Planet

Vikipediya, açıq ensiklopediya
Keçid et: naviqasiya, axtar
Günəş sistemindən kənarda yerləşən HD 209458 b planetinin fırlanmasının rəssam tərəfindən çəkilmiş xəyali təsviri.

Planet yun. πλανήτες α' (azmış ulduz) — Günəş ətrafına dolanan və səthi əks olunmuş günəş şüaları ilə işıqlanan göy cismidir.

XV əsrədək 7 planet (Günəş, Ay, Merkuri, Venera, Mars, YupiterSaturn) olduğu fərz edilirdi. Hesab olunurdu ki, onlar Yer ətrafına dolanır. XVI əsrdə Nikolay Kopernik Dünyanın heliosentrik sistemini yaratdı və sübut etdi ki, bütün planetlər Günəş ətrafında, Ay isə digər planetlərin peykləri kimi Yer ətrafında dolanır. Yer planet, Günəş isə özü şüalandığı üçün ulduzdur.

1781-ci ildə Uran, 1846-cı ildə Neptun1930-cu ildə Pluton, daha sonra diametrləri 1 km-dən bir neçə yüz kilometrədək olan kiçik planetlər kəşf edildi.

Günəş sistemində doqquz böyük planet və təqribən 2300 kiçik planet məlumdur (1983-cü il etibarilə). 2006-cı ildən etibarən Beynəlxalq Astronomiya İttifaqının qərarı ilə Pluton planetlər sırasından çıxarıldı və kiçik planetlər adlı yeni qrupa aid edilməyə başladı.

Planetlər daxili və xarici planetlərə bölünür. Birincisi, Merkuri, Venera, YerMarsdan (Yer qrupu planetləri), ikincisi isə Yupiter, Saturn, UranNeptundan (Nəhəng planetlər qrupu) ibarətdir.

Planetlər Günəş ətrafına cazibə qüvvəsinin təsiri ilə fırlanır, orbitləri elliptikdir, hərəkətləri Kepler qanunlarına tabedir.

Planetlərin əmələ gəlməsi[redaktə | əsas redaktə]

Kosmos miqyasında planetlər – təbiətdəki proseslərin inkişafının nəhəng görünüşündə cüzü rol oynayan, demək olar ki, qum dənəcikləridir. Lakin onlar olduqca müxtəlif və mürəkkəb obyektlərdir. Digər tipdən olan heç bir göy cisimində astronomik, geoloji, kimyəvi və bioloyi proseslərin oxşar qarşılıqlı təsiri müşahidə olunmur.

 Kosmosdakı digər yerlərin heç birində bizim bildiyimiz kimi həyat yarana bilməz. Son məlumatlara görə astronomlar 4000-dən çox planet aşkar etmişlər.

Planetlərin əmələ gəlməsi uzun zaman ərzində sakit və stasionar proses hesab olunurdu. Həqiqətdə isə olduqca xaotik görsənir.

Onların kütlələrinin, ölçülərinin, tərkiblərinin və orbitlərinin müxtəlif olması bir çoxlarını onların əmələ gəlməsi barədə fikirləşməyə məcbur etdi. 1970-ci illərdə planetlərin əmələ gəlməsi qərarlaşmış, determinə olmunmuş –konveyr- hesab olunurdu, hansındakı amorf qaz-toz diskləri Günəş sisteminin surətinə çevrilirlər. Lakin indi bizə məlumdur ki,bu hər bir sistem üçün müxtəlif nəticənin oldugunu fərz edən xaotik prosesdir. Doğulan planetlər yaranma və dağılmanın rəqabət aparıcı mexanizmlərinin xaosundan sağ çıxmışlar.

 Çox obyektlər öz ulduzunun atəşində yanaraq məhv olmuşlar və ya ulduzlararası fəzaya atılmışlar. Bizim Yer planetinin hal-hazırda qaranlıq və soyuq kosmosda gəzən çoxdan itirilmiş əkizləri ola bilər.

 Planetlərin yaranması barədə elm astrofizikanın, planetologiyanın, statistik mexanikanın və qeyri-xətti dinamikanın birləşdiyi oblastda özünü təsdiqləyir. Bütövlükdə planetoloqlar iki əsas istiqaməti inkişaf etdirirlər. Ardıcıl akkresiya nəzəriyyəsinə görə, tozun kiçik hissəcikləri birləşir və iri kəsəklər yaradırlar. Əgər belə kəsək özünə çoxlu qaz cəzb edirsə o, qaz nəhənginə ( Yupiter kimi) çevrilir, əgər cəzb etmirsə-daş planetə (Yer kimi).

Bu nəzəriyyənin əsas çatışmazlığı-prosesin ləng getməsi və planetlərin yaranmasına kimi qazın spələnməsinin mümkün olmasıdır.

 Digər senaridə (cazibə dayanıqsızlığı nəzəriyyəsi) təsdiq edilir ki,qaz nəhənglər ilkin qaz-toz buludunun dağılmasına gətirən qəfil baş verən kollaps yolu ilə əmələ gəlirlər.Bu prosses kiçik ölçüdə ulduzların əmələ gəlməsini göstərir. Lakin fərziyyə olduqca mübahisəlidir. Belə ki, güclü dayanıqsızlığın olması fərz olunur, hansıkı bu baş verməyə də bilər. Astronomlar həm də eyni zamanda aşkar etmişlər ki, daha böyük kütləli planetlər və daha kiçik kütləli ulduzlar “boşluq”la ayrılıblar (aralıq kütləli cisim sadəcə mövcud deyil). Bu isə onu göstərir ki, planetlər –bu, olduqca kiçik kütləli ulduzlar deyil, tamamilə digər yaranışlı obyektlərdir.[1]

Əsas müddəalar[redaktə | əsas redaktə]

  • Hələ 20 il bundan öncə, planetlərin əmələ gəlməsini öyrənən alimlər öz nəzəriyyələrini bir nümunə - bizim Günəş sistemi-üzərində əsaslandırırdılar. Lakin hal-hazırda onlarla doğulan və artıq formalaşmış onlarla planet sistemləri aşkar olunmuşdur və həm də onların arasında iki eyni olanı yoxdur.
  • Planetlərin əmələ gəlməsinin aparıcı nəzəriyyələrinin əsas ideyası belədir: xırda tozcuqlar  birləşir və qazı tuturlar. Lakin bu proseslər mürəkkəb və qarma-qarışıqdır. Bir-biri ilə rəqabət aparan mexanizmlərin yarışması tamamilə müxtəlif nəticələrə gətirə bilər.

 Baxmayaraq ki, alimlər mübahisə etməyi davam etdirirlər, əksəriyyət  ardıcıl akkresiya senarisini daha ehtimallı hesab edirlər.[1]

Planet əmələgəlmənin mərhələləri[redaktə | əsas redaktə]

Ulduzlararası bulud sıxılır[redaktə | əsas redaktə]

Zaman: 0  (planetlərin əmələ gəlməsi prosesinin başlanğıc nöqtəsi).

Bizim Günəş sistemi 100 milyardlarla ulduzun və qaz-toz buludunun oldugu(əsasən- əvvəlki nəsil ulduzların qalqları olan) Qalaktikada yerləşir. Verilmiş  halda toz- bu, demək olar təkcə ulduzun xarici, soyuq qatlarında kondensasiya olunmuş və kosmik fəzaya atılmış su buzunun, dəmirin və digər bərk maddələrin mikroskopik hissəcikləridir. Əgər buludlar kifayət qədər soyuq və sıxdırlarsa, onlar qravitasiya qüvvələrinin təsiri altında sıxılmağa başlayırlar və ulduz toplusunu əmələ gətirirlər. Belə proses 100 min ildən bir neçə milyon ilə qədər davam edə bilər. Hər bir ulduzu, planetlərin yaranması üçün kifayət edən yerdə qalmış maddədən ibarət olan disk (lövhə) əhatə edir. Gənc disklər əsasən hidrogen və heliumdan ibarət olur. Toz hissəcikləri onların qaynar daxili oblastlarında buxarlanırlar, soyuq və seyrəkləşmiş xarici qatlarda toz hissəcikləri saxlanılır və buxarın onlara kondesasiya ölçüsünə görə boy atırlar.

Astronomlar, belə disklərlə əhatə olunmuş çoxlu sayda gənc ulduzları aşkar etmişlər. Yaşı 1-:-3 milyona qədər olan ulduzlar qaz diskinə malik olurlar, yaşı 10 mil. Ildən artıq olan ulduzlarda isə zəif, qazla kasıb olan disklər müşahidə olunurlar, belə ki, qazı ondan ya yeni əmələ gələn ulduzun özü  ya da qonşu parlaq ulduzlar “ üfürür”lər. Bu  zaman diapozonu elə planetlərin yaranması dövrüdür. Belə disklərdə agır elementlərin kütləsi Günəş sisteminin planetlərindəki həmən elementlərin kütləsi ilə müqayisə olunandırlar: bu, planetlərin belə disklərdən yaranması faktının müdafiəsinə kifayət qədər güclü arqumentdir.

Nəticə: yeni doğulan ulduz qazla və çox xırda (mikron ölçülü) toz hissəcikləri ilə əhatə olunubdur.[1]

Kosmik tozun topaları[redaktə | əsas redaktə]

Hətta nəhəng planetlər kiçik cisimlərdən – fırlanan qaz diskində üzən mikron ölçülü tozcuqlardan başlamışlar. Yeni doğulmuş ulduzdan uzaqlaşmaqla qazın temperaturu “ buz xətti”ni keçərək ( hansındankı sonra su donur ) düşür. Bizim Günəş sistemində bu sərhəd daxili bərk planetləri xarici qaz nəhənglərdən ayırır.

  1. Hissəciklər toqquşur, yapışır və böyüyürlər.
  2. Kiçik hissəciklər qaz tərəfindən cəlb edilir, lakin millimetrdən böyük olanlar isə tormozlanır və spiral üzrə ulduza tərəf hərəkət edirlər.
  3. Buz xəttində şərait elədir ki, sürtünmə qüvvəsi istiqamətini dəyişir. Hissəciklər yapışmağa can atırlar və asanca iri cisimlərə - planetazimallara birləşirlər.

Disk öz strukturunu əldə edir[redaktə | əsas redaktə]

Zaman:  1 milyon il ətrafında

Toz hissəcikləri protoplanet diskində qaz axını ilə xaotik hərəkət edərək biri-biri ilə toqquşurlar və bu zaman bəzən yapışırlar, bəzən də dağılırlar. Tozcuqlar ulduzun işığını udur və istiliyi diskin ən qaranlıq daxili oblastlarına ötürməklə onu uzundalğalı infraqırmızı diapozonda yenidən şüalandırırlar. Qazın temperaturu, sıxlığı və təzyiqi bütünlükdə ulduzdan uzaqlaşmaqla azalırlar.Təzyiqin, cazibə və mərkəzdən qaçma qüvvələrinin balansı  səbəbindən qazın ulduzun ətrafında fırlanma sürəti , sərbəst cisimin elə bu məsafədə fırlanma sürətindən kiçikdir.

Nəticədə, bir neçə millimetrdən böyük olan tozcuqlar qazı qabaqlayırlar, buna görə də qarşıdan əsən külək onları tormozlayır və spiral üzrə ulduza tərəf aşağı düşməyə məcbur edir. Bu hissəciklər nə qədər iri olursa, onlar bir o qədər sürətlə aşağı hərəkət edirlər. Metrlik ölçülü kəsəklər özlərinin ulduzdan olan məsafələrini 1000 il ərzində 2 dəfə qısalda bilərlər.

 Ulduza yaxınlaşaraq, hissəciklər qızırlar və tədricən su və uçucu maddə adlandırılan aşağı qaynama temperaturlu digər maddələr, buxarlanırlar. Bunun baş verdiyi məsafə - “buz xətti” adlanan -  2-:-4 a.v. təşkil edir. Günəş sistemində bu, elə Marsla Yupiterin orbitləri arasında  orta bir qiymətdir. Buz xətti planet sistemini daxili oblasta ( uçucu maddələrdən azad və bərk cisimlərə malik olan) və xarici oblasta (uçucu maddələrlə zəngin və buz cisimlərə malik olan) bölür. Buz xəttinin özündə  tozcuqlardan buxarlanan su molekulaları toplanır ki, bu da bir çox baş verən hadisə kaskadı üçün işə düşmə mexanizmi kimi xidmət göstərir. Bu oblastda qazın parametrlərində kəsilmə baş verir və təzyiqin sıçraması yaranır. Qüvvələr balansı, qazı mərkəzi ulduzun ətrafında, hərəkətini sürətləndirməyə məcbur edir. Nəticədə, bura düşən hissəciklər qarşıdan gələn deyil, səmt küləyinin təsiri altında (onları qabağa itələyən və diskin daxilinə onların miqrasiyasını dayandıran) olur. Elə ki, onun xarici qatlarından hissəciklər daxil olmağa başlayır, buz xətti onların toplanması zolağına çevrilir. Toplanaraq, hissəciklər toqquşur və böyüyürlər. Onlardan bəziləri buz xəttini keçir və daxilə miqrasiyanı davam edir;qızaraq onlar çirkli maye və mürəkkəb molekullarla  örtülürlər ki, bu da onları daha yapışqan edir. Bəzi oblastlar o qədər tozla dolur ki, hissəciklərin qarşılıqlı qravitasiya cazibəsi  onların böyməsini tezləşdirir. Tədricən tozcuqlar kilometr ölcülü cisimlərə (planetezimal adlanan) toplanırlar, hansıkı planetlərin formalaşmasının sonrakı mərhələsində, demək olar bütün tozu yığırlar. Yaranan planet sistemlərində  planetezimalları görmək çətindir, lakin astronomlar onların mövcud olması barədə, onların toqquşmalarının parçalarına görə mülahizə yürüdə bilirlər.

Nəticə: Planetezimal adlanan kilometrlik “tikinti blokları”nın çoxluğu.

Oliqarxların boy artması[redaktə | əsas redaktə]

2-ci mərhələdə formalaşmış milyardlarla kilometrlik planetezimallar sonradan döl(zarodış) adlanan Ay və Yer ölçülü cisimlərə toplanırlar. Onların çox olmayan miqdarı özlərinin orbital zonalarında hakimlik edirlər. Bu  “oliqarxlar” döllər arasında qalmış maddə uğrunda mübarizə aparırlar.

Planetlərin dölləri( rüşeymləri) formalaşır[redaktə | əsas redaktə]

Zaman: 1-:-10 mil. ilə qədər

 Kraterlərlə örtülü olan  Merkurinin, Ayın və asteroidlərin səthləri planet sisteminin formalaşdığı periodda atıcı tirinə oxşayırlar. Planetezimalların qarşılıqlı toqquşması onların həm böyməsini, eləcə də dağılmasını stimullaşdıra bilər.Koaqulyasiya və fraqmentləşmə arasındakı balans, ölçülərə görə paylanmaya gətirir.Bu zaman kiçik cisimlər əsasən sistemin səthinin sahəsinə cavabdehlik göstərir, irilər isə onun kütləsini müəyyən edirlər.Ulduzun ətrafında cisimlərin orbitləri elleptik ola bilər, lakin zaman keçdikcə qazda tormozlanma və qarşılıqlı toqquşmalar orbitləri dairəviyə çevirir.Başlanğıcda cisimlərin böyməsi təsadüfi toqquşmaların gücünə baş verir. Lakin planetezimal nə qədər böyük olursa onun qravitasiyası bir o qədər güclü olur və o, bir o qədər intensiv olaraq kiçik kütləli qonşularını udur. Planetezimalların kütləsi Ayın kütləsi ilə müqayisə olunduğu zamanı onların qravitasiyası o qədər artır ki, onlar onu əhatə edən cisimləri silkələyir və onları hələ toqquşmaya qədər yana (kənara) meyl etdirir. Bununla onlar özlərinin böyməsini məhdudlaşdırırlar. “Oliqarxlar” – qalmış planetezimallar uğrunda bir-biri ilə rəqabət aparan, kütlələri müqayisə olunan planetlərin  dölləri – belə yaranırlar.

Hər bir dölün qidalanma zonası kimi onun orbiti boyu uzanan dar zolaq xidmət göstərir. Döl öz zonasındakı planetezimalların böyük hissəsini udan zaman, böyümə dayanır. Elementar həndəsə göstərir ki, zonanın ölçüsü və udmanın davam etməsi ulduzdan uzaqlaşmaqla artır. 1 a.v. məsafədə döllər 100 min il  ərzində 0,1xYer  kütləsinə çatır.  5 a.v. məsafəsində  onlar 4xYer kütləsinə bir neçə milyon il ərzində çatırlar. Döllər buz xəttinin yaxınlığında və ya planetezimalların konsentrasaiya olunduğu diskin qırıldığı kənarlarda daha böyük ola bilərlər. “Oliqarx”ların böyməsi  sistemi planet olmağa can atan cisim artıqlığı ilə doldurur, lakin onların az bir qismi buna nail olur. Bizim Günəş sistemində böyük fəza üzrə paylanmalarına baxmayaraq, onlar biri-birinə nə qədər mümkündürsə yaxın olurlar. Əgər Yer tipli planetlərin arasında Yer kütləli daha bir planet yerləşdirilsə onda o, bütün sistemi tarazlıqdan çıxaracaq. Bunu həmçinin digər məlum olan planet sistemləri haqqında da demək olar. Aydındır ki, planet sistemləri özlərinin həyatlarının başlanğıcında sonunda olduğundan böyük miqdarda maddəyə malik olurlar. Bəzi obyektlər sistemdən  o, tarazlığa nail olmamışdan qabaq atılırlar. Astronomlar artıq cavan ulduz toplumlarında sərbəst uçan planetləri müşahidə ediblər.

Nəticə : “oliqarx”lar – Ay kütləsindən Yer kütləsinə kimi diapozonda planet dölləri.

Planet sistemi üçün nəhəng sıçrayış[redaktə | əsas redaktə]

Yupiter kimi qaz nəhənginin yaranması – planet sisteminin tarixində mühüm andır. Əgər belə planet yaranırsa  o, bütün sistemi idarə etməyə başlayır. Lakin bunun baş verməsi üçün döl (rüşeyim) qazı , onun spiral üzrə mərkəzə hərəkət etməsindən , daha tez toplamalıdır. Nəhəng planetin yaranmasına onun əhatə olunmuş qazda həyəcanlandırdığı dalğalar mane olurlar. Bu dalğaların təsiri qərarlaşmır, planeti tormozlayır və onun ulduza  tərəf miqrasiya etməsinə gətirir. Planet qazı dartır,lakin qaz soymayana qədər planetin üzərinə oturmur. Bu zaman ərzində isə o, ulduza spiral üzrə kifayət qədər  yaxn məsafəyə yaxınlaşa bilər. Nəhəng planet heç də bütün sistemlərdə yarana bilməz.

Qaz nəhəngi yaranır[redaktə | əsas redaktə]

Zaman: 1-:-10 mil. ilə qədər

Ehtimal olunur ki, Yupiter Yerin ölçüsü ilə müqayisə olunan döldən(rüşeyimdən) başlamışdır, sonra isə  300xYer kütləsi ətrafında qazı toplamışdır. Belə möhtəşəm böyümə müxtəliv rəqabət aparan mexanizimlərlə şərtləndirilir. Dölün cazibəsi qazı diskdən özünə dartır, lakin dölə sıxılan qaz enerji ayırır və o, dölün üzərinə oturmaq üçün soymalıdır. Deməıi böymənin sürəti soymanın mümkün olmasıyla məhdudlaşır. Əgər o olduqca zəif sürətlə baş verirsə. Ulduz qazı əksinə olaraq diskə döl öz ətrafında sıx atmosfer yaratmadan öncə üfürə bilər. Istiliyin aparılmasındakı ən dar (zəif)  yer artan atmosferin xarici qatlarının  içərisindən şüalanmanın köçürülməsidir. İstilik axını orada qazın qeyri şəffavlığı ilə (əsasən onun tərkibindən aslıdır) və temperatur qradiyenti ilə (dölün başlanğıc kütləsindən aslıdır) təyin edilir. Erkən modellər göstərdilər ki,planet dölləri kifayət qədər sürətlə soyumaq üçün  10xYer kütləsindən az olmayan kütləyə malik olmalıdırlar. Belə iri ekzemplyar təkcə buz xəttinin yaxınlığında (haradakı əvvəldən çox maddə toplanıb) boy ata bilərdi. Ola bilsin ki, Yupiter elə buna görə bu xəttin arxasında yerləşibdir. İri döllər (rüşeyimlər),  əgər disk planetoloqların adətən fərz etdiklərindən  artıq maddəyə malik olarsa , digər yerlərdə də əmələ gələ bilərlər.  Astronomlar artıq ətraflarındakı diskləri ,əvvəllər fərz ediləndən, bir neçə dəfə sıx olan çoxlu ulduz müşahidə etmişlər. İri nümunə üçün istilik köçürülməsi ciddi problem kimi görsənmir. Qaz nəhənglərinin doğulmasını çətinləşdirən digər amil- dölün spiral üzrə ulduza tərəf hərəkət etməsidir.

1-ci tip miqrasiya adlanan prosesdə döl, qaz diskdə dalğaları həyəcanlandırır,  dağalar da öz növbəsində orbit üzrə onun hərəkətinə qravitasiya  təsir göstərir.Dalğalar planetin arxasınca, qayığın arxasınca izi uzandığı kimi , hərəkət edir. Qaz orbitin xarici tərəfində döldən zəif sürətlə fırlanır və hərəkəti tormozlayaraq onu arxaya aparır. Orbitin daxilindəki qaz isə iti sürətlə fırlanır və dölü sürətləndirərək irəliyə aparır. Xarici oblast genişdir, buna görə də o döyüşü udur və dölü enerjini itirməyə və milyon il ərzində orbitin mərkəzinə bir neçə a.v. enməyə məcbur edir. Bu miqrasiya adətən buz xəttində işini bitirir. Burada qarşıdan əsən qaz küləyi səmt küləyinə çevrilir və dölün tomozlanmasını kompensasiya edərək  onu irəliyə itələyir. Mümkündür ki, həm də buna görə Yupiter elə onun yerləşdiyi yerdə yerləşir.

Dölün boy atması, onun miqrasiyası və diskdən qazın itirilməsi demək olar eyni bir tempdə baş verir. Hansı proses qələbə çalacaq – bəxtin gətirməyindən aslıdır. Mümkündür ki, bir neçə döl (rüşeyim) nəsli öz boyunun artmasını bitirə bilməmək bacarığından , miqrasiya prosesindən keçəcəkdir. Onların arxasınca diskin xarici oblastlarından onun mərkəzinə planetezimalların yeni partiyaları hərəkət  edəcək və bu o zamana kimi təkrar olur ki, nəhayət qaz nəhəngi yaranır, yaxud  bütün qaz yayılıb yox olacaq və qaz nəhəngi artıq yarana bilməyəcək. Astronomlar  tədqiq olunmuş

Günəş tipli uldlzların təxminən  10%-də Yupiter tipli planetlər kəşf etmişlər. Belə planetlərin nüvələri bir çox nəsllərdən salamat çıxmış nadir döllər (rüşeyimlər) ola bilər. Bu prossesin son nəticəsi maddənin başlanğıc tərkibindən asılıdır. Ağır elementlərlə zəngin olan ulduzların təxminən 1/3 , Yupiter tipli planetlərə malikdirlər. Ola bilsin ki, bu ulduzlarda  istiliyin ötürülməsi ilə heç bir problemi olmayan , ağır kütləli rüşeyimlərin yaranmasına imkan verən sıx disklər olmuşdur. Və əksinə , ağır elementlərlə kasıb olan ulduzların ətrafında planetlər nadir halda yaranırlar.

Hansısa bir anda planetin kütləsi dəhşətli sürətdə artmağa başlayır: 1000 il ərzində Yupiter tipli planet özünün son kütləsinin yarısını əldə edir. Bu zaman ondan o qədər istilik ayrılır ki, demək olar Günəş kimi işiq saçır. Proses stabilləşir,zaman kecdikcə planet  o qədər kütləli olur ki.  1 –ci tip miqrasiyanı “ayaqdan başa” çevirir. Disk planetin orbitini dəyişmək əvəzinə, planet özü qazın diskdə hərəkətini dəyişməyə başlayır.

 Planetin orbitinin daxilində qaz planetdən  tez fırlanır , buna görə də onun cazibə qüvvəsi qazı tormozlayır və onu məcbur edir ki, ulduza tərəf (yəni planetdən ) düşsün. Planetin orbitindən xaricdəki qaz isə yavaş fırlanır, buna görə də planet onu sürətləndirir və yenə də planetdən kənara hərəkət  etdirməyə məcbur edir. Beləliklə, planet diskdə kəsilmə yaradır və tikinti materiallarının ehtiyatını məhv edir. Qaz onu doldurmağa cəhd edir,lakin kompyuter modelləri gostərir ki, əgər 5 a.v. məsafədə planetin kütləsi  Yupiterin kütləsini ötürsə , o döyüşü udur. Bu böhran kütlə zamandan aslıdır.  Planet nə qədər tez formalaşarsa, onun böyüməsi bir o qədər böyük olacaq belə ki, diskdə hələ qaz çoxdur. Saturnun kütləsi Yupiterin kütləsindən azdır, sadəcə ona görə ki, o bir neçə milyon il gec formalaşıbdır. Astronomlar kütləsi 20xYer –dən (bu Neptunun kütləsidir) 100xYer -ə qədər olan(bu Saturnun kütləsidir) planetlərin azlığını (çatışmazlığını) aşkar etmişlər. Bu, təkamülün şəklinin bərpa olunmasına açar rolunu oynaya bilər.

Nəticə: Yupiter ölçülü planet (və ya onun yoxluğu)

Dünyaların doğulma tarixi[redaktə | əsas redaktə]

Meteoritlərin radioizotoplarının qeyd edilməsinə və ulduzətrafı disklərin müşahidələrinə əsaslanaraq, alimlər planetlərin əmələ gəlməsini yaratmışlar:

  1. 0 - 100 min il arasında- diskin mərkəzində ulduz əmələ gəlir və onda nüvə sintezi başlayır.
  2. 100 min  il - 2 mil. il arasında – tozcuqlar,  kütləsi Aydan  Yerə qədər olan planet rüşeyimlərinə birləşirlər(yapışırlar).
  3. 2 mil. il – ilk qaz nəhəngi əmələ gəlir və 1-ci nəsl asteroidləri süpürüb atırlar.
  4. 10 mil. il – qaz nəhəngi digər planetlərin və Yer tipli planetlərin yaranmasını stimullaşdırır. Bu zamana kimi qaz demək olar qalmaybdır.
  5. 800 mil il -  planetlərin yerdəyişməsi (yenidən qruplaşması) öz başlanğıcında , təxminən 1 mil. il sonra  davam edir.

Qaz nəhəngi oturaq olmur[redaktə | əsas redaktə]

Zaman: 1 – 3 mil. ilə qədər

 Maraqlıdır ki, son 10 ildə kəşf olunmuş bir çox Günəşdən kənar planetlər öz ulduzlarının ətrafında ,  Merkuri Günəşin ətrafında fırlandığı məsafədən olduqca yaxın məsafədə fırlanırlar.” Qaynar Yupiter” adlanan planetlər, onlar indi olduqları yerdə yaranmayıblar, belə ki, orbital qidalanma zonası lazımı maddəni çatdırmaq üçün olduqca kiçik  ola bilərdi. Ola bilsin ki, onların mövcud olması üçün hadisələrin pilləli ardıcıllığı olsun, hansıkı müəyyən bir səbəbdən bizim Günəş sistemində realizə olunmayıb.

Birincisi, qaz nəhəngi planet sisteminin daxili hissəsində. Buz xəttinin yaxınlığında (hlə ki, diskdə kifayət qədər qaz var) yaranmalı idi. Lakin  bunun üçün diskdə çoxlu qaz və bərk maddə olmalıdır.

İkincisi, planet-nəhəg özünün indiki yerinə yerini dəyişməlidir. 1-ci tip miqrasiya bunu təmin edə bilməz. belə ki. O rüşeyimə onlar çoxlu qaz yığana kimi təsir edir. 2-ci tip miqrasiya mümkündür. Formalaşan nəhənğ diskdə kəsilmə yaradır və öz orbitindən qazın axmasını tutub saxlayır. Bu halda o, turbulent qazın diskin qarışıq oblastlarına yayılması tendensiyası ilə mübarizə aparmalıdır. Qaz heç zaman kəsiyə (yarığa) sızmayacaq və onun mərkəzi ulduza diffuziyası, planeti orbital enerjisini itirməyə məcbur edəcəkdir. Bu proses kifayət qədər yavaşdır : planeti bir neçə a.v.  məsafəyə yerini dəyişmək üçün bir neçə milyon il lazımdır. Buna görə də planet əgər nəticədə ona ulduzun yaxınlığındakı orbitə çıxmaq lazım gələcəksə, sistemin daxili hissəsində formalaşmağa başlamalıdır. Nə zaman ki, bu və digər planetlər daxilə hərəkət edirlər,onlar  ola bilsin, “qaynar Yer”ləri ulduza daha yaxın yerdə yaratmaqla  öz qarşılarında qalmış planetezimalları və rüşeyimləri itələyirlər.

Üçüncüsü, planet ulduzun üzərinə düşməzdən qabaq, nə isə hərəkəti dayandırmalıdır. Bu, ulduzun yaxınlığındakı  fəzanı qazdan təmizləyən ulduzun maqnit sahəsi ola bilər, qazsız isə hərəkət dayanır. Ola bilsin ki, planet ulduzda qabarmaları həyəcanlandırır, onla isə öz növbəsində planetin düşməsini ləngidirlər. Lakin bu məhdudlaşdırıcılar bütün sistemlərdə işləməyə bilər, buna görə də bir çox planetlər ulduza tərəf hərəkətlərini  davam etdirə bilərlər.

Nəticə: Yaxın orbitdə planet-nəhəng ( “qaynar Yupiter”).

Ulduzu  necə qucaqlamalı[redaktə | əsas redaktə]

Bir çox sistemlərdə nəhəng planet yaranır və spiral üzrə ulduza yaxınlaşmağa başlayır. Bu ona görə baş verir ki, qaz diskdə daxili sürtünmə səbəbindən enerjisini itirirvə planeti ardınca dartaraq uldüza tərəf enir, hansıkı zaman keçdikcə ulduza o qədər yaxın olur ki, ulduz onun orbitini stabilləşdirir.

Digər planet nəhənglər peyda olur[redaktə | əsas redaktə]

Zaman:  2 -  10 mil. ilədək

Əgər bir qaz nəhəngin yaranması baş verirsə , onda o sonrakı nəhənglərin doğulmasına yardım edir. Çoxlu sayda və ola bilsin ki, məlum planet-nəhənglərin əksərinin müqayisə edilə bilinən kütləli əkizləri vardır. Günəş sistemində  Yupiter Saturna tez əmələ gəlməkdə kömək etmişdir. Bundan başqa o “yardım əlini” Uran və Neptuna uzatmışdır. Bu yardımsız onlar indiki kütlələrinə çata bilməzdilər. Onların Günəşdən olan bu məsafələrində , kənardan kömək olmadan yaranma prosesi çox ləng getmiş olardı: planetlər kütləni yığana kimi, disk qazı udmuş olardı.[1]

İlk qaz nəhəngi bir neçə sbəbdən faydalı görsənir. Onun yaratdıgı yarıgın xarici kənarında ,buz xəttində olduğu kimi, maddə kosentrasiya olunur. Təzyiqlər fərqi qazı sürətlənməyə və diskin xarici oblastlarından onların miqrasiyasını dayandıraraq, tozcuqlara və planetezimallara səmt küləyi kimi təsir göstərməyə məcbur edir. Elə ona görə də birinci qaz nəhənginin qravitasiyası onunla qonşu olan planetezimalları tez-tez sistemin xarici oblastına atır və orada yeni planetlər yaranır.

Planetlərin ikinci nəsli , onlar üçün birinci qaz nəhəngi ilə toplanmış maddədən yararlanırlar. Bu zaman temp böyük əhəmiyyət kəsb edir: hətta, zamanda kiçik bir gecikmə nəticəni əhəmiyyətli dərəcədə dəyişə bilər.

 Uran və Neptunun  halında planetezimalların akkumulyasiyası həddən artıq olmuşdur. Rüşeyim çox böyük, (10-20)xYer kütləsi qədər olmuşdur və qazın akkresiyasının başlanmasını demək olarqazın diskdə qalmadığı ana qədər təxirə salmışdır. Bu cisimlərin yaranması ,onlar cəmi  2xYer kütləsi qədər qaz yığdığı zaman sona çatmışdır. Lakin bunlar qrtıq qaz deyil , buz nəhəngləridir və ən geniş yayılmış tip ola bilərlər.

 İkinci nəsl planetlərin qravitasiya sahələri xaos sistemində artır. Əgər bu cisimlər olduqca yaxın yaranıblarsa, onların biri-biri ilə və qaz diski ilə qarşılıqlı təsiri, onları daha yüksək elliptik orbitlərə ata bilər.

Günəş sistemində planetlər demək olar dairəvi orbitə malikdirlər və kifayət qədər biri-birindən uzaqdırlar və bu da onların qarşılıqlı təsirini azaldır. Lakin başqa planetar sistemlərdə orbitlər bir qayda olaraq elliptikdirlər.Bəzi sistemlərdə onlar rezonansda olur, yəni orbital periodları böyük olmayan tam ədədlər nisbətindədir. Çətin ki, rezonans onların əmələ gəlməsi zamanı yaransın, lakin planetlərin miqrasiyası zamanı yarana bilər.( nə zaman ki , qarşılıqlı qravitasiya təsiri tədricən onları biri-birinə bağlayır). Belə sistemlərlə  Günəş sistemi arasındakı fərq, qazın başlanğıc paylanmasının müxtəlif olması ilə təyin edilə bilinər.

Əksər uldlzlar topluqlarda doğulurlar, həm də onların yarıdan çoxu qoşa ulduzlardır. Planetlərin əmələ gəlməsi ulduzların orbital hərəkət müstəvisində olmaya bilər; bu halda qonşu ulduzun qravitasiyası cəld, planetin orbitini təhrif edərək, yenidən qurur və  Günəş sistemi kimi müstəvi sistem deyil, pətəyin ətrafında arılar dəstəsini xatırladan sferik müstəvi əmələ gətirir.[1]

Nəticə: planet- nəhənglərin kompaniyası .

Ailədə artım[redaktə | əsas redaktə]

İlk qaz nəhəngi sonrakıların doğulmasına şərait yaradır.Onların təmizlədiyi zolaq palanın xəndəyi kimi  təsir göstərir, hansı kı xaricdən diskin mərkəzinə hərəkət edən maddə bu xəndəyi dəf edə bilmir. Maddə yarığın (kəsilmənin)xarici tərəfində toplanır və burada ondon yeni planetlər əmələ gəlir.

Yer tipli planetlər əmələ gəlir[redaktə | əsas redaktə]

Zaman: 10 -:-100 mil. il arasında

Planetoloqlar hesab edirlər ki, Yerə oxşayan planetlərplanet-nəhənglərdən çoxdur. Baxmayaraq ki, qaz nəhənglərinin dogulması rəqabət aparan proseslərin dəqiq balansını tələb edir, bərk planetin yaranması daha da mürəkkəb olmalıdır.  Günəşdən kənar Yerə oxşar planetlərin aşkar olunmasına qədər, biz təkcə Günəş sistemi haqqındakı məlumatlara söykənirdik. Dörd Yer qrupu planetləri -  Merkuri, Venera , Yer və Mars - əsasən dəmir və silikat suxurları kimi yüksək qaynama temperaturlu maddələrdən ibarətdirlər. Bu onu göstərir ki, onlar buz xəttinin daxilində  əmələ gəlmiş və nəzərə çarpacaq dərəcədə miqrasiya etməmişlər. Ulduzdan belə məsafədə planetlərin dölləri (rüşeyimləri) qaz diskində 0,1xYer kütləsinə qədər, yəni Merkuridən az , böyüyə bilər.

Sonra böyümə üçün döllərin orbitlərinin kəsişməsi lazımdır ki , onlar toqquşsun və biri-birinə nüfuz etsinlər. Bunun  üçün şərait qaz diskdən buxarlandıqdan sonra yaranacaqdır: bir neçə milyon il ərzində qarşılıqlı həyəcanlanmaların təsiri altında döllərin orbitləri ellips kimi dartılarlar və kəsişməyə başlayarlar.[1]

 İzah etmək olduqca çətindir ki, sistem özünü yenidən necə stabilləşdirir və Yer qrupu  planetləri onların indiki, demək olar dairəvi orbitlərində necə peyda olublar. Qalmış qazın böyük olmayan miqdarı bunu təmin edə bilərdi, lakin belə qaz döllərin orbitlərinin ilkin “silkələnmə”sini aradan qaldırmalı idi. Ola bilsin, planetlər artıq yarandıqları zaman, planetezimalların hələ də samballı sürüsü (dəstəsi) qalır. Sonrakı 100 mil. il ərzində planetlər bu planetezimallardan bir hissəni süpürüb birləşdirir, qalanlar isə Günəşə tərəf meyl edirlər (əyilirlər). Planetlər özlərinin qaydasız hərəkətlərini məhkum edilmiş(tutulmuş) planetezimallara ötürürlər və  dairəvi və ya demək olar dairəvi orbitlərə keçirlə

 Digər ideyaya görə, Yupiterin cazibəsinin uzunmüddətli təsiri yaranan Yer qrupu planetlərində, onları təzə maddələrlə olan oblasta sürüşdürərək(uerini dəyişdirərək) miqrasiyanı əmələ gətirir. Bu hadisə rezonans orbitlərdə güclü olmalıdır və bu halda ,  onlar tədricən, Yupiterin müasir orbitinə enməsinin dərəcəsi ilə daxilə sürüşürlər. Radioizotop ölçmələr göstərir ki, asteroidlər birinci əmələ gəlmişlər(Günəş əmələ gəldikdən 4 mil. il sonra), sonra – Mars(10 mil. il sonra), sonra isə - Yer (50 mil. il sonra)Elə bil ki. Yupiterin qaldırdığı dalğa Günəş sistemındən keçibdir. Əgər o, maniələrə rast gəlməsəydi, bütün Yer qrupu planetlərini Merkurinin orbitinə sürüşdürərdi. Bəs onlar belə qüssəli hadisədən necə qaçmışlar? Ola bilsin ki. Onlar artıq olduqca kütləli olmuşlar və Yupiter onları güclü sürüşdürə bilməyib, həm də ola bilsin ki, güclü zərbələr onları Yupiterin təsir zonasından tullamışdılar.

 Qeyd edək ki. Bir çox planetoloqlar bərk planetlərin yaranmasında Yupiterin həlledici rolunu qəbul etmirlər.  Əksər günəşəbənzər ulduzların Yupiter tipli planetləri yoxdur, lakin onların ətrafında toz diskləri vardır. Deməli orada planetezimallar və planetlərin dölləri (rüşeyimləri)var, hansındankı Yer tipli planetlər yarana bilər. Yaxın onilliklərdə müşahidəçilər əsas suala cavab verməlidirlər – neçə sistemdə Yer var, lakin Yuoiter yoxdur. Bizim planet üçün mühüm dövr, Günəş yarandıqdan sonrakı 30 – 100 mil. il arasındakı period olmuşdur, nə zaman ki. Mars ölçüsündə olan döll (rüşüyim)  proto-Yerə girib nəhəng miqdarda kəsəklər əmələ gətirir və bunlardan , Ay əmələ gəlir. Bu qədər güclü oln zərbə əlbəttə ki, böyük miqdarda maddəni  Günəş  sistemi üzrə atmışdır. Buna görə də yerəbənzər planetlər digər sistemlərdə də peyklərə malik ola bilər. Bu güclü zərbə Yerin ilkin atmosferini qoparmalı idi. Yerin müasir atmosferi əsasən , planetezimallarda toplanmış qazdan yaranıbdır. Planetezımallardan  Yer əmələ gəlmiş, sonra isə bu qaz vulkanların püskürməsi zamanı xaricə çıxmışdır.

Nəticə: Yer  tipli  planetlər.[1]

Dairəvi olmayan hərəkətin izahı[redaktə | əsas redaktə]

Günəş sisteminin  daxili oblastında planetlərin dölləri qazı tutaraq boy ata bilməzlər. Buna görə də onlar biri-birinə birləşməlidirlər. Bunun üçün onların orbitləri kəsişməli və deməli nə isə onların ilkin dairəvi hərəkətini pozmalıdır.  Döllər əmələ gələn zaman onları dairəvi və ya demək olar dairəvi orbitləri kəsişirlər. Döllərin öz aralarındakı və nəhəng  planetlə olan qarşılıqlı  cazibə təsiri orbitləri həyəcanlandırır. Döllər yer tipli planetə birləşirlər. O, qalmış qazı qarışdıraraq və planetezimalları tullayaraq dairəvi orbitə qayıdır.

Təmizləmə üzrə əməliyyat başlayır[redaktə | əsas redaktə]

Zaman:  50 mil. ildən -  1 milyard ilədək

Bu ana kimi planet sistemi artıq demək olar formalaşıbdır. Hələ də bir neçə ikinci dərəcəli proseslər davam edir: öz cazibəsi ilə planetlərin orbitlərini destabilizasiya etmək bacarığında olan əhatə olunmuş ukduz toplusunun dağılması; ulduz son olaraq öz qaz diskini dağıtdıqdan sonra yaranan daxili dayanqsızlıq; və nəhayət nəhəng planetlə yerdə qalmış planetezimalların davam edən səpələnməsi.

 Günəş sistemində Uran və Neptun planetezimalları xaricə, Koyper zolağına atır və ya Günəşə atır. Yupiter isə özünün güclü cazibəsi ilə onları Oort buluduna göndərir( Günəşin qravitasiya təsirinin ən kənar oblastına). Oort  buludunda  100xYer kütləsi qədər maddə ola bilər. Vaxtaşırı olaraq Koyper zolağından və Oort buludundan olan planetezimallar Günəşə yaxınlaşaraq kometləri əmələ gətirirlər. Planetlər planetezimalları tullayaraq , özləri azca miqrasiya edirlər və bununla  Plutonun və Neptunun orbitlərinin sinxronizə olunmasını izah etmək olar. Ola bilsin ki, Saturnun orbiti nə zamansa Yupiterə yaxın olub, lakin sonra ondan uzaqlaşıbdır. Ehtimal olunur ki, gec mərhələdə (Günəşin yaranmasından 800 mil. il sonra başlamış Ay ilə , ola bilsin həm də Yerlə olduqca intensiv toqquşmaların periodu) güclü bombardmanın baş verməsi bununla əlaqədardır.

 Bəzi sistemlərdə yaranmış planetlərin möhtəşəm toqquşmaları inkişafın son mərhələsində yarana bilər.

Nəticə:  Planet və kometlərin əmələ gəlməsinin sonu.[1]

Keçmişdən göndərilənlər.[redaktə | əsas redaktə]

 Meteoritlər - sadəcə kosmik daş deyil, həm də kosmik qazıntılardır. Planetoloqların fikrincə bu, Günəş sisteminin doğulmasının gözlə görünən vahid şahidləridir. Hesab edilir ki, onlar asteroidlərin kəsəkləridir (hansıkı planetezimalların fraqmentləridirlər), planetlərin yaranmasında heç zaman iştrak etməmişlərvə həmişə donmuş halda qalmışlar. Meteoritlərin tərkibi onların ana cisimləri ilə nə baş vermiş olduğunu əks etdirir. Qəribədir ki, onlarda Yupiterin çoxdankı qravitasiya təsirinin izləri görsənir. Dəmir və daş meteoritlər yəqin əriməyə məruz qalmış (hansınınkı nəticəsində dəmir silikatdan ayrılıb) planetezimallarda əmələ gəliblər. Ağır dəmir nüvəyə enir, yüngül silikatlar isə xarici qatlarda toplanırlar. Alimlər belə hesab edir ki, qızma yarıparçalanma dövrü 700 min il olan radioaktiv  Al – 26  izotopunun parçalanması ilə yaranmışdır. İfrat yeninin partlayışı və ya qonşu ulduz protogünəş buludunu bu izotopla “yoluxdura “ bilər ki, bunun da nəticəsində bu izotop  Günəş sisteminin  1-ci nəsl planetezimallarına düşmüşlər. Lakin dəmir və daş meteoritlərə nadir hallarda rast gəlinir. Əksər meteoritlər xondrlara- millimetr ölçülü xırda dənəciklərə-malik olurlar. Bu meteoritlər – xondritlər- planetezimallara qədər yaranıblar və heç zaman əriməyə məruz qalmayıblar. Görünür , əksər asteroidlər planetezimalların 1-ci nəsli ilə (hansıkı hər seydə öncə Yupiterin təsiri  altında sistemdən atılıblar) bağlı deyillər. Planetoloqlar hesablamışlar ki, asteroidlərin indiki zolağında əvvəllər , indi olduğundan 1000 dəfə çoxmaddə olmuşdur. Yupiterin caynağından qaçmış və ya asteroid zolağına gec düşmüş hissəciklər yeni planetezimallara birləşmişlər, lakin bu vaxta qədər onlarda azca  Al-26 izotopu qalmışdır. Buna görə də onlar heç zaman  əriməyiblər. Xondrların izotop tərkibi göstərir ki, onlar Günəş sisteminin yaranmağa başlamasından təxminən 2 mil. il sonra əmələ gəlmişlər.  Bəzi xondrların şüşəyəbənzər quruluşu göstərir ki, planetezimallara düşməmişdən öncə onlar güclü qızdırılmış, ərimiş, sonra isə cəld (sürətlə) soymuşlar. Yupiterin erkən orbital miqrasiyasını idarə edən dalğalar zərbə dalğalarına çevrilməliydilər  və bu qəfil qızmanı yarada bilərdi.

 Günəşdən kənar planetlərin kəşf edilmə erasının başlanmasına qədər, biz təkcə Günəş sistemini öyrənməyi bacarmışıq. Buna baxmayaraq ki, bu bizə mühüm proseslərin mikrofizikasını başa düşməyə imkan vermişdir, bizdə digər sistemlərin inkişaf yolları haqqında anlayış yox idi.  Son onillikdə aşkar edilmiş planetlərin maraq doğuran müxtəlifliyi bizim biliklərimizi əhəmiyyətli dərəcədə irəli apardı. 

Günəş sisteminin planetləri[redaktə | əsas redaktə]

Günəş sisteminin planetləri aşağıdakılardır:

Merkuri[redaktə | əsas redaktə]

Venera[redaktə | əsas redaktə]

Yer[redaktə | əsas redaktə]

Mars[redaktə | əsas redaktə]

Yupiter[redaktə | əsas redaktə]

Saturn[redaktə | əsas redaktə]

Uran[redaktə | əsas redaktə]

Neptun[redaktə | əsas redaktə]

Günəş sistemindən kənar planetlər -Ekzoplanetlər[redaktə | əsas redaktə]

2016-cı ilin fevralına 1321 planet sistemində 2073 ekzoplanetin mövcud olması təsdiqlənmişdir. Onlardan 507-də birdən cox planet vardır.

Günəş sistemindən kənardada planetlər mövcuddur bunlar ekzoplanetlər adlanır. Ekzoplanet (yunan sözü exo-xaricdə) və ya Günəşdən kənar planet- Günəş sisteminin hüdudlarından kənarda ulduz ətrafında fırlanan planetdir. 2016-cı ilin fevralına 1321 planet sistemində 2073 ekzoplanetin mövcud olması təsdiqlənmişdir. Onlardan 507-də birdən cox planet vardır. Süd yolundakı  ekzoplanetlərin ümumi sayı hal-hazırda 100 milyard təşkil edir.Onlardan təxminən 5-dən 20 milyarda qədəri mümkündür ki, “Yerəoxşar” olsunlar.  Məlum ekzoplanetlərin əksəriyyəti qaz nəhəngləridir və daha çox Yupiterə oxşayırlar.Aydındır ki, bu aşkaretmə  metodlarının məhdud olması ilə izah olunur (qısa periodlu böyük kütləli planetləri aşkar etmək asandır).[2]

Ekzoplanetlərin kəşf olunma tarixi[redaktə | əsas redaktə]

Digər ulduzun ətrafında planet sistemin olmasını ilk dəfə Mədrəs rəsədxanasının astronomu kapitan Ceykop söyləmişdir (1855). O, qoşa sistem 70 İlandaşıyanda (Zmeyanosec)”planetar cismin”  olmasının böyük ehtimalı olduğunu söyləmişdir. 

4 Milky Way (ELitU)-blank.png

1916-cı ildə Eduard Barnard digər ulduzlara nəzərən səmada yerini “sürətlə” dəyişən qırmızı ulduz aşkar etmişdir.Astronomlar onu Ucan Barnard ulduzu adlandırdı.Bu bizə yaxın olan ulduzlardan biridir və kütləsi Günəşin kütləsindən 7 dəfə kiçikdir.

İlk dəfə olaraq Günəşdən kənar planet Kanadalı B.Kempbell,Q.Olker və S.Yanq tərəfindən 1988-ci ildə narıncı subnəhəng Qamma Sefey A-da aşkar olmuşdur. Lakin bu öz təsdiqini 2002-ci ildə  tapmışdır.  1989-cu ildə D.Latam tərəfindən HD 114762A ulduzu ətrafında ifrat böyük kütləli planet (və ya cəhrayı cırtdan) tapılmışdır.Lakin onun planet statusu 1999-cu ildə təsdiqini tapdı.  PSR 1257+12 neytron ulduzunun ətrafında ilk ekzoplanetlər aşkar olundu onları 1991-ci ildə astronom A.Volşçan kəşf etdi.

Bu planetlər artıq ifrat yeninin partlayışından sonra yaranmış ikiknçi kimi qəbul edildi. 1995-ci ildə astronomlar Mişel Mayor və Dide Kelo ifratdəqiq spektrometrin köməyi ilə 51 Peqas ulduzunun 4,23 sutka periodla yellənməsini aşkar etdilər.[3]

Normal ulduzun (pulsarın deyil) ətrafında fırlanan ilk ifrat Yer 2005-ci ildə Qlize 876 ulduzunun ətrafında aşkar olunub.Onun kütləsi təxminən 7,5 yer kütləsi qədərdir.

2004-cü ildə cəhrayı cırtdan 2M1207-də ekzoplanetə namizədin infroqırmızı süalarda ilk şəkili alınmışdır. 16 noyabr 2008-ci ildə ilk dəfə olaraq Peqas bürcündə HR 8799 ulduzunun ətrafında fırlanan tam planet sisteminin – üç planetin şəklini almaq mümkün oldu.13 noyabr 2008-ci ildə həmçinin ilk dəfə olaraq, birbaşa müşahidələrin nəticəsində Fomalqaut ulduzunun ətrafında Fomalqaut b ulduzunu aşkar etmək mümkün olmuşdur. 

5 dekabr 2011-ci ildə “ Kepler “ teleskopu ilə həyat  zonzsında ilk ifrat Yer- Kepler-22 b  aşkar olunmuşdur.

20 dekabr 2011-ci ildə “ Kepler “  teleskopu ilə Kepler-20  ulduzu ətrafında  Yer ölçüsündə və kiçik olan ilk ekzoplanetlər—Kepler-20 e( radiusu: 0,87 Yer radiusu,  kütləsi:0,39-1,67 Yer kütləsi qədər) və Kepler-20 f ( radiusu:1,03 Yer radiusu , kütləsi:0,045  Yupiter kütləsi) aşkar edilmişdir.

22 fevral 2012-ci ildə Harvad-Simtson astrofizika mərkəzinin alimləri Yerdən 40 işiq ili məsafədə sudan ibarət olan ilk ekzoplaneti-GJ1214 b-ni kəşf etdilər. Planetin –qırmızı cırtdan –ulduzunun ətrafında fırlanması 38 saat, ulduzdan məsafəsi isə təxminən 2 milyon km-dir.  Planetin səthində temperatur təxminən 230  S –dir.[2]

Ekzoplanetlərin öyrənilməsi layihələri və alətləri[redaktə | əsas redaktə]

Astronomik peyklər[redaktə | əsas redaktə]

COROT (EKA) – ixtisaslaşdırılmış  30 sm-lik orbital kosmik teleskop. Bir çox ulduzun onun qarşısından planet keçən zaman parlaqlıq əyrilərini çəkir. 27 dekabr 2007 ildə kosmosa buraxılıb.Fərz edilirdi ki,onun köməyilə Yer tipli onlarla planet aşkar etmək olacaq. 2010-cu ilin mart ayına kimi COROT 7 ədəd ekzoplanet və 1 ədəd çəhrayı cırtdan aşkar etmişdir.

“Kepler” (NASA) – güzgüsünün diametri 0,95 m olan Şmidt sistemli kosmik teleskop. Eyni zamanda 100000 ulduzu izləyə bilir. 7 mart 2009-cu ildə buraxılıb.Ölçüləri Yerin ölçüləri ilə identik olan 50 planeti və Yerin ölçülərini 2,2 dəfə aşan ~ 600 planeti aşkar etmək planlaşdırılmışdır. “Kepler” Günəşin ətrafında 1 a.v. radiuslu orbitdə fırlanır. İstismar müddəti 3,5 il müəyyən edilmişdi. Sonradan onun misiyasının  2016 –cı ilədək  uzadıldıçı elan olundu, lakin  may 2013 –də teleskop sıradan çıxdı. Bu vaxta qədər “ Kepler “ yəqinliklə 132 ekzoplanet kəşf etdi. Günəşdən kənar planetlərin etibarlı namizədlərinin siyahısı 2740 obyekt təşkil edir.[2]

İşlənilən  layihələr[redaktə | əsas redaktə]

  • PEGASE – ilkin olaraq 2010-2012-ci ilərdə planlaşdırılıb.
  • TESS – buraxılması 2017-ci ilə planlaşdırılıb.
  • ECHO – lahiyənin nəzəri işlənilməsi gedir. 2022-ci ildə buraxılacaq.
  • Advanced Technology Zarge – Aperture Space Telescope (ATLAST) – 2025-ci ildən sonra buraxılacaq.

Kosmik missiyalardan başqa gələcəkdə Yer instrumentlərinin inkişaf etdirilməsi planlaşdırılır. Məsələn, quraşdırılan Avropa Fövqaladə böyük teleskopunda ekzoplanetlərin atmosferini öyrənən avadanlıqlar quraşdırılacaqdır.[2]

Yer rəsədxanaları[redaktə | əsas redaktə]

Tranzit metodu ilə müşahidə aparanlar.[redaktə | əsas redaktə]

  •  Super WAPS - ən uğurlu yerdən görünüş. 70-dən artıq ekzoplanet 2012-ci ilə tranzit metodu ilə tapılmışdır. İki rəsədxanadan ibarətdir.
  • Super WAPS- North Palma adasında (Kanar adaları) Roke de los Muçaços rəsədxanasında və Super WAPS- South – Cənubi astronomiya Rəsədxanasında yerləşirlər. Hər biri 8 enlibucaqlı,aperturası 111 mm olan avtomatik teleskopdan ibarətdir.

Şüa sürəti dopler metodu ilə müşahidə aparanlar.[redaktə | əsas redaktə]

  • HARPS – yüksəkdəqiqlikli spektoqraf. 2002-ci ildə Çilidə olan Zasiliya Rəsədxanasındakı 3,6 m-lik teleskopda quraşdırılıb.(ESO-nun bir hissəsidir).
  • Keka Rəsədxanası – dünyada 2 ən iri güzgü teleskoplu Rəsədxana. İlkin güzgülərin (hər bir teleskopda onlar cəmi 3 ədəddir) diametri 10 m-dir.
  • Gaia – kosmik Rəsədxana. Əsas məqsədi bizim Qalaktikanın 3 ölçülü xəritəsini qurmaqdır.Bundan başqa 10000 yaxın ekzoplanet kəşf edə biləcəyi fərz edilir. 19 dekabr 2013-cü ildə orbitə  çıxarılıb.

Ekzoplanetlərin axtrarılmasinda aşağıdakı metodlar mövcuddur:

  1. Dopler metodu – ulduzun radial sürətinin spektrometrik ölçülməsi.[3]
  2. Tranzit metodu planetin ulduzun fonunda keçməsiylə bağlıdır.
  3. Qravitasiyalı mikrolinzalama  metodu. Müşahidə olunan obyekt (ulduz,qalaktika) və Yerdəki müşahidəçi arasında başqa ulduz olmalıdır (o,linza rolunu oynamalıdır).
  4. Astrometrik metod. Planetin qravitasiyası təsirinin altında ulduzun məxsusi hərəkətinin dəyişməsinə əsaslanıb.
  5. Pulsarların radiomüşahidəsi. Əgər pulsarın ətrafında planetlər fırlanırsa onda süalanan siqnal oscilliruyuşiy (toxunan) xassəyə malik olur.
  6. Düzünə (birbaşa) müşahidə. Ekzoplanetlərin, onları ulduzun işığından təcrid etmək vastəsilə birbaşa şəkillərin alınma metodu mövcuddur.[2]

Nomenklatura[redaktə | əsas redaktə]

Kəşf olunan ekzoplanetlərə hal-hazırda  planetin ətrafında fırlandığı ulduzun adından ibarət olan və latın əlifbasının “b” hərifindən başlayaraq əlavə sətir hərfli adlar verilir (məs.51 Peqas b).Sonrakı planetə “c” sonra “d” və beləcə əlifba üzrə hərflər verilir.Bu zaman “a” hərfli adlandırmada istifadə edilmir,belə ki, belə adlandırma məxsusi olaraq ulduzun özünü nəzərdə tutmuş olardı.Bundan başqa, buna diqqqət yetirmək lazımdır ki,planetlərə adlar fırlandıqları ulduzdan uzaqlaşma ölçüsünə görə deyil onların kəşf olunma ardıcıllığı ilə verilir. Yəni “c” planeti, “b” planetindən ulduza yaxın ola bilər. Sadəcə olaraq o gec kəşf olunmuşdur (məs: Qlize 876 sistemində olduğu kimi). Ekzoplanetlərin adlarında istisnalar olmuşdur. İş ondadır ki, 1995-ci ildə 51 Pegas sisteminin kəşfinə kimi ekzoplanetləri başqa cür adlandırırdılar. PSR 1257+12 pulsarında aşkar olunan ekzoplanetlər böyük (baş) hərflərə PSR 1257+12B və PSR 1257+12C adlandırılmışdır. Bundan başqa ulduza daha yaxın olan  yeni planetin aşkar edilməsindən sonra o, D ilə deyil PSR 1257+12 A adlandırıldı. Sonradan bu planetlər qarışdırmadan (səhv salmadan) qaçmaq üçün ekzoplanetlərin müasir adlandırma sisteminə adları dəyişdirildi.Bəzi ekzoplanetlərin əlavə qeyri formal “ləqəb”i olur.(məs: 51 Pegas b qeyri formal olaraq “”Bellerofont” adlandırılır). Lakin bu ənənə geniş yayılmayıbdır.

Ekzoplanetlərin  xassələri[redaktə | əsas redaktə]

Axtarış proqramına daxil edilmiş ulduzların təxminən 10 %-də planetlər aşkar olunmuşdur.Müşahidə texnikasının təkmilləşdirilməsi və məlumatların toplanma ölçüsü üzrə onların sayı artır.

 2012-ci ilə kütləsi Neptun kütləsi qədər və ondan kiçik olan planetlər çoxluğu aşkar edilmişdir Kepler teleskopu ilə 2326 namizəddən aşkar olunmuş 207 planet təxminən Yer ölçüsündədir, 680-ı super Yer ölçüsündədir,1181-i Neptun ölçüsündədir,203-ü Yupiterin ölçüsü ilə müqayisə edilir, 55-i isə Yupiterdən böyükdür.

 Planet-nəhənglərin sayının ulduzda olan ağır elementlərin (metalların) miqdarından asıllığı müşahidə olunur.

 Qravitasiya mikrolinzalama metodu ilə edilən son kəşflər qaz nəhənglər əvəzinə Uran və Neptun tipli orta kütləli planet sistemlərinin geniş yayılmasını söyləyir.

 Avropalı astronomlar,Lazur sahilli Rəsədxanadan olan Tristan Qiyonun rəhbərliyi altında, planetlərin sıxlığını, onların ulduzlarındakı metalla müqayisə edən zaman müəyyən korrelyasiya olduğunu təyin etmişlər. 

 Bizim Günəş kimi metalla zəngin olan ulduzların ətrafında əmələ gələn planetlər kiçik nüvəyə malik olur,ulduzları 2-3 dəfə çox metalla zəngin olan planetlər isə daha böyük nüvəyə  malik olurlar.

 Böyük eksentrisitetlə olan orbitlərdə hərəkət edən ekzoplanetlərdən ( hansıların ki, tərkibinə bir neçə qat maddə-qabığın təbəqəsi,mantiya və nüvə maddəsi daxildir) qabarma qüvvələri istilik enerjisini azad edə bilər.

 Yer şəraitinə ən yaxın olan ekzoplanet 2009-cu ildə kəşf edilmiş Qlize 581 c ekzoplanetidir. İlkin qiymətləndirməyə görə onun temperaturu 0÷40 s diapazonunda dəyişir həmçinin nəzəri olaraq bu planetdə maye su ehtiyatının olması mümkündür (yəni canlı həyatın mövcudluğu).

Ekzoplanet sistemləri[redaktə | əsas redaktə]

  • 51 Peqasa- baş ardıcıllığın ilk günəşəbənzər ulduzu, hansının ki, ətrafında ekzoplanet aşkar edilmişdir.
  • Θ Andromeda – baş ardıcıllığın ilk ulduzu hansının ki, ətrafında çoxplanetli sistem aşkar edilmişdir.
    Müxtəlif üsullarla kəşf olunmuş ekzoplanetlərin sayı
  • Tay Kita - ən yaxın aşkar olunmuş çoxplanetli sistem (5 planet kəşfi hələ təsdiq olunmayıb).
  • Ԑ Eridana- Günəşi hesab etməsək, bu teleskopsuz görünən planetlə olan yaxın ulduzlardan 3-cüsüdür.
  • 55Rako – indiki ana onun 5 planeti məlumdur,onlardan biri 55 Rake,ölçüsü 2 Yer ölçüsündə, tranzit isti (qaynar) super yerdir.
  • µ Jertvennika – məlum olan ən kiçik kütləli ekzoplanetə malikdir. Yer qrupu planetlərinə aid olduğu mümkündür.
  • Ɣ Sefeya – birinci nisbətdən sıx qoşa ulduz. Komponentlərindən birində (ɣ Sefeye A) planet kəşf edilib.
  • Gliese 876 -  ətrafında planet sistemi aşkar olunan birinci qırmızı cırtdan.
  • HD 209458 - ən nəzərəçarpan ekzoplanetlərdən birinə məxsusdur. – HD 209458 b (“Osiris”) – buxarlanan planetdir.
  • OGLE – 235/MoA-53 – qravitasiyalı mikrolinzalama effekti metodu ilə aşkar edilən birinci ulduzdur.
  • 2 M 1207 – ekstragünəş planet  sisteminin şəklinin ilk alınması ehtimal edilir.
  • PSR 1257+12 – pulsar, onun planet sistemi Günəş sisteminin hüdudlarından kənarda  ilk dəfə aşkar edilmişdir.Planetlərdən birinin kütləsi ≈0,025 M yer 
  • Ekzoplanetlərin sayı əlavə1.png
    HD 188753 – ilk  üç ulduz sistemidir. Onun HD 188753 Ab ekzoplaneti aşkar edilmişdir.
  • HD 189733 – ekzoplanetlərin öyrənilməsi tarixində ilk dəfə olaraq HD 189733B planetinin səthi üçün temperatur xəritəsi tərtib olunmuşdur.
  • Qlize 581 c,Qlize 581 d, HD 85512 b və Kepler-22 b – məlum ekzoplanetlərdən bunlar kifayet qədər Yerlə oxşardılar.
  • KOİ-961d – kütləsi, hal-hazırda 2012 –ci ilin oktyabr məlum olan ekzoplanetlərdən ən kiçiyidir (< 0,9xM yer ).
  • WASP-17b – ulduzun özünün fırlanmasının əksi istiqamətində ulduzun ətrafında fırlanan ilk aşkar olunmuş planetdir.
  • COROT-7b– ilk super Yerdir (2009 fevral), tranzit metodu ilə aşkar olunub və ölçüsü 1,58 Yer ölçüsündədir.
  • GJ 12146 – ilk planet okeandır (nəzəri cəhətdən).
  • HD 10180 – bu ulduzun ətrafında max-al sayda (9) planet (2012) aşkar edilib.
  • Qlize 581g – maye suyun olmasının böyük ehtimalı olan planet.
  • Kepler-10b – ilk dəmir planet (sıxlığı 8,8 qr/sm³).
  • Kepler-11 – Lebed bürcündəki bizdən 613 pazsek məsafədə olan ulduzdur.Onun ətrafında azı 6 planet fırlanır.
  • WASP-196 – ulduz ətrafında 0,7888399 xYer sutkası (18,932 saat).ərzində fırlanan ekzoplanetdir.
  • WASP-336 – 2011-ci ilə məlum olan ən isti (qaynar) ekzoplanetdir.Temperaturu 3200°s
Yer tipli yaxın ekzoplanetlərin siyahısı:[redaktə | əsas redaktə]
Adı Təsviri                      Həyata yararlığı   Ulduz Günəşdən məsafəsi 
Альфа Центавра B b 1 Səthinin fərz olunan temperaturu: 1200 °C Альфа Центавра B 4,37
Gliese 876 d 2  Səthinin fərz olunan temperaturu: 157-377°C Gliese 876 15
Gliese 581 e 3 Olduqca yüksək temperatur səbəbindən güman edilir ki, atmosferi yoxdur Gliese 581 20
Gliese 581 c 4 Şübhəlidir.Yəqin ki, yaşayış üçün yararlı olmayan zonada yerləşir.   Gliese 581 20
Gliese 581 d 5 Mümkündür ki, psixroplantdir. Həyat üçün yararlı zonanın daxilində yerləşir Gliese 581 20
Глизе 667 Cc 6 Mümkündür ki, mezoplanetdir Gliese 667C 22
61 Девы b 7 Ulduza yaxın olma səbəbindən olduqca yüksək temperaturludur 61 Девы 28
HD 85512 b 8 Mümkündür ki, termoplanetdir.Qlize667Cc –nin kəşf olunmasına kimi daha çox həyatayararlı planet hesab olunurdu  HD 85512 36
55 Cancri e 9 Ulduza yaxın olma səbəbindən olduqca yüksək temperaturludur 55 Cancri 40
HD 40307 b 10 Ulduza yaxın olma səbəbindən olduqca yüksək temperaturludur HD 40307 42
HD 40307 c 11 Ulduza yaxın olma səbəbindən olduqca yüksək temperaturludur HD 40307 42
HD 40307 d 12 Ulduza yaxın olma səbəbindən olduqca yüksək temperaturludur HD 40307 42

«Xabbl» nəhəng ekzoplanetin firlanmasını aşkarlayıb.[redaktə | əsas redaktə]

Arizona Universitetində olan astronomlar «Xabbl» kosmik teleskopunun köməyi ilə Yerdən 170 işıq ili məsafədə olan nəhəng ekzoplanetin fırlanmasını aşkar etmişlər.

 Alimlər geniş bucaqlı kameranı,Xabbl kosmik teleskopunun bortunda istifadə edərək 2M1207b planetinin infraqırmızı diapazonda fotometrik şəkillərini almışlar. Müşahidə 8 saat 40 dəqiqə davam etmişdir.

Kameranın yüksək ayırdetmə bacarığı, astronomlara ekzoplanetin öz oxu ətrafında fırlanması səbəbindən,parlaqlıq əyrisinin dəyişməsini qeyd etməyə imkan vermişdir. Buludlar müxtəlif yarımdairələrdə işığı müxtəlif cür əks etdirir və bu, alimlərə planetdə günün davam etməsinin 10-11 saat olduğunu təyin etməyə  imkan vermişdir.

belə fırlanma sürəti Yupiter və saturnla müqayisə  ediləndir,hansıki uyğun olaraq 9,9 və 10,5  saatdır.

2M12076-ekzoplanetini kütləsinə görə Yupiterin kütləsini 4 dəfə aşır və cəhrayı cırtdanın ətrafında fırlanır.Nəhəng planetin orbiti ana ulduzdan 5 a.v. və ya 8 milyard km məsafədədir. Alimlər fərz edirlər ki, 2M1207b ekzoplaneti protoplanet diskindən əmələ gəlməmişdir, sönmüş çəhrayı cırtandır.

Planetlərin yaranması barədə 90-cı illərə qədər olduqca məntiqli və düzgün şəkil mövcüd idi, lakin elə bu dövrdə bizim planetlərin yaranması barədə baxışlarımıza birbaşa və ya dolayısı olaraq toxunan bir neçə kəşf edildi.

Birincisi- Koyper zolağının kəşfi,ikincisi- ilk çəhrayı cırtdanların kəşfi, üçüncüsü- digər ulduzlarda protoplanet disklərinin ilkin olaraq birbaşa müşahidələrinin başlanılması və nəhayət ən başlıçası-bu, Günəşdənkənar planetlərin kəşf edilməsidir.

Artıq mövcud olmuş nəzəriyyəyə daxil edilməli olan əsas yeniliklər onunla bağlı oldular ki, günəşdənkənar planetlər arasında böyük miqdarda qaynar Yupiterlər kimi adlanan planetlər aşkarlandı. Bunlar planet nəhənglərdir, hansılarınkı kütlələri bəzən Yupiterin kütləsini əhəmiyyətli dərəcədə aşırlar və hansıkı öz ulduzlarından olduqca böyük olmayan məsafədə fırlanırlar.Onların bir coxunun öz ulduzlarından olan orbitləri, Günəş sistemində Merkurinin Günəşdən olan orbitindən yaxındır.

Planet sistemlərinin öyrənilməsi müəyyən cətinliklərlə qarşılaşır.

Çox yaxşı bildiyimiz bizim Günəş sistemi artıq 4,5 milyard ildir ki, mövcuddur. Biz bilmirik ki, onun hansı xassələri anadangəlmədir, hansılarsa əlverişli olaraq əldə olunmuşdur. Digər sözlərlə əsas nə yaradacağımızı biz bilmirik , əvvəlcə nə peyda olub sonra isə Günəş sisteminə nə əlavə olunub.

Kəşf olunmuş ekzoplanetlərin əksəriyyəti bizim Günəş sisteminin planetlərindən ya orbitlərinin böyük yarımoxlarının kiçik qiymətləri ya da orbitlərinin böyük eksentrisetləri ilə fərqlənirlər.

  «Qaynar Yupiter»-lər adlanan ekzoplanetlər öz ulduzlarına çox yaxın olan orbitlərdə yerləşirlər. Orbitin minimal radiusu təxminən 10 dəfə Merkurinin orbitinin radfiusundan kiçikdir.

   Lakin son zamanlar, müşahidələrin vaxtının və dəqiqliyinin artması nəticəsində bizim Günəş sisteminə oxşayan planet sistemləri aşkarlanmışdır. Burada Yupiter tipli planet-nəhənglər orbitlər üzrə kiçik eksentrisetlərlə, ulduzdan bir neçə a.v. məsafədə dövr edirlər. Buna misal olaraq hərəsində 5 planet olan HD68988 və 55 Cnc sistemlərini göstərmək olar. 55 Cnc (55 Xərçəng) sistemində kütləsi ~ 4-Myup olan 55 Cnc d planeti aşkar edilibdir. Bu planetin ulduzdan məsafəsi Yupiterin Günəşdən olan məsafəsindən bir qədər böyükdür (orbitinin böyük yarımoxu a=5,84 a.v.) və olduqca kiçik eksentrisitetə malikdir: e~0,063. HD68988 sistemində kütləsi ~ 5Myup,Yupiterin  orbitinə oxşayan (a= 5,32 a.v.) və ekzoplanetlər üçün tipik olmayan (e~0,01 demək olar dairəvi) yerdə qalan planetlər ulduza yaxın orbitlərdə (a<0,64 a.v.) yerləşirlər.

   2007-ci ilin payızında aşkar edilmiş 55 Cnc ulduzunun beşinci planetinin kütləsi ~ 45 Myer-qədərdir. Fərzz olunur ki. Bu ekzoplanet həyat üçün yararlı olan zonada yerləşibdir,haradaki temperatur şərtləri maye suyun mövcud olmasını göstərir.Ekzoplanet demək olar dairəvi orbitə (a=0,775 a.v.) malikdir, bu Yerin orbitindən bir qədər kiçikdir.

   Lakin bu, Günəşlə müqayisədə 55 Cnc ulduzunun bir qədər kiçik parlaqlığı ilə kompensasiya olunur, Müasir vasitələr artıq kütləsi Yerin kütləsindən 5 dəfə böyük olan GJ581 c planetini aşkar etməyə imkan vermişdir. Lakin bu ancaq o səbəbdən baş verib ki, planet öz ulduzuna olduqca yaxın məsafədə (a=0,0730 a.v.) yerləşir,yəni Merkurinin Günəşə olan məsafəsindən təxminən 5 dəfə az.

   2006-cı ilin 27 dekabrında orbitə xüsusən Yer tipli planetləri aşkar etmək üçün COROT (Convection Rotation and planetary Transits-кonveksiya, fırlanma və  planetlərin keçməsi) kosmik teleskopu çıxarılmışdır. Cihazın həssaslığı  ulduzun işıqlanmasının dəyişməsini qeyd etməyə imkan verir və  bu da onun qarşısından, təkcə Yerdən bir neçə dəfə böyük olan daş planetin keçməsinə göstəriçi ola bilər.

   COROT işləməsi müddətində ~ 120 min ulduzu öyrənməlidir. Gözlənilir ki, COROT-un missiyası ərzində aşkar edilmiş planet sistemlərinə EKA-nın 2015-ci ildə kosmosa çıxarılacaq «Darvin» eləcə də NASA-nın TPF (Terrestrial Planet Finder- Yer tipli planetləri axtarmaq) layihəsi üzrə nəzərdə tutulmuş infraqırmızı teleskoplar sistemlərinin köməyi ilə müşahidələr davam etdiriləcəkdir. Hər iki layihənin məqsədi ekzoplanetləri biləvasitə müşahidə etmək və onlarda həyatın olmasını axtarmaqdır. 2009-cu ildə kosmosa buraxılmış «Kepler» kosmik stansiyasının köməyi ilə Yer tipli və ondan kiçik ölçüdə yüzlərlə planetin həyat zonası məsafəsində aşkar edilməsi nəzərdə tutulubdur. Şübhə yoxdur ki, müşahidə periodnun uzunluğunun və dəqiqliyinin artırılma ölçüsünə görə Günəş sisteminə oxşayan planet sistemlərinin sayı artacaqdır.Əsas odur ki, günəşdənkənar planet nəhənglərin əksər coxluğu metallığı günəşdəkindən daha yüksək və ya bərabər olan ulduzların ətrafında aşkar edilmişdir.

(Metallıq- heliumdan ağır olan bütün elementlərin toplam məzmunu (nisbi konsentrasiyası).Adətən ulduzun metallığı Çünəşə  nisbətdə ölçülür və təxminən lg (Z/Zo)-dır.). Bu fakt planet-nəhənglərin onların Günəş sistemində iki pilləli prosesin köməyi ilə yaranmasına oxşar planet sistemlərində yaranmasına güclü arqument verir: başlanğıcda bərk cisimlərin  akkresiyası yolu ilə kütləsi bir neçə Yer kütləsində olan planet nüvələri əmələ gəlir, sonra isə bu nüvələrə qazın sürətli akkresiyası baş verir. (Safronov, 1969,Ruskol,1982,Zin 2004,Zisseker 2007).

   Əgər planet-nəhənglərin yaranması qaz-toz diskində qravitasiya dayanıqsızlığı yolu ilə baş vermişdirsə(Boss,2001), onda planet-nəhənglərin yaranma ehtimalı ulduzun və diskin metallığından asılı olmamalıdır. Belə ki, müşahidə olunan günəş tipli ulduzların istənilən metallığında ulduzətrafı disklərdə qazın miqdarı,toz komponentinin miqdarından olduqca çoxdur.[2]

Xarici keçidlər[redaktə | əsas redaktə]

İstinadlar[redaktə | əsas redaktə]

  1. 1,0 1,1 1,2 1,3 1,4 1,5 1,6 1,7 Kamal Hüseynov "Planetlərin əmələ gəlməsi"
  2. 2,0 2,1 2,2 2,3 2,4 2,5 Kamal Hüseynov "Ekzoplanetlər"
  3. 3,0 3,1 Məsimova A.B. "Günəş sistemindən kənar planetlər"