İçeriğe atla

Ötegezegenleri tespit etme yöntemleri

Vikipedi, özgür ansiklopedi
2022'ye kadar her yıl ötegezegen keşiflerinin sayısı. Renkler, tespit yöntemini göstermektedir.
  Doğrudan görüntüleme
  Mikromercekleme
  Geçiş
  Radyal hız
  Zamanlama

Herhangi bir gezegen, ana yıldızıyla karşılaştırıldığında son derece zayıf bir ışık kaynağıdır. Örneğin Güneş gibi bir yıldız, etrafında dönen gezegenlerden yansıyan ışıktan yaklaşık bir milyar kat daha parlaktır. Bu kadar zayıf bir ışık kaynağını tespit etmenin esas zorluğuna ek olarak, ana yıldızdan gelen ışık, onu silip süpüren bir parlamaya neden olur. Bu nedenlerden ötürü, Ocak 2024 itibarıyla rapor edilen ötegezegenlerin çok azı doğrudan gözlemlendi; hatta daha azı, konak yıldızdan ayrıştırıldı.

Bunun yerine gök bilimciler genellikle güneş dışı gezegenleri tespit etmek için dolaylı yöntemlere başvurmak zorunda kaldılar. 2016 yılı itibarıyla birçok farklı dolaylı yöntem başarı sağlamıştır.

Resmî tespit yöntemleri

[değiştir | kaynağı değiştir]

Aşağıdaki yöntemlerin, yeni bir gezegenin keşfedilmesinde veya halihazırda keşfedilmiş bir gezegenin tespit edilmesinde en az bir kez başarılı olduğu kanıtlanmıştır:

Radyal hız

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana maddeler: Doppler spektroskopisi ve Radyal hız yöntemi ile tespit edilen ötegezegenler listesi
18 Delphini b'nin radyal hız yöntemi grafiği

Gezegeni olan bir yıldız, gezegenin kütleçekimine tepki olarak kendi küçük yörüngesinde hareket edecektir. Bu, yıldızın Dünya'ya doğru veya Dünya'dan uzaklaşma hızında değişikliklere yol açar, yani değişiklikler yıldızın Dünya'ya göre radyal hızındadır. Radyal hız, Doppler etkisi nedeniyle ana yıldızın spektral çizgilerindeki yer değiştirmeden çıkarılabilir.[1] Radyal hız yöntemi, ikili kütle fonksiyonunu kullanarak gezegenin varlığını doğrulamak için bu değişimleri ölçer.

Yıldızın sistemin kütle merkezi etrafındaki hızı gezegeninkinden çok daha küçüktür çünkü kütle merkezi etrafındaki yörüngesinin yarıçapı çok küçüktür. (Örneğin Güneş, Jüpiter'in etkisiyle yaklaşık 13 m/s hareket ederken, Dünya'nın etkisiyle yalnızca 9 cm/s kadar hareket eder). Bununla birlikte, 3 m/s veya biraz daha düşük hız değişimleri, Şili La Silla Gözlemevi'ndeki ESO 3,6 metre teleskobundaki HARPS (High Accuracy Radial Velocity Planet Searcher) spektrometresi, Keck teleskoplarındaki HIRES spektrometresi veya Lowell Keşif Teleskobu'ndaki EXPRES gibi modern spektrometrelerle tespit edilebilir.↵Radyal hızı ölçmenin özellikle basit ve ucuz bir yöntemi "dışarıdan dağılmış interferometri"dir.[2]

Yaklaşık 2012 yılına kadar radyal hız yöntemi (Doppler spektroskopisi olarak da bilinir) gezegen avcıları tarafından kullanılan en verimli teknikti. (2012'den sonra Kepler uzay aracının transit yöntemi bu yöntemi geride bıraktı). Radyal hız sinyali mesafeden bağımsızdır, ancak yüksek hassasiyet elde etmek için yüksek sinyal-gürültü oranı spektrumları gerektirir ve bu nedenle genellikle yalnızca nispeten yakın yıldızlar için, Dünya'dan yaklaşık 160 ışık yılına kadar, düşük kütleli gezegenleri bulmak için kullanılır. Ayrıca tek bir teleskopla aynı anda çok sayıda hedef yıldızı gözlemlemek de mümkün değildir. Jovian kütleli gezegenler birkaç bin ışık yılı uzaklıktaki yıldızların etrafında tespit edilebilir. Bu yöntem yıldızlara yakın olan büyük kütleli gezegenleri kolayca bulur. Modern spektrograflar, ana yıldızdan 10 astronomik birim uzaklıkta yörüngede bulunan Jüpiter kütleli gezegenleri de kolayca tespit edebilir, ancak bu gezegenlerin tespiti uzun yıllar süren gözlemler gerektirir. Dünya kütleli gezegenler şu anda sadece düşük kütleli yıldızların etrafındaki çok küçük yörüngelerde tespit edilebilmektedir, örneğin Proxima b.

Düşük kütleli yıldızların etrafındaki gezegenleri tespit etmek iki nedenden dolayı daha kolaydır: Birincisi, bu yıldızlar gezegenlerin yerçekimsel çekimlerinden daha fazla etkilenir. İkinci neden ise düşük kütleli ana dizi yıldızlarının genellikle nispeten yavaş dönmesidir. Hızlı dönme spektral çizgi verilerini daha az net hale getirir çünkü yıldızın yarısı gözlemcinin bakış açısından hızla uzaklaşırken diğer yarısı yaklaşır. Daha büyük kütleli yıldızların etrafındaki gezegenleri tespit etmek, yıldız ana diziden ayrılmışsa daha kolaydır, çünkü ana diziden ayrılmak yıldızın dönüşünü yavaşlatır.

Bazen Doppler spektrografisi, özellikle çok gezegenli ve çok yıldızlı sistemlerde yanlış sinyaller üretir. Manyetik alanlar ve belirli yıldız aktivitesi türleri de yanlış sinyaller verebilir. Ev sahibi yıldızın birden fazla gezegeni olduğunda, yanlış sinyaller yetersiz veriye sahip olmaktan da kaynaklanabilir, böylece yıldızlar genellikle sürekli olarak gözlemlenmediğinden, birden fazla çözüm verilere uyabilir.[3] Yanlış sinyallerin bazıları, gezegen sisteminin kararlılığını analiz ederek, ev sahibi yıldız üzerinde fotometri analizi yaparak ve dönme periyodunu ve yıldız aktivitesi döngü periyotlarını bilerek ortadan kaldırılabilir.

Yörüngeleri Dünya'dan görüş hattına oldukça eğimli olan gezegenler daha küçük görünür sallantılar üretir ve bu nedenle tespit edilmeleri daha zordur. Radyal hız yönteminin avantajlarından biri, gezegenin yörüngesinin eksantrikliğinin doğrudan ölçülebilmesidir. Radyal hız yönteminin ana dezavantajlarından biri, yalnızca bir gezegenin minimum kütlesini tahmin edebilmesidir (). Eğim açısı i'nin sonsal dağılımı gezegenlerin gerçek kütle dağılımına bağlıdır.[4] Bununla birlikte, sistemde birbirine nispeten yakın yörüngede dönen ve yeterli kütleye sahip birden fazla gezegen olduğunda, yörünge kararlılığı analizi bu gezegenlerin maksimum kütlesini kısıtlamaya olanak tanır. Radyal hız yöntemi, transit yöntemiyle elde edilen bulguları doğrulamak için kullanılabilir. Her iki yöntem birlikte kullanıldığında, gezegenin gerçek kütlesi tahmin edilebilir.

Yıldızın radyal hızı sadece bir gezegenin minimum kütlesini verse de, gezegenin spektral çizgileri yıldızın spektral çizgilerinden ayırt edilebiliyorsa, gezegenin radyal hızı bulunabilir ve bu da gezegenin yörüngesinin eğimini verir. Bu da gezegenin gerçek kütlesinin ölçülmesini sağlar. Bu aynı zamanda yanlış pozitifleri elimine eder ve gezegenin bileşimi hakkında da veri sağlar. Asıl sorun, böyle bir tespitin ancak gezegen nispeten parlak bir yıldızın etrafında dönüyorsa ve gezegen çok fazla ışık yansıtıyor ya da yayıyorsa mümkün olmasıdır.[5]

Geçiş fotometrisi

[değiştir | kaynağı değiştir]
Lengthening brightness dips from 1b to 1h. Shallowest to deepest dips: 1h, 1d, 1e, 1f, 1g, 1c, 1b.
TRAPPIST-1 yıldızında gezegen geçişleri veya yıldız ışığının engellenmesi nedeniyle parlaklıkta meydana gelen düşüşleri gösteren grafik. Daha büyük gezegenler daha derin düşüşler yaratır ve daha uzaktaki gezegenler daha uzun düşüşler yaratır.

Teknik, avantajlar ve dezavantajlar

[değiştir | kaynağı değiştir]

Radyal hız yöntemi bir gezegenin kütlesi hakkında bilgi verirken, fotometrik yöntem gezegenin yarıçapını belirleyebilir. Bir gezegen ana yıldızının diskinin önünden geçerse (transit geçerse), yıldızın ve gezegenin göreli boyutlarına bağlı olarak yıldızın gözlenen görsel parlaklığı küçük bir miktar düşer.[6] Örneğin, HD 209458 örneğinde yıldız %1,7 oranında kararmaktadır. Bununla birlikte, çoğu geçiş sinyali oldukça küçüktür; örneğin, Güneş benzeri bir yıldızdan geçen Dünya büyüklüğünde bir gezegen, milyonda yalnızca 80 parça (yüzde 0,008) karartma üretir.

Teorik bir geçiş yapan ötegezegen ışık eğrisi modeli, gözlemlenen bir gezegen sisteminin şu özelliklerini öngörür: geçiş derinliği (δ), geçiş süresi (T), giriş/çıkış süresi (τ) ve ötegezegenin periyodu (P). Ancak, gözlemlenen bu büyüklükler çeşitli varsayımlara dayanmaktadır. Hesaplamalarda kolaylık sağlamak için, gezegenin ve yıldızın küresel, yıldız diskinin tekdüze ve yörüngenin dairesel olduğunu varsayıyoruz. Gözlenen bir ötegezegenin bir yıldızdan geçerken bulunduğu göreli konuma bağlı olarak, ışık eğrisinin gözlenen fiziksel parametreleri değişecektir. Geçiş yapan bir ışık eğrisinin geçiş derinliği (δ), bir geçiş sırasında yıldızın normalleştirilmiş akısındaki azalmayı tanımlar. Bu, yıldızın yarıçapı ile karşılaştırıldığında bir dış gezegenin yarıçapını detaylandırır. Örneğin, bir ötegezegen güneş yarıçapı büyüklüğünde bir yıldızdan geçiyorsa, daha büyük yarıçaplı bir gezegen geçiş derinliğini artıracak ve daha küçük yarıçaplı bir gezegen geçiş derinliğini azaltacaktır. Bir ötegezegenin geçiş süresi (T), bir gezegenin bir yıldızdan geçerken geçirdiği sürenin uzunluğudur. Bu gözlemlenen parametre, bir gezegenin yıldızdan geçerken yörüngesinde ne kadar hızlı veya yavaş hareket ettiğine bağlı olarak değişir. Geçiş yapan bir ışık eğrisinin giriş/çıkış süresi (τ), gezegenin yıldızı tamamen örtmesi (giriş) ve tamamen açması (çıkış) için geçen süreyi tanımlar. Eğer bir gezegen yıldızın çapının bir ucundan diğer ucuna geçerse, giriş/çıkış süresi kısalır çünkü gezegenin yıldızı tamamen örtmesi daha az zaman alır. Eğer bir gezegen çaptan başka bir noktaya göre bir yıldızdan geçiş yapıyorsa, çaptan uzaklaştıkça giriş/çıkış süresi uzar, çünkü gezegen geçişi sırasında yıldızı kısmen örtmek için daha uzun zaman harcar.[7] Bu gözlemlenebilir parametrelerden bir dizi farklı fiziksel parametre (yarı-büyük eksen, yıldız kütlesi, yıldız yarıçapı, gezegen yarıçapı, dışmerkezlik ve eğim) hesaplamalar yoluyla belirlenir. Yıldızın radyal hız ölçümlerinin kombinasyonu ile gezegenin kütlesi de belirlenir.

Teorik geçiş yapan ötegezegen ışık eğrisi.[8] Bu görüntü, geçiş yapan bir ötegezegenin geçiş derinliğini (δ), geçiş süresini (T) ve ötegezegenin yıldıza olan konumuna göre giriş/çıkış süresini (τ) göstermektedir.

Bu yöntemin iki büyük dezavantajı vardır. Birincisi, gezegen geçişleri yalnızca gezegenin yörüngesi astronomların görüş noktasından mükemmel bir şekilde hizalandığında gözlemlenebilir. Bir gezegenin yörünge düzleminin doğrudan bir yıldızın görüş hattı üzerinde olma olasılığı, yıldızın çapının yörüngenin çapına oranıdır (küçük yıldızlarda gezegenin yarıçapı da önemli bir faktördür). Küçük yörüngeli gezegenlerin yaklaşık %10'u böyle bir hizalamaya sahiptir ve bu oran daha büyük yörüngeli gezegenler için azalır. Güneş büyüklüğünde bir yıldızın yörüngesinde 1 AU'da dolanan bir gezegen için, rastgele bir hizalanmanın bir geçiş üretme olasılığı %0,47'dir. Bu nedenle, yöntem herhangi bir yıldızın gezegenlere ev sahipliği yapmayacağını garanti edemez. Bununla birlikte, gökyüzünün binlerce hatta yüz binlerce yıldız içeren geniş alanlarını bir kerede tarayarak, geçiş araştırmaları radyal hız yönteminden daha fazla güneş dışı gezegen bulabilir.[9] Yer tabanlı MEarth Projesi, SuperWASP, KELT ve HATNet'in yanı sıra uzay tabanlı COROT, Kepler ve TESS misyonları gibi birçok araştırma bu yaklaşımı benimsemiştir. Geçiş yöntemi, birkaç bin ışık yılı uzaklıkta bulunan yıldızların etrafındaki gezegenleri tespit etme avantajına da sahiptir. Sagittarius Window Eclipsing Extrasolar Planet Search tarafından tespit edilen en uzak gezegenler galaktik merkezin yakınında yer almaktadır. Ancak, bu yıldızların güvenilir takip gözlemleri mevcut teknoloji ile neredeyse imkansızdır.

Bu yöntemin ikinci dezavantajı ise yanlış tespit oranının yüksek olmasıdır. 2012 yılında yapılan bir çalışma, Kepler misyonu tarafından gözlemlenen geçişler için yanlış pozitif oranının tek gezegenli sistemlerde %40 kadar yüksek olabileceğini ortaya koymuştur.[10] Bu nedenle, tek bir geçiş tespiti olan bir yıldız, tipik olarak radyal hız yöntemi veya yörünge parlaklık modülasyonu yönteminden ek onay gerektirir. Radyal hız yöntemi özellikle Jüpiter büyüklüğünde veya daha büyük gezegenler için gereklidir, çünkü bu büyüklükteki nesneler sadece gezegenleri değil, aynı zamanda kahverengi cüceleri ve hatta küçük yıldızları da kapsar. İki veya daha fazla gezegen adayı olan yıldızlarda yanlış pozitif oranı çok düşük olduğundan, bu tür tespitler genellikle kapsamlı takip gözlemleri olmadan doğrulanabilir. Bazıları geçiş zamanlaması varyasyonu yöntemiyle de doğrulanabilir.[11][12][13]

Gökyüzündeki birçok ışık noktası, akı ölçümleri ile geçiş yapan gezegenler olarak görünebilecek parlaklık değişimlerine sahiptir. Geçiş fotometrisi yönteminde yanlış-pozitifler üç yaygın biçimde ortaya çıkar: karışık tutulma yapan ikili sistemler, otlayan tutulma yapan ikili sistemler ve gezegen büyüklüğündeki yıldızların geçişleri. Tutulan ikili sistemler genellikle onları dış gezegen geçişlerinden ayıran derin tutulmalar üretir, çünkü gezegenler genellikle yaklaşık 2RJ'den daha küçüktür, ancak tutulmalar karışmış veya otlayan tutulan ikili sistemler için daha sığdır.[14]

Karışık tutulmalı ikili sistemler, normal bir tutulmalı ikilinin aynı görüş hattı boyunca, genellikle farklı bir mesafede bulunan üçüncü (genellikle daha parlak) bir yıldızla karışmasından oluşur. Üçüncü yıldızın sabit ışığı ölçülen tutulma derinliğini seyreltir, bu nedenle ışık eğrisi geçiş yapan bir dış gezegene benzeyebilir. Bu durumlarda, hedef çoğunlukla küçük bir ana dizi ikincil ile büyük bir ana dizi birincil veya bir ana dizi ikincil ile dev bir yıldız içerir.[15]

Sıyırarak tutulan ikili sistemler, bir cismin diğerinin uzvunu çok az sıyırdığı sistemlerdir. Bu durumlarda, ışık eğrisinin maksimum geçiş derinliği, iki yıldızın yarıçaplarının karelerinin oranıyla orantılı olmayacak, bunun yerine yalnızca ikincil tarafından engellenen birincinin küçük kısmına bağlı olacaktır. Akıdaki ölçülen küçük düşüş bir dış gezegen geçişini taklit edebilir. Bu kategorideki bazı yanlış pozitif vakalar, tutulan ikili sistemin dairesel bir yörüngeye sahip olması ve iki yoldaşın farklı kütlelere sahip olması durumunda kolayca bulunabilir. Yörüngenin döngüsel doğası nedeniyle, birincil yıldızın ikincil yıldızı okşaması ve bunun tersi olmak üzere iki tutulma olayı meydana gelecektir. Eğer iki yıldızın kütleleri ve dolayısıyla yarıçapları ve parlaklıkları farklıysa, o zaman bu iki tutulmanın derinlikleri de farklı olacaktır. Sığ ve derin bir geçiş olayının bu şekilde tekrarlanması kolayca tespit edilebilir ve böylece sistemin bir otlayan tutulan ikili sistem olarak tanınmasını sağlar. Ancak, iki yıldız yoldaşı yaklaşık olarak aynı kütlede ise, bu iki tutulma ayırt edilemez, dolayısıyla sadece geçiş fotometrisi ölçümleri kullanılarak bir otlayan tutulan çift sistemin gözlemlendiğini göstermek imkansız hale gelir.

Bu görüntü kahverengi cücelerin ve büyük gezegenlerin göreceli boyutlarını göstermektedir.

Son olarak, gaz devi gezegenlerle yaklaşık olarak aynı boyutta olan iki tür yıldız vardır: beyaz cüceler ve kahverengi cüceler. Bunun nedeni gaz devi gezegenlerin, beyaz cücelerin ve kahverengi cücelerin hepsinin dejenere elektron basıncı ile desteklenmesidir. Işık eğrisi, yalnızca geçiş yapan nesnenin boyutuna bağlı olduğu için kütleler arasında ayrım yapmaz. Mümkün olduğunda, radyal hız ölçümleri, geçiş yapan veya tutulan cismin gezegensel kütlede, yani 13MJ'den daha az olduğunu doğrulamak için kullanılır. Geçiş Zamanı Değişimleri de MP'yi belirleyebilir. Bilinen bir radyal hız yörüngesi ile Doppler Tomografisi minimum MP ve öngörülen sing-yörünge hizalamasını elde edebilir.

Kırmızı dev dalı yıldızlarının etrafındaki gezegenleri tespit etmek için başka bir sorun daha vardır: bu yıldızların etrafındaki gezegenlerin daha büyük yıldız boyutu nedeniyle geçiş yapma olasılığı çok daha yüksek olsa da, bu geçiş sinyallerini ana yıldızın parlaklık ışık eğrisinden ayırmak zordur, çünkü kırmızı devler parlaklıkta birkaç saat ila gün arasında değişen sık titreşimlere sahiptir. Bu durum özellikle alt devlerde daha belirgindir. Buna ek olarak, bu yıldızlar çok daha parlaktır ve geçiş yapan gezegenler bu yıldızlardan gelen ışığın çok daha küçük bir yüzdesini engeller. Buna karşılık, gezegenler nötron yıldızı ya da beyaz cüce gibi çok küçük bir yıldızı tamamen örtebilir ve bu da Dünya'dan kolayca tespit edilebilecek bir olaydır. Ancak yıldız boyutlarının küçük olması nedeniyle bir gezegenin böyle bir yıldız kalıntısıyla aynı hizaya gelme ihtimali son derece düşüktür.

Geçiş yöntemi kullanılarak keşfedilen gezegenlerin özellikleri (kütle ve yarıçap), geçiş yapan ve yapmayan ötegezegenlerin minimum kütlelerinin dağılımı, n (açık gri çubuk grafik) ile karşılaştırılmıştır. Süper-Dünyalar siyahtır.

Transit yönteminin ana avantajı, gezegenin boyutunun ışık eğrisinden belirlenebilmesidir. Radyal hız yöntemiyle (gezegenin kütlesini belirleyen) birleştirildiğinde, gezegenin yoğunluğu belirlenebilir ve dolayısıyla gezegenin fiziksel yapısı hakkında bir şeyler öğrenilebilir. Her iki yöntemle de incelenen gezegenler, bilinen tüm ötegezegenler arasında açık ara en iyi karakterize edilenlerdir.[16]

Transit yöntemi aynı zamanda geçiş yapan gezegenin atmosferini incelemeyi de mümkün kılar. Gezegen yıldızdan geçerken, yıldızdan gelen ışık gezegenin üst atmosferinden geçer. Yüksek çözünürlüklü yıldız spektrumu dikkatle incelenerek, gezegenin atmosferinde bulunan elementler tespit edilebilir. Bir gezegen atmosferi ve bu bağlamda bir gezegen, yıldız ışığının gezegenin atmosferinden geçerken ya da yansırken kutuplaşmasını ölçerek de tespit edilebilir.[17]

Ek olarak, ikincil tutulma (gezegen yıldızı tarafından engellendiğinde) gezegenin radyasyonunun doğrudan ölçülmesini sağlar ve diğer gezegenlerin varlığına ihtiyaç duymadan gezegenin yörüngesel dışmerkezliğini sınırlamaya yardımcı olur. Yıldızın ikincil tutulma sırasındaki fotometrik yoğunluğu, öncesindeki veya sonrasındaki yoğunluğundan çıkarılırsa, geriye yalnızca gezegenin neden olduğu sinyal kalır. Bu durumda gezegenin sıcaklığını ölçmek ve hatta üzerindeki bulut oluşumlarının olası işaretlerini tespit etmek mümkündür. Mart 2005'te iki grup bilim adamı Spitzer Uzay Teleskobu ile bu tekniği kullanarak ölçümler gerçekleştirdi. David Charbonneau liderliğindeki Harvard-Smithsonian Astrofizik Merkezi ve L. D. Deming liderliğindeki Goddard Uzay Uçuş Merkezi'nden iki ekip sırasıyla TrES-1 ve HD 209458b gezegenlerini inceledi. Ölçümler gezegenlerin sıcaklıklarını ortaya çıkardı: TrES-1 için 1,060 K (790 °C) ve HD 209458b için yaklaşık 1,130 K (860 °C).[18][19] Buna ek olarak, sıcak Neptün Gliese 436 b'nin ikincil tutulmaya girdiği bilinmektedir. Bununla birlikte, bazı geçiş yapan gezegenler Dünya'ya göre ikincil tutulmaya girmeyecek şekilde yörüngede dolanırlar; HD 17156 b'nin ikincilerden biri olma olasılığı %90'ın üzerindedir.

Geçmiş

[değiştir | kaynağı değiştir]

Geçişlerin gözlendiği ilk ötegezegen, radyal hız tekniği kullanılarak keşfedilen HD 209458 b'dir. Bu geçişler 1999 yılında David Charbonneau ve Gregory W. Henry liderliğindeki iki ekip tarafından gözlemlenmiştir.[20][21] Geçiş yöntemiyle keşfedilen ilk ötegezegen 2002 yılında OGLE projesi tarafından keşfedilen OGLE-TR-56b'dir.[22][23][24]

Bir Fransız Uzay Ajansı görevi olan CoRoT, atmosferik parıltının yokluğunun gelişmiş doğruluğa izin verdiği yörüngeden gezegen geçişlerini araştırmak için 2006 yılında başladı. Bu görev "Dünya'dan birkaç kat ila birkaç kat daha büyük" gezegenleri tespit edebilecek şekilde tasarlandı ve 2008'in başlarında iki ötegezegen keşfiyle[26] (her ikisi de "sıcak Jüpiter" türünde) "beklenenden daha iyi" bir performans gösterdi. Haziran 2013'te CoRoT'un ötegezegen sayısı 32'ydi ve birkaçı hâlâ teyit edilmeyi bekliyordu. Uydu Kasım 2012'de beklenmedik bir şekilde veri aktarımını durdurdu (görevi iki kez uzatıldıktan sonra) ve Haziran 2013'te emekliye ayrıldı.

Mart 2009'da NASA'nın Kepler misyonu, Cygnus takımyıldızındaki çok sayıda yıldızı, Dünya büyüklüğündeki gezegenleri tespit etmesi ve karakterize etmesi beklenen bir ölçüm hassasiyetiyle taramak üzere fırlatıldı. NASA Kepler Misyonu yüz bin yıldızı gezegenler için taramak üzere transit yöntemini kullanmaktadır. Uydunun 3,5 yıllık görev süresinin sonunda, Dünya'dan bile küçük gezegenleri ortaya çıkarmak için yeterli veri toplamış olacağı umuluyordu. Yüz bin yıldızı aynı anda tarayarak, sadece Dünya büyüklüğündeki gezegenleri tespit etmekle kalmadı, Güneş benzeri yıldızların etrafındaki bu tür gezegenlerin sayısı hakkında istatistikler toplayabildi.

2 Şubat 2011'de Kepler ekibi, 54'ü yaşanabilir bölgede olabilecek 1.235 güneş dışı gezegen adayının listesini yayınladı. 5 Aralık 2011'de Kepler ekibi 2,326 gezegen adayı keşfettiklerini açıkladı; bunların 207'si Dünya'ya benzer boyutta, 680'i süper-Dünya boyutunda, 1,181'i Neptün boyutunda, 203'ü Jüpiter boyutunda ve 55'i Jüpiter'den daha büyüktü. Şubat 2011 rakamlarıyla karşılaştırıldığında, Dünya boyutundaki ve süper Dünya boyutundaki gezegenlerin sayısı sırasıyla %200 ve %140 oranında artmıştır. Ayrıca, incelenen yıldızların yaşanabilir bölgelerinde 48 gezegen adayı bulunmuştur; bu da Şubat rakamına göre bir düşüşe işaret etmektedir; bunun nedeni Aralık verilerinde kullanılan kriterlerin daha sıkı olmasıdır. Haziran 2013 itibarıyla gezegen adaylarının sayısı 3,278'e yükselmiştir ve teyit edilen gezegenlerin bazıları Dünya'dan küçük, hatta bazıları Mars büyüklüğünde (Kepler-62c gibi) ve bir tanesi Merkür'den bile küçüktür (Kepler-37b).[25]

Transiting Exoplanet Survey Satellite Nisan 2018'de fırlatıldı.

Yansıma ve emisyon modülasyonları

[değiştir | kaynağı değiştir]

Yıldızlarının etrafında yakın yörüngelerde dolanan kısa periyotlu gezegenler yansıyan ışık değişimlerine maruz kalacaklardır çünkü Ay gibi onlar da dolunaydan yenidünyaya ve tekrar dolunaya doğru evreler geçireceklerdir. Buna ek olarak, bu gezegenler çok fazla yıldız ışığı aldıklarından, onları ısıtır ve termal emisyonları potansiyel olarak tespit edilebilir hale getirir. Teleskoplar gezegeni yıldızdan ayıramadıkları için sadece birleşik ışığı görürler ve ev sahibi yıldızın parlaklığı her yörüngede periyodik bir şekilde değişiyor gibi görünür. Etkisi küçük olsa da - gerekli fotometrik hassasiyet güneş tipi bir yıldızdan geçen Dünya büyüklüğündeki bir gezegeni tespit etmekle hemen hemen aynıdır - birkaç günlük yörünge periyoduna sahip Jüpiter büyüklüğündeki bu tür gezegenler Kepler Uzay Gözlemevi gibi uzay teleskopları tarafından tespit edilebilir. Transit yönteminde olduğu gibi, ana yıldızlarına yakın yörüngede dönen büyük gezegenleri tespit etmek, bu gezegenler ana yıldızlarından daha fazla ışık yakaladıkları için diğer gezegenlere göre daha kolaydır. Bir gezegen yüksek bir albedoya sahipse ve nispeten parlak bir yıldızın etrafında yer alıyorsa, ışık değişimlerini görünür ışıkta tespit etmek daha kolay olurken, daha karanlık gezegenler veya düşük sıcaklıktaki yıldızların etrafındaki gezegenler bu yöntemle kızılötesi ışıkla daha kolay tespit edilebilir. Uzun vadede, yörünge evresiyle yansıyan ışık değişimi büyük ölçüde yörünge eğiminden bağımsız olduğundan ve gezegenin yıldızın diskinin önünden geçmesini gerektirmediğinden, bu yöntem söz konusu görev tarafından keşfedilecek gezegenlerin çoğunu bulabilir. Yansıyan ışık miktarı yörünge boyunca değişmediğinden, Dünya'nın bakış açısından dairesel yüz yüze yörüngelere sahip gezegenleri hala tespit edemez.

Dev gezegenin faz fonksiyonu aynı zamanda termal özelliklerinin ve varsa atmosferinin de bir fonksiyonudur. Bu nedenle, faz eğrisi atmosferik parçacıkların boyut dağılımı gibi diğer gezegen özelliklerini kısıtlayabilir. Bir gezegenin geçiş yaptığı tespit edildiğinde ve boyutu bilindiğinde, faz değişimleri eğrisi gezegenin albedosunun hesaplanmasına veya kısıtlanmasına yardımcı olur. Çok sıcak gezegenlerde bu daha zordur çünkü albedo hesaplanmaya çalışılırken gezegenin parıltısı araya girebilir. Teorik olarak, ışık değişimlerini birden fazla dalga boyuyla gözlemlerken geçiş yapmayan gezegenlerde de albedo bulunabilir. Bu, bilim insanlarının gezegen yıldızdan geçmiyor olsa bile gezegenin boyutunu bulmalarını sağlar.[26]

Bir ötegezegenden yansıyan görünür ışık spektrumunun ilk kez doğrudan tespiti 2015 yılında uluslararası bir gök bilimci ekibi tarafından yapıldı. Gök bilimciler, Avrupa Güney Gözlemevi'nin Şili'deki La Silla Gözlemevi'nde bulunan Yüksek Doğruluklu Radyal Hız Gezegen Arayıcı (HARPS) cihazını kullanarak, bir ana dizi yıldızının (Güneş benzeri bir yıldız) yörüngesinde keşfedilen ilk ötegezegen olan 51 Pegasi b'den gelen ışığı incelediler.[27]

Hem CoRoT[28] hem de Kepler[29] gezegenlerden yansıyan ışığı ölçmüştür. Ancak, bu gezegenler ev sahibi yıldızlarından geçtikleri için zaten biliniyorlardı. Bu yöntemle keşfedilen ilk gezegenler Kepler tarafından bulunan Kepler-70b ve Kepler-70c'dir.[30]

Rölativistik ışıma

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Relativistik ışıma

Işık değişimlerinden dış gezegenleri tespit etmek için ayrı bir yeni yöntem, hareketinden dolayı yıldızdan gözlemlenen akının rölativistik ışınlamasını kullanır. Bu yöntem Doppler ışıması ya da Doppler güçlendirmesi olarak da bilinir. Yöntem ilk olarak 2003 yılında Abraham Loeb ve Scott Gaudi tarafından önerilmiştir.[31] Gezegen çekim gücüyle yıldızı çektikçe, fotonların yoğunluğu ve dolayısıyla yıldızın görünür parlaklığı gözlemcinin bakış açısından değişir. Radyal hız yöntemi gibi, yörünge eksantrikliğini ve gezegenin minimum kütlesini belirlemek için kullanılabilir. Bu yöntemle, yıldızlarına yakın büyük gezegenleri tespit etmek daha kolaydır, çünkü bu faktörler yıldızın hareketini arttırır. Radyal hız yönteminin aksine, bir yıldızın doğru bir spektrumunu gerektirmez ve bu nedenle hızlı dönen yıldızların ve daha uzak yıldızların etrafındaki gezegenleri bulmak için daha kolay kullanılabilir.

Bu yöntemin en büyük dezavantajlarından biri ışık değişimi etkisinin çok küçük olmasıdır. Güneş benzeri bir yıldızdan 0,025 AU uzaklıkta yörüngede dönen Jovian kütleli bir gezegen, yörünge kenarda olsa bile zorlukla tespit edilebilir. Bu yeni gezegenleri keşfetmek için ideal bir yöntem değildir, çünkü gezegenden yayılan ve yansıyan yıldız ışığı miktarı genellikle rölativistik ışınlamadan kaynaklanan ışık değişimlerinden çok daha büyüktür. Bununla birlikte, bu yöntem, radyal hız gözlemlerinden takip eden veri toplamaya gerek kalmadan gezegenin kütlesinin ölçülmesine izin verdiği için hala yararlıdır.

Bu yöntemi kullanan ilk gezegen keşfi (Kepler-76b) 2013 yılında duyuruldu.[32]

Elipsoidal varyasyonlar

[değiştir | kaynağı değiştir]

Büyük gezegenler ev sahibi yıldızlarında hafif gelgit bozulmalarına neden olabilir. Bir yıldız hafif elipsoidal bir şekle sahip olduğunda, yıldızın görünen parlaklığı, yıldızın yassı kısmının gözlemcinin bakış açısına bakıp bakmadığına bağlı olarak değişir. Rölativistik ışınlama yönteminde olduğu gibi, gezegenin minimum kütlesinin belirlenmesine yardımcı olur ve hassasiyeti gezegenin yörünge eğimine bağlıdır. Bir yıldızın görünen parlaklığı üzerindeki etkinin boyutu, göreli ışınlama yönteminden çok daha büyük olabilir, ancak parlaklık değişim döngüsü iki kat daha hızlıdır. Buna ek olarak, gezegen düşük yarı-büyük eksen-yıldız yarıçapı oranına sahipse ve yıldızın yoğunluğu düşükse yıldızın şeklini daha fazla bozar. Bu da bu yöntemi ana diziden ayrılmış yıldızların etrafındaki gezegenleri bulmak için uygun hale getirir.[33]

Pulsar zamanlaması

[değiştir | kaynağı değiştir]
Sanatçının pulsar PSR 1257+12'nin gezegen sistemine ilişkin izlenimi.

Bir pulsar bir nötron yıldızıdır: süpernova olarak patlamış bir yıldızın küçük, ultra yoğun kalıntısı. Pulsarlar dönerken son derece düzenli radyo dalgaları yayarlar. Bir pulsarın içsel dönüşü çok düzenli olduğu için, gözlemlenen radyo atımlarının zamanlamasındaki hafif anormallikler pulsarın hareketini izlemek için kullanılabilir. Sıradan bir yıldız gibi, bir pulsar da eğer bir gezegeni varsa kendi küçük yörüngesinde hareket edecektir. Nabız-zamanlama gözlemlerine dayanan hesaplamalar bu yörüngenin parametrelerini ortaya çıkarabilir.[34]

Bu yöntem aslında gezegenleri tespit etmek için tasarlanmamıştır, ancak o kadar hassastır ki, diğer yöntemlerin yapabileceğinden çok daha küçük gezegenleri, Dünya'nın kütlesinin onda birinden daha azına kadar tespit edebilir. Ayrıca bir gezegen sisteminin çeşitli üyeleri arasındaki karşılıklı yerçekimsel pertürbasyonları tespit edebilmekte ve böylece bu gezegenler ve yörünge parametreleri hakkında daha fazla bilgi ortaya çıkarabilmektedir. Buna ek olarak, pulsardan nispeten uzakta olan gezegenleri de kolaylıkla tespit edebilir.

Pulsar zamanlama yönteminin iki ana dezavantajı vardır: pulsarlar nispeten nadirdir ve bir gezegenin bir pulsar etrafında oluşması için özel koşullar gereklidir. Bu nedenle, bu yolla çok sayıda gezegen bulunması olası değildir.[35] Buna ek olarak, ortamdaki radyasyonun yüksek yoğunluğu nedeniyle pulsarların yörüngesindeki gezegenlerde yaşam muhtemelen devam etmeyecektir.

1992 yılında Aleksander Wolszczan ve Dale Frail bu yöntemi kullanarak PSR 1257+12 pulsarı etrafındaki gezegenleri keşfettiler.[36] Keşifleri 1994 yılında onaylandı ve Güneş Sistemi dışındaki gezegenlerin ilk onayı oldu.[37]

Değişen yıldız zamanlaması

[değiştir | kaynağı değiştir]

Pulsarlar gibi, diğer bazı zonklayan değişen yıldız türleri de, radyal hızın spektroskopiye gerek kalmadan, zonklama frekansının Doppler kaymasından tamamen fotometrik olarak belirlenebileceği kadar düzenlidir.[38][39] Bu yöntem, periyodik aktivitenin daha uzun ve daha az düzenli olması nedeniyle pulsar zamanlama değişimi yöntemi kadar hassas değildir. Değişen bir yıldızın etrafındaki gezegenleri tespit etmenin kolaylığı yıldızın zonklama periyoduna, zonklamaların düzenliliğine, gezegenin kütlesine ve ev sahibi yıldıza olan uzaklığına bağlıdır.

Bu yöntemle ilk başarı 2007 yılında V391 Pegasi b'nin zonklayan bir alt cüce yıldız etrafında keşfedilmesiyle geldi.[40]

Geçiş zamanlaması

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Geçiş zamanlaması varyasyonu
1-gezegenli ve 2-gezegenli sistemlerin gezegen geçiş zamanlamaları arasındaki farkı gösteren animasyon. Kredi: NASA/Kepler Misyonu.
Kepler Görevi, Güneş dışı gezegenleri tespit edebilen bir NASA görevi

Geçiş zamanlaması varyasyonu yöntemi, geçişlerin katı bir periyodiklikle mi gerçekleştiğini yoksa bir varyasyon olup olmadığını dikkate alır. Birden fazla geçiş yapan gezegen tespit edildiğinde, bunlar genellikle geçiş zamanlaması değişimi yöntemiyle doğrulanabilir. Bu, düşük sinyal/gürültü oranı nedeniyle radyal hız yöntemlerinin tespit edemediği Güneş'ten uzak gezegen sistemlerinde kullanışlıdır. Bir gezegen geçiş yöntemiyle tespit edilmişse, geçiş zamanlamasındaki değişimler, sistemde Dünya'nınkiyle karşılaştırılabilir kütlelere sahip geçiş yapmayan ek gezegenleri tespit etmek için son derece hassas bir yöntem sağlar. Gezegenlerin nispeten yakın yörüngelere sahip olması ve gezegenlerden en az birinin daha büyük kütleli olması, daha az büyük kütleli bir gezegenin yörünge periyodunun daha fazla bozulmasına neden oluyorsa, transit-zamanlama değişimlerini tespit etmek daha kolaydır.[41][42][43]

Geçiş zamanlaması yönteminin temel dezavantajı, genellikle gezegenin kendisi hakkında fazla bir şey öğrenilememesidir. Geçiş zamanlaması değişimi bir gezegenin maksimum kütlesinin belirlenmesine yardımcı olabilir. Çoğu durumda, bir nesnenin gezegensel bir kütleye sahip olup olmadığını doğrulayabilir, ancak kütlesine dar kısıtlamalar getirmez. Kepler-36 ve Kepler-88 sistemlerindeki gezegenlerin kütlelerini doğru bir şekilde belirleyebilecek kadar yakın yörüngede dönmeleri gibi istisnalar da vardır.

TTV kullanılarak geçiş yapmayan bir gezegenin ilk önemli tespiti NASA'nın Kepler uzay aracı ile gerçekleştirilmiştir. Geçiş yapan gezegen Kepler-19b, beş dakikalık bir genlik ve yaklaşık 300 günlük bir periyotla TTV gösterir ve geçiş yapan gezegenin periyodunun neredeyse rasyonel bir katı olan bir periyoda sahip ikinci bir gezegenin, Kepler-19c'nin varlığına işaret eder.[44]

Çift yörüngeli gezegenlerde, geçiş zamanlamasındaki değişimler, diğer gezegenlerin kütleçekimsel pertürbasyonları yerine, esas olarak yıldızların yörünge hareketlerinden kaynaklanır. Bu değişimler, bu gezegenlerin otomatik yöntemlerle tespit edilmesini zorlaştırır. Ancak, bu gezegenlerin tespit edildikten sonra doğrulanmasını kolaylaştırır. [<span title="This claim needs references to reliable sources. (July 2015)">citation needed</span>]

Geçiş süresi değişimi

[değiştir | kaynağı değiştir]

"Süre değişimi" geçişin ne kadar sürdüğündeki değişiklikleri ifade eder. Süre değişimlerine bir öteuydu, aynı sistemdeki başka bir gezegen nedeniyle eksantrik gezegenler için kubbemsi yalpalama (apsidal presesyon) veya genel görelilik neden olabilir.[45][46]

Transit yöntemiyle bir dolanım gezegeni bulunduğunda, geçiş süresi değişimi yöntemiyle kolayca doğrulanabilir.[47] Yakın ikili sistemlerde, yıldızlar yoldaşın hareketini önemli ölçüde değiştirir, bu da geçiş yapan herhangi bir gezegenin geçiş süresinde önemli farklılıklar olduğu anlamına gelir. Bu tür ilk doğrulama Kepler-16b'den geldi.[47]

Örten ikili minimumlar zamanlaması

[değiştir | kaynağı değiştir]

İkili bir yıldız sistemi, Dünya'nın bakış açısından yıldızlar yörüngelerinde birbirlerinin önünden geçecek şekilde hizalandığında, sisteme "tutulan ikili" yıldız sistemi denir. Yüzeyi daha parlak olan yıldızın diğer yıldızın diski tarafından en azından kısmen gizlendiği minimum ışık zamanına birincil tutulma (örtülme) denir ve yaklaşık yarım yörünge sonra, daha parlak yüzey alanlı yıldız diğer yıldızın bir kısmını gizlediğinde ikincil örtülme meydana gelir. Bu minimum ışık zamanları ya da merkezi tutulmalar, tıpkı bir pulsardan gelen atımlara benzer şekilde sistem üzerinde bir zaman damgası oluşturur (tek farkla ki bunlar bir parıltıdan ziyade parlaklıkta bir düşüştür). Eğer ikili yıldızların etrafında dairesel yörüngede bir gezegen varsa, yıldızlar ikili gezegen kütle merkezi etrafında kayacaktır. İkili yıldızlar gezegen tarafından ileri geri kaydırıldıkça, tutulma minimumlarının zamanları değişecektir. Bu kaymanın periyodikliği, yakın ikili sistemlerin etrafındaki güneş dışı gezegenleri tespit etmenin en güvenilir yolu olabilir.[48][49] Bu yöntemle, gezegenler daha büyük kütleliyse, sistemin etrafında nispeten yakın bir yörüngede dönüyorsa ve yıldızlar düşük kütleye sahipse daha kolay tespit edilebilir.

Tutulma zamanlaması yöntemi, geçiş yöntemine göre ev sahibi yıldızdan daha uzakta bulunan gezegenlerin tespit edilmesine olanak sağlamaktadır. Bununla birlikte, kataklizmik değişen yıldızların etrafında gezegenlere işaret eden sinyaller kararsız yörüngelerle eşleşme eğilimindedir. 2011 yılında Kepler-16b, tutulma ikilisi zamanlama değişimleri yoluyla kesin olarak karakterize edilen ilk gezegen oldu [50]

Kütleçekimsel mercekleme

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana maddeler: Kütleçekimsel mikromercekleme ve List of exoplanets detected by microlensing
Kütleçekimsel mikromercekleme

Kütleçekimsel mikro merceklenme, bir yıldızın kütleçekim alanı bir mercek gibi davranarak uzaktaki bir arka plan yıldızının ışığını büyüttüğünde meydana gelir. Bu etki yalnızca iki yıldız neredeyse tam olarak hizalandığında ortaya çıkar. Merceklenme olayları, iki yıldız ve Dünya birbirlerine göre hareket ettikleri için haftalar ya da günler süren kısa süreli olaylardır. Son on yılda bu tür binden fazla olay gözlemlenmiştir. Eğer ön plandaki mercek yıldızının bir gezegeni varsa, o zaman gezegenin kendi çekim alanı mercekleme etkisine tespit edilebilir bir katkı yapabilir. Bu son derece olasılıksız bir hizalanma gerektirdiğinden, gezegensel mikro mercekleme katkılarını makul bir oranda tespit etmek için çok sayıda uzak yıldızın sürekli olarak izlenmesi gerekir. Galaktik merkez çok sayıda arka plan yıldızı sağladığından, bu yöntem Dünya ile galaksinin merkezi arasındaki gezegenler için en verimli yöntemdir.

1991 yılında gök bilimciler Shude Mao ve Bohdan Paczyński, yıldızlara ikili yoldaşlar aramak için yerçekimsel mikro mercekleme kullanmayı önerdiler ve önerileri 1992 yılında Andy Gould ve Abraham Loeb tarafından dış gezegenleri tespit etmek için bir yöntem olarak geliştirildi. Bu yöntemle elde edilen başarılar 2002 yılında bir grup Polonyalı astronomun (Varşova'dan Andrzej Udalski, Marcin Kubiak ve Michał Szymański ve Bohdan Paczyński) OGLE (Optik Yerçekimsel Mercekleme Deneyi) projesi sırasında uygulanabilir bir teknik geliştirmesine dayanmaktadır. Bir ay boyunca birkaç olası gezegen buldular, ancak gözlemlerdeki sınırlamalar net bir doğrulamayı engelledi. O zamandan beri, mikro mercekleme kullanılarak birkaç doğrulanmış güneş dışı gezegen tespit edilmiştir. Bu, sıradan ana dizi yıldızlarının etrafında Dünya benzeri kütleye sahip gezegenleri tespit edebilen ilk yöntemdi.[51]

Küçük (ya da çözümlenmiş görüntüleme için büyük) yörüngelere sahip gezegenlere karşı tespit önyargısı olan diğer yöntemlerin aksine, mikromercekleme yöntemi Güneş benzeri yıldızlardan yaklaşık 1-10 astronomik birim uzaklıktaki gezegenleri tespit etmeye en duyarlıdır. Yöntemin dikkate değer bir dezavantajı merceklemenin tekrarlanamamasıdır, çünkü tesadüfi hizalanma bir daha asla gerçekleşmez. Ayrıca, tespit edilen gezegenler birkaç kiloparsek uzakta olma eğilimindedir, bu nedenle diğer yöntemlerle takip gözlemleri genellikle imkansızdır. Buna ek olarak, mikro mercekleme ile belirlenebilen tek fiziksel özellik, gevşek kısıtlamalar dahilinde gezegenin kütlesidir. Yörünge özellikleri de belirsiz olma eğilimindedir, çünkü doğrudan belirlenebilen tek yörünge özelliği ana yıldızdan mevcut yarı büyük eksenidir, bu da gezegen eksantrik bir yörünge izliyorsa yanıltıcı olabilir. Gezegen yıldızından uzakta olduğunda, yörüngesinin sadece küçük bir bölümünü bu yöntemle tespit edilebilecek bir durumda geçirir, bu nedenle gezegenin yörünge periyodu kolayca belirlenemez. Kütleçekimsel mikromercekleme etkisi gezegen-yıldız kütle oranıyla birlikte arttığından, düşük kütleli yıldızların etrafındaki gezegenleri tespit etmek de daha kolaydır. Kütleçekimsel mikromercekleme yönteminin başlıca avantajları düşük kütleli gezegenleri tespit edebilmesi (Roma Uzay Teleskobu gibi gelecekteki uzay projeleriyle prensipte Mars kütlesine kadar); Satürn ve Uranüs'e benzer geniş yörüngelerdeki gezegenleri tespit edebilmesi ki bunlar radyal hız veya geçiş yöntemleri için çok uzun yörünge periyotlarına sahiptir; ve çok uzak yıldızların etrafındaki gezegenleri tespit edebilmesidir. Yeterli arka plan yıldızı yeterli doğrulukta gözlemlenebildiğinde, yöntem sonunda Dünya benzeri gezegenlerin galakside ne kadar yaygın olduğunu ortaya çıkaracaktır

Gözlemler genellikle robotik teleskop ağları kullanılarak gerçekleştirilir. Avrupa Araştırma Konseyi tarafından finanse edilen OGLE'ye ek olarak, Astrofizikte Mikromerceklenme Gözlemleri (MOA) grubu bu yaklaşımı mükemmelleştirmek için çalışıyor.

PLANET (Probing Lensing Anomalies NETwork)/RoboNet projesi daha da iddialı. Dünyayı kapsayan bir teleskop ağıyla neredeyse 24 saat kesintisiz kapsama alanı sağlayarak, Dünya'nınki kadar düşük kütleli gezegenlerden mikromercekleme katkıları alma fırsatı sunuyor. Bu strateji, OGLE-2005-BLG-390Lb olarak adlandırılan geniş bir yörüngedeki ilk düşük kütleli gezegenin tespit edilmesinde başarılı olmuştur.[51]

2027'de fırlatılması planlanan NASA Roma Uzay Teleskobu, üç temel projesinden biri olarak bir mikromercekleme gezegen araştırmasını içeriyor.

Doğrudan görüntüleme

[değiştir | kaynağı değiştir]
Hale Teleskobu'nun 1,5 metrelik bir bölümünde Vortex koronagraf kullanılarak HR 8799 yıldızının etrafındaki ötegezegenlerin doğrudan görüntüsü
Beta Pictoris yakınındaki bir gezegenin ESO görüntüsü

Gezegenler yıldızlara kıyasla son derece sönük ışık kaynaklarıdır ve onlardan gelen az miktardaki ışık, ana yıldızlarının parıltısı içinde kaybolma eğilimindedir. Bu yüzden genel olarak onları doğrudan ana yıldızlarından tespit etmek ve çözümlemek çok zordur. Yıldızlardan çözümlenebilecek kadar uzakta yörüngede dönen gezegenler çok az yıldız ışığı yansıtırlar, bu nedenle gezegenler bunun yerine termal emisyonları yoluyla tespit edilirler. Yıldız sistemi Güneş'e nispeten yakın olduğunda ve gezegen özellikle büyük olduğunda (Jüpiter'den oldukça büyük), ana yıldızından geniş ölçüde ayrıldığında ve yoğun kızılötesi radyasyon yayacak şekilde sıcak olduğunda görüntü elde etmek daha kolaydır; daha sonra gezegenin görünür dalga boylarında olduğundan daha parlak olduğu kızılötesinde görüntüler elde edilmiştir. Koronagraflar yıldızdan gelen ışığı engellerken gezegeni görünür kılmak için kullanılır. Dünya benzeri bir ötegezegenin doğrudan görüntülenmesi aşırı optotermal kararlılık gerektirir.[60] Gezegen oluşumunun yığılma aşaması sırasında, yıldız-gezegen kontrastı H alfa'da kızılötesinde olduğundan daha iyi olabilir - şu anda bir H alfa araştırması devam etmektedir.[52]

La Silla'daki ExTrA teleskopları kızılötesi dalga boylarında gözlem yapar ve olağan fotometrik ölçümlere spektral bilgi ekler.[53]

Doğrudan görüntüleme, yıldızın yaşı ve gezegenin sıcaklığından türetilen gezegenin kütlesi hakkında yalnızca gevşek kısıtlamalar verebilir. Yıldız oluştuktan birkaç milyon yıl sonra gezegenler oluşabileceğinden kütle önemli ölçüde değişebilir. Gezegen ne kadar soğuksa, gezegenin kütlesinin de o kadar az olması gerekir. Bazı durumlarda, gezegenin sıcaklığına, görünen parlaklığına ve Dünya'ya olan uzaklığına dayanarak bir gezegenin yarıçapına makul kısıtlamalar getirmek mümkündür. Gezegenlerden yayılan spektrumların yıldızdan ayrılması gerekmez, bu da gezegenlerin kimyasal bileşiminin belirlenmesini kolaylaştırır. Bazen gezegenin kahverengi cüce olma ihtimalini ortadan kaldırmak için birden fazla dalga boyunda gözlem yapılması gerekir. Doğrudan görüntüleme, gezegenin yıldız etrafındaki yörüngesini doğru bir şekilde ölçmek için kullanılabilir. Diğer yöntemlerin çoğundan farklı olarak, doğrudan görüntüleme, kenar yörüngelerden ziyade yüz üstü yörüngelere sahip gezegenlerde daha iyi çalışır, çünkü yüz üstü yörüngedeki bir gezegen, gezegenin yörüngesinin tamamı boyunca gözlemlenebilirken, kenar yörüngelere sahip gezegenler, ana yıldızdan en büyük görünür ayrılma dönemlerinde en kolay şekilde gözlemlenebilir. Doğrudan görüntüleme yoluyla tespit edilen gezegenler şu anda iki kategoriye ayrılıyor. Birincisi, Güneş'ten daha büyük kütleli yıldızların etrafında bulunan ve gezegen disklerine sahip olacak kadar genç olan gezegenlerdir. İkinci kategori ise çok sönük yıldızların etrafında bulunan olası alt kahverengi cüceler ya da ana yıldızlarından en az 100 AU uzaklıkta bulunan kahverengi cücelerden oluşmaktadır. Bir yıldıza kütleçekimsel olarak bağlı olmayan gezegen kütleli nesneler de doğrudan görüntüleme yoluyla bulunur.

Erken keşifler

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ortadaki büyük nesne CVSO 30 yıldızıdır; yukarıdaki ve soldaki küçük nokta ise CVSO 30c ötegezegenidir. Bu görüntü VLT'nin NACO ve SINFONI araçlarından elde edilen astrometri verileri kullanılarak oluşturulmuştur.[54]

2004 yılında bir grup gök bilimci Şili'deki Avrupa Güney Gözlemevi'nin Very Large Telescope dizisini kullanarak kahverengi cüce 2M1207'ye eşlik eden 2M1207b'nin görüntüsünü elde etti.[55] Ertesi yıl yoldaşın gezegen durumu doğrulandı[56] Gezegenin Jüpiter'den birkaç kat daha büyük olduğu ve 40 AU'dan daha büyük bir yörünge yarıçapına sahip olduğu tahmin ediliyor.

6 Kasım 2008'de ilk kez Nisan 2008'de 1RXS J160929.1-210524 yıldızından 330 AU uzaklıkta görüntülenen ve 8 Eylül 2008'de duyurulan bir nesne yayımlandı. Ancak 2010 yılına kadar bunun bir tesadüfi hizalanma değil, yıldıza eşlik eden bir gezegen olduğu doğrulanmadı. Yoldaşın kütlesinin döteryum yakma sınırının üstünde mi yoksa altında mı olduğu henüz doğrulanmadı.

Keck Gözlemevi ve Gemini Gözlemevi'ndeki teleskoplar kullanılarak 2007 yılında görüntülenen ilk çoklu gezegen sistemi 13 Kasım 2008'de duyuruldu. HR 8799'un yörüngesinde, kütleleri Jüpiter'in yaklaşık on, on ve yedi katı olan üç gezegen doğrudan gözlemlenmiştir.[57] Aynı gün, 13 Kasım 2008'de, Hubble Uzay Teleskobu'nun Fomalhaut'un yörüngesinde dönen ve kütlesi 3 Mj'den fazla olmayan bir ötegezegeni doğrudan gözlemlediği açıklandı.[58] Her iki sistem de Kuiper kuşağına benzemeyen disklerle çevrilidir.

21 Kasım 2008'de, 11 Aralık 2008'de internette yayımlanan editöre mektubun kabulünden üç gün sonra,[59] 2003 yılına ait görüntülerin analizi sonucunda Beta Pictoris'in yörüngesinde bir gezegenin ortaya çıktığı açıklandı.[60]

2012 yılında Kappa Andromedae yörüngesinde dönen yaklaşık 12,8 Mj kütleli bir "Süper Jüpiter" gezegeninin Hawaii'deki Subaru Teleskobu kullanılarak doğrudan görüntülendiği açıklandı.[61][62] Ana yıldızının yörüngesinde yaklaşık 55 AU, yani Neptün'ün Güneş'e olan uzaklığının neredeyse iki katı kadar bir mesafede dönmektedir.

Bir başka sistem olan GJ 758, Subaru Teleskobu'nun HiCIAO aletini kullanan bir ekip tarafından Kasım 2009'da görüntülendi, ancak bu bir kahverengi cüceydi.[63]

Doğrudan görüntülenen diğer olası ötegezegenler arasında GQ Lupi b, AB Pictoris b ve SCR 1845 b bulunmaktadır. 2006 Mart ayı itibarıyla hiçbirinin gezegen olduğu doğrulanmamıştır; bunun yerine, kendileri küçük kahverengi cüceler olabilirler.[64][65][66]

Görüntüleme araçları

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ötegezegen HD 95086 b'nin ESO VLT görüntüsü[67]

Gemini Planet Imager, VLT-SPHERE, Subaru Coronagraphic Extreme Adaptive Optics (SCExAO) cihazı veya Palomar Project 1640 gibi çeşitli gezegen görüntüleme özellikli cihazlar, yer tabanlı büyük teleskoplara kuruludur. Uzayda şu anda özel bir cihaz bulunmamaktadır. ötegezegen görüntüleme cihazı. JWST'nin bazı ötegezegen görüntüleme yetenekleri olmasına rağmen, bu amaç için özel olarak tasarlanıp optimize edilmemiştir. RST, özel bir ötegezegen görüntüleme cihazı içeren ilk uzay gözlemevi olacak. Bu cihaz, JPL'yi, birincil bilim hedeflerinden biri olarak Dünya benzeri ötegezegenlerin görüntülenmesini sağlayacak, gelecekte uzayda kurulacak büyük bir gözlemevi için bir gösterici olarak tasarlandı. LUVOIR veya HabEx gibi kavramlar, 2020 Astronomi ve Astrofizik Decadal Araştırması'nın hazırlanmasında önerildi. 2010 yılında NASA'nın Jet Propulsion Laboratuvarı'ndan bir ekip, girdap koronagrafının küçük teleskoplarla gezegenleri doğrudan görüntülemesine olanak sağlayabileceğini gösterdi.[68] Bunu, daha önce görüntülenen HR 8799 gezegenlerini Hale Teleskobu'nun yalnızca 1,5 metre genişliğindeki bir kısmını kullanarak görüntüleyerek yaptılar.

Gelecek vaat eden bir diğer yaklaşım ise interferometriyi sıfırlamaktır.[69]

Aynalar yerine bölge plakaları kullanarak ışığı odaklayan uzay-teleskoplarının daha yüksek kontrastlı görüntüleme sağlayacağı ve hafif folyo bölge plakasının katlanabilmesi nedeniyle uzaya fırlatılmasının daha ucuz olacağı da öne sürülmüştür. Bir başka olasılık da, Yeni Dünyalar Misyonu gibi, yörüngelerindeki gezegenleri gözlemlemek için yakındaki yıldızların ışığını engellemek üzere tasarlanmış büyük bir okülterin uzayda kullanılmasıdır.

Veri azaltma teknikleri

[değiştir | kaynağı değiştir]

Eksen dışı cisimlerin (yani ötegezegenlerin) sinyal gücünü artırmak için gözlemsel verilerin sonradan işlenmesi çeşitli yollarla gerçekleştirilebilir. Tüm yöntemler, merkezi yıldız ile ötegezegen yoldaşları arasındaki verilerde çeşitliliğin varlığına dayanır: bu çeşitlilik spektrumdaki, açısal konumdaki, yörünge hareketindeki, polarizasyondaki veya ışığın tutarlılığındaki farklılıklardan kaynaklanabilir. En popüler teknik Açısal Diferansiyel Görüntülemedir (ADI), burada pozlar farklı paralel açı konumlarında alınır ve gökyüzü gözlemlenen merkezi yıldızın etrafında dönmeye bırakılır. Pozların ortalaması alınır, her poz ortalamadan çıkarılır ve daha sonra soluk gezegen sinyalini tek bir yerde toplamak için döndürülürler.

Spektral Diferansiyel Görüntüleme (SDI) benzer bir prosedür uygular, ancak açısal değişiklikler yerine parlaklıktaki radyal değişiklikler (spektrumların veya dalga boyunun bir fonksiyonu olarak) için.

İkisinin kombinasyonları mümkündür (ASDI, SADI, veya Combined Differential Imaging "CODI").[70]

Polarimetre

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Polarimetre

Bir yıldız tarafından yayılan ışık polarize değildir, yani ışık dalgasının salınım yönü rastgeledir. Ancak ışık bir gezegenin atmosferinden yansıdığında, ışık dalgaları atmosferdeki moleküllerle etkileşime girer ve polarize olur.[71]

Gezegen ve yıldızın birleşik ışığındaki kutuplaşmayı analiz ederek (yaklaşık milyonda bir parça), polarimetri Dünya atmosferinin kararlılığı ile sınırlı olmadığından, bu ölçümler prensipte çok yüksek hassasiyetle yapılabilir. Bir diğer ana avantajı da polarimetrinin gezegenin atmosferinin bileşiminin belirlenmesine olanak sağlamasıdır. Ana dezavantajı ise atmosferi olmayan gezegenleri tespit edemeyecek olmasıdır. Daha büyük gezegenler ve daha yüksek albedoya sahip gezegenler daha fazla ışık yansıttıkları için polarimetri ile tespit edilmeleri daha kolaydır.

Polarimetre olarak adlandırılan, polarimetri için kullanılan astronomik cihazlar, polarize ışığı tespit etme ve polarize olmayan ışınları reddetme kapasitesine sahiptir. ZIMPOL/CHEOPS[72] ve PlanetPol[73] gibi gruplar şu anda güneş sistemi dışı gezegenleri aramak için polarimetreler kullanıyor. Bu yöntemi kullanarak güneş dışı bir gezegenin ilk başarılı tespiti, 2008 yılında, üç yıl önce keşfedilen bir gezegen olan HD 189733 b'nin polarimetri kullanılarak tespit edilmesiyle gerçekleşti..[74] Ancak bu yöntemle henüz yeni bir gezegen keşfedilmedi.

Astrometri

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Astrometri
Bu diyagramda bir gezegen (daha küçük bir nesne), kendisi de küçük bir yörüngede hareket eden bir yıldızın etrafında dönmektedir. Sistemin kütle merkezi kırmızı artı işaretiyle gösterilmiştir. (Bu durumda, her zaman yıldızın içinde yer alır).

Bu yöntem, bir yıldızın gökyüzündeki konumunun hassas bir şekilde ölçülmesi ve bu konumun zaman içinde nasıl değiştiğinin gözlemlenmesinden oluşur. Başlangıçta bu, elle yazılmış kayıtlarla görsel olarak yapılıyordu. 19. yüzyılın sonunda bu yöntemde fotoğraf plakaları kullanılmaya başlanmış, böylece ölçümlerin doğruluğu büyük ölçüde artmış ve bir veri arşivi oluşturulmuştur. Eğer bir yıldızın gezegeni varsa, gezegenin çekim etkisi yıldızın kendisinin de küçük dairesel ya da eliptik bir yörüngede hareket etmesine neden olur. İki cisim probleminin çözümlerinde açıklandığı gibi, yıldız ve gezegenin her biri ortak kütle merkezleri (barycenter) etrafında yörüngede dönerler. Yıldız çok daha büyük kütleli olduğundan, yörüngesi çok daha küçük olacaktır.[75] Sıklıkla, ortak kütle merkezi daha büyük gövdenin yarıçapı içinde yer alacaktır. Sonuç olarak, düşük kütleli yıldızların, özellikle de kahverengi cücelerin etrafındaki gezegenleri bulmak daha kolaydır.

Güneş Sistemi'nin kütle merkezinin (barycenter) Güneş'e göre hareketi

Astrometri, güneş dışı gezegenler için en eski arama yöntemidir ve başlangıçta astrometrik ikili yıldız sistemlerini karakterize etmedeki başarısı nedeniyle popüler olmuştur. En azından 18. yüzyılın sonlarında William Herschel tarafından yapılan açıklamalara kadar uzanmaktadır. Görünmeyen bir yoldaşın 70 Ophiuchi olarak katalogladığı yıldızın konumunu etkilediğini iddia etmiştir. Güneş dışı bir gezegen için bilinen ilk resmi astrometrik hesaplama 1855 yılında William Stephen Jacob tarafından bu yıldız için yapılmıştır.[76] Benzer hesaplamalar başkaları tarafından yarım yüzyıl daha tekrarlanmış ve nihayet 20. yüzyılın başlarında çürütülmüştür.[77][78][79] İki yüzyıl boyunca, yakındaki yıldız sistemlerinin etrafında yörüngede bulunan görünmeyen yoldaşların keşfedildiğine dair iddialar ortalıkta dolaştı; bunların hepsinin bu yöntem kullanılarak bulunduğu bildirildi;[77] 1996'da George Gatewood'un yakın yıldız Lalande 21185'in etrafında dönen çok sayıda gezegenin duyurulmasıyla sonuçlandı.[77][80][81] Bu iddiaların hiçbiri diğer gök bilimcilerin incelemesinden sağ çıkamadı ve teknik itibarsızlaştı..[82] Ne yazık ki, yıldızların konumlarındaki değişiklikler o kadar küçük ve atmosferik ve sistematik bozulmalar o kadar büyük ki, en iyi yer tabanlı teleskoplar bile yeterince hassas ölçümler üretemiyor. Bu yöntemi kullanarak 1996'dan önce ortaya atılan, gezegenin kütlesi olarak 0,1 güneş kütlesinden daha az bir gezegen yoldaşına ilişkin tüm iddialar muhtemelen sahtedir. 2002 yılında Hubble Uzay Teleskobu, Gliese 876 yıldızı çevresinde daha önce keşfedilen bir gezegeni karakterize etmek için astrometriyi kullanmayı başardı.[83]

2013'te fırlatılan uzay tabanlı gözlemevi Gaia'nın astrometri yoluyla binlerce gezegen bulması bekleniyordu, ancak Gaia'nın fırlatılmasından önce astrometri yoluyla tespit edilen hiçbir gezegen doğrulanmamıştı. SIM PlanetQuest, Gaia'ya benzer dış gezegen bulma kapasitesine sahip olacak bir ABD projesiydi (2010'da iptal edildi).

Astrometrik yöntemin potansiyel bir avantajı, büyük yörüngeli gezegenlere karşı en hassas olmasıdır. Bu da onu küçük yörüngeli gezegenlere en duyarlı olan diğer yöntemlerin tamamlayıcısı haline getirmektedir. Bununla birlikte, yıldızlarından astrometri ile tespit edilebilecek kadar uzakta olan gezegenlerin bir yörüngeyi tamamlamaları da uzun zaman alacağından, yıllar ve muhtemelen on yıllar gibi çok uzun gözlem süreleri gerekecektir. İkili sistemlerde yıldızlardan birinin etrafında dönen gezegenler, yıldızların yörüngelerinde pertürbasyonlara neden olduklarından daha kolay tespit edilebilirler. Ancak bu yöntemle gezegenin hangi yıldızın etrafında döndüğünü belirlemek için takip gözlemlerine ihtiyaç vardır.

2009 yılında VB 10b'nin astrometri ile keşfi duyuruldu. Düşük kütleli kırmızı cüce yıldız VB 10'un yörüngesinde dönen bu gezegenin kütlesinin Jüpiter'in yedi katı olduğu bildirildi. Eğer doğrulanırsa bu, yıllar boyunca iddia edilenler arasında astrometri ile keşfedilen ilk ötegezegen olacaktır.[84][85] Ancak radyal hızdan bağımsız olarak yapılan son çalışmalar iddia edilen gezegenin varlığını reddetmektedir.[86] [87]

2010 yılında altı ikili yıldızın astrometrik ölçümleri yapıldı. HD 176051 adı verilen yıldız sistemlerinden birinin "yüksek güvenle" bir gezegene sahip olduğu tespit edildi.[88]

2018 yılında, Gaia uzay aracından elde edilen gözlemleri Beta Pictoris sistemi için Hipparcos verileriyle karşılaştıran bir çalışma, Beta Pictoris b'nin kütlesini ölçerek onu 11± 2 Jüpiter kütlesiyle sınırladı.[89] Bu, kabaca 13 Jüpiter kütlesine ilişkin önceki kütle tahminleriyle iyi bir uyum içindedir.

2019 yılında Gaia uzay aracı ve selefi Hipparcos'tan gelen veriler HARPS verileriyle tamamlanarak ε Indi Ab'nin 45 yıllık bir yörünge periyoduna sahip hafif dış merkezli bir yörüngede 3 Jüpiter kütlesine sahip ikinci en yakın Jüpiter benzeri dış gezegen olarak daha iyi tanımlanmasını sağladı.[90]

2022 itibarıyla, özellikle Gaia sayesinde, radyal hız ve astrometri kombinasyonu, en yakın Jüpiter analogları ε Eridani b ve ε Indi Ab dahil olmak üzere[91][92][93][94] çok sayıda Jovian gezegenini tespit etmek ve karakterize etmek için kullanılmıştır.[90][91][92][93][94][95] Ek olarak, VLBA kullanan radyo astrometrisi, TVLM 513-46546 ve EQ Pegasi A çevresindeki yörüngedeki gezegenleri keşfetmek için kullanıldı..[96][97]

X-ışını örtülmesi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Eylül 2020'de, Girdap gökadası'ndaki yüksek kütleli X-ışını ikilisi M51-ULS-1'in yörüngesinde dönen aday bir gezegenin tespit edildiği duyuruldu. Gezegen, bir yıldız kalıntısı (bir nötron yıldızı veya bir kara delik) ve muhtemelen B tipi bir süper dev olan büyük bir yıldızdan oluşan X-ışını kaynağının tutulmalarıyla tespit edildi. Bu, başka bir galaksideki bir gezegeni tespit edebilen tek yöntemdir.[98]

Disk kinematiği

[değiştir | kaynağı değiştir]

Gezegenler, genç değişen yıldız HD 97048'in etrafındaki yörüngede olduğu gibi, ön gezegen disklerinde oluşturdukları boşluklarla tespit edilebilir.[99][100][101]

Disk ısıl kararsızlığı

[değiştir | kaynağı değiştir]

[102]

Olası diğer yöntemler

[değiştir | kaynağı değiştir]

Parlama ve değişkenlik yankı tespiti

[değiştir | kaynağı değiştir]

Parlamalar gibi periyodik olmayan değişkenlik olayları, bir dış gezegenden veya yıldız sistemindeki başka bir saçılma ortamından yansırlarsa ışık eğrisinde son derece soluk yankılar üretebilirler.[103][104][105][106] Daha yakın zamanlarda, enstrümantasyon ve sinyal işleme teknolojilerindeki ilerlemeler sayesinde, dış gezegenlerden gelen yankıların M cüceleri gibi aktif yıldız sistemlerinin yüksek kadanslı fotometrik ve spektroskopik ölçümlerinden geri kazanılabileceği tahmin edilmektedir.[107][108][109] Bu yankılar teorik olarak tüm yörünge eğimlerinde gözlemlenebilir.

Geçiş görüntülemesi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir optik/kızılötesi interferometre dizisi, eşdeğer büyüklükteki tek bir teleskop kadar ışık toplamaz, ancak dizinin büyüklüğündeki tek bir teleskobun çözünürlüğüne sahiptir. Parlak yıldızlar için bu çözümleme gücü, bir geçiş olayı sırasında bir yıldızın yüzeyini görüntülemek ve geçiş yapan gezegenin gölgesini görmek için kullanılabilir. Bu, gezegenin açısal yarıçapının ve paralaks yoluyla gerçek yarıçapının doğrudan ölçülmesini sağlayabilir. Bu, yıldız özelliklerinin modellerine bağlı olan yıldız yarıçapı tahminlerine bağlı olan transit fotometrisine dayanan yarıçap tahminlerinden daha doğrudur. Görüntüleme ayrıca eğimin fotometriye göre daha doğru bir şekilde belirlenmesini sağlar.[110]

Manyetosferik radyo emisyonları

[değiştir | kaynağı değiştir]

Manyetosferlerden gelen radyo emisyonları gelecekteki radyo teleskoplarıyla tespit edilebilecektir. Bu, başka türlü tespit edilmesi zor olan bir gezegenin dönüş hızının belirlenmesine olanak sağlayabilir.[111]

Auroral radyo emisyonları

[değiştir | kaynağı değiştir]

Jüpiter'in volkanik uydusu Io gibi plazma kaynaklarına sahip dev gezegenlerden gelen auroral radyo emisyonları LOFAR gibi radyo teleskoplarla tespit edilebilir.[112] Eğer doğrulanırsa, aurorasının Gliese 1151 sisteminden gelen radyo emisyonunun kaynağı olduğundan şüphelenilen Dünya büyüklüğündeki gezegen adayı Gliese 1151b, bu yöntemle keşfedilen ilk ötegezegen olacak.[113]

Optik interferometri

[değiştir | kaynağı değiştir]

Mart 2019'da, Very Large Telescope Interferometer (VLTI) üzerindeki GRAVITY aygıtını kullanan ESO gök bilimcileri, optik girişimölçer kullanarak HR 8799 e adlı bir ötegezegenin ilk doğrudan tespitini duyurdular.[114]

Modifiye interferometri

[değiştir | kaynağı değiştir]

Fourier-Transform-Spektrometre kullanılarak bir interferogramın kıpırdamalarına bakılarak, Dünya benzeri gezegenlerden gelen zayıf sinyalleri tespit etmek için gelişmiş hassasiyet elde edilebilir.[115]

Lagrange noktaları çevresinde toz sıkışmasının tespiti

[değiştir | kaynağı değiştir]

Öngezegensel bir disk boyunca toz kümelerinin tanımlanması, Lagrangian noktaları çevresinde iz birikimini göstermektedir. Bu tozun tespitinden, bu birikimleri yaratan bir gezegenin var olduğu sonucu çıkarılabilir.[116]

Güneş dışı asteroitlerin ve enkaz disklerinin tespiti

[değiştir | kaynağı değiştir]

Yıldız çevresi diskleri (çöküntü çemberi)

[değiştir | kaynağı değiştir]
Bir sanatçının Vega çevresinde çarpışan Plüton büyüklüğündeki iki cüce gezegeni tasviri

Uzay tozu diskleri (enkaz diskleri) birçok yıldızı çevreler. Toz, sıradan yıldız ışığını emdiği ve kızılötesi radyasyon olarak yeniden yaydığı için tespit edilebilir. Toz parçacıklarının toplam kütlesi Dünya'nınkinden çok daha az olsa bile, kızılötesi dalga boylarında ana yıldızlarını gölgede bırakacak kadar büyük bir toplam yüzey alanına sahip olabilirler.[117]

Hubble Uzay Teleskobu, NICMOS (Yakın Kızılötesi Kamera ve Çoklu Nesne Spektrometresi) aracıyla toz disklerini gözlemleyebilmektedir. Hubble'ın yapabildiğinden çok daha derin kızılötesi dalga boylarını görebilen Spitzer Uzay Teleskobu ve Avrupa Uzay Ajansı'nın Herschel Uzay Gözlemevi tarafından daha da iyi görüntüler elde edilmiştir. Güneş benzeri yakın yıldızların %15'inden fazlasının etrafında toz diskleri bulunmuştur.[118]

Tozun kuyruklu yıldızlar ve asteroitler arasındaki çarpışmalar sonucu oluştuğu düşünülmektedir. Yıldızdan gelen radyasyon basıncı, toz parçacıklarını nispeten kısa bir zaman ölçeğinde yıldızlararası uzaya itecektir. Bu nedenle tozun tespiti, yeni çarpışmalarla sürekli olarak yenilendiğini gösterir ve ana yıldızın yörüngesinde dönen kuyruklu yıldızlar ve asteroitler gibi küçük cisimlerin varlığına dair güçlü dolaylı kanıtlar sağlar.[118] Örneğin, Tau Ceti yıldızının etrafındaki toz diski, bu yıldızın kendi Güneş Sistemimizin Kuiper Kuşağı'na benzer, ancak en az on kat daha kalın bir nesne popülasyonuna sahip olduğunu göstermektedir.[117]

Daha spekülatif olarak, toz disklerindeki özellikler bazen tam boyutlu gezegenlerin varlığına işaret eder. Bazı disklerin merkezi bir boşluğu vardır, yani gerçekten halka şeklindedirler. Merkezi boşluk, bir gezegenin yörüngesindeki tozu "temizlemesinden" kaynaklanıyor olabilir. Diğer diskler ise bir gezegenin kütleçekimsel etkisinden kaynaklanabilecek kümeler içerir. Epsilon Eridani'nin etrafındaki toz diskinde bu tür özelliklerin her ikisi de mevcut olup, yaklaşık 40 AU yörünge yarıçapına sahip bir gezegenin varlığına işaret etmektedir (radyal hız yöntemiyle tespit edilen iç gezegene ek olarak).[119] Bu tür gezegen-disk etkileşimleri çarpışmalı tımarlama teknikleri kullanılarak sayısal olarak modellenebilir.[120]

Yıldız atmosferlerinin kontaminasyonu

[değiştir | kaynağı değiştir]

Beyaz cücelerin atmosferlerinin spektral analizinde genellikle magnezyum ve kalsiyum gibi daha ağır elementlerin kirliliği bulunur. Bu elementler yıldızların çekirdeğinden kaynaklanamaz ve kirlenmenin, daha büyük gezegenlerle kütleçekimsel etkileşim yoluyla bu yıldızlara çok yaklaşan (Roche sınırı içinde) ve yıldızın gelgit kuvvetleri tarafından parçalanan asteroitlerden gelmesi muhtemeldir. Genç beyaz cücelerin %50'si bu şekilde kirlenmiş olabilir.[121]

Ek olarak, atmosferik kirlilikten sorumlu toz, yeterli miktarda mevcutsa, ana dizi yıldızlarının etrafındaki enkaz disklerinin tespit edilmesine benzer şekilde kızılötesi radyasyonla tespit edilebilir. Spitzer Uzay Teleskobu'ndan elde edilen veriler, beyaz cücelerin %1-3'ünün tespit edilebilir yıldız çevresi tozuna sahip olduğunu göstermektedir.[122]

2015 yılında beyaz cüce WD 1145+017'nin yanından geçen küçük gezegenler keşfedildi..[123] Bu malzeme yaklaşık 4,5 saatlik bir yörüngede dönüyor ve geçiş ışık eğrilerinin şekilleri, daha büyük cisimlerin parçalandığını ve beyaz cücenin atmosferindeki kirlenmeye katkıda bulunduğunu gösteriyor.

Uzay teleskopları

[değiştir | kaynağı değiştir]

Teyit edilmiş güneş dışı gezegenlerin çoğu uzay tabanlı teleskoplar kullanılarak bulunmuştur (01/2015 itibarıyla).[124] Onaylanmış güneş dışı gezegenlerin çoğu uzay tabanlı teleskoplar kullanılarak bulunmuştur (01/2015 itibarıyla). Tespit yöntemlerinin çoğu, atmosferik pus ve türbülanstan kaçınan uzay tabanlı teleskoplarla daha etkili bir şekilde çalışabilir. COROT (2007-2012) ve Kepler, geçişler kullanarak güneş dışı gezegenleri aramaya adanmış uzay görevleriydi. COROT yaklaşık 30 yeni ötegezegen keşfetmiştir. Kepler (2009-2013) ve K2 (2013- ) 2000'den fazla doğrulanmış ötegezegen keşfetmiştir.[125] Hubble Uzay Teleskobu ve MOST da birkaç gezegen bulmuş ya da doğrulamıştır. Kızılötesi Spitzer Uzay Teleskobu, güneşdışı gezegenlerin geçişlerinin yanı sıra gezegenlerin ev sahibi yıldız tarafından okültasyonlarını ve faz eğrilerini tespit etmek için kullanılmıştır.[18][19][126]

Aralık 2013'te başlatılan Gaia misyonu, yakınlardaki 1000 dış gezegenin gerçek kütlelerini belirlemek için astrometriyi kullanacak.↵TESS, 2018'de fırlatıldı, CHEOPS 2019'da ve PLATO 2026'da bu geçiş yöntemini kullanacak.[127][128]

Birincil ve ikincil tespit

[değiştir | kaynağı değiştir]
Yöntem Birincil İkincil
Transit Birincil tutulma. Gezegen yıldızın önünden geçiyor. İkincil tutulma. Yıldız gezegenin önünden geçer.
Radyal hız Yıldızın radyal hızı Gezegenin radyal hızı.[129] Bu Tau Boötis b için yapıldı.
Astrometri Yıldızın astrometrisi. Yörüngesi büyük olan büyük gezegenlerde yıldızın konumu daha fazla hareket eder. Gezegenin astrometrisi. Renk diferansiyel astrometri.[130] Yörüngesi küçük olan gezegenlerde gezegenin konumu daha hızlı hareket eder. Teorik yöntem — SPICA uzay aracı için kullanılmak üzere önerilmiştir.

Doğrulama ve yanlışlama yöntemleri

[değiştir | kaynağı değiştir]
  • Çokluğa göre doğrulama[131]
  • Transit renk imzası[132]
  • Doppler tomografisi[133]
  • Dinamik stabilite testi[134]
  • Gezegenler ve yıldız aktiviteleri arasındaki ayrım[135]
  • Transit offset[136]

Karakterizasyon yöntemleri

[değiştir | kaynağı değiştir]
  • Absorpsiyon spektroskopisi
  • Emission spectroscopy,[137] phase-resolved[138]
  • Speckle imaging[139] / Lucky imaging[140] to detect companion stars that the planets could be orbiting instead of the primary star, which would alter planet parameters that are derived from stellar parameters.
  • Photoeccentric Effect[141]
  • Rossiter–McLaughlin etkisi

Ayrıca bakınız

[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ Lindegren, Lennart; Dravins, Dainis (31 Ocak 2003). "The fundamental definition of "radial velocity"". Astronomy & Astrophysics. 401 (3): 1185-1201. arXiv:astro-ph/0302522 $2. doi:10.1051/0004-6361:20030181.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  2. ^ "Externally Dispersed Interferometry". SpectralFringe.org. LLNL/SSL. June 2006. 3 Nisan 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 6 Aralık 2009. 
  3. ^ Auriere, Michel; Konstantinova-Antova, Renada; Espagnet, Olivier; Petit, Pascal; Roudier, Thierry; Charbonnel, Corinne; Donati, Jean-Francois; Wade, Gregg A. (2013). "Pollux: A stable weak dipolar magnetic field but no planet ?". Proceedings of the International Astronomical Union. 9: 359-362. arXiv:1310.6907 $2. doi:10.1017/S1743921314002476. 
  4. ^ Stevens, Daniel J.; Gaudi, B. Scott (2013). "A Posteriori Transit Probabilities". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 125 (930): 933-950. arXiv:1305.1298 $2. doi:10.1086/672572. 
  5. ^ Rodler, Florian; Lopez-Morales, Mercedes; Ribas, Ignasi (2012). "Weighing the Non-Transiting Hot Jupiter Tau BOO b". The Astrophysical Journal. 753 (1): L25. arXiv:1206.6197 $2. doi:10.1088/2041-8205/753/1/L25. 
  6. ^ "5 Ways to Find a Planet". exoplanets.nasa.gov. 11 Haziran 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 20 Kasım 2018. 
  7. ^ Johnson, John (2015). How Do You Find an Exoplanet?. Princeton, NJ: Princeton University Press. ss. 60-68. ISBN 978-0-691-15681-1. 
  8. ^ Johnson, John (2015). How Do You Find an Exoplanet?. Princeton, NJ: Princeton University Press. s. 65. ISBN 978-0-691-15681-1. 
  9. ^ Hidas, M. G.; Ashley, M. C. B.; Webb, J. K.; ve diğerleri. (2005). "The University of New South Wales Extrasolar Planet Search: methods and first results from a field centred on NGC 6633". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 360 (2): 703-717. arXiv:astro-ph/0501269 $2. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09061.x.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  10. ^ Santerne, A.; Díaz, R. F.; Moutou, C.; Bouchy, F.; Hébrard, G.; Almenara, J. -M.; Bonomo, A. S.; Deleuil, M.; Santos, N. C. (2012). "SOPHIE velocimetry of Kepler transit candidates". Astronomy & Astrophysics. 545: A76. arXiv:1206.0601 $2. doi:10.1051/0004-6361/201219608. 
  11. ^ O'Donovan; ve diğerleri. (2006). "Rejecting Astrophysical False Positives from the TrES Transiting Planet Survey: The Example of GSC 03885-00829". The Astrophysical Journal. 644 (2): 1237-1245. arXiv:astro-ph/0603005 $2. doi:10.1086/503740. 
  12. ^ [NULL] (31 Mart 2015). "Kepler: The Transit Timing Variation (TTV) Planet-finding Technique Begins to Flower". 28 Ocak 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  13. ^ "NASA's Kepler Mission Announces a Planet Bonanza, 715 New Worlds". NASA. 13 Nisan 2015. 26 Şubat 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Şubat 2014. 
  14. ^ Haswell, Carole (2010). Transiting Exoplanets. Cambridge: Cambridge University Press. s. 79. ISBN 978-0-521-13938-0. 
  15. ^ Collins, Karen (20 Eylül 2018). "The KELT Follow-Up Network and Transit False Positive Catalog: Pre-vetted False Positives for TESS". Astrophysical Journal. 156 (5): 234. arXiv:1803.01869 $2. doi:10.3847/1538-3881/aae582.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  16. ^ Charbonneau, D.; T. Brown; A. Burrows; G. Laughlin (2006). "When Extrasolar Planets Transit Their Parent Stars". Protostars and Planets V. University of Arizona Press. 
  17. ^ Burrows, Adam S. (September 2014). "Highlights in the study of exoplanet atmospheres". Nature. 513 (7518): 345-352. arXiv:1409.7320 $2. doi:10.1038/nature13782. ISSN 0028-0836. PMID 25230656. 
  18. ^ a b Charbonneau; ve diğerleri. (2005). "Detection of Thermal Emission from an Extrasolar Planet". The Astrophysical Journal. 626 (1): 523-529. arXiv:astro-ph/0503457 $2. doi:10.1086/429991. 
  19. ^ a b Deming, D.; Seager, S.; Richardson, J.; Harrington, J. (2005). "Infrared radiation from an extrasolar planet" (PDF). Nature. 434 (7034): 740-743. arXiv:astro-ph/0503554 $2. doi:10.1038/nature03507. PMID 15785769. 27 Eylül 2006 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. 
  20. ^ Charbonneau, David; ve diğerleri. (2000). "Detection of Planetary Transits Across a Sun-like Star". Astrophysical Journal Letters. 529 (1): 45-48. arXiv:astro-ph/9911436 $2. doi:10.1086/312457. PMID 10615033. 28 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ağustos 2024. 
  21. ^ Henry, Gregory W.; ve diğerleri. (2000). "A Transiting 51 Peg-like Planet". Astrophysical Journal Letters. 529 (1): 41-44. doi:10.1086/312458. PMID 10615032.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  22. ^ Udalski, A.; ve diğerleri. (2002). "The Optical Gravitational Lensing Experiment. Search for Planetary and Low-Luminosity Object Transits in the Galactic Disk. Results of 2001 Campaign - Supplement". Acta Astronomica. 52 (2): 115-128. arXiv:astro-ph/0207133 $2. 7 Kasım 2015 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ağustos 2024. 
  23. ^ Harvard University and Smithsonian Institution (8 Ocak 2003). "New World of Iron Rain". Astrobiology Magazine. CiteSeerX usurped $2 |citeseerx= değerini kontrol edin (yardım). 10 Ocak 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Ocak 2010. 
  24. ^ Cromie, William J. (16 Ocak 2003). "New, far-out planet is discovered". Harvard Gazette. Harvard University. 27 Ağustos 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Temmuz 2010. 
  25. ^ "NASA Exoplanet Archive". 27 Şubat 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ağustos 2024. 
  26. ^ Jenkins, J.M.; Laurance R. Doyle (20 Eylül 2003). "Detecting reflected light from close-in giant planets using space-based photometers". Astrophysical Journal. 1 (595): 429-445. arXiv:astro-ph/0305473 $2. doi:10.1086/377165. 
  27. ^ Martins, J. H. C.; Santos, N. C.; Figueira, P.; Faria, J. P.; Montalto, M.; ve diğerleri. (2015). "Evidence for a spectroscopic direct detection of reflected light from 51 Pegasi b". Astronomy & Astrophysics. 576: A134. arXiv:1504.05962 $2. doi:10.1051/0004-6361/201425298. 
  28. ^ Snellen, I.A.G.; De Mooij, E.J.W.; Albrecht, S. (2009). "The changing phases of extrasolar planet CoRoT-1b". Nature. 459 (7246): 543-545. arXiv:0904.1208 $2. doi:10.1038/nature08045. PMID 19478779. 
  29. ^ Borucki, W.J.; ve diğerleri. (2009). "Kepler's Optical Phase Curve of the Exoplanet HAT-P-7b". Science. 325 (5941): 709. doi:10.1126/science.1178312. PMID 19661420. 6 Mart 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ağustos 2024. 
  30. ^ Charpinet, S.; Fontaine, G.; Brassard, P.; Green, E.M.; ve diğerleri. (2011). "A compact system of small planets around a former red-giant star". Nature. 480 (7378): 496-499. doi:10.1038/nature10631. PMID 22193103. 
  31. ^ Loeb, Abraham; Gaudi, B. Scott (2003). "Periodic Flux Variability of Stars due to the Reflex Doppler Effect Induced by Planetary Companions". The Astrophysical Journal. 588 (2): L117. arXiv:astro-ph/0303212 $2. doi:10.1086/375551. 
  32. ^ Faigler, Simchon; Tal-Or, Lev; Mazeh, Tsevi; Latham, Dave W.; Buchhave, Lars A. (2013). "BEER analysis of Kepler and CoRoT light curves: I. Discovery of Kepler-76b: A hot Jupiter with evidence for superrotation". The Astrophysical Journal. 771 (1): 26. arXiv:1304.6841 $2. doi:10.1088/0004-637X/771/1/26. 
  33. ^ "Using the Theory of Relativity and BEER to Find Exoplanets - Universe Today". Universe Today. 13 Mayıs 2013. 6 Aralık 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ağustos 2024. 
  34. ^ Townsend, Rich (27 Ocak 2003). "The Search for Extrasolar Planets". University College London. 15 Eylül 2005 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Eylül 2006. 
  35. ^ Sinukoff, E.; Fulton, B.; Scuderi, L.; Gaidos, E. (2013). "Below One Earth Mass: The Detection, Formation, and Properties of Subterrestrial Worlds". Space Science Reviews. 180 (1–4): 71. arXiv:1308.6308 $2. doi:10.1007/s11214-013-0019-1. 
  36. ^ A. Wolszczan and D. A. Frail; Frail (9 Ocak 1992). "A planetary system around the millisecond pulsar PSR1257+12". Nature. 355 (6356): 145-147. doi:10.1038/355145a0. 29 Eylül 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Nisan 2007. 
  37. ^ Wolszczan, A. (1994). "Confirmation of Earth Mass Planets Orbiting the Millisecond Pulsar PSR B1257+12" (PDF). Science. 264 (5158): 538-542. CiteSeerX dead $2 |citeseerx= değerini kontrol edin (yardım). doi:10.1126/science.264.5158.538. PMID 17732735. 20 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. 
  38. ^ Shibahashi, Hiromoto; Kurtz, Donald W. (2012). "FM stars: A Fourier view of pulsating binary stars, a new technique for measuring radial velocities photometrically". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 422 (1): 738. arXiv:1202.0105 $2. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.20654.x.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  39. ^ "NASA - Mission Manager Update". 8 Ağustos 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Temmuz 2012. 
  40. ^ Silvotti, R. (2007). "A giant planet orbiting the /'extreme horizontal branch/' star V 391 Pegasi" (PDF). Nature. 449 (7159): 189-191. doi:10.1038/nature06143. PMID 17851517. 
  41. ^ Miralda-Escude (2001). "Orbital perturbations on transiting planets: A possible method to measure stellar quadrupoles and to detect Earth-mass planets". The Astrophysical Journal. 564 (2): 1019-1023. arXiv:astro-ph/0104034 $2. doi:10.1086/324279. 
  42. ^ Holman; Murray (2005). "The Use of Transit Timing to Detect Extrasolar Planets with Masses as Small as Earth". Science. 307 (5713): 1288-1291. arXiv:astro-ph/0412028 $2. doi:10.1126/science.1107822. PMID 15731449. 
  43. ^ Agol; Sari; Steffen; Clarkson (2005). "On detecting terrestrial planets with timing of giant planet transits". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 359 (2): 567-579. arXiv:astro-ph/0412032 $2. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.08922.x.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  44. ^ Sarah Ballard; Daniel Fabrycky; Francois Fressin; David Charbonneau; ve diğerleri. (2011). "The Kepler-19 System: A Transiting 2.2 R_Earth Planet and a Second Planet Detected via Transit Timing Variations". The Astrophysical Journal. 743 (2): 200. arXiv:1109.1561 $2. doi:10.1088/0004-637X/743/2/200. 
  45. ^ A bot will complete this citation soon. Click here to jump the queue arXiv:[1].
  46. ^ Pal; Kocsis (2008). "Periastron Precession Measurements in Transiting Extrasolar Planetary Systems at the Level of General Relativity". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 389 (2008): 191-198. arXiv:0806.0629 $2. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13512.x.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  47. ^ a b Welsh, William F.; Orosz, Jerome A.; Carter, Joshua A.; Fabrycky, Daniel C. (2013). "Recent Kepler Results on Circumbinary Planets". Proceedings of the International Astronomical Union. 8: 125-132. arXiv:1308.6328 $2. doi:10.1017/S1743921313012684. 
  48. ^ Doyle, Laurance R.; Deeg, Hans-Jorg (2002). "Timing detection of eclipsing binary planets and transiting extrasolar moons". Bioastronomy. 7: 80. arXiv:astro-ph/0306087 $2.  "Bioastronomy 2002: Life Among the Stars" IAU Symposium 213, R.P Norris and F.H. Stootman (eds), A.S.P., San Francisco, California, 80–84.
  49. ^ Deeg, Hans-Jorg; Doyle, Laurance R.; Kozhevnikov, V. P.; Blue, J. Ellen; Martín, L.; Schneider, J. (2000). "A search for Jovian-mass planets around CM Draconis using eclipse minima timing". Astronomy & Astrophysics. 358 (358): L5-L8. arXiv:astro-ph/0003391 $2. 21 Ekim 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ağustos 2024. 
  50. ^ Doyle, Laurance R.; Carter, Joshua A.; Fabrycky, Daniel C.; Slawson, Robert W.; Howell, Steve B.; Winn, Joshua N.; Orosz, Jerome A.; Přsa, Andrej; Welsh, William F.; Quinn, Samuel N.; Latham, David (2011). "Kepler-16: A Transiting Circumbinary Planet". Science. 333 (6049): 1602-1606. arXiv:1109.3432 $2. doi:10.1126/science.1210923. PMID 21921192. 
  51. ^ a b J.-P. Beaulieu; D.P. Bennett; P. Fouque; A. Williams; ve diğerleri. (2006). "Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth Masses Through Gravitational Microlensing". Nature. 439 (7075): 437-440. arXiv:astro-ph/0601563 $2. doi:10.1038/nature04441. PMID 16437108. 
  52. ^ Close, L. M.; Follette, K. B.; Males, J. R.; Puglisi, A.; Xompero, M.; Apai, D.; Najita, J.; Weinberger, A. J.; Morzinski, K.; Rodigas, T. J.; Hinz (2014). "Discovery of H-alpha Emission from the Close Companion Inside the Gap of Transitional Disk HD142527". The Astrophysical Journal. 781 (2): L30. arXiv:1401.1273 $2. doi:10.1088/2041-8205/781/2/L30. 
  53. ^ "First Light for Planet Hunter ExTrA at La Silla". www.eso.org. 24 Ocak 2018 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 24 Ocak 2018. 
  54. ^ "VLT Snaps An Exotic Exoplanet "First"". 14 Haziran 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Haziran 2016. 
  55. ^ G. Chauvin; A.M. Lagrange; C. Dumas; B. Zuckerman; ve diğerleri. (2004). "A giant planet candidate near a young brown dwarf". Astronomy & Astrophysics. 425 (2): L29-L32. arXiv:astro-ph/0409323 $2. CiteSeerX dead $2 |citeseerx= değerini kontrol edin (yardım). doi:10.1051/0004-6361:200400056. 8 Eylül 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ekim 2006. 
  56. ^ "Yes, it is the Image of an Exoplanet (Press Release)". ESO website. 30 Nisan 2005. 25 Mayıs 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Temmuz 2010. 
  57. ^ "Astronomers capture first image of newly-discovered solar system" (Basın açıklaması). W. M. Keck Observatory. 13 Ekim 2008. 26 Kasım 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Ekim 2008. 
  58. ^ "Hubble Directly Observes a Planet Orbiting Another Star". 30 Eylül 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 13 Kasım 2008. 
  59. ^ Lagrange, A.-M.; Gratadour, D.; Chauvin, G.; Fusco, T.; Ehrenreich, D.; Mouillet, D.; Rousset, G.; Rouan, D.; Allard, F.; Gendron, é.; Charton (2 Ocak 2009). "A probable giant planet imaged in the β Pictoris disk: VLT/NaCo deep L' -band imaging". Astronomy & Astrophysics. 493 (2): L21-L25. arXiv:0811.3583 $2. doi:10.1051/0004-6361:200811325. ISSN 0004-6361. 
  60. ^ "Beta Pictoris planet finally imaged?" (Basın açıklaması). ESO. 21 Kasım 2008. 8 Şubat 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 22 Kasım 2008. 
  61. ^ "Direct Imaging of a Super-Jupiter Around a Massive Star". 30 Kasım 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Kasım 2012. 
  62. ^ Francis Reddy (19 Kasım 2012). "NASA – Astronomers Directly Image Massive Star's 'Super Jupiter'". NASA.com. 29 Kasım 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 19 Kasım 2012. 
  63. ^ Thalmann, Christian; Joseph Carson; Markus Janson; Miwa Goto; ve diğerleri. (2009). "Discovery of the Coldest Imaged Companion of a Sun-Like Star". The Astrophysical Journal. 707 (2): L123-L127. arXiv:0911.1127 $2. doi:10.1088/0004-637X/707/2/L123. 
  64. ^ R. Neuhauser; E. W. Guenther; G. Wuchterl; M. Mugrauer; ve diğerleri. (2005). "Evidence for a co-moving sub-stellar companion of GQ Lup". Astronomy & Astrophysics. 435 (1): L13-L16. arXiv:astro-ph/0503691 $2. CiteSeerX dead $2 |citeseerx= değerini kontrol edin (yardım). doi:10.1051/0004-6361:200500104. 2 Mayıs 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ekim 2006. 
  65. ^ "Is this a Brown Dwarf or an Exoplanet?". ESO Website. 7 Nisan 2005. 16 Eylül 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Temmuz 2006. 
  66. ^ M. Janson; W. Brandner; T. Henning; H. Zinnecker (2005). "Early ComeOn+ adaptive optics observation of GQ Lupi and its substellar companion". Astronomy & Astrophysics. 453 (2): 609-614. arXiv:astro-ph/0603228 $2. CiteSeerX dead $2 |citeseerx= değerini kontrol edin (yardım). doi:10.1051/0004-6361:20054475. 25 Mayıs 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ekim 2006. 
  67. ^ "Lightest Exoplanet Imaged So Far?". ESO Press Release. 23 Haziran 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Haziran 2013. 
  68. ^ Thompson, Andrea (14 Nisan 2010). "New method could image Earth-like planets". space.com. 7 Ağustos 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ağustos 2024. 
  69. ^ "News - Earth-like Planets May Be Ready for Their Close-Up". NASA/JPL. 21 Ekim 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 23 Haziran 2010. 
  70. ^ Keifer, Sven (August 2021). "Spectral and angular differential imaging with SPHERE/IFS. Assessing the performance of various PCA-based approaches to PSF subtraction". Astronomy & Astrophysics. 652: 10. arXiv:2106.05278 $2. doi:10.1051/0004-6361/202140285. 28 Şubat 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 9 Ocak 2023. 
  71. ^ Schmid, H. M.; Beuzit, J.-L.; Feldt, M.; ve diğerleri. (2006). "Search and investigation of extra-solar planets with polarimetry". Direct Imaging of Exoplanets: Science & Techniques. Proceedings of the IAU Colloquium #200. 1 (C200): 165-170. doi:10.1017/S1743921306009252.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  72. ^ Schmid, H. M.; Gisler; Joos; ve diğerleri. (2004). "ZIMPOL/CHEOPS: a Polarimetric Imager for the Direct Detection of Extra-solar Planets". Astronomical Polarimetry: Current Status and Future Directions ASP Conference Series. 343: 89. 
  73. ^ Hough, J. H.; Lucas, P. W.; Bailey, J. A.; Tamura, M.; ve diğerleri. (2006). "PlanetPol: A Very High Sensitivity Polarimeter". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 118 (847): 1302-1318. doi:10.1086/507955.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  74. ^ Berdyugina, Svetlana V.; Andrei V. Berdyugin; Dominique M. Fluri; Vilppu Piirola (20 Ocak 2008). "First detection of polarized scattered light from an exoplanetary atmosphere". The Astrophysical Journal. 673 (1): L83. arXiv:0712.0193 $2. doi:10.1086/527320. 
  75. ^ Alexander, Amir. "Space Topics: Extrasolar Planets Astrometry: The Past and Future of Planet Hunting". The Planetary Society. 8 Mart 2006 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Eylül 2006. 
  76. ^ Jacob, W. S. (Jun 1855). "On certain Anomalies presented by the Binary Star 70 Ophiuchi". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 15 (9): 228-230. doi:10.1093/mnras/15.9.228.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  77. ^ a b See, Thomas Jefferson Jackson (1896). "Researches on the Orbit of F.70 Ophiuchi, and on a Periodic Perturbation in the Motion of the System Arising from the Action of an Unseen Body". The Astronomical Journal. 16: 17. doi:10.1086/102368. 
  78. ^ Sherrill, Thomas J. (1999). "A Career of controversy: the anomaly OF T. J. J. See" (PDF). Journal for the History of Astronomy. 30: 25-50. doi:10.1177/002182869903000102. 25 Eylül 2007 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 27 Ağustos 2007. 
  79. ^ Heintz, W.D. (June 1988). "The Binary Star 70 Ophiuchi Revisited". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada. 82 (3): 140. 
  80. ^ Gatewood, G. (May 1996). "Lalande 21185". Bulletin of the American Astronomical Society. 28: 885. 
  81. ^ John Wilford (12 Haziran 1996). "Data Seem to Show a Solar System Nearly in the Neighborhood". The New York Times. s. 1. 24 Mart 2021 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Mayıs 2009. 
  82. ^ Alan Boss (2 Şubat 2009). The Crowded Universe. Basic Books. ISBN 978-0-465-00936-7. 
  83. ^ Benedict; ve diğerleri. (2002). "A Mass for the Extrasolar Planet Gliese 876b Determined from Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensor 3 Astrometry and High-Precision Radial Velocities". The Astrophysical Journal Letters. 581 (2): L115-L118. arXiv:astro-ph/0212101 $2. doi:10.1086/346073. 
  84. ^ Pravdo, Steven H.; Shaklan, Stuart B. (2009). "An Ultracool Star's Candidate Planet" (PDF). The Astrophysical Journal. 700 (1): 623-632. arXiv:0906.0544 $2. doi:10.1088/0004-637X/700/1/623. 4 Haziran 2009 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Mayıs 2009. 
  85. ^ "First find Planet-hunting method succeeds at last". NASA PlanetQuest. 28 Mayıs 2009. 4 Eylül 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 29 Mayıs 2009. 
  86. ^ Bean, J.; Andreas Seifahrt; Henrik Hartman; Hampus Nilsson; ve diğerleri. (2009). "The Proposed Giant Planet Orbiting VB 10 Does Not Exist". The Astrophysical Journal. 711 (1): L19. arXiv:0912.0003 $2. doi:10.1088/2041-8205/711/1/L19. 
  87. ^ Anglada-Escude, G.; Shkolnik; Weinberger; Thompson; ve diğerleri. (2010). "Strong Constraints to the Putative Planet Candidate around VB 10 Using Doppler Spectroscopy". The Astrophysical Journal. 711 (1): L24. arXiv:1001.0043 $2. doi:10.1088/2041-8205/711/1/L24. 
  88. ^ Muterspaugh, Matthew W.; Lane, Benjamin F.; Kulkarni, S. R.; Konacki, Maciej; Burke, Bernard F.; Colavita, M. M.; Shao, M.; Hartkopf, William I.; Boss, Alan P.; Williamson, M. (2010). "The PHASES Differential Astrometry Data Archive. V. Candidate Substellar Companions to Binary Systems". The Astronomical Journal. 140 (6): 1657. arXiv:1010.4048 $2. doi:10.1088/0004-6256/140/6/1657. 
  89. ^ Snellen, Ignas; Brown, Anthony (20 Ağustos 2018). "The mass of the young planet Pictoris b through the astrometric motion of its host star". Nature Astronomy. 2 (11): 883-886. arXiv:1808.06257 $2. doi:10.1038/s41550-018-0561-6. ISSN 2397-3366. 
  90. ^ a b Anglada-Escudé, Guillem; Tuomi, Mikko; Jones, Hugh R. A.; Chanamé, Julio; Butler, Paul R.; Janson, Markus (14 Ekim 2019), "Detection of the nearest Jupiter analog in radial velocity and astrometry data", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 490 (4), ss. 5002-5016, arXiv:1910.06804 $2, doi:10.1093/mnras/stz2912  Birden fazla yazar-name-list parameters kullanıldı (yardım); Yazar |ad1= eksik |soyadı1= (yardım); Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  91. ^ Feng, Fabo; Butler, R Paul; Jones, Hugh R A.; Phillips, Mark W.; ve diğerleri. (2021). "Optimized modelling of Gaia–Hipparcos astrometry for the detection of the smallest cold Jupiter and confirmation of seven low-mass companions". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 507 (2): 2856-2868. arXiv:2107.14056 $2. doi:10.1093/mnras/stab2225.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  92. ^ Li, Yiting; Brandt, Timothy D.; Brandt, G. Mirek; Dupuy, Trent J.; Michalik, Daniel; Jensen-Clem, Rebecca; Zeng, Yunlin; Faherty, Jacqueline; Mitra, Elena L. (2021). "Precise Masses and Orbits for Nine Radial-velocity Exoplanets". The Astronomical Journal. 162 (6): 266. arXiv:2109.10422 $2. doi:10.3847/1538-3881/ac27ab.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  93. ^ Feng, Fabo; Butler, R. Paul; ve diğerleri. (August 2022). "3D Selection of 167 Substellar Companions to Nearby Stars". The Astrophysical Journal Supplement Series. 262 (21): 21. arXiv:2208.12720 $2. doi:10.3847/1538-4365/ac7e57.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  94. ^ Winn, Joshua N. (September 2022). "Joint Constraints on Exoplanetary Orbits from Gaia DR3 and Doppler Data". The Astronomical Journal. 164 (5): 196. arXiv:2209.05516 $2. doi:10.3847/1538-3881/ac9126.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  95. ^ Llop-Sayson, Jorge; Wang, Jason J.; Ruffio, Jean-Baptiste; Mawet, Dimitri; ve diğerleri. (6 Ekim 2021). "Constraining the Orbit and Mass of epsilon Eridani b with Radial Velocities, Hipparcos IAD-Gaia DR2 Astrometry, and Multiepoch Vortex Coronagraphy Upper Limits". The Astronomical Journal. 162 (5): 181. arXiv:2108.02305 $2. doi:10.3847/1538-3881/ac134a. ISSN 0004-6256.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  96. ^ Curiel, Salvador; Ortiz-León, Gisela N.; Mioduszewski, Amy J.; Torres, Rosa M. (2020). "An Astrometric Planetary Companion Candidate to the M9 Dwarf TVLM 513–46546". The Astronomical Journal. 160 (3): 97. arXiv:2008.01595 $2. doi:10.3847/1538-3881/ab9e6e.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  97. ^ Curiel, Salvador; Ortiz-León, Gisela N.; Mioduszewski, Amy J.; Sanchez-Bermudez, Joel (September 2022). "3D Orbital Architecture of a Dwarf Binary System and Its Planetary Companion". The Astronomical Journal. 164 (3): 93. arXiv:2208.14553 $2. doi:10.3847/1538-3881/ac7c66.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  98. ^ A bot will complete this citation soon. Click here to jump the queue arXiv:[2].
  99. ^ Teague, Richard; Bae, Jaehan; Bergin, Edwin A.; Birnstiel, Tilman; Foreman-Mackey, Daniel (2018). "A Kinematical Detection of Two Embedded Jupiter-mass Planets in HD 163296". The Astrophysical Journal. 860 (1): L12. arXiv:1805.10290 $2. doi:10.3847/2041-8213/aac6d7.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  100. ^ Pinte, C.; Van Der Plas, G.; Ménard, F.; Price, D. J.; Christiaens, V.; Hill, T.; Mentiplay, D.; Ginski, C.; Choquet, E.; Boehler, Y.; Duchêne (2019). "Kinematic detection of a planet carving a gap in a protoplanetary disk". Nature Astronomy. 3 (12): 1109-1114. arXiv:1907.02538 $2. doi:10.1038/s41550-019-0852-6. 
  101. ^ "HD 97048 | NASA Exoplanet Archive". exoplanetarchive.ipac.caltech.edu. 8 Temmuz 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 11 Ekim 2023. 
  102. ^ Nayakshin, Sergei; de Miera, Fernando Cruz Sáenz; Kóspál, Ágnes (27 Nisan 2024). "The youngest of hot jupiters in action: episodic accretion outbursts in Gaia20eae". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 532: L27-L32. arXiv:2405.09904 $2. doi:10.1093/mnrasl/slae034. ISSN 1745-3925.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  103. ^ Argyle, Edward (1974). "On the observability of extrasolar planetary systems". Icarus. Elsevier BV. 21 (2): 199-201. doi:10.1016/0019-1035(74)90138-9. ISSN 0019-1035. 
  104. ^ Bromley, Benjamin C. (1992). "Detecting faint echoes in stellar-flare light curves". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. IOP Publishing. 104: 1049. doi:10.1086/133089. ISSN 0004-6280.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  105. ^ Gaidos, Eric J. (1994). "Light Echo Detection of Circumstellar Disks around Flaring Stars". Icarus. Elsevier BV. 109 (2): 382-392. doi:10.1006/icar.1994.1101. ISSN 0019-1035. 
  106. ^ Sugerman, Ben E. K. (2003). "Observability of Scattered-Light Echoes around Variable Stars and Cataclysmic Events". The Astronomical Journal. 126 (4): 1939-1959. arXiv:astro-ph/0307245 $2. doi:10.1086/378358. ISSN 0004-6256. 
  107. ^ Mann, Chris; ve diğerleri. (January 2016). Stellar Echo Imaging of Exoplanets. NASA Technical Report Server. 15 Ağustos 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ağustos 2024. 
  108. ^ Sparks, William B.; White, Richard L.; Lupu, Roxana E.; Ford, Holland C. (20 Şubat 2018). "The Direct Detection and Characterization of M-dwarf Planets Using Light Echoes". The Astrophysical Journal. American Astronomical Society. 854 (2): 134. arXiv:1801.01144 $2. doi:10.3847/1538-4357/aaa549. ISSN 1538-4357.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  109. ^ Mann, Chris; Tellesbo, Christopher A.; Bromley, Benjamin C.; Kenyon, Scott J. (12 Ekim 2018). "A Framework for Planet Detection with Faint Light-curve Echoes". The Astronomical Journal. American Astronomical Society. 156 (5): 200. arXiv:1808.07029 $2. doi:10.3847/1538-3881/aadc5e. ISSN 1538-3881.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  110. ^ van Belle, Gerard T.; Kaspar von Braun; Boyajian, Tabetha; Schaefer, Gail (2014). "Direct Imaging of Planet Transit Events". Proceedings of the International Astronomical Union. 8: 378-381. arXiv:1405.1983 $2. doi:10.1017/S1743921313013197. 
  111. ^ Lazio, T. J. W.; Farrell, W. M. (2004). "Radio Detection of Extrasolar Planets: Present and Future Prospects" (PDF). Bulletin of the American Astronomical Society. 36. CiteSeerX live $2 |citeseerx= değerini kontrol edin (yardım). 22 Kasım 2023 tarihinde kaynağından (PDF) arşivlendi. Erişim tarihi: 15 Ekim 2008. 
  112. ^ Nichols, J. D. (2011). "Magnetosphere–ionosphere coupling at Jupiter-like exoplanets with internal plasma sources: implications for detectability of auroral radio emissions". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 414 (3): 2125-2138. arXiv:1102.2737 $2. doi:10.1111/j.1365-2966.2011.18528.x.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  113. ^ Naone, Erica (4 Mart 2020). "Hunting aurorae: Astronomers find an exoplanet using a new approach". Astronomy Magazine (İngilizce). 25 Aralık 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 25 Aralık 2023. 
  114. ^ European Southern Observatory (27 Mart 2019). "GRAVITY instrument breaks new ground in exoplanet imaging - Cutting-edge VLTI instrument reveals details of a storm-wracked exoplanet using optical interferometry". EurekAlert!. 27 Mart 2019 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 27 Mart 2019. 
  115. ^ Schwartz, Eyal; Lipson, Stephen G.; Ribak, Erez N. (2012). "Enhanced Interferometric Identification of Spectra in Habitable Extrasolar Planets". The Astronomical Journal. 144 (3): 71. doi:10.1088/0004-6256/144/3/71. 
  116. ^ Feng Long; ve diğerleri. (14 Eylül 2022). "ALMA Detection of Dust Trapping around Lagrangian Points in the LkCa 15 Disk". The Astrophysical Journal Letters. 937 (1): L1. arXiv:2209.05535 $2. doi:10.3847/2041-8213/ac8b10.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  117. ^ a b J.S. Greaves; M.C. Wyatt; W.S. Holland; W.F.R. Dent (2004). "The debris disk around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 351 (3): L54 - L58. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  118. ^ a b Greaves, J.S.; M.C. Wyatt; W.S. Holland; W.F.R. Dent (2003). "Submillimetre Images of the Closest Debris Disks". Scientific Frontiers in Research on Extrasolar Planets. Astronomical Society of the Pacific. ss. 239-244. 
  119. ^ Greaves, J. S.; ve diğerleri. (2005). "Structure in the Epsilon Eridani Debris Disk". The Astrophysical Journal Letters. 619 (2): L187-L190. doi:10.1086/428348.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  120. ^ Stark, C. C; Kuchner, M. J (2009). "A New Algorithm for Self-consistent Three-dimensional Modeling of Collisions in Dusty Debris Disks". The Astrophysical Journal. 707 (1): 543-553. arXiv:0909.2227 $2. doi:10.1088/0004-637X/707/1/543. 
  121. ^ Koester, D.; Gänsicke, B. T.; Farihi, J. (1 Haziran 2014). "The frequency of planetary debris around young white dwarfs". Astronomy & Astrophysics (İngilizce). 566: A34. arXiv:1404.2617 $2. doi:10.1051/0004-6361/201423691. ISSN 0004-6361. 
  122. ^ Thompson, Andrea (20 Nisan 2009). "Dead Stars Once Hosted Solar Systems". SPACE.com. 20 Ekim 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 21 Nisan 2009. 
  123. ^ Vanderburg, Andrew; Johnson, John Asher; Rappaport, Saul; Bieryla, Allyson; Irwin, Jonathan; Lewis, John Arban; Kipping, David; Brown, Warren R.; Dufour, Patrick (22 Ekim 2015). "A disintegrating minor planet transiting a white dwarf". Nature (İngilizce). 526 (7574): 546-549. arXiv:1510.06387 $2. doi:10.1038/nature15527. ISSN 0028-0836. PMID 26490620. 
  124. ^ "NASA Exoplanet Archive". 8 Kasım 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Ağustos 2024. 
  125. ^ "NASA's Kepler Mission Announces Largest Collection of Planets Ever Discovered". NASA. 10 Mayıs 2016. 10 Mayıs 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 10 Mayıs 2016. 
  126. ^ Knutson, Heather A.; Charbonneau, David; Allen, Lori E.; Fortney, Jonathan J.; Agol, Eric; Cowan, Nicolas B.; Showman, Adam P.; Cooper, Curtis S.; Megeath, S. Thomas (10 Mayıs 2007). "A map of the day–night contrast of the extrasolar planet HD 189733b". Nature (İngilizce). 447 (7141): 183-186. arXiv:0705.0993 $2. doi:10.1038/nature05782. ISSN 0028-0836. PMID 17495920. 
  127. ^ Staff (19 Kasım 2012). "Announcement of Opportunity for the Gaia Data Processing Archive Access Co-Ordination Unit". ESA. 17 Mayıs 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Mart 2013. 
  128. ^ Staff (30 Ocak 2012). "DPAC Newsletter no. 15" (PDF). European Space Agency. 9 Nisan 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 16 Mart 2013. 
  129. ^ Kawahara, Hajime; Murakami, Naoshi; Matsuo, Taro; Kotani, Takayuki (2014). "Spectroscopic Coronagraphy for Planetary Radial Velocimetry of Exoplanets". The Astrophysical Journal Supplement Series. 212 (2): 27. arXiv:1404.5712 $2. doi:10.1088/0067-0049/212/2/27. 
  130. ^ Abe, L.; Vannier, M.; Petrov, R.; Enya, K.; Kataza, H. (2009). "Characterizing Extra-Solar Planets with Color Differential Astrometry on SPICA" (PDF). SPICA Workshop: 02005. doi:10.1051/spica/200902005. 19 Nisan 2024 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF). Erişim tarihi: 7 Ağustos 2024. 
  131. ^ Johnson, Michele; Harrington, J.D. (26 Şubat 2014). "NASA's Kepler Mission Announces a Planet Bonanza, 715 New Worlds". NASA. 26 Şubat 2014 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Şubat 2014. 
  132. ^ Tingley, B.; Parviainen, H.; Gandolfi, D.; Deeg, H. J.; Pallé, E.; Montañés Rodriguez, P.; Murgas, F.; Alonso, R.; Bruntt, H.; Fridlund, M. (2014). "Confirmation of an exoplanet using the transit color signature: Kepler-418b, a blended giant planet in a multiplanet system". Astronomy & Astrophysics. 567: A14. arXiv:1405.5354 $2. doi:10.1051/0004-6361/201323175. 
  133. ^ Johnson, Marshall Caleb (2013). "Doppler tomographic observations of exoplanetary transits". American Astronomical Society Meeting Abstracts #221. 221. CiteSeerX live $2 |citeseerx= değerini kontrol edin (yardım). 29 Kasım 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. 
  134. ^ A bot will complete this citation soon. Click here to jump the queue arXiv:[3].
  135. ^ Robertson, Paul; Mahadevan, Suvrath (2014). "Disentangling Planets and Stellar Activity for Gliese 667C". The Astrophysical Journal. 793 (2): L24. arXiv:1409.0021 $2. doi:10.1088/2041-8205/793/2/L24. 
  136. ^ Bryson, Stephen T.; Jenkins, Jon M.; Gilliland, Ronald L.; Twicken, Joseph D.; Clarke, Bruce; Rowe, Jason; Caldwell, Douglas; Batalha, Natalie; Mullally, Fergal; Haas, Michael R.; Tenenbaum (2013). "Identification of Background False Positives from Kepler Data". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 125 (930): 889. arXiv:1303.0052 $2. doi:10.1086/671767. 
  137. ^ Todorov, Kamen O.; Deming, Drake; Burrows, Adam S.; Grillmair, Carl J. (2014). "Updated Spitzer Emission Spectroscopy of Bright Transiting Hot Jupiter HD189733b". The Astrophysical Journal. 796 (2): 100. arXiv:1410.1400 $2. doi:10.1088/0004-637X/796/2/100. 
  138. ^ Stevenson, Kevin B.; Desert, Jean-Michel; Line, Michael R.; Bean, Jacob L.; Fortney, Jonathan J.; Showman, Adam P.; Kataria, Tiffany; Kreidberg, Laura; McCullough, Peter R.; Henry, Gregory W.; Charbonneau (2014). "Thermal structure of an exoplanet atmosphere from phase-resolved emission spectroscopy". Science. 346 (6211): 838-41. arXiv:1410.2241 $2. doi:10.1126/science.1256758. PMID 25301972. 
  139. ^ Gilliland, Ronald L.; Cartier, Kimberly M. S.; Adams, Elisabeth R.; Ciardi, David R.; Kalas, Paul; Wright, Jason T. (2014). "Hubble Space Telescopehigh-Resolution Imaging Ofkeplersmall and Cool Exoplanet Host Stars". The Astronomical Journal. 149 (1): 24. arXiv:1407.1009 $2. doi:10.1088/0004-6256/149/1/24. 
  140. ^ Lillo-Box, J.; Barrado, D.; Bouy, H. (2014). "High-resolution imaging of $Kepler$ planet host candidates. A comprehensive comparison of different techniques". Astronomy & Astrophysics. 566: A103. arXiv:1405.3120 $2. doi:10.1051/0004-6361/201423497. 
  141. ^ Price, Ellen M.; Rogers, Leslie A.; John Asher Johnson; Dawson, Rebekah I. (2014). "How Low Can You Go? The Photoeccentric Effect for Planets of Various Sizes". The Astrophysical Journal. 799 (1): 17. arXiv:1412.0014 $2. doi:10.1088/0004-637X/799/1/17. 

Dış bağlantılar

[değiştir | kaynağı değiştir]

https://iopscience.iop.org/article/10.1209/0295-5075/ad152d?fbclid=IwZXh0bgNhZW0CMTAAAR2OqKaBuALLa_qLBWy8uvusdEwiK6i8cZNQG8i46VowG9R9Cz4KduQzg7o_aem_g1nNaim20xNIyHErktMbnQ

"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Ötegezegenleri_tespit_etme_yöntemleri&oldid=34272025" sayfasından alınmıştır