Posted by მშობლიური მნათობიდან დიდი მანძილით დაშორებული პლანეტის შემჩნევა მარტივი არ არის, განსაკუთრებით, თუ ამისთვის რადიალური სიჩქარის მეთოდებია გამოყენებული (centauri-dreams.org). არსი იმაში მდგომარეობს, რომ წუთში ერთხელ აღირიცხება გარემომქცევი პლანეტების მიერ ვარსკვლავის მოძრაობის შეშფოთება დოპლერისეული წანაცვლების მეშვეობით. ჩანს, თუ როგორ მიმოიქცევა ვარსკვლავი და პლანეტა მასათა საერთო ცენტრის გარშემო, შედეგად, ვხედავთ არა თვით პლანეტას, არამედ, ვარსკვლავის რადიალურ სიჩქარეში არსებულ ცვლილებებზე დაყრდნობით, არაპირდაპირი მეთოდით ვაფიქსირებთ მის არსებობას.
პირველი ეგზოპლანეტა სწორედ ამ მეთოდით იქნა შემჩნეული (როგორ ეძებდნენ ეკზოპლანეტებს), და დღემდე აღმოჩენათა ნაკადი სულ უფრო იმატებს. თუმცა, რაც უფრო მეტი მანძილით შორდება პლანეტა მშობლიურ მნათობს, მით უფრო რთული ხდება რადიალური სიჩქარის მეთოდის გამოყენება – გრძელ ორბიტაზე მდებარე პლანეტისათვის საჭირო ხდება დაკვირვების ხანგრძლივობის გაზრდა, რადგან მონაცემების საიმედოდ დასამტკიცებლად, პლანეტამ რამდენჯერმე უნდა შემოუაროს ვარსკვლავს.
იგივე ხდება ტრანზიტული მეთოდის გამოყენების დროსაც, რომელიც ვარსკვლავის სიკაშკაშის პერიოდულ კლებას ეფუძნება იმ მომენტისთვის, როდესაც პლანეტა ამ ვარსკვლავსა და დედამიწელ დამკვირვებელს შორის გაივლის. ამ შემთხვევაში, დიდპერიოდიანი, გრძელ ორბიტაზე მოძრავი პლანეტის დაფიქსირება განმეორებით ტრანზიტებს შორის არსებული ხანგრძლივი დროის გამო რთულდება.
გრძელპერიოდიანი პლანეტების შესახებ არსებული მონაცემები მწირია (ვარსკვლავიდან ყველაზე შორს მდებარე ეკზოპლანეტა), რაც ისეთი მნიშვნელოვანი საკითხების შესწავლას ართულებს, როგორიცაა დისკის აკრეცია, გრავიტაციული დისკის არასტაბილურობა და პლანეტების მიგრაცია. თუ ვარსკვლავსა და მის გრძელპერიოდიან თანამგზავრებს შორის მანძილი 10 ასტრონომიულ ერთეულს (10 AU) აღემატება, მცირეხნიანი დაკვირვების შემთხვევაში, მონაცემთა თითქმის წრფივი ტენდენციიდან გამომდინარე, რადიალური სიჩქარის სიგნალის (RV – radial velocity) წყაროს გარკვევა თითქმის შეუძლებელია.
სურათზე მარცხნივ: პლანეტის მშობლიური მნათობის რადიალურ სიჩქარეში არსებული პერიოდული ცვლილებების მეშვეობით, შეინიშნება პლანეტის არსებობის უდაო მტკიცებულება (იხ, დროში ცვალებადი მრუდი). მარჯვნივ: თუ კომპანიონი 10 AU–ზე უფრო შორსაა მშობლიური მნათობიდან, ორბიტული პერიოდი იმდენად გრძელია, რომ რადიალური სიჩქარით მიღებული მონაცემები წრფივ ტენდენციას გამოავლენს (NAOJ).
ტოკიოს ტექნოლოგიური ინსტიტუტის მეცნიერებმა ეს პრობლემა უშუალო დამზერის მეშვეობით გადაჭრეს – ისინი მიღებულ გამოსახულებასა და რადიალური სიჩქარის მეთოდს ერთმანეთს უთავსებდნენ. შედეგად, პლანეტის ორბიტული პერიოდის ზრდასთან ერთად, მასზე უშუალო დაკვირვების შანსები იზრდება, ვინაიდან მშობლიური მნათობიდან მომავალი სხივები მკრთალ კომპანიონს აღარ გადაფარავს. ტოკიოს მეცნიერთა ჯგუფი, ოკამას ასტროფიზიკურ ობსერვატორიაში (NAOJ) არსებული ხელსაწყოს გამოყენებით 1,5–5 მზის მასის მქონე ვარსკვლავთა გარშემო გრძელპერიოდიან პლანეტებსა და ჯერად სისტემათა კომპანიონ ვარსკვლავებსაც კი იკვლევს.
გრძელპერიოდიანი რადიალური სიჩქარის მქონე ობიექტების პირდაპირი (უშუალო) დამზერა, სუბარუზე დაყენებული გამოსახულების მიმღების – HiCIAO მეშვეობით ხდება. უშუალო დაკვირვების დროს მთავარი სირთულე იმის გარკვევაა, წრფივი რადიალური სიჩქარის მქონე კომპანიონი ობიექტი პლანეტაა თუ მეორე ვარსკვლავი.
HiCIAO კორონოგრაფია, რომელიც მკრთალი ობიექტის დაფიქსირებას მთავარი ვარსკვლავის გამოსხივების გადაფარვით ახდენს. მაგალითისთვის, ამ ხელსაწყოს მეშვეობით გამოკვლეული სამი მნათობის: ჰიდრას γ, HD 5608 და HS 109272 მონაცემთა ანალიზი, მათთან კომპანიონი ვარსკვლავის არსებობაზე მიუთითებს, ხოლო დრაკონის ɩ, დელფინის 18 და HD 14067 გარშემო – უფრო მკრთალ ობიექტებზე, ვინაიდან მათ შორიახლოს 60 იუპიტერის მასაზე მეტი მასის მქონე ობიექტები არ დაიმზირება. ეს კანდიდატები, ყავისფერი ჯუჯების “მასპინძლები” არიან, ხოლო დელფინის 18-თან, დაახლოებით 10-50 AU მოშორებით, მასიურ პლანეტაა, დეტექტირების შესაძლებლობის ზღვრებთან ახლოს.
რადიალური სიჩქარისა და პირდაპირი დამზერის მეთოდების შერწყმა, საშუალებას გვაძლევს დავამტკიცოთ, რომ დაკვირვებით მიღებულ მონაცემთა წრფივი დამოკიდებულება, სისტემაში კომპანიონი ვარსკვლავის ან პლანეტის არსებობაზე მიუთითებს. ზოგადად რომ ვთქვათ, ეს მეთოდი, მზეზე დიდ ვარსკვლავებთან ახლოს, ასეთი კომპანიონების გამოვლენის საიმედო საშუალებაა.
ოკამას ასტროფიზიკურ ობსერვატორია, უკვე მეორე ათწლეულია, საშუალო მასის მქონე გიგანტების (1.5–5 M⊙) კვლევას RV მეთოდის გამოყენებით ახორციელებს. კვლევებმა გვიჩვენა, რომ გიგანტებისთვის ტიპიურია გრძელპერიოდიანი 0.6 AU და მეტი ნახევარღერძის ორბიტის მქონე პლანეტებისა და კომპანიონი ვარსკვლავების არსებობა, მაშინ, როდესაც საშუალო მასის მქონე FGK კლასის (მზის ტიპის) ვარსკვლავებთან, უმეტესწილად, მოკლეპერიოდიან პლანეტებს ვხვდებით. ამგვარად, შეგვიძლია ვივარაუდოთ, რომ დიდი ზომის მნათობებთან ეგზოპლანეტების ორბიტული განაწილება მნიშვნელოვნად განსხვავდება მზის მსგავს ვარსკვლავებთან არსებული პლანეტების ორბიტული განაწილებებისგან.
ეს არ არის ერთად–ერთი კვლევა, რაც ამ ორი მეთოდის შერწყმის მეშვეობით ხორციელდება: პროექტის TRENDS (TaRgetting bENchmark objects with Doppler Spectroscopy) ფარგლებში, ნოტრდამის პროფესორის, იუსთინ კრეპის ხელმძღვანელობით, დაბალი მასის მქონე F კლასის (მზისმაგვარი) და M–ჯუჯა ვარსკვლავების ახლოს, მცირე ზომის კომპანიონები იქნა აღმოჩენილი, მათ შორის თეთრი ჯუჯა და ყავისფერი ჯუჯა ვარსკვლავები (იხ. სამეცნიერო სტატია: “High-contrast Imaging of Intermediate-mass Giants with Long-term Radial Velocity Trends,” Astrophysical Journal Vol. 825, No. 2 (12 July 2016). Abstract/preprint), (ორმაგი ვარსკვლავი, მისი დისკი და ეკზოპლანეტა).
ავტორი: მარიკა ტარასაშვილი.