Artık iyice anladık ki, bırakın bize uçsuz bucaksız gelse de kimilerine

Artık iyice anladık ki, bırakın bize uçsuz bucaksız gelse de kimilerine göre
sonsuz sayıdakinden yalnızca bir tanesi olan, gökadamız Samanyolu’nda bile
yalnız değiliz. GüneĢ Sistemimiz dıĢında keĢfedilen gezegenlerin sayısı, 2013
yılı sonu itibariyle bine yaklaĢtı. Üç bin beĢ 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 yaĢama izin verecek uzaklıklarda dolaĢıyorlar. Gökbilimciler, bu
heyecan verici keĢifleri yaratıcı yöntemler kullanarak yapıyorlar. ĠĢte belli
baĢlıları:
RADYAL HIZ YÖNTEMĠ:
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
görüĢ yönümüzdeyse, yıldız gözlemciye göre
düzenli aralıklarla hafifçe yaklaĢıp uzaklaĢır.
Bu hareket Doppler etkisi denen bir süreçle
yıldızın saçtığı ıĢığın tayfında küçük
değiĢimlere yol açar. Yıldız bize yaklaĢırken,
ıĢığının tayfı daha kısa dalga boylarına,
maviye doğru kayar. UzaklaĢtığındaysa daha
uzun dalga boylarına, tayfın kırmızı bölgesine
doğru kayar. ĠĢte çok duyarlı algılayıcılarla
yıldızın ıĢığındaki bu düzenli “kaymaları”
saptayan gökbilimciler, çevrede dolanan bir
gezegenin varlığını belirlerler.
Spektrometre (tayfölçer) denen bu aygıtların en geliĢkinleri, saniyede 1 metre ölçeğindeki hız
değiĢimlerini bile saptayabiliyor. Doppler spektroskopisi (tayfölçümü) olarak da bilinen bu
yöntem, gezegen avcılığında kullanılanların en baĢarılı olanlardan biri. Kepler teleskopu
“transit geçiĢ” yöntemiyle rekor üzerine rekor kırmadan önce, keĢfedilen GüneĢ dıĢı
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 GüneĢ’ten
yalnızca 160 ıĢıkyılına (1 ıĢıkyılı, ıĢığın boĢlukta bir yılda aldığı yol, yaklaĢık 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 ıĢığın tayfından belirlenebiliyor. Çünkü yaydığı ıĢığın
rengi, yüzeyinin sıcaklığının bir türevi (Bkz: Yıldız Sınıfları). Yıldız oluĢumu ve geliĢmesiyle
ilgili kuramsal modeller de yıldızın sıcaklığından, kütlesi, yaĢı 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, görüĢ çizgimize dike yakın yörüngelerde
dolanıyorlarsa belirlenen kütlesi gerçeğine daha yakın oluyor. Radyal hız yöntemi, geçiĢ
(transit) yöntemiyle gezegen keĢiflerini doğrulamak için de kullanılıyor. Her iki yöntem
birlikte kullanıldığında varlığı belirlenen gezegenin kütlesi de duyarlı biçimde ölçülebiliyor.
ASTROMETRĠ YÖNTEMĠ:
Peki yıldızın yalpası bize doğru değil de yanlara doğruysa, bir baĢka deyiĢle gezegenin
yörünge düzlemi bakıĢ açımıza dikse; yani olası yörünge düzlemine tepeden bakıyorsak?
Tabii, yıldızın ortak kütleçekim merkezi çevresindeki dairesel ya da eliptik yörünge hareketi,
gezegeni olup olmadığı konusunda iĢaret 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 keĢiflerinin doğru
olmadığı anlaĢılmıĢ
bulunuyor.
Ama yöntemin baĢka
bir kullanılıĢ biçimi de
var. Gökbilimcilere
düĢen, çevresinde
gezegen
barındırdığından
kuĢkulanılan 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
değiĢebilir.
Bir gezegenin varlığına iĢaret eden yalpa, hedef yıldızın referans yıldıza düzenli olarak
yaklaĢıp uzaklaĢmasıyla belirlenir ve derecesi ölçülür. Yine de yıldızın konumundaki değiĢim
öylesine ufak oluyor ki, yeryüzündeki en geliĢkin teleskoplarla bile yeterince duyarlı ölçümler
yapılamıyor. Ama Hubble Uzay Teleskopu, 2002 yılında daha önce Gliese 876 adlı bir
yıldızın çevresinde keĢfedilmiĢ olan bir gezegenin özelliklerini, astrometri yöntemiyle
belirledi.
Bu kısıtlara karĢılık astrometri, yönteminin potansiyel bir avantajı, özellikle uzak
yörüngelerde dolanan gezegenlerin belirlenmesi için elveriĢli olması. Bu özelliği, onu daha
yakın yörüngelere duyarlı yöntemler için bir yardımcı durumuna taĢıyor.
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.
GEÇĠġ (TRANSĠT) YÖNTEMĠ:
Önünden geçen bir gezegen, izlenen
yıldızın ıĢığında azalmaya neden
olur. Duyarlı ıĢık ölçümleriyle
yıldızın ıĢığındaki döngüsel
azalmalar incelenerek, çevresinde
dolaĢan bir gezegenin varlığı
belirlenebilir. Bu yöntemin, radyal
hız ve astrometri yöntemlerine
kıyasla avantajı, gezegenin
büyüklüğünü (çapını) ortaya
koyması. Bu, anahtar bir parametre.
ġöyle 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 bileĢimleri hakkında
bilgiler de veriyor. Gezegen,
yıldızının önünden geçerken
atmosferindeki gazlar, yıldız ıĢığının
tayf çizgilerinden bazılarını
soğuruyor. Bu çizgilerin yeri ve
kalınlığı, gezegen atmosferindeki
gaz ve deriĢimlerini gösteriyor.
Ayrıca gezegen atmosferinden
geçen ya da üstünden yansıyan
yıldız ıĢığının kutuplanması
ölçülerek de bir gezegen atmosferinin (dolayısıyla da gezegenin) varlığı belirlenebilir.
Ek bir avantaj da, gezegenin ıĢınımının ölçülebilmesi. Ġkincil örtüĢ (gezegenin yıldızın
arkasına geçtiği durum) sırasında yıldızın fotometrik Ģidddeti (parlaklık değeri) ikincil örtüĢ
öncesi ya da sonrası değerden çıkarılacak olursa, elde yalnızca gezegenden gelen değer kalır.
Böyle olunca da gezegenin yüzey sıcaklığı, hatta üzerinde bulut oluĢumunun 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 geçiĢ yöntemiyle Dünya’dan birkaç kat büyük gezegenler bulmak
üzere duyarlı gözlemler yapması için uzaya gönderdiği COROT aracı da iki gezegen keĢfetti.
Ancak, transit yönteminin tartıĢmasız
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 kesinleĢti. Kepler’in verileri,
Samanyolu’ndaki gezegenlerin
çoğunun Dünya’nınkine yakın
kütlelerde küçük gezegenler olduğunu
ve bunlardan yıldızlardan sıvı suyun
varolabileceği uzaklıklardaki “yaĢam kuĢakları” içinde dolananların sayısının on milyarları
bulabileceğini gösterdi.
Ancak yöntemin iki de
önemli dezavantajı var: Ġlk
olarak bu yöntemle gezegen
saptanabilmesi için,
gezegenin yörünge
düzleminin gözlemcinin
görüĢ çizgisiyle aynı
düzlemde olması gerekir.
Yani gözlemcinin yörüngeyi
yalnızca kenarından, bir
çizgi halinde izleyebilmesi
gerekir ki, böyle bir dizilim
olasılığı son derece düĢük.
Bir gezegenin yıldızın
ekvatorunu izleyerek geçiĢ
yaparken izlenebilme
olasılığı, matematiksel olarak yıldızın çapının gezegen yörüngesinin çapına olan oranıyla
belirleniyor. Küçük yörüngelere sahip gezegenlerin ancak %10 kadarı yıldızın ekvator
düzlemini izleyerek geçiĢ yaparken gözlenebiliyor. Bu yüzde, daha geniĢ yörüngeli
gezegenler için daha da azalıyor. GüneĢ benzeri bir yıldızın 1 Astronomik birim (dünyaGüneĢ uzaklığı, ya da 150 milyon km) uzaklıktan böyle izlenebilir bir transit geçiĢ yapması
olasılığı % 0.47. Ancak binlerce hatta yüzbinlerce yıldızı bir anda gözlemleyen transit geçiĢ
aramalarında bulunan gezegenlerin sayısı, radyal hız yöntemiyle keĢfedilenlerin sayısından
daha fazla olabilir. Buradaysa bir baĢka sorun var: Saptanan gezegenlerin hangi yıldıza ait
olduğu belirlenemiyor.
Ġkinci bir sorunsa, bu yöntemin güvenilirliğinin az olması nedeniyle, keĢiflerin radyal hız
yöntemiyle de incelenerek sonucun doğrulanmasını gerektirmesi.
ATARCA
KRONOMETRESĠ
YÖNTEMĠ:
Atarca, özel bir nötron
yıldızı çeĢidi. Nötron
yıldızları, dev yıldızların
kısa ömürlerini
noktalayan süpernova
patlamalarının bir ürünü.
Dev yıldızın merkezi
daha fazla enerji
üretemeyip kendi
üzerine çöküyor ve
oluĢan Ģok dalgası yııldızın dıĢ katmanlarını süpernova patlamasıyla uzaya savuruyor.
YaklaĢık 1,5 GüneĢ kütlesindeki merkez de öylesine sıkıĢıyor ki, 12-20 kilometre çapında
(orta büyüklükteki bir kent çapı) bir küre haline geliyor. Yıldızın çöküĢü, orijinal yıldızın
kendi ekseni etrafındaki dönüĢünü öylesine hızlandırıyor ki, nötron yıldızı kendi çevresindeki
bir turunu artık milisaniye düzeylerinde tamamlıyor. Bu dönüĢ, 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 ıĢınımı
yayıyorlar.
Böyle radyo ıĢınımı yapan nötron yıldızlarına atarca (pulsar) deniyor. Nedeni, genelde
manyetik kutupların ekseninin çoğu kez yıldızın dönüĢ ekseninden ayrı konumda olması (tıpkı
Dünyamızdaki manyetik kutup ve coğrafi kutbun örtüĢmüyor olması gibi). Böyle olunca da
manyetik kutup, nötron yıldızının dönüĢüyle coğrafi kutup etrafında bir daire çiziyor. Bu
dairenin bir noktası da Dünyamızın yüzeyindeki güçlü radyoteleskoplardan birinin görüĢ
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 değiĢimlerin 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 elveriĢli. Ayrıca, bir gezegen sistemi içindeki karĢılıklı kütleçekim
etkileĢmelerini 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 kuĢkulu. Hele bulunsa bile bunların üzerinde “bizim bildiğimiz türden”
yaĢamın ortaya çıkması, atarcaların yaydığı çok yüksek enerjili parçacık ve ıĢınım nedeniyle
olanaksız.
MĠKROMERCEKLENME YÖNTEMĠ:
Olası bir gezegeni belirlemek için bir yıldızı gözlemlediğimizi düĢünelim: Yıldızın geri
planındaki yıldızlardan biri de görüĢ alanımız içinde. Birden, arkadaki yıldızın ıĢığının bir
süre parlaklaĢtığını ve bir süre sonra eski parlaklığına döndüğünü gözlüyoruz. Artık alarmı
verip gezegeni daha sistematik biçimde arayabiliriz. Çünkü çok Ģanslıyız ve bir
mikromerceklenme olayına tanık olduk. Arkadaki yıldızdan gelen ıĢık, bizim görüĢ
yönümüzdeki bir cismin kütleçekimi nedeniyle büküldü. Einstein’ın genel görelilik kuramına
göre bizim kütleçekimi diye algıladığımız Ģey, uzay-zamanın eğriliğinin bir etkisi. Kütlesi
olan her cisim, uzay zamanı büküyor. Arkadaki yıldızdan gelen ıĢık fotonları da bu bükülmüĢ
uzayın eğriliğini izleyerek yön değiĢtiriyor. Yani, daha fazla sayıda foton, bizim yönümüze
doğru gelmeye baĢlıyor, bir baĢka deyiĢle odaklanıyor. Böyle olunca da arkadaki yıldızın
parlaklığında artıĢ oluyor.
Yalnız iĢler bu kadar basit değil. Mikromerceklenme, Einstein’ın bir düĢünce deneyinin ürünü
olan ve birçok kez gözlemle doğrulanmıĢ olan “kütleçekimsel merceklenme” olgusunun bir
türü. Aradaki “kütleçekim merceği” bir gökada, hatta gökadalar kümesi olduğunda, arkasında
gizlenmiĢ ve doğrudan göremediğimiz “kaynak”, tabii ki baĢka bir gökada kadar büyük bir
kaynak oluyor. Ve aradaki “mercek”, kaynaktan gelen ıĢığı büktüğünden merceğin
çevresinde (gözlemci-mercek-kaynak dizilimindeki ufak farklara göre) kaynağın çember
parçaları Ģeklinde uzamıĢ ve (parlaklaĢmıĢ) farklı görüntüleri ortaya çıkıyor. Dünya’daki
gözlemci, mercek gökada ya da küme ve arkasındaki kaynak gökada arasındaki dizilim
binlerce hatta milyonlarca yıl fazla değiĢmediğinden, 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 baĢlıyor. Bir kere gözlemci-mercek-kaynak diziliminde, kaynağın merceğin
arkasında ve çok az üzerinde olması gerekiyor. Böyle bir dizilimde merceklenme etkisi,
kaynağın yalnızca yay biçiminde odaklanmıĢ iki görüntüsünü oluĢturuyor; ama bu iki yay
arasındaki mesafe öylesine küçük oluyor ki, bunları Dünyamızdaki en geliĢkin teleskoplarla
bile ayrı ayrı görebilmek mümkün olmuyor. Sonuçta, iki ayrı görüntü, üst üste binmiĢ tek bir
görüntü gibi algılanıyor. “Mikromerceklenme” adı da iki yay arasındaki uzaklığın
görüntülenemeyecek kadar küçük olmasından kaynaklanıyor.
Bir baĢka 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 düĢük olduğundan, bu yöntemle anlamlı sayıda bir
gezegen yakalayabilmek için çok büyük sayılarda uzak yıldızın aynı anda ve sürekli olarak
gözlenmesi gerekiyor. 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 –
SıradıĢı Merceklenmeleri
AraĢtırma Ağı)/RoboNET
gibi ortak çalıĢma grupları
kurarak, gözlem araçlarını
gökadamız Samanyolu’nun
çok yoğun merkez
bölgesiyle, güney
gökkürede Samanyolu’nun
uydu gökadaları olan
Büyük ve Küçük Magellan
Bulutları’na çevirmiĢ
bulunuyorlar.AraĢtırmalard OGLE grubu tarafından mikromerceklenme yöntemiyle 2003yılında keĢfedilen gezegen
a şimdiye kadar en az iki
OGLE-003-BLG-235/MOA ve ancak iki yıl sonra keĢfedilebilen yıldızı.
kesinleĢmemiĢ, iki de
kesinleĢmiĢ gezegen adayı saptanmıĢ durumda.
Yöntemin açık bir sorunu, sözkonusu sıralama bir daha gerçekleĢemeyeceği için
mikromerceklenme olayının tekrarlanamayan, bir seferlik bir olgu olması ve dolayısıyla
inceleme için yeterli zaman bırakmaması. Ayrıca, ortaya çıkan gezegenler binlerce parsek
uzakta olduklarından, keĢfin öteki yöntemler kullanılarak doğrulanamaması (1 parsek, 3,26
ıĢıkyılına karĢılık gelen ve gökbilimde uzak mesafeler için kullanılan bir uzunluk ölçüsü.
Kiloparsek, 1000 parsek, yani 3260 ıĢıkyılı).
MASKELEME (OPTĠK MÜDAHALE) YÖNTEMĠ:
Bir yıldızın yaydığı ıĢık, çevresinde dolanan bir gezegenin üzerinden yansıyan ıĢıktan,
binlerce, hatta milyonlarca kez daha parlak olduğundan, normalde gezegenden yansıyan ıĢık
görünemez. Ancak, teleskoplara konan ve koronograf denen bir opak (ıĢık geçirmeyen)
maskeyle yıldızın yaydığı ıĢık perdelenirse, yakınındaki gezegenlerin zayıf ıĢığı 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
ıĢınım 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 keĢiflerden 13 Kasım 2008’de duyurusu yapılan üçlü güneĢ sistemi,
yeryüzündeki büyük çaplı teleskoplardan Keck ve Gemini teleskoplarıyla yapılan gözlemlerde
keĢfedilmiĢti. Aynı gün Hubble Uzay Teleskopu’nun da Fomalhaut çevresindeki 3 Jüpiter
kütlesindeki gezegeni belirlediği açıklanmıĢtı. Her iki sistem de GüneĢ Sistemi’ndeki Kuiper
kuĢağını andıran disklerle çevrili. Nihayet Beta Pictoris’in gezegeninin de belirlenmesiyle bu
yöntem de umut verici gezegen avlama araçları arasında yerini almıĢ oldu.
YILDIZ ÇEVRESĠNDEKĠ DĠSKLER
Birçok yıldızın çevresinde uzay tozundan diskler bulunur. Bunlara “enkaz diski” de denir. Bu
disklerin görünebilmesinin nedeni, yıldız ıĢığını soğurup daha sonra kızılatı ıĢınım olarak
tekrar yaymaları. Bu toz zerreciklerinin toplam kütlesinin Dünyamızın kütlesinin çok altında
olmasına karĢın, sahip oldukları toplam yüzey alanı sayesinde kızılaltı dalga boylarında
çevresinde dolandıkları yıldızdan daha parlak görünüyorlar. Hubble ve Spitzer uzay
teleskopları tarafından gözlemlenebilen bu diskler GüneĢ’e görece yakın ve benzer kütlede
olan yıldızların %15’inin çevresinde saptanmıĢ.
Bu disklerdeki tozun kuyrukluyıldız ve asteroidler arasındaki çarpıĢmalardan kaynaklandığı
düĢünülüyor. Aslında yıldızdan gelen ıĢınım basıncının bu tozu görece kısa süre içinde uzaya
püskürtmesi gerektiğinden, bunların süregelen varlığı, çarpıĢmalar 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, GüneĢ’in çevresinde, Neptün’ün yörüngesinin dıĢında dolanan kaya ve
buzdan cisimlerden oluĢan Kuiper KuĢağının benzeri, ancak 10 kat daha kalın olan bir
kuĢağın varlığına iĢaret 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 iĢaret olabiliyor. Bazı disklerin ortasında bir boĢluk bulunması, onların daire biçimli
olduklarını gösteriyor. BoĢluğunsa, bir gezegenin, yıldızla arasında kalan tozu süpürmesiyle
oluĢmuĢ olabileceği düĢünülüyor. Bazı disklerdeyse, bir gezegenin kütleçekim etkisiyle
oluĢmuĢ olabilecek topaklar izleniyor. Bu iki özellik de epsilon Eridani adlı yıldızın
çevresinde gözleniyor ve daha önce radyal hız yöntemiyle belirlenmiĢ olan bir iç gezegene ek
olarak, yıldızdan 40 astronomik birim uzaklıkta dolanan bir gezegenin varlığına iĢaret 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 keĢfinin
ötesinde bu gezegenlerin atmosfer yapılarfının incelenmesi ve yaĢam iĢaretleri araĢtırılması
hedefleniyor.
NASA’nın 2009 Mart ayında fırlattığı Kepler uzay aracı, geçiĢ (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 Ģimdi bu uzay aracını baĢka görevlere seferber etmenin çarelerini
araĢtırıyor.
NASA, Kepler’in görevini
devralacak olan Transit GeçiĢli
GüneĢdıĢı Gezegen AraĢtırma
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 baĢka bir
bölgeye yönelecek. Bulduğu ilginç
gezegenler, Dünya’da halen mevcut
ve gelecek kuĢak (20-30 m ayna
çaplı) teleskoplarla incelemeye
alınacak.
Avrupa Uzay Ajansı’nın Darwin
ve NASA’nın Kayaç Gezegen
KaĢifi (Terrestrial Planet Finder)
adlarıyla ve giriĢimölçümü
yöntemiyle birlikte çalıĢacak uydu
takımı projeleri, teknolojik
güçlükler ve maliyet sorunları
nedeniyle iptal edilmiĢ bulunuyor.
ÖRTEN ĠKĠLĠ SĠSTEM IġIK ÖLÇÜMLERĠ
Ġkili bir sistemdeki yıldızlar ortak çekim merkezinin çevresinde
dolanırken bizim görüĢ açımızda birbirlerini perdeleyecek
biçimde konumlanmıĢlarsa, buna bir “örten ikili” sistem deniyor.
Yıldızlardan yüzeyi daha parlak olanı, eĢ yıldızın diski
tarafından kısmen de olsa örtüldüğünde, ölçülen en düĢük ıĢık
değerli döneme “birincil tutulma” deniyor. Yarım yörünge
dönüĢü sonra daha parlak yüzeyli yıldız eĢinin bir bölümünü
örttüğünde de “ikincil tutulum” gerçekleĢiyor.
IĢığın bu en düĢük olduğu zamanlar, tıpkı bir atarcanın atımları
gibi düzenli bir döngü izliyor. Tek farkı, parlak ıĢık atımları
yerine ıĢıktaki döngüsel azalıĢlar. Eğer bu ikili sistemin
çevresinde bir gezegen dolanıyorsa, eĢ yıldızlar, gezegenle olan
ortak kütleçekim merkezinde bir dolanma hareketi yapacak ve ikilinin en düĢük ıĢık değerinin
zamanında da döngüsel bir kayma meydana gelecektir (en düĢük ıĢık zamanı gecikecek,
zamanında gerçekleĢecek, zamanından önce gerçekleĢecek, sonra yine gecikecek vb.) Bu
döngüsel zaman kaymaları, ikili sistemler çevresinde dolanan gezegenlerin belirlenmesi için
en güvenli yol sayılıyor.
YÖRÜNGE EVRESĠ YANSIMA DEĞĠġĠMLERĠ
Bu yöntemde iĢ Kepler’e düĢmüĢtü; ama artık bu da TESS’in sırtına kalmıĢ görünüyor. Araç,
asıl hedefi olan kayaç gezegenlerin yanı sıra, yıldızlarına çok yakında dolanan dev
gezegenlerden yansıyan ıĢığı da gözleyecek. Böyle bir gezegenin Ay gibi karanlık ile dolunay
arasında değiĢen evreleri olacağından, yıldızdan gelen ıĢıkta küçük de olsa böyle döngüsel
değiĢimler, bir gezegenin habercisi olacak. Çünkü yansıyan ıĢığın evreleri, yörünge
düzleminin eğiminden bağımsız olacak. Bu yöntemle gezegenin atmosferi konusunda bilgiler
edinilebileceği de düĢünülüyor.
KUTUPLANMA ÖLÇÜMÜ
Bir yıldızın yaydığı ıĢık kutuplanmıĢ değildir; yani ıĢığın salınım yönleri rastgeledir. Ancak,
ıĢık bir gezegenin atmosferinden yansıdığında , ıĢık dalgaları atmosferdeki moleküllerle
etkileĢir ve kutuplanır.
Gezegenle yıldızın birlikte yaydıkları ıĢığın (gezegenin payı milyonda bir olur)
incelenmesiyle bu ölçümler çok duyarlı biçimde yapılabilir. Kutuplanma ölçümü için
kullanılan ve polarimetre diye adlandırılan aygıtlar, kutuplanmıĢ ıĢığı algılayıp
kutuplanmamıĢ ıĢık demetlerini (yıldızın ıĢığı) reddetme yeteneğine sahipler. Halen
ZIMPOL/CHEOPS ve PLANETPOL gibi iĢbirliği grupları polarimetrelerle GüneĢ dıĢı
gezegen arayıĢındalarsa da henüz bu yöntemle keĢfedilmiĢ bir gezegen bulunmuyor.
RaĢit Gürdilek
17 Aralık 2013
KAYNAK:
Methods of Detecting Extrasolar Planets, Wikipedia .org
ETĠKETLER:
“GüneĢ dıĢı gezegen”, “radyal hız”, astrometri, “transit geçiĢ”, transit