AST413 Gezegen Sistemleri ve Oluşumu Ders 10: Dünya Dışı Yaşam Arayışları
Gezegen Özelliklerinin Anlaşılması Şu ana kadar gezegen keşfi ve keşfedilen bu gezegenlerin oluşturduğu örnek uzayın nasıl değerlendirilmesi gerektiğini konuştuk. Keşfedilen gezegenlerin karakterizasyonu (nitelenmesi) yani özelliklerinin ortaya konması hakkında fazlaca konuşmadık. Bir gezegende yaşamın olup olmayacağını belirleyecek parametreler ise keşif çalışmaları sırasında ulaştığımız kütle, yarıçap ve yörünge parametrelerinin yanı sıra ve an az onlar kadar önemli olan iç yapı ve atmosfer parametreleridir. Dikine hız ve geçiş yöntemleri ile elde ettiğimiz kütle ve yarıçap değerlerini kullanarak gezegenin yapısını anlamak açısından çok önemli bir parametreye daha ulaşabiliyoruz: Ortalama Yoğunluk! Her ne kadar ortalama yoğunluk iç yapıya ilişkin parametreler üzerindeki dejenereliği kaldırmaya yetmese ve atmosferik ve yüzey parametreleri hakkında bilgi vermese de gezegeni anlama yolunda atılan ilk ve önemli bir adımdır. Bu parametreleri gözlemsel olarak belirlemeye yönelik çalışmalar ise giderek ivme kazanmaktadır. Yeni nesil uzay teleskopları ile özellikle gezegen atmosferlerini çalışmaya yönelik projeler hızlanacak ve bu gezegenlerin yaşam barındırıp barındıramayacağına dair daha net kanıtlara ulaşmak mümkün olacak.
Keşfedilen (ve ortalama yoğunluğu belirlenen) bazı gezegenlerin kütlesine karşılık ortalama yoğunluklarına baktığımızda büyük bir çeşitlilik görüyor ve bunu açıklamakta zorlanıyoruz. Her şeyden önce bizim Güneş Sistemi'mizde bu gezegenlerin benzeri diyebileceğimiz bir gezegen olmadığı (1 14 Myer) için karşı karşıya olduğumuz çeşitliliği bu tür gezegenlerin sistemimizdeki analoglarını çalışarak genellemeye gitme olanağından yoksunuz. Dolayısı ile bu gezegenleri anlamanın en iyi yolu, mümkünse tayflarını alarak atmosferlerini çalışmak (Lovis, 2014)
Gezegen Atmosferlerinin Çalışılması Genel büyüklükler (kütle, yarıçap, ortalama yoğunluk, yörünge parametreleri gibi) bize tek tek gezegenlerde yaşam olma olasılığı ile ilgili olarak çok az şey söylüyor. Oysa ötegezegenlerin atmosfer içerenlerinin tayflarını alabilsek yaşam barındırma olasılıkları konusunda daha net konuşabiliriz. Bu şekilde ötegezegenlerin atmosferlerinin kimyasal yapısını ve sıcaklık/yoğunluk profillerini öğernme şansımız olur. Sonuç olarak ulaşmak istediğimiz amaç gezegenlerin atmosfer ve yüzey yapıları konusunda fikir sahibi olmanın yanı sıra oluşumları ve evrimleri konusunda en azından temel sınırları belirlemektir. Gezegen atmosferlerinin tayfsal analizi bizi bu hedeflere yaklaştıracak en önemli ve gerçekçi araç olarak durmaktadır.
Jüpiter (kırmızı) ve bazı yıldızların yakın kızılöte tayfları. Jüpiter atmosferindeki metan ve amonyum soğurma çizgileri oldukça baskın olarak görülüyor. (Marley & Leggett 2009) Dünya atmosferinin tayfı. Oksijen ve su soğurmaları çok baskın olarak görünüyor. (Turnbull vd. 2006)
Güneş Sistemi Gezegenleri - Ötegezegenler Güneş Sistemi gezegenlerini çalışmak için elimizde sonda ve kondu verisi (Cassini, New Horizons, Spirit, Opportunity, Pathfinder, Venera ) gibi çok yüksek kalitede veri varken ötegezegenler için böyle bir imkandan yoksunuz. Şu an yapabileceğimiz en iyi şey onların atmosfer tayflarını bir şekilde alıp incelemekten ibaret. Ancak ötegezegenler bize uzak ve sönük oldukları için bunu yapmamız oldukça güç! Ancak özel bazı zamanlara ve bazı özel gezegen türlerine yönelik olarak aletler tasarlayabilir, büyük teleskoplar ve uzay teleskopları kullanarak bu amaca en azından yaklaşabiliriz. Sahip olduğumuz (az) bilgiyle teorik modeller oluşturup, atmosfer gözlemleriyle bunları çakıştırmaya çalışarak, ötegezegen sistemlerinin atmosfer yapılarını anlamaya çalışabiliriz.
Gezegen Tayflarını Anlamak ve Yorumlamak Biraz Temel Astrofizik... Karacisim Işınımı + Işınım Transferi = Gözlemsel Tayf
Eş sıcaklıklı atmosferiyle yerel termodinamik dengede (LTE) cisim Sıcaklık gradyenti içten dışa azalan yönde atmosfer ile LTE'de cisim Sıcaklık gradyenti içten dışa artan yönde atmosfer ile LTE'de cisim Geri plandaki sıcak gaz tarafından ısıtılan soğuk gaz tayfı Saf karacisim ışınımı Karacisim + soğurma çizgileri Karacisim + salma çizgileri Geri plandaki kaynağın sürekli tayfı üzerine binmiş soğruma çzigleri
Kimyasal Kompozisyon Yıldız atmosferleri yüksek sıcaklıklar nedeniyle (M tayf türü hariç) genellikle atom ve iyonlardan oluşur. Gezegen atmosferleri ise sıcaklıklar daha düşük olduğu için moleküllerden ve daha yoğun yapılardan (sis ve bulut) oluşurlar. Belirli sıcaklık ve basınçta hangi kimyasal türlerin baskın olduğunu kimyasal denge belirler. Gezegenlerin, barınak yıldızın sağladığı kimyasal karışımdan oluştuğunu varsayarız. O nedenle Güneş Sistemi'ni çalışırken gezegeni oluşturan kimyasal yapının kabaca Güneş bolluğunda olduğunu düşünürüz. Bu bizim yakın çevremizdeki sistemler için de böyledir. Zira Güneş'in yakın çevresi de Güneş-benzeri yıldızlarca domine edilir.
Güneş atmosferindeki elementlerin kimyasal bollukları. Başlangıç olarak Güneş'in kimyasal bolluğunu seçmek iyi bir yaklaşımdır. Zira yakınımızdaki yıldızlar galaksinin belirli bir bölgesinde oluşmuş oldukları için aynı kimyasal yapıyı miras almışlardır. Birinden diğerine kimyasal bolluklar fazlaca değişmez. Gezegenlerin de barınak yıldızları ile aynı kimyasal yapıdan oluştuğunu varsaymak çok yanlış olmaz. Dolayısı ile gezegen atmosferlerindeki kimyasal yapının Güneş atmosferinin kimyasal yapısından çok uzak olmayacağını söylemek iyi bir başlangıç noktası sağlar.
Bu şekil bir ötegezegen atmosferinde hangi sıcaklıkta hangi kimyasal yapının baskın olarak görülmesi, hangilerinin ise az miktarda bulunmasının beklendiğini göstermektedir. Görüldüğü gibi moleküler hidrojen (H 2) ve helyum (He) ötegezegen atmosferinde en çok görmeyi beklediğimiz kimyasal yapılardır. Eğer ötegezegen diskten bu gazları biriktirebilmiş ve zaman içinde koruyabilmişse atmosferinin en çok bu yapıları içermesi beklenir. Kütlesi büyük olmayan gezegenler, bu gazları atmosferlerinde tutamayabilir. Bu nedenle dev gaz gezegenlerin atmosferleri büyük ölçüde bu iki gazdan oluşurken, tellürik gezegenler (Dünya, Mars ve Jüpiter) atmosferlerinde bu gazlardan barındıramazlar.
Gezegen Atmosferinde Donukluk Kaynakları Atom ve moleküllerin elektronik geçişleri, Moleküllerin farklı dönme ve titreşim frekanslarının karşılık geldiği enerji düzeyleri arasındaki geçişleri, Boyutu ışığın dalgaboyundan daha küçük moleküllerin (dev gaz gezegenlerin atmosferlerinde bulunan moleküler hidrojen H2) neden olduğu saçılma (Rayleigh saçılması: α 1/λ4 ) Boyutu ışığın dalgaboyundan daha büyük kimyasal yapıların (sis gibi yoğunlaşmalar ve bulutların) neden olduğu saçılma (Mie saçılması : α 1/λ)
Şekilde iki farklı dalgaboyu rejiminde Dünya atmosferindeki baskın donukluk kaynakları görülmektedir. Yakın kızılötede özelliklle su buharının dönme ve titreşim enerji seviyeleri arasındaki geçişler nedeniyle donukluğu domine ettiğini görüyorsunuz. Kızılötede ilerledikçe CO 2 önemli bir opasite kaynağı olarak karşımıza çıkıyor. Dünya yüzeyindeki küresel ısınmanın önemli bir kaynağı da budur. Zira CO 2 yüzeyden yansıtılan Güneş ışığını soğurup tekrar yüzeye doğru salmakta ve bu şekilde ısının giderek yüzey üzerinde hapsolmasına neden olmaktadır. Bu da küresel olarak giderek artan sıcaklıklar anlamına gelir. Bu nedenle yapay olarak sera gazı adını verdiğimiz bu gazların bolluğunun artmasını engel olmaya çalışıllmalı ve buna yönelik olarak fosil yakıtlardan giderek uzaklaşılarak yenilenebilir enerji kaynaklarına yönelinebilir.
Atmosferik Yapının Yükseklikle Değişimi Hidrostatik Denge Denge Denklemi (İdeal Gaz) Gezegen atmosferi içinde gezegen yüzeyine doğru olan yerçekimi kuvvetinin dışa doğru olan basınç gradyeni ile nasıl dengelendiğini ve gezegen atmosferindeki parçacıklar için ortalama net kuvvetin bu şekilde 0 olmasından dolayı konumlarının korunduğunu anlatır. Gezegen atmosferi içerisinde basınç, sıcaklık, yoğunluk ve kimyasal kompozisyon arasındaki ilişkiyi, atmosferin ideal gaz varsayımı altında anatır. Bu iki denklemi atmosferik basıncın yükseklikle değişimini anlamak üzere birleştirecek olursak (T, μ, g sabit) ; burada, ölçek yüksekliğidir (ing. scale height)
Sıcaklığın Yükseklikle Değişimi Enerjinin Işınımla Taşınması Enerjinin Konveksiyonla Taşınması Donukluklar düşük olduğu vakit bu iki rejimden enerjinin ışınımla taşındığı rejim daha efektiftir. Işınımın maddeyle etkileşiminin daha yüksek olduğu derin katmanlarda ise konveksiyonla enerji taşınması daha efektiftir. Gezegen atmosferinde sıcaklık gradyenti her zaman içten dışa azalan şekilde oluşmaz, bunun tam tersi olduğu atmosfer katmanları da vardır.
Dünya Atmosferinde Sıcaklık-Basınç Gradyenti Wofsy (2006) Traposfer boyunca enerjinin konveksiyonla taşınması daha efektiftir. Traposferi katmanından sonra, yoğunluğun düşmesiyle ışınımla taşınma daha efektif hale gelir. Stratosferde ozon Güneş ışığını soğurarak alt katmanlara giderek daha az ulaşmasını sağlar ve bu şekilde sıcaklık yükseklikle artar. Termosfer sonrası parçacık yoğunluğu önemli ölçüde azalır.
Sıcaklık-Basınç Profili ve Gezegen Atmosfer Tayfı Madhusudhan & Seager (2009) Gezegenin atmosfer tayfı, sıcaklık ve basıncın yükseklikle nasıl değiştğine bağlıdır. Ayrıca gezegen atmosferinde fotosferin (yani ışık alınan atmosfer katmanının) nerede olduğu da kritik önem taşır. Fotosferin artan ya da azalan sıcaklık gradyentine sahip bir katman olması, elde edilen tayfı önemli ölçüde değiştirir. Bu duruma bağlı olarak salma çizgileri görülebileceği gibi hiçbir tayfsal çizgiyle karşılaşılmayadabilir.
Yıldız Tayfı ile Gezegen Tayfının Ayrılması Gezegen ile yıldızın açısal olarak ayrılması pek mümkün değildir. Zira gezegenle-yıldız arasındaki uzaklığın 1 AB ve sistemin bize 10 pc uzaklıkta (yakın yıldızlar için tipik uzaklık bu civardadır) olması durumunda gezegenle yıldız arasındaki açı 0.1 olacaktır. Atmosfer 1 'nin altını ayırmaya pek izin vermez. Adaptif optik sistemleri ya da uzay teleskopları kullanılarak görüş limitinin altına inilip, teleskopların limitlerine yaklaşmak mümkün olsa dahi bu kez yıldız gezegene göre oldukça parlak olduğu (10 3-10 kat) için gezegenin ışığını ayırmak çok kolay olmaz. Mümkün olsa dahi bu ışık oldukça zayıftır ve tayfını elde etmek de mümkün olmayabilir. Uzaya orta çözünürlüğün üzerinde tayfçeker ve büyük teleskop göndermek de oldukça yüksek maliyetlidir. Gezegen ile yıldızın tayflarının zaman tanım kümesinde ayrılması ise mevcut olanaklarla dahi mümkündür. Bir geçiş sırasında yıldızın tayfı gezegenin atmosferi içerisinden geçerek geldiği için gezegen atmosferine ilişkin çizgiler yıldız tayfının üzerine biner. Örtme sırasında sadece yıldızın tayfı elde edileceği için geçiş ve örtme sırasında elde edilecek iki tayfın birbirinden çıkarılması durumunda gezegenin tayfına ilişkin yapıları elde etmek mümkün olur! Yıldız ile gezegenin gözlemciye dik doğrultudaki (olası) hareketlerini kullanarak tayflarının hız tanım kümesinde ayrılması da mümkündür. Zira her iki cismin tayflarındaki çizgiler farklı miktarlarda (belki de farklı yönlerde!) kaymış olacaktır. Bu nedenle bu yapılar birbirinden ayrılabilir.
Gezegen atmosferi tayflarında görülen moleküler bantlar yüzlerce-binlerce dönme ve titreşme enerji seviyesi arasındaki geçişlerden oluşur. Bu geçişlerin neden olduğu çizgileri ayırabilmek için oldukça yüksek (R > 105) çözünürlüğe ihtiyaç duyulur. Gezegen, yıldız ve yer atmosferinden kaynaklanan (tellürik) çizgileri ayırabilmek için her birinin farklı dikine hızlar göstermesinden (Doppler kaymaları) faydalanılır. Yani tayflar birbirinden hız tanım kümesinde ayrılırlar. Brogi vd. (2013)
Gezegen Tayflarının Gözlemi: Geçiş Spektroskopisi Gezegenden ışık alınamayan evre Gezegenin yarıçap ölçümü, yıldızdan gelen ışığın gezegen atmosferinin içinden geçerek geldiği evre
Geçiş Spektroskopisi için Gözlemsel Gereklilikler 10-4 mertebesinde hassasiyetle geniş bant fotometri ya da spektrofotometri olanağı, Uzaydan yapılabilecek gözlemler her zaman daha avantajlı (Yer atmosferi kaynaklı değişimler ve tellürik soğurma yok!) Bu nedenle şu ana kadar gezegen atmosferlerine dair gözlemler Hubble Uzay Teleskobu ya da Spitzer Uzay Teleskobu ile yapılmış durumda! Yer tabanlı, hassas fotometrik ölçümler mümkün ancak oldukça kararlı gözlem araçlarına ve uygun referans yıldızlarına ihtiyaç var!
Geçiş sırasında çekilen tayf için Yıldız ışığı gezegen atmosferinin içinden geçerek gelir, Atmosferik donukluğun gezegen içindeki değişimine bağlı olarak gezegenin atmosferi çizgilerinin alınabildiği yükseklik değişir. Yüksek donukluğun olduğu dalgaboylarında atmosfer gezegen atmosferi yıldızdan gelen ışığın geçişini engelleyerek, ışık kaybını dolayısıyla geçiş derinliğini arttırır. Bu nedenle gezegenin yarıçapı bu dalgaboylarında, donukluğun düşük olduğu dalgaboylarına oranla daha büyük görünür. Donukluğun düşük olduğu dalgaboylarında yıldız ışığı gezegen atmosfer tarafından daha az bloke edilir. Bu nedenle geçiş derinliği düşer, gezegen bu dalgaboylarında daha küçük görünmüş olur (ΔB/B = (RP / R*)2 Geçiş spektroskopisi büyük ölçüde gezegenin hangi dalgaboyunda ne kadar büyük göründüğünü ölçerek atmosferin içeriğini tahmin etmeye dayanır. Bu eşitlik basitçe bir daire kesiti olan gezegen atmosferinin (gözlem yapılan dalgaboyundaki çevre (2πRP) ile bu dalgaboyunda gözlenen atmosfer kalınlığının (z(λ)) çarpımı) alanın yıldızın yüzey alanına oranı olduğunu gösteriyor ki geçiş sırasında bu iki kaynaktan ışık alırsınız.
Geçiş Spektroskopisi ile Fiziksel Parametrelerin Tayini Parantez içindeki bu terimin tipik değeri -5 'tir. Efektif atmosfer kalınlığını geçiş sinyali denkleminde yerine koyduğumuzda yukarıdaki bağıntıyı elde ederiz. Parantez içerisnde soğurma ve saçılmaya yönelik terimin değeri -5 olarak alnır. Bu durumda ölçek yüksekliğini (H) gözlenebilir parametreler cinsinden ifade edebilmemiz, bizi gezegenin önemli bir parametresine götürebilir. Bunu denklemde H'ı yalnız bırakıp, dalgaboyuna göre türev almakla gerçekleştirebiliriz. Buradaki dstr / dλ terimi geçiş sinyalinin dalgaboyu ile değişimi, yani tayfın eğimidir! Sondaki terim ise donukluğa neden olan süreçlerin (soğurma ve saçılma) dalgaboyu ile değişimini göstermektedir ve çeşitli atmosfer kompozisyonları için bu değer teorik olarak hesaplanabilir ve tablolarda bulunabilir. Dolayısı ile gözlemlerle en iyi uyuşan sonuçları ararken kimyasal kompozisyon için de bir kestirimde bulunma imkanı oluşmuş olur.
Geçiş Sinyalinin Büyüklüğü (Genliği) Geçiş sinyalindeki tayfsal yapılar için tahmini büyüklükler:
HD 209458b'nin Atmosferinde Su Buharı! Dressing vd. 2013 Geçiş yaptığı belirlenen ilk sıcak Jüpiter (Charbonneau vd. 2000) Yakın kızılötede Hubble Uzay Teleskobu ile geçiş gözlemleri yapıldı. Su buharının neden olduğu soğurma bandı açıkça görülüyor Kısa dalgaboyundaki zayıf bir şekilde artan eğim ve görünür dalgaboyundaki Na çigzileri, ek bazı donukluk kaynakları olabileceğini düşündürtüyor! Su buharının soğurma bandına karşılık gelen bu dalgaboyunda gezegen daha büyük görünüyor (geçişin neden olduğu derinlik daha büyük!)
HD 189733'ün Puslu Atmosferi! Huitson vd. (2012) Geçiş yapan bir sıcak Jüpiter Yakın kızılöteden görünür dalgaboylarına kadar Hubble Uzay Teleskobu ile geçiş gözlemleri yapıldı. Yarıçaplar oranında (ya da geçiş genliğinde) gözlenen eğim Rayleigh saçılması kaynaklı Bu da gezegenin puslu bir atmosferi olduğunu gösteriyor Pusun içinde Na olduğu 6000 A civarındaki çizgiden kolaylıkla anlaşılıyor! Mavi renk, bulut ve sis olmaksızın sadece moeküleratomik geçişlerin olduğu teorik modeli göstermektedir. Gözlemsel veri ise bunun üzerinde bir donukluk yaratan, puslu bir atmosferdeki Rayleigh saçılması eklenenince modellenebilimektedir.
55 Cnc b'nin Buharlaşan Atmosferi! Çoklu bir gezegen sisteminde bir ılık Jüpiter Görünür dalgaboyunda yapılan gözlemlerde geçiş sinyali gözlenmiyor! Morötede (UV) Lymanα dalgaboyunda Hubble Uzay Teleskobu ile yapılan gözlemlerde ise gezegen geçişine dair bir parlaklık kaybı var! Geniş ve oldukça opak bir Hidrojen bulutu gezegeni çevreliyor olabilir. Gezegenin atmosferi buharlaşıyor! Echrenreich vd. (2012)
Gizemli Mini-Neptün GJ 1254b! Kreidberg vd. (2014) Bir M5 cücesinin etrafında dolanan ve geçiş yapan bir mini-neptün VLT-FORS ve HST ile elde edilen geçiş gözlemleri mevcut. Görünür dalgaboyu aralığından yakın kızılöteye kadar düz bir tayf Yüksek molekül ağırlıklı ya da temiz bir atmosfer yaklaşımı açıklayıcı değil! Muhtemelen bulutlara (gri donukluk: her dalgaboyunu aynı miktarda etkileyen donukluk) sahip bir atmosferi var!
Gezegenlerin Termal Emisyonu Bu kez gözlenmek istenen gezegen karacisim ışınımı (maksimum olduğu dalgaboyu hedeflenmeli!) Gezegen ışınımının maksimum olduğu dalgaboyunu belirleyen parametre Wien yasasından bildiğimiz gibi sıcaklık! Sıcak Jüpiterler 2 μm Yer-benzeri 10 μm Soğuk gezegen 30 μm
Örtme sırasında çekilen tayf öncesi ve sonrasında çekilen tayflardan çıkarılırsa gezegenin termal emisyonu elde edilebilir. Yüksek fotometrik hassasiyetle örtme sırasındaki ışık kaybı ölçülebiliyorsa, gözlem yapılan dalgaboyu için gezegen / yıldız büyüklükleri oranı elde edilebilir. Tayfsal yapılar gezegen atmosferinin sıcaklık gradyentine bağlıdır. Eş sıcaklıklı bir atmosfer için tayfta sadece süreklilik gözlenir. İçten dışa doğru azalan sıcaklıkta soğurma, bunun tersi sıcaklık gradyentinde ise salma çizgileri gözlenir. Sıcaklıkla İlgili Bazı Temel Terimler: Etkin Sıcaklık: Birim alan başına ilgilenilen cisimle aynı miktarda toplam enerji yayan cismin sıcaklığıdır. Belirlenebilmesi için her dalgaboyunda hassas mutlak açı ölçümlerinin yapılması gerekir. Parlaklık Sıcaklığı: Belirli bir dalgaboyu aralığında birim alan başına ilgilenilen cisimle aynı miktarda toplam enerji yayan cismin sıcaklığıdır. Belirlenebilmesi için söz konusu dalgaboyu aralığında hassas mutlak açı ölçümlerinin yapılması gerekir. Denge Sıcaklığı: Barınak yıldızının ışınımıyla dengede her noktasında eş sıcaklıklı bir gezegenin sıcaklığıdır. Bond Yansıtma Gücü (Bond Albedo): Gezegene gelen ışığın uzaya tekrar yanstılma oranı.
Denge Sıcaklığı Gezegen için denge sıcaklığı (ing. equilibrium temperature), gezegene gelen toplam enerjinin gezegenden yayılan toplam enerjiye eşit olduğu sıcaklık olarak tanımlanır. Bunun için gezegenin barınak yıldızıyla ışınım dengesinde olduğu, yani sadece yıldızı tarafından ısıtılan bir karacisim olduğu (atmosferindeki sera etkisi kaynaklı ek ısınmların olmadığı) varsayılır.
Termal Emisyon Akı Oranları
HD 189733'ün Termal Emisyonu Çeşitli evre açılarında (örtme ve geçişin hemen önce ve sonrasında) Spitzer uzay teleskobuyla IR geniş bant fotometrik ve tayfsal gözlemler Gündüz tarafında (örtmenin hemen öncesi ve sonrasında) 1200-1300 K sıcaklık Gece tarafında (geçişin hemen öncesinde ve sonrasında) 900 K sıcaklık Dönme / dolanma kilitlenmesinde bir ötegezegen atmosferinde ısının yayılımı 6 μm'de su soğurma yapıları
HD 189733'ün Yörünge Boyunca Işık Değişimi Yine Spitzer gözlemleri, ancak bu kez yakın kızılötede tek bir dalgaboyunda alınan ışığın cismin yörüngedeki konumuna (evresine) bağlı olarak değişimi. Akının minimum seviyesine geçiş öncesi, maksimum seviyesine ise örtme sonrası ulaşıldığına dikkat ediniz! Bu durum güçlü rüzgarların gezegen diskinin yıldıza yakın noktasından dışarı doğru ısıyı taşıdığı anlamına gelir! Bu şekilde yörünge boyunca gerçekleşen ışık değişimleri çalışılarak atmosferin dinamiği konusunda fikir sahibi olunabilir! Knutson vd. (2012)
Yansıyan Işık Tayfı Gezegenden yansıyan ışığın tayfının çalışılması da önemli bilgi sağlar. Astronomlar Güneş'in tayfını yıllardır Güneş Sistemi cisimlerinden (Ay, Jüpiter uyduları, küçük gezegenler gibi..) yansıyan ışığı alarak çalışıyorlar. Eğer yıldızın ışığın yansıtan bir ötegezegenin bulutlu, puslu bir atmosferi varsa Rayleigh (1 / λ4) ve Mie (1 / λ) saçılmalarının düzeyini, yoksa katı yüzeyin yansıtıcılığını anlamak mümkün olur. Örtmenin hemen öncesi, sırası ve sonrasında yapılacak yansıyan ışık gözlemleri gezegen / yıldız akı oranlarını verir. Yansıyan ışıktan gezegenin yörüngesi boyunca gösterdiği evreler, dolayısı ile yörünge geometrisi de çalışılabilir ancak yörünge dönemi zaman ölçeğinde hassas fotometrik ölçümler gerektirir.
Yansıyan ışığın tayfı dalgaboyuna bağlı olarak gezegen / yıldız akı oranlarının ölçümüne dayanır. Ancak gezegenin yansıtıcılığı için önceden (a priori) bir bilgimiz yoktur. Öncelikle gezegeni onunla aynı büyüklüğe sahip ama düşen ışığı mükemmel bir şekilde her yöne dağıtan bir disk (Lambert diski) olarak kabul ederiz. Daha sonra Lambert diski yerine geometrik albedoyu (karşı konumdayken (dolun evresi) gezegen tarafından uzaya geri yansıtılan akının bir Lambert diski (her yönde mükemmel dağıtan) tarafından yansıtılan akıya oranı) kullanarak gezegeni koyabiliriz. Geometrik albedo
Yansıyan Işık Akı Oranları
Yer'den Yansıyan Işığın Tayfı Turnbull vd. (2006) Geometrik albedonun dalgaboyu bağımlılığı, o dalgaboyundaki donukluk kaynaklarıyla ilişkili! O2, O3, CO2 ve H2O tayfsal yapıları çok açıkça görülüyor. Yer'den ölçülen tellürik çizgilerin, yansıma sonrası ışık tekrar atmosferden geçtiği için ikiye katlandığını görüyoruz!
189733b'nin Koyu Mavi Rengi! Evans vd. (2013) NASA ESA Hubble Uzay Teleskobu tarafından örtme öncesi ve sonrası yapılan gözlemler gezegenin gündüz ışığını gözlemiştir. Kuvvetli Na soğurması nedeniyle spektrumun yeşilkırmızı (uzun dalgaboyu tarafı) tarafında geometrik albedo oldukça düşük. Sıcak Jüpiterlerin çoğu görünür dalgaboyu bölgesinde oldukça karanlıklar! Mavi (kısa dalgaboyu) taraftaki yüksek yansıtma gücü muhtemelen bir bulut tabakası kaynaklı!
Kepler-7b'nin Parçalı Bulutlu Havası Demory vd. (2013) Kepler-7b sıcak Jüpiter gezegeninin görünür dalgaboyu aralığındaki ışık eğrisi. Oldukça yüksek bir geometrik albedoya (~ 0.35 +/- 0.02) sahip, genişlemiş bir atmosferi bulunan bu gezegenin ışık eğrisinde minimum ve maksimum ışık seviyelerinin evreye göre beklediğimizden farklı zamanlarda gözlendiğini görüyoruz. Acaba bulut yapısı boylamla değişen yamalı-parçalı bir yapı olabilir mi?
Yaşam: Nerede ve Nasıl?
Drake Denklemi Sıradanlık (Kopernik) İlkesi Fermi Paradoksu Dr. Frank Drake wikipedia Dr. Enrico Fermi wikipedia N = R* fp ne fl fi fc L (1961) N: Samanyolu galaksisi içindeki medeniyet geliştirmiş Dünya dışı canlı sayısı R*: Samanyolu galaksisi içinde ortalama yıldız oluşma hızı (yıldız sayısı / yıl) fp: Gezegen barındıran yıldızların oluşan tüm yıldızlara oranı ne: Gezegen barındıran yıldızların yıldız başına barındırdığı gezegen sayısı fl: Bu gezegenlerden üzerinde yaşam olanlarının tüm gezegen sayısına oranı fi: Üzerinde yaşam olan gezegenlerden akıllı yaşam olanlarının oranı fc: Üzerinde akıllı yaşam olan gezegenlerden haberleşme geliştirmiş olanların oranı L: Haberleşmeye açık bu uygarlıkların algılanabilir sinyal yaydıkları sürenin uzunluğu R* = 7 / yıl (ortalama, Wanjek 2006), fp ne fl = 10-5 (nadir Dünya hipotezi, Ward vd. 2000), Mayr'in akıllı yaşamın oluşması üzerine koyduğu koşullar (fl = 10-9), Drake'in koyduğu haberleşmeye açık olma olasılığı (fc = 0.2) ve Shemmer'in ortalama yaşam süresi (L = 302 yıl) yaklaşımları baz alınırsa : 4x10-12 (yani muhtemelen yalnızız!) R* = 7 / yıl (Wanjek 2006), fp = 1 (Palmer 2012), ne = 0.2 (van Bloh vd. (2007), Selsis vd. (2007), fl = 0.13 (Lineweaver vd. 2002, fl = 1 (Campbell 2005), fc = 0.2 (Drake 1961), L = 109 (Wilson 2001): 36.4 milyon (sadece Samanyolu'nda!) Enrico Fermi: Peki o zaman neredeler? (Jones (1985), Krauthammer (2011))
Dünya'ya En Çok Benzeyen 15 Ötegezegen Şu ana kadar bulunan yaşanabilir toplam 31 ötegezegenin 0 tanesi Mars büyüklüğünde (subterran), 10 tanesi 21 tanesi Sıra ---001. 002. 003. 004. 005. 006. 007. 008. 009. 010. 011. 012. 013. 014. 015. Gezegen --------Kepler-438 b Kepler-296 e GJ 667C c Kepler-442 b Kepler-62 e Kepler-452 b GJ 832 c K2-3 d Kepler-283 c tau Cet e** GJ 180 c** GJ 667C f** Kepler-440 b GJ 180 b** GJ 163 c Dünya büyüklüğünde (terran), Süper-Dünya büyüklüğünde (superterran, super-earth) Yıldız ----K M M K K G M M K G M M K M M M (Myer) --------1.3* 3.3 3.8* 2.3* 4.5* 4.7* 5.4 3.7* 7.0* 4.3 6.4 2.7 7.7* 8.3 7.3 R (Ryer) -------1.1 1.5 1.5* 1.3 1.6 1.6 1.7* 1.5 1.8 1.6* 1.8* 1.4* 1.9 1.9* 1.8* Teq (K) ------276 267 247 233 261 261 253 282 248 282 239 221 273 268 277 P (gün) -------35.2 34.1 28.1 112.3 122.4 384.8 35.7 44.6 92.7 168.1 24.3 39.0 101.1 17.4 25.6 d (ıy) -----473 1692 24 1115 1200 1402 16 147 1741 12 38 24 851 38 49 ESI ----0.88 0.85 0.84 0.84 0.83 0.83 0.81 0.80 0.79 0.78 0.77 0.77 0.75 0.75 0.75 * M ve R'nin bulunamadığı durumlarda karasal bir gezegen için tahmini değer verilmiştir! ** Gezegen adayı, diğer yöntemlerle onaylanamamıştır. Tüm veriler Planetary Habitability Laboratory, University of Puerto Rico at Arecibo veritabanından alınmıştır. http://phl.upr.edu/projects/habitable-exoplanets-catalog
Dünya'ya Benzerlik İndeksi (Earth Similarity Index, ESI) xi : gezegen özelliği (yarıçap, yoğunluk, kaçış hızı, yüzey sıcaklığı) x0,i: özelliğin Yer için değeri wi : özellik için ağırlık değeri (yarıçap: 0.57, yoğunluk: 1.07, kaçış hızı: 0.70, yüzey sıcaklığı: 5.58) n : toplam gezegen özelliği sayısı
Habitability Zone Gallery
James Webb Space Telescope, JWST Transiting Exoplanet Survey Satellite, TESS Exoplanet Characterization Observatory, EChO Characterizing Exoplanet Satellite, CHEOPS Planetary Transits and Solar Oscillations, PLATO European Extremely Large Telescope, E-ELT Thirty Meter Telescope Giant Magellan Telesope