Japonya ve Rusya ile ortak olarak yürüttüğümüz Ötegezegen Araştırma Projesi 7 yıldan fazla bir zamandır sürüyor. Bu proje çerçevesinde henüz gezegen olduğunu kesin kanıtlayamadığımız aday gezegenler var. Bunların kanıtlanması için Japon araştırmacı arkadaşlarımız kendi teleskoplarıyla ek gözlemleri sürdürüyorlar. Ben bu yazımda sizlere ötegezegenlerin bulunma yöntemimizden söz edeceğim.
Ötegezegenlerin belirlenmesi çeşitli fiziksel ve geometrik yaklaşımlarla yapılan çalışmalara dayanmaktadır. Son yapılan çalışmalar, gökadamazın gezegen "kaynadığını" göstermiş olsa da, onlar bulmak kolay değildir. Bunun en önemli nedeni, birlikte bulundukları yıldızlarla karşılaştırıldıklarında, hem boyut hem de parlaklık olarak çok küçük olmalarıdır. Bize göre çok uzakta bulunmaları, bu zorlukları daha da arttırmaktadır. Kendi Güneş Sistemimizdeki gezegenlerin bazılarını bile teleskoplarla dahi zor görebildiğimizi anımsarsak, gezegen araştırmalarının ne denli ince çalışma gerektirdiğini daha iyi anlayabiliriz. Hele ki parlak bir yıldızın yanında sönük bir gezegeni ayırdetmek olanaksız gibidir. Bu durum, Uzun farlarını bize doğrultmuş bir otomobilin farının yanında bir küçük led lambası yakmaya benzer. Doğal olarak, uzun farın baskın parlaklığı yüzünden, led lambasını doğrudan göremez, farkedemezsiniz.
Daha önceki bir yazımda, fizikte Doppler Kayması olarak bilinen bir kavramdan söz etmiştim. Doppler Kayması, hem ses, hem ışıkta görülür. Kaynakla gözlemci birbirinden uzaklaşıyorsa ışık kızıllaşır, yaklaşıyorsa mavileşir. Seste bu, pesleşme ve tizleşme olarak gözlenir. En iyi örneğini, sesinin frekansının değişmediğini bildiğimiz bir sirene sahip ambulans, itfaiye gibi bir aracın sesinin, uzaklaştıkça pesleşmesi biçiminde görürüz. Doppler Kayması kullanılarak bir kaynağın uzaklaşma ya da yaklaşma hızı ölçülebilir.
Bir gezegen ne kadar küçük olursa olsun, bağlı bulunduğu ve kendisinden oldukça büyük yıldızı ile ortak kütle merkezi etrafında döner. Kütle farkının çok büyük olması nedeniyle, biz bu hareketi gezegenin yıldız etrafında dönmesi biçiminde görürüz. Gerçekte, her iki gök cisminin kütlelerini dengede tutacak nokta olan Ağırlık Merkezi yıldızın içinde kalır. Yine de burası yıldızın merkezi olmadığı sürece, yıldız da bu Ortak Kütle Merkezi etrafında döner. Gezegenin bir tam turu tamamlamak için gereken dönemi ne kadarsa, yıldız da bu merkez etrafında o kadar sürede döner. Uzakta bulunan bir gözlemci bu yıldızı gözlediğinde bu merkeze göre olan hareketi ölçebildiğinden, yıldızın uzaklaşıp yaklaştığını gözlemler. Bunun bir gösterimi şekilden daha kolay anlaşılabilir. Bu hareketle ilgili yapılan ölçümler kullanılarak yıldızın ne kadar uzaklaştığı ve ne kadar yaklaştığı ölçülebilir. Bu "yalpalama" da, bu harekete neden olan cismin boyutunu, bu cisim çok küçük bile olsa, ölçmemizi sağlar.
Ötegezegenlerin gözlemlerle belirlenmesi için birden çok yöntem kullanılmaktadır. Bazıları için bunlardan bir kaçı uygulanabilirken, kimi ötegezegen bulgularında, bunlardan ancak biri kullanılabilmektedir. Bu köşedeki yerin sınırlı olması nedeniyle, bu yöntemlerle ilgili daha sonra ayrıntılı bilgi vermek üzere, burada uluslararası ötegezegen araştırma projemizin içeriğinden söz edeceğim.
Yaptığımız çalışmada, yukarıda anlattığım Doppler Kayması olayını temel alıyoruz. Bunun için Güneş'e benzeyen 50 adet yıldız belirledik. Bunun yanısıra, iyi bir denetleme için, gezegeni olduğu bilinen benzer yıldızları da listeye ekledik. 2007 yılı sonunda, TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi'nde kullanılan ve ülkemizdeki en büyük teleskop olan RTT150 (Rus-Türk Teleskobu) adlı 150 cm ayna çaplı teleskoba bağlı olarak kullanılan Coude Eşel Tayfçekerine bir ek yapıldı. Japon ortaklarımız tarafından üretilen İyot Hücresi sisteme eklendi. Kısaca açıklamak gerekirse bu sistem, içinde iyot kullanılıyor ve ısıtılarak gaz hale geçirilen iyot, ışığın yolu üzerine yerleştirilmiş oluyor. Böylece, bir yıldızın tayfı alınırken, gözlem sırasında bu tayfa iyot tayfı da ekleniyor. Peki bunun ne yararı var? İyot tayfında çok sayıda, binlerce tayf çizgisi bulunmaktadır. Yıldızlardan alınan tayf ise çok daha az çizgi içermektedir. Bu iki tayfı üstüste bindirmekle, çok iyi bildiğimiz iyot tayfı kullanılarak yıldız tayf çizgilerinin yerleri çok duyarlı bir biçimde belirlenmiş olmaktadır. Bir anlamda iyot tayfı, çok duyarlı bir cetvel gibi kullanılmaktadır. Bunun yararı, iyot kullanmadan elde edilen tayf gözlemlerine göre çok daha duyarlı sonuçlar elde edilmesi, dolayısı ile de Doppler Kayması miktarlarının çok küçük olması durumunda bile ölçüm yapılabilmesidir.
Çalışmanın başında, gezegeni olduğu bilinen bir kaç yıldız gözlenerek, ne kadar bir duyarlığa sahip olduğumuzu belirledik. 51 Peg adlı yıldızın gezegeni olduğu bilinmektedir. Şekilde, bu yıldızın tarafımızdan elde edilen hız grafiği görülmektedir.
Sonraki aşamada, belirlediğimiz yıldızları TÜBİTAK Ulusal Gözlemevi'nin bu proje için sağladığı gecelerde 7 yıl boyunca gözledik. Yaklaşık olarak duyarlılığımız saniyede 10 metrelik bir hız değişimini belirlemeye yeterli olmaktadır. Bu hareketin 1000 ile 8000 km/s olarak belirlendiği 4 adet yıldızda, eşlik eden daha küçük yıldızların olduğu belirlendi ve bu yeni bir bulgudur. 20 ile 500 m/s hızlara sahip 13 yıldızda ise, bu değişimlerin yapısal değişimler, kendi etrafında dönmeden kaynaklanan değişimler ya da yoldaş cisimlerden kaynaklandığını düşünmekteyiz. Bunlardan gezegen olabilecek iki tanesi, bu sıralarda Japonya'daki Okoyama Astrofizik Gözlemevi'nde gözlenmeye devam ediliyor. Bu gözlemler tamamlandığında, elimizdekilerle karşılaştırılarak, bu iki yıldızda gezegen olup olmadığını belirlemiş olmayı umuyoruz.
Başka bir yazımızda, ötegezegen gözlemlerinde kullanılan diğer yöntemleri de kısaca anlatıp, bu konuda yaptığımız ve ülkemizde yapılmakta olan çalışmalardan söz edeceğiz.
