AST413 Gezegen Sistemleri ve Oluşumu. Ders 7 : Diğer Keşif Yöntemleri

Transkript

1 AST413 Gezegen Sistemleri ve Oluşumu Ders 7 : Diğer Keşif Yöntemleri

2 Kütleçekimsel Mercek Yöntemi

3 Kütleçekim Merceği Yöntemiyle Gezegen Keşfi

4 Kütleçekimsel (Mikro)Mercek Bizden uzak parlak bir yıldız düşünelim. Her ne kadar yıldızlar bize çok uzak oldukları için gökyüzümüzdeki hareketleri çok küçük olsa da onların birer uzay hızları olduğunu biliyoruz. Bu uzay hareketi nedeniyle bize daha yakın bir yıldızın gözlemciyle arkaalan yıldızının arasından geçmesi mümkündür. Öndeki yıldız kütleçekim etkisi nedeniyle arkaalan yıldızından gelen ışığı bükecek ve normalde başka bir yönde ilerleyecek ışığı bize doğru yönlendirecektir. Kütleçekim etkisi nedeniyle tıpkı bir mercek gibi davranan bu yıldıza bu nedenle kütlçekimsel mikromercek adı verilir. Bu sayede arka plandaki yıldızı gökyüzümüzdeki olması gereken noktadan başka bir noktada ve daha parlak görürüz!

5 1919 Güneş Tutulması Einstein, Newton Yasalarıyla uyumlu olmayan bir şekilde uzayın kendisinin kütle tarafından büküldüğünü düşünüyordu. Bu düşüncesini ispatlayan ilk gözlemsel olgu Sir Arthur Eddington tarafından gerçekleştirilen 1919 Güneş Tutulması gözlemleridir Tutulması'ndan 6 ay önce, gökyüzünden tutulmanın gerçekleşeceği alanda Hyadaes yıldızlarıın gece gözlemlerini gerçekleştirdi ve bu yıldızların konumlarını hassas olarak ölçtü. 6 ay sonra 29 Mayıs 1919'da Afrika'nın batısındaki São Tomé ve Príncipe adası ile Sobral, Ceará, Brezilya'da eş zamanlı olarak gözlenen tutulma sırasında; Hyades yıldızlarının Güneş'in kütleçekimsel etkisinden dolayı ışığın yönünü saptırması nedeniyle tam da Einstein'in öngördüğü kadar farklı noktalarda gözlendi.

6 Eddington'ın 1920'de yayınladığı tutulma fotoğrafı London News Gazetesi'nde yayınlanan 1919 Tutulması Haberi

7 Einstein Yarıçapı Örnek 1. Güneş'in (M = 2x1030 kg) yüzeyini sıyırarak geçen (r = 7x108 m) ışık θ = (4 * 6.67x10-11 * 2x1030)/(7x108 * (3x108)2) θ = kadar yolundan sapar. Örnek kg kütleye sahip bir insanın kütle merkezinin 10 cm uzağından geçen ışık θ = (4 * 6.67x10-11 * 100)/(0.1 * (3x108)2) θ = 6.11x10-19 kadar yolundan sapar.

8 Einstein Diski Einstein Yarıçapı Einstein Diski İdeal olmayan hizalanma durumunda oluşan iki görüntü arasındaki uzaklık 2θe kadardır. Büyütme = (Görüntü Alanı) / (Kaynağın Alanı) Bu şekilde nokta kaynaktan gelen yıldız ışığını daha geniş alana yaydığımız için hizalanmanın olduğu süre boyunca arkaalan yıldızını daha parlak görürüz!

9 Zaman Ölçekleri Gerçekleşme sıklığı: Bir yıldız için ~100 bin yıl! (çözüm çok sayıda yıldızı uzun süre gözleyebilecek bir deney / düzenek tasarlamak!) Kütleçekimsel mercek olayının gerçekleşme süresi (te): Birkaç günle birkaç yüz gün arasında. μ (kütleçekimsel mercek yıldızının teğetsel uzay hızı -açısal-): 1 15 miliyaysaniyesi (mas) / yıl θe (Einstein Yarıçapı): mas

10 Gezegen Barındıran Bir Kütleçekim Mercek Yıldızı Gezegenin neden olduğu kütleçekimsel mercek olayının gerçekleşme süresi (tp): Gezegenin kütlesine bağlı olarak birkaç saatle birkaç gün arasında q: gezegenle onu barındıran yıldızının kütlelerinin oranı): Jüpiter-Güneş ikilisi için yaklaşık 1/1000, dolayısı ile mikromercek olayının gerçekleşme süresi yaklaşık 1 gün!. Gezegen Einstein yarıçapına ne kadar yakın ise neden olacağı parlama yüksek olacağından yakalanması da o kadar kolay! Önemli Sonuç: Denklemden de görülebileceği gibi 0.5 Mgüneş'lik bir kütleçekimsel mercek için gezegenin yıldızına uzaklığı 2.8 AB ise yakalanma olasılığı maksimumdur. (2 Mgüneş'lik bir mercek için rakam 5.6 AB'ye yükselir!). Yani kütleçekimsel mercek yöntemi daha önce gördüğünüz yöntemlerden farklı olarak yıldızına uzak gezegenleri keşfetmek konsunda daha başarılıdır!

11 Kütleçekimsel Mercek Yönteminin Avantaj ve Dezavantajları Avantajları: Son verilen denklemde de görülebileceği gibi 0.5 Mgüneş'lik bir kütleçekimsel mercek için gezegenin yıldızına uzaklığı 2.8 AB ise yakalanma olasılığı maksimumdur. (2 M güneş'lik bir mercek için rakam 5.6 AB'ye yükselir!). Yani kütleçekimsel mercek yöntemi daha önce gördüğünüz yöntemlerden farklı olarak yıldızına uzak gezegenleri keşfetmek konsunda daha başarılıdır! Bu nedenle bu yöntemle buz sınırının (ing. snow line) ötesinde gezegen keşfetmek mümkündür! Yörüngesi büyük gezegenlerin yanı sıra yıldızı olmayan, serbest dolaşan gezegenleri (ing. free floating planets) de keşfetme imkanı sağlar! Yakın gezegenlere duyarlı olmadığından diğer yöntemlerden bu yönde gelen yanlılıkların zıttı bir yanlılıkla onları tamamlar! Ne gezegeni barınıdran mercek yıldızdan ne de gezegenden doğrudan ışık almak gibi bir zorunluluk yoktur! Göremediğimiz yıldızların etrafında göremediğimiz gezegenleri arıyoruz! (Debra Fischer, 2000) Galaksi içerisinde pek çok konum ve oldukça uzak mesafelerde (1-8 kpc) gezegen keşfine olanak sağlar! Daha büyük kütleli gezegenleri (yaratacakları mercekleme etkisi daha büyük olacağından) bulmak daha kolaydır. Kütle alt limiti Ay kütlesi olarak verilir ki oldukça küçük gezegenleri bile bulmaya olanak sağladığı görülmektedir. Dezavantajları: Parlamaya neden olan hizalanma kısa sürelidir ve tamamen tesadüfen gerçekleştiği için keşif yöntemi alet bakımından (adanmış özel teleskoplar, özel geniş alan gören CCD'ler,) oldukça talepkardır. Hizalanmanın kısa süreli olması ve yıldız ve gezegenden (çoğunlukla) ışık alınamıyor oluşu cismin parametrelerinin duyarlı belirlenmesini ve barınak yıldızın uzun süreli çalışılmasını imkansız hale getirmektedir. Göremediğimiz yıldızların etrafında göremediğimiz gezegenleri arıyoruz! (Debra Fischer, 2000)

12 Kore Kütleçekimsel Mercek Teleskop Ağı (KMTN):

13 Keşfedilen İlk Gezegen: OGLE-2003-BLG-235/MOA-2003-BLG-53 Bond vd. (2007)

14

15 ~ 5.5 Myer kütleli bir Süper Dünya Beaulieu vd. (2006) MOA, μfun, RoboNet, Planet verileri (Muraki vd. 2001): ~10 MYER Çoklu (2) gezegen sistemi Gaudi vd. (2008) Gezegen tanımı gereği bu tür cisimlere kahverengi cüce altı cisimler (sub brown dwarf) diyoruz! Serbest Gezegeni Sumi vd. (2011)

16 WFIRST: Wide Field Infrared Survey Telescope (Geniş Alan - Kızılöte Araştırma Teleskobu)

17 Astrometri

18 Astrometri kütle merkezi odaklı yörüngeyi ölçer

19 Güneş'in gezegenlerle ortak kütle merkezinin hareketi (yörüngesi) 1 Mgüneş kütleli bir yıldızın (P1 = 44gün, e1 = 0.47, mp1 = 2.2 Mjüp), (P2 = 1000gün, e1 = 0.14, mp1 = 6.7 Mjüp), (P3 = 3000gün, e1 = 0.00, mp1 = 0.9 Mjüp) parametrelerine sahip üç gezegenle ortak kütle merkezinin hareketi (yörüngesi)

20 Astrometri yönteminde ölçülebilen lineer uzaklıklar değil, açısal uzaklıklardır. Ölçülen bu açısal uzaklığın değişim genliğine astrometrik sinyal adı verilir. Burada d yıldızın parsek biriminde uzaklığı, m 1 ve m2 sırasıyla yıldızın ve gezegenin kütlleleri, P yörünge dönemidir. m1 << m2 yaklaşımı uygulanırsa yıldızın uzaklığının bilinmesi durumunda gezegenin kütlesi bulunabilir! Sonuç 1. Astrometri yöntemiyle gezegen keşfi için oldukça küçük açısal uzaklık ölçümüne ihtiyaç duyulur. Sonuç 2. Yıldızın uzaklığına kuvvetle bağlı kalınmaktadır. Sonuç 3. Büyük yörünge dönemli gezegenleri keşfetmeye daha duyarlıdır. Sonuç 4. Ölçümlerde yüksek ve uzun dönemde kararlı bir duyarlılığa ihtiyaç duyulur Gerekli Astrometrik Duyarlılıklar Gezegen Dönemi d*(10 pc) d*(50 pc) Jüpiter Jüpiter Neptün Neptün Süper Dünya @ yıl 1 yıl 1 yıl 5 yıl 1yıl yaysn yaysn yaysn yaysn yaysn Süper Dünya (5 5 yıl yaysn Dünya (5 1 yıl yaysn

21 HD 33636b: Astrometriyle Gerçek Kütle HST Fine Guide Sensor Astrometrik Gözlemleri P = 2117 gün (Bean vd. 2007) HD 33636'nın dikine hız değişimi Hesaplanan kütle m2sini = 9.3 Mjüp Astrometrik Yörünge i ~3.75 m2 = 142 (+/- 11) Mjüp 2. cisim bir gezegen değil, geç M tayf türünden bir yıldız bileşen!

22 υ And: Astrometriyle Gerçek Kütle Yörünge Çözümü (McArthur vd. 2010) ups And'nın dikine hız değişimi Pb ~ 4gün.6, Pc ~ 240gün, Pb ~ 1281gün HST Fine Guidance Sensor ups And'nın Astrometrik Gözlemleri I c= 8 ic= 24 mbsini mc md 0.7 Mjüp 12 Mjüp 10 Mjüp

23 GAIA Astrometri Gözlemevi: 19 Aralık 2013'te uzaya gönderildi. Enberide 263bin, enötede 707bin km uzakta (Lissajous yörünge) Yörünge dönemi 180 gün Planlanan çalışma süresi: 5 yıl Hedef: 1 milyar cismin duyarlı konum gözlemleri Her bir cisim için 5 yıl süresince ortalama 70er ölçüm Astro: G2V tayf türünden 3m-12m yıldızlar için 5-16 μ", 15m yıldızlar için 24 μ", 20m yıldızlar için 540 μ" astrometrik duyarlılık BP/RP: Mavi ( nm) ve kırmızı ( nm) bantlarda G2V tayf türünden 3m-12m yıldızlar için ~4mmag, 18m yıldızlar için 20mmag, 20m yıldızlar için ~50mmag fotometrik duyarlılık RVS: 1 km/s (V=11m.5) and 30 km/s (V=17m.5) dikine hız duyarlılğı Astrometri yöntemiyle binlerce uzun dönemli dev gaz gezegen keşfedeceği tahmin ediliyor.

24 Doğrudan Görüntüleme Tekniği

25 Doğrudan görüntüleme göreli yörüngeyi ölçer

26 Doğrudan görüntüleme yönteminde de ölçülebilen lineer uzaklıklar değil, açısal uzaklıklardır. Ölçülen bu açısal uzaklığın değişim genliğine bu kez doğrudan görüntüleme sinyali adı verilir. Burada d yıldızın parsek biriminde uzaklığı, m1 ve m2 sırasıyla yıldızın ve gezegenin kütlleleri, a r göreli yörüngenin yarı büyük eksen uzunluğu, P ise yörünge dönemidir. m1 << m2 yaklaşımı uygulanırsa yıldızın uzaklığı bilinse bile bu kez ikinci cismin kütlesini bulamazsınız ancak sinyal de bu şekilde ikinci cisim kütlesinden bağımsız hale gelir. Sonuç 1. Doğrudan görüntüleme tekniğiyle oldukça küçük açısal ayrıklıkları ölçme imkanı vardır. Sonuç 2. Ancak problem çok parlak bir yıldızın yanındaki çok sönük olan gezegende foton toplamaktır. Sonuç 3. Bu nedenle yıldızına uzak gezegenler gözlenebilmektedir. Gerekli Ölçüm Duyarlılığı Gezegen Gezegen Gezegen @ Dönemi d*(10 pc) d*(50 pc) 1 yıl 5 yıl yıl 30 yıl 100 yıl yaysn yaysn yaysn yaysn yaysn

27 Ana Problem: Atmosferik türbülans kaynaklı sintilasyon (titreşim) Çözümlerden biri yüksek ve nemin düşük olduğu yerlere gitmek: - Ankara Üniversitesi Kreiken Rasathanesi (1250m): ~3-6 - TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi (2500m): ~ La Silla Gözlemevi, Şili (2400m): ort Mauna Kea, Hawai (4205m): ort. 0.6

28 Adaptif Optik

29

30 2. Problem: Parlak yıldız problemi! Şekilde 4 ayrı fotometrik bantta (J,H,K,L) gezegenin tespit edilebilmesinin mümkün olduğu Gezegen-Yıldız parlaklık farklarının açısal ayrıklığa göre değişimi verilmiştir (Chauvin vd. 2004). Sonuç: Gezegenle yıldızın arasında 5 kadir (100 kat parlaklık) fark olması halinde dahi, gezegeni tespit edebilmek için yıldızına uzakığının gözlem yapılan fotometrik banda göre değişmekle birlikte 250 miliyaysaniyesi civarında olduğu söylenebilir. Bu oldukça büyük bir açısal ayrıklıktır ve bizi keşif için en yakın gezegen sistemleriyle sınırlar! Çözüm 1: Gezegenin ışınımının yıldızın ışınımından daha baskın olduğu dalgaboylarına gitmek! Çözüm 2: Işınım gücü daha düşük yıldızlar etrafında gezegen aramak (örn. M cüceleri!)

31 Açısal Diferansiyel Görüntüleme Angular Differential Imaging (ADI) 3. Problem: Parlak yıldız problemi - 2 Çözüm: Standart gözlemlerde CCD üzerinde yıldızlar hep aynı pozisyonlara gelir ve böylece üstüste birleştirilebilirler. Ancak ADI için teleskop gökyüzüne hep tepesi zenite gelecek şekilde yönlendirilir. Böylece olası bir gezegenin yıldıza göre gökyüzündeki pozisyonu sürekl değişir. Gece boyunca alınan tüm görüntülerin medyanı alınırsa gezegen hep aynı piksele gelmeyeceği için medyana etki etmez. Bu medyan görüntü tüm görüntülerden çıkarıldığında geriye sadece gezegen görüntüsü kalır. Gezegenin olduğu piksel konumlarını üstüste denk getirmek için görüntüler tekrar (bu kez ters yönde!) döndürülür ve tekrar medyan birleştirilir. Sonuç olabildiğince yıldız ışığından arındırılmış gezegen görüntüsüdür! Bu tekinğe ADI tekniği adı verilir.

32 A. Vega'nın çevresindeki (ortada kapatılmış disk) piksellerdeki Vega kaynaklı ışık. B. Aynı bölgenin Açısal Diferansiyel Görüntüleme sonrası görüntüsü (Marois vd. 2006) GJ 758 Yıldız Sistemi Thalmann vd. (2009)

33 Disk Karasızlığıyla Oluşmuş Olabilecek Büyük Kütleli ve Yıldızından Uzak (sıcaklığın düşük olduğu diskin dış bölgelerindeki) Gezegenlere Örnekler Tamamı doğrudan görüntüleme yöntemiyle keşfedilmiştir.

34 B9 Tayf Türünden Bir Yıldız: κ And AB

35 GPI (Gemini Planet Imager) 51 Eri b gezegenin yörünge hareketi GPI'nın etrafında gezegen tespit edebieceği yıldızlar için Gezegen-Yıldız parlaklık farklarının açısal ayrıklığa göre değişimi grafiği (Wahhaj vd. 2013)

36 Zamanlama Tekniği

37 Geçiş/Tutulma Zamanlaması Değişimi Yöntemi Transit/Eclipse Timing Variations (TTV, ETV) Nedenleri: 1) Gezegen-gezegen etkileşmeleri nedeniyle yörüngenin tedirgin olması 2) Kütle çekim kaynaklı tedirginlik etikleri nedeniyle eksen dönmesi 3) Işık-zaman etkisi Gözlendiği Sistemler: 1) Çoklu Gezegen Sistemleri 2) Doğal Uydular 3) Çift Yıldız Gezegenleri

38 İlk TTV Keşfi: Kepler-9 Sistemi Holman vd. (2010) 2:1 Rezonans Pb = gün Pc = gün

39 KOI-142 Bu durumda geçişin süresi de değişebilir Geçiş Süresi Değişimi (ing. Transit Duration Variation, TDV) gözlenir! 2:1 Rezonans Pb = gün Pc = gün Mazeh vd. (2013), Nesvorny vd. (2013)

40 Kepler - 16b. Doyle vd. (2011) NASA Ames Research Center / Kepler Mission

41 Kepler 16'da Rossiter-McLaughlin Etkisi

42 Geçiş / Tutulma Zamanı Değişim Nedenleri* 1 Eksen Dönmesi Nedenleri: 1) Sisteme bağlı diğer cisimlerin kütle çekim etkisi kaynaklı tedirginlik etkileri 2) Dönme ve iç yapı kaynaklı olarak küresel simetriden uzaklaşma sonucu dört kutuplu (quadrupole) moment değişimi 3) Görelilik etkileri (Merkür için 100 yılda 43 kadar küçük bir etki) Yukarıda verilen sıra bir gezegen sistemi için aynı zamanda neden oldukları eksen dönmesi büyüklüğü için bir önem sırasıdır. Dışmerkezliliği olan sistemlerde küçük kütleli gezegenin (ya da yoldaş yıldız bileşenin) yörüngesi de uzayda zamanla döner. Bu görselde eksen dönmesi adı verilen bu etki görselleştirme için abartılı olarak gösterilmektedir. Özellikle gezegen sistemlerinde yörünge dış merkezliliği çok daha a, eksen dönmesi hareketi çok daha küçüktür ve yavaş gerçekleşir! wikipedia *Not: Burada çift yıldız sistemlerinde korunumlu / korunumsuz kütle transferi ve kütle kaybı kaynaklı seküler (tek düze) dönem değişimleri dersin merkezinde gezegen sistemleri olduğu gerekçesiyle değerlendirilmemiştir.

43 Geçiş / Tutulma Zamanı Değişim Nedenleri 1 Eksen Dönmesi Kaynaklı Geçiş / Tutulma Zamanlaması Değişimleri Yörünge Geometrisi Bakış doğrultusu Işık Eğrisi Eksen Dönmesi Kaynaklı Tutulma Zamanları Değişimi

44 Geçiş / Tutulma Zamanı Değişim Nedenleri 1 Eksen Dönmesi Kaynaklı Geçiş / Tutulma Zamanlaması Değişimleri Söz konusu bir gezegen sistemi olduğu vakit 2. minimumu (örtme) gözlemek düşük ışık değişimi genliği nedeniyle oldukça güçtür. Bu durumda sadece 1. minimum değişimi gözlenir. V526 Sgr Çift Yıldız Sisteminin Eksen Dönmesi Kaynaklı Dönem Değişimi (Wolf & Zejda 2005) KOI-928 Sistemine Bağlı Bir Gezegen Kaynaklı Dönem Değişimi (Steffen vd. 2011)

45 Geçiş / Tutulma Zamanı Değişim Nedenleri 2 Işık Zaman Etkisi Kaynaklı Geçiş / Tutulma Zamanlaması Değişimleri M1 M2 sistemini gözlediğinizi ve bu sistemin de gözleyemediğiniz bir M3 kütlesi ile ortak kütle merkezi etrafında yörünge hareketi yaptığını düşünün. Yukarıdaki konumdayken gözlediğniz bir minimum zamanın (örtme ya da geçiş) zamanı t1 olsun. Sonuç gözlenen (O: observed) ve hesaplanan (C: calculated) minimum zamanlar arasında zamanla düzenli olarak değişen bir farktır (O-C). Bu fark size gözledğiniz sisteme kütle çekim etkisi ile bağlı üçüncü bir cismin (M3) olabileceğini söylemektedir. Yörünge hareketi nedeniyle gözlediğiniz sistem sizden bir miktar uzaklaşıyor olsun. Bu sırada gözleyeceğiniz bir geçiş ya da tutulmanın zamanı (t2) ışık hızı sonlu olduğundan t1'e göre daha geç olacaktır! Bu şekilde gözlediğiniz M1 M2 sisteminin, gözleyemediğiniz M3 nedeniyle minimum zamanları düzenli değişir. Bu değişimden M3'ün varlığını tespit edebliirsiniz! e3 dış merkezliliğinde, ω3 açısıyla yönelmiş bir yörüngeye sahip 3. bir cismin neden olacağı genliği ALTE olan ışık zaman etkisi kaynaklı bir O-C değişiminin ifadesi yukarıdaki şekilde Irwin (1959) ve Mayer (1990) tarafından verilmiştir.

46 Çeşitli ω ve e değerleri için O-C değişimi

47 NSVS sisteminde m3 sini = 6.7 Mjüp kütleli gezegen adayı kaynaklı O-C değişimi (Hinse vd. 2014) HW Vir sisteminde m3 sini = 12 Mjüp (içteki) ve m3 sini = 14 Mjüp (içteki) kütleli iki gezegen adayı kaynaklı O-C değişimi. Bu iki değişimin üstüne bindiği kütle aktarımı kaynaklı parabolik değişim konumuz dışıdır. (Horner vd. 2013) Şekillerden de açıkça görülebileceği gibi zamanlama yöntemiyle gezegen keşfi için 1) örtme / tutulma zamanlarını büyük bir hassasiyetle (saniye mertebesinde) belirlemeye, 2) uzun zamana mümkün olduğunca eşit şekilde yayılmış, sık gözlem noktalarına ihityaç duyulmaktadır.

48 Geçiş / Tutulma Zamanı Değişim Nedenleri 3 Manyetik Etkinlik Kaynaklı Geçiş / Tutulma Zamanlaması Değişimleri Applegate kuramına (1992) göre kuvveti değişken manyetik etkinliğin yıldızın dönme hızında neden olduğu zamanla değişim, açısal momentumun korunumu gereği çoklu sistemlerde yörünge dönemlerine de yansır ve yörünge dönemi değişir. Yörünge döneminin, manyetik etkinlik kaynaklı olduğu için onun gibi çevrimsel olan bu değişimi sistemde gözlenen geçiş / tutulma zamanlarının da çevrimsel olarak daha geç ve daha erken gözlenmesine neden olur. RZ Cas'ın manyetik etkinlik kaynaklı O-C değişimi (Golovin & Pavlenko 2005) Manyetik etkinlik kaynaklı O-C değişimleri ilave cisim(le)rin yaratacağı değişimlerden farkl olarak katı birer döneme sahip olmayıp çevrimsel ve daha kaotiktirler. Ayrıca bu değişimlere ışık şiddeti, renk ve (tayfsal ve fotometrik) manyetik etkinlik belirteçlerinin değişimleri de eşlik eder. Dolayısı ile bu değişimlerin takip edilebileceği gözlemlerin varlığında ilave cisim(ler)in yaratabileceği O-C değişimlerinden ayırdedilebilmeleri de mümkündür.

49 Zamanlama Yöntemi: Çift Yıldız Gezegenleri Eğer bir çift (ya da çoklu) yıldız sisteminde tutulma (çift sistem yıldızlarının bakış doğrultusuna göre birinin diğerinin önünden geçmesi nedeniyle sistemden alınan toplam ışıkta azalmanın gözlendiği zamanlar) zamanları düzenli olarak değişiyor ve bu değişim diğer senaryolarla açıklanamıyorsa sistemde gözlenemeyen bir başka bileşen daha olduğu düşünülür. Sisteme bağlı üçüncü bir bileşenin varlığı aslında iki etkiye aynı anda yol açar. 1. Işık-Zaman Etkisi 1. minimum zamanının değişim genliği 1. Üçüncü Cismin Kütle Çekim Etkisi 2. minimum zamanının değişim genliği Her iki etkinin ölçeği ve örtme/örtülme (tutulma) zamanı değişimlerini hangisinin domine edeceği çift sistemin bileşenlerinin birbirine yakınlığına, her üç cismin kütlelerine ve 3. cismin, çift sisteme yakınlığına bağlıdır. Kepler-16 sisteminde domine eden faktör yakın üçüncü cismin (Kepler-16b gezegeninin) kütle çekim etkisi iken diğer pek çok çift yıldız-gezegen sisteminde domine eden faktör ışık-zaman etkisidir.

50 CM Dra b m3sin i = 1.5 (+/- 0.5) MJüp Deeg vd. (2008) m3sin i = 8.3 Mjüp Beuermann vd HW Vir b, c m3sin i = 19.2 (+/- 0.2) Mjüp m4sin i = 8.5 (+/- 0.4) MJüp Lee vd. (2009)

51 Ödev 5. Adaptif Optik ve Doğrudan Görüntüleme Teslim Tarihi: 11 Aralık Cuma 13:30 1) Casus uyduların kolunuzdaki saati okuyabilecek kadar ileri teknolojiye sahip oldukları sıklıkla iddia edilir. Böyle bir cihazın olabildiğince büyük bir ayna çapına sahip teleskoba sahip olması beklenir. Uzaya günümüz teknolojisiyle gönderilebilecek en büyük teleskobun 3 m çapa sahip olduğunu, olabilecek en yakın yörüngede bulunduğunu (r = 800 km) ve Dünya atmosferinin izin verdiği en kısa dalgaboyunda (λ = 320 nm) gözlem yapabildiğini varsayarak ulaşabileceği ayırma gücünü (θ) hesaplayınız. Sizce böyle bir casus uydu kolunuzdaki saati okuyabilir mi? 2) Yıldızından 8x109 m uzaktaki bir sıcak Jüpiter (R = km) yıldızından aldığı ışığın %10'unu yansıtıyor (a = 0.10) Yıldızdan Dünya'ya gezegenden ulaşan ışığın yıldızdan ulaşan ışığa oranı nedir? (Gezegenin kendi ışınımının olmadığını varsayınız) 3) Bizden 9.27 parsek uzaklıkta bir yıldızdan 3.12 yaysaniyesi uzaklıkta bir gezegen görüntülediğinizi düşünün. Gezegenin yörüngesini tam karşıdan (i = 0) görüntülediğinizi ve yörüngesinin çembersel olduğunu varsayacak olursanız gezegenin yıldızına uzaklığı Astronomi Birimi cinsinden nedir? 4) 2.2 parsek uzaklıktaki bir yıldızı gözlerken yanında sönük bir cisimden W / m2 kadar bir ışınım aldığınızı farkediyorsunuz. Bir gezegen olan bu cismin ışınım gücü nedir?

52 Kaynaklar Bean, J. L., vd., 2007, The Mass of the Candidate Exoplanet Companion to HD from Hubble Space Telescope Astrometry and HighPrecision Radial Velocities, The Astronomical Journal, 134, 749 Bennett, D.P., 2009, Detection of Extrasolar Planets by Gravitational Microlensing, arxiv: v1 Bennett, D.B. vd, 2010, Masses and Orbital Constraints for the OGLE-2006-BLG-109Lb,c Jupiter/Saturn Analog Planetary System, The Astrophysical Journal, 713, Beualieu, J.P. vd. 2006, Discovery of a cool planet of 5.5 Earth masses through gravitational microlensing, Nature, 439, 437 Beuermann, K. vd, 2010, Two planets orbiting the recently formed post-common envelope binary NN Serpentis, Astronomy & Astrophysics, 521L, 60 Bond, I.A. vd., 2004, OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53: A Planetary Microlensing Event, The Astrophysical Journal, 606, L155L158 Chauvin G., vd., 2004, A giant planet candidate near a young brown dwarf. Direct VLT/NACO observations using IR wavefront sensing, Astronomy & Astrophysics, 425, L29 Deeg, H.J., vd., 2008, Extrasolar planet detection by binary stellar eclipse timing: evidence for a third body around CM Draconis, Astronomy & Astrophysics, 480, 563 Doyle, L.R., vd., 2011, Kepler-16: A Transiting Circumbinary Planet, Science, 333, 1602 Gaudi, S. vd. 2008, Discovery of a Jupiter/Saturn Analog with Gravitational Microlensing, "Introduction to Microlensing", in Proceedings of the Manchester Microlensing Conference Golovin, A.V., Pavlenko, E.P., 2005, On The question of the Behavior of O-C Residuals of the Active Algol-Like Binary RZ Cassiopeiae, he Journal of the American Association of Variable Star Observers, 34, 46 Hinse, T.C., vd., 2014, evisiting the proposed circumbinary multiplanet system NSVS , Monthly Notices of The Royal Astronomical Society, 438, 307

53 Kaynaklar Horner, J., vd., 2012, A dynamical analysis of the proposed circumbinary HW Virginis planetary system, Monthly Notices of The Royal Astronomical Society, 427, 2812 Janczak, J. vd., 2010, Sub-Saturn Planet MOA-2008-BLG-310Lb: Likely to be in the Galactic Bulge, The Astrophysical Journal, 711, Kalas, P., vd., 2008, Optical Images of an Exosolar Planet 25 Light-Years from Earth, Science, 322, 1345 Lagrange, A.M., vd., 2010, A Giant Planet Imaged in the Disk of the Young Star β Pictoris, Science, 329, 57 Lee, J.-W., vd., 2009, The ddb+m Eclipsing System HW Virginis And Its Circumbinary Planets, The Astronomical Journal, 137, 3181 Marois, C. vd., 2006, Angular Differential Imaging: A Powerful High-Contrast Imaging Technique, The Astrophysical Journal, 641, 556 Mazeh, T., vd. 2013, Transit Timing Observations from Kepler. VIII. Catalog of Transit Timing Measurements of the First Twelve Quarters, The Astrophysical Journal Supplement, 208, 16 McArthur, B.E., 2010, New Observational Constraints on the υ Andromedae System with Data from the Hubble Space Telescope and Hobby-Eberly Telescope, The Astrophysical Journal, 715, 1203 Nesvornỳ, D., vd., 2013, KOI-142, The King of Transit Variations, is a Pair of Planets near the 2:1 Resonance, The Astrophysical Journal, 777, 3 Steffen, J.H., vd., 2011, The architecture of the hierarchical triple star KOI 928 from eclipse timing variations seen in Kepler photometry, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 417, 31 Sumi, T., 2011, Unbound or distant planetary mass population detected by gravitational microlensing, Nature, 453, Vahhaj, Z., vd., 2013, The Gemini Planet-finding Campaign: The Frequency Of Giant Planets around Debris Disk Stars, The Astrophysical Journal, 773, 179 Wolf, M., Zejda, M., 2005, Apsidal motion in southern eccentric eclipsing binaries: V539 Ara, GG Lup, V526 Sgr and AO Vel, Astronomy and Astrophysics, 437, 545