dış gezegen -Exoplanet

Ötegezegenlerin yörünge hareketinin hızlandırılmış hali
Ev sahibi yıldızlarıyla birlikte saat yönünün tersine dönen dört ötegezegen ( HR 8799 ).

Bir dış gezegen veya güneş dışı gezegen , Güneş Sisteminin dışındaki bir gezegendir . Bir ötegezegenin ilk olası kanıtı 1917'de kaydedildi, ancak bu şekilde tanınmadı. Tespitin ilk teyidi 1992'de gerçekleşti. İlk olarak 1988'de tespit edilen farklı bir gezegen 2003'te doğrulandı. 1 Kasım 2022 itibariyle, 3.875 gezegen sisteminde 5.246 onaylanmış ötegezegen var ve 842 sistemin birden fazla gezegeni var .

Dış gezegenleri tespit etmenin birçok yöntemi vardır . Geçiş fotometrisi ve Doppler spektroskopisi en fazlasını bulmuştur, ancak bu yöntemler, yıldızın yakınındaki gezegenlerin saptanmasını destekleyen açık bir gözlemsel önyargıdan muzdariptir; bu nedenle, tespit edilen ötegezegenlerin %85'i gelgit kilitleme bölgesinin içindedir. Bazı durumlarda, bir yıldızın etrafında birden fazla gezegen gözlemlenmiştir. Yaklaşık 5 Güneş benzeri yıldızdan 1'i yaşanabilir bölgede " Dünya büyüklüğünde" bir gezegene sahiptir . Samanyolu'nda 200 milyar yıldız olduğunu varsayarsak, Samanyolu'nda potansiyel olarak yaşanabilir 11 milyar Dünya büyüklüğünde gezegen olduğu ve çok sayıda kırmızı cücenin yörüngesindeki gezegenler dahil edilirse 40 milyara yükseldiği varsayılabilir.

Bilinen en az kütleli dış gezegen , Ay'ın yaklaşık iki katı kütleye sahip olan Draugr'dır (PSR B1257+12 A veya PSR B1257+12 b olarak da bilinir) . NASA Exoplanet Archive'de listelenen en büyük ötegezegen , Jüpiter'in kütlesinin yaklaşık 30 katı olan HR 2562 b'dir . Bununla birlikte, bazı gezegen tanımlarına göre ( döteryumun nükleer füzyonuna dayalı ), gezegen olamayacak kadar büyük ve onun yerine bir kahverengi cüce olabilir . Ötegezegenler için bilinen yörünge süreleri (yıldızlarına en yakın olanlar için) bir saatten az ile binlerce yıl arasında değişir . Bazı ötegezegenler yıldızdan o kadar uzaktadır ki, yıldıza kütleçekimsel olarak bağlı olup olmadıklarını söylemek zordur.

Şimdiye kadar tespit edilen gezegenlerin neredeyse tamamı Samanyolu içerisindedir. Bununla birlikte, galaksiler arası gezegenlerin , yerel Samanyolu galaksisinin ötesindeki galaksilerde daha uzaktaki gezegenlerin var olabileceğine dair kanıtlar var. En yakın ötegezegenler Dünya'dan 4,2 ışıkyılı (1,3 parsek ) uzaklıkta ve Güneş'e en yakın yıldız olan Proxima Centauri'nin yörüngesinde yer almaktadır.

Dış gezegenlerin keşfi, dünya dışı yaşam arayışına olan ilgiyi artırdı . Bir yıldızın yaşanabilir bölgesinde (veya bazen "goldilocks bölgesi" olarak adlandırılır) yörüngede dönen gezegenlere özel bir ilgi vardır, burada bildiğimiz şekliyle yaşam için bir ön koşul olan sıvı suyun yüzeyde var olması mümkündür. Bununla birlikte, gezegensel yaşanabilirlik çalışması , bir gezegenin yaşam barındırmaya uygunluğunu belirlemede çok çeşitli diğer faktörleri de dikkate alır.

Haydut gezegenler , herhangi bir yıldızın yörüngesinde olmayan gezegenlerdir. Bu tür nesneler, özellikle gaz devleriyse , genellikle kahverengi altı cüceler olarak sayılırsa, ayrı bir gezegen kategorisi olarak kabul edilir . Samanyolu'ndaki haydut gezegenlerin sayısı muhtemelen milyarlarca veya daha fazladır.

Tanım

İAÜ

Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) tarafından kullanılan gezegen teriminin resmi tanımı yalnızca Güneş Sistemini kapsar ve bu nedenle dış gezegenler için geçerli değildir. IAU Güneş Dışı Gezegenler Çalışma Grubu, 2001 yılında "gezegenin" çalışan bir tanımını içeren ve 2003 yılında değiştirilen bir konum bildirimi yayınladı. Bir ötegezegen , aşağıdaki kriterlere göre tanımlandı:

  • Gerçek kütleleri , döteryumun termonükleer füzyonu için sınırlayıcı kütlenin altında olan nesneler (şu anda güneş metalliği nesneleri için 13 Jüpiter kütlesi olarak hesaplanmıştır ), yıldızların yörüngesinde veya yıldız kalıntıları "gezegenlerdir" (nasıl oluştuklarına bakılmaksızın). Güneş dışı bir nesnenin gezegen olarak kabul edilmesi için gereken minimum kütle/boyut, Güneş Sisteminde kullanılanla aynı olmalıdır.
  • Gerçek kütleleri döteryumun termonükleer füzyonu için sınırlayıcı kütlenin üzerinde olan yıldız altı nesneler, nasıl oluştukları veya nerede bulundukları önemli olmaksızın " kahverengi cücelerdir ".
  • Kütleleri döteryumun termonükleer füzyonu için sınırlayıcı kütlenin altında olan genç yıldız kümelerindeki serbest yüzen nesneler "gezegenler" değil, "alt-kahverengi cüceler"dir (veya en uygun isim ne olursa olsun).

Bu çalışma tanımı, Ağustos 2018'de IAU Komisyonu F2: Dış gezegenler ve Güneş Sistemi tarafından değiştirilmiştir. Bir dış gezegenin resmi çalışma tanımı artık aşağıdaki gibidir:

  • Yıldızların, kahverengi cücelerin veya yıldız kalıntılarının yörüngesinde dönen ve merkezi nesneyle L4/ L5 kararsızlığı (M/M merkez < 2/(25+ 621 )) "gezegenlerdir" (nasıl oluştukları önemli değil).
  • Güneş dışı bir nesnenin gezegen olarak kabul edilmesi için gereken minimum kütle/boyut, Güneş Sistemimizde kullanılanla aynı olmalıdır.

IAU, bilgi geliştikçe bu tanımın gelişmesinin beklenebileceğini kaydetti.

alternatifler

IAU'nun çalışma tanımı her zaman kullanılmaz. Alternatif bir öneri, gezegenlerin oluşum temelinde kahverengi cücelerden ayırt edilmesi gerektiğidir . Dev gezegenlerin , bazen döteryum füzyon eşiğinin üzerinde kütlelere sahip gezegenler üretebilen çekirdek birikimi yoluyla oluştuğu yaygın olarak düşünülmektedir ; bu türden devasa gezegenler zaten gözlemlenmiş olabilir. Kahverengi cüceler, gaz bulutlarının doğrudan yerçekimsel çöküşünden yıldızlar gibi oluşurlar ve bu oluşum mekanizması ayrıca 13  M Jup sınırının altında olan ve 1  M Jup kadar düşük olabilen nesneler üretir . Yüzlerce veya binlerce AU'luk geniş ayrımlarla yıldızlarının yörüngesinde dönen ve muhtemelen kahverengi cüceler olarak oluşturulmuş büyük yıldız/nesne kütle oranlarına sahip bu kütle aralığındaki nesneler; atmosferleri, ağır elementlerin artan bolluğunu içerecek olan yığılma biçimli gezegenlerden daha çok ev sahibi yıldızlarına benzer bir bileşime sahip olacaktır. Nisan 2014 itibarıyla doğrudan görüntülenen gezegenlerin çoğu masiftir ve geniş yörüngelere sahiptir, bu nedenle muhtemelen kahverengi cüce oluşumunun düşük kütleli sonunu temsil eder. Bir çalışma, 10  M Jup'un üzerindeki nesnelerin yerçekimi dengesizliği nedeniyle oluştuğunu ve gezegen olarak düşünülmemesi gerektiğini öne sürüyor.

Ayrıca, 13-Jüpiter-kütle sınırı kesin bir fiziksel öneme sahip değildir. Döteryum füzyonu, bu sınırın altında bir kütleye sahip bazı nesnelerde meydana gelebilir. Erimiş döteryum miktarı, bir dereceye kadar nesnenin bileşimine bağlıdır. 2011 itibariyle, Güneş Dışı Gezegenler Ansiklopedisi 25 Jüpiter kütlesine kadar olan nesneleri içeriyordu ve "Gözlenen kütle spektrumunda 13  M Jup civarında özel bir özellik olmaması , bu kütle sınırını unutma seçimini pekiştiriyor" dedi. 2016 itibariyle, kütle-yoğunluk ilişkileri üzerine yapılan bir araştırmaya dayanarak bu sınır 60 Jüpiter kütlesine çıkarıldı. Ötegezegen Veri Gezgini , şu tavsiyeyle birlikte 24 Jüpiter kütlesine kadar olan nesneleri içerir: "IAU Çalışma Grubu tarafından yapılan 13 Jüpiter-kütle ayrımı, kayalık çekirdekli gezegenler için fiziksel olarak motive edici değildir ve günah i belirsizliği nedeniyle gözlemsel olarak sorunludur ." NASA Exoplanet Arşivi , kütlesi (veya minimum kütlesi) 30 Jüpiter kütlesine eşit veya daha az olan nesneleri içerir . Gezegenleri ve kahverengi cüceleri ayırmak için döteryum füzyonu, oluşum süreci veya konumundan ziyade başka bir kriter, çekirdek basıncının hakim olduğu kulomb basıncı mı yoksa elektron dejenerasyonu basıncı mı , bölme çizgisi yaklaşık 5 Jüpiter kütlesinde.

terminoloji

Ötegezegen HIP 65426b , HIP 65426 yıldızı etrafında keşfedilen ilk gezegendir .

Ötegezegenleri belirleme sözleşmesi, Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) tarafından kabul edilen çok yıldızlı sistemleri belirlemek için kullanılan sistemin bir uzantısıdır . Tek bir yıldızın yörüngesinde dönen ötegezegenler için, IAU ataması, ana yıldızının belirlenmiş veya uygun adının alınması ve küçük harf eklenmesiyle oluşturulur. Harfler, her gezegenin ana yıldız etrafında keşfedilme sırasına göre verilir, böylece bir sistemde keşfedilen ilk gezegen "b" olarak adlandırılır (ana yıldız "a" olarak kabul edilir) ve sonraki gezegenlere sonraki harfler verilir. Aynı sistemdeki birkaç gezegen aynı anda keşfedilirse, yıldıza en yakın olan bir sonraki harfi alır ve ardından yörünge boyutuna göre diğer gezegenler gelir. İkili gezegenlerin belirlenmesine uyum sağlamak için IAU onaylı geçici bir standart mevcuttur . Sınırlı sayıda ötegezegen, IAU onaylı özel adlara sahiptir . Diğer adlandırma sistemleri mevcuttur.

Tespit geçmişi

Yüzyıllar boyunca bilim adamları, filozoflar ve bilim kurgu yazarları güneş dışı gezegenlerin var olduğundan şüphelendiler, ancak gerçekte gerçek olup olmadıklarını, ne kadar yaygın olduklarını veya Güneş Sistemindeki gezegenlere ne kadar benzediklerini bilmenin hiçbir yolu yoktu . On dokuzuncu yüzyılda yapılan çeşitli tespit iddiaları gökbilimciler tarafından reddedildi.

Van Maanen 2'nin yörüngesinde dönen olası bir dış gezegenin ilk kanıtı 1917'de kaydedildi, ancak bu şekilde tanınmadı. Daha sonra Mount Wilson Gözlemevi'nin yöneticisi olan astronom Walter Sydney Adams , Mount Wilson'ın 60 inçlik teleskopunu kullanarak yıldızın bir tayfını üretti . Spektrumu F-tipi bir ana dizi yıldızı olarak yorumladı , ancak şimdi böyle bir spektrumun, yıldızın yerçekimi tarafından toz haline getirilmiş olan yakındaki bir ötegezegenin kalıntısından kaynaklanabileceği düşünülüyor. sonra yıldızın üzerine düşen toz.

Bir ötegezegenin ilk şüpheli bilimsel tespiti 1988'de gerçekleşti. Kısa bir süre sonra, tespitin ilk teyidi 1992'de PSR B1257+12 atarcasının yörüngesinde dönen çok sayıda karasal kütleli gezegenin keşfiyle geldi . Bir anakol yıldızının yörüngesinde dönen bir ötegezegenin ilk teyidi, 1995 yılında, yakındaki yıldız 51 Pegasi'nin etrafında dört günlük bir yörüngede dönen dev bir gezegen bulunduğunda yapıldı . Bazı ötegezegenler doğrudan teleskoplarla görüntülendi , ancak büyük çoğunluğu geçiş yöntemi ve radyal hız yöntemi gibi dolaylı yöntemlerle tespit edildi . Şubat 2018'de, Chandra X-ray Gözlemevi'ni mikromercekleme adı verilen bir gezegen algılama tekniğiyle birleştiren araştırmacılar , uzak bir galaksideki gezegenlerin kanıtlarını buldular ve "Bu dış gezegenlerden bazıları (nispeten) ay kadar küçükken diğerleri ay kadar küçük. Jüpiter kadar kütleli. Dünya'nın aksine, ötegezegenlerin çoğu yıldızlara sıkı sıkıya bağlı değiller, bu yüzden aslında uzayda dolaşıyorlar veya yıldızlar arasında gevşek bir şekilde yörüngede dönüyorlar. Bu [uzaktaki] galaksideki gezegenlerin sayısının daha fazla olduğunu tahmin edebiliriz. bir trilyondan fazla."

21 Mart 2022'de güneş sistemimizin ötesindeki 5000. ötegezegen doğrulandı.

Erken spekülasyonlar

Sonsuz olduğunu ilan ettiğimiz bu uzayda... İçinde bizimkiyle aynı türden dünyaların sonsuzluğu var.

Giordano Bruno (1584 ) 

16. yüzyılda, Dünya ve diğer gezegenlerin Güneş'in etrafında döndüğü (günmerkezcilik) şeklindeki Kopernik teorisinin ilk destekçilerinden biri olan İtalyan filozof Giordano Bruno , sabit yıldızların Güneş'e benzer olduğu ve benzer şekilde gezegenlerin eşlik ettiği görüşünü ileri sürdü.

18. yüzyılda Isaac Newton , Principia'sını bitiren " General Scholium " da aynı olasılıktan söz etmişti . Güneş'in gezegenleri ile bir mukayese yaparak, "Eğer sabit yıldızlar da benzer sistemlerin merkezleri iseler, hepsi benzer bir tasarıma göre inşa edilecek ve Bir'in hakimiyetine tabi olacaklardır" diye yazmıştır .

1952'de, ilk sıcak Jüpiter'in keşfedilmesinden 40 yıldan fazla bir süre önce , Otto Struve gezegenlerin ana yıldızlarına Güneş Sistemi'ndekinden daha yakın olamamaları için ikna edici bir neden olmadığını yazdı ve Doppler spektroskopisinin ve geçiş yöntemi , kısa yörüngelerdeki süper Jüpiterleri tespit edebilir .

İtibarsız iddialar

Ötegezegen tespitlerine ilişkin iddialar on dokuzuncu yüzyıldan beri yapılıyor. En eskilerden bazıları ikili yıldız 70 Ophiuchi ile ilgilidir . 1855'te Doğu Hindistan Şirketi'nin Madras Gözlemevi'nden William Stephen Jacob , yörüngesel anormalliklerin bu sistemde bir "gezegen cismi" olmasını "yüksek olasılıkla" yaptığını bildirdi . 1890'larda Chicago Üniversitesi ve ABD Deniz Gözlemevi'nden Thomas JJ See , yörünge anomalilerinin yıldızlardan birinin etrafında 36 yıllık bir periyoda sahip 70 Ophiuchi sisteminde karanlık bir cismin varlığını kanıtladığını belirtti . Bununla birlikte, Forest Ray Moulton , bu yörünge parametrelerine sahip üç gövdeli bir sistemin oldukça kararsız olacağını kanıtlayan bir makale yayınladı. 1950'ler ve 1960'lar boyunca, Swarthmore Koleji'nden Peter van de Kamp , bu kez Barnard Yıldızı'nın yörüngesindeki gezegenler için bir dizi önemli tespit iddiasında bulundu . Gökbilimciler artık genel olarak tüm erken tespit raporlarını hatalı olarak görüyorlar.

1991'de Andrew Lyne , M. Bailes ve SL Shemar, pulsar zamanlama varyasyonlarını kullanarak PSR 1829-10 yörüngesinde dönen bir pulsar gezegen keşfettiklerini iddia ettiler . İddia kısa bir süre yoğun ilgi gördü, ancak Lyne ve ekibi kısa süre sonra iddiayı geri çekti.

Onaylanmış keşifler

HR8799 yıldızının etrafındaki 3 ötegezegenin girdap koronagrafı kullanılarak yanlış renkli, yıldız çıkarılmış, doğrudan görüntü
Hale Teleskopu tarafından görüntülendiği şekliyle HR8799 yıldızının bilinen üç gezegeni . Merkezdeki yıldızdan gelen ışık, bir vektör girdaplı koronagraf tarafından karartıldı .
Kahverengi cüce 2MASS J044144 ve onun 5-10 Jüpiter kütleli yoldaşının yıldız çıkarma işleminden önce ve sonra Hubble görüntüsü
2MASS J044144 , Jüpiter'in kütlesinin yaklaşık 5-10 katı kadar bir arkadaşı olan kahverengi bir cücedir . Bu eşlik eden nesnenin bir kahverengi altı cüce mi yoksa bir gezegen mi olduğu net değil.

1 Kasım 2022 itibariyle, Güneş Dışı Gezegenler Ansiklopedisi'nde toplam 5.246 doğrulanmış ötegezegen listelenmiştir, bunlardan birkaçı 1980'lerin sonlarına ait tartışmalı iddiaları doğrular. Daha sonra onay almak için yayınlanan ilk keşif, 1988'de Victoria Üniversitesi ve British Columbia Üniversitesi'nden Kanadalı astronomlar Bruce Campbell, GAH Walker ve Stephenson Yang tarafından yapıldı . Gezegen tespiti iddiasında temkinli olmalarına rağmen, radyal hız gözlemleri, bir gezegenin Gamma Cephei yıldızının yörüngesinde döndüğünü ileri sürdü . Kısmen, gözlemler o sırada araçsal yeteneklerin çok sınırında olduğundan, astronomlar birkaç yıl boyunca bu ve diğer benzer gözlemler hakkında şüpheci kaldılar. Görünen gezegenlerden bazılarının bunun yerine, kütle olarak gezegenler ve yıldızlar arasında orta düzeyde nesneler olan kahverengi cüceler olabileceği düşünülüyordu. 1990'da, Gamma Cephei'nin yörüngesindeki gezegenin varlığını destekleyen ek gözlemler yayınlandı, ancak 1992'deki sonraki çalışmalar yine ciddi şüpheler uyandırdı. Son olarak, 2003 yılında, geliştirilmiş teknikler gezegenin varlığının doğrulanmasını sağladı.

AB Pictoris'in , kahverengi bir cüce veya devasa bir gezegen olan bir yoldaşı (sol altta) gösteren korografik görüntüsü . Veriler 16 Mart 2003'te VLT'de NACO ile AB Pictoris'in üstünde 1.4 yay saniyelik bir tıkama maskesi kullanılarak elde edildi.

9 Ocak 1992'de, radyo astronomları Aleksander Wolszczan ve Dale Frail , pulsar PSR 1257+12'nin yörüngesinde dönen iki gezegenin keşfini duyurdular . Bu keşif onaylandı ve genellikle ötegezegenlerin ilk kesin tespiti olarak kabul ediliyor. Takip gözlemleri bu sonuçları sağlamlaştırdı ve 1994'te üçüncü bir gezegenin onaylanması, konuyu popüler basında yeniden canlandırdı. Bu pulsar gezegenlerinin , gezegen oluşumunun ikinci turunda pulsarı üreten süpernovanın olağandışı kalıntılarından oluştuğu ya da süpernovadan bir şekilde kurtulan ve sonra akımlarına dönüşen gaz devlerinin kalan kayalık çekirdekleri olduğu düşünülüyor. yörüngeler. Atarcalar agresif yıldızlar olduğundan, o zamanlar yörüngelerinde bir gezegenin oluşması pek olası görülmüyordu.

1990'ların başında, ikili bir pulsar ( PSR B1620-26b ) olduğunu düşündükleri şeyi inceleyen Donald Backer liderliğindeki bir grup gökbilimci , gözlemlenen Doppler kaymalarını açıklamak için üçüncü bir nesneye ihtiyaç olduğunu belirledi . Birkaç yıl içinde, gezegenin atarca ve beyaz cücenin yörüngesi üzerindeki yerçekimi etkileri ölçüldü ve yıldız olamayacak kadar küçük olan üçüncü nesnenin kütlesi hakkında bir tahmin verildi. Üçüncü nesnenin bir gezegen olduğu sonucu Stephen Thorsett ve işbirlikçileri tarafından 1993 yılında açıklandı.

6 Ekim 1995'te, Cenevre Üniversitesi'nden Michel Mayor ve Didier Queloz , G-tipi yıldız 51 Pegasi'nin yakınında, bir anakol yıldızının yörüngesinde dönen bir ötegezegenin ilk kesin tespitini duyurdular . Observatoire de Haute-Provence'ta yapılan bu keşif, modern ötegezegen keşfi çağını başlattı ve 2019 Nobel Fizik Ödülü'nden bir pay ile tanındı . En önemlisi yüksek çözünürlüklü spektroskopideki teknolojik gelişmeler, birçok yeni ötegezegenin hızlı bir şekilde saptanmasına yol açtı: gökbilimciler, ötegezegenleri , ev sahibi yıldızlarının hareketi üzerindeki yerçekimi etkilerini ölçerek dolaylı olarak saptayabildiler. Daha fazla güneş dışı gezegen daha sonra, bir yıldızın önünden geçen bir yörüngedeki gezegen olarak görünür parlaklığındaki değişimi gözlemleyerek tespit edildi.

Başlangıçta, bilinen dış gezegenlerin çoğu, ana yıldızlarına çok yakın yörüngede dönen devasa gezegenlerdi. Gökbilimciler bu " sıcak Jüpiterler " karşısında şaşırdılar , çünkü gezegen oluşumu teorileri dev gezegenlerin yalnızca yıldızlardan uzak mesafelerde oluşması gerektiğini belirtmişti. Ama sonunda başka türden daha fazla gezegen bulundu ve şimdi sıcak Jüpiterlerin dış gezegenlerin azınlığını oluşturduğu açık. 1999'da Upsilon Andromedae , birden fazla gezegene sahip olduğu bilinen ilk anakol yıldızı oldu. Kepler-16 , bir ikili ana dizi yıldız sistemi etrafında dönen keşfedilen ilk gezegeni içerir.

26 Şubat 2014'te NASA, Kepler Uzay Teleskobu tarafından 305 yıldız etrafında yeni doğrulanmış 715 ötegezegen keşfettiğini duyurdu . Bu dış gezegenler, "çoklukla doğrulama" adı verilen istatistiksel bir teknik kullanılarak kontrol edildi. Bu sonuçlardan önce, teyit edilen gezegenlerin çoğu, Jüpiter'le karşılaştırılabilir veya daha kolay tespit edilebildikleri için daha büyük gaz devleriydi, ancak Kepler gezegenleri çoğunlukla Neptün ile Dünya'nın boyutları arasındaydı.

23 Temmuz 2015'te NASA, G2 tipi bir yıldızın yaşanabilir bölgesi etrafında dönen Dünya boyutuna yakın bir gezegen olan Kepler-452b'yi duyurdu.

6 Eylül 2018'de NASA, Başak takımyıldızında Dünya'dan yaklaşık 145 ışıkyılı uzaklıkta bir ötegezegen keşfetti. Bu ötegezegen Wolf 503b, Dünya'nın iki katı büyüklüğünde ve "Turuncu Cüce" olarak bilinen bir yıldızın yörüngesinde keşfedildi. Wolf 503b, yıldıza çok yakın olduğu için bir yörüngeyi altı gün gibi kısa bir sürede tamamlar. Wolf 503b, sözde Fulton boşluğunun yakınında bulunabilen bu büyüklükteki tek dış gezegendir . İlk olarak 2017'de fark edilen Fulton boşluğu, belirli bir kütle aralığında gezegen bulmanın olağan dışı olduğu gözlemidir. Fulton boşluğu çalışmaları kapsamında bu, Fulton boşluğunda bulunan gezegenlerin gaz mı yoksa kayalık mı olduğunu hala inceleyen gökbilimciler için yeni bir alan açıyor.

Ocak 2020'de bilim adamları, TESS tarafından tespit edilen yaşanabilir bölgedeki ilk Dünya boyutunda gezegen olan TOI 700 d' nin keşfini duyurdular.

Aday keşifler

Ocak 2020 itibariyle, NASA'nın Kepler ve TESS misyonları, henüz onaylanmamış 4374 gezegen adayı belirledi, bunların birçoğu neredeyse Dünya boyutunda ve yaşanabilir bölgede, bazıları Güneş benzeri yıldızların çevresinde bulunuyor.

Ötegezegen popülasyonları – Haziran 2017
ötegezegen popülasyonları
Küçük gezegenler iki boyutta gelir
Kepler yaşanabilir bölge gezegenleri

Eylül 2020'de gökbilimciler, Girdap Gökadası'ndaki (M51a) parlak bir X-ışın kaynağının (XRS) gölgelenmesiyle tespit edilen M51 -ULS-1b adlı galaksi dışı bir gezegenin kanıtlarını ilk kez bildirdiler .

Yine Eylül 2020'de, mikromercekleme tekniklerini kullanan gökbilimciler , ilk kez, herhangi bir yıldız tarafından sınırlandırılmamış ve Samanyolu galaksisinde serbest yüzen, dünya kütlesindeki haydut bir gezegenin tespit edildiğini bildirdiler .

Algılama yöntemleri

Doğrudan görüntüleme

Beta Pictoris yıldızının çevresinde, yıldızları çıkarılmış ve gezegenlerden birinin yörüngesinin ana hatlarıyla yapay olarak süslenmiş iki dış gezegen.  Merkezdeki beyaz nokta, aynı sistemdeki diğer ötegezegendir.
Doğrudan görüntülenen gezegen Beta Pictoris b

Gezegenler, ana yıldızlarına kıyasla son derece sönüktür. Örneğin, Güneş benzeri bir yıldız, yörüngesindeki herhangi bir dış gezegenden yansıyan ışıktan yaklaşık bir milyar kat daha parlaktır. Bu kadar zayıf bir ışık kaynağını tespit etmek zordur ve ayrıca ana yıldız, onu yok etme eğiliminde olan bir parlamaya neden olur. Gezegenden gelen ışığı algılanabilir bırakırken parlamayı azaltmak için ana yıldızdan gelen ışığı engellemek gerekir; bunu yapmak, aşırı optotermal kararlılık gerektiren büyük bir teknik zorluktur . Doğrudan görüntülenen tüm ötegezegenler hem büyüktür ( Jüpiter'den daha kütleli ) hem de ana yıldızlarından geniş ölçüde ayrılmıştır.

Gemini Planet Imager , VLT-SPHERE ve SCExAO gibi özel olarak tasarlanmış doğrudan görüntüleme araçları düzinelerce gaz devini görüntüleyecek, ancak bilinen güneş dışı gezegenlerin büyük çoğunluğu yalnızca dolaylı yöntemlerle tespit edildi.

dolaylı yöntemler

Ötegezegen tespitinin geçiş yöntemi için dikkate alınan geometriyi gösteren, bir yıldız-gezegen sisteminin kenardan canlandırması
Yıldız bir gezegenin arkasında olduğunda parlaklığı azalmış gibi görünür.
Bir gezegen ana yıldızının diskinin önünden geçerse (veya geçiş yaparsa), o zaman yıldızın gözlenen parlaklığı az miktarda düşer. Yıldızın kararma miktarı, diğer faktörlerin yanı sıra, büyüklüğüne ve gezegenin büyüklüğüne bağlıdır. Geçiş yöntemi, gezegenin yörüngesinin ana yıldız ile Dünya arasındaki bir görüş hattıyla kesişmesini gerektirdiğinden, rastgele yönlendirilmiş bir yörüngedeki bir ötegezegenin yıldızdan geçiş yaptığı gözlemlenme olasılığı biraz düşüktür. Kepler teleskopu bu yöntemi kullandı .
Haziran 2022 itibarıyla yıllık ötegezegen tespitleri.
Bir gezegen bir yıldızın yörüngesinde dönerken, yıldız da sistemin kütle merkezi etrafında kendi küçük yörüngesinde hareket eder. Yıldızın radyal hızındaki değişimler, yani Dünya'ya doğru veya Dünya'dan uzaklaşma hızı , Doppler etkisi nedeniyle yıldızın spektral çizgilerindeki yer değiştirmelerden tespit edilebilir . 1 m/s veya biraz daha az gibi son derece küçük radyal hız değişimleri gözlemlenebilir.
Birden fazla gezegen mevcut olduğunda, her biri diğerinin yörüngesini biraz bozar. Dolayısıyla, bir gezegenin geçiş zamanlarındaki küçük farklılıklar, kendisinin geçiş yapıp yapmayabileceği başka bir gezegenin varlığına işaret edebilir. Örneğin, Kepler-19b gezegeninin geçişlerindeki varyasyonlar , sistemde ikinci bir gezegenin, geçiş yapmayan Kepler-19c'nin varlığını düşündürür .
Tek gezegenli ve iki gezegenli sistemlerin gezegen geçiş zamanlamaları arasındaki farkı gösteren animasyon
Bir gezegen birden fazla yıldızın yörüngesinde döndüğünde veya gezegenin uyduları varsa, geçiş süresi geçiş başına önemli ölçüde değişebilir. Bu yöntemle yeni gezegenler veya aylar keşfedilmemiş olsa da, geçiş yapan birçok dairesel gezegeni başarıyla doğrulamak için kullanılır.
Mikromercekleme, bir yıldızın yerçekimi alanı, uzaktaki bir arka plan yıldızının ışığını büyüten bir mercek gibi davrandığında meydana gelir. Mercek yıldızının yörüngesinde dönen gezegenler, zamanla değiştiği için büyütmede algılanabilir anormalliklere neden olabilir. Küçük (veya çözümlenmiş görüntüleme için, büyük) yörüngelere sahip gezegenlere yönelik algılama yanlılığına sahip diğer birçok yöntemin aksine, mikromercekleme yöntemi, Güneş benzeri yıldızlardan yaklaşık 1-10  AU uzaktaki gezegenleri algılama konusunda en hassas olanıdır.
Astrometri, bir yıldızın gökyüzündeki konumunu hassas bir şekilde ölçmek ve zaman içinde bu konumdaki değişiklikleri gözlemlemekten oluşur. Bir gezegenin yerçekimi etkisinden dolayı bir yıldızın hareketi gözlemlenebilir. Ancak hareket çok küçük olduğu için, bu yöntem henüz çok verimli olmamıştır. Başka yollarla bulunan gezegenlerin özelliklerini araştırmak için başarıyla kullanılmasına rağmen, yalnızca birkaç tartışmalı tespit üretti.
Bir pulsar ( süpernova olarak patlamış bir yıldızın küçük, aşırı yoğun kalıntısı ), dönerken son derece düzenli bir şekilde radyo dalgaları yayar. Gezegenler atarcanın yörüngesinde dönerse, gözlemlenen radyo darbelerinin zamanlamasında hafif anormalliklere neden olurlar. Bir güneş dışı gezegenin ilk doğrulanmış keşfi bu yöntem kullanılarak yapıldı. Ama 2011 itibariyle çok verimli olmadı; Bu şekilde üç farklı pulsar etrafında beş gezegen tespit edilmiştir.
Pulsarlar gibi, periyodik aktivite sergileyen başka yıldız türleri de vardır. Periyodisiteden sapmalara bazen yörüngesinde dönen bir gezegen neden olabilir. 2013 itibariyle, bu yöntemle birkaç gezegen keşfedildi.
Bir gezegen yıldıza çok yakın yörüngede döndüğünde, önemli miktarda yıldız ışığı yakalar. Gezegen yıldızın etrafında dönerken, gezegenlerin Dünya'nın bakış açısına göre evrelere sahip olması veya gezegenin sıcaklık farklarından dolayı bir taraftan diğerinden daha fazla parlaması nedeniyle ışık miktarı değişir.
Göreli ışınlama, hareketinden dolayı yıldızdan gözlemlenen akıyı ölçer. Gezegen ev sahibi yıldızına yaklaştıkça veya uzaklaştıkça yıldızın parlaklığı değişir.
Ev sahibi yıldızlarına yakın büyük kütleli gezegenler, yıldızın şeklini hafifçe deforme edebilir. Bu, yıldızın parlaklığının Dünya'ya göre nasıl döndürüldüğüne bağlı olarak biraz sapmasına neden olur.
Polarimetri yöntemi ile gezegenden yansıyan polarize bir ışık, yıldızdan yayılan polarize olmayan ışıktan ayrılır. Bu yöntemle keşfedilen birkaç gezegen olmasına rağmen, bu yöntemle yeni gezegen keşfedilmemiştir.
Uzay tozu diskleri, asteroitler ve kuyruklu yıldızlar arasındaki çarpışmalardan kaynaklandığı düşünülen birçok yıldızı çevreliyor. Toz, yıldız ışığını emdiği ve kızılötesi radyasyon olarak yeniden yaydığı için tespit edilebilir . Disklerdeki özellikler gezegenlerin varlığına işaret edebilir, ancak bu kesin bir tespit yöntemi olarak kabul edilmez.

Oluşum ve evrim

Gezegenler, yıldız oluşumlarından birkaç ila on (veya daha fazla) milyonlarca yıl içinde oluşabilir. Güneş Sistemindeki gezegenler yalnızca mevcut durumlarında gözlemlenebilir, ancak farklı yaşlardaki farklı gezegen sistemlerinin gözlemlenmesi, farklı evrim aşamalarındaki gezegenleri gözlemlememizi sağlar. Mevcut gözlemler, gezegenlerin hala şekillenmekte olduğu genç proto-gezegen disklerinden 10 Gyr'den daha eski gezegen sistemlerine kadar uzanmaktadır. Gezegenler gazlı bir protogezegen diskinde oluştuğunda, hidrojen / helyum zarflarını biriktirirler . Bu zarflar zamanla soğur ve büzülür ve gezegenin kütlesine bağlı olarak hidrojen/helyumun bir kısmı veya tamamı sonunda uzayda kaybolur. Bu, karasal gezegenlerin bile yeterince erken oluşurlarsa büyük yarıçaplarla başlayabilecekleri anlamına gelir. Bir örnek, Dünya'nın yalnızca yaklaşık iki katı kütleye sahip olan ancak Dünya'nın kütlesinin yüz katı olan Satürn'ün neredeyse boyutu olan Kepler-51b'dir . Kepler-51b, birkaç yüz milyon yaşında oldukça genç.

Gezegene ev sahipliği yapan yıldızlar

M, K, G, F, A, B ve O yıldızlarının boyut ve renk karşılaştırmalarını gösteren Morgan-Keenan spektral sınıflandırma sistemi
Morgan-Keenan spektral sınıflandırması
Sanatçının iki yıldızın yörüngesinde dönen ötegezegen izlenimi.

Yıldız başına ortalama olarak en az bir gezegen vardır. Yaklaşık 5 Güneş benzeri yıldızdan 1'i yaşanabilir bölgede "Dünya büyüklüğünde" bir gezegene sahiptir .

Bilinen ötegezegenlerin çoğu kabaca Güneş'e benzeyen yıldızların yörüngesindedir , yani F, G veya K spektral kategorilerinin ana dizi yıldızları . Düşük kütleli yıldızların ( M spektral kategorisine ait kırmızı cüceler ) tespit edilebilecek kadar büyük gezegenlere sahip olma olasılığı daha düşüktür. radyal hız yöntemiyle . Buna rağmen, daha küçük gezegenleri tespit etmek için geçiş yöntemini kullanan Kepler uzay aracı tarafından kırmızı cücelerin etrafındaki onlarca gezegen keşfedildi .

Kepler'den alınan veriler kullanılarak , bir yıldızın metalikliği ile yıldızın Jüpiter'in boyutuna benzer dev bir gezegene ev sahipliği yapma olasılığı arasında bir korelasyon bulundu . Daha yüksek metalikliğe sahip yıldızların, daha düşük metalliğe sahip yıldızlara göre gezegenlere, özellikle dev gezegenlere sahip olma olasılığı daha yüksektir.

Bazı gezegenler, bir ikili yıldız sisteminin bir üyesinin yörüngesinde döner ve ikili yıldızın her iki üyesinin etrafında dönen birkaç ikili gezegen keşfedilmiştir. Üçlü yıldız sistemlerinde birkaç gezegen ve dörtlü sistem Kepler-64'te bir gezegen bilinmektedir .

Orbital ve fiziksel parametreler

Genel Özellikler

Renk ve parlaklık

Güneş Sistemi gezegenlerinin renklerini ötegezegen HD 189733b ile karşılaştıran renk-renk diyagramı.  HD 189733b, Mars kadar yeşili ve neredeyse Dünya kadar maviyi yansıtır.
Bu renk-renk şeması , Güneş Sistemindeki gezegenlerin renklerini ötegezegen HD 189733b ile karşılaştırır . Ötegezegenin koyu mavi rengi, atmosferindeki mavi ışığı saçan silikat damlacıkları tarafından üretiliyor .

2013 yılında ilk kez bir ötegezegenin rengi belirlendi. HD 189733b'nin en uygun albedo ölçümleri, koyu lacivert olduğunu gösteriyor. Aynı yılın ilerleyen saatlerinde, görsel olarak macenta rengi olan GJ 504 b ve yakından bakıldığında kırmızımsı görünen Kappa Andromedae b de dahil olmak üzere diğer bazı dış gezegenlerin renkleri belirlendi. Helyum gezegenlerinin görünüş olarak beyaz veya gri olması bekleniyor.

Bir gezegenin görünen parlaklığı ( görünen büyüklük ), gözlemcinin ne kadar uzakta olduğuna, gezegenin ne kadar yansıtıcı olduğuna (albedo) ve gezegenin yıldızından ne kadar uzakta olduğuna bağlı olarak gezegenin yıldızından ne kadar ışık aldığına bağlıdır. ve yıldızın ne kadar parlak olduğunu. Yani, yıldızına yakın düşük albedolu bir gezegen, yıldızından uzak yüksek albedolu bir gezegenden daha parlak görünebilir.

Geometrik albedo açısından bilinen en karanlık gezegen , yıldızından gelen ışığın %1'inden daha azını yansıtan sıcak bir Jüpiter olan ve onu kömür veya siyah akrilik boyadan daha az yansıtıcı yapan TrES-2b'dir . Sıcak Jüpiter'lerin atmosferlerindeki sodyum ve potasyum nedeniyle oldukça karanlık olması bekleniyor, ancak TrES-2b'nin neden bu kadar karanlık olduğu bilinmiyor - bunun nedeni bilinmeyen bir kimyasal bileşik olabilir.

Gaz devleri için geometrik albedo, bu etkiyi değiştirecek bulutlar olmadıkça, artan metaliklik veya atmosfer sıcaklığı ile genellikle azalır. Artan bulut sütunu derinliği, optik dalga boylarında albedoyu artırır, ancak bazı kızılötesi dalga boylarında azaltır. Optik albedo yaşla birlikte artar, çünkü daha yaşlı gezegenler daha yüksek bulut sütunu derinliklerine sahiptir. Optik albedo, kütle arttıkça azalır, çünkü daha yüksek kütleli dev gezegenler daha yüksek yüzey yerçekimlerine sahiptir, bu da daha düşük bulut sütunu derinlikleri oluşturur. Ayrıca, eliptik yörüngeler, atmosferik bileşimde önemli bir etkiye sahip olabilecek büyük dalgalanmalara neden olabilir.

Masif ve/veya genç gaz devleri için bazı yakın kızılötesi dalga boylarında yansımadan daha fazla termal emisyon vardır. Bu nedenle, optik parlaklık tamamen faza bağımlı olsa da, yakın kızılötesinde bu her zaman böyle değildir.

Gaz devlerinin sıcaklıkları zamanla ve yıldızlarından uzaklaştıkça azalır. Sıcaklığın düşürülmesi, bulutlar olmadan bile optik albedoyu artırır. Yeterince düşük bir sıcaklıkta, optik albedoyu daha da artıran su bulutları oluşur. Daha da düşük sıcaklıklarda, amonyak bulutları oluşur ve çoğu optik ve yakın kızılötesi dalga boylarında en yüksek albedolara neden olur.

Manyetik alan

2014 yılında, hidrojenin gezegenden buharlaşma şeklinden HD 209458b etrafındaki bir manyetik alan çıkarımı yapıldı. Bir ötegezegen üzerindeki bir manyetik alanın ilk (dolaylı) tespitidir. Manyetik alanın Jüpiter'inkinin yaklaşık onda biri kadar güçlü olduğu tahmin ediliyor.

Ötegezegenlerin manyetik alanları, LOFAR gibi yeterince hassas radyo teleskoplarla auroral radyo emisyonları ile tespit edilebilir . Radyo emisyonları, bir ötegezegenin içinin dönüş hızının belirlenmesini sağlayabilir ve ötegezegenin dönüşünü ölçmek için bulutların hareketini incelemekten daha doğru bir yol sağlayabilir.

Dünyanın manyetik alanı , akan sıvı metalik çekirdeğinden kaynaklanır, ancak yüksek basınçlı devasa süper Dünyalarda, karasal koşullar altında yaratılanlarla eşleşmeyen farklı bileşikler oluşabilir. Bileşikler, iç kısımların farklı katmanlara ayrılmasını önleyebilecek ve böylece farklılaşmamış çekirdeksiz mantolarla sonuçlanabilecek daha yüksek viskoziteler ve yüksek erime sıcaklıkları ile oluşabilir. MgSi3012 gibi magnezyum oksit formları, süper Dünyalarda bulunan basınç ve sıcaklıklarda sıvı bir metal olabilir ve süper Dünyaların mantolarında bir manyetik alan oluşturabilir .

Sıcak Jüpiterlerin beklenenden daha büyük bir yarıçapa sahip olduğu gözlemlendi. Bunun nedeni, yıldız rüzgarı ile gezegenin manyetosferi arasındaki etkileşimin gezegen boyunca onu ısıtan ( Joule ısınması ) bir elektrik akımı yaratması ve gezegenin genişlemesine neden olması olabilir. Bir yıldız manyetik olarak ne kadar aktifse, yıldız rüzgarı o kadar büyük ve gezegenin daha fazla ısınmasına ve genişlemesine yol açan elektrik akımı o kadar büyük olur. Bu teori, yıldız aktivitesinin şişirilmiş gezegen yarıçapları ile ilişkili olduğu gözlemiyle eşleşir.

Ağustos 2018'de bilim adamları gaz halindeki döteryumun sıvı metalik hidrojen formuna dönüştüğünü duyurdular. Bu, araştırmacıların Jüpiter , Satürn ve ilgili ötegezegenler gibi dev gaz gezegenlerini daha iyi anlamalarına yardımcı olabilir , çünkü bu tür gezegenlerin gözlemlenen güçlü manyetik alanlardan sorumlu olabilecek çok miktarda sıvı metalik hidrojen içerdiği düşünülmektedir .

Bilim adamları daha önce yakın ötegezegenlerin manyetik alanlarının ev sahibi yıldızlarında artan yıldız parlamalarına ve yıldız lekelerine neden olabileceğini duyursa da, 2019'da bu iddianın yanlış olduğu HD 189733 sisteminde gösterildi. İyi çalışılmış HD 189733 sisteminde "yıldız-gezegen etkileşimlerinin" tespit edilememesi, etkiyle ilgili diğer ilgili iddiaları sorgulamaktadır.

2019'da 4 sıcak Jüpiter'in yüzey manyetik alanlarının gücü tahmin edildi ve Jüpiter'in 4,3 gauss'luk yüzey manyetik alanına kıyasla 20 ila 120 gauss arasında değişiyordu.

Levha tektoniği

2007'de, iki bağımsız araştırmacı ekibi, levha tektoniğinin daha büyük süper Dünyalar üzerindeki olasılığı hakkında karşıt sonuçlara vardı ; bir takım levha tektoniğinin epizodik veya durgun olacağını söylerken, diğer takım levha tektoniğinin süper Dünyalarda büyük olasılıkla olduğunu söyledi. gezegen kuru olsa bile.

Süper Dünyalar, Dünya'nın 80 katından fazla suya sahipse, o zaman tüm karaları tamamen sular altında bırakan okyanus gezegenleri haline gelirler. Bununla birlikte, bu sınırdan daha az su varsa, o zaman derin su döngüsü, kıtaların var olmasına izin verecek kadar suyu okyanuslar ve manto arasında hareket ettirecektir.

volkanizma

55 Cancri e'deki büyük yüzey sıcaklığı değişimleri , gezegeni kaplayan ve termal emisyonları engelleyen büyük toz bulutları salan olası volkanik aktiviteye bağlandı.

Yüzükler

1SWASP J140747.93-394542.6 yıldızı , Satürn'ün halkalarından çok daha büyük bir halka sistemi tarafından çevrelenmiş bir nesne tarafından yörüngededir . Ancak cismin kütlesi bilinmiyor; bir gezegen yerine kahverengi bir cüce veya düşük kütleli bir yıldız olabilir.

Fomalhaut b'nin optik görüntülerinin parlaklığı, Jüpiter'in yarıçapının 20 ila 40 katı yarıçapa sahip, yaklaşık Galileo uydularının yörüngelerinin boyutu kadar olan, gezegenleri çevreleyen bir halka sisteminden yansıyan yıldız ışığından kaynaklanıyor olabilir .

Güneş Sisteminin gaz devlerinin halkaları, gezegenlerinin ekvatoruyla aynı hizadadır. Bununla birlikte, yıldızlarına yakın yörüngede dönen ötegezegenler için, yıldızdan gelen gelgit kuvvetleri, bir gezegenin en dıştaki halkalarının gezegenin yıldız etrafındaki yörünge düzlemiyle hizalanmasına yol açar. Bir gezegenin en içteki halkaları yine de gezegenin ekvatoruyla aynı hizada olacaktır, böylece gezegenin eğimli bir dönme ekseni varsa , o zaman iç ve dış halkalar arasındaki farklı hizalamalar çarpık bir halka sistemi oluşturacaktır.

Aylar

Aralık 2013'te , haydut bir gezegenin bir aday dış uydusu açıklandı. 3 Ekim 2018'de, Kepler-1625b'nin yörüngesinde dönen büyük bir dış ay olduğunu gösteren kanıtlar bildirildi.

atmosferler

İki ötegezegende açık ve bulutlu atmosferler.

Birkaç ötegezegenin çevresinde atmosferler tespit edildi. İlk gözlemlenen 2001 yılında HD 209458b idi.

Satürn'ün uydusu Titan'da gün batımının önünde sanatçının Cassini uzay aracı konsepti
Cassini tarafından Titan üzerinde yapılan gün batımı çalışmaları, ötegezegen atmosferlerinin anlaşılmasına yardımcı olur (sanatçının konsepti).

Şubat 2014 itibariyle, moleküler spektral özelliklerin saptanmasıyla sonuçlanan elliden fazla geçiş yapan ve beş doğrudan görüntülenmiş ötegezegen atmosferi gözlemlendi; gündüz-gece sıcaklık gradyanlarının gözlemlenmesi; ve dikey atmosferik yapı üzerindeki kısıtlamalar. Ayrıca geçiş yapmayan sıcak Jüpiter Tau Boötis b üzerinde bir atmosfer tespit edildi .

Mayıs 2017'de, Dünya'dan bir milyon mil ötedeki yörüngedeki bir uydudan parıldayan ışık parıltılarının atmosferdeki buz kristallerinden yansıyan ışık olduğu bulundu . Bunu belirlemek için kullanılan teknoloji, ötegezegenler de dahil olmak üzere uzak dünyaların atmosferlerini incelemek için yararlı olabilir.

Kuyruklu yıldız benzeri kuyruklar

KIC 12557548 b , yıldızına çok yakın, buharlaşan ve arkasında kuyruklu yıldız gibi bir bulut ve toz kuyruğu bırakan küçük, kayalık bir gezegendir . Toz, volkanlardan püsküren ve küçük gezegenin düşük yüzey yerçekimi nedeniyle kaçan kül olabilir veya metal buharı ile yıldıza çok yakın olmanın yüksek sıcaklıkları nedeniyle buharlaşan ve ardından toza dönüşen metallerden olabilir.

Haziran 2015'te bilim adamları, GJ 436 b'nin atmosferinin buharlaştığını, bunun gezegenin etrafında dev bir buluta ve ev sahibi yıldızdan gelen radyasyon nedeniyle 14 milyon km (9 milyon mil) uzunluğunda uzun bir kuyruk oluşturduğunu bildirdi.

Güneşlenme deseni

1:1 dönme-yörünge rezonansındaki gelgitle kilitlenmiş gezegenlerin yıldızları her zaman doğrudan bir noktada parlayacak ve bu nokta, karşı yarım küre ışık almaz ve dondurucu soğuk olacak şekilde sıcak olacaktır. Böyle bir gezegen, gözbebeği olan sıcak nokta ile bir göz küresine benzeyebilir. Eksantrik yörüngeye sahip gezegenler başka rezonanslarda kilitlenebilir. 3:2 ve 5:2 rezonanslar, hem doğu hem de batı yarımkürede sıcak noktaların olduğu bir çift göz küresi modeliyle sonuçlanacaktır. Hem eksantrik bir yörüngeye hem de eğik bir dönme eksenine sahip gezegenler , daha karmaşık güneşlenme modellerine sahip olacaktır.

Yüzey

Yüzey bileşimi

Yüzey özellikleri, emisyon ve yansıma spektroskopisini iletim spektroskopisi ile karşılaştırarak atmosferik özelliklerden ayırt edilebilir . Ötegezegenlerin orta kızılötesi spektroskopisi, kayalık yüzeyleri algılayabilir ve yakın kızılötesi, magma okyanuslarını veya yüksek sıcaklıktaki lavları, hidratlı silikat yüzeyleri ve su buzu tanımlayarak, kayalık ve gazlı dış gezegenleri ayırt etmek için net bir yöntem sağlar.

Yüzey sıcaklığı

Sanatçının, stratosferli ve stratosfersiz bir ötegezegenin atmosferindeki sıcaklık değişimini gösteren illüstrasyonu
Sanatçının ötegezegenin atmosferindeki sıcaklığın tersine dönmesini gösteren çizimi.

Bir ötegezegenin sıcaklığı, ana yıldızından aldığı ışığın yoğunluğu ölçülerek tahmin edilebilir. Örneğin, OGLE-2005-BLG-390Lb gezegeninin kabaca -220 °C (50 K) yüzey sıcaklığına sahip olduğu tahmin edilmektedir. Bununla birlikte, bu tür tahminler, gezegenin genellikle bilinmeyen albedosuna bağlı oldukları ve sera etkisi gibi faktörlerin bilinmeyen komplikasyonlara yol açabileceği için büyük ölçüde hatalı olabilir. Birkaç gezegenin sıcaklıkları, gezegen yörüngesinde hareket ederken ve ana yıldızı tarafından gölgelenirken kızılötesi radyasyondaki değişimi gözlemleyerek ölçüldü. Örneğin, HD 189733b gezegeninin gündüz tarafında 1.205 K (932 °C) ve gece tarafında 973 K (700 °C) ortalama sıcaklığa sahip olduğu tahmin edilmektedir.

yaşanabilirlik

Daha fazla gezegen keşfedildikçe, ötegezegen bilimi alanı , güneş dışı dünyaların daha derin bir çalışmasına dönüşmeye devam ediyor ve nihayetinde Güneş Sisteminin ötesindeki gezegenlerde yaşam olasılığını ele alacak . Kozmik mesafelerde, yaşam ancak gezegen ölçeğinde gelişmişse ve gezegen ortamını, bu değişiklikler klasik fiziko-kimyasal süreçlerle (denge dışı süreçler) açıklanamayacak şekilde güçlü bir şekilde değiştirmişse tespit edilebilir. Örneğin, moleküler oksijen ( O
2
) Dünya atmosferinde, canlı bitkiler ve birçok mikroorganizma türü tarafından yapılan fotosentezin bir sonucudur , bu nedenle , biyolojik olmayan yollarla da az miktarda oksijen üretilebilmesine rağmen, ötegezegenlerde yaşamın bir göstergesi olarak kullanılabilir. Ayrıca, potansiyel olarak yaşanabilir bir gezegen , yeterli atmosferik basınca sahip gezegen kütleli nesnelerin yüzeylerinde sıvı suyu destekleyebileceği bir mesafede sabit bir yıldızın yörüngesinde dönmelidir.

yaşanabilir bölge

Bir yıldızın etrafındaki yaşanabilir bölge, sıcaklığın gezegenin yüzeyinde sıvı suyun var olmasına izin verecek kadar doğru olduğu bölgedir; yani, suyun buharlaşması için yıldıza çok yakın ve suyun donması için yıldızdan çok uzak olmaması. Yıldızların ürettiği ısı, yıldızın boyutuna ve yaşına bağlı olarak değişir, bu nedenle yaşanabilir bölge farklı yıldızlar için farklı mesafelerde olabilir. Ayrıca, gezegendeki atmosferik koşullar gezegenin ısıyı tutma yeteneğini etkiler, böylece yaşanabilir bölgenin konumu da her gezegen türüne özgüdür: çok az su içeren çöl gezegenleri (kuru gezegenler olarak da bilinirler) daha az olacaktır. atmosferdeki su buharı Dünya'dan daha fazladır ve bu nedenle azaltılmış bir sera etkisine sahiptir; bu, bir çöl gezegeninin yıldızına Dünya'nın Güneş'e olduğundan daha yakın su vahaları tutabileceği anlamına gelir. Su eksikliği ayrıca ısıyı uzaya yansıtacak daha az buz olduğu anlamına gelir, bu nedenle çöl gezegeninin yaşanabilir bölgelerinin dış kenarı daha da dışarıdadır. Kalın bir hidrojen atmosferine sahip kayalık gezegenler, yüzey suyunu Dünya-Güneş mesafesinden çok daha uzakta tutabilir. Daha büyük kütleli gezegenler daha geniş yaşanabilir bölgelere sahiptir çünkü yerçekimi su buharının sera etkisini azaltan su bulutu kolonunun derinliğini azaltır ve böylece yaşanabilir bölgenin iç kenarını yıldıza yaklaştırır.

Gezegenin dönme hızı , atmosferin dolaşımını ve dolayısıyla bulutların modelini belirleyen ana faktörlerden biridir : Yavaş dönen gezegenler, daha fazla yansıtan kalın bulutlar oluşturur ve bu nedenle yıldızlarına çok daha yakın yaşanabilir. Dünya, Venüs'ün yavaş dönüşüne sahip olsaydı, şu anki atmosferiyle Venüs'ün yörüngesinde yaşanabilir olurdu. Venüs, kontrolden çıkmış bir sera etkisi nedeniyle su okyanusunu kaybettiyse , muhtemelen geçmişte daha yüksek bir dönüş hızına sahip olmuştur. Alternatif olarak, Venüs'ün hiçbir zaman okyanusu olmadı çünkü oluşumu sırasında su buharı uzayda kayboldu ve tarihi boyunca yavaş dönüşü olabilirdi.

Gelgit kilitli gezegenler ("göz küresi" gezegenleri olarak da bilinir), bulutların etkisi nedeniyle yıldızlarına daha önce düşünülenden daha yakın yaşanabilir olabilir: yüksek yıldız akışında, güçlü konveksiyon, yıldız altı noktanın yakınında, gezegen albedosunu büyük ölçüde artıran ve azaltan kalın su bulutları üretir. yüzey sıcaklıkları.

Yaşanabilir bölgeler genellikle yüzey sıcaklığı açısından tanımlanır, ancak Dünya'nın biyokütlesinin yarısından fazlası yer altı mikroplarından gelir ve sıcaklık derinlikle artar, bu nedenle yüzey donduğunda yer altı mikrobiyal yaşam için elverişli olabilir ve bu düşünülürse, yaşanabilir bölge yıldızdan çok daha uzağa uzanır, başıboş gezegenler bile yeraltında yeterli derinlikte sıvı suya sahip olabilir. Evrenin daha önceki bir döneminde , kozmik mikrodalga arka planın sıcaklığı, var olan tüm kayalık gezegenlerin, bir yıldızdan uzaklıklarına bakılmaksızın yüzeylerinde sıvı suya sahip olmasına izin verirdi. Jüpiter benzeri gezegenler yaşanabilir olmayabilir, ancak yaşanabilir uyduları olabilir .

Buzul çağları ve kartopu durumları

Yaşanabilir bölgenin dış kenarı, gezegenlerin tamamen donmuş olduğu yerdir, ancak yaşanabilir bölgenin içindeki gezegenler periyodik olarak donabilir. Yörünge dalgalanmaları veya diğer nedenler soğumaya neden olursa, bu daha fazla buz oluşturur, ancak buz güneş ışığını yansıtarak daha fazla soğumaya neden olur ve gezegen tamamen veya neredeyse tamamen donana kadar bir geri besleme döngüsü oluşturur. Yüzey donduğunda, bu, karbondioksitin ayrışmasını durdurur ve atmosferde volkanik emisyonlardan kaynaklanan karbondioksit birikmesine neden olur. Bu , gezegeni tekrar eriten bir sera etkisi yaratır. Büyük bir eksen eğikliğine sahip gezegenlerin kartopu durumuna girme olasılığı daha düşüktür ve sıvı suyu yıldızlarından daha uzakta tutabilirler. Eksenel eğimdeki büyük dalgalanmalar, sabit bir büyük eğimden daha fazla ısınma etkisine sahip olabilir. Paradoksal olarak, kırmızı cüceler gibi daha soğuk yıldızların yörüngesinde dönen gezegenlerin kartopu durumuna girme olasılığı daha düşüktür çünkü daha soğuk yıldızların yaydığı kızılötesi radyasyon çoğunlukla onu ısıtan buz tarafından emilen dalga boylarındadır.

gelgit ısıtma

Bir gezegenin eksantrik bir yörüngesi varsa, gelgit ısıtması yıldız radyasyonunun yanı sıra başka bir enerji kaynağı sağlayabilir. Bu, ışınımsal yaşanabilir bölgedeki eksantrik gezegenlerin sıvı su için çok sıcak olabileceği anlamına gelir. Gelgitler ayrıca zamanla yörüngeleri dairesel hale getirir, böylece yaşanabilir bölgede, eskiden eksantrik yörüngelere sahip oldukları için suyu olmayan dairesel yörüngelere sahip gezegenler olabilir . Yaşanabilir bölgeden daha uzaktaki eksantrik gezegenlerin yüzeyleri hala donmuş olabilir, ancak gelgit ısınması Europa'nınkine benzer bir yeraltı okyanusu yaratabilir . Upsilon Andromedae sistemi gibi bazı gezegen sistemlerinde, yörüngelerin dışmerkezliği korunur ve hatta sistemdeki diğer gezegenlerden gelen bozulmalarla periyodik olarak değişir. Gelgit ısınması, mantodan gaz çıkışına neden olarak bir atmosferin oluşumuna ve yenilenmesine katkıda bulunabilir.

Potansiyel olarak yaşanabilir gezegenler

2015 yılında yapılan bir inceleme, dış gezegenler Kepler-62f , Kepler- 186f ve Kepler-442b'yi potansiyel olarak yaşanabilir olma açısından en iyi adaylar olarak tanımladı. Bunlar sırasıyla 1200, 490 ve 1.120 ışıkyılı uzaklıkta. Bunlardan Kepler-186f, 1,2 Dünya yarıçap ölçüsüyle Dünya'ya benzer büyüklükte ve kırmızı cüce yıldızının çevresinde yaşanabilir bölgenin dış kenarına doğru konumlanıyor .

En yakın karasal ötegezegen adaylarına bakıldığında, Proxima Centauri b yaklaşık 4,2 ışıkyılı uzaklıktadır. Denge sıcaklığının -39 °C (234 K) olduğu tahmin edilmektedir.

Dünya büyüklüğündeki gezegenler

  • Kasım 2013'te Samanyolu galaksisindeki Güneş benzeri yıldızların %22±8'inin yaşanabilir bölgede Dünya boyutunda bir gezegene sahip olabileceği tahmin ediliyordu. Samanyolu'nda 200 milyar yıldız olduğunu varsayarsak, bu 11 milyar potansiyel olarak yaşanabilir Dünya olur ve kırmızı cüceler dahil edilirse 40 milyara yükselir.
  • Bir kırmızı cücenin yaşanabilir bölgesinde 1,2 Dünya yarıçaplı bir gezegen olan Kepler-186f , Nisan 2014'te bildirildi.
  • Proxima Centauri b, Dünya'nın kütlesinin tahmini minimum kütlesinin 1,27 katı olan, güneş sistemine bilinen en yakın yıldız olan Proxima Centauri'nin yaşanabilir bölgesinde bir gezegen .
  • Şubat 2013'te araştırmacılar, küçük kırmızı cücelerin% 6'sına kadarının Dünya boyutunda gezegenlere sahip olabileceğini tahmin ettiler. Bu, Güneş Sistemine en yakın olanın 13 ışıkyılı uzaklıkta olabileceğini düşündürmektedir. Tahmini mesafe, %95 güven aralığı kullanıldığında 21 ışık yılına çıkar. Mart 2013'te revize edilmiş bir tahmin, kırmızı cücelerin yaşanabilir bölgesinde Dünya boyutunda gezegenler için% 50'lik bir oluşum oranı verdi.
  • Dünya'nın yarıçapının 1,63 katı olan Kepler-452b , G2 tipi Güneş benzeri bir yıldızın etrafındaki "yaşanabilir bölge" de keşfedilen Dünya boyutuna yakın ilk gezegendir (Temmuz 2015).

Proje ara

  • CoRoT - Geçiş yöntemini kullanarak dış gezegenleri arama görevi.
  • Kepler - Geçiş yöntemini kullanarak çok sayıda ötegezegen arama görevi.
  • TESS - Yeni dış gezegenler aramak için; böylece iki yıllık görevinin sonunda gökyüzünün her yerinden yıldızları gözlemlemiş olacak. En az 3.000 yeni ötegezegen bulması bekleniyor.
  • HARPS - ESO'nun Şili'deki La Silla Gözlemevi'ndeki 3.6m teleskobuna kurulu yüksek hassasiyetli echelle gezegen bulan spektrograf .

notlar

Ayrıca bakınız

Referanslar

daha fazla okuma

Dış bağlantılar