Dikine hız yöntemi

Dikine hız yöntemi, bir yıldızın çevresinde dolanan gezegenin yıldızı hafifçe çekmesi sonucu yıldızın bize doğru ve bizden uzağa yaptığı küçük hız değişimini, ışığın Doppler kaymasından ölçerek ötegezegen bulma tekniğidir. "Yıldız sallanması" yöntemi de denir.

Nasıl işler?

Bir gezegen ve yıldızı, aslında ortak bir kütle merkezi etrafında döner. Yıldız çok daha ağır olduğu için bu merkez neredeyse yıldızın içindedir ve yıldız yalnızca küçük bir çember çizer. Yıldız bize doğru hareket ederken tayf çizgileri maviye, uzaklaşırken kırmızıya kayar. Kayma miktarı, Δλ/λ = v/c bağıntısıyla hıza çevrilir; burada c ışık hızıdır.

Bu etkiler son derece küçüktür. Jüpiter, Güneş'i saniyede yaklaşık 12,5 metre hızla sallar; bu salınımın periyodu yaklaşık 12 yıldır. Dünya ise 1 astronomik birim uzaklıkta yalnızca yaklaşık 9 santimetre/saniye etki eder. Şili'deki HARPS tayfölçeri yaklaşık 0,3 m/s'lik kaymaları ayırt edebilir; ESPRESSO gibi yeni kuşak aygıtların ölçüm hatasının 0,1 m/s'nin altında olduğu tahmin edilir. Bu da Dünya benzeri bir gezegeni bulmayı kuramsal olarak mümkün kılar.

Yöntemin verdiği kütle gerçek kütle değil, alt sınırdır: m·sin i. Yörünge düzleminin bize göre eğimi bilinmediği için kütle bu eğime bağlı olarak belirsiz kalır. Geçiş yöntemiyle birleştirildiğinde eğim de bilinir ve gerçek kütle çıkar.

Yıldızın kendi hareketi de ölçümü bozabilir. Güneş lekeleri, parlamalar ve yüzeydeki konveksiyon, gezegen sinyaline benzeyen gürültü üretir. Gerçek gezegen sinyalini bu "yıldız etkinliğinden" ayırmak, günümüzde en büyük zorluktur.

Örnekler

51 Pegasi b, Güneş benzeri bir yıldızın çevresinde bulunan ilk ötegezegendir. Yörünge süresi yalnızca yaklaşık 4,2 gündür ve kütlesinin alt sınırı Jüpiter'in kütlesinin yaklaşık yarısıdır. Yıldızına bu denli yakın bir gaz devi, o güne kadarki gezegen oluşum kuramlarını sarstı ve "sıcak Jüpiter" sınıfını doğurdu.

Proxima b, en yakın yıldız Proxima Centauri'nin çevresinde 11,2 günde dönen bir gezegendir ve kütlesinin alt sınırı Dünya'nınkine çok yakındır (yaklaşık 1,07 Dünya kütlesi). Keşfi 2016'da dikine hızla yapıldı.

Tarihçe

Yöntem fikri Otto Struve tarafından 1952'de önerildi. 1992'de Aleksander Wolszczan ve Dale Frail bir pulsarın çevresindeki gezegenleri atım zamanlamasıyla buldu; bu, ilk kesin ötegezegen keşfi sayılır. Ancak bu gezegenler Güneş benzeri bir yıldızın değil, bir nötron yıldızının çevresindedir. 1995'te Michel Mayor ve Didier Queloz, 51 Pegasi b'yi Haute-Provence Gözlemevi'nde dikine hızla keşfetti. Bu çalışma 2019 Nobel Fizik Ödülü ile onurlandırıldı (ödül James Peebles ile paylaşıldı).

Neden önemli?

Yöntem uzun yıllar ötegezegen keşfinin başlıca aracıydı ve hâlâ gezegen kütlelerini ölçmenin en güvenilir yoludur. Kütle bilinmeden gezegenin yoğunluğu ve bileşimi hakkında yorum yapılamaz. Dünya benzeri gezegenleri yakalama hedefi ise gelecek nesil tayfölçerlerin ve daha uzun süreli gözlemlerin işidir.

Bilmeye değer ayrıntılar

Dikine hız ölçümleri yıllarca sürebilir; çünkü uzun yörüngeli bir gezegenin tam turu için aynı yıldızın aynı hassasiyetle tekrar tekrar gözlenmesi gerekir. Jüpiter benzeri bir gezegen için bu süre on iki yıl, Satürn benzeri için neredeyse otuz yıldır. Bu yüzden bu yöntem, kısa yörüngeli büyük gezegenleri bulmaya daha elverişlidir ve keşiflerin başlangıçta sıcak Jüpiterlerle dolu çıkmasının nedeni de budur: yöntem onları tercih eder. Bugünkü tayfölçerler hem ışığı çok ince ayrıştırır hem de dalga boyu kalibrasyonu için özel lazer taraklar kullanır; amaç, Dünya'nın Güneş üzerindeki yaklaşık 9 santimetre/saniyelik izini bir gün ayırt edebilmektir.

İlgili terimler

• Geçiş yöntemi
• Doppler kayması
• Ötegezegen
• Tayf
• Kütle merkezi