკა მაშინაა უფრო შესაძლებელი, თუ წყლის პპოკეანე]]ები არსებობს. თუმცა, 2007 წელს ორი დამოუკიდებელი გუნდი გამოვიდა საწინააღმდეგო დასკვნებით ფილების ტექტონიკის არსებობის შესაძლებლობაზე სუპერ-დედამიწაზე. ერთ-ერთი გუნდი ამბობდა, რომ ფილების ტექტონიკა შემთხვევითი ან უძრავი იქნებოდა, ხოლო მეორე გუნდის თქმით, ფილების ტექტონიკის არსებობის ალბათობა სუპერ-დედამიწებზე ძალიან მაღალია მაშინაც კი, თუ პლანეტა მშრალია.
თუ სუპერ-დედამიწაზე 80-ჯერ მეტი წყალი აქვს, ვიდრე დედამიწას, მაშინ ის ოკეანის პლანეტად ითვლება. თუმცა, თუ ამ ზღვარზე ნაკლები წყალია, მაშინ ღრმა წყლის ციკლი წყალს ოკეანესა და მანტიას შორის საკმარისად აამოძრავებს, რომ კონტინენტების არსებობა იყოს შესაძლებელი.
რგოლები
ვარსკვლავ 1SWASP J140747.93-394542.6-ის გარშემო ობიექტი ბრუნავს, რომელსაც გარს აკრავს სატურნზე დიდი რგოლური სისტემა. თუმცა, ამ ობიექტის მასა უცნობია. ის შეიძლება ყავისფერი ჯუჯა იყოს ან დაბალი მასის ვარსკვლავი და არა პლანეტა.
ფომალჰოტ b-ს ოპტიკური სურათების სიკაშკაშე შესაძლოა გამოწვეული იყოს პლანეტური რგოლების სისტემის მიერ ვარსკვლავის სინათლის არეკვლის გამო. ამ რგოლების რადიუსი იუპიტერის რგოლების რადიუსს 20-40-ჯერ აღემატება, ან, სხვანაირად რომ ვთქვათ, გალილეისეული მთვარეების ორბიტების ზომა.
მზის სისტემის გაზური გიგანტების რგოლური სისტემები პლანეტების ეკვატორთანაა ჩამწკრივებული. თუმცა, ვარსკვლავთან ახლოს მყოფი ეგზოპლანეტების შემთხვევაში ვარსკვლავთან გრავიტაციული ურთიერთქმედების გამო პლანეტის კიდურა რგოლები ჩამწკრივებული იქნება ვარსკვლავის გარშემო პლანეტის ორბიტალურ სიბრტყესთან. პლანეტის შიდა რგოლი მაინც ჩამწკრივებული იქნება პლანეტის ეკვატორთან, ამიტომ თუ პლანეტას დახრილი ბრუნვის ღერძი აქვს, მაშინ გარე და შიდა რგოლებს შორის განსხვავებული წყობა წარმოქმნის დამახინჯებულ რგოლურ სისტემას.
თანამგზავრები
2013 წლის დეკემბერში თაღლითი პლანეტის ეგზომთვარის კანდიდატის შესახებ გაკეთდა განცხადება. არც ერთი ეგზომთვარის არსებობა არ დადასტურებულა ჯერჯერობით.
კომეტის მსგავსი კუდები
KIC 12557548 b დედავარსკვლავთან ძალიან ახლოს მყოფი პატარა კლდოვანი პლანეტაა, რომელიც ორთქლდება და კომეტის მსგავსად ტოვებს ღრუბლისა და მტვრის კუდს. მტვერი შესაძლოა ვულკანებიდან ამოფრქვეული ფერფლი იყოს და იმის გამო „გაექცეს“ პლანეტას, რომ მას მცირე ზედაპირის გრავიტაცია] აქვს. სხვა შემთხვევაში ის შეიძლება გამოწვეული იყოს მეტალებისგან, რომლებიც ორთქლდება ვარსკვლავთან ახლოს ყოფნისგან გამოწვეული უკიდურესად მაღალი ტემპერატურის გამო, და შემდეგ მეტალის ორთქლი კონდენსირდება მტვრად.
სიცოცხლისუნარიანობა
სასიცოცხლო ზონა
ვარსკვლავის გარშემო სასიცოცხლო ზონა რეგიონია, სადაც ტემპერატურა ხელსაყრელია პლანეტაზე თხევადი წყლის არსებობისთვის: არც ძალიან ახლოს, რომ აორთქლდეს და არც ძალიან შორს, რომ გაიყინოს. ვარსკვლავის მიერ წარმოქმნილი სითბო სხვადასხვაგვარია, რომელიც დამოკიდებულია ვარსკვლავის ზომასა და ასაკზე, ამიტომ სასიცოცხლო ზონა შესაძლოა განსხვავებულ მანძილებზე იყოს. აგრეთვე პლანეტაზე არსებული ატმოსფერული მდგომარეობები გავლენას ახდენს პლანეტის სითბოს შენახვის უნარზე, ამიტომ სასიცოცხლო ზონის მდებარეობა ასევე სპეციფიკურია თითოეული პლანეტისათვის: უდაბნოს პლანეტებისათვის (სხვანაირად მშრალ პლანეტებად მოიხსენიებენ), რომელთაც ძალიან მცირე რაოდენობის წყალი აქვს, დედამიწაზე ნაკლები წყლის ორთქლი ექნება ატმოსფეროში და ამიტომ ექნება შემცირებული სათბურის ეფექტი, რაც იმას ნიშნავს, რომ უდაბნოს პლანეტას შეუძლია შეინარჩუნოს წყლის ოაზისები ვარსკვლავთან უფრო ახლოს ყოფნისას, ვიდრე დედამიწაა მზესთან. წყლის ნაკლებობა ნიშნავს, რომ მცირე რაოდენობის ყინულია, რომ სითბო კოსმოსში აირეკლოს, ამიტომ უდაბნოს პლანეტის სასიცოცხლო ზონის კიდე ბევრად შორსაა. წყალბადის სქელი ატმოსფეროს მქონე კლდოვან პლანეტებს შეუძლია შეინარჩუნოს ზედაპირზე წყალი ბევრად დიდი მანძილიდან, ვიდრე დედამიწა-მზის მანძილია.
პლანეტის ბრუნვის ტემპი ერთ-ერთი მთავარი ფაქტორია, რომელიც განსაზღვრავს ატმოსფეროს ცირკულაციას და, აქედან გამომდინარე, ღრუბლების ფორმას: ნელა მოძრავი პლანეტები ქმნის სქელ ღრუბლებს, რომლებიც უფრო მეტს ირეკლავს და ამიტომ შესაძლებელია სასიცოცხლო იყოს ვარსკვლავთან უფრო ახლოს ყოფნისას. დედამიწა თავის ამჟამინდელი ატმოსფეროთი სასიცოცხლო იქნებოდა ვენერას ორბიტაზეც, თუ მას ვენერას მსგავსი ნელი ბრუნვა ექნებოდა, ამიტომ ვენერას წარსულში უნდა ჰქონოდა ბევრად მაღალი ბრუნვის ტემპი, თუ მან დაკარგა წყლის ოკეანე სათბურის ეფექტის გამო, მაგრამ თუ ვენერას არასოდეს ჰქონია ოკეანე, რადგან წყლის ორთქლი კოსმოსში დაიკარგა მისი ფორმირებისას, სანამ ის ოკეანის წარმოქმნისთვის საკმარისად გაგრილდებოდა, მაშინ მას უნდა ჰქონოდა ასეთი ნელი მოძრაობა მთელი თავისი არსებობის მანძილზე.
სასიცოცხლო ზონა ჩვეულებრივ განიმარტება ზედაპირის ტემპერატურით, თუმცა, დედამიწის ბიომასის ნახევარზე მეტი ზედაპირქვეშა მიკრობებიდან მოდის და მიწის სიღრმესთან ერთად ტემპერატურაც იზრდება, ამიტომ ზედაპირქვეშეთი შესაძლოა ხელშემწყობი ფაქტორი იყოს სიცოცხლისათვის, როდესაც ზედაპირი გაყინულია, და თუ ამას გავითვალისწინებთ, სასიცოცხლო ზონა ვარსკვლავიდან ბევრად უფრო შორს ვრცელდება. თაღლით პლანეტებსაც კი შეიძლება ჰქონდეს თხევადი წყალი საკმაოდ ღრმად ზედაპირის ქვეშ. სამყაროს ადრეულ ხანაში კოსმოსური მიკროტალღური ფონის ტემპერატურა ნებისმიერ იმ დროს არსებულ კლდოვან პლანეტას თხევადი წყლის არსებობის საშუალებას მისცემდა, მიუხედავად დედავარსკვლავიდან მანძილისა. იუპიტერის მსგავსი პლანეტები შესაძლოა არ იყოს სასიცოცხლო, მაგრამ მათ შესაძლოა ჰყავდეს სასიცოცხლო მთვარეები.
დიდი გამყინვარებები და თოვლის გუნდის მდგომარეობა
სასიცოცხლო ზონის კიდე ის ადგილია, სადაც პლანეტები მთლიანად იყინება, მაგრამ სასიცოცხლო ზონაში საკმაოდ შიგნით მყოფი პლანეტებიც პერიოდულად იყინება. თუ ორბიტალური ფლუქტუაციები ან სხვა მიზეზები იწვევს გაგრილებას, მაშინ ეს ქმნის მეტ ყინულს, მაგრამ ყინული ირეკლავს ვარსკვლავის სინათლეს, რაც იწვევს უფრო გაგრილებას, სანამ პლანეტა მთლიანად ან თითქმის მთლიანად არ გაიყინება. როდესაც ზედაპირი გაყინულია, ეს აჩერებს ნახშირორჟანგის განიავებას, რის შედეგადაც ატმოსფეროში ნახშირორჟანგი წარმოიქმნება ვულკანური გამონაყოფებით. ეს ქმნის სათბურის ეფექტს, რომელიც პლანეტას ხელახლა ალღობს. დიდი ღერძული დახრილობის მქონე პლანეტები ნაკლებად სავარაუდოა, რომ თოვლის გუნდის მდგომარეობა განიცადოს. მათ შეუძლია თხევადი წყალი ვარსკვლავიდან შორს მანძილზე ყოფნის დროსაც შეინარჩუნოს. ღერძული დახრის დიდ ფლუქტუაციებს შესაძლოა სითბოს უფრო მეტი ეფექტი ჰქონდეს, ვიდრე უძრავ დიდ დახრილობას. პარადოქსულად, გრილი ვარსკვლავების (როგორიცაა წითელი ჯუჯა) გარშემო მბრუნავი პლანეტები ნაკლებად სავარაუდოა, რომ თოვლის გუნდის მდგომარეობაში შევიდეს, რადგან გრილი ვარსკვლავებიდან გამოსხივებული ინფრაწითელი რადიაცია უმეტესად იმ ტალღის სიგრძეებშია, რომლებიც მის მიერ გამთბარი ყინულის მიერ შთაინთქმება.
გათბობა მიქცევა-მოქცევის შედეგად
თუ პლანეტას ექსცენტრიული ორბიტა აქვს, მაშინ მიქცევა-მოქცევის შედეგად გათბობას შეუძლია ენერგიის ახალი წყარო წარმოქმნას. ეს ნიშნავს, რომ ექსცენტრიული პლანეტები რადიაციულ სასიცოცხლო ზონაში შეიძლება თხევადი წყლისთვის ზედმეტად ცხელი იყოს. მიქცევა-მოქცევები ასევე ორბიტების ცირკულარიზაციას ახდენს დროთა განმავლობაში, ამიტომ შესაძლოა სასიცოცხლო ზონაში არსებობდეს პლანეტები წრიულ ორბიტებზე, რომელთაც არ აქვს თხევადი წყალი, რადგან მათ წარსულში ჰქონდათ ექსცენტრიული ორბიტები. რადიაციულ სასიცოცხლო ზონაში მდებარე ექსცენტრიულ პლანეტებს მაინც ექნებათ გაყინული ზედაპირი, მაგრამ მიქცევა-მოქცევის შედეგად გათბობას შუძლია წარმოქმნას ზედაპირქვეშა ოკეანე, როგორც ევროპას აქვს. ზოგიერთ პლანეტურ სისტემაში, როგორიცაა, იფსილონ ანდრომედას სისტემა, ორბიტების ექსცენტრისიტეტი შენარჩუნებულია ან პერიოდულად იცვლება სისტემაში მდებარე სხვა პლანეტების მიერ გამოწვეული შეშფოთებებით. მიქცევა-მოქცევების შედეგად გათბობას შეუძლია გამოიწვიოს მანტიიდან დეგაზაცია, ამას კი წვლილი შეაქვს ატმოსფეროს წარმოქმნასა და შევსებაში.
პოტენციურად სასიცოცხლო პლანეტები
სასიცოცხლო ზონაში დადასტურებული პლანეტების აღმოჩენა მოიცავს კეპლერ-22b-ს — პირველი სუპერ-დედამიწა, რომელიც მზის მსგავსი ვარსკვლავის სასიცოცხლო ზონაში იმყოფება. 2012 წლის სექტემბერში გამოაცხადეს ორი პლანეტის აღმოჩენა, რომლებიც წითელი ჯუჯა გლიზე 163-ის გარშემო ბრუნავს. ერთ-ერთი პლანეტა გლიზე 163 c, რომელიც დაახლოებით 6,9 დედამიწის მასისაა და როგორღაც უფრო ცხელი, მიჩნეული იყო, რომ სასიცოცხლო ზონაში მდებარეობდა. 2013 წელს კიდევ სამი პოტენციურად სიცოცხლისუნარიანი პლანეტა: კეპლერ-62 e, კეპლერ-62 f და კეპლერ-69 c აღმოაჩინეს, რომლებიც კეპლერ-62-ისა და კეპლერ-69-ის გარშემო ბრუნავს, შესაბამისად. სამივე პლანეტა სუპერ-დედამიწაა და შესაძლოა ათასობით კილომეტრი სიღრმის ოკეანეებით იყოს დაფარული.
დედამიწის ზომის პლანეტები
კეპლერ-186f პირველად აღმოჩენილი დედამიწის ზომის პლანეტაა სასიცოცხლო ზონაში, რომელსაც 1,1 დედამიწის რადიუსი აქვს და წითელი ჯუჯის გარშემო ბრუნავს. მისი აღმოჩენა 2014 წლის აპრილში გამოაცხადეს.
2013 წლის თებერვალში მეცნიერებმა გამოთვალეს, რომ პატარა წითელი ჯუჯების 6%-ს შესაძლოა დედამიწის მსგავსი თვისებების პლანეტები ჰყავდეს. ეს ნიშნავს, რომ შესაძლოა მზის სისტემასთან უახლოესი „უცხო დედამიწა“ 13 სინათლის წლის მოშორებით იყოს. შეფასებული მანძილი 21 სინათლის წლამდე იზრდება, როდესაც ნდობის ინტერვალის 95%-ია გამოყენებული. 2013 წლის მარტში წითელი ჯუჯის გარშემო სასიცოცხლო ზონის ზომის უფრო ზუსტი გათვალისწინებით შესწორებული შეფასებით, ასეთი ტიპის ვარსკვლავების გარშემო დედამიწის ზომის პლანეტების არსებობა 50%-მდე გაიზარდა.
სიები
უახლოესი ეგზოპლანეტების სია
უახლოესი კლდოვანი ეგზოპლანეტობის კანდიდატების სია
იხილეთ აგრეთვე
პლანეტა
მზის სისტემა
სასიცოცხლო ზონა
გამოყენებული ლიტერატურა
Dorminey, Bruce (2001) Distant Wanderers Springer-Verlag ISBN 978-0-387-95074-7 (Hardback) ISBN 978-1-4419-2872-6 (Paperback)
Villard, Ray & Cook, Lynette R (2005) Infinite Worlds: An Illustrated Voyage to Planets Beyond Our Sun University of California Press ISBN 978-0-520-23710-0
Boss, Alan (2009) The Crowded Universe: The Search for Living Planets Basic Books ISBN 978-0-465-00936-7 (Hardback) ISBN 978-0-465-02039-3 (Paperback)
Seager, Sara (2010) Exoplanet Atmospheres: Physical Processes Princeton University Press ISBN 978-0-691-11914-4 (Hardback) ISBN 978-0-691-14645-4 (Paperback)
Seager, Sara (Editor) (2011) Exoplanets'' University of Arizona Press ISBN 978-0-8165-2945-2
Perryman, Michael (2011) The Exoplanet Handbook Cambridge University Press ISBN 978-0-521-76559-6
Yaqoob, Tahir (2011) "Exoplanets and Alien Solar Systems" New Earth Labs (Education and Outreach) ISBN 978-0-974-16892-0 (Paperback)
ვულკანიზმი
Detecting Volcanism on Extrasolar Planets, L. Kaltenegger, W. G. Henning, D. D. Sasselov, 7 September 2010
Detecting planetary geochemical cycles on exoplanets: Atmospheric signatures and the case of SO2, L. Kaltenegger, D. Sasselov, 17 November 2009
Geodynamics and Rate of Volcanism on Massive Earth-like Planets, Edwin S. Kite, Michael Manga, Eric Gaidos, 31 May 2009
Tidal Heating of Terrestrial Extra-Solar Planets and Implications for their Habitability, Brian Jackson, Rory Barnes, Richard Greenberg, 20 August 2008
შინაგანი სტრუქტურა
Planetary internal structures, I. Baraffe, G. Chabrier, J. Fortney, C. Sotin, 19 January 2014
ზედაპირის რუკის შედგენა
Global Mapping of Earth-like Exoplanets from Scattered Light Curves, Hajime Kawahara, Yuka Fujii, 16 July 2010
A Two-Dimensional Infrared Map of the Extrasolar Planet HD 189733b, C. Majeau, E. Agol, N. Cowan, 19 September 2012
კლიმატი და ამინდი
Patterns of Sunlight on Extra-Solar Planets , Tony Dobrovolskis, 18 March 2014
Possible climates on terrestrial exoplanets, Francois Forget, Jeremy Leconte, 18 November 2013
Indication of insensitivity of planetary weathering behavior and habitable zone to surface land fraction, Dorian S. Abbot, Nicolas B. Cowan, Fred J. Ciesla, 8 August 2012
Clouds and Hazes in Exoplanet Atmospheres, Mark S. Marley, Andrew S. Ackerman, Jeffrey N. Cuzzi, Daniel Kitzmann, 23 January 2013
Atmospheric Circulation of Exoplanets, Adam P. Showman, James Y-K. Cho, Kristen Menou, 16 November 2009
New Technique Could Measure Exoplanet Atmospheric Pressure, an Indicator of Habitability, Shannon Hall on 6 March 2014, www.universetoday.com
წყალი
Water: from clouds to planets, Ewine F. van Dishoeck, Edwin A. Bergin, Dariusz C. Lis, Jonathan I. Lunine, 25 February 2014
Are Exoplanets Orbiting Red Dwarf Stars too Dry for Life?, Michael Schirber, Astrobiology Magazine, 27 August 2013
Carbon-Rich Exoplanets May Lack Surface Water , 26 October 2013
'Water-Trapped' Worlds , Adam Hadhazy, Astrobiology Magazine, 18 July 2013
Lobster-Shaped Extrasolar Oceans , 10 March 2014, Charles Q. Choi, Astrobiology Magazine
Alien Moons Could Bake Dry from Young Gas Giants' Hot Glow , Adam Hadhazy, Astrobiology Magazine 25 March 2014
The Longevity of Oceans on Terrestrial Exoplanets, Bullock, Mark Alan; Grinspoon, D. H.
False Positive For Ocean Glint on Exoplanets: the Latitude-Albedo Effect, Nicolas B. Cowan, Dorian S. Abbot, Aiko Voigt, 4 May 2012
ექსცენტრიულობის დინამიკა
High Orbital Eccentricities of Extrasolar Planets Induced by the Kozai Mechanism, G. Takeda, F.A. Rasio, last revised 9 June 2005
Extreme Climate Variations from Milankovitch-like Eccentricity Oscillations in Extrasolar Planetary Systems, David S. Spiegel, 11 October 2010
Orbital Dynamics of Multi-Planet Systems with Eccentricity Diversity, Stephen R. Kane, Sean N. Raymond, 8 February 2014
Type II migration of planets on eccentric orbits, Althea V. Moorhead, Eric B. Ford, 21 April 2009
Evolution of Giant Planets in Eccentric Disks, Gennaro D'Angelo, Stephen H. Lubow, Matthew R. Bate, 1 December 2006
რესურსები ინტერნეტში
ეგზოპლანეტების ენციკლოპედია
ნასას ეგზოპლანეტების არქივი
ეგზოპლანეტების ღია კატალოგი
სასიცოცხლო ეგზოპლანეტების კატალოგი
სასიცოცხლო ზონის გალერეა
XKCD 1071-ის Exoplanets: ინტერაქტიული ვიზუალი
NASA's PlanetQuest
ეგზოპლანეტების ზოოპარკი
სიახლეები
Arxiv: დედამიწის და პლანეტების ასტროფიზიკა
ეგზოპლანეტების სიახლეები და აღმოჩენები
ვირტუალური პლანეტური ლაბორატორია
სქოლიო
პლანეტები
ასტრონომია