 |
| Güneş dışı gezegen |
Güneş dışı gezegen, Güneş Sistemi'nin dışında ve başka bir yıldızın yörüngesinde bulunan gezegendir. 7 Mayıs 2013 itibarı ile 885 güneş ötesi gezegen (693 gezegen sistemi, 132 çoklu gezegen sistemi) algılanmış ve doğrulanmıştır. Bu gezegenlerin büyük bir çoğunluğu fiili görüntülemeden ziyade doğrudan olmayan çeşitli yöntemlerle saptandı. Bunların çoğu Jüpiter'i andıran şekilde büyük kütleli dev gezegenlerdir, bununla birlikte muhtemelen bu algılama teknolojisinin sınırlı olmasından kaynaklıdır. Henüz doğrulanmamış yeni saptamalar daha küçük dünyaların çok daha yaygın olduğu fikrini veriyor.
Güneş dışı gezegenler 19. yüzyılın ortasında bilimsel araştırma konusu haline geldi. Astronomlar genellikle bu gezegenlerin var olduklarını farzediyorlardı ancak ne kadar yaygın olduklarını ya da Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerle ne derecede benzerlik gösterdiklerini bilmiyorlardı. Doğrulanmış ilk keşif 1990'larda yapıldı ve 2000'den beri her yıl 15'ten fazla yeni keşif yapıldı. Keşif sıklığı 2007'de keşfedilen 67 gezegenle artış gösterdi. Tahminlere göre güneş benzeri yıldızların en az %10'u gezegenlere sahip ve gerçek oran çok daha yüksek olabilir.
Güneş dışı gezegenlerin keşfi dünya dışı yaşamla ilgili soruları şiddetlendirdi.Şu an için kırmızı cüce Gliese 581'in üçüncü gezegeni ve yörüngesi çevrelediği yıldızın yaşanabilir bir bölgesine yakın bulunan Gliese 581 d (Dünya'dan yaklaşık olarak 20 ışık yılı uzaklıkta) henüz keşfedilen muhtemel yerbenzeri gezegenlerin en iyi örneği olarak görünüyor. Bu katı koşullardan gidilirse gezegenin konumu yaşanabilir bölgenin dışında görünüyor, ancak sera etkisi gezegenin yüzey sıcaklığını yükselterek suyun varlığını destekleyebilir.
Keşif tarihi
Doğrulanmış keşifler
İlk yayımlanan ve sonrasında da doğrulanan keşif Kanadalı astronomlar Bruce Campbell, G. A. H. Walker ve S. Yang tarafından 1988'de yapıldı. Astronomların radyal hız gözlemleriGama Cephei yıldızının yörüngesindeki bir gezegenin varlığını işaret ediyordu.
Keşif yöntemleri
Gezegenler yörüngesinde dolandıkları yıldızlara oranla oldukça zayıf ışık kaynaklarıdır. Görünür dalga boylarında gezegenler yıldızların parlaklığının milyonda birinden daha az parlaklığa sahiptir. Bu derece zayıf bir ışık kaynağını tespit etmenin esas zorluğuna ek olarak yıldız onu temizleyen bir parlaklığa sebep olur.
Bu sebeplerden dolayı şimdiki teleskoplar sadece istisnai durumlarda doğrudan görüntüleme yapabilirler. Özellikle gezegen büyükse (Jüpiter'den epeyce büyükse), yörüngesinde bulunan yıldıza oldukça mesafeliyse ve kızılötesi ışın yayınlayabilecek kadar sıcaksa mümkün olabilir.
Bilinen güneş sistemi dışındaki gezegenlerin çok büyük bir kısmı dolaylı yöntemler yoluyla keşfedildi:
- Gökölçüm (Astrometri): Gökölçüm gökyüzündeki yıldızların konumlarının kesin bir şekilde ölçülmesi ve yıldızın zaman içinde değişen konumlarıyla oluşan yolların gözlemlenmesini kapsar. Eğer yıldızın yörüngesinde bir gezegen varsa, gezegenin kütle çekimsel etkisi yıldızın kendi kütle merkezi etrafında küçük dairesel veya eliptik bir yörüngede hareket etmesine sebep olacaktır (sağdaki animasyona bakınız).
- Radyal hız ve Doppler yöntemi: Yıldızın Dünya'ya yaklaşırken veya uzaklaşırken sahip olduğu radyal hızdaki (yıldızın Dünya'ya göre olan radyal hızı) değişkenlikler yıldızın Doppler etkisisebebiyle meydana gelen spektral çizgilerindeki yer değişiminden çıkarılabilir.Bu açık ara kullanılan en verimli yöntemdir.
- Geçiş yöntemi: Eğer bir gezegen yörüngesinde bulunan yıldızın tekerinin önünden geçerse yıldızın gözlenen parlaklığında küçük bir miktar düşüş olur. Bu miktar gezegenin ve yıldızın boyutlarına bağlıdır.
- Kütleçekimsel mikromercekleme: Mikromercekleme yıldızın gravitasyonel alanının arkadaki yıldızın ışığını bükerek (mercek gibi) odaklamasıyla meydana gelir. Öndeki yıldızın yörüngesinde bulunan muhtemel bir gezegen mercekleme olayındaki ışık eğrisinde algılanabilecek anormalliklere sebep olabilir.
- Örten ikili: Bir örten çift yıldız sisteminde gezegen ileri geri giderken minimumlardaki değişikliklerin bulunmasıyla algılanabilir. Çift yıldız sistemlerindeki gezegenlerin bulunmasında en güvenilir yöntem budur.
- Yörünge evresi: Ay ve Venüs gibi güneş dışı gezegenlerin de evreleri vardır. Yörünge evreleri yörüngenin eğim açısına bağlıdır. Yörünge evreleri üzerinde çalışılmasıyla bilim insanları gezegenlerin atmosferlerindeki parçacık boyutlarını hesaplayabilirler.
- Polarimetri: Yıldız ışığı atmosferik moleküllerle etkileştiğinde polarize olurlar. Bu durum polarimetre ile bulunabilir. Şimdiye kadar bir gezegen üzerinde bu yöntem ile çalışma yapıldı.
Birkaç istisnai durum sayılmazsa, bilinen bütün güneş dışı gezegen adayları yer konuşlu teleskopların kullanılmasıyla bulundu. Bununla birlikte yöntemlerin çoğu, teleskopların hareketli atmosferin yukarısına yerleştirilmesiyle daha iyi sonuç verebilirler. COROT (Aralık 2006'da fırlatıldı) güneş dışı gezegen araştırmasına tahsis edilen tek aktif uzay projesidir. Hubble Uzay Teleskobu da birkaç gezegen buldu veya doğruladı. Bunun dışında Kepler, New Worlds Mission, Darwin, Space Interferometry Mission, Terrestrial Planet Finder ve PEGASE gibi birçok planlanan ve önerilen uzay projeleri de mevcuttur.
Adlandırma
Güneş dışı gezegenleri adlandırmanın en yaygın yolu, küçük farklar dışında çift yıldızlarınki ile benzerdir (yıldızlar için bir büyük harf kullanılırken gezegenler için küçük harf kullanılır). Yıldızın isminin sonuna sistemde bulunan birinci gezegen için "b" harfi kullanılır (51 Pegasi b). Sistemde bulunan bir sonraki gezegen alfabenin bir sonraki harfi ile işaretlenir. Örneğin 51 Pegasi çevresinde bulunan diğer gezegen "51 Pegasi c" sonraki de "51 Pegasi d" adlarıyla listelenebilir. Eğer iki gezegen aynı zaman zarfında keşfedilmişse yıldıza en yakın olanı sıradaki harfi alır. Örneğin Gliese 876 sisteminde en son keşfedilen gezegen yıldıza Gliese 876 b ve Gliese 876 c'den daha yakın olmasına rağmen Gliese 876 d adıyla anılır. 55 Cancri f gezegeni şu anda adında "f" bulunan ilk ve tek gezegendir (55 Cancri sisteminde bulunan beşinci gezegen). Şimdilik "f"nin ötesinde kullanılan başka bir harf yoktur.
Sadece iki gezegen sisteminde "olağan dışı" bir şekilde isimlendirilmiş gezegenler bulunur. 1995'te 51 Pegasi b'nin keşfinden önce iki atarca gezegen (PSR B1257+12 B ve PSR B1257+12 C) ölü yıldızlarının pulsar zamanlamasıyla bulundular. Ozamanlarda gezegen isimlendirmenin resmi bir yolu olmadığından gezegenler (günümüzdekine benzer bir şekilde) B ve C olarak anıldılar. Ancak adlandırmada, muhtemelen çift yıldızlar için uygulanan yolla, büyük harfler kullanılmıştı. Üçüncü bir gezegen keşfedildiğinde PSR B1257+12 A olarak isimlendirildi (kullanılan mantık basitçe bu gezegenin diğer ikisine oranla yıldıza daha yakın olmasından kaynaklıdır).Bazı adlandırmalarda (genellikle bilim kurguda) gezegenin yıldıza göre konumları göz önüne alınarak Roma rakamları kullanılır, ancak yukarıdaki sebepten bu pratik bir yöntem değildir.
Eğer bir gezegen çift yıldız olmayan bir sistemin etrafında dönüyorsa yıldızın harfi gezegenin adına eklenir. Eğer gezegen sistemdeki ilk yıldızın yörüngesinde dönüyorsa ve ikincil yıldızlar gezegenden sonra keşfedilmiş veya birincil yıldıza ve gezegene göreli olarak uzaksa isim genellikle ihmal edilir. Örneğin Tau Boötis b bir çift yıldız sisteminin yörüngesindedir, ancak ikincil yıldız hem daha sonra keşfedildiği için hem de gezegene ve birincil yıldıza uzak olduğu için "Tau Boötis Ab" terimi neredeyse hiç kullanılmaz. Ancak (16 Cygni Bb ve 83 Leonis Bb gibi durumlarda) eğer gezegen sistemdeki ikincil yıldızın yörüngesindeyse yıldızın adı her zaman kullanılır. Bazı gezegenler Güneş Sistemi'ndeki gezegenlere benzer ancak resmi olmayan adlar almışlardır. Bu gezegenlerin en meşhurlarından bazıları; Osiris (HD 209458 b), Bellerophon (51 Pegasi b) ve Methuselah (PSR B1620-26 b) şeklinde isimlendirilmiştir.
Tanım
Uluslararası Astronomi Birliği'nin gezegen tanımına göre bir gezegen bir yıldızın yörüngesinde dönmelidir.Bununla birlikte UAB'nin şu andaki gezegen tanımı sadece bizim güneş sistemimizi hesaba katar ve bütün güneş dışı gezegenler şimdilik bu tanımdan ayrı tutulur Güneş dışı gezegenin tanımı takip eden kriterlerle 2001'de belirlendi ve son olarak 2003'te modifiye edildi:
Ayrıca boşlukta dolanan (herhangi bir yıldızın yörüngesinde bulunmayan) ve "başıboş gezegen" ya da "yıldızlararası gezegen" olarak anılan gezegenimsi kütleye sahip cisimler de rapor edildi. Ancak bu cisimler "gezegen" tanımına uymadıkları için bu maddenin konusu değillerdir.
Genel özellikleri
Yıldız karakteristikleri
En bilinen Güneş dışı gezegenler kabaca Güneş'e benzeyen F, G veya K spektral sınıfındaki anakol yıldızlarının yörüngesindedirler. Bu da basitçe gezegen araştırma programlarının bu tür yıldızlar üzerinde yoğunlaşmasının sebeplerinden biridir. Ancak bu hesaba katıldığında bile istatiksel analizler düşük kütleli yıldızların (M spektral sınıfından kırmızı cüce) gezegene sahip olma ihtimalinin de düşük olduğunu veya sahip olanların da gezegenleri daha düşük kütleye sahip olacağı için tespit edilmesinin zor olacağını gösterir. Spitzer Uzay Teleskobu tarafından yapılan son gözlemler, "O" spektral sınıfındaki yıldızların Güneş'ten çok daha sıcak olduğunu ve photo-evaporationetkisine yol açan bu özelliğin de gezegen oluşumunu engellediğini gösteriyor.
Yıldızlar başlıca hidrojen ve helyum gibi hafif elementlerden oluşurlar. Ayrıca küçük kesirlerde, demir gibi ağır elementler içerirler. Bu kesir miktarına yıldızın metalliği denir. Metalliği yüksek olan yıldızların gezegene sahip olma ihtimali daha yüksektir ve bunlar daha düşük metalliğe sahip yıldızlara göre daha fazla kütleye sahip olma eğilimindedir.
Titiz spektral gözlemlerde F2 sınıfı yıldızlarından sonra dönme hızının aniden düştüğü bulundu. Güneş'in G sınıfından bir yıldız olduğu dikkate alınmalıdır (F2'den sonra). Güneş Sistemi'nin açısal momentumunun yüzde doksan sekizi gezegenlerin yörüngesel hareketlerinden kaynaklanır. Yalıtılmış bir sistemde açısal momentum ve tabii Güneş'e ait yüzde ikilik oran korunmalıdır.
Ölçülmüş özellikler
Bilinen güneş dışı gezegen adaylarının çoğu doğrudan olmayan yöntemlerle keşfedildi, dolayısı ile onlara ait sadece belli başlı fiziksel ve yörüngesel parametreler belirlenebildi. Radyal hız metodu ile yörünge eğikliği dışında,yörünge süresi, yarı büyük eksen, dışmerkezlik, açısal uzaklık, periapsis boylamı, enberi zamanı da dahil bütün yörünge elemanları bulundu. Bilinmeyen yörünge eğikliğinin sebebi kütleni bilinmemesi ile ilgilidir, bu yüzden genellikle sadece minimum kütle değeri verilir.
Hiç yorum yok:
Yorum Gönder
Teşekkürler