Geçiş yöntemi

Geçiş yöntemi, bir gezegenin yıldızı ile bizim aramızdan geçerken yıldızın parlaklığında oluşturduğu küçük ve düzenli düşüşü yakalayarak ötegezegen bulmaya yarayan yöntemdir. Bugüne kadar bulunan ötegezegenlerin yarısından fazlası bu yolla keşfedilmiştir.

Nasıl işler?

Gezegen yıldızının önünden geçince diskin küçük bir kısmını kapatır. Parlaklıktaki düşüş oranı, gezegenin yarıçapının yıldızın yarıçapına oranının karesine yaklaşık eşittir. Jüpiter büyüklüğünde bir gezegen Güneş benzeri bir yıldızın ışığını yaklaşık yüzde 1 azaltır. Dünya büyüklüğünde bir gezegen ise yalnızca yaklaşık yüzde 0,008 azaltır; bu çok küçük bir farktır ve ancak uzay teleskoplarının hassasiyetiyle ölçülebilir.

Düşüşün tekrar etme aralığı yörünge süresini verir. Böylece yıldız kütlesi bilindiğinde Kepler yasalarıyla yörünge uzaklığı hesaplanabilir. Düşüşün derinliği ise gezegenin boyutunu belirler.

Yöntemin bir kısıtı geometridir: gezegenin yörünge düzleminin bize yandan bakması gerekir. Rastgele yönelmiş bir sistemde bunun olasılığı yaklaşık olarak yıldız yarıçapının yörünge yarıçapına oranıdır. Güneş benzeri bir yıldızın çevresinde Dünya yörüngesi için bu olasılık yüzde 0,5 civarındadır. Bu nedenle çok sayıda yıldız aynı anda izlenmelidir.

Başka bir sorun yanlış alarmlardır. Örneğin ikili yıldız sistemlerinde iki yıldızın birbirini örtmesi gezegen geçişine benzeyebilir. Bu yüzden adaylar genellikle dikine hız yöntemiyle ya da başka ölçümlerle doğrulanır. İki yöntemi birleştirmek hem yarıçapı hem kütleyi verdiği için gezegenin yoğunluğunu da ortaya koyar; bu da gezegenin kayaç mı gaz devi mi olduğunu söyler.

Örnekler

Kepler Uzay Teleskobu 2009'da fırlatıldı; Kuğu, Çalgı ve Ejderha takımyıldızlarının kesiştiği bölgedeki yaklaşık 150 bin yıldızı izledi ve görevi boyunca 2600'den fazla gezegen keşfetti. Sonrasında TESS (2018'den beri) tüm gökyüzünü tarayarak yakın ve parlak yıldızların gezegenlerine odaklandı. CoRoT ise 2006'da başlayan, Fransız Uzay Ajansı öncülüğündeki önceki görevdir.

Geçiş sırasında yıldız ışığı gezegenin atmosferinden süzülür ve bazı dalga boyları emilir. Bu "geçiş tayfı" sayesinde atmosfer bileşimi saptanabilir. HST ile HD 209458b'de sodyum, James Webb Uzay Teleskobu ile WASP-39b'de karbondioksit gibi moleküller bulundu.

Tarihçe

İlk fikir 1950'lerde Otto Struve'ye kadar uzanır. Bir gezegenin geçişinin ilk gözlemi 1999'da HD 209458b ile yapıldı; bu gezegen daha önce dikine hızla bulunmuştu. Geçiş yöntemiyle keşfedilen ilk gezegen ise 2002'de OGLE projesinin bulduğu OGLE-TR-56b oldu. Merkür ve Venüs'ün Güneş'in önünden geçişleri de aynı olaydır; Venüs geçişi en son 5-6 Haziran 2012'de görüldü ve bir sonraki Aralık 2117'de olacak.

Neden önemli?

Yöntem, gezegen sayımı yapmamıza ve gezegenlerin ne kadar yaygın olduğunu anlamamıza imkân verdi. Bugün birçok yıldızın ortalama olarak en az bir gezegeni olduğu düşünülüyor.

Bilmeye değer ayrıntılar

Geçiş yöntemi, gezegenin yalnızca varlığını değil, gündüz tarafının sıcaklığı gibi ayrıntıları da gösterebilir. Gezegen yıldızın arkasından geçerken (ikincil tutulma) toplam ışık hafifçe azalır; bu azalma gezegenin kendi yaydığı ışıktır ve gündüz tarafının sıcaklığı hakkında bilgi verir. Ayrıca geçiş zamanlarının düzenli olmaması, aynı sistemde başka bir gezegenin çekimine işaret edebilir. Bu "geçiş zamanı değişimleri" kütlesi küçük, dolayısıyla başka yöntemlerle görülemeyecek gezegenleri bulmak için kullanılmıştır. Yöntemin en büyük eksiği, yalnızca doğru hizada olan sistemleri yakalaması ve çok büyük yörüngeli gezegenlerin geçişinin uzun yıllar beklemeyi gerektirmesidir.

İlgili terimler

• Dikine hız yöntemi
• Ötegezegen
• Kepler Uzay Teleskobu
• Tayf
• Yaşanabilir bölge