Bilgiustam
Türkiye'nin Bilgi Sitesi

Teleskopların Gözüyle Derin Uzayda Gezegenler Nasıl Keşfediliyor?

0 76

Bu teknikte Yıldız’ın önünden geçen bir gezegen ışığında azalmaya neden olur. İzleme sırasında duyarlı Işık ölçümleriyle yıldızın dışındaki değişiklikler incelenerek çevresinde dolaşan Bir gezegenin varlığı belirlenebilir. Bu yöntemin Radyal Hız tekniği ve astronomi tekniğine oranla avantajları çok daha fazladır. Geçiş yönteminde Bir gezegenin büyüklüğü yani çapı öğrenilebilir o gezegen için çok önemli bir ipucudur. Bir gezegenin büyüklüğü Radyal Hız yöntemi kullanılarak da kütlesi belirlenirse öte gezegenin yoğunluğu öğrenilebilir. Sonrasında da fiziki yapısı Kayalık mı gazlımı okyanusla mı kaplı ya da su olma olasılığı gibi hakkında birçok bilgiler edinilebilir. Bu teknikte gezegenin atmosferdeki gazlar ve bileşenleri de öğrenilebilir. Bir örnekle gezegen Yıldız’ın önünden geçerken atmosferindeki gazlar Yıldız ışığının taç çizgilerinden bazılarını soğurur bu çizgilerin yeri ve kalınlığı gezegen atmosferindeki gaz ve girişimlerini göstermektedir.

Bu teknikte elde edilen bir diğer önemli Detay da gezegenin atmosferinden geçen ya da üstünden yansıyan yıldız ışığının kutuplanması. Yani pozisyonunu ölçülerek de hem gezegenin varlığı hem de atmosferinin varlığı belirlenebilir. Ayrıca gezegenin ışımasıda ölçülebilir. Gezegenin yıldızının arkasına geçtiği sıradaysa yıldızın parlaklık değeri geçiş öncesi ya da sonrası alınan değerlerden çıkarılırsa kalan veriler sadece bu gezegene aittir.

Alınan bu verilerle de gezegenin yüzey sıcaklığı hatta üzerinde Bulut oluşumunun olası izleri belirlenebilir HD 200 9458 gezegeni bu yöntemle keşfedilmiş hakkında birçok şey öğrenilebilmiştir. Bu gezegen dünyamızdan 150 ışık yılı uzaklıktadır. Jüpiter’in 1,3 katı, kütlesi ise Jüpiter gezegeninin üçte birinden daha azdır. Kabaca yörünge uzaklığı Güneş sistemimizdeki Merkür’ün güneşe uzaklığının 8’de 1’i kadar. Gezegenin yörünge süreci ise 3,5 gündür yolyan türü bir gaz devi gezegendir. Yörüngesinin bir kısmı bir tabirle dünyaya baktığında 1999 yılında gezegen yıldızının önünden geçerken gözlemlenebildi. Yani transit geçiş yöntemi ile bu geçiş sonucu yıldızın görünür parlaklığı Her üç buçuk günde bir yaklaşık %2 azalmaktadır. 2013 yılında ise Hubble uzay Teleskobu ile yapılan gözlemlerle atmosferinin yıldızına yakınlığından dolayı buharlaştığı ve kuyruklu yıldıza benzer bir grup oluşturduğu belirlendi. Ayrıca gezegenin atmosferinde oksijen ve karbon tespit edilmiştir. Sonrasındaysa uzay Teleskobu ile aynı teknikle yapılan gözlemde yüzey sıcaklığı 860 derece olarak ölçüldü. 2007 yılı nisan ayında Hubble Uzay Teleskobu gezegenin atmosferinde Ayrıca büyük miktarda su buharı tespit etmiştir. Aynı teknikte keşfi yapılan bir diğer gezegende TRES-1B bu gezegende Libra takımyıldızında bize yaklaşık 523 ışık yılı uzakta. Bu gezegende yıldızına çok yakın yolyan sınıfı bir gaz devi yüzey sıcaklığı 726 derece. ışıması 0.14 aralığında bu gezegenler için çok düşük bir değer. Yani bu gezegen son derece karanlık Transit geçiş tekniği dışında radyoloji tekniği kullanılarak gezegenin kütlesi de tespit edildi.

Teleskopların Gözüyle Derin Uzayda Gezegenler Nasıl Keşfediliyor?Aynı teknikle keşfi yapılan bir başka gezegende Fransa’nın uzayda bulunan uydusu ile yapıldı. Hiç kuşkusuz NASA’nın 2009 yılında uzaya fırlattığı Kepler Teleskobu Transit geçiş yöntemi ile gezegen keşfetme de bir numara. Bu teknikle kepler teleskobundan alınan veriler bize galaksimizdeki gezegenlerinin çoğunun dünyayı yakın kütlelerde küçük gezegenler olduğunu ve bunlardan yıldızlarının sıvı suyu var olabileceği uzaklıklardaki yaşam kuşakları içinde olanlarının sayısının çok fazla olabileceğini gösterdi. Ayrıca Transit Geçiş Yönteminin dezavantajları da var. Bunlardan biri gezegen bulunabilmesi için gezegeni yörünge düzlemini gözlemcinin görüş çizgisi ile aynı düzlemde olması gerekmesi. Yani izleyicinin yörüngeyi yalnızca kenarından bir çizgi halinde izleyebilmesi gerekir. Öyle bir dizilim olasılığı ise çok düşük.

Bir gezegenin yıldızının ekvatoru izleyerek geçiş yaparken izlenebilme olasılığı da matematiksel olarak yıldızın çapının, gezegen yörüngesinin çapına olan oranı ile belirleniyor. Küçük yörüngelere sahip gezegenlerin ancak yüzde on kadarı yıldızın Ekvator düzlemini izleyerek geçiş yaparken gözlenebiliyor bu nedenle keşif olayı daha büyük yörüngeli gezegenler için daha da hızlı oluyor. Güneş’imiz benzeri bir yıldızda dünyamızın Güneş’e olan uzaklığını düşünürsek yani bir astronomik birim ya da 150000000 kilometre kadar uzaklıktan benzeri bir şekilde istenebilir bir Transit geçiş yapması olasılığı %47. Ancak binlerce hatta yüz binlerce yıldızı bir anda gözlemleyen transit geçiş aramalarında bulunan gezegenlerin sayısı Radyal Hız Yöntemi ile keşfedilenlerin sayısından çok daha fazla. Yani bir değer dezavantajda işte burada. İzlenen gezegenlerin hangi yıldıza ait olduğu belirlenemiyor. Dolayısıyla da bu tekniğin güvenilirliğine dolayısıyla da bu tekniğin güvenilirliğinin tam olabilmesi için keşiflerin Radyal Hız Yöntemi ile de incelenerek sonucun doğrulanması gerekiyor. Burada önemli bir konudan da bahsetmek gerekirse, NASA 13 Haziran 2018’de uzaya yeni bir uydu fırlatmıştı ve başarılı bir şekilde yörüngeye yerleştirdi. Bu geçiş yapan gezegen tarama uydusu Tess bir tür Kepler uzay teleskobunun devamı niteliğinde olan Tess’in en büyük farkı yaklaşık 500 kat daha fazla alanı tarayabilmesi. Kepler galaksimizin belli bir bölgesini tarayabiliyordu. Tess belki de Kepler’in göremediği yerlerine de bakabilecek test uzay aracı ile izlemeler geçiş yöntemi kullanılarak yapılacak. Kısacası Tess, uzayda hayat arayışında insanlığı bir adım daha ileri götürüyor.

Radyal Hız Yöntemi

Uzayda kütle çekimine bağlı olan iki gök cismi yıldız yerine ortak bir kütle çekim merkezine etrafında dolaşır. Ancak yıldızın kütlesi etrafındaki gezegenler den büyük olduğu için kütle çekim merkezi yıldızın yörünge çapının içinde kalır. Bu durumda yıldıza kendi içinde küçük çaplı bile olsa bir yörüngeye sahiptir. Yıldızın hareketinde döngüsel bir sapma oluşturur. Eğer bu sapma hareketi görüş alanındıysa yıldız gözlemciye göre çok az bir şekilde yaklaşıp uzaklaşır ve bunu düzenli aralıklarla yapar. Bu da Yıldız’ın aşamasında küçük değişikliklere neden olur. Bu durumda çok duyarlı algılayıcılarla yıldızın ışığındaki bu düzenli kaymaları saptayan gökbilimciler çevresinde dolanan bir gezegenin varlığını da belirleyebilirler. Bu spektrometre yani Tayf ölçer denen bir aygıtta yapılıyor. Bu aygıtların en gelişkinleri saniyede 1 metre ölçeğindeki hız değişimini bile saptayabiliyor. Doppler spektroskopisi yani tayf ölçümü olarak da bilinen bu teknik gezegen keşiflerinde kullanılan en başarılı yöntemlerden biri.

Kepler Teleskobu faaliyete geçmeden önce Güneş sistemimizin ötesindeki gezegenlerin büyük bölümü bu yöntemle bulunmuştu ancak yöntem güneşten yalnızca 160 ışık yılına kadar uzaklıktaki yıldızların incelenmesinde kullanılabiliyor. Bu yöntemle yıldızına yakın yörüngelerde dolanan büyük kütleli gezegenler büyük çoğunlukla gaz devlere Özellikle de gaz devleri kolayca bulunabiliyor ancak çok uzaklarda olan gezegenlerse yıllarca süren gözlemler sonucu bulunabiliyor. Bu yöntemde Bir yıldızın kütlesi de yüzeyinden yaydığı ışığın tayfı sayesinde de belirlenebiliyor. Nedeni ise yaydığı ışığın rengi yüzey sıcaklığının bir göstergesi. Yıldız oluşumu ve gelişimi ile alakalı yapılan simülasyon ve modellemelerle Yıldız’ın sıcaklığından kütlesi yaşı ve kimyasal içeriğinin hesaplanmasını sağlıyor.

Bu yöntemin bir eksik yanı ise gezegenlerin ancak en az düzeyde kütlesini belirleyebilmesi. Olası gerçek kütlesi ise bu değerin yüzde yirmi üzerinde veya altında olabiliyor. Eğer izlenen gezegenler görüş çizgimize dike yakın olursa, yani bu şekilde yörüngelerinde dolanıyorlarsa belirlenen kütlesi gerçeğine çok daha yakın oluyor. Yani Güneş Sistemi’miz deki Uranüs gezegeninin yörüngesi gibi.

Radyal Hız Yöntemi, Transit Geçiş Yöntemi’nde de anlattığımız gibi gezegen keşiflerini doğrulamak için de kullanılıyor. her iki yöntemle birlikte kullanıldığında varlığı belirlenen gezegenlerin kütlesi de duyarlı bir biçimde ölçülebiliyor.

Kütle Çekimsel Mercek Yöntemi

Bir an için düşünelim çok güçlü bir Teleskobu muz var ve bir yıldız etrafında bir gezegen arıyoruz. Yıldızın arka planındaki yıldızlardan biri de görüş alanımız içinde izleme yaparken aniden arkadaki yıldızın ışığını bir süre parlaklaştığını ve bir süre sonra eski parlaklığına döndüğünü görüyoruz. Bu durumda gezegeni daha sistematik biçimde arayabiliriz. Çünkü farkında değilsiniz ancak burada bir mikro mercekleme olayı oldu. Arkadaki yıldızdan gelen ışıkta görüş yönümüzdeki bir cisim kütle çekimi nedeniyle büküldü. Burada Einstein‘ın genel Görelilik Kuramı’na göre kütle çekimi diye algıladığımız şey kabaca uzay zamanın eğriliğinin bir etkisi. Kütlesi olan her cisim uzay zamanı büküyor. Arkadaki yıldızdan gelen Işık fotonları da bu bükülmüş uzayın eğriliğini izleyerek yön değiştiriyor. Bu durumda daha fazla sayıda foton izleme yönümüze doğru gelmeye başlıyor. Oraya odaklanıyor sonucunda da arkadaki yıldızın parlaklığında artış oluyor. Kısacası mikro mercekleme Einstein’ın ünlü olan ve birçok kez gözlemle doğrulanmış olan kütleçekimsel mercekleme olgusunun bir türü. Bu tekniğin bir dezavantajı ise mikro mercekleme olayının tekrarlanamayan bir seferlik bir olgu olması inceleme için yeterli zaman bırakmaması. Ayrıca ortaya çıkan gezegenler çok uzaklarda olduklarından keşfi farklı yöntemler kullanılarak tam anlamıyla doğrulanamaması.

Uzaydan Yapılan Gözlemler

Uzaydan yapılan gözlemler sonucunda çok daha duyarlı keşifler yapılabiliyor. Biraz önce anlattığımız ve anlatacağımız teknikler hem yer hem de uzay teleskopları ile mümkün. Bir Transit Geçiş Tekniği ile gözlem düşünelim. Eğer bu izleme uzaydan yapılacak olursa çok daha güvenilir sonuçlar alınabilir. Nedeni ise atmosferin görüntü bulutsuları olmadığı gibi gözlem araçları atmosferden geçemeyen kızılötesi dalga boylarında kullanabiliyor. Uzaydan yapılacak gözlemlerle dünya benzeri kayalık gezegenlerin keşfinin ötesinde bu gezegenlerin atmosfer yapılarının incelenmesi ve yaşam işaretleri araştırılması açısından da çok önemli.

Astrometri Tekniği

İzlenen bir yıldızın bir ifadeyle, gözlemciye doğru değil de yanlara doğruysa yani gezegenin yörünge düzlemi bakış açımıza göre dikse astrometri yöntemi kullanılır. Yıldızın ortak kütle çekim merkezi çevresindeki dairesel ya da eliptik yörünge hareketi gezegen olup olmadığı konusunda işaret verebilir. Ancak yıldızın bu yörüngesini çapı çok küçük olacağından belirlenmesi de oldukça zordur. Bu tekniğin başka bir kullanılış biçimi de çevresinde gezegen barındırdığından düşünülen yıldızın gerisinde ve yakınında sabit bir referans yıldız belirlemek. Bu referans yıldızın görece sabit olması çok önemli. Çünkü bazı yıldızların yüksek doğrusal hızları vardır ve gezegen gözlemlerinin yapıldığı uzun yıllar boyunca gökteki konumları değişebilir. Bir gezegenin varlığına işaret eden sapmalar, hedef yıldızın, biraz önce bahsettiğimiz referans yıldıza, düzenli olarak yaklaşıp uzaklaşması ile belirlenir ve derecesi ölçülür. Ancak yıldızın konumundaki değişim çok küçük. Dolayısıyla yeryüzündeki en gelişkin teleskoplarla bile yeterince duyarlı ölçümler yapılamıyor. Ancak Hubble Uzay Teleskobu 2002 yılında Gliese 876 yıldızının çevresinde keşfedilmiş olan bir gezegenin özelliklerini astrometri yöntemi ile belirledi. Dezavantajlarının yansıra bu tekniğin avantajı, özellikle uzak yörüngelerde dolanan gezegenlerin belirlenmesi konusunda başarılı olması. Bu özelliği onu daha yakın yörüngelere duyarlı yöntemler için bir yardımcı teknik durumuna taşıyor.

Maskeleme TekniğiTeleskopların Gözüyle Derin Uzayda Gezegenler Nasıl Keşfediliyor?

Bir yıldızın yaydığı ışık, yörüngesinde dolanan bir gezegenin üzerinden yansıyan ışıktan binlerce hatta milyonlarca kez daha parlak olduğundan normalde gezegenden yansıyan ışık görülmez. Ancak teleskoplara bulunan ve korunacak denen bir ışık geçiremeyen aygıt bir maskeyle yıldızın yaydığı ışık perdelenirse yakınındaki gezegenlerin zayıf ışığı ortaya çıkabilir. Özellikle de gezegen büyükse. Maskeleme Tekniği ile yapılan en ilginç keşiflerden biri Güney balık takım yıldızının en parlak yıldızı aynı zamanda gökyüzündeki en parlak yıldızlardan biri olan Fomalhaut’un yörüngesinde dolanan gezegen olmuştu. Gözlem sırasında maskeleme karşın güneşten daha büyük kütleli ve sıcak A sınıfı yıldızın ışığını bir kısmının koronografın kenarından sızdığı görüldü. Bu keşiften sonra dünyadan tekli gemini teleskoplar ile yapılan gözlemler sonucu 13 Kasım 2008’de duyurusu yapılan 3 yıldızlı bir sistem keşfedilmişti. Aynı zamanlarda Hubble uzay teleskobunun da Fomalhaut’un çevresinde 3 Jüpiter kütleli gezegenler bulmuştu. Keşfedilen bu sistemler güneş sistemimizde Plüton gezegenin ötesindeki kuiper kuşağı andıran disklerle çevrili. Bu tekniğin en büyük başarılarından bir diğeri de Beta pictoris yıldızının yörüngesinde bir gezegen bulunmasına neden olması. Çünkü orada gezegen keşfetmek gerçekten çok zor. Bilim insanlarına göre bu teknik olmasaydı orada bir gezegen keşfedilemeyecekti.

Pulsar Kronometresi Yöntemi

Astronomi ile ilgilenenler bilirler, “pulsarlar” birer nötron yıldızlarıdırlar da. Nötron yıldızları dev yıldızların patlamalarının sonucu oluşurlar. Bir dev yıldızın füzyon tepkimesi bitince yani merkezi daha fazla enerji üretemeyip kendi üzerine çökünce, sonrasında oluşan şok dalgası yıldızın dış katmanlarını süpernova patlaması ile uzaya savuruyor yaklaşık bir buçuk Güneş kütlesindeki bir yıldız o kadar sıkışıyor ki 12 ila 20 kilometre çapında oranla çok daha küçük bir küre haline geliyor. Yıldızın çöküşü aynı zamanda asıl yıldızın kendi ekseni etrafında dönüşünde çok hızlandırıyor. Bu durumda nötron yıldızı kendi çevresindeki bir turunu artık bir saniye düzeylerinde tamamlıyor. Bu dönüşse en hassas kronometrelerden bile düzgün periyottadır. Ayrıca nötron yıldızları aynı zamanda çok güçlü manyetik alanlara sahiptirler. Bazılarının gücü Dünya’nınkinden trilyonlarca hatta katrilyonlarca kez güçlü olabiliyor.
Ayrıca nötron yıldızları manyetik alanların kutuplarından da çok güçlü radyo ışınımı yayıyorlar. Bu durumda pulsarın manyetik kutbu nötron yıldızının dönüşüyle coğrafi kutup etrafında bir daire çizmeye başlar. Bu dairenin bir noktası da dünyamızın yüzeyindeki güçlü radyo teleskoplardan birinin görüş çizgisinde girdiğinde dairenin o noktasından çok düzgün aralıklarla tekrarlayan Kalp atışları gibi radyo atımları gelmektedir. Bu atımlar arasındaki aralık sistematik ve düzenli olduğundan bu aralıktaki küçük anormallikler pulsarın hareketinin izlenmesini sağlıyor.
Pulsarların eğer gezegenleri varsa normal yıldız ve gezegenler de olduğu gibi ortak bir kütle çekim merkezinin çevresinde küçük bir yörünge hareketi yaparlar. bu zaman aralıklarındaki değişimlerin incelenmesi ile de gezegen ya da gezegenlerin varlığı ve kütleleri belirlenebilir. bu keşif tekniği çok duyarlı. dünyanın onda biri kadar kütleye sahip gezegenlerin bile keşfedilmesini sağlayabilir. ayrıca bir gezegen sistemi içindeki karşılıklı kütleçekim etkileşimlerinde belirleyebiliyor. ancak burada olumsuz bir durum var.
Bir pulsarın yörüngesinde bir gezegen keşfedilse bile o gezegende bilinen yaşamın ortaya çıkması, pulsarların yaydığı çok yüksek enerjili parçacık ve ışınım nedeniyle olanaksız. Bilim insanları Aleksandr Wolfskin ve Dave tarafından PSR 1257 +12c pulsarı etrafında 1992 yılında bir gezegen keşfedilmişti. keşif bu tekneye örnek verilebilir. bu yıldız sisteminin iki dış gezegenlerinin kütleleri ise yaklaşık dünyanın 4 katıdır ve bir gaz devi olamayacak kadar da küçüktür. Yani bunlar birer dev ya da süper dünyaydı.

Yıldız Çevresindeki Disklere Bakış

Evrende var olan yıldızlarının birçoğunun içerisinde uzay tozundan diskler bulunur. onlara kalıntı diski de denir bu disklerin görülebilmesinin nedeni, yıldız ışığını soğurup daha sonra kızıla dönük ışınım olarak tekrar yaymaları. Bu toz bölgelerine toplam kütlesine dünyamızın kütlesini çok altında olmasına karşın sahip oldukları toplam yüzey alanı sayesinde kızıl altı dalga boylarında çevresinde dolandırdıkları yıldızdan daha parlak görünürler Hubble ve Spitzer uzay teleskopları tarafından gözlemlenebilen bu diskler güneşimize astronomide komşu sayılabilecek ve benzer türde olan yıldızların yüzde 15’inin çevresinde bulundu. En büyük olasılıksa bu disklerde ki tozun kuyruklu yıldız ve asteroitler arasındaki çarpışmalardan kaynaklandığı. Aslında yıldızdan gelen ışımanın bu tozu görece kısa süre içinde uzaya püskürtmesi gerektiğinden bunların olası varlığı çarpışmalar sonucu sürekli olarak yeniden üretildikleri sonucuna götürüyor ve ana yıldızın çevresinde ve kuyruklu yıldız ve astroit gibi küçük cisimlerinin varlığının kanıtı olarak görülüyor.

Tauseti yıldızının çevresindeki bilinen toz diski güneşin çevresinde Neptün’ün yörüngesinin dışında dolanan Kaya ve buzdan cisimden oluşan Kuiper Kuşağı’nın benzeri ancak 10 kat daha kalın bir kuşağın varlığına işaret olarak görülüyor bu varsayımsal bulutu olarak da yorumlanabilir olası yaşı İsa 20000000 yıl. genç bir yıldız olan Beta pektorisin çevresinde de kuyruklu yıldızların varlığını gösteren bulgulara rastlanmıştır. Ayrıca toz dizklerin yapısında görülen bazı özellikler se gezegen boyutlarında cisimlerin varlığının işareti olabilir. alınan verilere göre bazı disklerin ortasında bir boşluk bulunması onların daire biçimli olduklarını gösteriyor. Bilim insanlarınınsa bu boşluğun bir gezegenin yıldızla arasında kalan tozu süpürmesi ile oluşmuş olabileceği tahmin ediliyor. bazı toz disklerindeyse bir gezegenin kütle çekim etkisiyle oluşmuş olabileceği kayalık benzeri yapılar izleniyor. Epsilon Erdani yıldızının çevresinde de bu tür oluşumlar gözlemlenmiştir ve daha önce Radyaliz yöntemiyle burada bir gezegen bulunmuştu yani oluşumlar yıldızından Yaklaşık 40 astronomik birim uzaklıkta dolanan bir gezegenin varlığına işaret ediyor

Örten İkili Sistem Işık Ölçümleri

İkili bir sistemdeki yıldızlar ortak çekim merkezinin çevresinde dolanırken gözlemcinin görüş açısında birbirine perdeleyecek biçimde konumlanmışlarsa buna örten ikili sistem deniyor. yıldızlardan yüzeyi daha parlak olanı ikiz yıldızın diski tarafından kısmen olsa da örtüldüğünde ölçülen en düşük ışık değerli döneme birinci tutulma deniyor. yarım yörünge dönüşü sonraysa daha parlak yüzeyli yıldız eşine bir bölümünü de örttüğünde de ikincil tutulum gerçekleşiyor ışığın bu en düşük olduğu zamanlar tıpkı bir pulsarın atımları gibi düzenli bir döngü İstiyor. tek farkıysa parlak ışık atımları yerine ışıktaki döngüsü azalışlar. Eğer bu ikili sistemi çevresinde bir gezegen dolanıyor sa eş yıldızlar gezegenler ortak olan kütle çekim merkezinde bir dolanma hareketi yapacak ve ikilinin en düşük ışık değerini zamanında da döngüsel bir kayma meydana getirecektir. en düşük ışık zamanı gecikecek zamanında gerçekleşecek zamanından önce gerçekleşecek gibi olgular gözlenir. bu döngüsel zaman kaymaları ikili sistemler çevresinde dolanan gezegenlerin belirlenmesi içinse günümüz teknolojisine göre en güvenli yol sayılıyor.

Gezegen Yörüngesi Yansıma DeğişimleriTeleskopların Gözüyle Derin Uzayda Gezegenler Nasıl Keşfediliyor?

Bu teknikte gezegen izleme çok büyük oranda Kepler uzay Teleskobu ile yapılmıştı. Ancak devamı niteliğindeki 2018 yılında faaliyete giren Tess uydusu daha çok bu teknikte gezegen bulmak için kullanılacak Bu teknikte asıl amaçlanansa dünyamız gibi kayalık öte gezegenlerin keşfi yani yeni yaşanabilir evler arayışı. Tess yıldızlarına çok yakında yörüngesinde dolanan dev gezegenlerden yansıyan ışığı da gözlemleyebilecek. Bu türde bir öte gezegeni ay gibi karanlık ile Dolunay arasında değişen döngüleri olacağından yıldızından gelen ışıkta küçük de olsa böyle duygusal değişimler orada bir gezegenin varlığını gösterecek Ayrıca Bu teknikte gezegenin atmosferi konusunda da önemli bilgiler edinilebileceği de düşünülüyor.

Gravity Aygıtı

Avrupa Güney Gözlemevi yani ESO’nun geliştirdiği bir teknoloji. Nisan 2019’da keşfi yapılan HR87099E gezegeni hakkında çok önemli bilgiler bu teknik sayesinde öğrenilmiştir. Teknik Nisan 2019’da ilk kez kullanıldı ve gezegene ilişkin çok önemli şeyleri öğrenilmesini sağladı. HR 8799 yıldızı Pegasus takım yıldızındadır. Bizden 129 ışık yılı uzaktadır. Bu teknolojiyle gezegenin şiddetli Fırtınalar içinde ilerleyen demir ve silikat bulutlarından oluşmuş karmaşık bir atmosferi olduğu öğrenildi. Gezegen Güneş sistemimizdeki Jüpiter’den yaklaşık 8 kat daha büyük ve çok gen bir gezegen 30000000 yaşında ancak burada olası yaşam imkânsız Gravity aygıtı bu keşifte günümüze kadar bilinen birçok öte gezegenin atmosfer özelliklerin belirlenmesi için çok önemli bir kapı açmış oldu yani bu teknolojiyle yapılacak olan yeni keşiflerde öte gezegenlerin atmosferlerine ilişkin çok daha fazla bilgiler öğrenebileceğiz.

Kaynakıa:
BBC

Yazar: Tuncay Bayraktar

Bunları da beğenebilirsin
Cevap bırakın

E-posta hesabınız yayımlanmayacak.