Geçmişten Günümüze Ötegezegen Keşfi: 2019 Nobel Ödülü'ne Layık Görülen Ötegezegen Keşfinin Tarihi ve Dönüm Noktaları

2019 yılı Nobel Fizik Ödülü, fiziksel kozmolojiye olan katkısından dolayı James Peebles ile, Güneş benzeri bir yıldızın yörüngesindeki ilk ötegezegeni keşiflerinden ötürü Michel Mayor ve Didier Queloz tarafından paylaşıldı. Bu yazının odak noktası, ödülün ikinci kısmı olan ötegezegen keşfi hakkında: 1995’te keşfedilen 51 Pegasi b ve bu keşiften öncesi...

Güneş Sistemi'miz dışındaki dünyaların varlığı, binlerce yıldır insanların merakını uyandırmıştır. Ancak bu merakın bilimsel yollarla giderilmesinin ilk adımı için, 1952 yılını beklememiz gerekti: Otto Struve, o dönemlerde çoklu yıldız sistemleri için kullanılan ve objelerin kütleçekimi sebebiyle radyal hızlarında oluşan değişimin ölçüldüğü bir yöntemin, gezegen keşfine de uygulanmasını öne sürmüştür. Ayrıca bir başka keşif yöntemi olarak gezegen tutulması dediği, günümüzde ise geçiş (İng: "transit") metodu olarak bilinen bir yöntemi de ileri sürmüştür (ötegezegen keşif yöntemleriyle ilgili daha fazla bilgiyi, buradaki yazımızdan alabilirsiniz). Yine aynı makalede, bu ölçümlerin yapılabilmesi için var olan ölçüm aletlerinin yeterince hassas olmadığını da belirtmiştir; gerçekten de bu alandaki ciddi araştırmalar, bundan anca otuz yıl sonra başlayabilmiştir.

ESA

Nobel ödülü açıklamasında bulunan "Güneş benzeri yıldız yörüngesindeki" detayı dikkatinizi çektiyse, 51 Peg b'nin aslında keşfedilen ilk ötegezegen olmadığını anlamış olabilirsiniz. Peki bu ötegezegeni, kendisinden önce gelenlerden ayıran nedir ki, ödüle layık görüldü? Bu yazıda, ötegezegen keşif tarihinde ses getirmiş birkaç araştırmayı ele alacağız.

Ötegezegen Keşiflerinde Dönüm Noktaları

Gamma Cephei Ab

Bruce Campbell, Gordon Walker ve Stephenson Yang ötegezegen araştırmalarına 1970'lerde akıllarında çok net bir hedefle başladı: Eğer Güneş Sistemi'ne benzer başka sistemlerin de olduğunu varsayarsak, içlerinde Jüpiter-benzeri gezegenlerin de bulunma olasılığı vardır. Bunun anlamı da aradıkları ötegezegenlerin tıpkı Jüpiter gibi 12 yıllık bir periyoda sahip olacaklarıdır. Böylesine uzun vadeli ve o zamanlarda şüpheyle yaklaşılan bir araştırma için yeterli desteği alamadıklarından, yaklaşık on yıllık bir sürede yalnızca 26 yıldızı inceleme fırsatları oldu.

1987’de katıldıkları bir konferansta, gözlemledikleri sonuçlarını duyurdular. Bunlardan bir tanesi özellikle ilginçti: 45 ışık yılı uzaklıkta bulunan Gamma Cephei A. Yıldızda, Jüpiter kütleli bir objenin sebep olduğu 2,7 yıllık bir yalpalama (İng: "wobble") ölçtüler. Bir yıl sonra yayınladıkları makalede, gözlemledikleri objenin doğası hakkında kesin bir sonuca varmak için daha detaylı araştırma gerektiğini söyleseler de, bunun bir gezegen olma ihtimalinin de yüksek olduğunu belirttiler. Bu, keşfedilen ilk ötegezegen olacaktı.

Bilim Cemiyeti Bu Keşfe Neden Soğuk Yaklaştı?

Duyuruları, popüler medyada bir süre ilgi çekse de, diğer astronomları ikna edecek seviyede değildi. Öyle ki, gözlemlerini teyit edecek bile kimse yoktu. Günümüzde ötegezegen araştırmalarının ne kadar popüler olduğu düşünülünce, bu olumsuz yaklaşımın sebeplerini düşünmeden edemiyor olabilirsiniz.

Öncelikli sebep, 1960'lardan beri yapılan her ötegezegen duyurusunun açık bir şekilde yalanlanmış olmasıdır ("Barnard’s Star", bunun meşhur bir örneğidir). Bu, kendi başına şüpheci yaklaşımı açıklayabilse bile, araştırmaların yapılmasının/onaylanmasının oldukça uzun vadeli olması da bir etken olabilir; Gamma Cephei A için gereken verileri toplamaları 6 yıl sürdü.

Son olarak Campbell, Walker ve Yang'ın yıldız spektrumunu ölçmek için hidrojen florür (HF) kullanmayı tercih etmiş olmaları (1971 Nobel kimya ödüllü Gerhard Herzberg danışmanlığıyla) da sebep olarak gösterilebilir. HF spektroskopi için mantıklı bir seçim olsa da, pratikte bakıldığında çok zehirli bir madde olduğundan, insanların ilgisini çekmemesi olası gözükmektedir.

Gözlemlerinden 3 yıl sonra bile hala kesin bir sonuç alamayan ekibin üyelerinden Campbell, yıllardır üniversitede kadro bulamamasının da etkisi ile 1991 yılında astronomiyi bırakarak, vergi danışmanı olmaya karar verdi. Bundan sadece 1 yıl sonra Walker ve ekibi, gözlemledikleri radyal hız değişiminin bir gezegen sebebiyle olduğu görüşlerinden vazgeçip, aslında yıldızın kendi ekseni etrafında dönmesinden kaynaklandığını söylediler. Bu sonuca varmalarındaki büyük etkenlerden birisi de yıldızın aslında bir altdev (İng: "subgiant") olmasına karşın, o zamanlarda "dev yıldız" kategorisinde olmasıydı.

Gamma Cephei A yörüngesinde bir ötegezegenin varlığı, ancak 2003 yılına gelindiğinde, Walker’ın da dahil olduğu bir ekip tarafından onaylanabildi.

HD 114762b

Bir diğer ötegezegen adayı, 1989 yılında David Latham ve ekibi tarafından "muhtemelen bir kahverengi cüce veya dev bir gezegen" denilerek önerildi. HD 114762 yıldızının yörüngesinde bulunan bu obje, 84 gün gibi kısa bir periyoda sahipken, Jüpiter’in kütlesinin en az 11 katı kütleye sahipti.

HD 114762b, günümüzde NASA'nın ötegezegen kataloğunda "ilk keşfedilen ötegezege"n olarak listelenmesine rağmen, gereken ilgiyi görememesinin arkasında yine o dönemdeki şüpheci atmosfer yatmaktadır. Öncelikle, Latham ve ekibi bile objenin bir gezegen olma olasılığının üstünde çok durmamıştır. Bunun başlıca sebebi, cismin devasa kütlesiyid: en az 11 M_J, yani Jüpiter'in kütlesinin en az 11 katı). Burada "en az" tabirini kullanmamızın sebebi, radyal hız değişimi metodunun, gözlemlenen sistemin eğikliğini bilmediğimiz sürece objenin yalnızca minimum kütlesini verebilmesidir. Yani bu ötegezegen adayının kütlesi 11 M_J olabileceği gibi, bundan çok daha fazla da olabilir; kahverengi cüce alt limiti olan 13 M_J kütlesine sahip olması çok olasıdır.

Güneş Sistemi gezegenlerinde karşılaşmadığımız yüksek eksantrikliği (İng: "eccentricity") ve dev bir gezegen için yıldızına çok yakın oluşu, objenin bir ötegezegenden çok kahverengi cüce olduğu savını güçlendirdi.

PSR B1257+12 b, c, d

Ötegezegen keşiflerinin belki de en ilginç sayılabilecek olanı, 1992 yılında Aleksander Wolszczan ve Dale Frail tarafından yapıldı. Dünya kütlesinin yaklaşık 4 katı olan iki tane "Süper Dünya" keşfetmelerinin en ilginç olan tarafı, bunların bir pulsar yörüngesinde olmalarıydı.

"Her işte bir hayır vardır." lafı, bu ötegezegenlerin keşif hikayesi için uygun durmaktadır: ABD’de bulunan Green Bank teleskobu 1988 yılında aniden çökünce, birçok gözlemevi kendi teleskopları konusunda daha dikkatli olmaya başlamıştı. Bunlardan biri de 2020 yılında çöken Arecibo Gözlemevi'ydi. 1990 yılında, radyo teleskobunun tüm normal operasyonlarına, bakım ve tamir işleri için ara verildi. Wolszczan ve Frail, sadece zenite bakan bu bekleme halindeki teleskobun "boş" zamanından yararlanıp, pulsarları incelemeye başladılar. Teleskop bakıma alınmış olmasaydı, belki de bu gezegenleri keşfetmeye fırsatları olmayacaktı.

National Radio Astronomy Observatory

Keşif için kullandıkları yöntem, önceden gördüğümüz radyal hız değişimi metodundan farklıydı. Pulsar zamanlaması yöntemi (İng: "Pulsar-timing method") olarak bilinen bu metotta, pulsarın neredeyse sabit olan atım (İng: "pulsation") periyodundaki değişime bakılmaktadır. Pulsardan gelen radyo sinyallerini ölçtüğümüz zamanın değişmesi, pulsarın hareket etmesiyle, başka bir deyişle, yörüngesinde bir objenin/objelerin olmasıyla açıklanmaktadır.

Wolszczan ve Frail’in yaptıkları da buydu: PSR B1257+12 pulsarının yörüngesinde önce iki tane, sonra 1994 yılında bir tane daha olmak üzere toplamda üç tane ötegezegen keşfetmişlerdi. Bunlar, "herkesçe kabul edilen ilk ötegezegenler" olma unvanını taşımaktadır. Yazının başında dikkatimizi çeken Nobel ödülü açıklamasındaki "Güneş benzeri yıldız yörüngesindeki" lafı, işte şimdi anlam kazandı!

Nobel Ödülü Neden İlk "Gerçek Ötegezegen Keşfi"ne Verilmedi?

"Peki Nobel ödülü neden ilk ötegezenlere verilmedi?" diye düşünüyor olabilirsiniz. Bunun için birkaç olası sebep sunulabilir.

Her şeyden önce, bu keşfedilen gezegen sistemi, bize kendi sistemimiz hakkında neredeyse hiçbir fikir vermiyordu. Pulsar çevresinde gezegen bulmak, kendi başına çok "ilginç" bir başarı ve bu, gezegen görmeyi beklediğimiz son yerlerden biri bile olabilir! Ancak gezegen sistemlerinin oluşumu hakkında bize bir fikir verememektedir. Güneş Sistemi dahil en olası gezegen sistemi oluşum süreci yeni doğan bir yıldız çevresinde geçerken, pulsarlar birer ölü yıldızdır.

Diğer bir sebep ise, pulsar gezegen sistemlerinin oldukça nadir olmasıdır; şu ana kadar pulsar yörüngesinde bulunan sadece 7 tane ötegezegen keşfedilmiştir. Ayrıca bu keşifte kullanılan pulsar zamanlama yönteminin, başka bir yıldız için uygulanamaması da olası başka keşifler önünde bir engeldir.

Özetle, bu keşfin bize kabul edilen ilk ötegezegenleri kazandırmış olmasına karşın, ötegezegen araştırmalarına olan etkisi pek de büyük olamadı.

52 Pegasi b

Haute-Provence Gözlemevi'nde 142 tane yıldızın radyal hızlarını inceleyen Michel Mayor ve Didier Queloz, 1995 yılında 51 Pegasi yıldızının yörüngesinde, minimum kütlesi yarım Jüpiter kütlesine eş bir ötegezegen keşfettiklerini duyurdular.

Bahsedilen kütle aralığı, objenin bir gezegen olduğuna ikna olmak için kabul edilebilir bir değerdi. Bulgularında makul gelmeyen şey ise, objenin 4,2 gün gibi oldukça kısa bir periyoda sahip olmasıydı. Bu da objenin yıldızına olan uzaklığını 0,005 AU yapmaktaydı (Tr: "astronomik birim"; Dünya ile Güneş arasındaki ortalama mesafe 1 AU kabul edilir), yani Jüpiter’in Güneş’e olan uzaklığının sadece %1'i... Mesafenin ne kadar az olduğunu daha da vurgulamak gerekirse: Bu devasa gezegen Güneş Sistemi'nde bulunsaydı, Merkür’ün yörüngesinin içinde hareket ediyor olurdu! Bu yakınlıktaki bir gezegenin oldukça sıcak olması beklenir: yaklaşık 1300 Kelvin kadar. Tüm bu saydığımız özelliklerden dolayı bu tip ötegezegenlere "sıcak Jüpiter" (İng: "hot Jupiter") adı verildi.

Elimizdeki kesin tek gezegen sistemine (Güneş Sistemi) ve gezegen oluşum modellerine bakıldığında, Jüpiter benzeri hiçbir gezegenin yıldızına o mesafede oluşmuş olamayacağı bilinmektedir. Mayor ve Queloz bunu olası bir gezegen göçü (İng: "planetary migration") ile açıklamıştır: Bu teoride, gezegenlerin günümüzdeki modellere uygun bir mesafede oluşup, gaz diski gibi dış etmenlerle olan etkileşiminden dolayı içe doğru bir göç olabileceği söylenmektedir. Bu teorinin varlığı zaten bilindiği için, objenin gerçekten de bir ötegezegen olduğu fikrine ısınmak kolaylaşmıştı.

Dev bir gezegenin yıldızına bu kadar yakın olmasının doğurduğu bir başka sonuç da onu gözlemlemenin çok daha kolay olmasıdır. Evrensel kütleçekim yasasına göre iki obje birbirlerine yaklaştıkça, aralarındaki kütleçekimi kuvveti artacaktır; yani yıldızın radyal hızındaki değişim de artacaktır. Ölçtükleri değişim, bir periyotta 59 m/s kadar yüksek bir değerdi; karşılaştırma için sırasıyla Jüpiter ve Dünya’nın bir periyotlarında Güneş üstündeki etkileri sadece 13 m/s ve 0,1 m/s olduğu hatırlatılmalıdır.

Sonuç olarak, böylesine yüksek bir hız değişim değerini ölçmek için çok hassas aletlerin gerekmiyor olması ve 4 gün gibi kısa bir yörünge periyodu dikkate alındığında, Mayor ve Queloz’un bulgularının onaylanması için keşiflerinin üstünden çok süre geçmemesi oldukça anlaşılırdır. Böylece, Güneş-benzeri bir yıldızın yörüngesinde bulunan ilk ötegezegen keşfedilmişti.

Ötegezegenlerde Yeni Bir Çağ

Astronomların, yıldızlara hiç beklemedikleri kadar yakın mesafede dev gezegenlerin varlığını fark etmeleri, ötegezegen keşiflerinin önünü açtı; şimdi çok daha fazla yıldızı çok daha kısa süreler içinde inceleyebilirlerdi. 51 Peg b’nin keşfinden sadece bir yıl sonra, Geoffrey Marcy ve Paul Butler, yine Güneş-benzeri yıldızların yörüngesinde iki tane Jüpiter kütleli ötegezegen keşfettiler. Onları takip eden beş yıl içinde de birçok ayrı grup tarafından toplam 34 tane ötegezegen keşfedildi.

Takip eden yıllarda, ötegezegen keşfi için başka metotlar da kullanılmaya başlandı. 2000 yılında geçiş metodu ile keşfedilen ilk ötegezegen duyuruldu. Bir gezegenin yıldızının önünden geçişi sırasında bize ulaşan ışığı az da olsa engellemesi mantığıyla çalışan bu yöntem ile, ötegezegenlerin periyodu ve yarıçapları hesaplayabilmektedir. Şu ana kadar keşfettiğimiz ötegezegenlerin yaklaşık %75’i, yani 3000’in biraz üzerinde sayıda ötegezegen, geçiş metodu sayesinde bulunmuştur.

Bir dönem ötegezegen keşfetmeye ödenek bile verilmezken, günümüzde artık çok sayıda büyük proje, tam da bu işe odaklanmış durumdadır. Kepler Teleskobu, 2009 yılında, geçiş metodu ile binlerce ötegezegen bulmak amacıyla uzaya fırlatıldı. 2013 yılında teknik bir arızaya kadar görevine devam eden Kepler, bundan sonraki arama sürecine K2 adı ile, 2018 yılına kadar devam etti. Kepler, 2600’den fazla olmak üzere bize en çok ötegezegeni kazandırma unvanını taşımaktadır.

Hala devam eden bir proje olan TESS, 2018 yılında yine geçiş metodunu kullanmak üzere görevine başlamıştır. Şu ana kadar bulduğu 2400 ötegezegen adayından 81 tanesi teyit edilmiştir.

Gelecek bir projeden bahsedecek olursak da James Webb Uzay Teleskobu özellikle ilginç bir proje olacaktır. Çünkü görevlerinden biri, ötegezegenlerin atmosferlerini incelemek olacaktır. Teleskobun fırlatılışı normalde 2007 yılı olarak planlanıp, birçok kez ertelenmek zorunda kalmış olsa da 2021 yılının sonlarına doğru fırlatılması beklenmektedir.

NASA

Sonuç

Bundan çok da uzak olmayan bir geçmişte ötegezegen aramak, ciddiye bile alınmayan bir alandı. Bu araştırmalardan beklenti, yok denilecek kadar azdı. Açıkçası kendini buna adamış çok sayıda insan da bulunmamaktaydı; en nihayetinde pek az insan, başka sistemlerde bir Jüpiter bulma uğruna yıllarını harcayıp, üstüne hiçbir sonuç bulamama ihtimalini göze almak ister.

Ancak Güneş-benzeri bir yıldızın yakın yörüngesinde bir gezegen keşfetmek, her şeyi değiştirdi. Birkaç günlük periyoda sahip bir dev gezegen keşfetmek, kimsenin beklemediği bir şeydi. Bu keşif, kolay yoldan ötegezegen bulmanın yolunu göstermesinin yanında bizi gezegen oluşumu teorimizi yenilemeye de itti.

Sonuç olarak, ötegezegen araştırmaları için her şey tersine döndü; ödenekler bu alana yığılırken, gezegenler ve sistemleri hakkında her geçen gün daha da fazla şey öğrenmeye başladık. Gelecekte daha da güçlü teleskoplar ile keşfedebileceğimiz ötegezegenlerin düşüncesi gerçekten de çok heyecan verici!