Gezegenler ve yıldızların kütleleri nasıl ölçülüyor?

Gezegenlerin kütleleri başka gökcisimlerine uyguladığı kütle çekim etkisinin belirlenmesiyle ölçülüyor. İki cisim arasındaki kütle çekim kuvveti,cisimlerin kütleleriyle doğru, aralarındaki mesafenin karesi ile ters orantılıdır. Kütlesini ölçmek istediğimiz gezegen ile gök cismi arasındaki mesafe arttıkça kütle çekimi de azalır.

Kütleçekim etkisi iki cisim arasındaki mesafeyle ters orantılı olduğundan gezegenin yakınında hareket eden bir cismin yörüngesinde meydana gelen değişim gezegenin kütlesinin ölçülmesine yardımcı olur. Bu amaçla çoğunlukla gezegenlerin sahip olduğu doğal uyduların hareketleri gözlemlenir. Ancak Güneş Sistemi’ndeki gezegenlerden Merkür’ün ve Venüs’ün doğal uyduları yok. Bu gezegenlerin kütleleri diğer gezegenlerin hareketlerinde neden oldukları değişime bakılarak belirlenmeye çalışılıyordu. Bu nedenle kütleleri yüksek kesinlikle belirlenememişti. Günümüzde Merkür’ün, Venüs’ün ve asteroit gibi küçük gökcisimlerinin kütleleri, bu gökcisimlerini ziyaret eden uzay araçları tarafından doğru bir şekilde ölçülebiliyor. 

Gravitasyon sayesinde buluyoruz. Mesela, herhangi bir gezeginin uydusu onun yörüngesinde hareket ederken, bu yaptığı yörüngenin periyodu yalnızca gezegenin kütlesine bağlı. Bu kütle aynı zamanda yörüngede yaptığı hızı da etkiliyor haliyle.  Yani savarog'un karadelik konusunda da bahsedildiği gibi, Kepler'in 3. yasası ile kütleleri elde edebiliyoruz. Veya, kütleçekimsel merceklenme(gravitational lensing) denilen ışığın büyük kütleler tarafından bükülmesini gözlemleyerek yine bulabiliyoruz. Bunun formülü ise şöyle: 

G ve c burda sabitlerimiz, r dediğimiz cisimin ışığa olan uzaklığı Teta ise sapma açısı.  Fakat kullanılan en yaygın metod, kütlesi hesaplanmak istenen cismin etrafında dönen bir cismin yörünge hareketini izlemek olacaktır. 

yıldız ve gezegen birbirlerinin etrafında dönerler. Ama yıldızın kütlesi gezegenden çok daha fazla olduğu için yıldız-gezegen ortak kütleçekim merkezi yıldızın içinde kalır ve yıldızın dönme hareketi hissedilmez ama gezegenin kütlesine ve yıldıza olan uzaklığına bağlı olarak yıldızın tayfında döngüsel bir "yalpa" hareketi ortaya çıkar. Bu yalpa hareketi ile yıldız düzenli olarak gözlemciden uzaklaşıp yakınlaşır, bu durum yıldızın tayfında Doppler etkisi olarak gözlemlenir. Doppler etkisi yaklaşma ve uzaklaşmaya bağlı olarak yıldız tayfında olan dalgalanmadır. Bu tayfı yıldız oluşum ve yaşam döngüsü kuramlarını kullanıp hesaplayarak yıldızın kütlesi, yaşı, yıldızın kimyasal materyali bulunabilir. Ve yıldızın kütlesi biliniyorsa yıldız tayfındaki yalpa hareketi hesaplanarak etrafında dönen gezegenin kütlesi bulunabilir. Bu yöntemin kusuru gezegen kütlesinin minimum değerini vermesidir yani oranında fark olabilir. Ama 160 ışıkyılına kadar olan uzaklıkta bütün gezegenlerin kütlesi bu yöntemle çok doğru bir şekilde hesaplanabilir. Bu bahsettiğim yöntem "Radyal hız yöntemi" diğer yöntem transit yöntemi ile birlikte hesaplanırsa oldukça duyarlı sonuçlar alınabilir. Transit yönteminde yıldızın önünden geçen gezegen yıldızın tayfında değişikliklere sebeb olur. Bu yöntemin Radyal'a göre avantajı gezegenin boyutunu da bize göstermesi. Ayrıca gezegenin atmosferindeki gazlar yıldızın ışığını değişik şekillerde soğurduğu, tayfı bozduğu için gezegenin atmosferini oluşturan gazlar belirlenebiliyor ve radyal yöntemi ile birlikte kullanıldığında gezegenin yoğunluğu, bir gaz devi mi yoksa kayalık gezegen mi olduğu tespit edilebiliyor. Ayrıca transit yöntemi, radyalın gezegen kütlesi hesabını daha hassas bir biçimde ölçülmesine yardımcı oluyor. Gözlem aygıtımız ne kadar gelişmiş ise hesaplama o kadar tutarlı olacaktır.