სიახლეებიეგზოპლანეტა, იგივე არამზეური პლანეტა, ეს არის სხვა ვარსკვლავის ირგვლივ მბრუნავი პლანეტა, მზის სისტემის გარეთ. ასეთი პლანეტების შუქი განსაკუთრებულად ძნელი შესამნევია მათი ვარსკვლავის გამოსხივების გამო, ხოლო თვით ვარსკვლავები მდებარეობენ მზისგან დიდი მანძილის მოშორებით (უახლოესი 4,22 სინათლის წლის დაშორებით). სწორედ ამიტომ დიდი ხნის განმავლობაში მათი აღმოჩენის ამოცანა გადაუწყვეტელი რჩებოდა. პირველი ეგზოპლანეტები 1980-იანი წლების ბოლოს აღმოაჩინეს. ამჟამად უფრო და უფრო მეტი ეგზოპლანეტების აღმოჩენა ხერხდება გაუმჯობესებული შესწავლის მეთოდების საშუალებით.
2013 წელს უკვე დადასტურებულია 990 ეგზოპლანეტის არსებობა 754 პლანეტარულ სისტემაში, რომელთაგანაც 168-ს გააჩნია ერთზე მეტი პლანეტა. ეგზოპლანეტების სავარაუდო რაოდენობა ცხადია ამ რიცხვთან შედარებით მნიშვნელოვნად დიდია. ბოლო მონაცემებით ჩვენ გალაქტიკაში ეგზოპლანეტების საერთო რაოდენობა 100 მილიარდს აღწევს, რომელთაგანაც 5-20 მილიარდი შეიძლება აღმოჩნდეს დედამიწისმაგვარი.
ეგზოპლანეტების ძირითადი რაოდენობა არა ვიზუალური დაკვირვებით, არამედ სხვადასხვა არაპირდაპირი მეთოდების საშუალებით აღმოაჩინეს. მათი უმრავლესობა გაზური გიგანტებია, რომლებიც უფრო მეტად ჰგვანან იუპიტერს ვიდრე დედამიწას. ცხადია ეს აიხსნება აღმოჩენის მეთოდის შეზღუდვებით - უფრო ადვილია მოკლეპერიოდიანი და მასიური პლანეტების აღმოჩენა.
ისტორიულად პირველი განაცხადი მზის სისტემის გარეთ მყოფ ვარსკვლავებთან ეგზოპლანეტების არსებობის შესახებ 1855 წ. გააკეთა მადრას ობსევატორიის ასტრონომმა კაპიტან ჯეიკობისმა. ასტრონომი „მაღალი დამაჯერებლობით“ იუწყებოდა „პლანეტარული სხეულის“ არსებობის შესახებ ორმაგ სისტემაში „70 გველისებრი“. მოგვიანებით, 1890-იან წლებში ასტრონომმა თომას სიმ (ჩიკაგოს უნივერსიტეტი) და აშშ-ს სამხედრო-საზღვაო ობსერვატორიამ დაადასტურა არამნათი სხეულის არსებობა, რომლის ბრუნვის პერიოდი 36 წელი იყო. მაგრამ ფორესტ მულტონის გამოთვლებმა მსგავსი სისტემის არამდგრადობაზე გაყრდნობით უკუაგდეს სის მტკიცება.
თავიდან ეგზოპლანეტებს ძირითადად ახლომდებარე ვარსკლავებთან ეძებდნენ. ჯერ კიდევ 1916 წელს ედუარდ ბერნარდმა აღმოაჩინა წითელი ვარსკვლავი, რომელიც „სწრაფად“ გადანაცვლდებოდა ცაზე სხვა ვარსკვლავების მიმართ. ასტრონომებმა მას ბერნარდის „მფრინავი ვარსკვლავი“ უწოდეს. ის აღმოჩნდა ერთ-ერთი ჩვენთან ახლოს მყოფი ვარსკვლავი, რომლის მასაც 6-ჯერ ნაკლებია მზისაზე. გარდა ამისა ჯ. გეტვუდმა გამოარკვია რომ ბერნარდის ვარსკვლავს არ ექნებოდა პლანეტები, რადგან ის რყევის გარეშე მოძრაობდა (რაც პლანეტების არსებობის ნიშანია)
1980-იან წლებში ასტრონომების მრავალმა ჯგუფმა დაიწყო მზის სისტემის ახლოს მდებარე ვარსკვლავების სიჩქარის გაზომვა მაღალი სიზუსტის სპექტრომეტრების საშუალებით. პირველი ეგზოპლანეტა ნაპოვნი იქნა კანადელების - კემპბელის, უოლკერისა და იანგოს მიერ 1988 წელს სტაფილოსფერ სუბგიგანტთან „გამა ცეფეა“, მაგრამ ამ ეგზოპლანეტის არსებობა დადასტურებულ იქნა მხოლოდ 2002 წელს.
• 1989 წ. ზემასიური პლანეტა („ყავისფერი ჯუჯა“) ნაპოვნი იყო ლატამომის მიერ HD 114762 ვარსკვლავთან. მას პლანეტის სტატუსი 1999 წელს მიენიჭა.
• 1995 წ. ასტრონომებმა მიშელ მაიორმა და დიდიე კელომ ზეზუსტი სპექტრომეტრის საშუალებით აღმოაჩინეს ვარსკვლავ „51 პეგასის“ რყევა (4,23 პერიოდით). პლანეტა, რომელიც იწვევს რყევას მოგვაგონებს იუპიტერს, მაგრამ ის მდებარეობს ძალიან ახლოს მნათობთან. ასტრონომები ასეთ ტიპის პლანეტებს „ცხელ იუპიტერებს“ უწოდებენ.
შემდგომში უკვე დოპლერის ეფექტით 100-მდე ეგზოპლანეტა იქნა აღმოჩენილი.
• 2005 წ. აღმოაჩინეს პირველი ზედედამიწა “გლიზე 876”-ის მახლობლად. მისი მასა არის 7,5 დედამიწის მასის ტოლი.
• 2008 წ. პირველად მიიღეს გამოსახულება პეგასის თანავარსკვლავედში მყოფი მთლიანი პლანეტარული სისტემისა, რომელიც შედგება HR 8799 ვარსკვლავის ირგვლი მბრუნავი სამი პლანეტისაგან.
• 2011 წ. 5 დეკემბერს ტელესკოპ „კეპლერის“ მიერ აღმოჩენილ იქნა პირველი ზედედამიწა სასიცოცხლო ზონაში - კეპლერ-22-b-ში.
• 2011 წ. 20 დეკემბერს ტელესკოპ „კეპლერმა“ ვარსკვლავ „20 კეპლერთან“ აღმოაჩინა პირველი ეგზოპლანეტები დედამიწის ზომასთან ახლოს, უფრო პატარები ვარსკვლავ „კეპლერ 20-e-სთან“ (R=0.87Rდ; M=1,67Mდ) და „კეპლერ-20-f-სთან“ (M=0,045Mიუპ.; R=1,03Rდ).
• 2011 წ. 22 თებერვალს ჰარვარდის ასტროფიზიკოსებმა დედამიწიდან 40 სინათლის წლის დაშორებით აღმოაჩინეს პირველი ეგზოპლანეტა წყლით - GJ 1214b, ბრუნვის პერიოდით 38 საათი (წითელი ჯუჯის ირგვლივ). მანძილი ვარსკვლავიდან 2 მლნ კმ-ია. ტემპერატურა პლანეტის ზედაპირზე 2300C -ია.
ჩამოვთვალოთ ეგზოპლანეტების აღმოჩენის რამოდენიმე მეთოდი.
დოპლერის მეთოდი - ვარსკვლავის რადიალური სიჩქარის სპექტრომეტრული გაზომვის ყველაზე გავრცელებული მეთოდია. მისი მეშვეობით შესაძლებელია აღმოვაჩინოთ პლანეტები, რომელთა მასა რამდენჯერმე აღემატება დედამიწის მასას და განლაგებულია ვარსკვლავთან ახლოს, ასევე გიგანტი პლანეტები, რომელთა ბრუნვის პერიოდი 10 წელზე ნაკლებია. პლანეტები „საკუთარი მზის“ გარშემო ბრუნვისას მას არყევენ (ე.ი ხდება ვარსკვლავის არა ზუსტად წრიულ ორბიტაზე ბრუნვა, არამედ მცირედით გადახრა), რის შედეგადაც ხდება ვარსკვლავების სპექტრის დოპლერის წანაცვლება.
ეს მეთოდი გვაძლევს საშუალებას გავზომოთ რადიალური სიჩქარის ცვლილების ამპლიტუდა წყვილისთვის <<ვარსკვლავი - პლანეტა>>, პლანეტის მასა, ვარსკვლავის გარშემო ბრუნვის პერიოდი და ეგზოპლანეტის მასის ქვედა საზღვარი. კუთხეს, პლანეტის ორბიტალური სიბრტყის ნორმალსა და დედამიწის მიმართულებას შორის თანამედროვე მეთოდები ვერ ზომავენ.
ტრანზიტული მეთოდი - დაკავშირებულია პლანეტის ვარსკვლავის ფონზე გავლასთან. როდესაც პლანეტა გადის დამკვირვებელსა და საკუთარ ვარსკვლავს შორის, შესაძლებელია პლანეტის ზომების დადგენა. დოპლერის მეთოდთან შეთავსებით შესაძლებელია პლანეტის სიმკვრივის დადგენა. ასევე გვაძლევს ინფორმაციას ატმოსფეროს არსებობაზე და მის შემადგენლობაზე.
პირდაპირი დაკვირვება - დღეს-დღეობით შეუძლებელია ეგზოპლანეტაზე უშუალოდ დაკვირვება, რადგან მისი სინათლე მილიონჯერ სუსტია ვარსკვლავის სინათლეზე. ასტრონომიული მანძილების გათვალისწინებით ეს პროცესი წააგავს განათებული ქალაქის ფონზე სანთლის შუქის ძიებას. ვარაუდობენ, რომ ჯეიმს ვების სახელობის კოსმოსური ტელესკოპი, რომელსაც აქვს 6,5 მეტრიანი მაღალი გარჩევადობა, კოსმოსში გაშვების შემდეგ საშუალებას მოგვცემს უშუალოდ დავაკვირდეთ ეგზოპლანეტებს და შევისწავლოთ მათი შემადგენლობა.
გრავიტაციული მიკროლინზირება - დაკავშირებულია ფარდობითობის თეორიის ეფექტებთან. მასიური ობიექტი ამრუდებს მის გარშემო სივრცეს და ახლო გამავალ სხივებს და ამ ხერხით ”გასცემს” თავის არსებობას. ეს მეთოდი გამოყენებადია მცირე ობიქეტებისთვისაც, მაგრამ საჭიროებს მუდმივ დაკვირვებას. ამ მეთოდის გამოყენებით იყო აღმოჩენილი ყველაზე მცირე პლანეტები, ე.წ ”ზედედამიწები”, რომელთა მასები დედამიწის მასისგან ბევრად არ განსხვავდება.
https://www.youtu...amVbK-J69M
მთელი რიგი პლანეტებისათვის მიღებულია დიამეტრის შეფასებები, რაც საშუალებას გვაძლევს გავნსაზღვროთ მათი სიკვრივე და ვარაუდი გამოვთქვათ მათი ბირთვების შესახებ, რომლებიც შედგებიან მძიმე ელემენტებისაგან. ფრანგმა ასტრონომებმა ტრისტან გიიოს ხელმძღვანელობით დაადგინეს, რომ თუ შევადარებთ პლანეტების სიმკვრივეს და მეტალის შემცველობას მათ ვარსკვლავში, ადგილი ექნება კორელაციას. პლანეტები რომლებიც ფორმირდებოდნენ იმ ვარსკვლავის გარშემო, რომელთაც რკინის იმდენი მარაგი აქვს რაც ჩვენს მზეს, გააჩნიათ პატარა ბირთვი, ხოლო პლანეტებს რომელთა ვარსკვლავიც 2-3-ჯერ მეტ მეტალს შეიცავს, გააჩნიათ გაცილებით დიდი ბირთვი.
