cyanic-selkie/wikianc huggingface dataset:
ეგზოპლანეტა
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.
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.
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.
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.
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
მინი|400პქ|აღწერაეკვატორიული ბრუნვის სიჩქარისა და მასის დამოკიდებულების დიაგრამა, რომელზეც ნაჩვენებია Beta Pictoris b-სა და [[მზის სისტემა|მზის სისტემის პლანეტების შედარება (ESO/ი. სნელენი, ლეიდენის უნივერსიტეტი)]]
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). 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.
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.
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
300px|thumb|[[WASP-17b-სა (მარჯვნივ) და იუპიტერის (მარცხნივ) ზომების შედარება]] 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.
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.
thumb|ეგზოპლანეტის [[სიმკვრივე|სიმკვრივისა და რადიუსის დიაგრამა. მაღლა: სიმკვრივე vs. რადიუსი. დაბლა: დიფუზურობა=1/სიმკვრივე vs. რადიუსი. ერთეულები: რადიუსი RJup-ებში, სიმკვრივე გ/სმ3-ებში, დიფუზურობა სმ3/გ-ებში. ეს დიაგრამა ასახავს იმას, რომ დედამიწისა და ნეპტუნის ზომებს შორის არსებობს მთელი რიგი სიმკვრივის პლანეტები, შემდეგ იმას, რომ 0,6 RJup-ის ზომის პლანეტები ძალიან დაბალი სიმკვრივისაა და ძალიან ცოტა მათგანია ცნობილი, შემდეგ კი იმას, რომ გაზურ გიგანტებს სიმკვრივეთა დიდი დიაპაზონი აქვს.]]
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.
მასიური მყარი პლანეტები
300px|thumb|[[კეპლერ-10c-ს, დედამიწისა და ნეპტუნის ზომების შედარება.]] 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.
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
thumb|[[კასინი (კოსმოსური ზონდი)|კასინის კოსმოსური ზონდის მიერ ტიტანზე მზის ჩასვლის შესწავლა ეგზოპლანეტების ატმოსფეროს გარკვევაში გვეხმარება (მხატვრის წარმოსახვა).]]
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.
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.
ფერი და სიკაშკაშე
thumb|400px|ამ ფერად დიაგრამაზე ნაჩვენებია [[მზის სისტემაში არსებული პლანეტების ფერების შედარება ეგზოპლანეტა HD 189733b-სთან. ეგზოპლანეტის მუქი ლურჯი ფერი გამოწვეულია სილიკატების წვეთებისგან, რომელიც ატმოსფეროში ლურჯ სინათლეს ფანტავს.]]
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.
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. 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.
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.
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.
სქოლიო
კატეგორია:პლანეტები კატეგორია:ასტრონომია
დეხვირის ციხე
დეხვირის ციხე — ციხესიმაგრე ლეჩხუმში, სოფელ დეხვირის მახლობლად (ახლანდელი ცაგერის მუნიციპალიტეტი). წერილობით წყაროებში პირველად იხსენიება XVII საუკუნის II ნახევარში.
ციხე იდგა მდინარე ცხენისწყლისა და ლაჯანურის წყალგამყოფ ქედზე და კონტროლს უწევდა ამ მდინარეთა ხეობების მნიშვნელოვან ნაწილს. XVI-XVIII საუკუნეებში დეხვირის ციხე ლეჩხუმთან ერთად იმერეთის სამეფოში შედიოდა და იმერეთის მეფეებს ეკუთვნოდა. XVIII საუკუნეში ლეჩხუმი და დეხვირის ციხე სამეგრელოს სამთავროს შემადგენლობაში შევიდა. 1802 წელს იმერეთის მეფე სოლომონ II-მ დაიკავა და შიგ 17 მეციხოვნე ჩააყენა, ხოლო რამდენიმე წლის შემდეგ იგი რუსეთის ხელისუფლებამ სამეგრელოს მთავარს დაუბრუნა. ამჟამად ციხის ნანგრევებიღაა შემორჩენილი. მისი გეგმა დასავლეთ საქართველოს სხვა მნიშვნელოვან ციხეებთან ერთად აღნიშნულია დასავლეთ საქართველოს 1737 წლის რუკაზე. გეგმის მიხედვით, იგი ორი სხვადასხვა ზომის ერთმანეთისაგან დაშორებული რამდენიმესართულიანი კოშკისაგან შედგებოდა და შემოსაზღვრული იყო მაღალი გალავნით. ვახუშტი ბატონიშვილის ცნობების მიხედვით დეხვირის ციხე შუა ფეოდალური ხანით შეიძლება დათარიღდეს.
2020 წლის 27 აგვისტოს საქართველოს მთავრობის დადგენილების თანახმად მიენიჭა ეროვნული მნიშვნელობის კატეგორია.
სქოლიო
კატეგორია:ცაგერის მუნიციპალიტეტის ციხესიმაგრეები კატეგორია:ეროვნული მნიშვნელობის კატეგორიის კულტურის უძრავი ძეგლები კატეგორია:კულტურული მემკვიდრეობის ძეგლები რაჭა-ლეჩხუმისა და ქვემო სვანეთის მხარეში
ჭყონდიდის ტაძრის წარწერები
ჭყონდიდის ტაძრის წარწერები — ორი ძველი ქართული წარწერა ჭყონდიდის ტაძრიდან.
პირველი წარწერა
ტაძრის დასავლეთ დასავლეთ ფასადზე ამოკვეთილი ყოფილა ასომთავრული წარწერა, რომელიც 1850 წელს ტაძრის შეკეთებისას დაიღუპა. მისი ფრაგმენტები გამოაქვეყნა მარი ბროსემ:
«[† ადიდენ ღმერთმან ბაგრატ] მეფჱ აფხაზთა[ჲ ორთავე შინ]ა ცხორებათა. აღაშენა წმიდაჲ ესე სანათლა[ვი] დასაბამითგან[თა] წელთა [ხ]ქ (=6600), ქრონიკონსა სივ (=216)».
დათარიღება
წარწერა თარიღდება 996 წლით (780+216=996). დასაბამითგან უნდა აღდგეს ხქ (6600–5604=996).
მეორე წარწერა
ეკლესიის დასავლეთ ფასადზე მოთავსებულ ქვის ფილაზე შესრულებული ქრისტეს გამოსახულების ორივე მხარეს გვაქვს ასომთავრული წარწერა:
ანუ:
დათარიღება
წარწერა პირველი წარწერის თანადროული ჩანს.
სქოლიო
კატეგორია:ქართული წარწერები
აღმოსავლეთ ტიმორის პრეზიდენტი
რესურსები ინტერნეტში
კატეგორია:აღმოსავლეთი ტიმორი კატეგორია:აზიის ქვეყნების პრეზიდენტები *
Solenopsis bucki
Solenopsis bucki — ფეხსახსრიანთა ტიპის მწერთა კლასის ჭიანჭველასებრთა ერთ-ერთი ნაირსახეობა Solenopsis-ს გვარიდან. მიეკუთვნება Ponerinae-ს ქვეოჯახს. .
სქოლიო
კატეგორია:ჭიანჭველები
მუხლიოტისა
კატეგორია:ბიზანტიური ტაძრები კატეგორია:სტამბოლი
ონჭეიში
ონჭეიში — წყალტუბოს მუნიციპალიტეტის სოფლების ზედა ონჭეიშისა და  ქვედა ონჭეიშის ძველი სახელწოდება.
ლიტერატურა
კატეგორია:წყალტუბოს მუნიციპალიტეტის ისტორიული სოფლები
მაგნეზიის ბრძოლა
როდესაც ბრძოლა საბოლოოდ დაიწყო, ევმენესმა სელევკიდების არმიის მარცხენა ფლანგის არევა მოახერხა. მიუხედავად იმისა, რომ ანტიოქეს კავალერიამ მის მოწინააღმდეგეებს ბრძოლის ველის მარჯვენა ფლანგზე აჯობა, მისი არმიის ცენტრი დაინგრა, სანამ იგი მის გაძლიერებას შეძლებდა. თანამედროვე შეფასებით ბრძოლაში 10000 სელევკიდი  და 5000 რომაელი დაიღუპა. ბრძოლა რომა-პერგამონის გამარჯვებით დასრულდა. დაიდო აპამეას ხელშეკრულება, რასაც მცირე აზიაში სელევკიდების ბატონობის დასრულება მოჰყვა.