ÖZET Yüksek Lisans Tezi ÖTEGEZEGEN GEÇİŞ GÖZLEMLERİ VE IŞIK EĞRİLERİ ANALİZİ Gözde SARAL Ankara Üniversitesi Fen Bilimleri Enstitüsü Astronomi ve Uzay

Transkript

1 ANKARA ÜNİVERSİTESİ FEN BİLİMLERİ ENSTİTÜSÜ YÜKSEK LİSANS TEZİ ÖTEGEZEGEN GEÇİŞ GÖZLEMLERİ VE IŞIK EĞRİLERİ ANALİZİ GÖZDE SARAL ASTRONOMİ VE UZAY BİLİMLERİ ANABİLİM DALI ANKARA 2012 Her hakkı saklıdır

2 ÖZET Yüksek Lisans Tezi ÖTEGEZEGEN GEÇİŞ GÖZLEMLERİ VE IŞIK EĞRİLERİ ANALİZİ Gözde SARAL Ankara Üniversitesi Fen Bilimleri Enstitüsü Astronomi ve Uzay Bilimleri Anabilim Dalı Danışman: Prof. Dr. Ethem DERMAN Ötegezegen keşif yöntemlerinden biri olan geçiş yöntemi ile bir ötegezegenin yıldız diskinin önünden geçmesi sırasında gerçekleşen ışık değişimi gözlenmektedir. Işık eğrilerinden, geçiş zamanları ve sisteme ilişkin fiziksel parametreler belirlenir. Bir ötegezegenin düzenli olarak yapılan geçiş gözlemlerinden saptanan geçiş zamanı değişimleri ile sistemdeki diğer gezegen ve uydular keşfedilebilir. Geçiş gösterdiği bilinen TrES-3 b, Wasp-3 b, Wasp-12 b, Wasp-28 b, Hat-P-3 b, HD b ve HAT-P-32 b ötegezegenlerinin geçiş gözlemleri Ankara Üniversitesi Gözlemevi nde (AÜG) 0.40 m Schmidt-Cassegrain Meade LX200 GPS teleskobu ile gerçekleştirilmiştir. Bu gözlemlere ait geçiş zamanları elde edilmiştir. Elde edilen ışık eğrileri, PHOEBE ve JKTEBOP programları ile analiz edilmiştir. Analizler ile bileşenlerin kütle, yarıçap değerleri ve yörünge eğimi gibi sistem parametreleri elde edilmiştir. Bu çalışmada elde edilen sonuçlar, diğer araştırmacılar tarafından farklı analiz yöntemleri kullanılarak elde edilen değerler ile büyük ölçüde uyumludur. Ocak 2012, 79 sayfa Anahtar Kelimeler: Ötegezegen, Geçiş Fotometrisi, Işık Eğrisi, TrES-3 b, Wasp-3 b Wasp-12 b, Wasp-28 b, Hat-P-3 b, HD b, HAT-P-32 b i

3 ABSTRACT Master Thesis TRANSITING EXOPLANET OBSERVATIONS AND LIGHT CURVE ANALYSES Gözde SARAL Ankara University Graduate School of Natural and Applied Sciences Department of Astronomy and Space Sciences Supervisor: Prof. Dr. Ethem DERMAN The dimming of the star light is observed during the transit of a planet in a transit observation, a method of detecting extra solar planets. System parameters and transit times are derived from the transit light curves. Also, new exoplanets or satellites can be discovered from the transit timing variations with the systematic transit observations. Known transiting exoplanets, TrES-3 b, Wasp-3 b, Wasp-12 b, Wasp-28 b, Hat-P-3 b, HD209458b and HAT-P-32 b were observed with 0.40 m Schmidt-Cassegrain Meade- LX200 GPS telescope at the Ankara University Observatory (AUO). New transit times were derived. The transit light curves were analyzed via PHOEBE and JKTEBOP softwares. System parameters like mass, radius and orbital inclination were derived via the analyses. The results substantially match with the published values given by other authors that are derived by different analyzing methods. January 2012, 79 pages Key Words: Exoplanets, Transit Photometry, Light Curve, TrES-3 b, Wasp-3 b, Wasp- 12 b, Wasp-28 b, Hat-P-3 b, HD b, HAT-P-32 b ii

4 TEŞEKKÜR Astronomi tutkumu lise yıllarımdan itibaren ateşlemeye başlayan, çalışmalarım sırasında gösterdiği ilgi, sabır ve bilgece desteği ile tezimi tamamlamamı sağlayan danışmanım Prof. Dr. Ethem DERMAN a en içten duygularımla teşekkür ederim. Çalışmalarım sırasında en yoğun zamanlarında bile yardım etmekten çekinmeyen Ankara Üniversitesi Gözlemevi Müdürü Doç. Dr. Birol GÜROL a, gözlem projelerimizi destekleyen gözlemevi yönetimine, tezimin yazımında özveriyle destek veren Yrd. Doç. Dr. Kutluay YÜCE ye, gözlemlere bizzat katılarak sabahlara kadar harcadıkları zaman ve emek için Yahya DEMİRCAN, Abdullah OKAN, Gökhan GÖKAY, Neslihan ALAN, Zahide TERZİOĞLU, Hande GÜRSOYTRAK, Yücel KILIÇ, Deniz ÇOKER, Muhammed SHEMUNI, Utku DEMİRHAN, Mehmet ALPSOY ve Arzu YOLKOLU ya, analiz aşamasındaki desteğinden ve sabrından dolayı Zahide TERZİOĞLU na, tezimi baştan sonra okuyarak önerilerde bulunan, bilgi ve tecrübelerini paylaşan Burak ULAŞ a ve hiç bitmeyen yüreklendirmeleri ve moral destekleri için sevgili dostum Berrin CEFA ya en içten duygularımla teşekkür ederim. Gökyüzündeki yıldızlarla beni ilk tanıştıran sevgili anneme ve doğa bilimlerinin kışkırtıcı dünyasına davet eden babama, bilim dünyasına ilk adımlarımı atmamı sağladıkları, tüm hayatım ve astronomi maratonum boyunca maddi, manevi desteklerini esirgemedikleri için sonsuz teşekkürler. Gözde SARAL Ankara, Ocak 2012 iii

5 İÇİNDEKİLER ÖZET... i ABSTRACT... ii TEŞEKKÜR... iii SİMGELER DİZİNİ... v ŞEKİLLER DİZİNİ... vi ÇİZELGELER DİZİNİ... vii 1. GİRİŞ KURAMSAL TEMELLER Ötegezegenler Ötegezegenlerin İsimlendirilmesi ve İstatistiksel Özellikleri Ötegezegen Keşif Yöntemleri Dikine hız ve astrometri yöntemi Geçiş yöntemi Geçiş ışık eğrilerinden elde edilen parametreler Işık eğrilerinin çözümü Kenar kararması Geçiş parametrelerinin modellenmesi Geçiş zamanı değişimleri Pulsar (atarca) zamanlaması yöntemi Çekimsel mercek etkisi Doğrudan görüntüleme yöntemi MATERYAL VE YÖNTEM Geçiş Gözlemlerine Hazırlık Geçiş Işık Eğrisi Elde Edilen Ötegezegenler TrES WASP WASP WASP HAT-P HD HAT-P Yöntem Gözlem verilerinin indirgenmesi Minimum zamanlarının belirlenmesi Işık eğrilerinin analizi Işık eğrilerinin PHOEBE ile anali Işık eğrilerinin JKTEBOP ile analizi BULGULAR PHOEBE Analiz Sonuçları JKTEBOP Analiz Sonuçları TARTIŞMA SONUÇ KAYNAKLAR ÖZGEÇMİŞ iv

6 SİMGELER DİZİNİ P Yörünge Dönemi e Yörünge Dış Merkezliği i Yörünge düzlemi ile gökyüzü düzlemi arasındaki açı Ω Sistemin yörüngesinin düğümler doğrultusu ile enberi noktası arasındaki açı R g, R y Gezegen ve yıldızın yarıçapları M g, M y Gezegen ve yıldızın kütleleri G Kütle çekim sabiti, x10-11 N.m 2 kg -2 M ʘ Güneş kütlesi, 1.99x10 30 kg R ʘ Güneş yarıçapı, 6.96x10 8 m M j Jüpiter kütlesi, 1.899x10 27 kg R j Jüpiter yarıçapı, 71492x10 3 m M yer Dünya nın kütlesi, x10 24 kg a g, a y Gezegenin ve yıldızın yarı büyük eksen uzunlukları a Sisteminin yörünge yarı-büyük eksen uzunluğu α Açısal yarı büyük eksen uzunluğu r g, r y Gezegenin ve yıldızın kesirsel yarıçapları r A, r b Gezegen ve yıldızın kesirsel yarıçapları θ Yörünge evresi θ 1 Geçişe giriş evresi k Gezegenin yarıçapının yıldızın yarıçapına oranı A Geçişin genliği δ Yıldız ve gezegen merkezleri arasındaki uzaklık β Kesirsel ışınım kaybı γ Yüzey normali σ Işık eğrisindeki her bir noktanın hatası n Işık eğrisindeki nokta sayısı T Tutulmanın süresi t 0 Tutulma zamanı l(t) t zamanında sistemin Dünya dan ölçülen toplam ışınımı L y, L g Yıldız ve gezegenin ışınım güçleri I 0, I µ Yıldız diskinin merkezindeki ve γ açısındaki akı u Kenar kararma katsayısı u a, u b İkinci dereceden kenar kararma katsayısı için katsayılar u +, u - İkinci dereceden yasa için en büyük ve en küçük kenar kararma katsayıları k u, k 1 Kenar kararmasının en büyük ve en küçük olduğu değerlerdeki yarıçap oranı u q, v q Doğrusal ve ikinci dereceden yasalar için kenar kararma katsayıları u s, v s Karekök yasası için kenar kararma katsayıları u l, v l Logaritmik yasa için kenar kararma katsayıları v

7 ŞEKİLLER DİZİNİ Şekil 2.1 HD b ötegezegenin ilan edilen ilk geçiş ışık eğrileri (Charbonneau vd. 2000)... 5 Şekil 2.2 HD b ötegezegeninin geçiş ışık eğrisi (Brown vd. 2001)... 6 Şekil 2.3 Keşif yıllarına göre geçiş gösteren ötegezegenlerin sayısı... 7 Şekil Peg yıldızının 325 gecelik tayfsal gözlem verisinden elde edilen dikine hız grafiği (Marcy vd. 1997) Şekil Peg yıldızının dikine hız-evre grafiği (Marcy vd. 1997) Şekil 2.6 Geçiş olayının gösterimi Şekil 2.7 Geçiş parametreleri ve gözlemcinin bakış doğrultusundan geçişin geometrisi (Gimenez 2006) Şekil 2.8 Geçiş olayının değme noktalarının, T ve τ değerlerinin gösterimi Şekil 2.9 OGLE-2005-BLG-390L çekimsel mercek etkisine ait ışık eğrisi (Beaulieu vd. 2006) Şekil M1207 kahverengi cücesinden 55 AB uzaklıkta görüntülenen gezegen adayı (Chan vd. 2004) Şekil 3.1 WASP-3 sistemindeki geçiş zamanı değişimlerini en iyi modelleyen O-C grafiği (Maciejewski vd. 2010) Şekil 3.2 TrES-3 b ötegezegenine ait R bandı geçiş ışık eğrileri Şekil 3.3 HAT-P-3 b ve HD b ötegezegenlerinin R bandı geçiş ışık eğrileri Şekil 3.4 WASP-3 b ötegezegeninin R bandı geçiş ışık eğrileri Şekil 3.5 WASP-12 b ve WASP-28 b ötegezegenlerinin R bandı geçiş ışık eğrileri Şekil 3.6 HAT-P-32 b ötegezegeninin R bandı geçiş ışık eğrisi Şekil 4.1 TrES-3 b ötegezegeninin 5 Ağustos 2009 ve 10 Nisan 2010 tarihli ışıkeğrilerine uygulanan teorik ışık eğrileri ve artıklar Şekil 4.2 TrES-3 b ötegezegeninin 10 Mayıs 2010 ve 17 Haziran 2010 tarihli ışık eğrilerine uygulanan teorik ışık eğrileri ve artıklar Şekil 4.3 WASP-3 b ötegezegeninin 18 Haziran 2010 ve 2 Haziran 2011 tarihli ışık eğrilerine uygulanan teorik ışık eğrileri ve artıklar Şekil 4.4 WASP-3 b ötegezegeninin 9 Temmuz 2011 ve 22 Temmuz 2011 tarihli ışık eğrilerine uygulanan teorik ışık eğrileri ve artıklar Şekil 4.5 Şekil 4.6 Şekil 4.7 WASP-12 b ve WASP-28 b ötegezegenlerinin ışık eğrilerine uygulanan teori ışık eğrileri ve artıklar HAT-P-3 b ve HD b ötegezegenlerinin ışık eğrilerine uygulanan teorik ışık eğrileri ve artıklar HAT-P-32 b ötegezegeninin ışık eğrisine uygulanan teorik ışık eğrisi ve artıklar vi

8 ÇİZELGELER DİZİNİ Çizelge 3.1 Yıldızlara ilişkin bilgiler Çizelge 3.2 Gözlemlere ilişkin bilgiler Çizelge 3.3 Kullanılan mukayese ve denet yıldızları ve R bandı parlaklıkları Çizelge 3.4 Minima 25c ile elde edilen geçiş zamanları Çizelge 4.1 Ötegezegenlerin Phoebe ile elde edilen sistem parametreleri Çizelge 4.2 TrES-3 b ötegezegeninin JKTEBOP analizleri sonucu elde edilen sistem parametreleri Çizelge 4.3 WASP-3 b ötegezegeninin JKTEBOP analizleri sonucu elde edilen sistem parametreleri Çizelge 4.4 WASP-12 b ötegezegeninin JKTEBOP analizleri sonucu elde edilen sistem parametreleri Çizelge 4.5 WASP-28 b ötegezegeninin JKTEBOP analizleri sonucu elde edilen sistem parametreleri Çizelge 4.6 HAT-P-3 b ötegezegeninin JKTEBOP analizleri sonucu elde edilen sistem parametreleri Çizelge 4.7 HD b ötegezegeninin JKTEBOP analizleri sonucu elde edilen sistem parametreleri Çizelge 4.8 HAT-P-32 b ötegezegeninin JKTEBOP analizleri sonucu elde edilen sistem parametreleri Çizelge 5.1 TrES-3 b ötegezegeninin PHOEBE ve JKTEBOP ile elde edilen sistem parametreleri ve literatür ile karşılaştırması Çizelge 5.2 WASP-3 b ötegezegeninin PHOEBE ve JKTEBOP ile elde edilen sistem parametreleri ve literatür ile karşılaştırması Çizelge 5.3 WASP-12 b ötegezegeninin PHOEBE ve JKTEBOP ile elde edilen sistem parametreleri ve literatür ile karşılaştırması Çizelge 5.4 WASP-28 b ötegezegeninin PHOEBE ve JKTEBOP ile elde edilen sistem parametreleri ve literatür ile karşılaştırması Çizelge 5.5 HAT-P-3 b ötegezegeninin PHOEBE ve JKTEBOP ile elde edilen sistem parametreleri ve literatür ile karşılaştırması Çizelge 5.6 HD b ötegezegeninin PHOEBE ve JKTEBOP ile elde edilen sistem parametreleri ve literatür ile karşılaştırması Çizelge 5.7 HAT-P-32 b ötegezegeninin PHOEBE ve JKTEBOP ile elde edilen sistem parametreleri ve literatür ile karşılaştırması vii

9 1. GİRİŞ İnsanoğlu evrendeki yerini sorgulamaya yaklaşık iki bin yıl önce başladı. Antik Yunan da Aristo (M.Ö ) gezegenimizin evrenin merkezinde ve tek olduğunu düşünürken, Epikür (M.Ö ) pek çok dünyanın olabileceğini öngörmüştü. Binlerce yıl süren bu tartışmanın ardından yakın zamanda gökbilimciler bu sorunun yanıtını buldular. Böylece son yıllarda gökbilimin en önemli başarılarından biri, diğer yıldızların çevresinde dolanan gezegenlerin (ötegezegenlerin) keşfi oldu yılında ilk ötegezegenin gözlenmesiyle başlayan bu keşif macerası günümüzde uzay teleskoplarının da katkılarıyla hızla devam etmektedir. Öyle ki; son yirmi yıl içerisinde keşfedilmiş ötegezegen sayısı 25 Ocak 2012 tarihi itibariyle 729 u bulmuştur. Yıldızının parlak ışığı altında doğrudan görüntülenmesi zor olan ötegezegenler dolaylı yöntemlerle keşfedilmektedir. Dolaylı gözlem yöntemleri temel olarak dikine hız yöntemi, geçiş yöntemi, pulsar zamanlaması yöntemi ve kütle çekimsel mercek etkisi yöntemidir. Ankara Üniversitesi Gözlemevi nde (AÜG) geçiş yöntemi kullanılarak geçiş gösterdiği bilinen ötegezegenlerin gözlemleri ilki 5 Ağustos 2009 tarihinde olmak üzere dokuz adet gözlem projesi kapsamında gerçekleştirildi 1. Gözlem projelerinde daha önceden keşfedilmiş bazı ötegezegenlerin geçiş gözlemlerinin yapılarak ışık eğrilerinin analiz edilmesi ve sistem parametrelerinin elde edilmesi amaçlanmıştır. Projeler kapsamında toplamda 13 tane olmak üzere TrES-3 b, WASP-3 b, WASP-12 b, WASP-28 b, HAT-P-3 b, HD b ve HAT-P-32 b ötegezegenlerinin geçiş ışık eğrileri elde edildi ve analizleri yapılarak sistem parametreleri belirlendi. Bu tez çalışmasında, Türkiye de ve AÜG de ilk ötegezegen geçiş gözlemlerinin nasıl gerçekleştirildiği, ışık eğrisi analizlerinin nasıl yapıldığı anlatılmakta ve sonuçların literatüre katkısı sunulmaktadır. 1 Gözlemevi proje numaraları: AUG_Kreiken_III_09_15, AUG_Kreiken_I_10_04, AUG_Kreiken_II_10_07, AUG_Kreiken_III_10_10, AUG_Kreiken_IV_10_05, AUG_Kreiken_I_11_01, AUG_Kreiken_II_11_11, AUG_Kreiken_III_11_04, AUG_Kreiken_IV_11_03. 1

10 2. KURAMSAL TEMELLER 2.1 Ötegezegenler Bir ötegezegen çok sönük bir cisimdir ve kendisinden çok daha parlak olan yıldızının ışığı altında zor fark edilir, bu nedenle doğrudan görüntülenmesi zordur. Ancak yıldızının gözlenmesiyle gezegen varlığından kaynaklanan etkilerin dolaylı olarak gözlenmesi mümkündür. Güneş Sistemi nin dışında ilk gezegen arayışları 1938 de astrometrik gözlem yönteminin kullanılması ile Sproul Gözlemevi nde başladı (van de Kamp 1943). Bu yöntem ile gezegenin kütle çekim etkisinden dolayı yıldızın kütle merkezi çevresinde yapacağı yörünge hareketini gözlemek amaçlandı lerin başında, Sproul Gözlemevi nde çalışan Kaj Strand, 61 Cygni yıldızı çevresinde dolanan bir ötegezegenin varlığını gösteren astrometrik ölçümleri yayınladı (Strand 1943). O dönemde bu sonuçlar büyük heyecan yarattı ancak sonradan yapılan çalışmalar bu sistemin bir çift yıldız ya da çoklu sistem olduğunu gösterdi. 25 yıl boyunca Barnard yıldızını gözleyen van de Kamp ise 1963 yılında bu yıldızın çevresinde dolanan bir gezegen olabileceğine dair bir makale yayınladı (van de Kamp 1963). Barnard yıldızı pek çok kitaba gezegene sahip olduğu söylenen ilk yıldız olarak geçti, ancak daha sonraki yıllarda astrometrik gözlemlerin ayrıntılı analizleri Barnard yıldızının bir gezegene sahip olmadığını gösterdi (Gatewood 1973). Ötegezegenleri keşfetmek için tayfçekerleri kullanarak gözlem yapmaya yönelik ilk fikir 1952 yılında Struve tarafından önerildi (Struve 1952). Ancak o dönemde kullanılan gözlem aletleri böyle bir keşfi yapabilmek için yeterli duyarlılıkta değildi lerin sonlarında Walker ve Campbell Güneş benzeri yıldızların çevresinde dolanan Jüpiter benzeri gezegenleri keşfetmek için bir gözlem tekniği geliştirmeye başladılar yılları arasında çalışma arkadaşları ile birlikte on iki yıl boyunca Mauna Kea de 3.6-m Kanada-Fransa-Hawaii Teleskobu nda pek çok gece gözlem yaptılar. Kullandıkları yöntem bir tayfçeker ile yıldızın tayfını alarak dikine hız ölçümleri yapmaya dayanıyordu (Campbell vd. 1979). 2

11 Campbell ve Walker ın yöntemi gezegeni doğrudan gözlemeye değil, onun varlığının etkilerini gözlemeye dayanıyordu. Böylece, gezegene sahip bir yıldız sisteminde, yıldızın sistemin kütle merkezi çevresinde yapacağı yörünge hareketine bağlı olarak tayf çizgilerinde göstereceği maviye ve kırmızıya kaymalardan, yani Doppler etkisinden yararlanmayı düşündüler. Walker ve Campbell bu yöntemle on iki yıllık gözlemleri süresince bir ötegezegen keşfedemediler yılında yayınladıkları makale bu süre boyunca gözledikleri 21 yıldızın dikine hızlarını içermektedir ve bu yıldızların bir gezegene sahip olduğuna dair kanıt yoktur (Walker vd. 1995) yılında NASA da gezegen keşifleri konusunda çalışmak üzere Planetary Systems Science Working Group kuruldu. Bu grup sonraki yedi yıl boyunca gezegen keşif yöntemleriyle ilgili fikirleri tartışıp değerlendirdi. Tartışılan yöntemler arasında doğrudan görüntüleme (Terrile vd. 1987) ve astrometriden (Terrile vd. 1989) başka Borucki tarafından önerilen geçiş (transit) yöntemi (Borucki vd. 1992) de bulunmaktaydı. Geçiş yöntemi ile bir gezegenin, yıldızının önünden geçerken yıldız ışığında bir miktar düşmeye neden olacağı öngörülüyordu. Ancak çalışma grubundaki diğer bilim insanları bu fikre pek sıcak bakmadılar. Brown tarafından önerilen yöntem de Hubble Uzay Teleskobu gibi bir teleskop kullanarak yıldızın ışığını engelleme yoluyla gezegeni görüntüleme olanağı sağlamak idi (Brown 1990). Bu yöntem Güneş gözlemlerinde kullanılan koronograf ile benzerlik göstermektedir. Ötegezegen araştırmaları yapan gökbilimcilerin ufkunu açan büyük keşif 1992 yılında yaşlı bir atarca PSR çevresinde dolanan üç gezegenin, pulsar (atarca) zamanlaması olarak adlandırılan ve düzenli olarak radyo dalgaları yayımlayan atarcaların gönderdikleri dalgalardaki düzensizliklerden keşfedilmesiyle gerçekleşti (Wolszczan ve Frail 1992). Bu yöntem ile bulunan gezegenlerin sayısı 16 yı bulmaktadır ( 2012). Başka yıldızların çevresinde dolanan gezegenlerin ilk keşifleriyle birlikte bu gezegenlerde yaşam olup olmayacağına dair sorular gündeme geldi. Atarcalar çevresindeki gezegenlerde yüksek elektromanyetik ışınımdan dolayı yaşamın varlığını devam ettiremeyeceği düşünüldüğünden, Güneş benzeri anakol yıldızları çevresinde gezegen araştırmaları önem kazandı. 3

12 1994 yılının Nisan ayında İsviçreli astronom Mayor, Geneva Gözlemevi nde 1.93-m teleskop ile gezegen arayışına başladı. Çift yıldız sistemine ait olmadığı bilinen 142 yıldızı seçerek, dikine hız gözlemlerini gerçekleştirdi. Eylül 1994 te başladığı 51 Peg yıldızı gözlemleri Ocak 1995 e gelindiğinde bir gezegen varlığına ışık tutabilecek verileri ortaya çıkardı. Böylece ilk kez bir anakol yıldızı çevresinde dolanmakta olan 51 Peg b ötegezegeni keşfedildi (Mayor ve Queloz 1995). 51 Peg b ötegezegenine 1.27 R ʘ yarıçapında olması ve yıldızına çok yakın bir yörüngede dolanması nedeniyle Sıcak Jüpiter adı verildi. Marcy ve Butler tarafından Kasım 1995 te 51 Peg yıldızının çevresinde dolanan bir gezegen olduğu Mount Hamilton, California daki Lick Gözlemevi nde 120 inçlik teleskop ile yapılan gözlemler ile onaylandı (Marcy ve Butler 1995) yılında 47 Ursa Majoris ve 70 Virginis yıldızları çevresinde dolanan iki yeni gezegen daha keşfedildi (Butler vd. 1996, Marcy vd. 1996). 47 Ursa Majoris b gezegeni 3 yıllık bir döneme sahipti ve soğuk Jüpiter sınıfına alındı. 70 Virginis b ise 117 günlük bir döneme sahipti. Yörünge yarı büyük eksen uzunluğu, Merkür - Güneş uzaklığından biraz daha büyük olduğu için ılık Jüpiter sınıfına alındı. Böylece 51 Peg b sıcak Jüpiter, 70 Virginis b ılık Jüpiter ve 47 Ursa Majoris b soğuk Jüpiter olarak literatüre girdi lerin başında NASA çalışanları Caltech Jet Propulsion Laboratuvarı na ortak bir çalışma önerisinde bulundular. Bu çalışma önerisi yerden ve uzaydan yapılan düzenli gözlemlerle ötegezegen keşif çalışmaları hakkında idi. Ötegezegen keşifleriyle ilgili yeni araştırma programları için Exploration of Neighboring Planetary Systems (ExNPS) ismi önerildi. Bu program Lick Gözlemevi ndeki Marcy ve Butler in dikine hız tekniğiyle yaptıkları gözlemleri ve Allegheny Gözlemevi ndeki Gatewood tarafından yürütülen astrometrik gözlemleri içeriyordu. Bunlara ek olarak interferometre yönteminin kullanılacağı ve kırmızı öte bölgede gözlem yapılacak olan bir uzay teleskobunun (Planet Finder) hayata geçirilmesi de istenmekteydi. Yıldızlar kırmızı öte bölgede optik bölgeye göre daha düşük miktarda ışınım yayarlarken, gezegenler yıldızdan aldıkları ışığı en çok kırmızı öte bölgede yansıtırlar. Ancak gözlenmek istenen dalgaboyunun büyük olması yeterli çözünürlüğü elde edebilmek için teleskobun çapının da artırılmasını zorunlu kılmaktaydı. Bu nedenle Planet Finder ın 100 m lik bir uzay 4

13 teleskobu olması planlanmıştı. Böyle bir projenin masrafları çok büyük olacağı için hayata geçirilemedi. Ancak Terrestrial Planet Finder adıyla NASA da gelecekte hayata geçirilmek üzere çalışılmakta olan bir proje bulunmaktadır yılında bu gelişmeler olurken 1998 yılında M tayf türünden bir yıldız çevresinde dolanmakta olan Gliese 876 b adında dev bir gezegen dikine hız yöntemiyle keşfedildi (Marcy vd. 1998) yılına gelindiğinde Fransa nın Convection, Rotation and Planetary Transits (CoRoT) adında, temel amacı yıldızların iç yapısını çalışmak olan ve aynı zamanda geçiş gözlemleri ile gezegen keşfedebilecek olan uzay teleskobu projesi gündeme geldi. CoRoT Uzay Teleskobu 2006 da yörüngeye fırlatıldı yılında dikine hız yöntemi ile keşfedilen ötegezegen HD b (Mazeh vd. 2000) geçiş gösterdiği bilinen ilk ötegezegen olarak da literatüre geçmiştir (Charbonneau vd. 2000, Henry vd. 1999) (Şekil 2.1). HD b nin Hubble Uzay Teleskobu ile yapılmış geçiş gözlemi Şekil 2.2 de görülmektedir (Brown vd. 2001). Şekil 2.1 HD b ötegezegenin ilan edilen ilk geçiş ışık eğrileri (Charbonneau vd. 2000) 5

14 Şekil 2.2 HD209458b ötegezegenin geçiş ışık eğrisi (Brown vd. 2001) 2001 yılında NASA yeni gezegen keşifleri için bir uzay teleskobu gönderilmesini içeren Kepler projesinin kabul edildiğini duyurdu. Projeye göre 0.95 m çapında bir uzay teleskobu 4 yıl boyunca aynı bölgeyi gözleyerek olası geçişleri saptayacaktı. Bu süre dünya benzeri bir ötegezegenin en az 3 kez geçiş göstermesi için yeterli bir süredir. Ötegezegen keşfinde ilk geçiş gözlemi kesin bir sonuç ifade etmez. İkinci geçiş, dönemi belirlemek açısından önemlidir. Üçüncü geçiş ise döneme bağlı olarak, beklenen zamanda gerçekleşiyorsa geçiş gösteren bir ötegezegen keşfedildiği söylenebilir. Ancak bulunan gök cisminin bir ötegezegen olduğunun kesin olarak kataloglara geçmesi için kütlesinin de belirlenmesi gerekmektedir. Ötegezegen araştırmalarına olanak sağlayan bir diğer proje de Optical Gravitational Lensing Experiment (OGLE) isimli proje idi. Bu proje kapsamında Varşova Üniversitesi nden bir grup bilim adamı Las Campanas Gözlemevi nde 1.3 m lik bir teleskop ile kütleçekimsel mercek etkisi gözlemleri yapmaktaydılar (Udalski vd. 1992). Gözledikleri yıldızlardan geçiş gösteren gezegenlere sahip olabilecek adayları yayınladılar (Udalski vd. 2002). Bu adaylardan OGLE-TR-56 b, 2003 yılında geçiş yöntemi ile keşfedilen ilk ötegezegen olarak literatüre geçti (Konacki vd. 2003). 6

15 25 Ocak 2012 tarihi itibariyle keşfedilmiş ötegezegen sayısı 729 u bulmuştur. Bunlardan 203 tanesi geçiş göstermektedir ( 2012). Yerden ve uzaydan yapılan gözlemler ile geçiş gösterdiği bilinen ötegezegenlerin sayısı hızla artmaktadır. Öyle ki 2005 yılına gelindiğinde sadece 10 tane geçiş gösteren gezegen olduğu bilinirken 2010 yılı sonunda bu sayı 112 ye ve Ocak 2012 itibariyle de 203 e ulaşmıştır (Şekil 2.3). Şekil 2.3 Keşif yıllarına göre geçiş gösteren ötegezegenlerin sayısı Geçiş gösteren ötegezegenlerin keşfiyle birlikte, ötegezegen arayışları hız kazanmış ve pek çok yer tabanlı keşif projesi başlatılmıştır: HAT (Hungarian Automated Telescope) (Bakos vd. 2007), TrES (Trans-Atlantic Exoplanet Survey) (Alonso vd. 2004), Super WASP (Wide Angle Search for Planets) (Collier vd. 2007) bunlara örnek olarak verilebilir. Yer tabanlı keşif gözlemlerinin yanısıra uzay teleskopları ile (MOST, CoRoT, Kepler) yapılan gözlemlerle elde edilen duyarlı ışık eğrileri ile sistemdeki diğer ötegezegenlerin varlığı saptanabilmektedir. Ayrıca bu uzay teleskopları ile sönük yıldızlar çevresinde dolanan ötegezegenler de keşfedilebilmektedir. 7

16 1930 larda yerden yapılan gözlemlerle başlayan gezegen arayışları, 1995 te ilk ötegezegenin bulunmasını sağlamıştır. İnsanoğlunun yeni gezegenleri keşif merakı günümüzde Spitzer Uzay Teleskobu, MOST, CoRoT, Kepler gibi uzay teleskoplarının başarıları ile de hız kazanmaktadır. Önümüzdeki yıllarda hayata geçirilmesi beklenen Gaia ve SIM (Space Interferometry Mission) projeleri ile uzaya gönderilecek yeni teleskoplarla binlerce ötegezegenin daha keşfedilmesi beklenmektedir. Yüzyıllar önce dünyamızın haritası yeryüzü kâşifleri tarafından nasıl oluşturulmuş ise galaksimizdeki yeni dünyaların haritası da her yeni keşif ile gökbilimciler tarafından şekillendirilmektedir. 2.2 Ötegezegenlerin İsimlendirilmesi ve İstatistiksel Özellikleri Yeni keşfedilen bir ötegezegenin ismi çevresinde dolandığı yıldızın ismine bağlı olarak verilir. Bir yıldızın çevresinde dolandığı keşfedilen ilk ötegezegen yıldızın isminin yanına b harfi eklenerek isimlendirilir. Aynı sistemde sonradan keşfedilen diğer ötegezegen ise sonuna c harfi eklenerek isimlendirilir. Çoklu gezegen sistemlerinde gezegenler keşif sırasına göre b,c,d harfleri ile etiketlenir. GJ 1214 yıldızının çevresinde keşfedilen ilk ötegezegen GJ 1214 b olarak isimlendirilmiştir. Benzer şekilde HD yıldızının çevresinde dolanan ötegezegenin ismi ise HD b dir. Bununla birlikte bir yıldız ve çevresinde keşfedilen ötegezegenler değişik isimler alabilir ve genellikle keşfedildikleri projelerin isimlerini içerirler. Örneğin The Two Micron All Sky Survey (2MASS) kataloğundaki yıldızlardan biri olan ve 2MASS ismi ile bilinen yıldız aynı zamanda Kepler Uzay Teleskobu nun gözlediği yıldızlardandır ve KIC veya Kepler-9 olarak da isimlendirilmiştir. Bu yıldızın çevresinde dolandığı keşfedilen üç ötegezegen keşif tarihlerine göre Kepler-9 b, Kepler-9 c ve Kepler-9 d isimlerini almıştır. WASP, TrES, HAT-NET projeleri tarafından keşfedilmiş ötegezegenler de bu proje isimleri ve keşfedilme sıraları ile isimlendirilir. Örneğin WASP-1 b, WASP projesi ile keşfedilmiş ilk ötegezegendir. Benzer şekilde HAT-P-32 b ise HAT-NET projesi ile keşfedilmiş otuz ikinci gezegendir. İlk ötegezegen, Pegasus takımyıldızındaki 51 Pegasi yıldızı çevresinde keşfedildiğinden 51 Peg b olarak isimlendirilmiştir. Benzer şekilde başka 8

17 ötegezegenler de takımyıldızların isimleriyle isimlendirilebilmektedir: 11 UMi b, 14 Her b, 18 Del b İlk ötegezegenin keşfinin ardından yerden ve uzaydan yapılan gözlemlerle bulunan ötegezegenlerin sayısı 700 ü geçmiş durumdadır. Ötegezegenlerin sayısındaki bu artış onların istatistiksel özelliklerini de çalışmayı mümkün kılmaktadır (Udry ve Santos 2007, Süli 2010). Keşfedilen ötegezegenler çok büyük kütleleri, küçük yarı büyük eksen uzunlukları ve büyük yörünge dış merkezlikleri ile ilginç özellikler göstermektedir (Mayor vd. 2004). Bununla birlikte çoğunlukla dev gezegenlerin keşfi büyük oranda gözlemlerin seçim etkisinden kaynaklanmaktadır. Bu durum istatistiksel analizleri zorlaştırmaktadır. Ötegezegenler keşfedilene kadar bir gezegen sisteminin oluşumu üzerine bildiklerimiz Güneş Sistemi ile sınırlı idi. Ötegezegenlerin keşfi ile birlikte gezegen oluşum sürecine bağlı olarak Jüpiter den büyük kütleli dev gezegenlerin, yüksek dış merkezliğe sahip gezegenlerin ve yıldızına çok yakın yörüngelerde dolanan sıcak Jüpiterlerin varlığı ortaya çıktı. Güneş Sistemi nin oluşum teorisine göre yıldızlararası bir moleküler bulutun çökmesi sonucu proto yıldız oluşmakta ve onun çevresindeki dönme diskinde de gezegenler oluşmaktadır (Lissauer 1993). Oysa keşifler yıldızlarına yakın yörüngelerde dolanan Jüpiter benzeri dev gezegenlerin varlığını göstermektedir. Teori ve gözlemler arasındaki bu tutarsızlık dev gezegenlerin daha uzak yörüngelerde oluştuktan sonra iç yörüngelere göç etmesi ile açıklanmaktadır (Lin vd. 1996, Pollack vd. 1996, Trilling vd. 1998). Bununla birlikte yıldızları ile aynı yönde yörünge hareketi yapmayan ötegezegenlerin varlığı da gezegen oluşum modellerinin yeniden gözden geçirilmesinde etkili olmuştur. Gezegen oluşum teorilerinin temelinde farklı özelliklerdeki bu gezegenlerin oluşumlarının fiziksel sebeplerini öğrenmek yatmaktadır. Kepler Uzay Teleskobu nun temel amaçlarından biri Güneş benzeri yıldızlar çevresinde yaşam barındırabilecek kuşak (habitable zone) içerisinde bulunan Yer benzeri ve daha büyük gezegenlerin varlığını belirlemek, bu gezegenlerin dönem ve yarıçaplarıyla ilgili istatistiksel bilgileri elde etmektir. Keşfedilen ötegezegenlerin sayısı arttıkça, kütle ve yarıçap değerlerinin çok geniş bir aralığa dağıldığı görülmüştür. Kepler projesi, geniş bir yörünge dönemi aralığında pek çok boyutta gezegenin varlığını ortaya çıkarmıştır. 9

18 Buna bağlı olarak ötegezegenler kütle ve yarıçaplarına göre çeşitli sınıflara ayrılmıştır. Örneğin; Yer Benzeri Gezegenler, Dünya nın kütle ve yarıçap değerlerine yakın değerlere sahip gezegenleri, Süper Neptünler Neptün den büyük ama Jüpiter den küçük yarıçapa sahip gezegenleri, Süper Jüpiterler Jüpiter den büyük ancak kütlesi nükleer reaksiyonları başlatacak kadar yüksek olmayan ve de kahverengi cüce sınıfına girmeyen cisimleri içermektedir. Kepler Uzay Teleskobu tüm gökyüzünün 1/400 ünü gözlemlemiştir. Gözlem yaptığı bölge Kuğu ve Çalgı takımyıldızlarının bulunduğu bölgedir. Burada, önceden belirlenen yıldızın 12 Mayıs-17 Eylül 2009 tarihleri arasında gözlenmesi sonucu 1235 tane gezegen barındırabilecek yıldız adayı belirlenmiştir. Bunlardan 68 tanesi Dünya, 288 tanesi Süper Dünya, 662 tanesi Neptün, 165 tanesinin Jüpiter, 19 tanesi Süper Jüpiter olarak sınıflandırılmıştır. 54 tanesinin de yaşanabilir bölgede olduğu saptanmıştır (Borucki vd. 2011). Yaşanabilir kuşak, sıvı suyun gezegen yüzeyinde bulunabildiği bölgeyi belirttiğinden yaşam barındıran gezegen arayışlarında büyük öneme sahiptir. Ancak bu yıldızların devamlı gözlemleri ile onların gerçekten de gezegenleri olduğu onaylanmalıdır. Bunun için yerden ve uzaydan gözlemlere ihtiyaç duyulmaktadır. Ötegezegenlerin keşif yöntemlerine göre kataloglandığı ve çevrelerinde dolandıkları yıldızla birlikte fiziksel özelliklerinin belirtildiği Ötegezegen Ansiklopedisi, keşfedilen ötegezegenlerin çeşitli istatistiksel özelliklerini çalışma fırsatı sunmaktadır ( 2012). 2.3 Ötegezegen Keşif Yöntemleri 1960 lı yıllarda ilk ötegezegenin Barnard yıldızı çevresinde keşfedildiği duyurulmuş, 1972 yılına gelindiğinde bunun bir yanlış alarm olduğu ortaya çıkmıştı yılına gelindiğinde ise bir atarca çevresinde dolanan üç gezegen keşfedilmişti. Günümüzde ise sayısı 700 ü geçmiş olan ötegezegenlerin uzun soluklu bu keşif macerası, gönderilen uzay teleskoplarıyla büyük bir hızla devam etmektedir. 10

19 Ötegezegenler yıldızlarına yakın yörüngelerde dolanan küçük ve çok sönük cisimlerdir. Her ne kadar yıldızlarından aldıkları ışığı yansıtsalar da yıldızlarının çok parlak ışığı nedeniyle onları doğrudan görüntülemek çok zordur. Buna rağmen, çevresinde dolandıkları yıldızın gözlenmesiyle dolaylı yöntemlerle saptanabilirler. Ötegezegen gözlemlerinde kullanılan en temel yöntemler: dikine hız, astrometri, geçiş, pulsar zamanlaması, çekimsel mercek etkisi ve doğrudan görüntüleme yöntemleridir. Ayrıca geçiş gösterdiği bilinen ötegezegenlerin düzenli gözlemlerinin devam ettirilmesiyle geçiş zamanında görülebilecek değişimler o sistemlerde bulunan başka ötegezegenlerin ve uyduların varlığını da ortaya çıkarmaktadır Dikine hız ve astrometri yöntemi En çok ötegezegen keşfinin yapıldığı yöntemlerden olan dikine hız yöntemi tayfsal yöntem veya Doppler yöntemi olarak da bilinir. Yıldızın tayf çizgilerinin düzenli olarak maviye ve kırmızıya kaymalarından yola çıkarak çevresinde dolanan bir cisim olabileceği sonucuna ulaşılır. Öyle ki bir ötegezegen çevresinde dolandığı yıldıza çekim kuvveti uyguladığından yıldızın yalpalamasına yani sistemin kütle merkezi çevresinde bir yörünge hareketi yapmasına sebep olur. Bu hareket sırasında yıldız gözlemciye doğru yaklaşırken Dünya ya doğru gelen ışık dalgaları sıkışır yani maviye kayar, yıldız gözlemciden uzaklaşırken, Dünya ya doğru gelen ışık dalgaları gerilir yani kırmızıya kayar. Bu olay Doppler etkisi olarak da bilinir. Benzer şekilde bir tren gözlemciye yaklaşırken ve gözlemciden uzaklaşırken duyulan ses dalgalarındaki değişim de Doppler etkisi olarak adlandırılır. Dikine hız yöntemiyle çevresinde gezegen olduğu keşfedilen ilk yıldız olan 51 Peg nin Lick Gözlemevi nde 0.6 m CAT ve 3 m Shane teleskoplarında alınmış 325 gecelik tayfsal gözlem verisinden elde edilen dikine hız grafiği yörünge dönemi gün olan bir ötegezegenin varlığını göstermektedir (Şekil ) (Marcy vd. 1997). 11

20 Şekil Peg yıldızının 325 gecelik tayfsal gözlem verisinden elde edilen dikine hız grafiği (Marcy vd. 1997) Şekil Peg dikine hız-evre grafiği (Marcy vd. 1997) 12

21 Dikine hız yönteminin en önemli özelliği gözlemciye gezegenin kütlesini belirleme olanağı sağlamasıdır. Ancak, belirlenen kütle gezegenin gerçek kütlesi değil minimum kütlesidir. Bu durum gezegen olarak belirlenen bazı cisimlerin aslında küçük birer yıldız da olabileceğini göstermektedir. Dikine hız yöntemiyle cismin kütlesinin kesin olarak belirlenememesinin nedeni yıldızın yaptığı yalpalama hareketi saptanırken yörünge eğiminin belirlenememesidir. Yörünge eğimi (i) sistemin yörünge düzleminin bakış doğrultumuza dik düzlemle yaptığı açıdır. Dikine hız yöntemiyle keşfedilen gezegenlerin kütleleri Msin(i) cinsinden verilir. Eğer sistemin yörünge eğimi büyük ise verilen kütle gerçek değere yakın olacaktır, küçük ise gerçek değer dikine hız yöntemiyle keşfedilenden daha büyük olacaktır. Dolayısıyla yıldız çevresinde dolanan cisimlerin küçük bir yıldız mı yoksa bir gezegen mi olduğunu belirlemenin yolu kütleyi doğru olarak saptamaktan geçmektedir. Dikine hız yöntemiyle keşfedilen gezegenlerin çoğu sıcak Jüpiter sınıfına dahil olmaktadır. Bu gezegenler Jüpiter büyüklüğünde veya daha büyük gaz gezegenlerdir ve yıldızlarına çok yakın yörüngelerde dolanırlar. Dolayısıyla yıldıza uyguladıkları kütle çekim etkisi tayfçekerlerle rahatlıkla keşfedilebilecek kadar büyüktür. Bu sebeple dikine hız yöntemi ile keşfedilme olasılıkları da oldukça yüksektir. Ancak daha uzaktaki yörüngelerde dolanan gezegenlerin kütle çekim etkisi daha küçük olacağından dikine hız yöntemiyle keşfedilmeleri olasılığı da daha düşüktür. Bununla birlikte son yıllarda duyarlı tayfçekerlerin geliştirilmesiyle bu yöntemle keşfedilen ötegezegenlerin sayısı hızla artmaktadır. Yıldızların tayfından dikine hız değişimini gözlemek yerine doğrudan yıldızın gökyüzünde yaptığı yalpalama hareketini gözlemek de mümkündür. Astrometri olarak bilinen bu yöntem çok uzun yıllar gözlem yapmayı gerektirebilir. Bir gezegenin varlığından dolayı yıldızın gökyüzündeki konumundaki değişimin saptanabilmesi için çok duyarlı gözlemlerin yapılması gerekmektedir. Astrometrinin geleceği kuşkusuz uzay teleskoplarında yatmaktadır çünkü atmosferin varlığı yerden yapılan ölçümlerin yeterli duyarlıkta olmasına engel olmaktadır. Yer benzeri ötegezegenlerin keşfedilmesi için astrometri yöntemini kullanması planlanan iki proje GAIA ve SIM isimli projelerdir. 13

22 Avrupa Uzay Ajansı nın (ESA) GAIA projesini 2013 yılında hayata geçirmesi beklenmektedir. Bu projenin amacı Samanyolu galaksisinin üç boyutlu bir haritasını çıkarmak ve on binlerce ötegezegen sistemini keşfederek, onları sınıflandırmaktır. NASA nın SIM (Space Interferometry Mission) projesi ise uzun zamandır planlanmakta olan ve bir kaç defa iptal edilerek yeniden gündeme gelen projelerden biridir. GAIA dan daha duyarlı olmakla birlikte, 2015 yılından sonra gönderilmesi planlanmıştır ve GAIA nın sonuçları bu proje üzerinde etkili olacaktır (Debes vd. 2009). SIM projesi yıldızların yaşam barındırabilecek bölgeleri içerisinde yer alan Yer benzeri gezegenlerin keşfedilmesine olanak sağlayacak kadar duyarlı gözlemler sağlayacaktır (Shao 2004). Astrometri yöntemi, yer benzeri gezegenlerin keşfedilmesine olanak sağlamasının yanı sıra gezegenlerin kütlesinin de tam olarak belirlenmesini sağlayacaktır. Bununla birlikte yöntemin bazı zorlukları da söz konusudur. Bir ötegezegeni saptayabilmek için dönemli yer değişimlerinin gözlenmesi gerekmektedir. Bunun anlamı sistemin, ötegezegenin bir yörünge döneminden daha uzun bir süre boyunca gözlenmesi gerektiğidir. Özellikle yıldızından uzak yörüngelerde dolanan yer benzeri gezegenler için uzun yörünge dönemleri ile karşı karşıya kalınacağından, bir yıldızın düzenli olarak yıllarca gözlenmesi gerekebilir. Astrometri yöntemi ile bir ötegezegenin nasıl keşfedilebileceği temel olarak şöyle açıklanabilir. M y ve M g yıldız ve gezegenin kütleleri; a y ve a g ise yıldız ve gezegenin yörünge yarı büyük eksen uzunlukları olmak üzere; M a = M a (2.1) Y y g g ve a = a y + a olmak üzere; g a y = M g M g + M y a (2.2) 14

23 ifadeleri yazılabilir. Bununla birlikte yörünge yarı büyük eksen uzunluğu (a) Kepler in 3. yasasından yörünge dönemine bağlı olduğundan; P 2 = 3 a M g + M y (2.3) ifadesi elde edilir. Görsel çift yıldız sistemleri için a y, a g ve P ölçülerek sistemin bileşenlerinin kütleleri hesaplanabiliyorken, bir gezegen-yıldız sisteminde durum biraz farklıdır. Gezegen doğrudan gözlemlenemediği için sadece a y ve P ölçülebilir. Yıldız evrim modellerinden yıldızın kütlesi elde edilebilir. Gözlenen yörünge üç boyutlu yörüngenin gökyüzü üzerine izdüşümü olan iki boyutlu bir yörüngedir. Yıldızın sistemin kütle merkezi çevresindeki yörüngesinin gökyüzü düzlemine izdüşümü bir elipstir ve yörünge yarı büyük eksen uzunluğu; Mg a α = (2.4) M d y denklemi ile ifade edilir (Perryman 2000). Burada M y ve M g yıldız ve gezegenin güneş cinsinden kütleleri; a Astronomi Birimi nde yarı büyük esen uzunluğu, d parsek biriminde yıldızın uzaklığı ve α yay saniyesi biriminde açısal yarı büyük eksen uzunluğudur. Sistemin gerçek yörüngesini elde edebilmek için gerekli olan yörünge parametreleri dikine hız ve astrometri gözlemlerinin birlikte değerlendirilmesi ile elde edilebilir (Santos 2008, Pourbaix ve Jorissen 2000). (2.1) ve (2.3) denklemleri astrometrik yöntemin uzun dönemli sistemler için daha duyarlı olduğunu göstermektedir. Yörünge hareketinden yararlanarak ötegezegenleri saptayabilmek için çok duyarlı gözlemlerin yapılması gerekmektedir. Astrometri yöntemi küçük kütleli gezegenlerin de bulunmasına olanak tanıdığından ötegezegenlerin sınıflandırılmasında ve oluşum teorilerinin çalışılmasında önemli avantajlara sahiptir (Sozzetti 2005). 15

24 Dikine hız ve astrometri yöntemleri kullanılarak keşfedilen toplam ötegezegen sayısı 25 Ocak 2012 tarihi itibariyle 664 ü bulmuştur ( 2012) Geçiş yöntemi Geçiş yönteminde gözlenen olay bir ötegezegenin yıldızının önünden geçmesi sonucu yıldızdan gelen ışık miktarında düşüş olmasıdır (Şekil 2.6). Yıldızdan gelen akıda meydana gelen bu düşüş düzenli aralıklarla tekrarlanıyor ve olay sabit bir sürede gerçekleşiyor ise bir ötegezegenin yıldızının önünden geçiyor olması olasıdır. Akıda meydana gelen düşüş yıldızın ve gezegenin yarıçapları oranını yansıtmaktadır. Yıldızın yarıçapı tayfından belirlenebildiğinden, ışık eğrisinden elde edilen yarıçapları oranından ötegezegenin yarıçapına ulaşılabilir fakat kütlesi hakkında bir bilgi elde edilemez. Dolayısıyla tayfsal gözlemlerle ışık ölçüm gözlemlerinin birlikte değerlendirilmesiyle gezegenin hem yarıçapı hem de kütlesi elde edilebilir ve yoğunluğu saptanarak iç yapısı modellenebilir. Bu durumda bir sonraki adım gezegen oluşum ve evrim modellerinin çalışılmasıdır. Şekil 2.6. Geçiş olayının gösterimi Ötegezegen geçişi sırasında yapılan tayfsal çalışmalar ötegezegenlerin atmosferi hakkında bilgi sağlar. Geçiş sırasında yıldız ışığının bir kısmı gezegenin üst atmosferi içinden geçer. Bu sırada atmosferdeki atom ve moleküllerin özelliklerine bağlı olarak alınan tayfta ilave soğurma çizgileri görülür. Bu çizgiler gözlemciye ötegezegen 16

25 atmosferinin bileşimi hakkında bilgi verir. Diğer taraftan ötegezegen, yıldız diskinin arkasına geçerken yani örtülme olayı gerçekleşirken yapılan gözlemlerle sadece yıldızın tayfı alınarak, ötegezegenin gerçek tayfının çıkarımı da yapılabilir. Aynı zamanda gezegenin parlaklık dağılımı, yüzey sıcaklığı ve kompozisyonu hakkında bilgi elde edilebilir (Winn 2010). Gezegen atmosferi tarafından oluşturulan tayfsal değişimlere ek olarak yıldız diskine bağlı olarak meydana gelen değişimler de vardır. Bunlardan en göze çarpanı yıldızın dönmesinden kaynaklanan bir etki olan Rossiter-McLaughlin Etkisi dir (RM Etkisi). Yıldızın kendi ekseni çevresinde dönmesi sırasında yıldızın gözlemciye yaklaşan ve uzaklaşan taraflarından gelen ışık maviye ve kırmızıya kayar. Geçiş sırasında ötegezegen, yıldızın gözlemciye yaklaşan tarafını örterken gözlemciden uzaklaşan tarafından gelen ışık kırmızıya kayacaktır. Aynı şekilde geçişin devamında ötegezegen yıldızın gözlemciden uzaklaşan tarafını örterken gözlemciye yaklaşan tarafından gelen ışık maviye kayar. Böylece yıldızın soğurma çizgilerinin biçimi bozulur. Geçiş sırasında yıldızın tayf çizgi profillerindeki bu değişim incelenerek yıldızın dönme ekseni ve gezegenin yörünge ekseni arasındaki açının gökyüzündeki izdüşümü hesaplanabilir. Bu olay Rossiter (1924) ve McLaughlin (1924) tarafından gözlenmiştir. Bir ötegezegen geçişinde RM etkisi ilk kez Queloz ve çalışma arkadaşları tarafından HD b ötegezegeninde gözlenmiştir (Queloz vd. 2000). Ötegezegenlerde RM etkisinin çalışılması gezegen oluşum teorilerine ışık tutmaktadır (Winn 2011). Bir ötegezegenin geçiş sırasında keşfedilebilmesi için uzun dönemli olarak gökyüzünde bir bölgenin sürekli olarak gözlenmesi gerekmektedir. Bu durum robotik teleskopların kullanılmasını gerekli kılmıştır. Yerden yapılan TrES, OGLE, HAT ve WASP projeleri ve CoRoT ve Kepler Uzay Teleskobu bunlardandır. 25 Ocak 2012 tarihi itibariyle bu yöntemle bulunmuş olan ötegezegen sayısı 203 tanedir ( 2012). 17

26 Geçiş ışık eğrilerinden elde edilen parametreler Bir ötegezegen yıldızının önünden geçerken yıldızdan gelen ışığın bir kısmı engellendiğinden gelen akıda bir miktar düşüş olur. Geçişin sona ermesinin ardından akı tekrar yükselir. Bununla birlikte gelen akının azalmasına sebep olan tek olay geçiş değildir. Gezegenin yıldız tarafından örtülmesi de (secondary eclipse) bir miktar akı düşüşüne sebep olur. Bir ötegezegenin geçiş ışık eğrisi gözlenebilir temel özelliklere ve bunlara bağlı olarak hesaplanabilir temel fiziksel parametrelere sahiptir. Işık eğrilerini modellemek için tanımlanan parametreler; ötegezegenin yarıçapı (R g ), yıldızın yarıçapı (R y ), yarıçaplar oranı (R g /R y ), yıldız ve gezegen merkezleri arasındaki göreli uzaklık (δ) olarak verilir (Şekil 2.7) (Gimenez 2006). Yörünge yarı büyük eksen uzunluğu a olmak üzere gezegen ve yıldızın kesirsel yarıçapları (r g, r y ) sırasıyla şu şekilde yazılır: r g =R g /a (2.5) r y =R y /a (2.6) δ değeri geçiş olayının gözlenip gözlenemeyeceğini gösteren bir parametredir. Öyle ki, δ > r y +r g olduğunda tutulma gerçekleşmez iken, δ < r y -r g olduğunda tutulma halkalı olarak, r y +r g > δ > r y -r g olduğunda ise tutulma parçalı olarak gerçekleşir (Gimenez 2006). t 0 minimum zamanı, P yörünge dönemi olmak üzere geçişin evresi (ʘ); 2π θ = ( t t0) (2.7) P şeklinde ifade edilir. Burada θ=0 tutulmanın gerçekleştiği evredir. 18

27 Şekil 2.7 Geçiş parametreleri ve gözlemcinin bakış doğrultusundan geçişin geometrisi (Gimenez 2006) Dairesel yörüngelerde; δ 2 =1-cos 2 θsin 2 i (2.8) Eliptik yörüngelerde; 2 δ 2 ( 1 ) 2 2 ( 1 cos θ sin i) e 2 = (2.9) 1 esin( θ w) olarak ifade edilir (Gimenez vd. 1983). Geçiş gözlemleri ile elde edilen ışık eğrilerinden bazı temel gezegen parametreleri elde edilebilir. Işık eğrisinden doğrudan ölçülebilen temel parametreler geçiş derinliği, geçiş süresi, geçiş zamanı ve giriş-çıkış evreleridir. Tam bir geçiş olayı gözlendiğinde elde edilen ışık eğrisinin üç temel bölümü giriş ve çıkış evreleri ile tam tutulmanın gerçekleştiği zamandır. Şekil 2.8 de geçiş geometrisinden görüldüğü gibi dört tane değme zamanı tanımlanır (Winn 2010). Geçişin toplam süresi T top =t IV -t I, tam tutulma süresi T tam =t III -t II, giriş süresi τ giriş = t II -t I ve çıkış süresi τ çıkış = t IV -t III olarak ifade edilir. 19

28 T o geçişin orta zamanıdır. döneminin (P) belirlenmesini sağlar. Gözlenen geçişin dönemli tekrarı gezegenin yörünge Şekil 2.8 Geçiş olayının değme noktalarının, T ve τ değerlerinin gösterimi (Winn 2010). Bir yörünge dönemi boyunca, bir tane geçiş olacaktır. Bu da yasasından; Kepler in üçüncü 2 3 4π a P= (2.10) GM y şeklinde ifade edilir. Burada gezegen kütlesi ihmal edilmiştir. Dairesel bir yörünge için geçişin toplam süresi: T P R π a y (2.11) ile ifade edilir. Daha genel bir ifade ile; 20

29 T ( r + r ) P y g a cos i 2 Pry = arcsin 2π a (2.12) πa şeklinde yazılabilir. Geçişin genliği (A) yıldızın ötegezegen tarafından örtülen alanıyla orantılıdır ve bu nedenle yıldız ve gezegenin yarıçaplarının oranına (k) bağlı olarak yazılır: k 2 r r g y 2 A (2.13) Temel ışık eğrisi parametrelerinden görüldüğü gibi geçiş gözlemlerinden elde edilen ışık eğrileri gezegen ve yıldızın yarıçap oranını içermektedir. Buna karşılık tek tek yarıçapları ya da kütleleri hakkında bilgi vermez. Gezegen kütlesini öğrenmek için ışık eğrisine ek olarak yıldıza ait dikine hız gözlemlerine ihtiyaç duyulmaktadır Işık eğrilerinin çözümü Ötegezegenlerin geçiş ışık eğrisi çalışmaları yıldız diskinin ötegezegen tarafından örtülen yüzeyinin hesaplanması için genel olarak basit geometrik algoritmalara dayanmaktadır. Çekim kuvveti ile birbirine bağlı olan ve Kepler yasalarına göre yörünge hareketi yapan çift sistemlerin ışık eğrilerini modellemek için kullanılan çeşitli kodlar vardır. Nelson ve Davis in (1972) tarif ettiği gibi her iki bileşeni de küresel olan ve düşük yarıçap oranına sahip olan çift sistemler için verilen geometrik çözüme dayanan EBOP (Etzel 1981, Popper ve Etzel 1981) ötegezegenler için en çok tercih edilen yöntemlerden biridir. Yıldızların Roche loblarını temel alan ve genellikle değen çift sistemlerin analizi için kullanılan Wilson ve Devinney (1971) tarafından geliştirilen model ise her iki bileşeni de küresel ve düşük yarıçap oranına sahip sistemler olan gezegenli sistemler için pek tercih edilmemektedir. Bir başka model de yakın çift yıldız sistemlerinde soğuk dev yıldızların ışık eğrisi analizi için yazılmış olan ve Roche 21

30 geometrisini kullanan ELC kodudur (Orosz ve Hauschildt 2000). Ancak ayrık çift sistemler gibi düşünebileceğimiz yıldız-gezegen sistemlerinin geçiş ışık eğrilerinin çözümünde Roche geometrisini ve detaylı yıldız atmosfer modellerini kullanan kodların kullanımına çok gerek duyulmamaktadır (Gimenez 2006). Örten çift sistemlerin ışık eğrisi çalışmaları için Kopal (1977) tarafından elde edilmiş olan çözümlerden uyarlanarak geçiş için geçerli olan analitik çözümlere göz atalım. Herhangi bir zamanda Yer den ölçülen toplam ışınım; l ( t) L ( t) + L ( t) β( t) L ( t) = (2.14) y g y ile verilir. Burada L y ve L g sırasıyla yıldız ve gezegenin ışınım gücünü temsil etmektedir. β(t), geçiş süresince yıldızın ötegezegen tarafından parçalı örtülmesi sırasında meydana gelen göreli ışık kaybını göstermektedir. P, yörünge dönemi olmak üzere, ışınım güçlerini sabit ve normalize aldığımızda L y +L g =1 yazılır. Zaman yerine yörünge evresi olan; 2 θ = π ( t t0) (2.15) P ifadesini kullandığımızda ışık eğrisi denklemini l ( θ) β( θ) L y = 1 (2.16) olarak yeniden yazabiliriz. Burada iki varsayımda bulunduk: 22

31 - Yıldız ve gezegen dairesel diskler olarak kabul edilebilir. Pek çok gezegenli sistemde dönmeden kaynaklı şekil bozuklukları ihmal edilebilir. - Yıldızdan gelen ışınım sabittir. Geçiş zamanı dışında yıldız gözlenerek bu durum doğrulanabilir. Geçiş olmayan evreler için β(θ)=0 ve l(θ)=1 yazılır. Geçiş olmadığı durumda θ=π iken, ötegezegenin göreli ışınım gücü (L g ) ölçülebilir: ( ) = 1 L g Ly l θ = (2.17) Çoğunlukla, ötegezegen ışınımı yıldızınkine oranla ihmal edilebilir. Bu durumda; ( θ) = 1 β( θ) l (2.18) ifadesi kullanılabilir. Geçiş gösteren bir ötegezegenin ışık eğrisinin çözümünde tüm problem β (kesirsel ışık kaybı) için analitik bir ifade yazabilmektir. Bu durumda yıldız yüzeyinin parlaklık dağılımının çok iyi bilinmesi dolayısıyla kenar kararmasının etkisinin çok iyi değerlendirilmesi gerekmektedir Kenar kararması Yıldız diskleri merkezde daha parlak, disk kenarlarında daha sönüktür. Bu olay kenar kararması olarak bilinir. Bu durum yıldız kenarlarından gözlemciye ulaşan ışığın yıldızın daha üst ve soğuk katmanlarından geliyor olmasından dolayı ışınım akısının değişmesinden kaynaklanmaktadır. Planck yasasından bilindiği gibi bir kara cismin yaydığı enerji miktarı sıcaklığın dördüncü kuvvetiyle orantılıdır. Kenar kararmasına bağlı olarak yıldızın merkezinden gelen akı kenarından gelenden daha fazladır. Bu 23

32 durumda geçiş sırasında ötegezegen yıldız merkezine yakın ise akı düşüşü yarıçaplar oranının karesinden (>k 2 ) daha fazla olacak, yıldız diskinin kenarına yakın ise daha az olacaktır (<k 2 ). Kenar kararması sıcaklığın ve yıldız atmosferinde farklı yüksekliklerle birlikte donukluk değerinin değişmesinin bir sonucudur. Özellikle kısa dalga boylarında kenar kararmasının etkisi daha çok gözlenmektedir. Kenar kararmasının etkisini dikkate alarak yarıçaplar oranı için en doğru değer belirlenebilir. En temel kenar kararma yasası; [ 1 ( )] I µ = I 0 u 1 µ (2.19) ile ifade edilir ve doğrusal kenar kararması yasası (Russell 1912b) olarak bilinir. Burada µ = cosγ, γ yüzey normali ve görüş doğrultusu arasındaki açı, I o yıldız diskinin merkezindeki akı, I µ γ açısındaki akı ve u kenar kararması katsayısıdır. Bu yaklaşımın Güneş için verdiği sonuçlar oldukça iyidir. Bulunan ötegezegenlerin yıldızlarının da güneş benzeri yıldızlar olduğu durumda bu yaklaşımın iyi sonuç verebileceği söylenebilir (Gimenez 2006). Doğrusal kenar kararma yasası biraz daha geliştirilerek ikinci derece kenar kararma yasası yazılabilir (Kopal 1950): [ 1 u ( 1 µ ) ( µ ) ] 2 q v I (2.20) µ = I 0 q 1 Burada doğrusal kenar kararması yasası için katsayı u q, doğrusal olmayan kenar kararması için ise υ q alınmıştır. Soğuk yıldızlar için ikinci derece kenar kararma yasası uygundur (Diaz-Cordoves 1990). 24

33 Bir diğer kenar kararma yasası karekök yasasıdır (Diaz-Cordoves ve Gimenez 1992): [ 1 u s ( 1 µ ) v ( µ )] I (2.21) µ = I 0 s 1 Logaritmik yasa (Klinglesmith ve Sobieski 1970) ise şu şekilde ifade edilir: [ 1 u l ( 1 µ ) vµ µ ] Iµ = I ln (2.22) 0 l Southworth (2008) aynı veri setine farklı kenar kararma yasaları ile teorik ışık eğrileri uygulamayı önermektedir. Teorik kenar kararma katsayıları, optik ve kırmızı öte bölgede ve 12 fotometrik bandda (u,v,b,y, UBV, RIJHK) olmak üzere Kurucz un model atmosferleri (Kurucz 1998) kullanılarak geniş bir sıcaklık, yüzey çekimi, metal bolluğu ve mikro türbülans hızı aralığı için Claret tarafından hesaplanmıştır (2000) Geçiş parametrelerinin modellenmesi Gözlenen ışık eğrilerine en uygun kuramsal ışık eğrilerini uygulayabilmek için aşağıdaki parametreler arasında en uygun kombinasyonu elde etmek gerekir: - yıldızın göreli yarıçapı (r y ), - yarıçaplar oranı (k), - yörünge eğimi (i) ve - kenar kararması katsayıları (u). Geçişin başladığı evrede (θ 1 ); δ=r y +r g (2.23) 25

34 olur. Kesirsel yarıçapları oranı; k=r g /r y (2.24) ve δ 2 =1-cos 2 θsin 2 i (2.25) için aşağıdaki ifade elde edilir: ( cos 2 2 θ sin i) r y = 1+ k (2.26) İkinci dereceden kenar kararması yasası için katsayılar u a ve u b olsun. Katsayılar için u + = u a + u b, u - = u a - u b değerlerini kullanmak daha doğru sonuçlar sonuç vermektedir (Gimenez 2006). Beş parametre (θ 1, k, i, u +, u - ) arasındaki en iyi uyumu elde etmek için uygulanabilecek pek çok yöntem vardır. Yerden yapılan gözlemlerle elde edilen ışık eğrileri için tercih edilen çözümlerden bir tanesi ilk üç parametre (θ 1, k, i) için olası değerleri elde etmektir. Kenar kararması katsayıları ise model atmosferlerden elde edilir. Burada geçişin başladığı evre (θ 1 ) gözlenen ışık eğrilerinden kolaylıkla ölçülebilir. k nın maksimum alabileceği değer θ=0 iken kenar kararması dikkate alınmadığında; l ( θ) β( θ) L y = 1 (2.27) ifadesinden, k 2 = β ( θ) L y (2.28) 26

35 elde edilir. Buradan kenar kararmasının maksimum değeri için; k u ( 0) = 1 l (2.29) elde edilir. Minimum değeri ise; k l 1 [ 1 ( 1 ( 1 l( 0) )) 3] 2 2 = (2.30) ile verilir. Burada i=90 ve kenar kararması u=1 alınmıştır. Son olarak yörünge eğiminin minimum değeri için (geçiş gerçekleşme koşulu); ( ) i = arccos r y + r g (2.31) yazılabilir. Elde edilen bu parametreler arasındaki en iyi kombinasyon için en iyi teorik ışık eğrisi elde edilir. Daha duyarlı ışık eğrileri için ise uygulanabilecek başka yöntemler de bulunmaktadır (Gimenez 2006) Geçiş zamanı değişimleri Ötegezegenlerin geçiş gözlemlerinin düzenli olarak yapılması sonucunda saptanabilecek geçiş zamanı değişimlerinin analizi yoluyla sistemde bulunan yeni gezegenlerin ve uyduların varlığı ortaya çıkarılabilir. Bu gözlemler birkaç yıl boyunca gözlem gerektirebilir. Young Exoplanet Transit Initiative (YETI), ötegezegen keşifleri için, dünyanın çeşitli yerlerindeki m lik teleskoplar ile 1 kpc ten yakın ve 100 milyon yıldan genç yıldız kümelerini gözleyen uluslararası bir araştırma ağıdır (Neuhäuser vd. 2011). Bu araştırma ağının çalışmaları kapsamında geçiş zamanı değişimleri ile yeni ötegezegenlerin keşfedilebilmesi için gözlem kampanyaları 27

36 düzenlenmektedir. Bu gözlem kampanyalarından üç tanesi WASP-3 b, WASP-12 b ve HAT-P32 b ötegezegenlerinin geçiş zamanı gözlemlerinin yapılmasını içermektedir. Bu tez çalışmasında gözlenen ötegezegenlerin AÜG de elde edilen geçiş ışık eğrileri YETI nin gözlem kampanyalarında yer almıştır Pulsar (atarca) zamanlaması yöntemi Bu yöntemle ilk kez ötegezegen keşfi 1992 yılında PSR B atarcası çevresinde yapılmıştır (Wolszczan ve Frail 1992). Sistemin takip eden pulsar zamanı gözlemleri 305 m lik Arecibo radyo teleskobu gerçekleştirilmiş, gözlemler sonucunda Güneş dışında başka bir yıldız çevresindeki üç gezegenli ilk gezegen sisteminin keşfedildiği duyurulmuştur (Wolszczan 1994). Kendi çevrelerinde yüksek hızlarla dönen nötron yıldızları olan atarcalar düzenli aralıklarla elektromanyetik ışıma yaparlar. Düzenli olarak ışınıma yapan atarcaların gönderdikleri dalgalardaki düzensizlikler atarcanın ileri geri hareket ettiğinin yani yalpaladığının bir göstergesidir. Bu hareketin kaynağı atarcanın çevresinde dolanan bir ötegezegen olabilir. Bu düzensizliklerden hareketle gezegenin kütlesi ve yörüngesi belirlenebilir. Yer benzeri gezegenlerin keşfedilebilmesi için çok duyarlı bir yöntemdir. Bununla birlikte yüksek radyasyon yayan bu ölü yıldızların çevresinde dolanan ötegezegenler yaşam barındırabilmek için uygun gezegenler değildir. Pulsar zamanlaması yöntemiyle bulunan ötegezegen sayısı 23 Ocak 2012 tarihi itibariyle 16 tanedir ( 2012) Çekimsel mercek etkisi Çekimsel mercek etkisinde de yıldızdan gelen ışıktaki parlaklık değişimi incelenir. Geçiş yönteminden farkı, gezegenin yıldızın önünden geçmesine gerek kalmamasıdır. Eğer yıldız ışığının parlaklığında uzun bir dönem süresince bir artış veya azalış söz konusu ise ve bu düzenli olarak tekrarlanıyorsa yıldıza ait bir gezegen vardır denebilir. 28

37 Çekimsel mercek etkisi Einstein in genel görelilik teorisi ile önerilen bir etkidir yılında Eddington, genel görelilik teorisini deneysel olarak kanıtlamak amacıyla bu etkiyi kullanmıştır (Eddington 1919, Dyson vd. 1920). Bir yıldız diğer bir yıldızın arkasında kaldığında uzaktaki yıldızdan gelen ışınlar yakın olan yıldızın yakınından geçtiğinde mercek etkisi oluşur ve yıldızın gerçekte olduğundan çok daha parlak görünmesine neden olur. Bu etki iki yıldız aynı hizadan çıkana kadar genellikle birkaç hafta boyunca devam eder ve sonrasında yıldızlar tekrar eskisi gibi sönük görünmeye başlar. Ancak mercek etkisi gösteren yıldızın çevresinde dolanan bir ötegezegen var ise yıldız parlaklığındaki değişime ek olarak bir kaç saat veya gün süren ani bir artış daha gözlenir. Böyle bir etki göründüğünde mercek etkisi gösteren yıldızın çevresinde dolanan bir ötegezegen olduğu söylenebilir. Dikine hız ve geçiş yöntemiyle galaksi komşuluğumuzda yer alan 100 ışık yılı civarındaki yıldızların çevresinde dolanan ötegezegenler gözlenebilirken çekimsel mercek etkisi yöntemi on binlerce ışık yılı uzaklıktaki yıldızlar çevresinde dolanan ötegezegenlerin gözlenebileceği tek yöntemdir. Bununla birlikte çekimsel mercek etkisi kaybolduğunda bu ötegezegenler tekrar gözlenemez. Çekimsel mercek yöntemi ile uzak ve küçük gezegenleri bulmak mümkündür. Yıldızlarından uzakta yer alan yer benzeri gezegenleri bulmak için en duyarlı yöntemdir. Oysa dikine hız ve geçiş yöntemi, yıldızına yakın yörüngelerde dolanan gezegenleri bulmak için duyarlıdır. Çekimsel mercek yöntemiyle bulunan en küçük kütleli ötegezegen 5.5 M yer kütlesi ile OGLE-2005-BLG-390L b ötegezegenidir (Beaulieu vd. 2006). Şekil 2.9 da çekimsel mercek etkisi sayesinde gözlenen yıldızın parlaklığındaki artış ve yıldızın çevresinde dolanan ötegezegenden dolayı gözlenen parlaklık artışı görülmektedir. Veri setinde Probing Lensing Anomalies NETwork (PLANET) projesi kapsamında ESO La Silla Gözlemevi, Perth Gözlemevi ve Canopus Gözlemevi nde alınan veriler, RoboNET araştırma ağı kapsamında Faulkes North Gözlemevi nde alınan veriler, OGLE projesi kapsamında Las Campanas Gözlemevi nde alınan veriler ve Mt. John Gözlemevi nde alınan veriler görülmektedir. Kütle çekimsel mercek etkisi önceden tahmin edilemeyen ve kendini düzenli olarak tekrar etmeyen olaylardandır. Bu yöntemle keşfedilen 29

38 ötegezegenlerin daha sonra başka yöntemler kullanılarak takip eden gözlemlerinin yapılması o sistemlerin daha ayrıntılı incelenmesini sağlayabilir. 23 Ocak 2012 tarihi itibariyle bu yöntemle bulunan ötegezegen sayısı 14 tür ( 2012). Şekil 2.9 OGLE-2005-BLG-390L çekimsel mercek etkisine ait ışık eğrisi (Beaulieu vd. 2006) Doğrudan görüntüleme yöntemi Ötegezegenler çoğunlukla önceki bölümlerde bahsedilen dolaylı yöntemlerle keşfedilmektedir. Görüntüleme ise bunlardan farklı olarak doğrudan keşif olanağı sunan bir yöntemdir. Ancak gezegenler yıldızlarının çok parlak ışığı altında kaybolduklarından çoğunlukla görüntülenmeleri çok zordur yılında kırmızı öte bölgede doğrudan görüntüleme yöntemiyle ve tayfsal gözlemlerle genç bir kahverengi cüce olan 2M1207 çevresinde keşfedilen cismin bir ötegezegen olabileceğine dair bir makale yayınlandı (Şekil 2.10) (Chauvin vd. 2004) ve takip eden astrometrik, tayfsal ve fotometrik gözlemler sonucunda bu cismin kahverengi cüceden 52.4 pc uzaklıkta bulunan bir ötegezegen olduğu onaylandı (Ducourant vd. 2008). Böylece 2M1207 b, doğrudan görüntülenen ilk ötegezegen olarak literatüre geçti. 20 Ocak 2012 tarihi itibariyle doğrudan görüntülenebilen ötegezegenlerin sayısı ise 31 e ulaşmıştır ( 2012). 30

39 Şekil M1207 kahverengi cücesinden 55 AB uzaklıkta görüntülenen gezegen adayı (Chauvin vd. 2004) 31