Güneş Dışı Gezegenler Nasıl Belirleniyor

Öne Çıkanlar

Artık iyice anladık ki, bırakın bize uçsuz bucaksız gelse de kimilerine göre sonsuz sayıdakinden yalnızca bir tanesi olan, gökadamız Samanyolu’nda bile yalnız değiliz. Güneş Sistemimiz dışında keşfedilen gezegenlerin sayısı, 2013 yılı sonu itibariyle bine yaklaştı. Üç bin beş yüzden fazla da aday sırada bekliyor. Ama duyarlılık dereceleri giderek yükselen gözlem araçlarıyla elde edilen bulguları değerlendiren gökbilimcilere göre, bırakın gaz devlerini ya da yıldızlarının burnunun dibinde kavrulan ya da uzaklarında donan ötekileri, Dünyamız gibi kayaç gezegenlerden onmilyarlarca var. Hem de yıldızlarının çevresinde yaşama izin verecek uzaklıklarda dolaşıyorlar. Gökbilimciler, bu heyecan verici keşifleri yaratıcı yöntemler kullanarak yapıyorlar. İşte belli başlıları:

RADYAL HIZ YÖNTEMİ:

Uzayda kütleçekimiyle bağlı iki cisim, ortak bir kütleçekim merkezinin etrafında dolanır. Yani gezegen yıldızın çevresinde dolanmaz, yıldız ve gezegen birbirlerinin çevresinde dolanırlar. Ama yıldızın kütlesi çevresindeki gezegen ya da gezegenlerden çok daha büyük olduğundan, bu ortak kütleçekim merkezi, yıldızın çapının içinde bir noktada kalır. Sonuçta yıldız da kendi içindeki bu ortak kütleçekim merkezi etrafında çok küçük çaplı da olsa bir yörüngeye sahiptir. Bunun somut etkisi, yıldızın hareketinde döngüsel bir “yalpa” biçiminde ortaya çıkar.

Dolayısıyla eğer yıldızın bu yalpası bizim görüş yönümüzdeyse, yıldız gözlemciye göre düzenli aralıklarla hafifçe yaklaşıp uzaklaşır. Bu hareket Doppler etkisi denen bir süreçle yıldızın saçtığı ışığın tayfında küçük değişimlere yol açar. Yıldız bize yaklaşırken, ışığının tayfı daha kısa dalga boylarına, maviye doğru kayar. Uzaklaştığındaysa daha uzun dalga boylarına, tayfın kırmızı bölgesine doğru kayar.

İşte çok duyarlı algılayıcılarla yıldızın ışığındaki bu düzenli “kaymaları” saptayan gökbilimciler, çevrede dolanan bir gezegenin varlığını belirlerler. Spektrometre (tayfölçer) denen bu aygıtların en gelişkinleri, saniyede 1 metre ölçeğindeki hız değişimlerini bile saptayabiliyor.

Doppler spektroskopisi (tayfölçümü) olarak da bilinen bu yöntem, gezegen avcılığında kullanılanların en başarılı olanlardan biri. Kepler teleskopu “transit geçiş” yöntemiyle rekor üzerine rekor kırmadan önce, keşfedilen Güneş dışı gezegenlerin büyük bölümü bu yöntemle belirlendi. Ancak yöntem uzaklıktan bağımsız olmakla birlikte, yüksek duyarlılık için arka plan gürültüye kıyasla çok daha güçlü bir sinyal gerektirdiğinden en etkili biçimde Güneş’ten yalnızca 160 ışıkyılına (1 ışıkyılı, ışığın boşlukta bir yılda aldığı yol, yaklaşık 10 trilyon km) kadar uzaklıktaki yıldızların incelenmesinde kullanılabiliyor.Bu yöntemle yıldızlarına yakın yörüngelerde dolanan büyük kütleli gezegenler (dev Jüpiterler) kolayca bulunabiliyor; ama büyük uzaklıklarda dolananların belirlenebilmesi, yıllar boyu süren gözlemleri gerektiriyor. Bizim gözlem çizgimize dik yörüngelerde dolanan gezegenler de, yıldızlarının hareketinde daha küçük yalpalar üretiyorlar ve dolayısıyla belirlenebilmeleri daha güç. Bir yıldızın kütlesi, yüzeyinden yaydığı ışığın tayfından belirlenebiliyor. Çünkü yaydığı ışığın rengi, yüzeyinin sıcaklığının bir türevi (Bkz: Yıldız Sınıfları). Yıldız oluşumu ve gelişmesiyle ilgili kuramsal modeller de yıldızın sıcaklığından, kütlesi, yaşı ve kimyasal içeriğinin hesaplanmasına olanak veriyor. Yıldızın kütlesi bilinince, gezegeninin yol açtığı yalpanın değeri de gezegenin kütlesinin hesaplanabilmesini sağlıyor. Bu yöntemin bir kusuru, gezegenlerin ancak minimum kütlesini belirleyebilmesi. Gezegenin gerçek kütlesi, bu değerin %20 üzerinde ya da altında olabiliyor. Gezegenler, görüş çizgimize dike yakın yörüngelerde dolanıyorlarsa belirlenen kütlesi gerçeğine daha yakın oluyor. Radyal hız yöntemi, geçiş (transit) yöntemiyle gezegen keşiflerini doğrulamak için de kullanılıyor. Her iki yöntem birlikte kullanıldığında varlığı belirlenen gezegenin kütlesi de duyarlı biçimde ölçülebiliyor.

ASTROMETRİ YÖNTEMİ:

Peki yıldızın yalpası bize doğru değil de yanlara doğruysa, bir başka deyişle gezegenin yörünge düzlemi bakış açımıza dikse; yani olası yörünge düzlemine tepeden bakıyorsak? Tabii, yıldızın ortak kütleçekim merkezi çevresindeki dairesel ya da eliptik yörünge hareketi, gezegeni olup olmadığı konusunda işaret verebilir. Ancak yıldızın bu yörüngesinin çapı çok küçük olacağından (çünkü,kütle çekim merkezi yıldızın içindedir) belirlenmesi oldukça zor. Nitekim, 1950’li ve 60’lı yıllarda bu yöntemle yapıldığı söylenen gezegen keşiflerinin doğru olmadığı anlaşılmış bulunuyor.

Ama yöntemin başka bir kullanılış biçimi de var. Gökbilimcilere düşen, çevresinde gezegen barındırdığından kuşkulanılan yıldızın gerisinde ve yakınlarında sabit bir “referans” yıldız belirlemek. Bu referans yıldızın görece sabit olması önemli, çünkü bazı yıldızların yüksek doğrusal hızları vardır ve gezegen gözlemlerinin yapıldığı uzun yıllar boyunca gökteki konumları değişebilir. Bir gezegenin varlığına işaret eden yalpa, hedef yıldızın referans yıldıza düzenli olarak yaklaşıp uzaklaşmasıyla belirlenir ve derecesi ölçülür. Yine de yıldızın konumundaki değişim öylesine ufak oluyor ki, yeryüzündeki en gelişkin teleskoplarla bile yeterince duyarlı ölçümler yapılamıyor. Ama Hubble Uzay Teleskopu, 2002 yılında daha önce Gliese 876 adlı bir yıldızın çevresinde keşfedilmiş olan bir gezegenin özelliklerini, astrometri yöntemiyle belirledi. Bu kısıtlara karşılık astrometri, yönteminin potansiyel bir avantajı, özellikle uzak yörüngelerde dolanan gezegenlerin belirlenmesi için elverişli olması. Bu özelliği, onu daha yakın yörüngelere duyarlı yöntemler için bir yardımcı durumuna taşıyor. Ne var ki, yıldızlarından astrometri yöntemiyle saptanabilecek kadar uzak yörüngelerde dolanan yıldızlar, bir yörünge turunu çok uzun zamanlarda tamamlayabildiklerinden, yıllar, hatta on yıllar süren gözlemler gerekiyor.

GEÇİŞ (TRANSİT) YÖNTEMİ:

Önünden geçen bir gezegen, izlenen yıldızın ışığında azalmaya neden olur. Duyarlı ışık ölçümleriyle yıldızın ışığındaki döngüsel azalmalar incelenerek, çevresinde dolaşan bir gezegenin varlığı belirlenebilir. Bu yöntemin, radyal hız ve astrometri yöntemlerine kıyasla avantajı, gezegenin büyüklüğünü (çapını) ortaya koyması. Bu, anahtar bir parametre. Şöyle ki, büyüklük, radyal hız yöntemiyle belirlenen kütleyle bir arada ele alınınca gezegenin yoğunluğu belirlenebiliyor ve dolayısıyla da fiziki yapısı (kayalık mı, gaz devi mi, okyanusla mı kaplı vb.) hakkında bilgiler edinilebiliyor. Yöntem, gezegenin atmosferindeki gazlar ve bileşimleri hakkında bilgiler de veriyor. Gezegen, yıldızının önünden geçerken atmosferindeki gazlar, yıldız ışığının tayf çizgilerinden bazılarını soğuruyor. Bu çizgilerin yeri ve kalınlığı, gezegen atmosferindeki gaz ve derişimlerini gösteriyor.

Ayrıca gezegen atmosferinden geçen ya da üstünden yansıyan yıldız ışığının kutuplanması ölçülerek de bir gezegen atmosferinin (dolayısıyla da gezegenin) varlığı belirlenebilir. Ek bir avantaj da, gezegenin ışınımının ölçülebilmesi. İkincil örtüş (gezegenin yıldızın arkasına geçtiği durum) sırasında yıldızın fotometrik şidddeti (parlaklık değeri) ikincil örtüş öncesi ya da sonrası değerden çıkarılacak olursa, elde yalnızca gezegenden gelen değer kalır. Böyle olunca da gezegenin yüzey sıcaklığı, hatta üzerinde bulut oluşumunun olası izleri belirlenebiliyor.

Örneğin 2005 yılında Spitzer uzay teleskopunu kullanan iki ayrı grup tarafından bu yöntemle iki gezegenin yüzey sıcaklıkları belirlendi. TrES-1 gezegeninin sıcaklığı 790 santigrat derece, HD 209458b’ninkiyse 860 santigrat derece. Fransız Uzay Ajansı’nın geçiş yöntemiyle Dünya’dan birkaç kat büyük gezegenler bulmak üzere duyarlı gözlemler yapması için uzaya gönderdiği COROT aracı da iki gezegen keşfetti.

Ancak, transit yönteminin tartışmasız kralı, NASA’nın 2009’da fırlattığı Kepler aracı. 2013’te bozulmadan önce dört yıl Kuğu Takımyıldızı bölgesinde 150.000 gezegeni aynı anda ve her yarım saatte bir gözleyerek Dünya benzeri kayaç gezegenleri arayan Kepler’in ilk üç yıl içinde belirlediği gezegen adaylarının sayısı 3538. Bunların içinden 167’sinin gezegen kimlikleri kesinleşti.

Kepler’in verileri, Samanyolu’ndaki gezegenlerin çoğunun Dünya’nınkine yakın kütlelerde küçük gezegenler olduğunu ve bunlardan yıldızlardan sıvı suyun varolabileceği uzaklıklardaki “yaşam kuşakları” içinde dolananların sayısının on milyarları bulabileceğini gösterdi.

Ancak yöntemin iki de önemli dezavantajı var: İlk olarak bu yöntemle gezegen saptanabilmesi için, gezegenin yörünge düzleminin gözlemcinin görüş çizgisiyle aynı düzlemde olması gerekir. Yani gözlemcinin yörüngeyi yalnızca kenarından, bir çizgi halinde izleyebilmesi gerekir ki, böyle bir dizilim olasılığı son derece düşük. Bir gezegenin yıldızın ekvatorunu izleyerek geçiş yaparken izlenebilme olasılığı, matematiksel olarak yıldızın çapının gezegen yörüngesinin çapına olan oranıyla belirleniyor. Küçük yörüngelere sahip gezegenlerin ancak %10 kadarı yıldızın ekvator düzlemini izleyerek geçiş yaparken gözlenebiliyor. Bu yüzde, daha geniş yörüngeli gezegenler için daha da azalıyor. Güneş benzeri bir yıldızın 1 Astronomik birim (dünya-Güneş uzaklığı, ya da 150 milyon km) uzaklıktan böyle izlenebilir bir transit geçiş yapması olasılığı % 0.47. Ancak binlerce hatta yüzbinlerce yıldızı bir anda gözlemleyen transit geçiş aramalarında bulunan gezegenlerin sayısı, radyal hız yöntemiyle keşfedilenlerin sayısından daha fazla olabilir. Buradaysa bir başka sorun var: Saptanan gezegenlerin hangi yıldıza ait olduğu belirlenemiyor. İkinci bir sorunsa, bu yöntemin güvenilirliğinin az olması nedeniyle, keşiflerin radyal hız yöntemiyle de incelenerek sonucun doğrulanmasını gerektirmesi.

ATARCA KRONOMETRESİ YÖNTEMİ:

Atarca, özel bir nötron yıldızı çeşidi. Nötron yıldızları, dev yıldızların kısa ömürlerini noktalayan süpernova patlamalarının bir ürünü. Dev yıldızın merkezi daha fazla enerji üretemeyip kendi üzerine çöküyor ve oluşan şok dalgası yııldızın dış katmanlarını süpernova patlamasıyla uzaya savuruyor. Yaklaşık 1,5 Güneş kütlesindeki merkez de öylesine sıkışıyor ki, 12-20 kilometre çapında (orta büyüklükteki bir kent çapı) bir küre haline geliyor.

Yıldızın çöküşü, orijinal yıldızın kendi ekseni etrafındaki dönüşünü öylesine hızlandırıyor ki, nötron yıldızı kendi çevresindeki bir turunu artık milisaniye düzeylerinde tamamlıyor. Bu dönüş, en hassas kronometrelerden bile düzgün bir periyotla oluyor. Nötron yıldızları, aynı zamanda çok güçlü manyetik alanlara sahipler. Bazılarının gücü, dünyanınkinden trilyonlarca, hatta katrilyonlarca kez güçlü olabiliyor. Nötron yıldızları, bu manyetik alanların kutuplarından çok güçlü radyo ışınımı yayıyorlar.

Böyle radyo ışınımı yapan nötron yıldızlarına atarca (pulsar) deniyor. Nedeni, genelde manyetik kutupların ekseninin çoğu kez yıldızın dönüş ekseninden ayrı konumda olması (tıpkı Dünyamızdaki manyetik kutup ve coğrafi kutbun örtüşmüyor olması gibi). Böyle olunca da manyetik kutup, nötron yıldızının dönüşüyle coğrafi kutup etrafında bir daire çiziyor. Bu dairenin bir noktası da Dünyamızın yüzeyindeki güçlü radyoteleskoplardan birinin görüş çizgisine girdiğinde, dairenin o noktasından çok düzgün aralıklarla (bazı atarcalar için saniyeler, bazıları için saniyenin binde biri [milisaniye] düzeylerinde) tekrarlayan radyo atımları (pulse) geliyor. Bu atımlar arasındaki aralık son derece düzgün olduğundan, bu aralıklardaki küçük anormallikler, atarcanın hareketinin izlenmesini sağlıyor. Eğer gezegenleri varsa,atarcalar da normal yıldız ve gezegenlerinde olduğu gibi ortak bir kütleçekim merkezinin çevresinde küçük bir yörünge hareketi yaparlar. Bu zaman aralıklarındaki değişimlerin incelenmesiyle de gezegen ya da gezegenlerin varlığı ve kütleleri belirlenebilir.

Bu yöntem öylesine duyarlı ki, Dünya’nınkinin onda biri kadar kütleye sahip gezegenlerin bile saptanmasına elverişli. Ayrıca, bir gezegen sistemi içindeki karşılıklı kütleçekim etkileşmelerini de belirleyebiliyor. 1992 yılında Aleksander Wolszczan ve Dale Frail adlı gökbilimciler bu yöntemi kullanarak PSR 1257+12 adlı atarcanın çevresinde gezegenler belirlediler.

Ancak atarcalar görece ender rastlanan gökcisimleri olduklarından çok sayıda gezegenin bu yöntemle bulunacağı kuşkulu. Hele bulunsa bile bunların üzerinde “bizim bildiğimiz türden” yaşamın ortaya çıkması, atarcaların yaydığı çok yüksek enerjili parçacık ve ışınım nedeniyle olanaksız.

MİKROMERCEKLENME YÖNTEMİ:

Olası bir gezegeni belirlemek için bir yıldızı gözlemlediğimizi düşünelim: Yıldızın geri planındaki yıldızlardan biri de görüş alanımız içinde. Birden, arkadaki yıldızın ışığının bir süre parlaklaştığını ve bir süre sonra eski parlaklığına döndüğünü gözlüyoruz. Artık alarmı verip gezegeni daha sistematik biçimde arayabiliriz. Çünkü çok şanslıyız ve bir mikromerceklenme olayına tanık olduk. Arkadaki yıldızdan gelen ışık, bizim görüş yönümüzdeki bir cismin kütleçekimi nedeniyle büküldü. Einstein’ın genel görelilik kuramına göre bizim kütleçekimi diye algıladığımız şey, uzay-zamanın eğriliğinin bir etkisi. Kütlesi olan her cisim, uzay zamanı büküyor. Arkadaki yıldızdan gelen ışık fotonları da bu bükülmüş uzayın eğriliğini izleyerek yön değiştiriyor. Yani, daha fazla sayıda foton, bizim yönümüze doğru gelmeye başlıyor, bir başka deyişle odaklanıyor. Böyle olunca da arkadaki yıldızın parlaklığında artış oluyor.

Yalnız işler bu kadar basit değil. Mikromerceklenme, Einstein’ın bir düşünce deneyinin ürünü olan ve birçok kez gözlemle doğrulanmış olan “kütleçekimsel merceklenme” olgusunun bir türü. Aradaki “kütleçekim merceği” bir gökada, hatta gökadalar kümesi olduğunda, arkasında gizlenmiş ve doğrudan göremediğimiz “kaynak”, tabii ki başka bir gökada kadar büyük bir kaynak oluyor. Ve aradaki “mercek”, kaynaktan gelen ışığı büktüğünden merceğin çevresinde (gözlemci-mercek-kaynak dizilimindeki ufak farklara göre) kaynağın çember parçaları şeklinde uzamış ve (parlaklaşmış) farklı görüntüleri ortaya çıkıyor. Dünya’daki gözlemci, mercek gökada ya da küme ve arkasındaki kaynak gökada arasındaki dizilim binlerce hatta milyonlarca yıl fazla değişmediğinden, kaynak gökadanın çoklu görüntüleri uzun süre yerlerinde duruyor ve bu görüntülerin detaylı incelenmesi, arkadaki gökadanın uzaklığının, kütlesinin ve biçiminin duyarlı biçimde hesaplanmasına olanak tanıyor. Aradaki merceğin bir yıldız, hatta bir gezegen gibi küçük bir gökcismi olması durumundaysa güçlükler başlıyor. Bir kere gözlemci-mercek-kaynak diziliminde, kaynağın merceğin arkasında ve çok az üzerinde olması gerekiyor. Böyle bir dizilimde merceklenme etkisi, kaynağın yalnızca yay biçiminde odaklanmış iki görüntüsünü oluşturuyor; ama bu iki yay arasındaki mesafe öylesine küçük oluyor ki, bunları Dünyamızdaki en gelişkin teleskoplarla bile ayrı ayrı görebilmek mümkün olmuyor. Sonuçta, iki ayrı görüntü, üst üste binmiş tek bir görüntü gibi algılanıyor.

“Mikromerceklenme” adı da iki yay arasındaki uzaklığın görüntülenemeyecek kadar küçük olmasından kaynaklanıyor. Bir başka sorun da mikromerceklenme olayının kısa olması, kaynak ve mercek yıldızla Dünya’nın birbirlerine göre hareket halinde olmaları nedeniyle birkaç gün ya da birkaç hafta sürebilmesi.Eğer öndeki (mercek) yıldızın bir de gezegeni varsa, bu gezegenin kütleçekim alanı da merceklenme etkisine farkedilebilir bir katkı yapıyor ve böylece varlığı belirlenebiliyor. Ancak, böyle bir dizilim olasılığı hayli düşük olduğundan, bu yöntemle anlamlı sayıda bir gezegen yakalayabilmek için çok büyük sayılarda uzak yıldızın aynı anda ve sürekli olarak gözlenmesi gerekiyor.

OGLE grubu tarafından mikromerceklenme yöntemiyle 2003yılında keşfedilen gezegen OGLE-003-BLG-235/MOA ve ancak iki yıl sonra keşfedilebilen yıldızı.

Bunun için gökbilimciler aralarında OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment – Optik Kütleçekimsel Merceklenme Deneyi), MOA (Microlensing Observations in Astrophysics – Astrofizikte Mikromerceklenme Gözlemleri), ve PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork – Sıradışı Merceklenmeleri Araştırma Ağı)/RoboNET gibi ortak çalışma grupları kurarak, gözlem araçlarını gökadamız Samanyolu’nun çok yoğun merkez bölgesiyle, güney gökkürede Samanyolu’nun uydu gökadaları olan Büyük ve Küçük Magellan Bulutları’na çevirmiş bulunuyorlar.Araştırmalarda şimdiye kadar en az iki kesinleşmemiş, iki de kesinleşmiş gezegen adayı saptanmış durumda.

Yöntemin açık bir sorunu, sözkonusu sıralama bir daha gerçekleşemeyeceği için mikromerceklenme olayının tekrarlanamayan, bir seferlik bir olgu olması ve dolayısıyla inceleme için yeterli zaman bırakmaması. Ayrıca, ortaya çıkan gezegenler binlerce parsek uzakta olduklarından, keşfin öteki yöntemler kullanılarak doğrulanamaması (1 parsek, 3,26 ışıkyılına karşılık gelen ve gökbilimde uzak mesafeler için kullanılan bir uzunluk ölçüsü. Kiloparsek, 1000 parsek, yani 3260 ışıkyılı).

MASKELEME (OPTİK MÜDAHALE) YÖNTEMİ:

Bir yıldızın yaydığı ışık, çevresinde dolanan bir gezegenin üzerinden yansıyan ışıktan, binlerce, hatta milyonlarca kez daha parlak olduğundan, normalde gezegenden yansıyan ışık görünemez. Ancak, teleskoplara konan ve koronograf denen bir opak (ışık geçirmeyen) maskeyle yıldızın yaydığı ışık perdelenirse, yakınındaki gezegenlerin zayıf ışığı ortaya çıkabilir. Özellikle de gezegen büyükse (Çapının Jüpiter’den hayli büyük olması gerekiyor) yıldızından uzaktaysa ve henüz gençse. Gençlik gezegenin sıcak olması ve yoğun kızılaltı ışınım yaymasını sağlıyor.

Maskeleme (koronografi) yöntemiyle yapılan en dramatik keşiflerden biri, güney gökkürenin en parlak yıldızlarından olan 25 ışıkyılı uzaklıktaki Fomalhaut’un çevresinde dolanan gezegenin keşfi olmuştu. Maskelemeye karşın Güneş’ten daha kütleli ve sıcak A-sınıfı yıkdızın ışığının bir kısmının koronografın kenarlarından sızdığı görülüyor. Yukarıda sözü edilen keşiflerden 13 Kasım 2008’de duyurusu yapılan üçlü güneş sistemi, yeryüzündeki büyük çaplı teleskoplardan Keck ve Gemini teleskoplarıyla yapılan gözlemlerde keşfedilmişti. Aynı gün Hubble Uzay Teleskopu’nun da Fomalhaut çevresindeki 3 Jüpiter kütlesindeki gezegeni belirlediği açıklanmıştı. Her iki sistem de Güneş Sistemi’ndeki Kuiper kuşağını andıran disklerle çevrili. Nihayet Beta Pictoris’in gezegeninin de belirlenmesiyle bu yöntem de umut verici gezegen avlama araçları arasında yerini almış oldu.

YILDIZ ÇEVRESİNDEKİ DİSKLER

Birçok yıldızın çevresinde uzay tozundan diskler bulunur. Bunlara “enkaz diski” de denir. Bu disklerin görünebilmesinin nedeni, yıldız ışığını soğurup daha sonra kızılatı ışınım olarak tekrar yaymaları. Bu toz zerreciklerinin toplam kütlesinin Dünyamızın kütlesinin çok altında olmasına karşın, sahip oldukları toplam yüzey alanı sayesinde kızılaltı dalga boylarında çevresinde dolandıkları yıldızdan daha parlak görünüyorlar. Hubble ve Spitzer uzay teleskopları tarafından gözlemlenebilen bu diskler Güneş’e görece yakın ve benzer kütlede olan yıldızların %15’inin çevresinde saptanmış.

Bu disklerdeki tozun kuyrukluyıldız ve asteroidler arasındaki çarpışmalardan kaynaklandığı düşünülüyor. Aslında yıldızdan gelen ışınım basıncının bu tozu görece kısa süre içinde uzaya püskürtmesi gerektiğinden, bunların süregelen varlığı, çarpışmalar sonucu sürekli olarak yeniden üretildikleri sonucuna götürüyor ve ana yıldızın çevresinde kuyrukluyıldız ve asteroid gibi küçük cisimlerin varlığının kanıtı olarak görülüyor. Örneğin, tau Ceti adlı yıldızın çevresindeki toz diski, Güneş’in çevresinde, Neptün’ün yörüngesinin dışında dolanan kaya ve buzdan cisimlerden oluşan Kuiper Kuşağının benzeri, ancak 10 kat daha kalın olan bir kuşağın varlığına işaret olarak görülüyor.

En fazla 20 milyon yıl yaşında genç bir yıldız olan Beta Pictoris’in çevresinde kuyrukluyıldızların varlığını gösteren işaretlere rastlanmış. Bu toz disklerinin asteroid ve kuyrukluyıldızlar gibi yıldızların oluşum artıkları arasındaki çarpışmalardan kaynaklandığı düşünülüyor.

Ayrıca, toz disklerinin yapısında gözlenen bazı özelliklerse, gezegen boyutlarında cisimlerin varlığına işaret olabiliyor. Bazı disklerin ortasında bir boşluk bulunması, onların daire biçimli olduklarını gösteriyor. Boşluğunsa, bir gezegenin, yıldızla arasında kalan tozu süpürmesiyle oluşmuş olabileceği düşünülüyor. Bazı disklerdeyse, bir gezegenin kütleçekim etkisiyle oluşmuş olabilecek topaklar izleniyor. Bu iki özellik de epsilon Eridani adlı yıldızın çevresinde gözleniyor ve daha önce radyal hız yöntemiyle belirlenmiş olan bir iç gezegene ek olarak, yıldızdan 40 astronomik birim uzaklıkta dolanan bir gezegenin varlığına işaret ediyor.

YOLDAKİ YÖNTEMLER

UZAYDAN GÖZLEM:

Uzaydan yapılan ölçümler daha duyarlı sonuçlar veriyor, çünkü atmosferin görüntü bozucu etkileri ortadan kalktığı gibi gözlem araçları, atmosferden geçemeyen kızılaltı dalgaboylarını da kullanabiliyor. Uzaydan yapılacak gözlemlerle, Dünya benzeri kayaç gezegenlerin keşfinin ötesinde bu gezegenlerin atmosfer yapılarfının incelenmesi ve yaşam işaretleri araştırılması hedefleniyor. NASA’nın 2009 Mart ayında fırlattığı Kepler uzay aracı, geçiş (transit) yöntemini kullanarak Kuğu (Cygnus Takımyıldızı bölgesinde 150.000 yıldızı aynı anda taradı; ama dört jiroskopundan ikisinin arızalanması üzerine konumunu sabitleyemediğinden gezegen avlama yeteneğini yitirdi. NASA şimdi bu uzay aracını başka görevlere seferber etmenin çarelerini araştırıyor.

NASA, Kepler’in görevini devralacak olan Transit Geçişli Güneşdışı Gezegen Araştırma Uydusu (Transiting Exoplanet Survey Satellite) adlı uzay aracını 2017 yılında fırlatmayı hedefliyor. Dünya’nın ve Ay’ın çevresinden geçen eliptik bir yörüngeye oturtulması planlanan araç, Uzayın 400’de 1’ini kaplayan bir bölgeyi tarayan Kepler’in aksine, tüm uzayı tarayacak. Araç bunu yapabilmek için devamlı aynı konumda kalmayacak, her ay başka bir bölgeye yönelecek. Bulduğu ilginç gezegenler, Dünya’da halen mevcut ve gelecek kuşak (20-30 m ayna çaplı) teleskoplarla incelemeye alınacak.

Avrupa Uzay Ajansı’nın Darwin ve NASA’nın Kayaç Gezegen Kaşifi (Terrestrial Planet Finder) adlarıyla ve girişimölçümü yöntemiyle birlikte çalışacak uydu takımı projeleri, teknolojik güçlükler ve maliyet sorunları nedeniyle iptal edilmiş bulunuyor.

ÖRTEN İKİLİ SİSTEM IŞIK ÖLÇÜMLERİ

İkili bir sistemdeki yıldızlar ortak çekim merkezinin çevresinde dolanırken bizim görüş açımızda birbirlerini perdeleyecek biçimde konumlanmışlarsa, buna bir “örten ikili” sistem deniyor. Yıldızlardan yüzeyi daha parlak olanı, eş yıldızın diski tarafından kısmen de olsa örtüldüğünde, ölçülen en düşük ışık değerli döneme “birincil tutulma” deniyor. Yarım yörünge dönüşü sonra daha parlak yüzeyli yıldız eşinin bir bölümünü örttüğünde de “ikincil tutulum” gerçekleşiyor.

Işığın bu en düşük olduğu zamanlar, tıpkı bir atarcanın atımları gibi düzenli bir döngü izliyor. Tek farkı, parlak ışık atımları yerine ışıktaki döngüsel azalışlar.

Eğer bu ikili sistemin çevresinde bir gezegen dolanıyorsa, eş yıldızlar, gezegenle olan ortak kütleçekim merkezinde bir dolanma hareketi yapacak ve ikilinin en düşük ışık değerinin zamanında da döngüsel bir kayma meydana gelecektir (en düşük ışık zamanı gecikecek, zamanında gerçekleşecek, zamanından önce gerçekleşecek, sonra yine gecikecek vb.) Bu döngüsel zaman kaymaları, ikili sistemler çevresinde dolanan gezegenlerin belirlenmesi için en güvenli yol sayılıyor.

YÖRÜNGE EVRESİ YANSIMA DEĞİŞİMLERİ

Bu yöntemde iş Kepler’e düşmüştü; ama artık bu da TESS’in sırtına kalmış görünüyor. Araç, asıl hedefi olan kayaç gezegenlerin yanı sıra, yıldızlarına çok yakında dolanan dev gezegenlerden yansıyan ışığı da gözleyecek. Böyle bir gezegenin Ay gibi karanlık ile dolunay arasında değişen evreleri olacağından, yıldızdan gelen ışıkta küçük de olsa böyle döngüsel değişimler, bir gezegenin habercisi olacak. Çünkü yansıyan ışığın evreleri, yörünge düzleminin eğiminden bağımsız olacak. Bu yöntemle gezegenin atmosferi konusunda bilgiler edinilebileceği de düşünülüyor.

KUTUPLANMA ÖLÇÜMÜ

Bir yıldızın yaydığı ışık kutuplanmış değildir; yani ışığın salınım yönleri rastgeledir. Ancak, ışık bir gezegenin atmosferinden yansıdığında , ışık dalgaları atmosferdeki moleküllerle etkileşir ve kutuplanır. Gezegenle yıldızın birlikte yaydıkları ışığın (gezegenin payı milyonda bir olur) incelenmesiyle bu ölçümler çok duyarlı biçimde yapılabilir. Kutuplanma ölçümü için kullanılan ve polarimetre diye adlandırılan aygıtlar, kutuplanmış ışığı algılayıp kutuplanmamış ışık demetlerini (yıldızın ışığı) reddetme yeteneğine sahipler. Halen ZIMPOL/CHEOPS ve PLANETPOL gibi işbirliği grupları polarimetrelerle Güneş dışı gezegen arayışındalarsa da henüz bu yöntemle keşfedilmiş bir gezegen bulunmuyor.

Yazının orijinali için, kurious.ku.edu.tr

Diğer Yazılar

Okuyucu Yorumları

Bir Cevap Yazın

Popüler İçerikler