“ჯეიმს ვები” და ტრანზიტული სპექტროსკოპიის სიძნელეები, აჟიოტაჟი დიმეთილსულფიდთან დაკავშირებით

 ჯეიმს ვების სახელობის კოსმოსური ტელესკოპის ერთ-ერთი მთავარი ამოცანა არის ეგზოპლანეტების ტრანზიტული სპექტროსკოპია (arxiv.org). მისი სარკის ფართობი, ლეგენდარული “ჰაბლის” სარკის ფართობზე 6-ჯერ მეტია და მისგან განსხვავებით, სპექტრის ინფრაწითელ ნაწილში მუშაობს, ახლო, შუა და სითბური ნაწილების ჩათვლით (0,6–28 მკ.მ.) (სიბნელის ასტრონომია). ატმოსფერული გაზების მოლეკულათა შთანთქმის ხაზები ამ დიაპაზონშია და გარდა ამისა, სითბურ ინფრაწითელ დიაპაზონში ვარსკვლავების და პლანეტების ელვარების თანაფარდობა გაცილებით მცირეა, რაც მათი პირდაპირი დამზერის საშუალებასაც იძლევა (ეგზოპლანეტის საუკეთესო ფოტო /2015 წ.).

 ვარსკვლავი, ნათობის სიდიდით +11m, “ჯეიმს ვების” სარკეზე რამდენიმე მილიარდ ფოტონს იძლევა წამში. თუმცა, “საჭირო” ფოტონების რაოდენობა სპექტრის ყოველ მონაკვეთზე მილიონობითჯერ მცირეა: საერთო ნაკადი უნდა გამრავლდეს ტრანზიტული სპექტრის ამპლიტუდაზე (ერთი მეასიათასედი) და გაიყოს სპექტრომეტრის გარჩევადობის შესაძლებლობაზე (ასობით ან ათასობით). ვიღებთ ასეთ კომპრომისს: სპექტრის გადაღება მაღალი გარჩევადობით და ბევრი ხარვეზებით, ან მცირე გარჩევადობით და ნაკლები ცდომილებებით.

 ვარსკვლავური სიდიდის სკალა ლოგარითმულია, როგორც დეციბელების სკალა. ამ სკალაზე 5 ერთეულიანი სხვაობა ეტალონურსა და დამზერადი ობიექტების მიერ გამოსხივებულ სინათლის ნაკადებს შორის 100-ჯერად განსხვავებას შეესაბამება. ვარსკვლავურ სიდიდეს  “m” (ლათ. მაგნიტუდა, სიდიდე)-ით აღნიშნავენ. ვარსკვლავური სიდიდეების სკალას უკუმიმართულება აქვს. რაც უფრო დიდია მისი მნიშვნელობა, მით მკრთლია ობიექტი. მაგალითად, მეორე ვარსკვლავური სიდიდის ვარსკვლავი 2^m  — 2,512-ჯერ ელვარეა მესამე ვარსკვლავური სიდიდის ვარსკვლავზე 3^m და  6,310-ჯერ ელვარე მეოთხე ვარსკვლავური სიდიდის 4^m ვარსკვლავზე. გადადის მინუსებშიც.

 ტრანზიტების გადაღებები რამდენიმე საათი გრძელდება, ამდენივე დრო იხარჯება საყრდენი სიგნალის შესწავლაზე, ტრანზიტის დაიწყებამდე და მის მერე. ვარსკვლავის დისკო არაერთგვაროვანია – კიდეებთან უფრო მკრთალია, ვიდრე ცენტრთან, ზედაპირზე არის ლაქები და “ცეცხლები”, ტრანზიტის დროს შეიძლება მოხდეს ანთებებიც. გადაღებით მიღებული შედეგების დამუშავებისას ეს ყველაფერი გასათვალისწინებელია, ასევე, ინსტრუმენტული ხარვეზები: სპექტრომეტრის გადამწოდის (“სენსორის”) ცალკეული პიქსელების მახასიათებლები, მატრიცის გაცივების მექანიზმის მუშაობა და ა.შ. გასაკვირი არ არის, რომ საბოლოო ტრანზიტული სპექტრი, თუნდაც ყველა ხრიკის გამოყენების შემდეგ, საკმაოდ უხეში გამოდის – ის შედგება რამდენიმე ათეული წერტილისგან, რომელთაგან თითოეულში, ცდომილებები რამდენიმე პროცენტს აღწევს.

 ერთნაირი ზომის პლანეტის ტრანზიტების შედარება მზის მსგავსი ვარსკვლავისა და წითელი ჯუჯის დისკზე. სურათის სისრულისთვის, უნდა დავუმატოთ ორივე ვარსკვლავის დისკების კიდეების სიბნელე და “ცეცხლები” (კოცონები) მათ ზედაპირზე, რომლებიც წითელი ჯუჯის დისკზე ბევრად კაშკაშა უნდა იყოს, ვიდრე მზის მსგავს ვარსკვლავზე, ხოლო ტრანზიტის მრუდებზე – ჩაბნელბები აქტიური რეგიონების გადაკვეთის მომენტებში. ამ დროს, კიდურა ჩაბნელების ეფექტი სწორად არის ნაჩვენები ტრანზიტის მრუდებზე – მინიმუმის U-ს მსგავსი ფორმით (aboveearthlyskies.blogspot.com).

 ტრანზიტული სპექტროსკოპიის კიდევ ერთი სირთულე არის ღრუბლები. თუ ისინი დიდი და უფერო ნაწილაკებისგან შედგება, მაშინ ტრანზიტული სპექტროსკოპიის თვალსაზრისით, ისინი თითქმის ისევე ბლოკავენ ვარსკვლავის შუქს, როგორც პლანეტის ზედაპირი. ეს ქმნის გაურკვევლობას შედეგების ინტერპრეტაციაში.

 და ბოლოს, უნდა აღინიშნოს, რომ ყველა ეს შედეგი შორს არის საბოლოოსგან. ეგზოპლანეტოლოგიის ისტორიაში იყო შემთხვევები, როდესაც დაკვირვების მონაცემების განახლების შემდეგ, ეგზოპლანეტობის კანდიდატები საერთოდ აღარ გამოვლენილა. L 98-59 სისტემის პლანეტებს ეს არ ემუქრება – ტრანზიტული ფოტომეტრიისა და დოპლერის სპექტროსკოპიის მონაცემები ერთად, საიმედოობის ძალიან მაღალ დონეს იძლევა. ატმოსფეროებთან დაკავშირებით ყველაფერი ჯერ კიდევ არ არის ნათელი – L 98-59 b-ზე ატმოსფეროს საერთოდ არ არსებობის ალბათობაც კი (ან მისი არსებობისა L 98-59 c-ზე).

 იგივე ეხება გახმაურებულ ინფორმაციას ეგზოპლანეტაზე – K2-18b, დიმეთილ სულფიდის აღმოჩენის შესახებ მის ატმოსფეროში. ეს პლანეტა მასითა და რადიუსით ბევრად უფრო ახლოსაა მინი-ნეპტუნებთან და მისი ატმოსფერო ძალიან დიდია. ჩვენ ვსაუბრობთ ასობით ატმოსფერო წნევაზე და ტემპერატურაზე წყლის ფენის საზღვრებთან – დაახლოებით ათასი გრადუსი. დედამიწელი ექსტრემოფილებისთვის საკმარისად დაბალ ტემპერატურამდე გამთბარ ოკეანეს იმ შემთხვევაში მივიღებთ, თუ პარამეტრებს საჭირო ზღვრებამდე ძალით დავიყვანთ – ანუ ვივარაუდებთ, რომ მთელი პლანეტა თითქმის სულ წყლისგან შედგება. ამ დიმელთილსულფიდის წყაროს შესახებ ჯერჯერობით არაფერი ვიცით. აღსანიშნავია, რომ წყალბადის შემცველი ატმოსფერო გაცილებით ამტანია შეწონილი ნაწილაკების მიმართ, რომლებსაც დიმეთილ სულფიდიც ეკუთვნის, ხოლო ჟანგბადიან ატმოსფეროში მანამდე ძლებენ, სანამ ჟანგბადთან შევლენ ურთიერთქმედებაში, ანუ საკმაოდ სწრაფად (მიწანეპტუნი).

 წყალბადის ატმოსფეროში “ბიოსიგნატურა” დედამიწის პირობებისთვის წარმოუდგენელ კონცენტრაციამდე შეიძლება გაიზარდოს. შეიძლება თუ არა, რომ დიმეთილ სულფიდი წარმოიქმნას წყლის, მეთანის, ამიაკის, გოგირდწყალბადის და სხვა ყინულოვანი ნარევების ზოგიერთ რეაქციებში, ქანებთან ან ერთმანეთთან, ათასობით-ასიათასობით ატმოსფერო წნევის ზეწოლის დროს, ათას გრადუსამდე ტემპერატურის პირობებში? ეს ჯერ კიდევ უცნობია, მაგრამ ერთი რამ დანამდვილებით ვიცით: მინი-ნეპტუნებისა და შუალედური ტიპის პლანეტების პლანეტური ქიმია, უზარმაზარი შეუსწავლელი სივრცეა. რადიუსები, მასები და განსაკუთრებით, ამ პლანეტების ატმოსფეროთა თვისებები, შემდგომი დაკვირვებებით გაირკვევა, რომელთაგან ბევრი უკვე დაგეგმილია.