Gezegenlerin Geçişini Yakalayabilmek
Yıldızlar her yöne homojen bir şekilde ışıma yapan ışık küreleri olarak düşünülebilir. Bir yıldız sisteminde yörünge hareketi yapan gezegenler, Dünya’ya göre yıldızının önünden geçerken yıldızdan gelen ışığın bir kısmını engeller. Bu sırada yıldızdan Dünya’ya ulaşan ışık miktarında bir azalma olur. Gezegen yıldızının önünden geçtikten sonra ise yıldızdan gelen ışık miktarı eski seviyesine ulaşır. Bu olay geçiş ya da transit olarak isimlendirilir. Işıktaki azalma miktarı gezegenin çapıyla ilişkili olduğundan bu yöntem, ötegezegenin yarıçapını yıldızın yarıçapına oranla ölçmeye olanak sağlar. Ancak gezegenin çapı yıldızınkine kıyasla çok küçük olduğundan ışık miktarındaki değişim çok düşüktür. Bu nedenle geçişin tespit edilebilmesi için ışık ölçüm (fotometri) hassasiyeti yeterli seviyede olmalıdır. Fotometrik hassasiyeti artırabilmek için daha fazla ışık toplanması gerekir.
Bu, temelde gözlenen yıldızın parlaklığına ve gözlem yapılan teleskobun büyüklüğüne bağlıdır. Dünya benzeri küçük gezegenlerin geçişini yakalayabilmek için Güneş sistemine görece yakın ve küçük yıldızlar takip edilir. Çünkü gezegenlerin görece küçük yıldızların önünden geçerken ışık miktarında neden oldukları değişim miktarı daha büyüktür.
Ötegezegen Araştırma Uydusu TESS
2018’de NASA tarafından uzaya gönderilen Geçiş Hâlindeki Ötegezegen Araştırma Uydusu (TESS), ışığı toplayan açıklığı 10 cm çapında olan dört kameraya sahip. Her biri 24×24 derecelik bir görüş alanına sahip olan kameralar birlikte çalışarak gökyüzünde 24×96 derecelik şerit şeklinde geniş bir alanı tarayabiliyor. Bu sayede binlerce yıldızın ışığını aynı anda tespit edebiliyor. Ancak kameraların bir pikselinin gökyüzünde kapladığı alan büyük olduğundan yıldızların birbirinden ayrılması için yer tabanlı teleskopların yardımına ihtiyaç duyuluyor. TESS, geçiş yöntemiyle binlerce ötegezegen adayı belirledi. Bu adaylar yerden gözlem yapan teleskoplarla gözlemlenerek 700’den fazla ötegezegen keşfedildi.
Yaşama Elverişli Bölgedeki Ötegezegenler
Güneş sistemindeki gezegenlerin fiziksel özellikleri arasında bariz bir ayrım görülür. Güneş’e yakın gezegenler Merkür, Venüs, Dünya ve Mars küçük ve kayaç gezegenlerken görece uzak gezegenler Jüpiter, Satürn, Uranüs ve Neptün ise büyük gaz devleridir. Güneş sistemindeki gaz devi gezegenlerin en küçüğü olan Neptün’ün çapı, en büyük kayaç gezegen olan Dünya’nınkinden dört kat daha büyüktür. Bu nedenle gezegenlerin oluşumuyla ilgili ilk teoriler, Güneş sistemindeki gezegenlerin fiziksel özelliklerindeki bu farkı açıklayacak şekilde kurgulanmıştı. Oysaki şimdiye kadar keşfedilen 6.000’den fazla ötegezegenin büyük bir çoğunluğunun boyutunun Dünya ile Neptün’ün arasında kaldığı anlaşıldı. Neptün’den daha küçük çapa sahip oldukları için Neptün altı olarak sınıflandırılan bu gruptaki ötegezegenlerin farklı büyüklükteki yıldızların etrafında ve yıldızlarına farklı uzaklıklarda dolandığı görüldü. Ayrıca şimdiye kadar keşfedilen tüm Neptün altı gezegenlerin yarıçaplarının 1,3 Dünya yarıçapı ve 2,5 Dünya yarıçapı olmak üzere iki farklı dağılım gösterdiği gözlendi. Bu nedenle yarıçapı 1,3 Dünya yarıçapı civarında olan gezegenler boyut olarak Dünya’dan daha büyük ve kayaç olmaları sebebiyle süper Dünya, yarıçapı 2,5 Dünya yarıçapı civarında olanlar ise boyut olarak Neptün’den küçük ve kalın bir atmosfere sahip olmaları nedeniyle mini Neptün olarak isimlendirilir. Süper Dünya ve mini Neptün gezegenler yoğunluklarına göre değerlendirildiğinde ise üçüncü bir ara gezegen grubun daha olduğu anlaşılır. Yoğunlukları kayaç gezegenlerden daha düşük ancak gaz gezegenlerden daha yüksek olan bu gruptaki gezegenler, su ile benzer yoğunluğa sahiptir. Yüzeyi derin okyanuslarla kaplı ancak ince bir atmosfere sahip olduğu düşünülen bu tür gezegenler su Dünyaları olarak adlandırılır. Dünya dışı yaşam arayışlarında sıvı hâldeki suyun varlığı önemli bir gösterge olduğundan bu tür gezegenlerde yaşam olabileceği düşünülür. Ancak bunun için gezegenlerin öncelikle yıldızlarının etrafında yaşama elverişli bölgede bulunmaları gerekir.
Yaşanabilir bölge, bir yıldızın etrafında suyun sıvı hâlde kalabileceği bir uzaklık aralığı olarak tanımlanır. Yıldızın her yöne eş miktarda ışınım yaptığı ve gezegene ulaşan toplam enerjinin gezegeni verimli bir şekilde ısıttığı varsayıldığında, gezegenin hesaplanan yüzey sıcaklığı suyun sıvı hâlde bulunabileceği sıcaklık aralığında ise gezegen yaşama elverişli bölge sınırları içerisindedir.
Bir gezegende yaşam olabilmesi için kayaç bir yüzeyinin olması ve yaşamı destekleyebilecek bir atmosferinin bulunması gerekir. Eğer gezegen Venüs gibi bol miktarda sera gazları barındırıyorsa yüzey sıcaklığı hesaplanan denge sıcaklığından daha yüksek olabileceği gibi atmosferinin üst katmanlarında yansıtıcılığı yüksek bulutlar varsa hesaplanan değerden daha düşük de olabilir. Bu nedenle bir gezegenin yaşama elverişli bölgede olması, o gezegende yaşam olması için tek başına yeterli değildir. Eğer bir ötegezegende yaşam varsa o gezegenin atmosferinde yaşama dair izlerin bulunması beklenir. Örneğin Dünya’nın atmosferinde bulunan oksijen, yeryüzündeki fotosentez yapan canlılar tarafından üretilip atmosfere salınır. Bu süreç gerçekleşmeseydi oksijen molekülü atmosferde serbest hâlde var olamaz, diğer atom ve moleküllerle tepkimeye girerek farklı bileşiklerin içinde yer alırdı. Yaşamın varlığına işaret eden ve gözlemlerle tespit edilebilen bu tür belirtilere biyolojik iz, kısaca biyoiz denir. Gezegen ya da uydu gözlemlerinde biyoizlerin tespit edilmesi durumunda evrende Dünya dışında da yaşam olduğuna ilişkin güçlü bir bulguya ulaşılmış olacak.
Şimdiye kadar keşfedilen ötegezegenlerin dörtte üçü geçiş yöntemiyle keşfedildi. Bu yöntem yıldızına yakın olduğu için yörünge periyodu (yıldızı etrafındaki yörüngesini tamamlama süresi) kısa olan ötegezegenleri tespit etmek için daha elverişlidir. Dolayısıyla keşfedilen ötegezegenlerin çok önemli bir bölümü yıldızının yaşama elverişli bölgesinde değildir. Yaşama elverişli bölgede bulunan ötegezegenlerin büyük bir çoğunluğu Dünya’dan çok uzak sistemler olduğu için bugünkü teknolojiler ile atmosferik özelliklerinin yeterli hassasiyette incelenmesi mümkün değildir.
Güneş’ten daha küçük kütleli ve daha soğuk olan M-cüceleri sınıfındaki yıldızlar bu tür araştırmalar için idealdir. Gök adamızda çok fazla sayıda bulunan bu tür yıldızların sıcaklıkları düşük olduğu için yaşama elverişli bölgeleri, Güneş sistemindekine kıyasla yıldızına çok daha yakındır.
M tayf türünden cüce yıldızların etrafında dolanan gezegenler, yörünge periyotları kısa olduğundan geçiş yöntemiyle tespit edilmek için elverişlidir. Bu tür yıldızların yaşama elverişli bölgesindeki ötegezegenler, atmosferlerinin incelenmesine yönelik çalışmalar açısından da avantajlıdır. Çünkü bir M-cücesinin önünden geçen gezegen, yıldızdan gelen ışığı daha fazla engeller. Bu nedenle gezegenin atmosferiyle etkileşen sinyal daha güçlü olacağı için atmosferin bileşimindeki gazlar hakkında daha ayrıntılı bilgi elde edilebilir.
Türk Bilim insanlarının Keşfettiği Yeni Ötegezenler
Türkiye Ulusal Gözlemevleri’nin Antalya yerleşkesinde bulunan TUG100 teleskobu
Türk bilim insanları tarafından keşfedilen yeni ötegezegenlerin etrafında dolandığı TOI-1743, TOI-5799 ve TOI-6223 yıldızlarının çapı Güneş’in yarıçapının yaklaşık üçte biri kadar ve M-cüceleri sınıfında yer alıyorlar. Yüzey sıcaklıkları ise sırasıyla 3277 K, 3452 K ve 3895 K. TESS uzay teleskobu, bu yıldızların olduğu bölgelerde geçiş sinyali tespit etti. Ancak teleskobun ayırma gücü yani çözünürlüğü bu sinyalin tam olarak hangi yıldızdan geldiğini tespit etmek için yeterli değildi. Bu nedenle araştırmacılar, Türkiye Ulusal Gözlemevleri’nin Antalya yerleşkesinde buluna 1 metre çaplı TUG100 teleskobu ve Ankara Üniversitesi Kreiken Rasathanesinde (AUKR) bulunan 0,8 metre çaplı T80 teleskobu ile bu bölgeleri ötegezegen adaylarının geçişleri sırasında yüksek çözünürlükle gözlemledi. Bu sayede sinyalin hangi yıldızlardan geldiği tespit edildi. Ancak bir ötegezegen geçişi kaynaklıymış gibi görünen bu sinyaller, başka bir astrofiziksel olayla da bağlantılı olabilirdi.
Örneğin hedef yıldızlardan çok daha uzakta, aynı görüş doğrultusunda birbirini örten bir çift yıldız sistemi de böyle bir sinyale neden olabilir.
Araştırmacılar geçiş dışındaki olasılıkları teker teker eleyebilmek için farklı gözlemler ve analizler gerçekleştirdi. Arka planda bir yıldız sistemi olup olmadığını belirleyebilmek için bu alanların 1951 yılından itibaren çekilmiş görüntüleri incelendi. Bu görüntülerde hedef yıldızların öz hareketleri (gök küresi üzerinde konumunun zamanla değişmesi) nedeniyle şimdikinden farklı konumda olduğu belirlendi.Bu sayede geçiş sinyalinin tespit edildiği bölgede, görüş doğrultusunda başka bir yıldız olmadığı tespit edilmiş oldu.
Ayrıca Dünya’nın atmosferinin yıldızlardan gelen ışık üzerindeki bozucu etkisini giderebilen adaptif optik sistemli teleskoplar sayesinde yıldızların çok yüksek çözünürlüklü görüntüleri elde edilebildi. Bu görüntülerde bir yıldız veya yıldız altı cisme (kahverengi cüce olarak da isimlendirilir) rastlanmadı. Hedef yıldızlara kütle çekimsel olarak bağlı olacak kadar yakın olduğu için yüksek çözünürlüklü görüntülerde ayrı ayrı görülemeyecek ışık kaynaklarının varlığını araştırmak için yurt dışında bulunan teleskoplarla tayfsal gözlemler gerçekleştirildi. Bu gözlemler sayesinde hedef yıldızlara, ortak kütle merkezi etrafında dolanan ikili sistemlerde görülene benzer şekilde yörünge hareketi yaptırabilecek yıldız veya yıldız altı cisimlerin olmadığı ispatlandı.
Geçiş sırasında gezegenlerin yıldızı tarafından doğrudan aydınlatılmayan tarafı bize dönüktür ve gezegenlerin bu kısmından gelen ışık miktarı ihmal edilecek kadar azdır. Bu nedenle TESS verilerinde geçiş derinliği (geçiş sırasında yıldızdan gelen ışık miktarındaki toplam azalma), gözlemin hangi dalga boyunda yapıldığına bağlı değildir, sadece gezegen çapının yıldızınkine oranıyla ilişkilidir.
Gezegenler yörüngelerinde düzenli olarak dolandıkları için geçiş olayı sırasında tespit edilen sinyaller periyodiktir. Bu sayede Dünya’nın dört bir yanında bulunan teleskoplarla ötegezegen adaylarının geçişlerini farklı dalga boylarında tekrar tekrar gözlemlenerek geçiş derinliğinin gözlem yapılan dalga boyuna bağlı olarak değişmediği ispatlandı.
Sonuçta 20 farklı teleskop ve farklı gözlem yöntemleri ile elde edilen veriler kullanılarak sinyalin gerçekten bir ötegezegen geçişinden kaynaklandığı doğrulandı.
Elde edilen gözlemsel veriler, astrofiziksel modellerle birlikte değerlendirilerek hem keşfedilen ötegezegenlerin hem de etrafında dolandıkları yıldızların sıcaklık, kütle ve yarıçap gibi özellikleri ve yörünge parametreleri belirlendi. Buna göre TOI-6223 b gezegeninin bir yılının 3,86 Dünya günü, yarıçapının ise Dünya’nınkinin 5 katı olduğu anlaşıldı. Yüzey sıcaklığının ise 441 °C olduğu hesaplandı. Görece büyük boyutu nedeniyle bu ötegezegenin kalın bir atmosferi olduğu düşünülüyor. Ancak bu tür gaz ötegezegenler yıldızlarına çok yakın olduğundan şiddetli morötesi ışınıma ve yüksek enerjili parçacıklara maruz kalır. Bu nedenle genellikle atmosferlerini kaybederler ve geriye sadece yaklaşık Dünya boyutlarındaki katı kısım kalır. Bu nedenle TOI-6223 b gibi gezegenler oldukça nadirdir.
Yıldızı etrafındaki bir turunu 4,27 Dünya günde tamamlayan TOI-1743 b’nin yarıçapı Dünya’nınkinin %83’ü kadar ve yüzey sıcaklığı 212 °C. Süper Dünya sınıfında bir ötegezegen olan TOI-1743 b’nin nerede ve nasıl oluştuğu net değil. Yıldızına daha uzakta Neptün benzeri bir gezegen olarak oluştuktan sonra yıldız sisteminin iç kısımlarına doğru göç ederek bir sıcak Neptün’e dönüşmüş ve daha sonra atmosferini kaybetmiş ya da doğrudan atmosfersiz bir şekilde, şu an bulunduğu konumda oluşmuş olabilir. Eğer bu gezegenin atmosferi gözlenebilirse nerede ve nasıl oluştuğu da çözülebilecek.
TOI-5799 sisteminde ise iki gezegen keşfedildi. Bunlardan yıldızına yakın olan TOI-5799 b, TOI-1743 b ile benzer özelliklere sahip. Yıldızının etrafındaki bir turunu 4,2 Dünya gününde tamamlayan ve yüzey sıcaklığı 232 °C olan bu gezegenin yaşam barındırma ihtimali yok. TOI-5799 b tespit edildikten sonra TESS verilerinde bu sistemde geçiş yapan başka bir gezegen daha olabileceğine dair bulgular elde edildi. TUG100 ve T80 teleskoplarıyla yapılan gözlemler sonucu bu sinyalin bir gezegen geçişinden kaynaklandığı doğrulandı. Ancak TOI-5799 c adı verilen bu gezegenin yörünge periyodu, yeni keşfedilen diğer gezegenlere göre daha uzun. TOI-5799 c, yıldızının etrafındaki bir turunu 14 Dünya gününde tamamlıyor ve yüzey sıcaklığı 64 °C. Yani yıldızının yaşama elverişli bölgesinin iç sınırında yer alıyor. Sistemde bulunan her iki gezegenin yarıçapları yaklaşık olarak aynı ve Dünya’nınkinin yaklaşık %74’ü kadar. Güneş sistemindeki gezegenler gibi bu iki gezegenin yörüngeleri de yaklaşık olarak aynı düzlemde. Bu durum TOI-5799 b ve TOI-5799 c’nin yıldızlarının oluşumundan arta kalan disk şeklindeki materyalde ve yıldızlarıyla hemen hemen aynı zamanda oluştuklarını gösteriyor.
Neptün altı ötegezegenlerin yarıçapları, 1,3 Dünya yarıçapı ve 2,5 Dünya yarıçapı olmak üzere çift tepeli bir dağılım gösteriyor. Bu iki tepenin arası “yarıçap vadisi” olarak adlandırılıyor. Yarıçapı yaklaşık 1,7 Dünya yarıçapı civarında olan gezegenlerin son derece seyrek olmasının nedenini açıklamak için önerilen birçok farklı teori bulunuyor. Yarıçap vadisinde bulunan gezegenlerin yoğunlukları ölçülerek ve atmosferleri incelenerek bu teoriler test edilebiliyor.
Yeni keşfedilen TOI-1743 b, TOI-5799 b ve TOI-5799 c ötegezegenleri yarıçap vadisinde bulunan nadir gezegenler arasında yer alıyor.
Kütle, yarıçap, yoğunluk gibi fiziksel özellikleri bilinen bu sistemlerin gelecekte yapılacak çalışmalar ile hassas yoğunluk ölçümleri ve atmosfer analizleri yapılabilir. Bu sayede yarıçap vadisini şekillendiren mekanizmaların anlatılmasına ışık tutabilir.
Bu önemli ötegezegenin keşif çalışmasına liderlik eden Türk gök bilimciler olarak, TUG100 ve T80 teleskoplarını bu amaçla kullanmamıza izin veren akademik kurul üyelerine, gözlemlerin gerçekleştirilmesinde bize destek veren Türkiye Ulusal Gözlemevleri ve Ankara Üniversitesi Kreiken Rasathanesi çalışanlarına teşekkürü bir borç biliriz.
Ayrıca bu çalışmayı TÜBİTAK 2214-A Yurt Dışı Doktora Sonrası Araştırma Burs Programı kapsamında destekleyen TÜBİTAK’a teşekkür ederiz.
Ankara Üniversitesi Kreiken Rasathanesi’ne kazandırdığı olanaklarla bu keşiflere yaptığı katkılarından dolayı adı T80 teleskobuna verilen Prof. Dr. Berahitdin Albayrak Hocamızı rahmet ve saygıyla anıyoruz.
