Güneş dışı gezegen nasıl bulunur?

Bundan 15 yıl öncesine kadar evrende tek tük bulunduğuna inanılan gezegenler, Güneş’in görece çok yakınlarında bile yüzlercesiyle ortaya çıkmaya başladı. Ancak bunların çoğu Jüpiter kütlesinde ya da daha büyük olsa da, yine de yıldızlarına göre çok küçük, kendileri ışık yaymıyor, yansıttıkları ışık da yıldızların kör edici parlaklıktaki ışığı içinde kayboluyor.

Ama tüm bunlar, kendilerini Güneş-dışı dünyaları arayan gökbilimcileri durduramıyor. Gezegen avcıları, şimdiye kadar belirlenen 450’nin üzerinde gezegeni ortaya çıkarmak için farklı yöntemlerden yararlandılar.

Bu yöntemlerden bazıları, keşfedilen gezegenlerin özelliklerini de ortaya koyuyor.

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”. Bu yalpa bizim görüş yönümüzdeyse, yıldız gözlemciye göre düzenli aralıklarla hafifçe yaklaşıp uzaklaşır. Bu da, 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. Bizden uzaklaştığındaysa daha uzun dalga boylarına, yani tayfın kırmızı bölgesine doğru kayar. İşte çok duyarlı algılayıcılarla yıldızın ışığındaki bu düzenli “kaymaları” saptayan gökbilimciler, bir gezegenin varlığını belirlerler. Spektrometre (tayfölçer) denen bu aygıtların en gelişkinleri, saniyede 1 metre ölçeğindeki hız değişimlerini bile saptayabiliyor.

Şimdiye kadar keşfedilen gezegenlerin büyük bölümü bu yöntemle belirlendi.

Ancak yöntem 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 uzaktakilerin belirlenebilmesi için yıllar boyu süren gözlemler gerekiyor.

Bir yıldızın kütlesi, yüzeyinden yaydığı ışığın tayfından belirlenebiliyor. Çünkü yaydığı ışığın rengi, yüzeyinin sıcaklığının bir türevi 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.

ASTROMETRİ YÖNTEMİ
Peki yıldızın yalpası bize doğru değil de yanlara doğruysa?

Bu durumda gökbilimcilere düşen, izlenen yıldızın gerisinde ve yakınlarında sabit bir “referans” yıldız belirlemek. 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. Bu kısıtlara karşılık astrometri, yönteminin potansiyel bir avantajı, özellikle uzak yörüngelerde dolanan gezegenlerin belirlenmesi için elverişli olması. 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 ölçümlerle yıldızın ışığındaki döngüsel azalmalar incelenerek, çevresinde dolanan bir gezegenin varlığı belirlenebilir. Bu yöntemin, radyal hız ve astrometri yöntemlerine kıyasla avantajı, gezegenin büyüklüğünü (çapını) ortaya koyması. Bu, önemli 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 sağlayabiliyor. Gezegen, yıldızının önünden geçerken atmosferindeki gazlar, yıldızdan gelen ışığın tayfındaki çizgilerden bazılarını soğuruyor. Yıldızın ışığındaki bu soğrulma çizgilerinin yeri ve kalınlığı, gezegenin atmosferindeki gazlarla derişimlerini ortaya koyuyor. Ayrıca gezegen atmosferinden geçen ya da atmosferin 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 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.

Fransız Uzay Ajansı’nın geçiş yöntemiyle Dünya’dan birkaç kat büyük gezegenler bulmak üzere duyarlı gözlemler yapması için uzaya gönderdiği COROT aracı da yeni gezegenler keşfetti. NASA’nın 2009’da fırlattığı Kepler aracı da Kuğu Takımyıldızı bölgesinde Dünya-benzeri gezegenleri arıyor. Kepler’in gözlem araçları, Dünya benzeri gezegenleri de saptayabilecek kadar duyarlı olacak.

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 yıldızın 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.

Çöküş süreci yıldızın kendi ekseni etrafındaki dönüşünü öylesine hızlandırıyor ki, ortaya çıkan 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 tekrarlayan radyo atımları (pulse) alınıyor. Son derece düzgün olan bu aralıklardaki küçük değişimlerin incelenmesiyle gezegen ya da gezegenlerin varlığı ve kütleleri belirlenebilir.

Bu yöntem öylesine duyarlı ki, Dünya’nınkinin onda biri kadar kütleye sahip gezegenlerin bile saptanmasına elverişli. 1992 yılında PSR 1257+12 adlı atarcanın çevresinde bu yöntemle gezegenler belirlendi.



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. 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 kütleçekimi de 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. Bunun için gökbilimciler 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 fazla yeterli zaman bırakmaması.

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 ışık geçirmez bir maskeyle yıldızın ışığı 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.

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.

Toz disklerinin yapısında gözlenen bazı özelliklerse, gezegen boyutlarında cisimlerin varlığına işaret olabiliyor. Bazı disklerin ortasında gözlenen boşluğun, 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 keşfedilebilmesi umuluyor.

NASA’nın 2009 Mart ayında fırlattığı Kepler uzay aracı, geçiş (transit) yöntemini kullanarak Kuğu (Cygnus Takımyıldızı bölgesinde 100.000 yıldızı aynı anda tarıyor. Araç, Dünya’dan da küçük gezegenleri bile yakalayabilecek duyarlılıkta.

NASA’nın 2014 yılında fırlatacağı Uzay Girişimölçüm Aracı (Space Interferometry Mission), astrometri yöntemiyle gezegen arayacak. Aracın Güneş’e yakın yıldızların çevresinde birçok Dünya benzeri gezegen yakalayabileceği düşünülüyor.

Avrupa Uzay Ajansı’nın Darwin uydusu ve NASA’nın Kayaç Gezegen Kaşifi adlı uydu takımı gezegenleri doğrudan görüntülemeye çalışacaklar. Bunlara Yeni Dünyalar Kaşifi adıyla, bir koronograf yardımıyla yıldızın ışığını perdeleyip çevresindeki olası gezegenleri görüntüleyecek bir araç projesi eklenmiş 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 radyo 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. Bu döngüsel zaman kaymaları, ikili sistemler çevresinde dolanan gezegenlerin belirlenmesi için en güvenli yol sayılıyor.

YÖRÜNGE EVRESİ YANSIMA DEĞİŞİMLERİ
Bu yöntemde iş yine Kepler’e düşüyor. Araç, asıl hedefi olan kayaç gezegenlerin yanı sıra, yıldızlarına çok yakında dolanan dev gezegenlerden yansıyan ışığı da gözleyecek. Böyle bir gezegenin tıpkı Ay’da gözlenenler gibi karanlık ile dolunay arasında değişen evreleri olacağından, yıldızdan gelen ışıkta küçük de olsa böyle döngüsel değişimler, bir gezegenin habercisi olacak. Kepler’in keşfedeceği uyduların büyük bölümünün bu yolla belirleneceği düşünülüyor. 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.

Grafik: SDO nasıl çalışır?