ötegezegenler | |
Sanatçının bir ötegezegen izlenimi. | |
Onaylanmış ötegezegenler | |
---|---|
EPE : 4.251 PQ: 4.151 NEA : 4.151 |
|
Olası ötegezegenler | |
NEA : 4.496 (adaylar) PQ: 4.496 (adaylar) EPE : 2.410 (Kepler teleskobu tarafından tespit edilen adaylar) + 6 (diğer adaylar) |
|
Güncelleme | 21 Temmuz 2017 |
Bir ötegezegen veya güneş dışı gezegen , Güneş Sistemi'nin dışında bulunan bir gezegendir .
Güneş sistemi dışında bulunan gezegenlerin varlığı beri var XVI inci yüzyıla ama esnasında sadece oldu XIX inci yüzyıl ötegezegen bilimsel araştırma konusu oldu o. Birçok gökbilimci onların var olabileceğini varsayıyor, ancak hiçbir teknik gözlem aracı onların varlığını kanıtlayamaz. Mesafe , aynı zamanda olmaması parlaklık bu gök cisimleri de yörünge etrafında yıldız karşılaştırıldığında çok küçük, kendi algılama imkansız. İlk ötegezegenler ancak 1990'larda dolaylı olarak, ardından 2004'ten beri doğrudan tespit edildi. Bugüne kadar keşfedilen ötegezegenlerin çoğu , Güneş Sistemi'nden 400 ışıkyılı uzaklıkta bulunan yıldızların yörüngesinde dönüyor . NS1 st 2021 Temmuz785 çoklu gezegen sistemi de dahil olmak üzere 3.534 gezegen sisteminde 4.777 ötegezegen onaylandı . Kepler de dahil olmak üzere, karasal teleskoplar veya uzay gözlemevleri kullanılarak keşfedilen birkaç bin ek ötegezegen onaylanmayı bekliyor. Halihazırda yapılmış keşiflerden yola çıkarak, yalnızca galaksimizde en az 100 milyar gezegen olurdu .
Kullanılan algılama yöntemleri , esas olarak, bir gezegenin varlığını, yıldızının radyal hızı üzerindeki yerçekimi kuvvetinin insidansı yoluyla çıkartan radyal hız yöntemi ve bir gezegeni - önünden geçtiğinde tanımlayan geçiş yöntemidir . yıldızın ışık yoğunluğunun zayıflamasını ölçerek yıldızı. Bu yöntemlerden kaynaklanan bir önyargı, Güneş Sistemi'nde bulunanlardan çok farklı özelliklere sahip gezegenlerin çoğunun, özellikle de sıcak Jüpiter'in bolluğu, ev sahibi yıldıza çok yakın gaz gezegenlerinin saptanmasıyla sonuçlandı . Bununla birlikte, bu yeni gezegen türleri, yalnızca Güneş Sistemine dayalı olarak geliştirilmiş olan gezegen sistemlerinin oluşumu için modellerin radikal bir şekilde sorgulanmasına yol açmıştır. Tespit yöntemleri geliştiğinden, çalışmalar ayrıca yıldızlarının yaşanabilir bölgesinde dönen Dünya'nınkine benzer özelliklere sahip gezegenleri vurgulamayı da amaçlıyor .
Ötegezegen terimi , daha 1998'de Le Petit Robert'ta İngilizce ötegezegenin Fransızca bir kopyası olarak kaydedilmiştir ve bunun kullanımı 1992'den itibaren Antoine Labeyrie ve Bernard F. Burke tarafından onaylanmıştır .
Christina Nikolay ve Valérie Delavigne, öyle olurdu istihdam eden ilk bilimsel örgüte göre Ulusal Bilimsel Araştırma Merkezi bir de (CNRS) den basın açıklaması21 Nisan 2004. Daha önce, Science et Vie gibi popüler bilim dergilerinde yayınlanmıştı - ilk kezocak 2000 - ve Arama - içinde ilk oluşumaralık 2002 - Ciel et Terre gibi bilgili toplumların yayınlarının yanı sıra - ilk kezAralık 2001 - dan Astronomi, Meteoroloji ve Toprak Fiziği Belçika Kraliyet Cemiyeti ve Astronomi 2003 yılında ilk oluşum - - dan Fransa'nın Astronomical Society .
In Fransa , sonundan itibarenaralık 2007, Kullanımı tavsiye edilir Fransız dili için genel heyeti ve Fransa'nın dilleri arasında Kültür ve İletişim Bakanlığı ve listelenen terminoloji veritabanı FranceTerme .
Yaygın "ötegezegen" Başka yörüngesindeki gezegenler olarak adlandırılan yıldızı daha güneş . Bir gezegenin resmi tanımı ile Ağustos 2006'da kabul edilen Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) sadece nesneleri ilgilidir Güneş Sistemi'nin ve ötegezegenlerin için geçerli değildir. Şu anda, IAU'nun ötegezegenlerle ilgili tek tanımı 2002'de verilen ve 2003'te değiştirilen çalışan bir tanımdır. Daha genel olan ve Güneş Sistemi'ndekiler de dahil olmak üzere tüm gezegenleri ilgilendiren bu tanım aşağıdaki kriterleri içerir:
Tutarlı bir şekilde, önceki tanım anlamında Güneş Sistemi'nin “gezegenleri”, 24 Ağustos 2006 tarihli karar anlamında “gezegen” olarak tanımlanan sekiz nesnedir. Ve aynı şekilde, bir “güneş dışı gezegen”dir. o zaman tanımlanabilir bir gezegen gibi - her zaman hemen yukarıdaki genel tanım anlamında ve sadece bu - Güneş Sisteminin dışında bulunur.
Bu makale önceki tanımı takip etmektedir. Bu nedenle yalnızca yıldızların veya kahverengi cücelerin yörüngesindeki gezegenler tedavi edilir. Başka bir cismin yörüngesinde olmayan gezegensel kütle nesnelerinin birkaç tespiti de rapor edilmiştir. Bu nesnelerden bazıları, fırlatılmadan önce bir yıldızın etrafındaki bir gezegen sistemine ait olabilir.
Ancak UAI'nin çalışma tanımı herkes tarafından kabul görmemektedir. Alternatif bir tanım, gezegenlerin oluşumları temelinde kahverengi cücelerden ayırt edilmesi gerektiğini düşünür. Dev gezegenlerin bir çekirdekten toplanarak oluştuğu ve bu sürecin bazen döteryumun erime noktasının üzerinde kütleye sahip gezegenler üretebildiği yaygın olarak kabul edilmektedir; bu türden devasa gezegenler daha önce gözlemlenmiş olabilir. Bu görüş aynı zamanda gezegensel kütlelere sahip olan ancak bir gaz bulutunun doğrudan çöküşüyle yıldızlar gibi oluşan kahverengi alt-cücelerin olasılığını da kabul ediyor .
Ek olarak, 13 Jovian kütlesinin ayrılmasının kesin bir fiziksel anlamı yoktur. Döteryum erimesi, bu sınırın altındaki kütleli nesnelerde meydana gelebilir. Kaynaşmış döteryum miktarı ayrıca nesnenin bileşimine de bağlıdır. 2011 yılında yer alan Güneş Dışı Gezegenler Ansiklopedisi, Jüpiter'in kütlesinin 25 katına kadar olan nesneleri “ gözlenen kütle tayfında 13 MJup civarında özel bir özelliğin olmamasının bu kütle sınırını unutma seçimini güçlendirdiğini ” göz önünde bulundurarak , ardından tüm nesneler 201X'ten beri Jüpiter'in kütlesinin 60 katına kadar. Exoplanet Data Explorer olduğunu belirterek, 24 Joviyen kitlelere kadar nesneleri içerir UHD Çalışma Grubundan Jüpiter'in 13-kütle ayrım fiziksel çünkü günah (belirsizlik kayalık kalpleri ve gözlemsel sorunsalØna gezegenler için motive değil” i ). "
Dış gezegenlerin standart adlandırılması , UAI tarafından benimsenen bir standart olan Washington Çokluk Kataloğu (WMC) tarafından çoklu yıldız sistemleri için kullanılanın bir uzantısıdır .
Bu standarda göre, bir sistemin en parlak üyesi "A" harfini alır. "A"ya dahil olmayan ayrı bileşenler "B", "C" vb. olarak adlandırılır. Alt bileşenler, ikinci hiyerarşik seviye için küçük harflerle ve daha sonra üçüncü seviye için rakamlarla başlayarak, alt sisteminkine eklenen bir veya daha fazla sonek ile belirlenir. Önceki standardın bir uzantısının ardından, bir ötegezegenin adı normalde söz konusu gezegenin ev sahibi yıldızının adına bir küçük harf eklenerek oluşturulur. Keşfedilen ilk gezegene "b" ("a" harfi yıldız için ayrılmıştır) adı verilir, ardından sonraki gezegenler alfabetik sırayla aşağıdaki harflerle adlandırılır. Aynı sistemin birkaç gezegeni aynı anda keşfedilirse, yıldıza en yakın olanı bir sonraki ilk harfi alır ve yıldızdan uzaklaştıkça böyle devam eder.
Bir gezegen bir üyesini yörüngesinde ise ikili sistemde , daha sonra büyük harf yıldızı için gezegen için bir küçük harf izlemektedir. 16 Cygni Bb ve HD 178911 Bb gibi bugün birkaç örnek bilinmektedir . Birincil yıldızın ("A" yıldızı) etrafında dönen gezegenlerin sistem adından sonra HD 41004 Ab'ye benzer şekilde bir "Ab" olması gerekir . Ancak, özellikle ikinci yıldız gezegen(ler)den sonra keşfedildiğinde, “A” bazen atlanır; örneğin ikili sistem Tau Bootis'in ana yıldızı çevresinde keşfedilen ilk gezegene genellikle basitçe Tau Bootis b denir .
Ev sahibi yıldız tek bir yıldızsa, genellikle yazılmasa da, atamasında "A" olarak kabul edilebilir. Böyle bir yıldızın etrafında bulunan ilk ötegezegen daha sonra adı geçen sistemin "Ab" adını alan ikincil bir alt bileşeni olarak kabul edilir. Örneğin, 51 Peg Aa , 51 Peg sisteminin ana yıldızıdır ve ilk ötegezegen 51 Peg Ab'dir . Çoğu ötegezegen tek yıldız olmayan sistemlerde olduğundan, örtük "A" adı genellikle yoktur ve sistem adından sonra yalnızca küçük harf kalır: 51 Peg b . Yıldız için "a" da genellikle atlanır, yıldıza sistem adının biraz yanlış kullanımıyla isim verilir, örneğin burada 51 Peg .
Birkaç ötegezegene, önceki standarda uymayan isimler verildi. Örneğin, pulsar PSR 1257 + 12'nin yörüngesinde dönen gezegenler, orijinal olarak küçük harfler yerine A'dan başlayarak (yıldızı son eksiz bırakarak) büyük harflerle adlandırılmıştır. Ayrıca, sistemin adı birkaç farklı adlandırma sistemini takip edebilir. Aslında, Kepler-11 de dahil olmak üzere belirli sayıda yıldız, isimlerini yalnızca bir gezegen araştırma programına dahil edilmeleri yoluyla aldı, o zamana kadar yalnızca göksel koordinatları tarafından referans alındı .
Ancak, Hessman ve ark. ötegezegen isimleri için kullanılan örtük sistemin, çevredeki gezegenlerin keşfiyle tamamen başarısızlığa uğradığını belirtti . HW Virginis çevresindeki iki gezegeni keşfedenlerin, onları "HW Vir 3" ve "HW Vir 4" olarak adlandırarak, yani sistemde keşfedilen üçüncü ve dördüncü nesneler - yıldız veya gezegen - olarak adlandırma sorununu aşmaya çalıştıklarını belirtiyorlar. . Ayrıca, NN Serpentis çevresindeki iki gezegeni keşfedenlerin, çeşitli resmi kaynaklardan gelen çok sayıda öneriyle karşı karşıya kaldıklarını ve nihayetinde “NN Ser c” ve “NN Ser d” adlarını kullanmayı seçtiklerini belirtiyorlar . Hessman et al. daha sonra bu sorunu çözmek için iki kural önerdi . Bu iki kuralı izleyerek, tek yıldızların etrafındaki mevcut gezegen adlarının %99'unun, UAI tarafından onaylanan geçici formun gayri resmi biçimleri olarak tutulduğunu belirtiyorlar. Resmi olmayan kullanım için önceki formu koruyarak Tau Bootis b'yi resmi olarak Tau Bootis Ab olarak yeniden adlandırırlardı. Çevresel gezegenlerle ilgili zorluklarla başa çıkmak için, teklif, bu durumda gezegenler durumunda merkezi yıldız çiftinin adının etrafında parantez kullanımının tercih edildiği iki ek kural içerir . Bunun yalnızca iki ötegezegen sisteminin tam isim değişikliğini gerektirdiğini belirtiyorlar: HW Virginis çevresindeki gezegenler HW Vir (AB) b ve (AB) c olarak yeniden adlandırılırken NN Serpentis çevresindekiler NN Ser (AB) b ve ( olarak yeniden adlandırılacaktı. AB) c. Ayrıca, daha önce PSR B1620-26 ve DP Leonis çevresinde bilinen tek çevreleyen gezegenler , adlarını ( PSR B1620-26 b ve DP Leonis b ) "(AB) b" formunun gayri resmi formları olarak neredeyse koruyabilirler "( AB)" dışarıda bırakılır.
PH1b'nin yakın zamanda keşfedilmesinin ardından yeni zorluklar ortaya çıktı. Aslında bu gezegen, kendisi de KIC 4862625 adlı bir ikili ikili sistemin (ikili sistemlerin ikili sistemi) parçası olan ikili bir sistem etrafında dönmektedir . Keşfedildiğini açıklayan makalenin yazarları, geçici olarak onu keşfeden programın adı olan "PH1" (Planet Hunters 1) adını vererek bu sorunun önüne geçti. Aslında, PH1, KIC 4862625 A çiftinin etrafında döner (ayrıca KIC 4862625 Aa + Ab veya hatta KIC 4862625 Aab, normalde A (ab), iki bileşeni açıkça belirtmek için daha doğru bir şekilde not edilir), KIC 4862625 yıldızlarından oluşur. Aa ve KIC 4862625 Ab ve diğer çift KIC 4862625 B (ayrıca KIC 4862625 Ba + Bb veya KIC 4862625 Bab) olarak adlandırılır ve KIC 4862625 Ba ve KIC 4862625 Bb'den oluşur. KIC 4862625 A (ab) 1 veya KIC 4862625 (Aa + Ab) 1 biçiminde, Arap rakamlarındaki sayılar küçük harflerden sonraki adımdır. Bununla birlikte, bu, gezegeni yalnızca tek bir yıldız veya "basit" bir çoklu sistem etrafında dönen diğer gezegenlerin olası uydularıyla aynı seviyeye yerleştirerek küçük harfli dış gezegenlerin olağan adıyla kırılır. Her neyse, ekstrasolar gezegenler Ansiklopedisi ekibinin zaten sistematik olarak KIC 4862625 b olarak adlandırdığını görebiliriz, isim daha belirsiz olamazdı (gezegen tam olarak hangi bileşen(ler)in etrafında dönüyor?) ancak yukarıda belirtilen problemden kaçınılıyor. . UAI'nin son sözü söylemesiyle, gezegenin resmi adı konusunda nihai kararı vermek ona kalmış olacak.
Bilim kurgu eserlerinde sıklıkla görülen bir başka isimlendirmede, yıldızın gezegenlerinin konumlarının sırasına göre Romen rakamları kullanılır. Bu, Callisto için " Jüpiter IV " gibi dış gezegenlerin aylarını adlandırmak için eski bir sistemden ilham aldı . Ancak böyle bir sistem bilimsel kullanım için pratik değildir, çünkü yeni gezegenler yıldıza daha yakın bulunabilir ve böylece tüm rakamlar değişebilir. Bununla birlikte, bu Romen rakamları , güneş dışı gezegenlerin uydularını belirtmek için kullanılacak , ancak kendi Güneş Sistemimizin gezegenleri veya uyduları için olduğu gibi, keşif sırasına göre numaralandırma sırasını koruyan şekil gibi görünüyor .
Popüler isimlerSon olarak, birkaç gezegen, güneş sistemimizde yapılanlar gibi gayri resmi olarak "gerçek" isimler aldı: özellikle Osiris ( HD 209458 b ), Bellerophon ( 51 Pegasi b ), Zarmina ( Gliese 581 g ) ve Methuselah ( PSR B1620-26 b ). Max-Planck Astronomi Enstitüsü'nden Vladimir Lyra, Ekim 2009'da bilinen 403 aday ekstrasolar gezegen için çoğunlukla Greko-Romen mitolojisinden gelen isimler önerdi. Ancak Uluslararası Astronomi Birliği (IAU), böyle bir atama planı olmadığını açıklamıştı. pratik olmadığı düşünüldüğünde, güneş dışı gezegenlere isimler.
Kendi komisyonu 53 tarafından isimlendirme sürecinde tek söz sahibi olan Uluslararası Astronomi Birliği , ticari siteler aracılığıyla güneş dışı gezegenlere verilen isimleri tanımıyor . Ancak, 19 Ağustos 2013'te, dış gezegenlere popüler isimler verme kararını açıkladı ve halkı isim önermeye davet etti. 2015 yılında, Uluslararası Astronomi Birliği tarafından, NameExoWorlds yarışması aracılığıyla ötegezegenleri adlandırmak için astronomik derneklere yönelik bir oylama ve ardından genel bir halk oylaması yapıldı .
Güneş Sistemimizin gezegenleri, herhangi bir gezegen gibi, yukarıdaki kuralları mükemmel bir şekilde uygulayabilir. Ayrıntılar için bu bölüme bakın .
"Evrende yalnız mıyız?" sorusu » Eskidir (böylece Fontenelle , Dünyaların Çoğulluğu Üzerine Konuşmalar'ı buna adadı ). Üzerinde başka yaşam formlarının gelişebileceği başka gezegenlerin olup olmadığı sorusunu akla getiriyor . At XVI inci yüzyıla, Giordano Bruno , teorinin bir destekçisi Nicolaus Copernicus Dünya ve diğer gezegenler Güneş'in etrafında yörüngede olduğunu ileri yıldız güneş gibi ve bu nedenle gezegenlerin eşliğinde bir teori koydu. Gelen XVIII inci yüzyılın, Isaac Newton aynı yaptılar Genel şerh (in) , onun sonuca Principia : "Ve sabit yıldız benzeri sistemler merkezleri ise, hepsi hakimiyeti aynı kavram ve konu üzerinde inşa edilecek Bir . "( " Ve eğer sabit yıldızlar da benzer sistemlerin merkezleri iseler, hepsi benzer bir tasarıma göre inşa edilecek ve Bir'in hakimiyetine tabi olacaktır . " )
Christiaan Huygens , bu tür gezegenleri tespit etmek için gözlem araçlarının kullanımını düşünen ilk gökbilimcidir .
Michel Mayor altını çizmektedir ilk bölümü sırasında” XX E yüzyılda, bir teori olduğunu, gezegenler oluşturabilir hangi gaz ve toz diskleri elde etmek için, bir yıldız yakın bir diğerine geçmesi gerektiğini söyledi. Ancak, böyle bir olgunun meydana gelme olasılığı neredeyse sıfırdır. Bu, gökbilimcileri uzun süre yanlış yola soktu: Samanyolu'nda başka gezegen sistemleri beklemiyorlardı ” . Ortalarında XX E yüzyılda, bu teori terk edilir ve gezegen sistemlerinin tahmini sayısı 100 milyar, değeri hala muhafaza bugün tutarındadır. Bununla birlikte, tartışmalı veya iptal edilen birçok keşif nedeniyle, ötegezegen arayışı bilim camiasında zayıf bir şekilde algılanmaktadır. Böylece, 1980'lerde, iki gökbilimciden oluşan yalnızca dört grup ötegezegen aradı: ikisi Kanada'da, ikisi Kaliforniya'da, ikisi Teksas'ta, ayrıca İsviçreli Michel Mayor ve Didier Queloz .
Sonunda XX inci yüzyılda sayesinde teknolojik ilerlemelere de teleskoplar gibi şarja bağlı dedektörleri (CCD), görüntü işleme ve Hubble Uzay Teleskobu daha doğru ölçümler izin yıldızlı hareketi , birçok gökbilimci için umut Güneş dışı gezegenleri tespit edin. In 1980 ve erken 1990'ların bazı duyurular yapılmış, ancak doğrulamadan sonra reddedildi. İlk ötegezegenin keşfinin doğrulanması 1995 yılına kadar değildi.
Exoplanet keşifler gelen talep edilmiştir XIX inci yüzyıl. En eski duyurulardan bazıları ikili yıldız 70 Yılancı'yı içerir . 1855 yılında Kaptan WS Jacob de Madras Gözlemevi İngiliz Doğu Hindistan Şirketi , "kuvvetle muhtemel" Bu sistemde bir "gezegen vücudun" varlığını yapılmış anomalileri kaydetti. In 1890 , Thomas JJ See ait Chicago Üniversitesi ve Amerika Birleşik Devletleri Deniz Kuvvetleri Rasathanesi , devletler anomaliler karanlık bir bedenin varlığını kanıtlamak o 70 Yılancı sisteminin bir yörünge dönemine yıldızlı 36 yaşlarında biri ile. Bununla birlikte, Forest Ray Moulton , 1899'da , bu tür yörünge parametrelerine sahip üç gövdeli bir sistemin oldukça kararsız olacağını kanıtlayan bir makale yayınladı .
Sırasında 1950 ve 1960'larda , Peter van de Kamp ve Swarthmore Koleji'nde göze çarpan algılama iddiaların başka bir set, yörüngedeki gezegenlerin bu kez yapılan Barnard yıldızı .
Günümüzde gökbilimciler genellikle tüm eski tespit raporlarının yanlış olduğunu düşünüyorlar.
1991'de Andrew G. Lyne , M. Bailes ve SL Shemar , pulsarların periyodikliklerindeki dakika değişimlerinin ölçümünü kullanarak, pulsarları hesaplamayı mümkün kılan PSR B1829-10 yörüngesinde dönen bir pulsar gezegeni keşfettiklerini iddia ettiler . ana parametreler bu bozuklukların yörünge sorumlu organları ( kronometre pulsar (in) ). Reklam kısa süreliğine yoğun ilgi gördü, ancak Lyne ve ekibi daha sonra reklamı geri çekti.
İlk teyit edilen gezegensel kütle nesnesi Nature dergisinde açıklandı .4 Mayıs 1989tarafından David W. Latham , Robert P. Stefanik , Tsevi Mazeh , Michel Mayor ve Gilbert Burki adlı güneş benzeri yıldız yörüngesinde HD 114762 : öyle HD 114762 b , bir ile bir nesne asgari kütlesi Jüpiter'in on bir kez kütlesinin hangi bu nedenle, yörüngesinin eğimine ve kabul edilen tanıma bağlı olarak, bir gezegen veya bir kahverengi cüce olabilir.
Eylül 1990'da Aleksander Wolszczan ve Dale Frail ( Arecibo radyo teleskobundan ) PSR B1257+12 pulsarının çevresinde birkaç gezegen keşfettiler .9 Ocak 1992.
NS 6 Ekim 1995Michel Mayor ve Didier Queloz (dan Cenevre gözlemevi ) kütle kuşkusuz bunu bir güneş benzeri yıldızı yörüngesinde bir gezegen yapar birinci objenin keşif duyurduk sıcak Jüpiter isimli 51 Pegasi b yıldızın yörüngesinde, 51 Pegasi . Bu buluş bu yapılan gözlem sayesinde yapılmıştır Haute-Provence gözlem ile radyal hız yöntemi . Pegasus takımyıldızında bulunan bu sistem, Dünya'dan yaklaşık 40 ışıkyılı uzaklıktadır . NS8 Ekim 2019Michel Mayor ve Didier Queloz'un ( James Peebles ile birlikte ) Nobel Fizik Ödülü'nün açıklanması , bu araştırmacıların çalışmalarını taçlandırıyor.
İlk keşfin açıklanmasından tam yirmi yıl sonra, Ekim 2015'te yaklaşık 2.000 gezegen tespit edildi ve 3.000'den fazla ek aday onay bekliyor. Uluslararası ekipler tarafından Cenevre Üniversitesi'nde yarısından fazlası keşfedildi .
Araştırmacılar ayrıca birden fazla sistem keşfettiler. Birinci sistem çok gezegen tespit edildi olan Upsilon Andromedae olarak, takımyıldız Andromeda öncesinde, 55 Cancri .
Başlangıçta, tespit edilen gezegenlerin çoğu, çok eksantrik yörüngeye sahip gaz devleridir ve sonunda bazılarının kahverengi cüceler olduğu ortaya çıktı . Yıldızlarına yakın esasen gaz devlerini keşfetme gerçeği genellikle bir gözlem yanlılığı olarak yorumlanır: Gezegeni tespit eden radyal hız yöntemiyle yıldızının etrafında hızla dönen büyük bir gezegeni keşfetmek çok daha kolaydır. yıldızın yörüngesi.
2005'in ilk yarısında astronomi dünyasını karıştıran bir tartışma yaşandı. NASA ve ESO ekipleri , VLT ve Spitzer Uzay Teleskobu'nu kullanarak keşiflerini duyurdular . Son olarak, Avrupa'nın gerçekten de güneş dışı gezegenlerin ilk doğrudan görüntülerini elde ettiği görülüyor. Bu durumda, kahverengi cüce GPCC-2M1207 ve yıldız GQ Lupi'nin etrafında dönüyorlar. Bununla birlikte, GQ Lupi'nin arkadaşı muhtemelen bir kahverengi cücedir.
Kasım 2009'da, ötegezegenler ve yıldızları hakkında derlenen veriler sayesinde “ lityum gizemi ” çözüldü. Garik İsrailli'ye göre, "Güneş'e benzer yıldızlardaki lityum miktarının gezegenlerin varlığına veya yokluğuna bağlı olduğunu az önce keşfettik. Gezegen yıldızları, diğer yıldızların lityum miktarının %1'inden daha azını içerir.
Daha sonra, yaşanabilir ötegezegenlerin keşfedildiği iddiasıyla ilgili medya çılgınlığı eleştirildi.
2010'ların sonunda 4.000'den fazla ötegezegen keşfedildi ve 1990'ların başında sekize kıyasla 3.000 astronom onları arıyordu.2019'da günde ortalama bir ötegezegen keşfedildi.
Bir ötegezegeni doğrudan tespit etmek, birkaç nedenden dolayı kolay değildir:
Böylece, 2004 yılında 2M1207 b ötegezegeninin kızılötesi görüntüleme ile ilk optik fotoğrafına ve koronografi ile ilk keşfine kadar13 Kasım 2008dergide Bilim , doğrudan algılamaz çünkü çalışan tek tespit yöntemleri "dolaylı" olarak adlandırılır fotonları gezegenden geliyor.
Artık bir ötegezegeni tespit etmek için, çoğu yer gözlemevlerinden olmak üzere, şimdiki ve gelecekteki farklı yöntemler var .
Bu yöntem, yıldız ışığının yıkıcı girişimine dayanır. Gerçekten de, interferometrenin iki kolunda yıldızın ışığı tutarlı olduğundan, yıldızı görüntü düzleminde iptal etmek ve böylece olası bir yoldaşın tespit edilmesini mümkün kılmak mümkündür. Bu yöntem, bazı ötegezegenleri tespit etmeyi ve doğrulamayı mümkün kıldı. Bununla birlikte, şu anda mevcut olan interferometrelerin kararlılığı, Dünya tipi gezegenleri tespit etmek için yeterince büyük kontrastlar elde etmeyi mümkün kılmaz.
Bu yöntem, yıldızın ışık spektrumunun çalışmasına dayanmaktadır . Bir yıldızın hareketleri, yörüngesinde dönen bir gezegenin varlığından etkilenir ve bu da konumunda periyodik bir kaymaya neden olur. Bu tespit etmek mümkün sayesinde yapar Doppler Fizeau etkisi, radyal hız ışık spektrumunun. Spektroskopik ikili dosyalara benzer şekilde , bu bize gezegenin yörüngesinin konumu ve kütlesi hakkında bilgi verir.
Bu tespit yöntemi, yüksek radyal hızlar için, yani yıldızlarına çok yakın hareket eden ve çok büyük kütleli gezegenler için daha verimlidir. Bu, bugüne kadar keşfedilen birçok ötegezegenin neden yıldızlarına çok yakın bir yörüngeye sahip olduğunu açıklıyor.
Bu dolaylı algılama yöntemi, yıldızın parlaklığının incelenmesine dayanmaktadır. Nitekim dönemsel olarak değişiyorsa, önünden bir gezegenin geçmesinden kaynaklanıyor olabilir.
Bu yöntem ilk olarak önerilmiştir 1951 ile Otto Struve'nin arasında Yerkes Observatory de Chicago Üniversitesi . Bu iki kere tekrar önerilmişti: in 1971 by Frank Rosenblatt ait Cornell Üniversitesi , daha sonra 1980 tarafından William Borucki ait Ames Araştırma Merkezi'nde bir NASA içinde California . Geçiş yöntemi, yıldızının önünden geçen ötegezegenin tespit edilmesinden oluşur. Daha sonra yıldızdan gelen az miktarda ışığı engeller. Işık akısını sürekli ölçerek ve bu azalmanın periyodikliğini tespit ederek, yıldızının etrafında dönen bir gezegenin varlığını dolaylı olarak tespit edebiliriz. Böylece gezegenin boyutunu çıkarabilir ve ardından kütlesi, kayalık veya gazlı bileşimi ve atmosferi hakkında varsayımlarda bulunabiliriz.
Bir yıldızın parlaklığındaki değişim, radyal hızındaki değişimden daha kolay tanımlanabilir olsa da, bu yöntemin gözlemlenen yıldızların toplamına kıyasla tespit edilen gezegenlerin miktarı açısından etkisiz olduğu kanıtlanmıştır. Gerçekten de, bunu ancak yıldız sistemini neredeyse yanlamasına gözlemlediğimiz durumda kullanabiliriz. Yörüngenin rastgele yönelimleri için, bu yöntemle geometrik algılama olasılığının yıldız ve gezegen arasındaki mesafeyle ters orantılı olduğunu gösterebiliriz. Bu yöntemle ötegezegeni olan yıldızların %5'inin tespit edilebileceği tahmin edilmektedir.
Ancak, yalnızca makul boyutlardaki teleskopların kullanılmasını gerektirme avantajına sahiptir.
Kendi Güneş Sistemimizde gezegenlerin geçişlerini de gözlemleyebiliriz: Ancak Venüs ve Merkür'ün geçişleri yüzyılda yalnızca birkaç kez gözlemlenebilir.
Güneş dışı gezegenlerin çoğu bu yöntemle tespit edildi.
İkincil transit (yarı doğrudan yöntem)İlke, ikincil geçişe , yani gezegenin yıldızın arkasından geçtiği zamana dayanır . Bu durumda gezegenin aydınlatılmış yarımküresinden gelen fotonları tespit edebiliyoruz, bu da bu yöntemi yarı-doğrudan bir yöntem haline getiriyor. Özetle, yıldızının gölgelediği bir gezegenden gelen ışık sinyalini inceliyoruz ve daha sonra yıldızın yaydığı ışık sinyalini (daha önce ölçtüğümüz) kaldırıyoruz ve gezegenin imzasını elde ediyoruz.
İkincil geçişin ilk tespiti 2003 yılında HD 209458 yıldızı üzerinde Hubble Uzay Teleskobu ile yapıldı ( daha fazla ayrıntı için bu bağlantıya bakın).
Son zamanlarda, gökbilimcilerden oluşan ekipler, Spitzer uydusunu kullanarak doğrudan iki ötegezegeni başarılı bir şekilde tespit ettiler . Zaten bilinen bunlar, yaydıkları kızılötesi ışık sayesinde tespit edildi .
Bu, gözlem alanında yeni fırsatlar açar. Gerçekten de, araştırmacılar artık renk, yansıtma ve sıcaklık gibi şimdiye kadar tespit edilen ötegezegenlerin belirli temel özelliklerini karşılaştırmaya çalışabilecekler. Bu, bunların nasıl oluştuğunu daha iyi anlamayı mümkün kılacaktır.
Bir yıldızın yörüngesindeki açısal bozuklukların tespitine dayanır. Gezegenin kütlesi ne kadar büyükse ve yıldız ile gezegen arasındaki mesafe ne kadar büyükse, sistem bize o kadar yakındır ve bu nedenle görünür olur.
Bu yöntem, uzun zamandır bilinmesine rağmen, tespit etmesi gereken küçük varyasyonlar nedeniyle henüz kullanılmamıştı. Ancak bu, özellikle PRIMA adlı Çok Büyük Teleskop Girişimölçerinin (VLTI) çift alan modunun uygulanmasıyla yakında mümkün olacaktır .
Bu yöntem, uzak bir yıldız veya bir kuasar tarafından yayılan ışığın , büyük bir nesnenin kendisini bu kaynakla "yeterince" hizaya getirmesi durumunda, " yerçekimi merceği " olarak adlandırılan bir fenomene dayanır . Işık bozulma, lens nesnesi, sonuçlarından biri çekim alanı için genel görelilik tarafından tarif edildiği gibi, Einstein içinde 1915 . Bu, bir mercek etkisine, uzaktaki yıldızın iki çarpık görüntüsünün oluşmasına veya daha fazlasına neden olur.
Dış gezegenlerin araştırılması durumunda, mercek yıldızının yörüngesinde dönen hedef gezegen, kütlesini ve yıldıza olan mesafesini belirlemeyi mümkün kılan ek bilgiler sağlar. Bir mikro mercekten bahsediyoruz çünkü gezegen hiç ışık yaymıyor veya çok az ışık yayıyor.
Bu teknik, gözlemler alınan radyasyona dayanmadığı için nispeten düşük kütleli yıldızları bile gözlemlemeyi mümkün kılar.
Gerçek zamanlı düzeltme sistemlerinin ( uyarlanabilir optik ) ve koronografinin bir arada kullanılması, artık gezegenden gelen ışığı doğrudan gözlemlemeyi mümkün kılıyor.
Koroner anjiyografi sonra yörüngede sönük nesneleri gözlemlemek için izin veren bir yıldızın Seyreltme ışığına kullanılan bir tekniktir. Adaptif optiğe ek olarak kullanıldığında , milyonlarca kat daha parlak yıldızların etrafında dönen gezegenleri keşfetmeyi mümkün kılar.
Şu anda, vücudun büyüklüğündeki ötegezegenleri tespit edebilen çok yüksek kontrastlı astronomik görüntüler geliştirmek için bu uyarlamalı optik, yıldız koronografisi ve görüntü işleme tekniklerini geliştirmeye muazzam çabalar harcanıyor. Ayrıca bu teknik, doğrudan gezegenden gelen fotonları analiz etmeyi mümkün kılıyor ve bu gezegenlerin atmosferik ve yüzey koşulları hakkında önemli bilgiler sağlayabiliyor.
Bir ötegezegenin ( 2M1207 b ) ilk optik fotoğrafı 2004 yılında VLT kullanılarak çekildi . Bununla birlikte, sönük bir yıldızın ( kahverengi bir cüce ), 2M1207 yörüngesinde dolanır ve koronografi ile değil, kızılötesi görüntüleme ile tespit edilir . Koronografi ile ilk keşif yayınlandı13 Kasım 2008Science dergisinde . Hubble Uzay Teleskobu tarafından çekilen ve astronom Paul Kalas'ın ekibi tarafından işlenen gezegen, muhtemelen Jüpiter'inkine yakın bir kütleye sahip . Dublaj Fomalhaut b , bu yıldızın etrafında dönerken Fomalhaut içinde takımyıldızı arasında Güney Fish 25 hakkında (Güney Balığı) ışık yılı . Fomalhaut b on kat mesafesi yaklaşık uzak Satürn gelen güneş . Bu keşif, Kanadalı astronom Christian Marois'in ekibinin , 129 ışıkyılı uzaklıkta, üç dev gezegenden oluşan bir yıldız sisteminin ' kızılötesi'nde fotoğraflanan ilk doğrudan gözlemiyle ilgili incelemesiyle aynı zamanda ve aynı incelemede duyurulmuştur. yıldızın etrafında HR 8799 .
Farklı gezegen türleri ya kanıtlanmıştır ya da şu an için varsayım olarak kalmaktadır. Birkaç sınıflandırma var. İlk olarak, yapısal bir sınıflandırma, gezegenleri karasal gezegen veya gaz gezegeni gibi bileşimlerine veya Dünya altı veya süper Jüpiter gibi kütlelerine göre kategorilere yerleştirir . Öte yandan, gezegenlerin sıcaklık derecelerine göre başka bir sınıflandırma: Jüpiter sıcak , Soğuk Jüpiter , vb. Pozisyona göre üçüncü bir sınıflandırma yapılır, örneğin: gezegen Goldilocks , gezegen kütlesinin serbest nesnesi . Enine kategoriler de vardır, örneğin ultra kısa devrim periyoduna sahip gezegen .
2000 yılından itibaren taksonomik sınıflandırmalar da önerilmektedir. 2000 yılında, Sudarsky'nin sınıflandırması beş gezegen sınıfı oluşturdu ve bu tür bir cisim için en olası atmosfer türlerine dayanan sayısal modeller temelinde yalnızca gaz devlerini ilgilendiriyor. 2012 yılında, Plávalová taksonomisi, bu nesnelerin çeşitli özellikleri arasında hızlı bir karşılaştırma yapabilmek için bir gezegenin ana özelliklerinin sembolik bir tanımını verdi.
Samanyolu'nun tek başına 100 milyardan fazla, hatta 200'den fazla gezegeni vardır. Ayrıca, henüz hiçbiri resmi olarak tanımlanmamış olsa bile, birçoğunun kesinlikle uyduları vardır .
Ulusal Bilimler Akademisi Bildiriler Kitabı'nda Kasım 2013'te yayınlanan bir araştırmaya göre, galaksimizdeki Dünya benzeri gezegenlerin sayısının 8,8 milyar civarında olduğu tahmin ediliyor .
NS 26 Şubat 2014NASA , Kepler uzay teleskobu sayesinde tespit edilen 715 yeni ötegezegenin doğrulandığını duyurdu . Bunu yaparken, teyit edilen ötegezegen sayısı 1.700 işaretini geçiyor.
2015 baharında, gezegenleri olan 1.120 yıldız, 463 çoklu sistem, 450 gaz devi, 1.061 sıcak Jüpiter, 206 süper Dünya ve Dünya büyüklüğünde 92 karasal gezegen vardı.
NS 23 Şubat 2019 2.983 gezegen sisteminde 654'ü katlar olan 3.989 ötegezegen vardır.
: Bu makale için kaynak olarak kullanılan belge.