Ötegezegenler Neye benziyor?

Bir gaz düşünün ötegezegen boyutunun beş katı Jüpiter ama yıldızına Merkür’ün Güneşimize yakın olması kadar yakındır. Bu gezegen yıldızının yörüngesinde sadece birkaç gün içinde dönüyor ve ona hep aynı yüzünü gösteriyor. Şimdi, Dünya’nın yalnızca üçte biri kadar küçük, kayalık bir gezegenin yıldızının etrafında yalnızca 4,5 saatte döndüğünü hayal edin. Bu tür dünyalar gerçekten var. Dış gezegenler boyut, yörünge, bileşim ve daha fazlasına göre değişir. Ancak tüm bu yönleri nasıl bilebiliriz?

tarafından farklı karakterizasyon teknikleri geliştirilmiş ve benimsenmiştir. Avrupa Uzay Ajansı‘nin (ESA) ötegezegen görevleri. Bu çabada, binlerce ötegezegen kütle, boyut, yoğunluk, bileşim ve yaş incelemelerine tabi tutulacak. Aşağıda çeşitli karakterizasyon tekniklerinin açıklamalarını bulabilirsiniz.

Geçiş yapan ötegezegenler, ev sahibi yıldızlarının önünden geçerken algılanır ve gözlemcinin bakış açısından görüldüğü gibi yıldız ışığında bir düşüşe neden olur. Geçiş, ötegezegenin yıldızının etrafında dönmesi için geçen süreye bağlı olarak zaman aralığı ile tekrar eder. Örneğin, kendi Güneş Sistemimizin bir gözlemcisi, Dünya’nın Güneş’ten geçişini tekrarlamak için bir yıl beklemek zorunda kalacaktır. Kredi bilgileri: ESA

Boyut – taşıma yöntemi

Geçiş yöntemi, ötegezegenler hakkında bilgi edinmenin bir yolunu sunar. Bir gezegen yıldızının önünden geçtiğinde (gözlemcinin bakış açısından), yıldız ışığının bir kısmının engellenmesine neden olur. Gözlemci, yıldızdan geçici olarak daha az ışık alır. ESA’nın görevi Cheops, geçiş yaptığı bilinen gezegenlere bakacak ve boyutlarını deşifre edecek. Plato, geçiş yöntemini kullanarak yeni, bilinmeyen ötegezegenler arayacak. Gezegen ne kadar büyükse, yıldız parlaklığında neden olduğu düşüş o kadar derin olur. Cheops, Dünya’nınki ile Dünya arasındaki büyüklükteki gezegenlere odaklanır. Neptün ve daha kısa yörünge dönemleri (<50 gün). Yörünge periyodu, bir gezegenin ev sahibi yıldızının etrafında bir yörüngeyi tamamlaması için geçen süredir. Geçiş yapan ötegezegenler için, bu yörünge periyodunu belirlemek kolaydır, çünkü bu sadece ardışık iki ışık düşüşü arasındaki zamandır. Platon, daha uzun yörünge dönemlerine (>90 gün) sahip Dünya büyüklüğündeki gezegenleri gözlemleyebilecektir.

Ötegezegenler, gezegen ve yıldız ortak bir kütle merkezi etrafında yörüngede dönerken, bir gezegenin çekim kuvvetinin neden olduğu yıldızının hareketindeki ‘yalpalama’ ölçülerek tespit edilebilir. Uzaktan bakıldığında, yıldız gözlemciye doğru ve gözlemciden uzaklaşıyor gibi görünür. Bu hareket, yıldızdan gelen ışığın gözlemciye doğru hareket ederken biraz daha mavi, uzaklaşırken biraz daha kırmızı görünmesini sağlar. Frekanstaki bu değişim, Doppler etkisi olarak bilinir; bu, yanınızdan hızla geçen bir ambulans sireninin perdesindeki değişiklikle aynı etkidir. İlk dış gezegen keşiflerinin çoğu, bu sözde radyal hız yöntemi kullanılarak yapıldı.
Kredi bilgileri: ESA

Kütle – radyal hız ve geçiş süresi değişimleri

Kütle, bir ötegezegenin temel bir özelliğidir. Bilim adamları, farklı dış gezegenlerin ne kadar büyük olduğunu karşılaştırarak gezegenlerin yıldızlarının etrafında nasıl oluştuğu hakkında çok şey öğrenebilirler. İki yöntem bize ötegezegenlerin kütlesi hakkında bilgi sağlayabilir. Biri, birkaç yer tabanlı gözlemevi tarafından kullanılan radyal hız yöntemidir. Bir yıldızın bir gezegeni olduğunda, sistem kütle merkezi adı verilen ortak bir nokta etrafında hareket eder. Bu yörünge sırasında, yıldızların ışığı gözlemciye doğru hareket ettiğinde daha mavi, uzaklaştığında daha kırmızı görünür. Frekanstaki bu değişim, Doppler etkisi olarak bilinir; bu, yanınızdan hızla geçen bir ambulans sireninin perdesindeki değişiklikle aynı etkidir. Yıldızdan gelen ışıktaki kaymayı ölçerek, yıldızın kütle merkezi etrafında hareket ettiği hızı – hız ve yönü – belirlemek mümkündür. Hız doğrudan gezegenin kütlesi ile ilişkilidir.

Geçiş zamanlaması değişimi (TTV) olarak bilinen dış gezegenleri tespit etmek için geçiş tekniğindeki bir varyasyon, bir sistemdeki ek gezegenleri bulmak için de kullanılabilir. Gökbilimciler, bilinen bir gezegenin geçişinin zamanlamasındaki küçük değişiklikleri ölçerek, aynı ana yıldızın yörüngesinde dönen potansiyel başka gezegenlerin varlığını ortaya çıkarabilir. Kredi: ESA, CC BY-SA 3.0 IGO

Bize dış gezegenlerin kütlesi hakkında bilgi sağlayan bir başka yöntem de Geçiş Süresi Varyasyonları veya kısaca TTV’dir. Bu yöntem, birden fazla gezegene sahip bir gezegen sistemi için geçiş yöntemi gibi çalışır. Normalde aynı gezegenin geçişleri arasındaki sürenin değişmesi beklenmez. Bir gezegenin yıldızının yüzünden beklenenden daha erken veya daha geç geçtiği görüldüğünde, sistem muhtemelen başka bir gezegeni yerçekimsel olarak komşusunu çekiştiriyor veya itiyor. Bu yöntem şimdiden 40’tan fazla ötegezegenin keşfedilmesine yol açtı. İlginç olan, geçişler arasındaki zaman farkının gezegenlerin kütleleri hakkında da bilgi vermesidir. Bu teknik, ESA’nın misyonları Cheops ve Plato tarafından kullanılır.

Yoğunluk – iki yöntemi birleştirin

Hem kütle hem de boyut bilindiğinde, ötegezegenin yoğunluğu belirlenebilir. Bu, doğasını ortaya çıkarabileceği için önemli bir bilgidir: ötegezegen Dünya gibi kayalık mı ve Mars veya gaz halindeki bir yapıya sahip, örneğin Satürn ve Jüpiter? Dış gezegenlerdeki çeşitliliği incelemek, gezegen sistemlerinin oluşumuna ışık tutabilir.

Spektroskopi, alınan yıldız ışığını bir prizma kullanarak farklı renklerine ayırma tekniğidir. Ötegezegenler, geçiş yaptıklarında – bizim bakış açımızdan geçerken – yıldızlarının yörüngesinde dönerken, yıldız ışığının bir kısmı gezegenin atmosferinden geçer. Atmosferdeki su buharı, karbondioksit, metan ve diğerleri gibi parçacıklar bu ışığın bir kısmını emer. Bu absorpsiyon, ışığın belirli dalga boylarında gerçekleşir. Yıldız ışığının hangi dalga boylarında emildiğini inceleyerek, atmosferde ne tür parçacıkların bulunduğunu belirleyebiliriz. NASA/ESA/CSA James Webb Uzay Teleskobu, ötegezegenleri karakterize etmek için bu tekniği kullanır ve ESA’nın Ariel görevi, bu şekilde 1000 kadar ötegezegenin atmosferlerini inceleyecektir. Her iki görev de kızılötesi ışığa odaklanıyor çünkü bu renklerde moleküllerin imzaları çok belirgin. Kredi: ESA, CC BY-SA 3.0 IGO

Atmosferin bileşimi – iletim spektroskopisi

Spektroskopi ile ötegezegenlerin atmosferlerinin neyden yapıldığını inceleyebiliriz. Spektroskopi, alınan yıldız ışığını bir prizma kullanarak farklı renklerine ayırma tekniğidir. Bir gezegenin geçişi sırasında, yıldız ışığının bir kısmı gezegenin atmosferinden geçer. Atmosferdeki su buharı, karbondioksit, metan ve diğerleri gibi parçacıklar bu ışığın bir kısmını emer. Bu absorpsiyon, ışığın belirli dalga boylarında gerçekleşir. Yıldız ışığının hangi dalga boylarında emildiğini inceleyerek, atmosferde ne tür parçacıkların bulunduğunu belirleyebiliriz. Zaman içinde atmosferdeki değişiklikleri izlemek, bu ötegezegenlerin yüzeyinde meydana gelen süreçler hakkında fikir verir. bu NASA/ESA/CSA James Webb Uzay Teleskobu, ötegezegenleri karakterize etmek için bu tekniği kullanıyor ve ESA’nın Ariel görevi, bu şekilde 1000 kadar ötegezegenin atmosferini inceleyecek.

Güneş dışı gezegenleri veya ötegezegenleri incelemek için faz eğrisi yöntemi. Bir gezegenin ev sahibi yıldızına göre konumuna bağlı olarak, bir teleskop tarafından toplanan toplam ışık, Ay’ın evrelerini nasıl deneyimlediğimize benzer bir şekilde, gezegenden yansıyan değişen bir ışık fraksiyonunu içerecektir.
Gezegen, ikincil tutulma olarak bilinen ve gözden kaybolduğu bir aşamada hiç ışık yansıtmazken, bu aşamadan kısa bir süre önce ve sonra bir miktar ışık yansıtır. Buna ek olarak gezegen, yıldızın önünden geçerken ışığın bir kısmını engeller.
Gezegenin yıldızının yörüngesinde dönerken yansıttığı yıldız ışığındaki değişiklikler, ısının gündüzün sıcak tarafından daha soğuk gece tarafına taşınmasını sağlayan fiziksel süreçler hakkında fikir verir. Faz eğrilerinin analizi, bulutların varlığı dahil olmak üzere gezegenin atmosferinin ayrıntılarını ve hatta muhtemelen bulut bileşiminin ipuçlarını da ortaya çıkarır.
Kredi: ESA, CC BY-SA 3.0 IGO

Bulutlar ve yüzey – faz eğrisi

Bir gezegen yıldızının yörüngesinde döndüğünde, tıpkı Ay’ımızın güneş ışığında yaptığı gibi yıldız ışığını yansıtır. Aynı şekilde, ötegezegenler de yüzeylerinin farklı fraksiyonlarının ışığı yansıttığı farklı ‘fazlara’ sahiptir. Gezegenin yörüngesi sırasında alınan güneş ışığındaki küçük farklılıkları inceleyerek, gezegenin yüzeyinin ne kadar yansıtıcı olduğunu belirlemek mümkündür. İlginç bir şekilde, ötegezegenlerin atmosferindeki bulutların varlığı da bu şekilde ortaya çıkarılabilir. Cheops ve Plato misyonları ve ayrıca Ariel (geçiş spektroskopilerine paralel olarak, yukarıya bakın), dış gezegenlerin yüzey renklerini ortaya çıkarmak için bu tekniği kullanacak.

Doğrudan görüntüleme, ötegezegenin kendisinden gelen ışığın ölçülmesine dayanır. Bu, özellikle optik dalga boylarında zordur, çünkü görece sönük olan gezegen, çok daha parlak olan ev sahibi yıldızın parlamasında kaybolabilir.
Kredi bilgileri: ESA

Dış gezegen sistemlerinin yapısı – doğrudan görüntüleme

Yukarıdaki yöntemler, bireysel ötegezegenlerin çeşitli özelliklerini verdi. Bir bütün olarak ötegezegen sistemleri hakkında daha fazla şey öğrenmek istiyorsak, sistemin doğrudan bir görüntüsünü yapabiliriz. Gezegenlerin fotoğrafını çekmek zordur çünkü yıldızların ışığı gezegenlerininkinden daha parlaktır. Çok yüksek çözünürlüklü bir kameraya veya parlak yıldız ışığını engellemenin bir yoluna ihtiyacınız var ve tüm uzay görevleri bu görev için donatılmamıştır. Hubble ve James Webb uzay teleskopları gerekli çözünürlüğe sahipler ve Güneşimiz dışındaki yıldızların etrafındaki gezegenlerin görüntülerini alabiliyorlar. Bu teknikle gezegenlerin yörünge dönemlerini ve yıldızlarına olan uzaklıklarını da öğrenebiliyoruz. Yeni uzay teleskobu Roman, Jüpiter büyüklüğündeki gezegenleri Güneş etrafındaki Jüpiter’e benzer yörüngelerde görüntüleyebilecek. Teleskop bunu yıldızın ışığını bloke ederek yapacak ve etrafındaki gezegenlerin sönük ışığını görüntüleyecektir.