Doğrudan gözlenemeyen gezegenler, başarıyla uygulanan dolaylı yöntemler sayesinde gezegen avcılarının ağına takılıyorlar. Bundan 15 yıl öncesine kadar evrende tek tük bulunduğuna inanılan gezegenler, Güneş'in görece çok yakınlarında bile yüzlercesiyle ortaya çıkmaya başladı. Ancak bunların çoğu Jüpiter kütlesinde ya da daha büyük olsa da, yine de yıldızlarına göre çok küçük, kendileri ışık yaymıyor, yansıttıkları ışık da yıldızların kör edici parlaklıktaki ışığı içinde kayboluyor. Ama tüm bunlar, kendilerini Güneş-dışı dünyaları arayan gökbilimcileri durduramıyor. Gezegen avcıları, şimdiye kadar belirlenen 450'nin üzerinde gezegeni ortaya çıkarmak için farklı yöntemlerden yararlandılar. Bu yöntemlerden bazıları, keşfedilen gezegenlerin özelliklerini de ortaya koyuyor. RADYAL HIZ YÖNTEMİ Uzayda kütleçekimiyle bağlı iki cisim, ortak bir kütleçekim merkezinin etrafında dolanır. Yani gezegen yıldızın çevresinde dolanmaz, yıldız ve gezegen birbirlerinin çevresinde dolanırlar. Ama yıldızın kütlesi çevresindeki gezegen ya da gezegenlerden çok daha büyük olduğundan, bu ortak kütleçekim merkezi, yıldızın çapının içinde bir noktada kalır. Sonuçta yıldız da kendi içindeki bu ortak kütleçekim merkezi etrafında çok küçük çaplı da olsa bir yörüngeye sahiptir. Bunun somut etkisi, yıldızın hareketinde döngüsel bir "yalpa". Bu yalpa bizim görüş yönümüzdeyse, yıldız gözlemciye göre düzenli aralıklarla hafifçe yaklaşıp uzaklaşır. Bu da, Doppler etkisi denen bir süreçle yıldızın saçtığı ışığın tayfında küçük değişimlere yol açar. Yıldız bize yaklaşırken, ışığının tayfı daha kısa dalga boylarına, maviye doğru kayar. Bizden uzaklaştığındaysa daha uzun dalga boylarına, yani tayfın kırmızı bölgesine doğru kayar. İşte çok duyarlı algılayıcılarla yıldızın ışığındaki bu düzenli "kaymaları" saptayan gökbilimciler, bir gezegenin varlığını belirlerler. Spektrometre denen bu aygıtların en gelişkinleri, saniyede 1 metre ölçeğindeki hız değişimlerini bile saptayabiliyor. Şimdiye kadar keşfedilen gezegenlerin büyük bölümü bu yöntemle belirlendi. Ancak yöntem en etkili biçimde Güneş'ten yalnızca 160 ışıkyılına (1 ışıkyılı, ışığın boşlukta bir yılda aldığı yol, yaklaşık 10 trilyon km) kadar uzaklıktaki yıldızların incelenmesinde kullanılabiliyor. Bu yöntemle yıldızlarına yakın yörüngelerde dolanan büyük kütleli gezegenler kolayca bulunabiliyor; ama uzaktakilerin belirlenebilmesi için yıllar boyu süren gözlemler gerekiyor. Bir yıldızın kütlesi, yüzeyinden yaydığı ışığın tayfından belirlenebiliyor. Çünkü yaydığı ışığın rengi, yüzeyinin sıcaklığının bir türevi Yıldız oluşumu ve gelişmesiyle ilgili kuramsal modeller de yıldızın sıcaklığından, kütlesi, yaşı ve kimyasal içeriğinin hesaplanmasına olanak veriyor. Yıldızın kütlesi bilinince, gezegeninin yol açtığı yalpanın değeri de gezegenin kütlesinin hesaplanabilmesini sağlıyor. ASTROMETRİ YÖNTEMİ Peki yıldızın yalpası bize doğru değil de yanlara doğruysa? Bu durumda gökbilimcilere düşen, izlenen yıldızın gerisinde ve yakınlarında sabit bir "referans" yıldız belirlemek. Bir gezegenin varlığına işaret eden yalpa, hedef yıldızın referans yıldıza düzenli olarak yaklaşıp uzaklaşmasıyla belirlenir ve derecesi ölçülür. Yine de yıldızın konumundaki değişim öylesine ufak oluyor ki, yeryüzündeki en gelişkin teleskoplarla bile yeterince duyarlı ölçümler yapılamıyor. Bu kısıtlara karşılık astrometri, yönteminin potansiyel bir avantajı, özellikle uzak yörüngelerde dolanan gezegenlerin belirlenmesi için elverişli olması. Ne var ki, yıldızlarından astrometri yöntemiyle saptanabilecek kadar uzak yörüngelerde dolanan yıldızlar, bir yörünge turunu çok uzun zamanlarda tamamlayabildiklerinden, yıllar, hatta on yıllar süren gözlemler gerekiyor. GEÇİŞ YÖNTEMİ Önünden geçen bir gezegen, izlenen yıldızın ışığında azalmaya neden olur. Duyarlı ölçümlerle yıldızın ışığındaki döngüsel azalmalar incelenerek, çevresinde dolanan bir gezegenin varlığı belirlenebilir. Bu yöntemin, radyal hız ve astrometri yöntemlerine kıyasla avantajı, gezegenin büyüklüğünü ortaya koyması. Bu, önemli bir parametre. Şöyle ki, büyüklük, radyal hız yöntemiyle belirlenen kütleyle bir arada ele alınınca gezegenin yoğunluğu belirlenebiliyor ve dolayısıyla da fiziki yapısı hakkında bilgiler edinilebiliyor. Yöntem, gezegenin atmosferindeki gazlar ve bileşimleri hakkında bilgiler de sağlayabiliyor. Gezegen, yıldızının önünden geçerken atmosferindeki gazlar, yıldızdan gelen ışığın tayfındaki çizgilerden bazılarını soğuruyor. Yıldızın ışığındaki bu soğrulma çizgilerinin yeri ve kalınlığı, gezegenin atmosferindeki gazlarla derişimlerini ortaya koyuyor. Ayrıca gezegen atmosferinden geçen ya da atmosferin üstünden yansıyan yıldız ışığının kutuplanması ölçülerek de bir gezegen atmosferinin varlığı belirlenebilir. Ek bir avantaj da, gezegenin ışınımının ölçülebilmesi. İkincil örtüş sırasında yıldızın parlaklık değeri, ikincil örtüş öncesi ya da sonrası değerden çıkarılacak olursa, elde yalnızca gezegenden gelen değer kalır. Böyle olunca da gezegenin yüzey sıcaklığı, hatta üzerinde bulut oluşumunun olası izleri belirlenebiliyor. Fransız Uzay Ajansı'nın geçiş yöntemiyle Dünya'dan birkaç kat büyük gezegenler bulmak üzere duyarlı gözlemler yapması için uzaya gönderdiği COROT aracı da yeni gezegenler keşfetti. NASA'nın 2009'da fırlattığı Kepler aracı da Kuğu Takımyıldızı bölgesinde Dünya-benzeri gezegenleri arıyor. Kepler'in gözlem araçları, Dünya benzeri gezegenleri de saptayabilecek kadar duyarlı olacak. ATARCA KRONOMETRESİ YÖNTEMİ Atarca, özel bir nötron yıldızı çeşidi. Nötron yıldızları, dev yıldızların kısa ömürlerini noktalayan süpernova patlamalarının bir ürünü. Dev yıldızın merkezi daha fazla enerji üretemeyip kendi üzerine çöküyor ve oluşan şok dalgası yıldızın dış katmanlarını süpernova patlamasıyla uzaya savuruyor. Yaklaşık 1,5 Güneş kütlesindeki merkez de öylesine sıkışıyor ki, 12-20 kilometre çapında bir küre haline geliyor. Çöküş süreci yıldızın kendi ekseni etrafındaki dönüşünü öylesine hızlandırıyor ki, ortaya çıkan nötron yıldızı kendi çevresindeki bir turunu artık milisaniye düzeylerinde tamamlıyor. Bu dönüş, en hassas kronometrelerden bile düzgün bir periyotla oluyor. Nötron yıldızları, aynı zamanda çok güçlü manyetik alanlara sahipler. Bazılarının gücü, dünyanınkinden trilyonlarca, hatta katrilyonlarca kez güçlü olabiliyor. Nötron yıldızları, bu manyetik alanların kutuplarından çok güçlü radyo ışınımı yayıyorlar. Böyle radyo ışınımı yapan nötron yıldızlarına atarca deniyor. Nedeni, genelde manyetik kutupların ekseninin çoğu kez yıldızın dönüş ekseninden ayrı konumda olması . Böyle olunca da manyetik kutup, nötron yıldızının dönüşüyle coğrafi kutup etrafında bir daire çiziyor. Bu dairenin bir noktası da Dünyamızın yüzeyindeki güçlü radyoteleskoplardan birinin görüş çizgisine girdiğinde, dairenin o noktasından çok düzgün aralıklarla tekrarlayan radyo atımları alınıyor. Son derece düzgün olan bu aralıklardaki küçük değişimlerin incelenmesiyle gezegen ya da gezegenlerin varlığı ve kütleleri belirlenebilir. Bu yöntem öylesine duyarlı ki, Dünya'nınkinin onda biri kadar kütleye sahip gezegenlerin bile saptanmasına elverişli. 1992 yılında PSR 1257+12 adlı atarcanın çevresinde bu yöntemle gezegenler belirlendi. Kaynak