TÜBİTAK Bilim ve Teknik Dergisi
Ötegezegenler
Dr. Mahir E. OcakGüneş Sistemi’nin dışındaki gezegenler ötegezegenler olarak adlandırılır.
Gözlemlenmeleri için gelişmiş teknikler kullanılması gereken
bu gezegenler hakkında elde edilen veriler,
gezegenlerin oluşumu ve evrimi hakkında önemli bilgiler veriyor.
Ötegezegenler
Keşfedilen ötegezegenler sınıf-landırılırken öncelikli olarak küt-lelerine bakılır. Kütlesi Dünya’nın kütlesinin 10 katına kadar olan ge-zegenler dünyalar, kütlesi Dünya’nın kütlesinin 10 katı ile 50 katı ara-sında olan gezegenler neptünler (Neptün’ün kütlesi Dünya’nın küt-lesinin yaklaşık 17 katıdır), kütlesi Dünya’nın kütlesinin 50 katı ile 4000 katı arasında olan gezegenler ise jü-piterler (Jüpiter’in kütlesi Dünya’nın kütlesinin yaklaşık 318 katıdır) ola-rak adlandırılır.
İnsanları ötegezegenlerin keş-fedilmesine yönlendiren temel gü-dü evrenin başka yerlerinde de can-lı yaşamın olup olmadığına dair du-yulan merak olduğu için, ötegeze-genler sınıflandırılırken bir gezege-nin yıldızının yörüngesigezege-nin yaşama elverişli bölgesinde olup olmadığına da atıf yapılır. Yaşama elverişli böl-ge, genel olarak “bir yıldızın etrafın-da dolanan bir gezegenin yüzeyinde sıvı suyun var olabileceği bölge” ola-rak tanımlanır. >>>
Ötegezegenler
Sıcak Jüpiterler: Kütlesi Dünya’nın kütlesinin 50 katından fazla olan bu gaz devleri (kayalardan ya da diğer katı mad-delerden oluşmayan gezegen) özellikle-ri bakımından Jüpiter’e benzer. Fakat yıl-dızlarına çok yakın yörüngelerde hareket ettikleri için yaşamın oluşamayacağı ka-dar sıcaktırlar. Bugüne kaka-dar keşfedilen ötegezegenlerin %40’ından fazlası bu sı-nıfa girer. 1995 yılında keşfedilen Pegasi b isimli gezegen, Güneş benzeri bir yıldızın etrafında gözlemlenen ilk ötegezegendir.
Şişkin Gezegenler: Sıcak jüpiterlere benzerler. Fakat yoğunlukları daha dü-şüktür ve dolayısıyla hacimleri daha bü-yüktür. Bu gezegenlerin çoğunun kütle-si Jüpiter’in kütlekütle-sinin 2 katından azdır. Çünkü kütlesi daha fazla olan gezegenler kütleçekimi etkisinde Jüpiter kadar kü-çülür.
Sıcak Neptünler: Kütleleri Dünya’nın kütlesinin 10 katı ile 50 katı arasında de-ğişir. Yıldızlarına çok yakın yörüngeler-de dolandıkları için sıcaklıkları yüksektir ve yaşama elverişli bölgenin dışındadırlar. Son zamanlarda yapılan gözlemler, sıcak neptünlerin sayısının tahmin edilenden çok daha fazla olduğunu gösterdi.
Mini-Neptünler: Gaz cüceleri ola-rak da bilinen bu gezegenlerin kütlesi Dünya’nın kütlesinin 10 katına kadar çı-kabilir. Hidrojenden ve helyumdan oluşan atmosferleri Neptün’ün atmosferine ben-zediği için bu isimle adlandırılırlar. Dü-şük yoğunluklu, uçucu maddelerden olu-şan bir çekirdekleri vardır.
Süper-Dünyalar: Kütleleri Dünya’nın kütlesinin 2 katı ile 10 katı arasında olan gezegenlerdir. Süper terimi sadece kütle farkını ifade etmek için kullanılır.
Yörünge-leri yıldızlarının yaşama elverişli bölgesin-de ya da o bölgenin dışında olabilir. Bu ge-zegenlerin modern gözlem yöntemleri ile mini-neptünlerden ayırt edilmesi zordur.
Dünya-kütleli Gezegenler: Adların-dan da anlaşılacağı gibi kütleleri Dünya’nın kütlesi civarındadır. Yörüngeleri yıldızla-rının yaşama elverişli bölgesinde ya da o bölgenin dışında olabilir.
Ötedünyalar: İkiz dünyalar ya da Dünya benzeri gezegenler olarak da ad-landırılırlar. Kütleleri Dünya kütlesi ile Dünya kütlesinin 10 katı arasında deği-şir. Yıldızlarının yaşama elverişli bölgesin-dedirler. Bugüne kadar gözlemlenmiş bir ötedünya yoktur. Fakat yakın zamanda bir ötedünya keşfedileceği düşünülüyor.
Pulsar Gezegenler: Bir pulsarın (elekt-romanyetik ışıma yapan ve çok hızlı dö-nen nötron yıldızının) etrafında yörünge-de bulunan gezegenlerdir. Bilinen sayörünge-dece birkaç örneği vardır. Keşfedilen ilk ötege-zegen dönme periyodu birkaç mili-saniye olan bir pulsarın etrafında dolanıyordu.
Başıboş Gezegenler: Bir yıldızın etrafında yörün-gede olmayan gezegenler-dir. Bir yıldız sisteminden kopmuş ya da yıldızlar ara-sı uzaydaki gaz ve toz bulut-larından kütleçekimi etkisiy-le oluşmuş olabiliretkisiy-ler. Bir yıl-dızdan uzak oldukları için sıcak-lıkları çok düşüktür. Kütleleri en faz-la Jüpiter’in kütlesinin 13 katı kadar ofaz-labi- olabi-lir. Daha büyük kütleli olanları kahveren-gi cüce olarak adlandırılır.
Kepler 20f adı verilmiş bir ötegezegen Kahverengi cüce
Etrafında dolandıkları gezegen, yıldızının yaşama elverişli bölgesinden uzak olsa bi-le, bazı öteaylar gelgitin sebep olduğu ısın-ma sebebiyle yaşamın oluşısın-masına elverişli koşullara sahip olabilir. Bugüne kadar keş-fedilmiş herhangi bir öteay yoktur.
Ayrıksı Gezegenler: Yörüngelerinin şekli yayvan elips olan gezegenlerdir. Yıl-dızına en yakın olduğu mesafe ve en uzak olduğu mesafe arasında büyük fark oldu-ğu için dönüşü sırasında sıcaklığında bü-yük değişiklikler olur.
Çekirdek Gezegenler: Yıldızlarına çok yakın yörüngelerde bulunan sıcak jü-piterlerin atmosferlerindeki gazların bu-harlaşmasından geriye kalan kaya çekir-dekli gezegenlerdir. HD 209458 b adı ve-rilen bir gezegen şu anda buharlaşma sü-recindedir.
Kahverengi Cüceler: Kütlesi Jüpiter’in kütlesinin 13 katı ile 75 katı arasında olan gök cisimleridir. Döteryum (hidrojen-2) füzyonu gerçekleştirebilirler, fakat kütle-leri yeterli olmadığı için hidrojen-1 füz-yonu gerçekleştirerek yıldıza dönüşe-mezler. Bu yüzden başarısız yıl-dızlar olarak da adlandırılırlar.
Kahverengi cücelerin kendi gezegenleri olabilir.
Gözlemlenen
Ötegezegenlerin
Özellikleri
Güneş Sistemi’nde, bü-yüklüğü Dünya’nın büyüklü-ğü ile Neptün’ün büyüklübüyüklü-ğü ara-sında olan bir gezegen yoktur. Fa-kat gözlemler, bu boyutlardaki gezegen-lerin Güneş Sistemi’nin dışında hayli faz-la miktarda bulunduğunu gösteriyor.
olanlardan çok daha fazla.
Gezegenlerin yörüngelerinin incelen-mesi küçük gezegenlerin yörüngelerinin ayrıksılığının küçük olduğunu yani yö-rüngelerin dairesele yakın olduğunu gös-teriyor.
Birden fazla gezegen içeren sistemler-de, gezegenlerin yörünge düzlemleri ara-sındaki açı çoğunlukla 3 dereceden daha az. Bu durum gezegenlerin aynı düzlemde olmalarını engelleyebilecek kadar büyük bir tedirginlik olmadan, bir düzlem için-de oluştuklarını gösteriyor. HARPS (High
Accuracy Radial Velocity Planet Searcher)
si 100 ME’den büyük olan gezegenlerde ise bu oran 2’ye kadar düşüyor. Gaz dev-leri gibi büyük kütleli gezegenlerde hacmi belirleyen iki temel etken var. Büyük küt-leli katı bir çekirdeğe sahip olan gezegen-lerin yüzeyindeki kütleçekimi daha büyük olduğu için hacimleri daha küçük oluyor. Yıldızına yakın yörüngelerde dolanan ge-zegenlerin yıldızından daha fazla ener-ji alması ise hacimlerinin büyümesine se-bep oluyor.
Kütlesi düşük olan gezegenlerin ha-cimlerindeki büyük farklılıklar bileşim-lerinin de çok farklı olduğunu gösteriyor.
Ötegezegenler
Örneğin Kepler-10b adlı gezegenin kütle-si Dünya’nın kütlekütle-sinin 4,6 katı, özkütlekütle-si ise 9 g/cm3. Yoğunluğun bu kadar yüksek olması bu gezegenin hemen hemen hiç atmosfere sahip olmadığını gösteriyor.
Kepler-11e adı verilen, kütlesi Dünya’nın
kütlesinin 8 katı olan bir gezegenin öz-kütlesi ise sadece 0,5 g/cm3. Bu durum gezegenin ancak hafif elementlerden, ör-neğin hidrojenden, oluşan bir atmosferi olmasıyla açıklanabilir.
Bazı durumlarda ise gezegenin kütle-sine ve hacmine bakarak gezegendeki ko-şullar hakkında net bir sonuca ulaşılama-yabilir. Örneğin GJ 1214b isimli gezege-nin kütlesi Dünya’nın kütlesigezege-nin 6,5 katı, yarıçapı Dünya’nın yarıçapının 2,7 katı, özkütlesi de 1,9 g/cm3. Bu veriler birkaç farklı biçimde açıklanabilir. Birinci ihti-mal gezegenin demir çekirdeği olan,
hid-rojen gazı ile çevrili bir süper-dünya ol-ması. İkinci ihtimal atmosferinin ağırlığı toplam ağırlığının yarısı kadar olan, de-mir çekirdekli, yüzeyi okyanuslarla kap-lı bir su dünyası olması. Üçüncü ihtimal ise kayadan, demirden, sudan, hidrojen ve helyum gazlarından oluşan bir mini-neptün olması.
Gözlemler, keşfedilen G-tipi ve K-tipi yıldızların yaklaşık %20’sinin etrafın-da 20 AU’etrafın-dan küçük mesafe (AU = Dün-ya ile Güneş arasındaki ortalama mesa-fe) içinde yörüngede bulunan gaz dev-leri olduğunu gösteriyor. Bu gezegenle-rin çoğunluğunun yıldızından uzaklığı 1 AU’dan fazla. Bazıları ise 0,05 AU gi-bi yıldızlarına çok yakın mesafelerde. Güneşinden 1 AU’dan uzak mesafelerde çok sayıda büyük gezegenin bulunması, bu bölgelerde suyun katı halde
bulunma-sıyla açıklanabilir. Çünkü katı halde bu-lunan madde miktarının fazla olması ge-zegen çekirdeklerinin oluşmasını hızlan-dırabilir.
Büyük gezegenlerin yörüngeleri-nin ayrıksılığı incelendiğinde, tek geze-gen içeren sistemler ile çok gezegeze-gen içe-ren sistemlerin farklı özellikleri oldu-ğu görülüyor. Tek gezegen içeren sistem-lerde ayrıksılık 0 ile 1 arasında herhan-gi bir değer alabiliyor ve gezegenlerin ço-ğunun ayrıksılığı sıfıra hayli yakın. Çok sayıda gezegen içeren sistemlerde ise ay-rıksılığın çok büyük olduğu gezegenle-re rastlanmıyor. Bu durum tek bir ayrık-sı gezegen içeren sistemlerin, birden faz-la gezegen içeren sistemlerdeki bir geze-genin diğer gezegenlerin sistemin dışına atılmasına sebep olması sonucu oluşmuş olabileceğini düşündürüyor.
ila 10 ME kütleli öngezegenler, daha sonra öngeze-genin etrafına biriken gazların öngezeöngeze-genin kütle-sini artırmasıyla dev gezegenler oluşur. Metal ba-kımından zengin olan yıldızların etrafındaki disk-lerde katı yoğunluğu daha fazla olduğu için, bu yıl-dızların etrafında büyük gezegen olma ihtimali bu modele göre yüksektir. Gözlemler sırasında metal bakımından zengin yıldızların etrafında keşfedilen çok sayıda dev ötegezegen, çekirdek birikim mode-lini destekliyor. Fakat model ile gözlemlenen veriler arasında bire bir uyum olduğu söylenemez. Özel-likle yıldızına 1 AU’dan daha kısa mesafelerde çok sayıda küçük kütleli gezegen keşfedilmesi bu mo-delle açıklanamıyor.
Gezegenlerin oluşumunu açıklamak için öne sü-rülen “popülasyon sentez” modellerinde, gözlemle-nen gezegenlerin kütleleri ve yörüngelerinin yıldız-larından olan uzaklıkları, gezegenlerin önce gaz ve toz diskinden oluşması ve daha sonra gözlemlen-dikleri bölgeye göç etmesi ile açıklanmaya çalışılı-yor. Bu modeller büyük kütleli gezegenler hakkın-daki istatistiksel verileri tahmin etme konusunda başarılı olmasına rağmen, küçük kütleli gezegenler hakkındaki istatistiksel verileri tahmin etme konu-sunda aynı başarıyı gösteremiyor.
Başka bir model ise yıldızına yakın yörüngelerde bulunan küçük gezegenlerin, gözlemlendikleri ye-rin yakınında oluştuğunu ve göç ettikleri mesafenin az olduğunu öne sürüyor. Bu model gezegenlerin kütle dağılımı ya da ayrıksılığı gibi pek çok özelli-ğini başarılı bir biçimde açıklayabiliyor. Fakat yıldı-zına yakın yörüngelerde bulunan gezegenlerin göz-lemlendikleri bölgede oluşmuş olmaları için (baş-ka bir yerde oluşup o bölgeye göç etmiş olmamaları için) yıldıza 1 AU’dan daha yakın mesafelerde, top-lam kütlesi Dünya’nın kütlesinin 20 ila 50 katı ka-dar madde olması gerekiyor. Yapılan gözlemler ise yıldızlara bu kadar yakın mesafelerde gezegen oluş-turabilecek miktarda gaz ve toz bulutu olabileceği-ni doğrulamıyor.
zegenin modern cihazlarla Doppler tekniği larak keşfedilmesi imkânsız. Transit tekniği kullanı-larak Kepler teleskobu ile keşfedilen onlarca Dünya
büyüklüğündeki gezegen de yine yaşamın oluşama-yacağı kadar sıcak. Düşük kütleli yıldızların etrafın-daki gezegenlerin gözlemlenmesi daha kolay olduğu için, Dünya benzeri gezegenleri böyle yıldızların et-rafında aramak, keşfedilmelerini kolaylaştırabilir.
Sonuç olarak ötegezegenler ile ilgili yapılan çalış-maların gezegenlerin oluşumu ve evrimi hakkında çok değerli bilgiler verdiğini söyleyebiliriz. Verilerin, gezegenlerin yıldızların etrafındaki toz ve gaz bulu-tundan oluştuğunu söyleyen çekirdek birikim mode-lini destekler nitelikte olduğu söylenebilir. Gözlemle-nen ötegezegenlerin çok çeşitli özellikleri olması ise, Samanyolu’nun ücra bir köşesindeki Güneş Sistemi-mizin özelliklerinin , sonsuz sayıda ihtimalden sade-ce biri olduğunu gösteriyor.
Kaynaklar
• Wade, L., “Exoplanets and a Glossary of Their Quarry”, Science, Cilt 340, s. 570, 2013. • Howard, W. H., “Observed Properties of Extrasolar Planets”, Science, Cilt 340, s. 572, 2013.
