Ötegezegen

Ev sahibi yıldızlarıyla (HR 8799) saat yönünün tersine yörüngede dönen dört ötegezegen. ⓘ

Bir ötegezegen ya da güneş dışı gezegen Güneş Sistemi dışındaki bir gezegendir. Bir ötegezegenin ilk olası kanıtı 1917'de kaydedilmiş ancak bu şekilde tanınmamıştır. Tespitin ilk teyidi 1992 yılında gerçekleşmiştir. İlk olarak 1988'de tespit edilen farklı bir gezegen 2003'te onaylandı. 1 Temmuz 2022 itibariyle, 3.779 gezegen sisteminde 5.108 doğrulanmış ötegezegen vardır ve 826 sistemde birden fazla gezegen bulunmaktadır. ⓘ

Dış gezegenleri tespit etmek için birçok yöntem vardır. En çok transit fotometri ve Doppler spektroskopisi bulunmuştur, ancak bu yöntemler yıldızın yakınındaki gezegenlerin tespitini destekleyen açık bir gözlemsel önyargıdan muzdariptir; bu nedenle, tespit edilen dış gezegenlerin %85'i gelgit kilitleme bölgesinin içindedir. Bazı durumlarda, bir yıldızın etrafında birden fazla gezegen gözlemlenmiştir. Güneş benzeri yıldızların yaklaşık 5'te 1'i yaşanabilir bölgede "Dünya büyüklüğünde" bir gezegene sahiptir. Samanyolu'nda 200 milyar yıldız olduğu varsayılırsa, Samanyolu'nda 11 milyar potansiyel olarak yaşanabilir Dünya büyüklüğünde gezegen olduğu varsayılabilir, bu sayı çok sayıda kırmızı cücenin yörüngesindeki gezegenler de dahil edilirse 40 milyara yükselir. ⓘ

Bilinen en az kütleli gezegen Draugr (PSR B1257+12 A veya PSR B1257+12 b olarak da bilinir) olup, Ay'ın yaklaşık iki katı kütleye sahiptir. NASA Dış Gezegen Arşivi'nde listelenen en büyük gezegen HR 2562 b'dir ve Jüpiter'in yaklaşık 30 katı kütleye sahiptir. Bununla birlikte, bazı gezegen tanımlarına göre (döteryumun nükleer füzyonuna dayalı), bir gezegen olmak için çok büyüktür ve bunun yerine bir kahverengi cüce olabilir. Ötegezegenler için bilinen yörünge süreleri birkaç saatten (yıldızlarına en yakın olanlar için) binlerce yıla kadar değişmektedir. Bazı ötegezegenler yıldızdan o kadar uzaktadır ki, yerçekimsel olarak bağlı olup olmadıklarını söylemek zordur. ⓘ

Şu ana kadar tespit edilen gezegenlerin neredeyse tamamı Samanyolu'nun içinde yer almaktadır. Bununla birlikte, yerel Samanyolu galaksisinin ötesindeki galaksilerde daha uzakta bulunan ekstragalaktik gezegenlerin, dış gezegenlerin var olabileceğine dair kanıtlar vardır. En yakın ötegezegenler Dünya'dan 4,2 ışık yılı (1,3 parsek) uzaklıkta yer almakta ve Güneş'e en yakın yıldız olan Proxima Centauri'nin yörüngesinde bulunmaktadır. ⓘ

Dış gezegenlerin keşfi, dünya dışı yaşam arayışına olan ilgiyi artırmıştır. Bir yıldızın yaşanabilir bölgesinde (ya da bazen "goldilocks bölgesi" olarak da adlandırılır) yörüngede dolanan gezegenlere özel bir ilgi vardır; bu gezegenlerin yüzeyinde bildiğimiz yaşam için bir ön koşul olan sıvı suyun bulunması mümkündür. Bununla birlikte, gezegensel yaşanabilirlik çalışması, bir gezegenin yaşama ev sahipliği yapmaya uygunluğunu belirlerken çok çeşitli diğer faktörleri de dikkate alır. ⓘ

Haydut gezegenler herhangi bir yıldızın yörüngesinde olmayan gezegenlerdir. Bu tür nesneler ayrı bir gezegen kategorisi olarak kabul edilir, özellikle de gaz devi iseler, genellikle alt kahverengi cüceler olarak sayılırlar. Samanyolu'ndaki haydut gezegenlerin sayısı muhtemelen milyarlarca veya daha fazladır. ⓘ

Bir ressamın bakış açısıyla güneş dışı gezegen. ⓘ

NASA tarafından resmi yayımlanan ilk Güneş Sistemi dışı gezegen: Fomalhaut b. ⓘ

Güneş dışı gezegenler 19. yüzyılın ortasında bilimsel araştırma konusu haline geldi. Astronomlar genellikle bu gezegenlerin var olduklarını farzediyorlardı ancak ne kadar yaygın olduklarını ya da Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerle ne derecede benzerlik gösterdiklerini bilmiyorlardı. Doğrulanmış ilk keşif 1990'larda yapıldı ve 2000'den beri her yıl 15'ten fazla yeni keşif yapıldı. Keşif sıklığı 2007'de keşfedilen 67 gezegenle artış gösterdi. Tahminlere göre güneş benzeri yıldızların en az %10'u gezegenlere sahip ve gerçek oran çok daha yüksek olabilir. ⓘ

Tanım

IAU

Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) tarafından kullanılan gezegen teriminin resmi tanımı sadece Güneş Sistemini kapsar ve bu nedenle ötegezegenler için geçerli değildir. IAU Güneş Dışı Gezegenler Çalışma Grubu 2001 yılında "gezegen "in çalışma tanımını içeren ve 2003 yılında değiştirilen bir pozisyon bildirisi yayınlamıştır. Bir ötegezegen aşağıdaki kriterlere göre tanımlanmıştır:

• Döteryumun termonükleer füzyonu için sınırlayıcı kütlenin altında gerçek kütleye sahip nesneler (şu anda güneş metalikliğindeki nesneler için 13 Jüpiter kütlesi olarak hesaplanmaktadır) yıldızların veya yıldız kalıntılarının yörüngesinde "gezegendir" (nasıl oluştukları önemli değildir). Güneş dışı bir nesnenin gezegen olarak kabul edilmesi için gereken minimum kütle/büyüklük Güneş Sistemi'nde kullanılanla aynı olmalıdır.
• Döteryumun termonükleer füzyonu için sınırlayıcı kütlenin üzerinde gerçek kütleye sahip yıldızaltı nesneler, nasıl oluştukları veya nerede bulundukları önemli olmaksızın "kahverengi cücelerdir".
• Döteryumun termonükleer füzyonu için sınırlayıcı kütlenin altında kütleye sahip genç yıldız kümelerindeki serbest yüzen nesneler "gezegen" değil, "alt kahverengi cüceler "dir (ya da en uygun isim ne olursa olsun). ⓘ

Bu çalışma tanımı IAU'nun F2 Komisyonu: Ötegezegenler ve Güneş Sistemi tarafından Ağustos 2018'de değiştirilmiştir. Bir ötegezegenin resmi çalışma tanımı artık aşağıdaki gibidir:

• Gerçek kütleleri döteryumun termonükleer füzyonu için sınırlayıcı kütlenin altında olan (şu anda güneş metalikliğindeki nesneler için 13 Jüpiter kütlesi olarak hesaplanmaktadır), yıldızların, kahverengi cücelerin veya yıldız kalıntılarının yörüngesinde bulunan ve merkezi nesne ile kütle oranı L4/L5 kararsızlığının altında olan nesneler (M/Merkez < 2/(25+√621) "gezegendir" (nasıl oluştukları önemli değildir).
• Güneş dışı bir nesnenin gezegen olarak kabul edilmesi için gereken minimum kütle/büyüklük, Güneş Sistemimizde kullanılanla aynı olmalıdır. ⓘ

IAU, bu tanımın bilgi birikimi arttıkça gelişmesinin beklenebileceğini belirtmiştir. ⓘ

Alternatifler

IAU'nun çalışma tanımı her zaman kullanılmamaktadır. Alternatif bir öneri, gezegenlerin kahverengi cücelerden oluşum temelinde ayırt edilmesi gerektiğidir. Dev gezegenlerin, bazen döteryum füzyon eşiğinin üzerinde kütleye sahip gezegenler üretebilen çekirdek yığılması yoluyla oluştuğu yaygın olarak düşünülmektedir; bu türden büyük gezegenler zaten gözlemlenmiş olabilir. Kahverengi cüceler yıldızlar gibi gaz bulutlarının doğrudan yerçekimsel çöküşünden oluşur ve bu oluşum mekanizması da 13 M_Jup sınırı ve 1 kadar düşük olabilir MJüp. Bu kütle aralığındaki, yıldızlarının yörüngesinde yüzlerce veya binlerce AU'luk geniş mesafelerle dönen ve büyük yıldız/nesne kütle oranlarına sahip nesneler büyük olasılıkla kahverengi cüce olarak oluşmuştur; atmosferleri, daha ağır elementlerin artan bolluklarını içerecek olan yığılma ile oluşmuş gezegenlerden ziyade ev sahibi yıldızlarına daha benzer bir bileşime sahip olacaktır. Nisan 2014 itibariyle doğrudan görüntülenen gezegenlerin çoğu büyük kütleli ve geniş yörüngelere sahip olduğundan muhtemelen kahverengi cüce oluşumunun düşük kütleli ucunu temsil etmektedir. Bir çalışma, 10 kütlenin üzerindeki nesnelerin MJüpiter kütleçekimsel kararsızlık sonucu oluşmuştur ve gezegen olarak düşünülmemelidir. ⓘ

Ayrıca, 13-Jüpiter kütle sınırının kesin bir fiziksel önemi yoktur. Kütlesi bu sınırın altında olan bazı cisimlerde döteryum füzyonu meydana gelebilir. Füzyona uğrayan döteryum miktarı bir dereceye kadar nesnenin bileşimine bağlıdır. 2011 yılı itibariyle Güneş Dışı Gezegenler Ansiklopedisi 25 Jüpiter kütlesine kadar olan cisimleri de kapsamakta olup, "13 Jüpiter kütlesi civarında herhangi bir özelliğin bulunmaması MGözlemlenen kütle spektrumundaki Jüpiter, bu kütle sınırının unutulması yönündeki tercihi güçlendirmektedir". 2016 yılı itibariyle bu sınır, kütle-yoğunluk ilişkileri üzerine yapılan bir çalışmaya dayanarak 60 Jüpiter kütlesine yükseltilmiştir. Exoplanet Data Explorer, 24 Jüpiter kütlesine kadar olan nesneleri şu tavsiyeyle birlikte içerir: "IAU Çalışma Grubu tarafından yapılan 13 Jüpiter kütlesi ayrımı, kayalık çekirdekli gezegenler için fiziksel olarak motive edilmemiştir ve sin i belirsizliği nedeniyle gözlemsel olarak sorunludur." NASA Dış Gezegen Arşivi 30 Jüpiter kütlesine eşit ya da daha az kütleye (ya da minimum kütleye) sahip nesneleri içermektedir. Gezegenleri ve kahverengi cüceleri ayırmak için bir diğer kriter, döteryum füzyonu, oluşum süreci veya konumdan ziyade, çekirdek basıncının coulomb basıncı veya elektron dejenerasyon basıncı tarafından domine edilip edilmediğidir ve ayrım çizgisi yaklaşık 5 Jüpiter kütlesindedir. ⓘ

İsimlendirme

HIP 65426b ötegezegeni, HIP 65426 yıldızının etrafında keşfedilen ilk gezegendir. ⓘ

Ötegezegenleri tanımlamak için kullanılan kural, Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) tarafından benimsenen çoklu yıldız sistemlerini tanımlamak için kullanılan sistemin bir uzantısıdır. Tek bir yıldızın yörüngesindeki ötegezegenler için IAU tanımlaması, ana yıldızın belirlenmiş veya özel adı alınarak ve küçük bir harf eklenerek oluşturulur. Harfler her bir gezegenin ana yıldız etrafında keşfedilme sırasına göre verilir, böylece bir sistemde keşfedilen ilk gezegen "b" olarak adlandırılır (ana yıldız "a" olarak kabul edilir) ve sonraki gezegenlere sonraki harfler verilir. Eğer aynı sistemde birden fazla gezegen aynı anda keşfedilirse, yıldıza en yakın olan bir sonraki harfi alır ve onu yörünge büyüklüğü sırasına göre diğer gezegenler takip eder. Dairesel gezegenlerin tanımlanması için IAU tarafından onaylanmış geçici bir standart mevcuttur. Sınırlı sayıda ötegezegenin IAU tarafından onaylanmış özel isimleri vardır. Başka adlandırma sistemleri de mevcuttur. ⓘ

Tespitin tarihçesi

Yüzyıllar boyunca bilim insanları, filozoflar ve bilim kurgu yazarları güneş dışı gezegenlerin varlığından şüphelendiler, ancak var olup olmadıklarını, ne kadar yaygın olduklarını veya Güneş Sistemi gezegenlerine ne kadar benzeyebileceklerini bilmenin bir yolu yoktu. On dokuzuncu yüzyılda ortaya atılan çeşitli tespit iddiaları astronomlar tarafından reddedildi. ⓘ

Van Maanen 2 yörüngesindeki olası bir ötegezegenin ilk kanıtı 1917'de kaydedildi, ancak böyle olduğu kabul edilmedi. Daha sonra Mount Wilson Gözlemevi'nin müdürü olan astronom Walter Sydney Adams, Mount Wilson'ın 60 inçlik teleskobunu kullanarak yıldızın bir spektrumunu üretti. Spektrumu F-tipi bir ana dizi yıldızına ait olarak yorumladı, ancak şimdi böyle bir spektrumun, yıldızın yerçekimi tarafından toz haline getirilmiş olan yakındaki bir ötegezegenin kalıntısından kaynaklanabileceği ve ortaya çıkan tozun daha sonra yıldızın üzerine düşebileceği düşünülmektedir. ⓘ

Bir ötegezegenin ilk şüpheli bilimsel tespiti 1988 yılında gerçekleşti. Kısa bir süre sonra, 1992 yılında PSR B1257+12 pulsarının yörüngesinde dönen birkaç karasal kütleli gezegenin keşfedilmesiyle ilk tespit teyidi geldi. Bir ana-dizge yıldızının yörüngesinde dönen bir ötegezegenin ilk teyidi 1995 yılında, dev bir gezegenin yakındaki 51 Pegasi yıldızının etrafında dört günlük bir yörüngede bulunmasıyla yapılmıştır. Bazı ötegezegenler doğrudan teleskoplar tarafından görüntülenmiştir, ancak büyük çoğunluğu geçiş yöntemi ve radyal hız yöntemi gibi dolaylı yöntemlerle tespit edilmiştir. Şubat 2018'de Chandra X-ışını Gözlemevi'ni kullanan araştırmacılar, mikromercekleme adı verilen bir gezegen tespit tekniğiyle birlikte, uzak bir galakside gezegenlere dair kanıtlar bulduklarını belirterek, "Bu dış gezegenlerin bazıları Ay kadar (nispeten) küçükken, diğerleri Jüpiter kadar büyüktür. Dünya'nın aksine, dış gezegenlerin çoğu yıldızlara sıkıca bağlı değil, bu yüzden aslında uzayda dolaşıyorlar ya da yıldızlar arasında gevşek bir şekilde yörüngede dönüyorlar. Bu [uzak] galaksideki gezegen sayısının bir trilyondan fazla olduğunu tahmin edebiliriz. 21 Mart 2022'de güneş sistemimizin ötesindeki 5000'inci ötegezegen doğrulandı. ⓘ

İlk spekülasyonlar

Bu uzayın sonsuz olduğunu ilan ediyoruz. İçinde bizimkiyle aynı türden sonsuz sayıda dünya vardır.

- Giordano Bruno (1584) ⓘ

On altıncı yüzyılda, Dünya ve diğer gezegenlerin Güneş'in yörüngesinde döndüğü Kopernik teorisinin (güneş merkezcilik) ilk destekçilerinden İtalyan filozof Giordano Bruno, sabit yıldızların Güneş'e benzediği ve aynı şekilde gezegenlerin eşlik ettiği görüşünü ortaya atmıştır. ⓘ

On sekizinci yüzyılda aynı olasılık Isaac Newton tarafından Principia'nın sonundaki "General Scholium "da dile getirilmiştir. Güneş'in gezegenleriyle bir karşılaştırma yaparak, "Ve eğer sabit yıldızlar benzer sistemlerin merkezleri ise, hepsi benzer bir tasarıma göre inşa edilecek ve Bir'in egemenliğine tabi olacaktır" diye yazmıştır. ⓘ

1952 yılında, ilk sıcak Jüpiter keşfedilmeden 40 yıldan fazla bir süre önce Otto Struve, gezegenlerin ana yıldızlarına Güneş Sistemi'nde olduğundan çok daha yakın olmamaları için ikna edici bir neden olmadığını yazmış ve Doppler spektroskopisi ve transit yönteminin kısa yörüngelerdeki süper Jüpiterleri tespit edebileceğini öne sürmüştür. ⓘ

İtibarsızlaştırılmış iddialar

On dokuzuncu yüzyıldan bu yana dış gezegen tespitlerine ilişkin iddialar ortaya atılmaktadır. Bunların en eskilerinden bazıları 70 Ophiuchi ikili yıldızıyla ilgilidir. 1855 yılında Doğu Hindistan Şirketi'nin Madras Gözlemevi'nden William Stephen Jacob yörünge anomalilerinin bu sistemde bir "gezegen cismi" olmasını "kuvvetle muhtemel" kıldığını bildirmiştir. 1890'larda Chicago Üniversitesi ve Birleşik Devletler Donanma Gözlemevi'nden Thomas J. J. See, yörünge anomalilerinin 70 Ophiuchi sisteminde yıldızlardan birinin etrafında 36 yıllık bir periyoda sahip karanlık bir cismin varlığını kanıtladığını belirtti. Ancak Forest Ray Moulton, bu yörünge parametrelerine sahip üç cisimli bir sistemin son derece kararsız olacağını kanıtlayan bir makale yayınladı. 1950'ler ve 1960'lar boyunca Swarthmore Koleji'nden Peter van de Kamp, bu kez Barnard Yıldızı'nın yörüngesindeki gezegenler için bir başka önemli tespit iddiasında bulundu. Astronomlar artık ilk tespit raporlarının tümünün hatalı olduğunu düşünmektedirler. ⓘ

1991 yılında Andrew Lyne, M. Bailes ve S. L. Shemar, pulsar zamanlama değişimlerini kullanarak PSR 1829-10'un yörüngesinde bir pulsar gezegeni keşfettiklerini iddia ettiler. Bu iddia kısa bir süre yoğun ilgi gördü, ancak Lyne ve ekibi kısa süre sonra iddiayı geri çekti. ⓘ

Onaylanmış keşifler

HR8799 yıldızının bilinen üç gezegeni, Hale Teleskobu tarafından görüntülendi. Merkezi yıldızdan gelen ışık bir vektör vorteks koronagrafı tarafından karartılmıştır.

2MASS J044144, Jüpiter'in kütlesinin yaklaşık 5-10 katı büyüklüğünde bir yoldaşı olan kahverengi bir cücedir. Bu yoldaş nesnenin bir alt kahverengi cüce mi yoksa bir gezegen mi olduğu net değildir. ⓘ

1 Temmuz 2022 itibariyle, Güneş Dışı Gezegenler Ansiklopedisi'nde, 1980'lerin sonlarındaki tartışmalı iddiaların teyidi olan birkaçı da dahil olmak üzere, toplam 5.108 doğrulanmış ötegezegen listelenmiştir. Daha sonra teyit edilen ilk yayınlanmış keşif 1988 yılında Victoria Üniversitesi ve British Columbia Üniversitesi'nden Kanadalı astronomlar Bruce Campbell, G. A. H. Walker ve Stephenson Yang tarafından yapılmıştır. Her ne kadar bir gezegen tespit ettiklerini iddia etme konusunda temkinli davransalar da, radyal hız gözlemleri Gamma Cephei yıldızının yörüngesinde bir gezegen olduğunu göstermiştir. Kısmen gözlemler o zamanki araçsal yeteneklerin en üst sınırında olduğu için, gökbilimciler birkaç yıl boyunca bu ve diğer benzer gözlemler hakkında şüpheci kaldılar. Görünürdeki gezegenlerin bazılarının kahverengi cüceler, yani gezegenler ve yıldızlar arasında orta kütlede nesneler olabileceği düşünülüyordu. 1990'da Gamma Cephei'nin yörüngesindeki gezegenin varlığını destekleyen ek gözlemler yayınlandı, ancak 1992'deki müteakip çalışma yine ciddi şüpheler uyandırdı. Son olarak, 2003 yılında, geliştirilmiş teknikler gezegenin varlığının doğrulanmasını sağladı. ⓘ

AB Pictoris'in kahverengi bir cüce ya da büyük kütleli bir gezegen olan yoldaşını (sol altta) gösteren koronagrafik görüntüsü. Veriler 16 Mart 2003 tarihinde VLT'deki NACO ile AB Pictoris'in üzerinde 1,4 arcsec'lik bir okültasyon maskesi kullanılarak elde edilmiştir. ⓘ

9 Ocak 1992'de radyo astronomları Aleksander Wolszczan ve Dale Frail PSR 1257+12 pulsarının yörüngesinde iki gezegen keşfettiklerini duyurdular. Bu keşif doğrulandı ve genellikle ötegezegenlerin ilk kesin tespiti olarak kabul edildi. Takip eden gözlemler bu sonuçları sağlamlaştırdı ve 1994 yılında üçüncü bir gezegenin teyit edilmesi popüler basında konuyu yeniden canlandırdı. Bu atarcalı gezegenlerin, gezegen oluşumunun ikinci turunda atarcayı üreten süpernovanın olağandışı kalıntılarından oluştuğu ya da bir şekilde süpernovadan kurtulan ve daha sonra mevcut yörüngelerine bozunan gaz devlerinin kalan kayalık çekirdekleri olduğu düşünülmektedir. Pulsarlar agresif yıldızlar olduklarından, yörüngelerinde bir gezegenin oluşması o zamanlar pek olası görülmüyordu. ⓘ

1990'ların başında, ikili bir atarca (PSR B1620-26 b) olduğunu düşündükleri şeyi inceleyen Donald Backer liderliğindeki bir grup gökbilimci, gözlemlenen Doppler kaymalarını açıklamak için üçüncü bir nesneye ihtiyaç olduğunu belirledi. Birkaç yıl içinde, gezegenin pulsar ve beyaz cücenin yörüngesi üzerindeki kütleçekimsel etkileri ölçüldü ve üçüncü nesnenin kütlesinin bir yıldız olamayacak kadar küçük olduğu tahmin edildi. Üçüncü nesnenin bir gezegen olduğu sonucu 1993 yılında Stephen Thorsett ve çalışma arkadaşları tarafından açıklandı. ⓘ

6 Ekim 1995'te Cenevre Üniversitesi'nden Michel Mayor ve Didier Queloz, bir ana-dizge yıldızı olan G-tipi yıldız 51 Pegasi'nin yörüngesindeki bir ötegezegenin ilk kesin tespitini duyurdular. Observatoire de Haute-Provence'da yapılan bu keşif, modern ötegezegen keşfi çağını başlattı ve 2019 Nobel Fizik Ödülü'nden pay aldı. Başta yüksek çözünürlüklü spektroskopi olmak üzere teknolojik ilerlemeler, birçok yeni ötegezegenin hızla tespit edilmesini sağladı: gökbilimciler, ötegezegenleri, ev sahibi yıldızlarının hareketi üzerindeki kütleçekimsel etkilerini ölçerek dolaylı olarak tespit edebiliyorlardı. Daha sonra, yörüngedeki bir gezegen yıldızın önünden geçerken yıldızın görünür parlaklığındaki değişim gözlemlenerek daha fazla güneşdışı gezegen tespit edildi. ⓘ

Başlangıçta, bilinen dış gezegenlerin çoğu ana yıldızlarına çok yakın yörüngede dönen büyük kütleli gezegenlerdi. Gökbilimciler bu "sıcak Jüpiterler" karşısında şaşırmışlardı, çünkü gezegen oluşum teorileri dev gezegenlerin yalnızca yıldızlardan uzak mesafelerde oluşması gerektiğini gösteriyordu. Ancak zamanla diğer türlerde daha fazla gezegen bulundu ve artık sıcak Jüpiterlerin dış gezegenlerin azınlığını oluşturduğu açık. 1999 yılında Upsilon Andromedae, birden fazla gezegene sahip olduğu bilinen ilk ana dizi yıldızı oldu. Kepler-16, ikili bir ana dizi yıldız sistemi etrafında yörüngede dönen ilk keşfedilen gezegeni içermektedir. ⓘ

26 Şubat 2014 tarihinde NASA, Kepler Uzay Teleskobu tarafından 305 yıldızın etrafında yeni doğrulanmış 715 ötegezegenin keşfedildiğini duyurdu. Bu ötegezegenler "çokluğa göre doğrulama" adı verilen istatistiksel bir teknik kullanılarak kontrol edilmiştir. Bu sonuçlardan önce, doğrulanmış gezegenlerin çoğu Jüpiter'le karşılaştırılabilir büyüklükte ya da daha kolay tespit edilebildikleri için daha büyük gaz devleriydi, ancak Kepler gezegenleri çoğunlukla Neptün ile Dünya boyutları arasında yer alıyor. ⓘ

23 Temmuz 2015'te NASA, G2 tipi bir yıldızın yaşanabilir bölgesinin yörüngesinde dönen Dünya'ya yakın büyüklükte bir gezegen olan Kepler-452b'yi duyurdu. ⓘ

6 Eylül 2018'de NASA, Başak takımyıldızında Dünya'dan yaklaşık 145 ışık yılı uzaklıkta bir ötegezegen keşfetti. Wolf 503b adlı bu ötegezegen Dünya'nın iki katı büyüklüğünde ve "Turuncu Cüce" olarak bilinen bir yıldız türünün yörüngesinde keşfedildi. Wolf 503b, yıldızına çok yakın olduğu için bir yörüngesini altı gün gibi kısa bir sürede tamamlıyor. Wolf 503b, Fulton boşluğu olarak adlandırılan bölgenin yakınında bulunabilen bu büyüklükteki tek dış gezegendir. İlk kez 2017 yılında fark edilen Fulton boşluğu, belirli bir kütle aralığında gezegen bulmanın olağandışı olduğu gözlemidir. Fulton boşluğu çalışmaları kapsamında, halen Fulton boşluğunda bulunan gezegenlerin gazlı mı yoksa kayalık mı olduğunu araştıran gökbilimciler için yeni bir alan açıyor. ⓘ

Ocak 2020'de bilim insanları, TESS tarafından tespit edilen yaşanabilir bölgedeki ilk Dünya büyüklüğündeki gezegen olan TOI 700 d'nin keşfini duyurdu. ⓘ

Aday keşifler

Ocak 2020 itibariyle, NASA'nın Kepler ve TESS misyonları, birçoğu neredeyse Dünya büyüklüğünde olan ve yaşanabilir bölgede, bazıları Güneş benzeri yıldızların etrafında bulunan, henüz doğrulanmamış 4374 gezegen adayı tespit etti.

Dış gezegen popülasyonları - Haziran 2017

Dış gezegen popülasyonları

Küçük gezegenlerin iki boyutu vardır

Kepler yaşanabilir bölge gezegenleri ⓘ

Eylül 2020'de gökbilimciler, Whirlpool Galaksisi'nde (M51a) parlak bir X-ışını kaynağının (XRS) tutulmasıyla tespit edilen M51-ULS-1b adlı galaksi dışı bir gezegenin kanıtlarını ilk kez rapor ettiler. ⓘ

Yine Eylül 2020'de, mikromercekleme tekniklerini kullanan gökbilimciler, ilk kez, herhangi bir yıldız tarafından sınırlandırılmamış ve Samanyolu Galaksisi'nde serbestçe yüzen dünya kütleli bir haydut gezegenin tespit edildiğini bildirdi. ⓘ

Tespit yöntemleri

Doğrudan görüntüleme

Doğrudan görüntülenen gezegen Beta Pictoris b ⓘ

Gezegenler ana yıldızlarına kıyasla son derece sönüktür. Örneğin Güneş benzeri bir yıldız, yörüngesinde dönen herhangi bir ötegezegenden yansıyan ışıktan yaklaşık bir milyar kat daha parlaktır. Böylesine sönük bir ışık kaynağını tespit etmek zordur ve ayrıca ana yıldız, onu silmeye eğilimli bir parlamaya neden olur. Gezegenden gelen ışığı tespit edilebilir halde bırakırken parlamayı azaltmak için ana yıldızdan gelen ışığı bloke etmek gerekir; bunu yapmak aşırı optotermal kararlılık gerektiren büyük bir teknik zorluktur. Doğrudan görüntülenen tüm ötegezegenler hem büyüktür (Jüpiter'den daha büyük) hem de ana yıldızlarından geniş ölçüde ayrılmıştır. ⓘ

Gemini Planet Imager, VLT-SPHERE ve SCExAO gibi özel olarak tasarlanmış doğrudan görüntüleme araçları düzinelerce gaz devini görüntüleyecektir, ancak bilinen güneş dışı gezegenlerin büyük çoğunluğu yalnızca dolaylı yöntemlerle tespit edilmiştir. Aşağıda yararlı olduğu kanıtlanmış dolaylı yöntemler yer almaktadır: ⓘ

Dolaylı yöntemler

• Transit yöntemi

Yıldız bir gezegenin arkasında olduğunda, parlaklığı sönük görünecektir

Eğer bir gezegen ana yıldızının diskinin önünden geçerse (ya da transit geçerse), yıldızın gözlenen parlaklığı küçük bir miktar azalır. Yıldızın kararma miktarı, diğer faktörlerin yanı sıra yıldızın büyüklüğüne ve gezegenin büyüklüğüne bağlıdır. Geçiş yöntemi, gezegenin yörüngesinin ev sahibi yıldız ile Dünya arasındaki bir görüş hattıyla kesişmesini gerektirdiğinden, rastgele yönlendirilmiş bir yörüngedeki bir ötegezegenin yıldızdan geçtiğinin gözlenme olasılığı biraz düşüktür. Kepler teleskobu bu yöntemi kullanmıştır. ⓘ

Haziran 2022 itibariyle yıllık dış gezegen tespitleri. ⓘ

• Radyal hız veya Doppler yöntemi

Bir gezegen bir yıldızın yörüngesinde dönerken, yıldız da sistemin kütle merkezi etrafında kendi küçük yörüngesinde hareket eder. Yıldızın radyal hızındaki, yani Dünya'ya doğru veya Dünya'dan uzaklaşma hızındaki değişimler, Doppler etkisi nedeniyle yıldızın spektral çizgilerindeki yer değiştirmelerden tespit edilebilir. Son derece küçük radyal hız değişimleri gözlemlenebilir, 1 m/s veya biraz daha az.

• Transit zamanlama değişimi (TTV)

Birden fazla gezegen mevcut olduğunda, her biri diğerlerinin yörüngelerini hafifçe bozar. Bu nedenle bir gezegenin geçiş zamanlarındaki küçük değişimler, kendisi de geçiş yapabilen ya da yapamayan başka bir gezegenin varlığına işaret edebilir. Örneğin, Kepler-19b gezegeninin geçişlerindeki değişimler, sistemde geçiş yapmayan Kepler-19c gibi ikinci bir gezegenin varlığına işaret eder.

• Geçiş süresi varyasyonu (TDV) ⓘ

Tek gezegenli ve iki gezegenli sistemlerin gezegen geçiş zamanlamaları arasındaki farkı gösteren animasyon ⓘ

Bir gezegen birden fazla yıldızın yörüngesinde dönüyorsa ya da gezegenin uyduları varsa, geçiş süresi her geçişte önemli ölçüde değişebilir. Bu yöntemle yeni bir gezegen veya uydu keşfedilmemiş olsa da, geçiş yapan birçok gezegeni başarılı bir şekilde doğrulamak için kullanılmaktadır.

• Kütleçekimsel mikromercekleme

Mikro merceklenme, bir yıldızın çekim alanı bir mercek gibi davranarak uzaktaki bir arka plan yıldızının ışığını büyüttüğünde meydana gelir. Mercek yıldızın yörüngesindeki gezegenler, zaman içinde değiştikçe büyütmede tespit edilebilir anormalliklere neden olabilir. Küçük (veya çözümlenmiş görüntüleme için büyük) yörüngelere sahip gezegenlere karşı tespit önyargısı olan diğer yöntemlerin aksine, mikromercekleme yöntemi Güneş benzeri yıldızlardan yaklaşık 1-10 AU uzaklıktaki gezegenleri tespit etmeye en duyarlıdır.

• Astrometri

Astrometri, bir yıldızın gökyüzündeki konumunun hassas bir şekilde ölçülmesi ve zaman içinde bu konumdaki değişikliklerin gözlemlenmesinden oluşur. Bir yıldızın, bir gezegenin yerçekimsel etkisinden kaynaklanan hareketi gözlemlenebilir. Ancak hareket çok küçük olduğu için bu yöntem henüz çok verimli olmamıştır. Başka yollarla bulunan gezegenlerin özelliklerini araştırmak için başarıyla kullanılmış olsa da, yalnızca birkaç tartışmalı tespit üretmiştir.

• Pulsar zamanlaması

Bir pulsar (süpernova olarak patlamış bir yıldızın küçük, ultra yoğun kalıntısı) dönerken son derece düzenli radyo dalgaları yayar. Eğer gezegenler pulsarın yörüngesinde dönüyorsa, gözlemlenen radyo dalgalarının zamanlamasında hafif anormalliklere neden olurlar. Güneş dışı bir gezegenin ilk teyit edilmiş keşfi bu yöntem kullanılarak yapılmıştır. Ancak 2011 yılı itibariyle bu yöntem çok verimli olmamıştır; üç farklı pulsarın etrafında bu şekilde beş gezegen tespit edilmiştir.

• Değişken yıldız zamanlaması (titreşim frekansı)

Pulsarlar gibi, periyodik aktivite sergileyen başka yıldız türleri de vardır. Periyodiklikten sapmalar bazen yörüngesinde dönen bir gezegenden kaynaklanabilir. 2013 yılı itibariyle bu yöntemle birkaç gezegen keşfedilmiştir.

• Yansıma/emisyon modülasyonları

Bir gezegen yıldıza çok yakın bir yörüngede döndüğünde, önemli miktarda yıldız ışığı yakalar. Gezegen yıldızın etrafında döndükçe, Dünya'nın bakış açısından gezegenlerin evreleri veya sıcaklık farklılıkları nedeniyle gezegenin bir taraftan diğerine göre daha fazla parlaması nedeniyle ışık miktarı değişir.

• Rölativistik ışınlama

Rölativistik ışınlama, yıldızın hareketinden dolayı yıldızdan gözlenen akıyı ölçer. Yıldızın parlaklığı, gezegen ev sahibi yıldıza yaklaştıkça veya uzaklaştıkça değişir.

• Elipsoidal değişimler

Ev sahibi yıldızlarına yakın büyük gezegenler yıldızın şeklini hafifçe deforme edebilir. Bu da yıldızın parlaklığının Dünya'ya göre nasıl döndüğüne bağlı olarak hafifçe sapmasına neden olur.

• Polarimetri

Polarimetri yöntemi ile gezegenden yansıyan polarize ışık, yıldızdan yayılan polarize olmayan ışıktan ayrılır. Bu yöntemle yeni bir gezegen keşfedilmemiştir, ancak daha önce keşfedilmiş birkaç gezegen bu yöntemle tespit edilmiştir.

• Çevresel yıldız diskleri

Uzay tozu diskleri, asteroitler ve kuyruklu yıldızlar arasındaki çarpışmalardan kaynaklandığı düşünülen birçok yıldızı çevreler. Toz, yıldız ışığını emdiği ve kızılötesi radyasyon olarak yeniden yaydığı için tespit edilebilir. Disklerdeki özellikler gezegenlerin varlığına işaret edebilir, ancak bu kesin bir tespit yöntemi olarak kabul edilmez. ⓘ

Oluşum ve evrim

Gezegenler, yıldızlarının oluşumundan sonraki birkaç ila on milyonlarca yıl (veya daha fazla) içinde oluşabilir. Güneş Sistemi'nin gezegenleri yalnızca mevcut halleriyle gözlemlenebilir, ancak farklı yaşlardaki farklı gezegen sistemlerinin gözlemleri, gezegenleri evrimin farklı aşamalarında gözlemlememize olanak tanır. Mevcut gözlemler, gezegenlerin hala oluşmakta olduğu genç proto-gezegen disklerinden 10 Gyr'den daha yaşlı gezegen sistemlerine kadar uzanmaktadır. Gezegenler gaz halindeki bir protogezegensel diskte oluştuklarında, hidrojen/helyum zarfları biriktirirler. Bu zarflar zamanla soğuyup büzülür ve gezegenin kütlesine bağlı olarak hidrojen/helyumun bir kısmı ya da tamamı sonunda uzaya kaybolur. Bu, karasal gezegenlerin bile yeterince erken oluşmaları halinde büyük yarıçaplarla başlayabilecekleri anlamına gelir. Buna bir örnek, Dünya'nın sadece iki katı kütleye sahip olan ancak neredeyse Dünya'nın yüz katı kütleye sahip Satürn'ün büyüklüğünde olan Kepler-51b'dir. Kepler-51b birkaç yüz milyon yaşında oldukça gençtir. ⓘ

Gezegen barındıran yıldızlar

Morgan-Keenan spektral sınıflandırması ⓘ

İki yıldızın yörüngesinde dönen ötegezegenin sanatçı izlenimi. ⓘ

Her yıldızda ortalama en az bir gezegen vardır. Güneş benzeri yıldızların yaklaşık 5'te 1'i yaşanabilir bölgede "Dünya büyüklüğünde" bir gezegene sahiptir. ⓘ

Bilinen çoğu ötegezegen kabaca Güneş'e benzeyen yıldızların yörüngesinde dolanır, yani F, G veya K spektral kategorilerindeki ana dizi yıldızları. Daha düşük kütleli yıldızların (M spektral kategorisindeki kırmızı cüceler) radyal hız yöntemiyle tespit edilebilecek kadar büyük gezegenlere sahip olma olasılığı daha düşüktür. Buna rağmen, daha küçük gezegenleri tespit etmek için transit yöntemini kullanan Kepler uzay aracı tarafından kırmızı cücelerin etrafında onlarca gezegen keşfedilmiştir. ⓘ

Kepler'den elde edilen veriler kullanılarak, bir yıldızın metalikliği ile yıldızın Jüpiter'in büyüklüğüne benzer dev bir gezegene ev sahipliği yapma olasılığı arasında bir korelasyon bulunmuştur. Daha yüksek metalikliğe sahip yıldızların gezegenlere, özellikle de dev gezegenlere sahip olma olasılığı, daha düşük metalikliğe sahip yıldızlara göre daha yüksektir. ⓘ

Bazı gezegenler ikili yıldız sisteminin bir üyesinin yörüngesinde dolanır ve ikili yıldızın her iki üyesinin etrafında dolanan birkaç çembersel gezegen keşfedilmiştir. Üçlü yıldız sistemlerinde birkaç gezegen ve Kepler-64 dörtlü sisteminde bir gezegen bilinmektedir. ⓘ

Genel özellikler

Renk ve parlaklık

Bu renk-renk diyagramı Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerin renklerini HD 189733b ötegezegeniyle karşılaştırmaktadır. Dış gezegenin koyu mavi rengi, atmosferindeki mavi ışığı saçan silikat damlacıkları tarafından üretilmektedir. ⓘ

2013 yılında ilk kez bir ötegezegenin rengi belirlendi. HD 189733b'nin en uygun albedo ölçümleri koyu lacivert olduğunu göstermektedir. Aynı yılın ilerleyen zamanlarında, görsel olarak eflatun bir renge sahip olan GJ 504 b ve yakından bakıldığında kırmızımsı renkte görünen Kappa Andromedae b de dahil olmak üzere diğer birkaç ötegezegenin renkleri belirlenmiştir. Helyum gezegenlerinin beyaz veya gri görünümlü olması beklenir. ⓘ

Bir gezegenin görünür parlaklığı (görünür büyüklüğü) gözlemcinin ne kadar uzakta olduğuna, gezegenin ne kadar yansıtıcı olduğuna (albedo) ve gezegenin yıldızından ne kadar ışık aldığına bağlıdır; bu da gezegenin yıldızdan ne kadar uzakta olduğuna ve yıldızın ne kadar parlak olduğuna bağlıdır. Dolayısıyla, yıldızına yakın olan düşük albedoya sahip bir gezegen, yıldızdan uzak olan yüksek albedoya sahip bir gezegenden daha parlak görünebilir. ⓘ

Geometrik albedo açısından bilinen en karanlık gezegen, yıldızından gelen ışığın %1'inden daha azını yansıtan sıcak bir Jüpiter olan TrES-2b'dir, bu da onu kömür veya siyah akrilik boyadan daha az yansıtıcı yapar. Sıcak Jüpiterlerin atmosferlerindeki sodyum ve potasyum nedeniyle oldukça karanlık olması beklenir, ancak TrES-2b'nin neden bu kadar karanlık olduğu bilinmemektedir - bilinmeyen bir kimyasal bileşikten kaynaklanıyor olabilir. ⓘ

Gaz devleri için geometrik albedo, bu etkiyi değiştirecek bulutlar olmadıkça, genellikle artan metaliklik veya atmosferik sıcaklıkla azalır. Artan bulut sütunu derinliği optik dalga boylarında albedoyu artırır, ancak bazı kızılötesi dalga boylarında azaltır. Optik albedo yaşla birlikte artar, çünkü yaşlı gezegenlerin bulut sütunu derinlikleri daha yüksektir. Optik albedo kütle arttıkça azalır, çünkü yüksek kütleli dev gezegenlerin yüzey çekimleri daha yüksektir, bu da daha düşük bulut sütunu derinlikleri üretir. Ayrıca, eliptik yörüngeler atmosferik bileşimde büyük dalgalanmalara neden olabilir ve bu da önemli bir etkiye sahip olabilir. ⓘ

Büyük ve/veya genç gaz devleri için bazı yakın kızılötesi dalga boylarında yansımadan daha fazla termal emisyon vardır. Dolayısıyla, optik parlaklık tamamen faza bağlı olsa da, bu durum yakın kızılötesinde her zaman geçerli değildir. ⓘ

Gaz devlerinin sıcaklıkları zamanla ve yıldızlarından uzaklaştıkça azalır. Sıcaklığın düşmesi, bulutlar olmasa bile optik albedoyu artırır. Yeterince düşük bir sıcaklıkta, optik albedoyu daha da artıran su bulutları oluşur. Daha da düşük sıcaklıklarda amonyak bulutları oluşur ve bu da çoğu optik ve yakın kızılötesi dalga boyunda en yüksek albedoyla sonuçlanır. ⓘ

Manyetik alan

2014 yılında, HD 209458 b'nin etrafında bir manyetik alan olduğu, hidrojenin gezegenden buharlaşma şeklinden çıkarılmıştır. Bu, bir dış gezegendeki manyetik alanın ilk (dolaylı) tespitidir. Manyetik alanın Jüpiter'inkinin yaklaşık onda biri kadar güçlü olduğu tahmin edilmektedir. ⓘ

Dış gezegenlerin manyetik alanları, LOFAR gibi yeterince hassas radyo teleskoplarla auroral radyo emisyonları ile tespit edilebilir. Radyo emisyonları, bir ötegezegenin iç kısmının dönüş hızının belirlenmesini sağlayabilir ve ötegezegenin dönüşünü ölçmek için bulutların hareketini incelemekten daha doğru bir yol sağlayabilir. ⓘ

Dünya'nın manyetik alanı, akan sıvı metalik çekirdeğinden kaynaklanır, ancak yüksek basınçlı devasa süper-Dünyalarda, karasal koşullar altında yaratılanlarla eşleşmeyen farklı bileşikler oluşabilir. Bileşikler, iç kısımların farklı katmanlara ayrılmasını engelleyebilecek ve böylece farklılaşmamış çekirdeksiz mantolarla sonuçlanabilecek daha büyük viskoziteler ve yüksek erime sıcaklıkları ile oluşabilir. MgSi₃O₁₂ gibi magnezyum oksit formları süper-Dünyalarda bulunan basınç ve sıcaklıklarda sıvı bir metal olabilir ve süper-Dünyaların mantolarında bir manyetik alan oluşturabilir. ⓘ

Sıcak Jüpiterlerin beklenenden daha büyük bir yarıçapa sahip olduğu gözlemlenmiştir. Bunun nedeni yıldız rüzgârı ile gezegenin manyetosferi arasındaki etkileşimin gezegeni ısıtan (Joule ısıtması) bir elektrik akımı yaratarak genişlemesine neden olması olabilir. Bir yıldız manyetik olarak ne kadar aktifse, yıldız rüzgarı o kadar büyük olur ve elektrik akımı da o kadar büyük olur, bu da gezegenin daha fazla ısınmasına ve genişlemesine yol açar. Bu teori, yıldız aktivitesinin şişirilmiş gezegen yarıçapları ile ilişkili olduğu gözlemine uymaktadır. ⓘ

Ağustos 2018'de bilim insanları gaz halindeki döteryumun sıvı metalik hidrojen formuna dönüştüğünü duyurdu. Bu durum araştırmacıların Jüpiter, Satürn ve benzeri dış gezegenler gibi dev gaz gezegenlerini daha iyi anlamalarına yardımcı olabilir; zira bu tür gezegenlerin çok fazla sıvı metalik hidrojen içerdiği ve bunun da gözlemlenen güçlü manyetik alanlarından sorumlu olabileceği düşünülmektedir. ⓘ

Bilim insanları daha önce yakın ötegezegenlerin manyetik alanlarının ev sahibi yıldızlarında yıldız patlamalarının ve yıldız lekelerinin artmasına neden olabileceğini açıklamış olsa da, 2019 yılında HD 189733 sisteminde bu iddianın yanlış olduğu gösterildi. İyi çalışılmış HD 189733 sisteminde "yıldız-gezegen etkileşimlerinin" tespit edilememesi, bu etkiyle ilgili diğer iddiaların da sorgulanmasına yol açmaktadır. ⓘ

2019 yılında 4 sıcak Jüpiter'in yüzey manyetik alanlarının gücü tahmin edilmiş ve Jüpiter'in 4,3 gauss'luk yüzey manyetik alanına kıyasla 20 ila 120 gauss arasında değişmiştir. ⓘ

Levha tektoniği

2007 yılında, iki bağımsız araştırmacı ekibi, daha büyük süper-Dünyalarda levha tektoniği olasılığı konusunda karşıt sonuçlara varmış, bir ekip levha tektoniğinin dönemsel ya da durgun olacağını söylerken, diğer ekip gezegen kuru olsa bile levha tektoniğinin süper-Dünyalarda çok olası olduğunu söylemiştir. ⓘ

Eğer süper-Dünyalar Dünya'nın 80 katından daha fazla suya sahipse, o zaman tüm karaların tamamen sular altında kaldığı okyanus gezegenleri haline gelirler. Ancak, bu sınırdan daha az su varsa, derin su döngüsü okyanuslar ve manto arasında kıtaların var olmasına izin verecek kadar su taşıyacaktır. ⓘ

Volkanizma

55Cancri e'deki büyük yüzey sıcaklığı değişimleri, gezegeni örten ve termal emisyonları engelleyen büyük toz bulutlarını serbest bırakan olası volkanik faaliyetlere bağlanmıştır. ⓘ

Halkalar

1SWASP J140747.93-394542.6 yıldızı, Satürn'ün halkalarından çok daha büyük bir halka sistemi tarafından çevrelenen bir cisim tarafından yörüngeye oturtulmuştur. Bununla birlikte, nesnenin kütlesi bilinmemektedir; bir gezegen yerine kahverengi bir cüce veya düşük kütleli bir yıldız olabilir. ⓘ

Fomalhaut b'nin optik görüntülerinin parlaklığı, yarıçapı Jüpiter'in yarıçapının 20 ila 40 katı arasında, Galile uydularının yörüngelerinin büyüklüğü kadar olan bir gezegen halkası sisteminden yansıyan yıldız ışığından kaynaklanıyor olabilir. ⓘ

Güneş Sistemi'nin gaz devlerinin halkaları gezegenlerinin ekvatoru ile aynı hizadadır. Bununla birlikte, yıldızlarına yakın yörüngede dönen ötegezegenler için, yıldızdan gelen gelgit kuvvetleri bir gezegenin en dış halkalarının gezegenin yıldız etrafındaki yörünge düzlemiyle hizalanmasına yol açacaktır. Bir gezegenin en iç halkaları yine de gezegenin ekvatoru ile hizalanacaktır, böylece gezegenin eğik bir dönme ekseni varsa, iç ve dış halkalar arasındaki farklı hizalamalar çarpık bir halka sistemi yaratacaktır. ⓘ

Aylar

Aralık 2013'te haydut bir gezegene ait bir ötegezegen adayı duyuruldu. 3 Ekim 2018'de Kepler-1625b'nin yörüngesinde dönen büyük bir ötegezegene işaret eden kanıtlar rapor edildi. ⓘ

Atmosferler

İki dış gezegende berrak ve bulutlu atmosferler. ⓘ

Birkaç ötegezegenin etrafında atmosferler tespit edilmiştir. İlk gözlemlenen 2001 yılında HD 209458 b idi. ⓘ

Cassini tarafından Titan üzerinde yapılan gün batımı çalışmaları ötegezegen atmosferlerinin anlaşılmasına yardımcı olmaktadır (sanatçı konsepti). ⓘ

Şubat 2014 itibariyle elliden fazla geçiş yapan ve beş doğrudan görüntülenen ötegezegen atmosferi gözlemlenmiş, bu da moleküler spektral özelliklerin saptanması; gündüz-gece sıcaklık gradyanlarının gözlemlenmesi ve dikey atmosferik yapıya ilişkin kısıtlamalarla sonuçlanmıştır. Ayrıca, geçiş yapmayan sıcak Jüpiter Tau Boötis b'de bir atmosfer tespit edilmiştir. ⓘ

Mayıs 2017'de, Dünya'dan bir milyon mil ötede yörüngedeki bir uydudan parıldayan ışığın, atmosferdeki buz kristallerinden yansıyan ışık olduğu tespit edildi. Bunu belirlemek için kullanılan teknoloji, ötegezegenler de dahil olmak üzere uzak dünyaların atmosferlerinin incelenmesinde faydalı olabilir. ⓘ

Kuyruklu yıldız benzeri kuyruklar

KIC 12557548 b, yıldızına çok yakın, buharlaşan ve bir kuyruklu yıldız gibi bulut ve tozdan oluşan bir kuyruk bırakan küçük bir kayalık gezegendir. Toz, volkanlardan püsküren ve küçük gezegenin düşük yüzey çekimi nedeniyle kaçan kül olabilir ya da yıldıza bu kadar yakın olmanın yüksek sıcaklıkları nedeniyle buharlaşan metallerden kaynaklanabilir ve metal buharı daha sonra toza dönüşebilir. ⓘ

Haziran 2015'te bilim insanları GJ 436 b'nin atmosferinin buharlaşarak gezegenin etrafında dev bir buluta ve ev sahibi yıldızdan gelen radyasyon nedeniyle 14 milyon km (9 milyon mil) uzunluğunda uzun bir kuyruğa neden olduğunu bildirdi. ⓘ

Güneşlenme modeli

1:1 spin-yörünge rezonansına sahip olan gezegenlerin yıldızları her zaman doğrudan tepelerinde bir noktada parlayacak ve bu nokta sıcak olacak, karşı yarımküre ise hiç ışık almayacak ve dondurucu soğuk olacaktır. Böyle bir gezegen, sıcak noktanın gözbebeği olduğu bir göz küresine benzeyebilir. Eksantrik yörüngeye sahip gezegenler başka rezonanslarda kilitli olabilir. 3:2 ve 5:2 rezonansları, hem doğu hem de batı yarım kürelerinde sıcak noktalar bulunan çift göz küresi modeliyle sonuçlanabilir. Hem eksantrik bir yörüngeye hem de eğik bir dönme eksenine sahip gezegenler daha karmaşık güneşlenme modellerine sahip olacaktır. ⓘ

Yüzey

Yüzey bileşimi

Yüzey özellikleri, emisyon ve yansıma spektroskopisi ile iletim spektroskopisi karşılaştırılarak atmosferik özelliklerden ayırt edilebilir. Dış gezegenlerin orta kızılötesi spektroskopisi kayalık yüzeyleri tespit edebilir ve yakın kızılötesi magma okyanuslarını veya yüksek sıcaklıktaki lavları, hidratlı silikat yüzeyleri ve su buzunu tanımlayabilir, kayalık ve gazlı dış gezegenleri ayırt etmek için kesin bir yöntem sağlar. ⓘ

Yüzey sıcaklığı

Sanatçının ötegezegenin atmosferindeki sıcaklık değişimini gösteren çizimi. ⓘ

Bir ötegezegenin sıcaklığı, ana yıldızından aldığı ışığın yoğunluğu ölçülerek tahmin edilebilir. Örneğin, OGLE-2005-BLG-390Lb gezegeninin yüzey sıcaklığının kabaca -220 °C (50 K) olduğu tahmin edilmektedir. Bununla birlikte, bu tür tahminler gezegenin genellikle bilinmeyen albedosuna bağlı olduğundan ve sera etkisi gibi faktörler bilinmeyen komplikasyonlar getirebileceğinden önemli ölçüde hatalı olabilir. Birkaç gezegenin sıcaklığı, gezegen yörüngesinde hareket ederken ve ana yıldızı tarafından tutulduğunda kızılötesi radyasyondaki değişim gözlemlenerek ölçülmüştür. Örneğin, HD 189733b gezegeninin gündüz tarafında ortalama sıcaklığının 1,205 K (932 °C), gece tarafında ise 973 K (700 °C) olduğu tahmin edilmektedir. ⓘ

Yaşanabilirlik

Daha fazla gezegen keşfedildikçe, ötegezegenbilim alanı güneş dışı dünyaların daha derinlemesine incelenmesine doğru büyümeye devam edecek ve nihayetinde Güneş Sistemi dışındaki gezegenlerde yaşam olasılığını ele alacaktır. Kozmik uzaklıklarda yaşam ancak gezegensel ölçekte gelişmişse ve gezegensel ortamı, değişikliklerin klasik fiziko-kimyasal süreçlerle (denge dışı süreçler) açıklanamayacağı şekilde güçlü bir şekilde değiştirmişse tespit edilebilir. Örneğin, moleküler oksijen (O
₂) Dünya atmosferindeki oksijen, canlı bitkiler ve birçok mikroorganizma tarafından gerçekleştirilen fotosentezin bir sonucudur, bu nedenle dış gezegenlerde yaşamın bir göstergesi olarak kullanılabilir, ancak az miktarda oksijen biyolojik olmayan yollarla da üretilebilir. Ayrıca, potansiyel olarak yaşanabilir bir gezegen, yeterli atmosfer basıncına sahip gezegen kütleli nesnelerin yüzeylerinde sıvı suyu destekleyebileceği bir mesafede sabit bir yıldızın yörüngesinde olmalıdır. ⓘ

Yaşanabilir bölge

Bir yıldızın etrafındaki yaşanabilir bölge, gezegenin yüzeyinde sıvı halde su bulunmasına izin verecek sıcaklığın doğru olduğu bölgedir; yani, suyun buharlaşması için yıldıza çok yakın olmaması ve suyun donması için yıldızdan çok uzak olmaması gerekir. Yıldızlar tarafından üretilen ısı, yıldızın büyüklüğüne ve yaşına bağlı olarak değişir, böylece yaşanabilir bölge farklı yıldızlar için farklı mesafelerde olabilir. Ayrıca, gezegendeki atmosferik koşullar gezegenin ısıyı tutma kabiliyetini etkiler, böylece yaşanabilir bölgenin konumu da her gezegen türüne özgüdür: çok az su içeren çöl gezegenleri (kuru gezegenler olarak da bilinir), atmosferde Dünya'dan daha az su buharına sahip olacak ve bu nedenle sera etkisi azalacaktır, yani bir çöl gezegeni yıldızına Dünya'nın Güneş'e olduğundan daha yakın su vahalarını koruyabilir. Su eksikliği aynı zamanda ısıyı uzaya yansıtacak daha az buz olduğu anlamına gelir, bu nedenle çöl gezegenlerinin yaşanabilir bölgelerinin dış kenarı daha uzaktır. Kalın bir hidrojen atmosferine sahip kayalık gezegenler, Dünya-Güneş mesafesinden çok daha uzakta yüzey suyunu koruyabilir. Daha büyük kütleli gezegenler daha geniş yaşanabilir bölgelere sahiptir çünkü yerçekimi su bulutu sütun derinliğini azaltarak su buharının sera etkisini azaltır ve böylece yaşanabilir bölgenin iç kenarını yıldıza yaklaştırır. ⓘ

Gezegenin dönüş hızı atmosferin dolaşımını ve dolayısıyla bulutların şeklini belirleyen en önemli faktörlerden biridir: yavaş dönen gezegenler daha fazla yansıma yapan kalın bulutlar oluşturur ve böylece yıldızlarına çok daha yakın yaşanabilir olabilirler. Dünya, Venüs'ün yavaş dönüşüne sahip olsaydı, mevcut atmosferiyle Venüs'ün yörüngesinde yaşanabilir olurdu. Eğer Venüs sera etkisi nedeniyle su okyanusunu kaybettiyse, geçmişte daha yüksek bir dönüş hızına sahip olması muhtemeldir. Alternatif olarak, Venüs'ün hiçbir zaman bir okyanusu olmadı çünkü oluşumu sırasında su buharı uzaya kayboldu ve tarihi boyunca yavaş dönüşüne sahip olabilirdi. ⓘ

Gelgitsel olarak kilitlenmiş gezegenler (diğer adıyla "göz küresi" gezegenleri) bulutların etkisi nedeniyle yıldızlarına daha önce düşünülenden daha yakın yaşanabilir olabilir: yüksek yıldız akısında, güçlü konveksiyon, gezegensel albedoyu büyük ölçüde artıran ve yüzey sıcaklıklarını düşüren yıldız altı noktaya yakın kalın su bulutları üretir. ⓘ

Yaşanabilir bölgeler genellikle yüzey sıcaklığı açısından tanımlanmıştır, ancak Dünya'nın biyokütlesinin yarısından fazlası yüzey altı mikroplarından gelir ve sıcaklık derinlikle artar, bu nedenle yüzey donduğunda yüzey altı mikrobiyal yaşam için elverişli olabilir ve bu dikkate alınırsa, yaşanabilir bölge yıldızdan çok daha uzağa uzanır, haydut gezegenler bile yeraltında yeterli derinliklerde sıvı suya sahip olabilir. Evrenin daha erken bir döneminde kozmik mikrodalga arka planının sıcaklığı, var olan kayalık gezegenlerin bir yıldıza olan uzaklıklarından bağımsız olarak yüzeylerinde sıvı su bulunmasına izin verirdi. Jüpiter benzeri gezegenler yaşanabilir olmayabilir, ancak yaşanabilir uydulara sahip olabilirler. ⓘ

Buzul çağları ve kartopu durumları

Yaşanabilir bölgenin dış kenarı gezegenlerin tamamen donduğu yerdir, ancak yaşanabilir bölgenin çok içindeki gezegenler periyodik olarak donabilir. Yörünge dalgalanmaları ya da diğer nedenler soğumaya yol açarsa, bu daha fazla buz oluşturur, ancak buz güneş ışığını yansıtarak daha da fazla soğumaya neden olur ve gezegen tamamen ya da neredeyse tamamen donana kadar bir geri besleme döngüsü yaratır. Yüzey donduğunda, bu durum karbondioksit ayrışmasını durdurur ve volkanik emisyonlardan kaynaklanan karbondioksitin atmosferde birikmesine neden olur. Bu da gezegeni tekrar çözen bir sera etkisi yaratır. Büyük bir eksenel eğime sahip gezegenlerin kartopu durumuna girme olasılığı daha düşüktür ve sıvı suyu yıldızlarından daha uzakta tutabilirler. Büyük eksenel eğim dalgalanmaları, sabit büyük bir eğimden daha fazla bir ısınma etkisine sahip olabilir. Paradoksal olarak, kırmızı cüceler gibi daha soğuk yıldızların yörüngesindeki gezegenlerin kartopu durumuna girme olasılığı daha düşüktür, çünkü daha soğuk yıldızlar tarafından yayılan kızılötesi radyasyon çoğunlukla buz tarafından emilen ve onu ısıtan dalga boylarındadır. ⓘ

Gelgit ısınması

Eğer bir gezegen eksantrik bir yörüngeye sahipse, gelgit ısınması yıldız radyasyonunun yanı sıra başka bir enerji kaynağı da sağlayabilir. Bu da radyatif yaşanabilir bölgedeki eksantrik gezegenlerin sıvı su için çok sıcak olabileceği anlamına gelir. Gelgitler ayrıca yörüngeleri zaman içinde daireselleştirir, bu nedenle yaşanabilir bölgede dairesel yörüngeleri olan ancak eskiden eksantrik yörüngeleri olduğu için su bulunmayan gezegenler olabilir. Yaşanabilir bölgeden daha uzaktaki eksantrik gezegenlerin yüzeyleri hala donmuş olabilir ancak gelgit ısınması Europa'nınkine benzer bir yüzey altı okyanusu yaratabilir. Upsilon Andromedae sisteminde olduğu gibi bazı gezegen sistemlerinde, yörüngelerin dışmerkezliği sistemdeki diğer gezegenlerden gelen pertürbasyonlarla korunur ve hatta periyodik olarak değişir. Gelgit ısınması mantodan gaz çıkışına neden olarak bir atmosferin oluşmasına ve yenilenmesine katkıda bulunabilir. ⓘ

Potansiyel olarak yaşanabilir gezegenler

2015 yılında yapılan bir inceleme, Kepler-62f, Kepler-186f ve Kepler-442b ötegezegenlerini potansiyel olarak yaşanabilir olmak için en iyi adaylar olarak tanımladı. Bunlar sırasıyla 1200, 490 ve 1.120 ışık yılı uzaklıkta yer almaktadır. Bunlardan Kepler-186f, 1,2 Dünya yarıçapı ölçüsüyle Dünya'ya benzer büyüklüktedir ve kırmızı cüce yıldızının etrafındaki yaşanabilir bölgenin dış kenarına doğru yer almaktadır. ⓘ

En yakın karasal dış gezegen adaylarına bakıldığında, Proxima Centauri b yaklaşık 4,2 ışık yılı uzaklıktadır. Denge sıcaklığının -39 °C (234 K) olduğu tahmin edilmektedir. ⓘ

Dünya büyüklüğünde gezegenler

• Kasım 2013'te Samanyolu galaksisindeki Güneş benzeri yıldızların %22±8'inin yaşanabilir bölgede Dünya büyüklüğünde bir gezegene sahip olabileceği tahmin edilmiştir. Samanyolu'nda 200 milyar yıldız olduğu varsayılırsa, bu 11 milyar potansiyel olarak yaşanabilir Dünya anlamına gelir ve kırmızı cüceler de dahil edildiğinde 40 milyara yükselir.
• Kepler-186f, bir kırmızı cücenin yaşanabilir bölgesinde 1,2 Dünya yarıçapında bir gezegen, Nisan 2014'te rapor edildi.
• Proxima Centauri b, güneş sistemine bilinen en yakın yıldız olan Proxima Centauri'nin yaşanabilir bölgesinde, tahmini minimum kütlesi Dünya'nın kütlesinin 1,27 katı olan bir gezegen.
• Şubat 2013'te araştırmacılar küçük kırmızı cücelerin %6'sının Dünya büyüklüğünde gezegenlere sahip olabileceğini öne sürdüler. Bu da Güneş Sistemi'ne en yakın olanının 13 ışık yılı uzaklıkta olabileceğini göstermektedir. Tahmini mesafe %95 güven aralığı kullanıldığında 21 ışık yılına çıkmaktadır. Mart 2013'te revize edilen bir tahmine göre kırmızı cücelerin yaşanabilir bölgesinde Dünya büyüklüğünde gezegenlerin bulunma oranı %50'dir.
• Dünya'nın yarıçapının 1,63 katı olan Kepler-452b, G2 tipi Güneş benzeri bir yıldızın etrafındaki "yaşanabilir bölgede" keşfedilen ilk Dünya'ya yakın büyüklükteki gezegendir (Temmuz 2015). ⓘ

Arama projeleri

• CoRoT - Transit yöntemini kullanarak ötegezegen arama misyonu.
• Kepler - Geçiş yöntemini kullanarak çok sayıda ötegezegen arama misyonu.
• TESS - Yeni ötegezegenleri aramak için; iki yıllık görevinin sonunda gökyüzünün her yerinden yıldızları gözlemlemiş olacak. En az 3.000 yeni ötegezegen bulması beklenmektedir.
• HARPS - ESO'nun Şili'deki La Silla Gözlemevi'nde bulunan 3.6m teleskobuna yerleştirilen yüksek hassasiyetli echelle gezegen bulma spektrografı. ⓘ

Keşif tarihi

Doğrulanmış keşifler

İlk yayımlanan ve sonrasında da doğrulanan keşif Kanadalı astronomlar Bruce Campbell, G. A. H. Walker ve S. Yang tarafından 1988'de yapıldı. Astronomların radyal hız gözlemleri Gama Cephei yıldızının yörüngesindeki bir gezegenin varlığını işaret ediyordu. ⓘ

Genel özellikleri

Ölçülmüş özellikler

Bilinen güneş dışı gezegen adaylarının çoğu doğrudan olmayan yöntemlerle keşfedildi. Dolayısı ile onlara ait sadece belli başlı fiziksel ve yörüngesel parametreler belirlenebildi. Radyal hız metodu ile yörünge eğikliği dışında, yörünge süresi, yarı büyük eksen, dışmerkezlik, açısal uzaklık, periapsis boylamı, enberi zamanı da dahil bütün yörünge elemanları bulundu. Bilinmeyen yörünge eğikliğinin sebebi kütleni bilinmemesi ile ilgilidir, bu yüzden genellikle sadece minimum kütle değeri verilir. ⓘ

Dikkat çeken Güneş dışı gezegenler

İlk keşifler

İlk gezegen adayı 6 Ekim 1995 yılında, 50 ışık yılı uzağımızdaki 51 Pegasi yıldızının çevresinde belirlendi. Araştırmacılar, gezegenin yaklaşık Jüpiter büyüklüğünde, ama yıldız çevresindeki yörüngesinin, bizim Merkür'ün Güneş'e olan uzaklığından sekiz kat daha yakın olduğunu belirlediler. Elbette bu yakınlıktaki bir gezegen, cehennem gibi sıcak olmalıdır. O günden bu yana keşefedilen yeni gezegenlerin sayısı da hızla arttı. Teleskopların ayna çaplarının giderek artması ve milyonlarca yıldızın aynı anda gözlenmesini sağlayan bilgisayar programları sayesinde son yıllarda gezegen keşiflerinde bir patlama yaşanmıştır. ⓘ

Diğer dikkat çeken keşifler

Tarih aralıklarına göre diğer dikkati çeken Güneş dışı gezegen keşifleri: ⓘ

2007 - 2009 arası

2007, HD 209458 b ve HD 189733 b

21 Şubat 2007 yılında NASA ve Nature HD 209458 b ve HD 189733 b tayfları doğrudan gözlenen ilk iki Güneş dışı gezegen oldukları haberi yayınlandı. ⓘ

2007, Gliese 581 c

24 Nisan 2007'de Space.com, sıvı halde su bulunan ve yaşam olması muhtemel bir gezegenin varlığını duyurdu. ⓘ