Ötegezegenler Nasıl Keşfediliyor? Ötegezegen Belirleme Yöntemleri

Bundan yaklaşık 30 yıl önce, uzaktaki bir yıldızın etrafında dönen dünya dışı bir gezegen fikri bilimkurgunun alanındaydı. Fakat 1988’de ilk defa bir ötegezegenin keşfiyle başlayan, zaman içinde daha hızlı bir oranda devam eden keşiflerle birlikte binlerce ötegezegen keşfettik.

Vikipedi’nin verdiği verilere göre 2020 yılı itibariyle keşfedilen ötegezegenlerin sayısı 4500’e yaklaşmış durumda. Kepler Uzay Teleskobu gibi uzayda işlev gören teleskoplar sayesinde keşfedilen bu ötezegenler, birbirlerinden oldukça farklı yapıya sahiptirler. Bazıları iki yıldızın etrafında dönüyor, bazılarının yüzeyi su ile dolu, bazıları boyut olarak neredeyse Dünya ile aynı ve bazıları da Jüpiter’in boyutunun iki katından fazla durumda.

Fakat tüm bu ötegezegenlerin büyük çoğunluğunun ortak bir özelliği var. Birkaç istisna dışında hepsi de en modern teleskoplarımızla bile göremeyeceğimiz kadar uzaktadır. Şöyle düşünün: Güneş Sistemimiz’e en yakın yıldız sistemi, yaklaşık 4.5 ışık yılı uzaklıktaki Alpha Centauri yıldız sistemidir. 4.5 ışık yılı yaklaşık 45 trilyon kilometre uzaklığa denk gelmektedir. Bu uzaklıktaki bir gezegeni görebilmek, en gelişmiş teleskoplarımızın bile başaramayacağı bir iştir. İşin diğer zor tarafı ise gezegenlerin oldukça küçük olmasıdır. Bu da tespit edilmelerini bir hayli zorlaştırıyor. Eğer durum bu şekildeyse astronomlar ötegezegenleri nasıl keşfediyorlar?

Geçmiş yıllarda araştırmacılar, sık sık ötegezegenlerin temel özelliklerini daha fazla öğrenmek ve yaptıkları keşifleri doğrulamak için kullanılan çeşitli yöntemler geliştirdi. İşte ötegezegenleri keşfetmek için bilim insanlarının geliştirdiği ve kullandığı yöntemler aşağıda açıklanmıştır:

1- Geçiş Yöntemi

Çok uzakta olan bir yıldızın etrafında dönen bir ötegezegene baktığınızı farz edin. Ara sıra ötegezegen, etrafında döndüğü yıldızla sizin aranıza girerek yıldızın ışığının küçük bir kısmının size gelmesini engelleyecektir. Eğer gezegenin neden olduğu bu karartı yeteri kadar sıklıkta olursa, gezegeni göremeseniz bile yıldızın etrafında dönen bir ötegezegenin var olduğu çıkarımını yapabilirsiniz.

Yani belirli aralıklarla yıldızın ışığında periyodik bir azalma görürseniz, yıldızın önünden geçen bir ötegezegenin var olduğu çıkarımını yapabilirsiniz. İşte bilim insanlarının ötegezegenleri tespit etmek amacıyla kullandığı yöntemlerden ilki ve en çok kullanılanı budur. Bu yönteme “geçiş yöntemi” adı verilmektedir.

Görsel: Gezegen, yıldızın önünden geçerken belirli bir karartıya sebep olur. Bu karartının boyutu, geçiş hızı vs. gibi detaylara bakarak bilim insanları ötegezegenlerin özelliklerini belirleyebilirler.


Şimdiye kadarki keşfedilen ötegezegenlerin çoğunun keşfedilmesinde aslında bu teknik rol oynamıştır. Fakat uzak yıldızların ışığının miktarındaki küçük bir azalmayı insan gözünün tespit edebilmesine imkan yoktur. Bu yüzden bilim insanları veriyi toplamak ve analiz etmek için teleskoplara(özellikle Kepler Uzay Teleskobu) ve diğer ölçüm aletlerine ihtiyaç duymaktadır. Böylece bir astronom için, geçiş yöntemini kullanarak uzaktaki bir ötegezegeni “görmek” eylemi genellikle alttaki şekle bakarak gerçekleşir:

Görsel: Bilim insanları, keşfetmek istedikleri ötegezegeni, etrafında döndüğü yıldızın ışığında sebep olduğu azalmaya bakarak tespit etmeye çalışmaktadır. Bu grafikte de ötegezegenin geçişine bağlı olarak yıldızın parlaklığında belirli bir süre boyunca bir azalmanın olduğu görülüyor.


Bazı durumlarda, yıldız ile aramıza giren gezegenin yıldızın ışığında sebep olduğu karartı miktarı, o gezegenin boyutunun kabaca bir tahminini verir. Eğer yıldızın boyutunu ve gezegenin yıldıza olan mesafesini bilirsek ve de gezegenin belli bir miktarda yıldızın ışığını engellediğini gözlemlersek, yalnızca bu değerlere dayanarak gezegenin çapını hesaplayabiliriz.

Ancak geçiş yönteminin sahip olduğu bazı dezavantajlar da var. Bir gezegenin, yıldızıyla bizim aramızdan doğrudan bir şekilde geçmesi için bizim uzaydaki düzlemimizle aynı düzlemde olması gerekir. Sonuçta uzay üç boyutlu bir yer olduğu için bizden “aşağıda” ya da “yukarıda” kalan ötegezegenleri geçiş yöntemiyle tespit etmek mümkün değildir.

Geçiş yöntemi ayrıca bizi çok sayıda yanlış sonuca götürebilir. Çünkü ötegezegenin geçişi olarak tanımladığımız karartının sebebi neticede tamamen farklı bir şey de olabilir. Bir araştırmaya göre Kepler Teleskobu’ndan elde edilen verilere bakılarak, yakın bir yörüngede döndüğü tespit edilen büyük gezegenlerin %35’lik bir oranı gerçekte var olmayabileceği ortaya çıkıyor.

Demek oluyor ki yıldızın ışığındaki karartının sebebi sadece ötegezegen değil, bir asteroid ya da başka bir gök cismi de olabilir. Böylelikle çoğu durumda astronomlar geçiş yöntemiyle tespit edildiği düşünülen ötegezegenlerin varlığını, alttaki diğer yöntemleri kullanarak doğrulamaya çalışırlar.

2- Yörüngesel Parlaklık Yöntemi

Bazı durumlarda kendi yıldızının etrafında dönen bir ötegezegen, yıldızdan bize ulaşan ışık miktarının azalmasından ziyade artmasına sebep olur. Bu durum genellikle, gezegenin yıldıza çok yakın bir yörüngede döndüğü zamanlarda gerçekleşir. Böylece gezegen, tespit edilecek miktarda ışık(radyasyon) yayan bir sıcaklığa sahip olur. Ancak bu ışık, görünür dalga boyunda değil de kızılötesi dalga boyunda olacaktır.

Bu radyasyonun, yıldızın kendi yaydığı radyasyondan farkını ayırt edemiyor olsak da bizimle olması gereken hizada yörüngede dönen bir ötegezegen, düzenli evre aralıklarında bize görünecektir. Ötegezegenlerin gösterdiği evreler o kadar düzenli ve periyodiktir ki uzay teleskoplarının yıldızlardan aldığı ışığın miktarındaki periyodik yükselmelerle, bir ötegezegenin var olduğuna ilişkin çıkarım yapmak için bu yöntem kullanılabilir.

Geçiş yöntemine benzer bir şekilde bu yöntemle de yıldızına yakın bir yörüngede dönen büyük ötegezegenleri tespit etmek daha kolaydır. Şu ana kadar bu yöntem kullanılarak az sayıda ötegezegen keşfedilse de uzun dönemde en verimli yöntem olarak kullanılabilir. Çünkü bu yöntem, bizim ve yıldızın arasından doğrudan geçen bir ötegezegeni tespit etmemizi gerektirmeyerek, çok daha geniş bir şekilde yapılacak keşiflere kapı aralayacaktır.

3- Radyal (Işınsal) Hız Yöntemi

İlkokulda hepimiz Güneş Sistemi’nin, Güneş’in merkezde durduğu, etrafında yavaş bir şekilde dönen gezegenlerin, asteroidlerin ve diğer gök cisimlerinin bulunduğu bir sistem olarak öğrenmişizdir. Gerçek durum ise biraz daha farklıdır: Gezegenlerin kütleçekimi kuvveti nedeniyle Güneş, sistemin merkezinde hareketsiz durmaktan ziyade çok küçükte olsa bir dönme hareketi gerçekleştirir, yani yalpalanır. Alttaki hareketli görselde bu durumu görebilirsiniz:

Görsel: Sadece gezegenler Güneş’in etrafında dönmez. Güneş de gezegenlerin etrafında “döner”. Ancak gezegenlerin sahip olduğu kütleçekimi kuvveti, Güneş’i çok fazla yerinden hareket ettiremez. Güneş bu durumda biraz yalpalayacaktır. Sonuç olarak gezegenler ve Güneş, aslında ortak bir kütleçekim merkezi etrafında dönerler. Görseldeki ortak kütleçekim merkezi, kırmızı işaretle gösterilen yerdedir.


Yöntem şu şekilde işliyor: Büyük bir gezegen eğer yeteri kadar kütleye sahipse etrafında döndüğü yıldızı, sistemin merkezinden uzaklaştıracak şekilde hareket etmesine sebep olarak kendine doğru çekebilir. Bu hareket o kadar periyodik ve tahmin edilebilirdir ki yıldızın pozisyonundaki küçük bir kayma hareketi, etrafında dönen büyük bir gezegenin var olduğunun çıkarımının yapılması için kullanılabilir.

Astronomlar, bu yöntemden faydalanarak yüzlerce ötegezegenin varlığını tespit ettiler. Son zamanlarda geçiş yönteminin yerini alan radyal hız yöntemi, ötegezegenlerin keşfinin büyük çoğundan sorumlu olmuştur.

Peki bu yönteme neden radyal(ışınsal) yöntem deniyor? Aslında bu yöntemin mantığında, ışığın dalga boyundaki değişiminden kaynaklanan Doppler Etkisi’nin kullanımı vardır.

Doppler etkisi ışık ve ses dalgalarının özellikleriyle ilgilidir. Bir ışık ya da ses dalgası yayan bir cisim, onu gözlemleyen birisine doğru yaklaşmaya başladığında yaydığı dalganın sıklığı(frekansı) biraz daha artarken, uzaklaşmaya başladığı zaman dalganın sıklığı azalacaktır. Bu durumu, ambulansın çıkardığı siren sesinin bize doğru yaklaştıkça artıp bizden uzaklaştıkça sesinin azalması şeklinde düşünebilirsiniz. Çünkü ses bir dalga olduğu için sizden uzaklaştıkça dalga boyu uzayacak, yaklaştıkça da dalga boyu kısalacaktır.

Şimdi örnekteki ambulansın yerine bir yıldızı ve ambulansın çıkardığı sesin yerine yıldızın yaydığı ışığı yerleştirin. Işık da bir dalga olduğu için mantık yine aynıdır. Şöyle ki bir yıldızın yaydığı ışığın belirli frekansını(sıklığını) ölçen spektrometreler kullanan astronomlar, ışığın dalga boyundaki değişimlere bakarak yıldızın bize doğru mu hareket ettiğini, yoksa bizden uzaklaşıyor mu olduğunu tespit edebilirler.

Eğer yıldız, ötegezegenlerin kütleçekimi etkisiyle yalpalanıp, bu yalpalanma hareketi bize doğru ise yıldız bize yaklaşıyor demektir. Bu durumda yıldız bize doğru yaklaştıkça yaydığı ışığın dalga boyu kısalacaktır. Yalpalama hareketi bizden uzağa doğru ise ışığın dalga boyu da uzayacaktır. Işığın dalga boyundaki azalma ya da artmanın miktarına bakarak, ne büyüklükte bir ötegezegenin yıldızı hareket ettirdiği anlaşılabilir.

Yıldızın hareketinin derecesi, etrafındaki gezegenin sahip olduğu kütlesini bile belirlememizi sağlayabilir. Gezegenin kütlesini belirleme, gezegenin çapı da bilindiği takdirde, gezegenin yoğunluğu ve bu sayede de bileşimi(örneğin gaz mı yoksa karasal bir gezegen mi olduğu) tespit edilebilir.

Görsel: Kepler 62-f ötegezegeninin bir tasviri.

Yüzlerce ışık yılı uzaklıkta bulunan yıldızların en ufak hareketlerini tespit edebilmek zor görünüyor olabilir. Fakat astronomlar, bir yıldızın Dünya’ya doğru veya Dünya’dan uzaklaşırken gerçekleştirdiği bir metrelik hareketi bile Doppler Etkisi’ne bakarak tespit edebilmektedir.

Bu yöntemin yetersiz olduğu durumlar da vardır. Öncelikle küçük bir yıldızın etrafında dönen büyük bir gezegen bulmak her zaman daha kolaydır. Çünkü böyle bir gezegenin yıldızın üzerinde sahip olduğu etki daha fazladır. Fakat nispeten küçük, Dünya boyutunda ötegezegenlerin tespit edilmesi, özellikle de uzak mesafelerden bunun başarılması muhtemelen zor olacaktır.

4- Doğrudan Görüntüleme Yöntemi

Daha nadir durumlarda astronomlar mümkün olan en basit yöntemle ötegezegenleri bulabiliyorlar: Onları görerek.

Bu durumlar birkaç sebepten ötürü enderdir. Şöyle ki ötegezegeni etrafında döndüğü yıldızdan ayırt edebilmek için, o gezegenin yıldızından yeterince uzakta olması gerekmektedir. Bu duruma Merkür örnek gösterilebilir. Dışarıdan bakan bir gözlemci için Merkür, Güneş’e çok yakın olmasından dolayı Güneş’in parıltısı içinde kaybolur ve varlığı tespit edilemez. Fakat bir ötegezegen yıldızından oldukça uzaktaysa yıldızdan yayılan ışığı yeteri kadar yansıtmayacaktır.

Teleskoplarla en kolay biçimde görülebilen ötegezegenler Jüpiter kadar büyük ve çok sıcaktır. Yıldızdan yeteri kadar uzak olduğu için kendi kızıl-ötesi ışınlarını yansıttığı zaman teleskoplar bu ışınları tespit eder ve ötegezegenleri yıldızın görünür ışığından ayırt etmede bu yöntemi kullanabilirler.

“Kahverengi cüceler” dediğimiz yıldızların etrafında dönen ötegezegenler ise daha kolay tespit edilebilmektedir. Kahverengi cüceler teknik olarak yıldız kategorisinde kabul edilmeyen cisimlerdir. Çünkü nükleer füzyon tepkimesi üretebilecek ağırlığa ve sıcaklığa sahip değildirler ve bu nedenle de çok az ışık yayarlar. Çok az ışık yaydıkları için etrafındaki ötegezegenleri tespit etmek de daha kolay bir hale gelmektedir.

Doğrudan görüntüleme yöntemi ayrıca belirli birkaç başıboş gezegeni, yani bir yıldızın etrafında dönmek yerine uzayda serbestçe dolaşan gezegenleri tespit etmede de kullanılmaktadır.

Kütleçekimsel Merceklenme Yöntemi

Bu listede sayılan önceki yöntemlerin hepsi, konunun uzmanı olmayanlar tarafından bir seviyeye kadar anlaşılabilir. Bazı ötegezegenleri keşfetmede kullanılan kütleçekimsel merceklenme yöntemi ise anlaması biraz daha zor bir yöntemdir. Çünkü biraz daha soyut düşünme yeteneği ister.

Çok uzakta olan bir ve o yıldızla Dünya’nın arasında bulunan, uzaktakine göre daha yakın bir yıldız düşünün. Nadir durumlarda iki yıldız gökyüzünde neredeyse arka arkaya gelecek şekilde hizalanmış olabilir. Bu gerçekleştiği zaman bize yakın yıldızın kütleçekiminin kuvveti, etrafındaki uzayı büker ve bir mercek gibi davranır. Böylece uzaktaki yıldızdan gelen ışığı yani yıldızın görüntüsünü büyütür.

Görsel: Ortadaki parlak, sarı ışık bir galaksi. Etrafındaki mavi halka ise ondan çok daha uzaktaki başka bir galaksi. Öndeki sarı galaksinin sahip olduğu kütleçekimi o kadar fazladır ki etrafındaki uzay-zamanı inanılmaz bir şekilde bükmüştür. Bunun sonucu olarak arka plandaki mavi galaksiden yayılan ışık, bükülü uzay zamandan geçerken bu şekilde bir merceklenmeye uğrar. Bu olgu Einstein Halkası olarak bilinmektedir.

Bu fenomen kısaca şöyledir: Bize uzaktaki yıldızdan yayılan ışık, bize daha yakın yıldızın etrafında yarattığı uzay-zaman bükülmesinin içinden geçeceği için yolu bir miktar sapar. Eğer kütleçekimsel merceklenmeye sebep olan yıldız yeteri kadar büyük bir kütleye sahipse bu sapma miktarı oldukça fazla olur. Dünya’dan bakan biz gözlemciler ise yıldızın ışığının yolunun sapması nedeniyle o yıldızı farklı bir konumda görürüz. İşte kütleçekimsel merceklenmenin yarattığı bu farktan yola çıkan astronomlar, kütleçekimsel merceklenmeye sebep olan yıldızın kütlesini vs. belirleyebilir.

Aynı yöntem ötegezegenleri bulmak için de kullanılmaktadır. Kütleçekimsel merceklenmeye sebep olan yıldızın yerine şimdi bir ötegezegeni koyun. Eğer bir yıldız yakın yörüngede dönen bir ötegezegene sahipse o ötegezegen de kütleçekimsel mercek olarak işlev görecektir. Gezegenin kütleçekim alanı merceklenme olayına küçük fakat tespit edilebilir bir katkı sağlayabilir. Bu nedenle bazı nadir durumlarda ötegezegenlerin yıldızın ışığını yani görüntüsünü bir mercek gibi davranarak büyütmesi sayesinde astronomlar, uzak mesafedeki ötegezegenlerin varlığını tespit edebilmektedir.

Kaynak Çeviri:

Smithsonian Magazine, “How Do Astronomers Actually Find Exoplanets?”. <https://www.smithsonianmag.com/science-nature/how-do-astronomers-actually-find-exoplanets-180950105/>. (Erişim Tarihi: 10 Temmuz 2021)

Bir Yorum Yaz