මින් පෙර ලිපියේ පිටසක්වල ග්‍රහලෝකයකයක් සොයා ගන්නා ක්‍රමවේදයන් කිහිපයක් පිලිබඳව පැහැදිලි කරන ලද අතර මේ හරහා අනිකුත් ක්‍රමවේදයන් පිලිබඳව හැදෑරීමක් සිදු කරනු ලැබේ.

3.ක්ෂුද්‍ර ගුරුත්වාකර්ෂණ කාච(Gravitational Microlensing )

අයින්ස්ටයින්ගේ සාමාන්‍ය සාපේක්ෂතාවාදයට(General Realitivity) අනුව පැහැදිලි කරන ගුරුත්වාකර්ෂණ සංකල්පයට අයත් උපකල්පන පරිදි විශාල ස්කන්ධයන් මඟින් කාල අවකාශ තලය(Fabric of space time) වක්‍ර කිරීම සිදු කරනු ලැබේ.මෙම වක්‍ර වීම හරහා ආලෝකය විකෘත(distort) වන අතර එහි ගමන් දිශාවද වෙනස් වේ.

උදාහරණයක්  අනුව යම් තාරකාවක් තවත් තාරකාවක් පසුබිම් වන පරිදි (පෘථිවියේ සිට නිරීක්ෂණය කරන විට ) එම තාරකාව ඉදිරියෙන් ඉතා සමීපව ගමන් ගන්නා විට,ප්‍රභව තාරකාවේ(Source Star) ආලෝකය ගමන් ගන්නා තාරකාවේ ආලෝකය මගින් වක්‍ර කිරීම සිදු වන අතර එමගින් එම තාරකා දෙක අතර දුර තවදුරටත් ඈත් වන සේ නිරීක්ෂණයක් ඇති කරනු ලබයි.මෙය ක්ෂුද්‍ර ගුරුත්වාකර්ෂණ කාච සංසිද්ධිය (Gravitational Microlensing) නමින් හැඳින්වේ.

මෙය සර් ආතර් එඩිංටන්(Sir Arthur Eddington) විසින් 1919 දී ඔප්පු කරන ලද අතර මෙය සාමාන්‍ය සාපේක්ෂතාවාදයේ සත්‍යතාව ඔප්පු කරන ලද පලමු සාධකය විය.ප්‍රභව තාරකාව යම් අවස්ථාවකදී අතරමැදි තාරකාවට සෘජුව පසුබිම්ව ඇති විටකදී ප්‍රභව තාරකාවේ ආලෝකය අතරමැදි නොහොත් කාච තාරකාවේ(Lens Star) සෑම පසෙකින්ම නිරීක්ෂණය වන අතර මෙය “අයින්ස්ටයින් කවය” (Einstein Ring) නම් වේ.මෙය විශාලන කාචයක කාචයක් මෙන් හෝ කාච කිහිපයක ආකාරයේ නිරීක්ෂණයක ස්වරූපයක් ගනී.යම් යම් අවස්ථාවන්හි මෙම සමීප ගමන් කිරීම කෙතරම්ද යත් ඉතා ප්‍රබල දුරේක්ෂයකට වුවද වෙන්කර නොහැකි ආකාරයෙන් එක් අලෝක තැටියක් මෙම වක්‍ර වීම හරහා ප්‍රතිඵල වන අතර එය අයින්ස්ටයින් තැටිය(Einstein Disk) ලෙස හැඳින්වේ.මේ හරහා කාච තාරකාවේ දීප්තිය ක්ෂණිකව ඉහල යන අතර එය සාමාන්‍ය අගය මෙන් 1000කට ආසන්න වන මෙන්ම තාරකා දෙක ඈත් වන තෙක් සති කිහිපයක් හෝ මාස කිහිපයක් හෝ පවත්වා ගැනීමට සමත් වේ.

යම් හෙයකින් මෙම කාච තාරකාවට සහයක ග්‍රහලෝකයක් පවතින්නේ නම් තත්වය මීට වඩා වෙනස් වේ.එම වස්තුව කාච තාරකාවට පසුබිම්ව ඇති ආලෝක ප්‍රභව මාර්ගයන්ගෙන්(light stream) එකක හෝ ආලෝකය ආවරණය කල හැකි තරම් සමීපව පවතී නම් එම ග්‍රහ වස්තුවේ ගුරුත්වය හමුවේ ආලෝක ගමන් මාධ්‍යය වක්‍ර (bend) වීම හරහා තාවකාලිකව තෙවන ප්‍රතිබිම්භයක් නිර්මාණය වේ.මෙය පැය කිහිපයක් හෝ දින කිහිපයක් පවහින අවස්ථාවක් වන අතර මේ හරහා නිරීක්ෂ්ණය කරන වස්තුවේ දීප්තියේ තාවකාලික උච්චයක්(spike) නිර්මාණය වේ.මෙවන් අවස්ථාවන් ග්‍රහලෝක්යක පැවැත්ම පිලිබද සංඥාවන් ලබා දෙන අතර මෙම උච්චයන්හි ත්‍රීවතාව හා කාල සීමාව අධ්‍යනය කිරීම හරහා එම ග්‍රහලොවේ කක්ෂය, එහි සම්පූර්ණ ස්කන්ධය, පරිභ්‍රමණ කාලය ඉතා නිවැරදිව සොයා ගත හැක.පහත රූපයෙන් මෙය තවත් පැහැදිලි වනු ඇත.

මෙවන් අවස්ථා නිරීක්ෂණය කිරීම හරහා පිටස්තර ග්‍රහලෝක සොයා ගත හැකි අතර, වර්තමානය වන විට මෙම ක්‍රමවේදය හරහා ග්‍රහලෝක 77 ක් පමණ  සොයා ගෙන ඇත.මෙම ක්‍රමවේදයේ ඇති වාසිය වන්නේ ඉතා දුරින් පිහිටි ග්‍රහලෝක මෙන්ම ඉතා කුඩා ග්‍රහලෝක හඳුනා ගත හැකි වීමය.උදාහරණයක් ලෙස පෘථිවියේ සිට ආලෝක වර්ෂ 22000ක් දුරින් පිහිටි පෘථිවි ස්කන්ධය මෙන් 5 ගුණයක ග්‍රහලෝකයක් 2006 දී සොයා ගන්නා ලද්දේ මෙම ක්‍රමවේදය යොදා ගනිමින් වන අතර එය එවකට සොයාගත් ඉහල දුරකින් පිහිටි හා කුඩාම ස්කන්ධයෙන් යුතු පිටස්තර ග්‍රහලොව විය.

තවත් වාසියක් ලෙස මෙම ක්‍රමවේදය මව් තාරකාවෙන් වඩා ඈතින් කක්ෂගතව පිහිටි ග්‍රහලෝකයන් වෙත වඩාත් සංවේදී වීම වේ.මේ හරහා මව් තාරකාවන්ට වඩා සමීප අවස්ථාවන්ට ඉහල සංවේදී අරීය ප්‍රවේගය හා සංක්‍රාන්තී ක්‍රමවේදයන්ට අනුපූරකයක් ලෙස ක්‍රියා කිරීමට මෙම ක්‍රමවේදයට හැකි වේ.එලෙසින්ම පෘථිවිය වැනි ග්‍රහලෝක සොයා ගැනීමේදි ඉහලම සාර්ථකත්වයක් දැක්වීම මෙහි ඇති තවත් වාසියකි.එලෙසින්ම විශ්වයේ ඉබාගාතේ පාවෙන හුදෙකලා ග්‍රහලෝකයන් සොයා ගැනීමේ සාර්ථකම ක්‍රමවේදය මෙය වීමත් ක්ෂුද්‍ර ගුරුත්ව කාච සංසිද්ධි ක්‍රමවේදයේ ඇති තවත් වාසියක් ලෙස සැලකිය හැකිවේ.

මෙම ක්‍රමවේදයේ ඇති ප්‍රධාන අවාසියක් වන්නේ ක්ෂුද්‍ර කාච සංසිද්ධි බොහෝ දුලබ වීමය.මන්දයත් මෙවන් සිදුවීම් සිදුවීම අතිශය දුලබ වීමය.යම් හෙයකින් මව් තාරකාව ප්‍රභව තාරකාවෙන් ඈත් වුවහොත් යලි නිරීක්ෂණයක් සිදු නොවිය හැකි තරම් වේ.එමනිසා අන් ක්‍රමවේද මෙන් යලි යලිත් නිරීක්ෂණයන් මේ හරහා සිදු කල නොහැකි වීම මෙහි ප්‍රධානම අවාසිය වේ.අනික් අවාසිය නම් ග්‍රහලොව හා පෘථිවිය අතර දුර ලැබෙන්නේ ආසන්න අගයකින් වීමය.මේ නිසා ග්‍රහලොව හා පෘථිවිය අතර සත්‍ය දුර උපකල්පනය  කරන ලද ආලෝක වර්ෂ දහස් ගණනට වඩා තවත් දහසකින් ඈතින් හෝ සමීපව විය හැක.කෙසේ නමුත් සංක්‍රාන්තී ක්‍රමවේදයට පසුව පිටස්තර ග්‍රහලෝක සෙවීමේ ඉහල සක්‍රියතාවක් සහිත ක්‍රමවේදය ලෙස මෙම ක්‍රමවේදය සැලකිය හැක.

4.අසම්පාතනය(Astrometry)

>

පිටස්තර ග්‍රහලෝක සෙවීමේ පැරණිම ක්‍රමවේදය වන මෙය අවට පිහිටි (පෘථිවියේ සිට නිරීක්ෂණය වන පරිදි ) තාරකා වලට සාපේක්ෂව ග්‍රහලෝකයක බලපෑම හේතුවෙන් තාරකාවක සිදු වන වෙව්ලුම(Wobble) නිරීක්ෂණය මඟින් සිදුවේ.යම් හෙයකින් මෙම වෙව්ලුම කාලානුවර්තී වන්නේ නම් තාරකාව වටා ග්‍රහලොවක් පැවතීමේ ඉහල සම්භාවිතාවක් පවතී.

මෙහිදී යම් තාරකාවක් හා එහි අවට තාරකාවන් ඇතුලත් වන පරිදි ඡායාරූප ශ්‍රේණියක් ලබා ගන්නා අතර එක් එක් ඡායාරූපයෙහි අදාල තාරකාව සමුද්දේශ තාරකා වලට ඇති දුර මැන එකිනෙකක් හා සැසඳීම සිදු කරනු ලැබේ.එවිට අදාල තාරකාව අවට තාරකා වලට සාපේක්ෂව චලනයක් සිදු කර ඇති නම් ග්‍රහලෝකයක් එම තාරකාවට හිමි වීමේ ඉහල අවකාශයක් පවතී.

මෙම ක්‍රමවේදය භාවිතයෙන් 1943 දී සිග්නි 61 තාරකාවට ග්‍රහලොවක් පැවතිය හැකි බැව් Kaj Strand විසින් සාධක දක්වන නමුත් මෙම ක්‍රමවේදය හරහා පමණක් පිටස්තර ග්‍රහලොවක් සොයා ගන්නා ලද්දේ 2009 දී Steven Pravdo හා Stuart Shaklan විසින් වන අතර එය VB10b නමින් හැඳින්වේ.

මෙම ක්‍රමවේදයන්හි වාසි සහ අවාසි මෙන්ම අනිකුත් පිටස්තර ග්‍රහලෝක සොයා ගැනීමේ ක්‍රමවේදයන් පිලිබඳව  අනිකුත් ලිපියකින් පැහැදිලි කරනු ලැබේ.

මූලාශ්‍ර

1. https://exoplanets.nasa.gov/alien-worlds/ways-to-find-a-planet/#/5
2. http://www.planetary.org/explore/space-topics/exoplanets/astrometry.html
3. https://exoplanets.nasa.gov/alien-worlds/ways-to-find-a-planet/#/4
4. http://www.planetary.org/explore/space-topics/exoplanets/microlensing.html

ඡායාරූ මූලාශ්‍ර

1. https://exoplanets.nasa.gov/alien-worlds/ways-to-find-a-planet/#/4
2. https://www.esa.int/spaceinimages/Images/2019/02/Detecting_exoplanets_with_astrometry
3. http://www.planetary.org/explore/space-topics/exoplanets/microlensing.html
4. https://nightsky.jpl.nasa.gov/news-display.cfm?News_ID=682
5. https://www.eso.org/public/news/eso1414/