Ötegezegen Nedir? Ötegezegenler Nasıl Keşfedilirler?

Ötegezegen, diğer adıyla dış gezegen, Güneş Sistemi dışında yer alan ve başka bir yıldızın yörüngesinde bulunan gezegenlerdir. Bu terim, "exo" (yani "öte", "ötesinde") ile "planet" (yani "gezgin", "gezegen") kelimelerinin birleşiminden oluşur ve İngilizce'deki "exoplanet" teriminin Türkçe karşılığıdır.

Ötegezegenlerin keşfi, astrofizikte büyük bir dönüm noktası olarak kabul edilir. Gelişen teknoloji ve uzay teleskopları sayesinde günümüzde artık binlerce ötegezegen tespit edilmiştir ve bunların sayısı giderek artmaktadır. Bu gezegenlerin varlığı, Evren'de başka yaşam formlarının olup olmadığı sorusuna da yeni bir boyut kazandırmıştır. Ötegezegenlerin keşfi ve incelenmesi, hem gezegen oluşumu hem de yaşamın evrende yaygınlığı konusunda önemli bilgiler sağlar.

Günümüzde ötegezegenlerin oldukça geniş bir çeşitliliğe sahip olduğunu da biliyoruz. Örneğin bugüne kadar keşfedilen ötegezegenler arasında gaz devleri, kaya gezegenler, su dünyaları ve karasal gezegenler bulunmaktadır. Özellikle de "yaşanabilir bölge" olarak adlandırılan, yıldızına ne çok yakın ne de çok uzak olan ve sıvı su bulundurabilecek gezegenler, astrobiyologların ilgisini çekmektedir. Bu gezegenler, yaşamın var olma ihtimalini araştırmak için en uygun adaylar olarak görülür.

Halcyon Maps

Kaç Tane Ötegezegen Var?

Işık kirliliğinin olmadığı bir yerde başımızı kaldırıp göğe baktığımız zaman ışıl ışıl parlayan binlerce yıldız görürüz. Bizim Güneşimizin de bir yıldız olduğunu hesaba katarak, şu soruyu sormamız işten bile değildir: "Acaba gördüğümüz bu yıldızlar da çok uzaklarda başka gezegenlerin Güneşleri olabilirler mi?"

Bu soru ilk olarak kim tarafından, ne zaman soruldu bilinmez; ancak günümüzde, sayısını tam olarak bilemesek de Evren'de trilyonlarca yıldız olduğunu ve bu yıldızların pek çoğunun yörüngesinde aynı bizim Güneş Sistemimizde olduğu gibi gezegenler bulunabileceğini biliyoruz.

Ne var ki bunları keşfetmeye başlamak için epey bir beklemek zorunda kaldık. Çünkü başka bir yıldızın etrafında dönen gezegenlerin varlığına dair ilk bilimsel gözlemler 1988 yılında yapılmıştı. Bu yıldız, bizden 2.300 ışık yılı uzaklıkta, Başak Takımyıldızı sınırları içerisinde konumlanmış PSR B1257+12 adında bir pulsardı. Dört sene sonra, yani 1992 yılında ise bu pulsarın etrafında dönen karasal gezegenler tespit edildi ancak bu tespitin kesin olarak onaylanma süreci 2012 yılına kadar devam edecekti.

Güneşimiz gibi hidrojeni yakıp helyuma dönüştüren bir anakol (main-sequence) yıldızının etrafında dönen ilk ötegezegen ise 1995 yılında keşfedildi. 51 Pegasi adındaki yıldız, bizden yaklaşık 51 ışık yılı uzaklıkta, Kanatlı At (Pegasus) Takımyıldızı sınırları içerisinde bulunuyordu. Bu yıldızın yörüngesinde hareket etmekte olan ötegezegen ise 51 Pegasi-b olarak adlandırılmıştı ve Jüpiter benzeri bir gaz devi olan "Sıcak Jüpiter" gezegen sınıfına giriyordu. Sıcak Jüpiterler, yıldızına çok yakın mesafelerde bulundukları için Güneş sistemimizdeki Jüpiter'den çok daha sıcaktırlar. 51 Pegasi-b'nin yıldızının etrafındaki bir tam dönüşünün yalnızca üç gün olduğunu da belirtmekte fayda vardır. Yani bu ötegezegende geçen bir yıl, bizim gezegenimizdeki üç güne eşittir.

İlkin 51 Pegasi-b gibi ötegezegenlerin varlığının doğrulanması, gelecekte daha yüzlerce ötegezegen keşfinin yapılacağının da adeta habercisi gibiydi. Gerçekten de sonraki yıllarda binlerce yeni ötegezegen keşfedildi; Evren'deyse milyarlarca, belki trilyonlarca ötegezegen olduğu tahmin ediliyor.

Keşfedilmiş bunca ötegezegenin arasında, üzerinde yaşamanın ihtimal dahilinde olduğu Dünya benzeri gezegenler de elbette yok değildir. 2011 yılında Kepler Uzay Teleskobu tarafından keşfedilmiş Dünya'dan yaklaşık 2,4 kat daha büyük olan Kepler-22b ötegezegeni, 2014 yılında keşfedilen Kepler-186f ötegezegeni ve "Süper Dünya" olarak adlandırılan Gliese 832c ötegezegenleri, bunlardan yalnızca birkaçıdır. Öte yandan, keşfedilen binlerce ötegezegen arasında yüzeyinde lav okyanuslarının bulunduğu düşünülen Kepler-10b, akıllara Star Wars filmini getiren ve iki yıldızın birden aydınlattığı Kepler-16b veya albedo (yansıtabilirlik) oranı sıfıra yakın olan TrES-2b gibi son derece ilginç ötegezegenlerin sayısı da bir hayli fazladır.

NASA

4 Mayıs 2024 İtibari ile NASA Ötegezegen Arşivi'ne göre, bu dolaylı gözlem metotları ile keşfettiğimiz tam 5616 ötegezegen bulunmaktadır. Verilere göre keşfedilen ötegezegenlerin 4171 tanesi transit (geçiş), 1089 tanesi radyal hız ve geri kalan 356 tanesi ise diğer metotlar ile keşfedilmiştir.

NASA Exoplanets

Ötegezegenler Nasıl Keşfedilir?

Grafikten de rahatlıkla görebileceğimiz gibi transit (geçiş) yöntemi, ötegezegen araştırmalarında en çok kullanılan ve en fazla ötegezegeni keşfetmemizi sağlayan yöntemdir.

Radyal Hızdaki Değişim Yöntemi

Bilindiği üzere astronomlar herhangi bir gökcisminin bizden uzaklaşmakta ya da bize yaklaşmakta olduğunu fizikteki Doppler etkisini kullanarak çözümleyebiliyorlar. Örneğin yıldızların çoğunun Doppler etkisine göre renginin kırmızıya kaydığını gözlemleyen astronomlar, buradan hareketle evrenin genişlediği çıkarımını yapmışlardı. Benzer biçimde; eğer bir yıldızın etrafında dönen bir ötegezegen varsa, bu ötegezegen kütleçekim kanunları gereği yıldızın radyal hızını etkileyecektir. Bu etki ise Doppler etkisi sayesinde elde edilen spektrum çizgilerine yansıyacaktır. Spektrum çizgilerini inceleyen astronomlar böylece gezegenleri tespit edebilirler. Bu keşif tekniği aynı zamanda yazımızın başında bahsettiğimiz, 1995 yılında keşfedilen ilk ötegezegenlerden biri olan 51 Pegasi-b'nin keşfinde de kullanılan yöntemdir.

ResearchGate

Geçiş (Transit) Yöntemi

Gezegenler, yıldızlarının önünden geçerken yıldızın parlaklığının çok küçük bir oranda azalmasına neden olurlar. Ancak parlaklıktaki bu azalma öylesine küçüktür ki tek seferlik bir parlaklık düşüşünde astronomlar hemen buna bir gezegenin sebep olduğu çıkarımını yapmaktan kaçınırlar. Parlaklık azalmasının ne kadar küçük olduğunu anlayabilmek için şöyle bir örnek düşünebiliriz: Şu an bakmakta olduğunuz bilgisayar veya telefon ekranında bir pikselin çalışmadığını düşünün. Bu ölü piksel, aslında ekran parlaklığınızın düşmesine sebep olmuştur ancak parlaklıktaki bu minik azalmayı fark etmeniz imkansızdır. Benzer şekilde, gezegenler de kendi boyutlarından binlerce kat daha büyük yıldızların önünden geçtiklerinde küçük bir ölçüde parlaklık azalmasına neden olurlar. Bunun sebebinin bir gezegen olduğunu doğrulayabilmek için astronomlar, aylar hatta bazen on yıllar içerisinde parlaklıktaki azalmanın düzenini kontrol ederler. Çünkü gezegenler, yıldızlarının önünden yörüngelerine bağlı olarak mutlaka tekrar geçeceklerdir.

NASA

Fakat elbette gerçek bir parlaklık verisi aldığındığız zaman bu şekilde “temiz” bir grafik ile karşılaşılmıyor.

British Astronomical Association

Grafikteki siyah noktalar, yıldızdan alınmış parlaklık verilerini temsil etmektedir. Görülebileceği üzere parlaklık verileri gürültülü bir sonuç verektedir. Bu noktada veri üzerinden matematiksel yöntemler ile çıkarım yapılabilmesi adına "fit etmek" (uydurmak) denilen istatistiki bir yöntem ile grafik eğrisi gürültüsüz bir hale dönüştürülmektedir (kırmızı çizgi böyle elde edilmiştir). Bu işlem verinin "ortalama değerini almak" gibi düşünülebilir.

Transit (Geçiş) Yönteminin Dezavantajları

Transit yönteminin çalışabilmesi için en temel şart periyodik değişimdir. Işık eğrisindeki azalma periyodik değilse, yani birbirini belirli zaman aralıklarında takip etmiyorsa, kaynağı bir ötegezegen olmayabilir.

Burada önemli olan bir hususa değinmekte fayda görüyoruz: Ötegezegenlerin yıldızları etrafındaki periyotları çok büyük bir skalada değişkenlik gösterebilir. Kimi ötegezegenin periyodu saatlerle ifade edilirken kimileri ise yıllarla hatta on yıllar ile ifade edilebilir. Şans eseri uzun periyotlu bir ötegezegenin yıldızının önünden geçtiği ana denk gelebiliriz, fakat bir sonraki geçiş yıllar sonra olacağından bu ışık azalmasının gezegen kaynaklı olup olmadığını bilemeyebiliriz.

Bu durum sadece transit (geçiş) yönteminin değil, diğer yöntemlerin de sahip olduğu en büyük dezavantajlardan biridir. Eğer ki bir ötegezegenin periyodu çok uzunsa, gezegeni keşfetmek ve hakkında bilgi edinebilmek için yapacağımız araştırmanın da süresi aynı oranda uzun olur.

Transit (geçiş) yönteminde dezavantaj oluşturan bir diğer durum ise açı farkıdır. Eğer ki bir ötegezegenin yörünge açısı, yıldızı ile gözlem aletimizin arasından geçecek şekilde değilse, ötegezegenden transit (geçiş) yöntemi ile herhangi bir veri alınamaz.

Alınan Verinin Güvenilirliği

Tabii burada önemli olan verinin doğruluğudur, bu tip ışık azalmaları farklı etkenlerden de kaynaklanabilir. Mesela Dünya’daki bir gözlemevinden yapılan bir ölçümde atmosferik şartlar veride gürültü veya belirgin ışık eğrisi değişiklikleri yaratabilir; gözlem aracına bağlı olan ve görüntü almamızı sağlayan kameramızın görüntü çipi, kızılötesi radyasyondan etkilenerek bu tip bir etkiye sebebiyet verebilir veya gözlemlediğimiz yıldız ve gözlem aracımız arasındaki bölgede meydana gelen bit gök olayı belirgin farklar yaratabilir.

Bu gibi durumlar veri güvenilirliğini düşürür ve sağlıksız sonuçlar elde edilmesine sebep olur. Bu sebepten ötürü, özellikle Dünya’daki gözlem araçları ile yapılan ötegezegen araştırmalarında alınan verinin güvenilirliğinden emin olunması için bazı şartların sağlanması gerekir.

Örneğin genellikle büyük çaplı araştırmalarda, Dünya'nın farklı yerlerindeki farklı gözlem aletleri de söz konusu yıldızdan veri toplarlar. Bu işlemin amacı hem veri havuzunu büyüterek hatalı veri oranını düşürmek hem de günleri takip eden gece gündüz döngüsünde kesintisiz veri alınabilmesini sağlamaktır. Eğer ki geçiş, sizin gözlem aracınızın olduğu bölgede gündüz saatlerinde gerçekleşirse herhangi bir veri elde edemezsiniz. Gündüz vakitleri herhangi bir şekilde gözlem yapılamaz.

Ötegezegenlerin Atmosferlerini Nereden Biliyoruz?

Ötegezegen tespit etmek için bugüne dek kullanılan en etkili iki yöntem bu olsa da astronomların önünde halen pek çok problem vardır. Bunlardan birisi, ötegezegenlerin atmosferleri hakkında bilgi edinmenin oldukça zor olmasıdır. Çünkü bir ötegezegenin Dünya benzeri ve gerçekten yaşama elverişli olduğunu anlayabilmemiz için atmosferi hakkında da bilgi sahibi olmamız gerekir. Ötegezegenlerin atmosferleri hakkında edinilen bilgiler bugüne dek aslında dolaylı tahminlerden ibaretti. Çünkü doğrudan edinilmesi oldukça zor olan bu tür bilgiler, gezegenlerin yıldızlarına olan uzaklıkları, yıldızlarının boyutu ve sıcaklığı gibi pek çok parametrenin ele alınarak hesaplanması sonucu ortaya çıkarılmaktadır.

Astronomlar, aslında ötegezegen atmosferleri hakkında doğrudan bilgi edinebilmek için ne yapmaları gerektiğini bir süredir biliyorlardı. Ancak bu yöntemi sağlıklı bir biçimde uygulamak için oldukça gelişmiş bir teknoloji kullanılması gerekiyordu. Neyse ki 2 Kasım 2018'de yayınlanan bir çalışma, bu sorunun da artık bir çözüme kavuşturulduğunun ilk müjdesini veriyor. Evet, artık başka yıldızların etrafında dolanan gezegenlerin atmosferleri hakkında detaylı bilgilere de sahip olabileceğiz! Çalışmanın detaylarına geçmeden önce işin mantığını bir kavrayalım.

Yazımızın bir bölümünde, geçiş yöntemiyle ötegezegenlerin nasıl keşfedildiğinden bahsettik. Bu yöntemi bazı son teknoloji ekipmanlarla daha etkili bir biçimde kullanarak atmosferler hakkında da bilgi sahibi olabiliriz. Hatırlayacağınız üzere bir gezegen, yıldızının önünden geçerken yıldızın parlaklığı azalır ve bu azalma, orada bir gezegen bulunduğunun habercisidir. Ancak daha da önemlisi, gezegen, yıldızının önünden geçerken yıldızın ışığı ötegezegenin atmosferi içerisinden geçip bize ulaşmış demektir. Yani çok uzaklardan gelen bu ışığın içerisinde aynı zamanda gezegenin atmosferi hakkında bilgiler de mevcuttur. En nihayetinde, eğer bir ötegezegeni, oradan gelen ışığın içerisindeki bilgileri ayıklayıp tespit edebilecek sofistike cihazlar ile fotoğraflayabilirsek ötegezegenin atmosferi hakkında da net bilgiler edinmiş oluruz.

Spektroskopik Yöntemler

Geçiş esnasında yıldızdan saçılan ışığın bir kısmı, gezegenin atmosferinden geçerek gözlem aletimize ulaşır. Gelen ışığın spektroskopik verisini incelersek, gezegenin atmosferinin hangi molekülleri içerdiğinin çıkarımını yapabiliriz.

NASA

Moleküller, üzerlerine gelen ışığı dalga boylarına göre belirli miktarlarda soğurur. Eğer bir molekülü geniş dalgaboyu aralığına sahip bir foton bombardımanına tutarsanız ve bu esnada molekül ile etkileşen fotonların hangi dalgaboyunda, yüzde kaç oranında soğurulduğunun bir ölçümünü alırsanız, o molekülün spesifik dalgaboylarındaki fotonları, spesifik oranlarda soğurduğunu görürsünüz. Bu özellik moleküller için imza niteliği taşır.

Ötegezegenler için bu yöntemi uygulamak istediğimizde, eğer ki spektroskopik veriyi direk incelersek, gelen verinin ötegezegenin etrafında döndüğü yıldızın da verisini içerdiğini görürüz. Bu etkiyi yok edip, ötegezegenin verisini yalın bırakmak için ise yıldızın geçiş olmayan esnada alınmış bir verisi, birleşik veriden çıkarılır ve bu sayede elimizde sadece söz konusu ötegezegenin verisini içeren bir grafik kalmış olur.

NASA/JPL-Caltec

Mesela aşağıdaki grafikte James Webb teleskobunun, Wasp-96b isimli ötegezegenden aldığı spektroskopik veriyi görüyorsunuz. Dikey eksen soğurulan ışık miktarını yatay eksen ise mikron cinsinden dalga boyunu temsil ediyor.

NASA

Görselde su molekülü profiline benzerlik gösteren noktaların olduğunu görebilir ve dolayısıyla bu gezegenin atmosferinde yüksek ihtimalle su molekülü bulunduğu çıkarımını yapabilirsiniz. Yapılan bu atmosferik analizler, özellikle gezegen oluşumu ve evrimi açısından bizlere oldukça fazla bilimsel veri sağlamaktadır.

Dahası, atmosfer hakkındaki bilgileri yalnızca geçiş yöntemi kullanarak değil, ötegezegenleri doğrudan görüntülemeyi başardığımız zaman da elde edebiliriz. Hawaii'deki Keck Gözlemevi'nde kullandıkları özel spektroskopi araçlarıyla astronomlar, aslında tam da bunu yaptılar. Doğrudan fotoğraflarını çektikleri ötegezegenden gelen ışığı analiz ederek gezegenin atmosferinde su bulunduğunu açığa çıkardılar!

Exoplanet

Vaka Analizi: HR 8799c Ötegezegeni

30 milyon yaşındaki HR 8799 yıldızının etrafında dolanan b, c, d gezegenleri ilk kez 2008 yılında gözlemlendi. 2010 yılına gelindiğinde ise dördüncü gezegen olan "e" gezegeni de keşfedildi. Jüpiter'den yaklaşık 7 kat daha fazla kütleye sahip olan HR 8799c gezegenine dair yapılan yeni çalışmalar, gezegenin metandan yoksun olan atmosferinde suyun var olduğunu açığa çıkardı.

NRC-HIA/C. MAROIS/W. M. KECK OBSERVATORY

HR 8799c, gaz devi bir gezegen ve yıldızı etrafında bir tam dönüşünü 200 yılda tamamlıyor. Bu ötegezegenin atmosferinde suyun varlığının tespit edilmesi ötegezegen araştırmaları için mihenk taşı olarak kabul ediliyor. Çünkü artık bu sayede astronomlar gelecekte Dünya benzeri gezegenleri daha yüksek bir doğrulukla tespit edebilecekler.

Bizden 179 ışık yılı uzaklıkta bulunan HR 8799c ötegezegeni üzerine yapılan gözlemler için Hawaii'de bulunan Keck Gözlemevi teleskopları kullanıldı. Keck Gözlemevi, 4145 metre yükseklikte iki teleskoptan oluşuyor. Teleskoplardan birinde "adaptif optik" adı verilen bir teknoloji sayesinde Dünya'nın atmosferinin yarattığı bulanıklaştırma engelleniyor. "Keck 2" adındaki ikinci teleskopta ise "NIRSPEC" adı verilen yüksek çözünürlüklü spektrometre teknolojisi kullanılıyor. Bu iki teknoloji birleştirilerek ötegezegenlerin fotoğrafları çekiliyor. Daha sonra ise NIRSPEC sayesinde astronomlar, gezegenlerin atmosferlerindeki kimyasal bileşimleri tespit edebiliyorlar.

NIRSPEC teknolojisi sayesinde HR 8799c ötegezegeninin atmosferinde suyun keşfedilmesi, gelecekte onlarca, hatta belki binlerce yaşanılabilir ötegezegen keşfinin gerçekleşebileceğinin de habercisi demek. Kim bilir belki de gelişen ötegezegen araştırmaları ve gözlem teknikleri sayesinde bir gün, binlerce yıldır yalnızca sormakla kaldığımız "Evrende yalnız mıyız?" sorusunun bilimsel cevabına dahi kavuşabiliriz.

Parlaklık Farkı İle Ötegezegenlerin Boyutları Bulunabilir!

Bir ötegezegen, yıldızı ve bizim gözlem aracımızın arasından geçerken, göreli bir ışık parlaklığı farkı yaratır ve zaten bahsettiğimiz gibi transit(geçiş) yöntemi bu parlaklık farkının tespit edilmesine dayanır.

Bu parlaklık farkından yararlanılarak ötegezegenin yarıçapı hesaplanabilir.

Parlaklık, akı değeri ile ölçülür. Akı, ışık şiddeti ile yüzey alanının çarpımı ile hesaplanır ve kaynaktan yayılan toplam foton miktarı olarak tanımlanır. Gözlem aracımız bir yıldızı izlerken, yıldızın akı değerini yani parlaklığını sürekli olarak kaydeder.

Burada ölçülen parlaklık yıldızın gerçek parlaklığı değildir ve zaten gerçek değeri ölçmemize veya bilmemize gerek yoktur. Ötegezegenin boyutunu hesaplamak için odaklanılması gereken nokta, ötegezegen geçişi esnasında ışık şiddetinin ne kadar azaldığıdır. Bu doğrultuda grafikte yıldızın tek başında gözlendiği esnadaki parlaklığına bir değer atanır (genellikle 1) ve geçiş esnasında bu değerin ne kadar düştüğü dikkate alınır.

Buradaki bir diğer önemli nokta ise şudur: Yıldızlar küredir ve biz onlara karşıdan baktığımız zaman bir daire görürüz. Gördüğümüz bu dairesel alandaki ışık şiddeti dağılımı ise her bölge de aynı değil, kenarlarda daha az orta noktada ise daha fazladır. Tam da bu sebepten ötürü grafiklerdeki ışık azalması eğrilerinin başlangıcı ve bitişleri dik değil logaritmik bir eğriye benzer şekildedir.

Ötegezegenin boyutunu öğrenmek için kullandığımız formülde ise ışık akısının minimuma düştüğü nokta yani azalma eğrisinin orta noktasındaki değer kullanılır.

Eğer söz konusu ötegezegenin etrafında döndüğü yıldızın yarıçapı halihazırda biliniyorsa bu basit formül ile ötegezegenin yarıçapı rahatlıkla hesaplanabilir;

$\Delta F\equiv \frac{Fnotransit-Ftransit}{Fnotransit}=(\frac{Pplanet}{Pstar}{)}^2$

Burada; $Fnotransit$ yıldızın geçiş yokken ki ölçülmüş akı değeri, $Ftransit$ yıldızın geçiş esnasında ölçülmüş akı değeri, $Pplanet$ ötegezegenin yarıçapı ve $Rstar$ ise yıldızın yarıçapıdır.

Görüldüğü üzere akı farkının oranı, yıldızın ve ötegezegenin kesit alanının farkına eşittir. Transit(geçiş) yöntemi ile elde edilen veriler ile keşfettiğimiz ötegezegenin daha pek çok özelliğine dair çıkarımlar yapabiliriz. Fakat sadece bu yöntemle elde ettiğimiz veriler yetmez. Mesela, bir ötegezegenin kütlesini öğrenmek istiyorsak, diğer yöntemlerden edinebileceğimiz verilere ihtiyaç duyarız.