Sıcak Jüpiter
Sıcak Jüpiterler, (pegasitler[1][2] olarak da bilinirler) fiziksel olarak Jüpiter'e benzeyen ancak çok kısa yörünge periyotlarına sahip olan, gaz devi ötegezegen sınıfıdır.[3] Yıldızlarına olan yakınlığı ve yüksek yüzey-atmosfer sıcaklıklarından dolayı, "sıcak Jüpiterler" olarak adlandırılmaktadırlar.[4][5]
En iyi bilinen sıcak Jüpiterlerden biri, kendisine Bellerophon da denilen 51 Pegasi b'dir. 1995'te keşfedilen bu Güneş dışı gezegen, Güneş benzeri bir yıldız etrafında dönenlerden ilkidir.
Genel özellikler
[değiştir | kaynağı değiştir]
Sıcak Jüpiterlerin bazı ortak karakteristikleri bulunmaktadır:
- Uzaktan bakıldığında etrafında döndükleri yıldızın önünden geçerek Dünya'dan bakıldığında bir tutulmaya sebep olma ihtimalleri, aynı kütlede olup daha uzaktan yıldızı etrâfında dönen bir başka gezegene göre daha büyüktür. En hatırı sayılır örnekler, yıldızının önünden geçtiği tespit edilen ve 2007'de Spitzer Uzay Teleskobu tarafından haritalanan ilk sıcak Jüpiter HD 209458 b ile Kepler Uzay Aracı'nın son zamanlarda incelenen HAT-P-7b'dir.
- Yıldızlarından aldıkları yüksek ışımadan dolayı yoğunlukları, böyle olmaması durumuna göre daha düşüktür. Bu durum, yıldızı önünden geçmekte olan gezegenin kenar kararmasında giriş ve çıkış sınırlarının saptanını zorlaştırır ve dolayısıyla yarıçap tespiti de zorlaşır.
- Hepsinin gezegen göçüyle şimdiki yörüngelerine geldiği düşünülür. Çünkü şu anki konumları, bu kütedeki bir gezegenin oluşumu için hiçbir zaman yeterli madde bulunduramamıştır.
- Bunların çoğunun dairesel (düşük dış merkezli) yörüngeleri vardır. Çünkü yörüngeleri daireselleşmiştir veya librasyonla daireselleşmektedir. Bunun sonucunda gezegen, kendi ve yıldızı etrafındaki dönüşünü senkronleştirerek yıldızına her zaman aynı yüzünü gösterir. Başka bir ifâdeyle gezegen, yıldızı etrafında eşzamanlı döner.
- Yüksek hızlı rüzgârlarla ısıyı gündüz tarafından gece tarafına yayarak bu iki taraf arasındaki sıcaklık farkını başka gezegenlere nispeten düşük seviyede tutarlar.
Sıcak Jüpiterler, etrafında döndükleri yıldızların hareketlerinde diğer gezegen türlerine nispetle daha büyük ve hızlı değişikliklere sebep olduklarından radyal hız metoduyla en kolay tespit edilen gezegenlerdir.
Sıcak Jüpiterlerin gezegenlerin kaya, buz ve gazlardan oluşabileceği donma çizgisinden daha dışarılarda oluştuklarına inanılır. Daha sonra yıldızlarına doğru göç ederek sonunda stabil bir yörüngeye yerleşirler.[6] Bu gezegenlerin genelde iki göç yaptıkları veya muhtemelen başka gezegenlerle etkileştikleri sanılır. Göç, Güneş bulutsusu zamanında başlar ve tipik olarak yıldız T-Tauri aşamasına girince durur. Bu sırada esen kuvvetli yıldız rüzgârları, geriye kalan bulutsunun çoğunu ortadan kaldırır.
Sıcak Jüpiterlerin atmosferleri ve dış tabakaları sıyrıldıktan sonra (hidrodinamik kaçış) çekirdekleri kitonyen gezegen olabilirler. Dış tabakaları kaybetmeleri, gezegenin büyüklüğü ve oluştuğu malzemeye ve yıldızından uzaklığına bağlıdır. Tipik bir sistemde yıldızından 0,02 AB uzakta olan gaz devi, hayatı boyunca kütlesinin %5 ilâ %7'sini kaybeder. Fakat 0,015 AU'dan daha yakında dolanmak, çekirdeği dışında gezegenin tamamen buharlaşması demek olabilir.[7]
Sıcak Jüpiterli sistemlerde gezegenler
[değiştir | kaynağı değiştir]Simülasyonlar göstermiştir ki, Jüpiter boyutlarındaki bir gezegenin, yıldızdan 5 ilâ 0,1 AB uzaklıktaki bölgeyi kaplayabilen iç proto-gezegen diskinden geçerek yaptığı göçün sanıldığı kadar yıkıcı olmadığını göstermiştir. Simülasyonlarda diskteki gezegenimsiler ve proto-gezegenler dâhil maddenin %60'tan fazlasının dışarıya doğru saçıldığı, böylece gezegen oluşturan diskin gaz devin arkasından tekrar şekillendiğine görülmüştür.[8] Simülasyonlarda sıcak Jüpiter'in geçip 0,1 AB'de bir yörüngede stabilize olduktan sonra iki Dünya kütlesine kadar olan gezegenlerin yaşanabilir bölgede (İng. habitable zone) oluşabildiği anlaşılmıştır. Ayrıca iç yıldız sistemi malzemelerinin ve donma sınırı dışında kalan dış yıldız sistemi malzemeleriyle karışmasıyla sıcak Jüpiter'in geçmesinden sonra oluşan dünyasal gezegenlerin özellikle su açısından zengin olduklarını ortaya koymuştur.[8]
Ters yönlü yörünge
[değiştir | kaynağı değiştir]Birkaç sıcak Jüpiter'in ters yönlü yörüngelerde olduğu ve bunun gezegen oluşum kuramlarının doğruluğu konusunda şüpheler uyandırmıştır.[9] Bunun gezegenin yörüngesinin bozulması yerine yıldızın manyetik alanıyla gezegen oluşturan disk arası etkileşimden dolayı ekseni etrafında takla atarak dönüş yönünü değiştirmesinden kaynaklanmış da olabilir.[10] Yeni gözlemler eski verilerle birleştirilince alınan sonuçlara göre incelenen sıcak Jüpiterlerin yarısından fazlasının yörüngelerinin ana yıldızlarının dönüş ekseniyle aynı hizada olmadığı, altı Güneş dışı gezegenin de ters yönde bir yörüngede olduğu saptanmıştır.
Çok kısa periyotlu gezegenler
[değiştir | kaynağı değiştir]Çok kısa periyotlu gezegenler, dönüş periyotları bir günden az olan bir sıcak Jüpiter çeşidi olup ancak 1,25 Güneş kütlesinden az kütlesi olan yıldızların etrafında görülmektedir.[11] Bu tür gezegenler, yıldızları etrâfında târif edilen bütün diğer gezegensi cisimlerden daha yakında seyrederler.
Beş ok kısa periyotlu gezegene Samanyolu’nun teker adı verilen merkez bölgesinde keşfedilmiştir. Hubble Uzay Teleskopu tarafından ilk defa gözlenip Space Telescope Science Institute, Universidad Catolica de Chile, Uppsala Üniversitesi, High Altitude Observatory, INAF–Osservatorio Astronomico di Padova ve Los Angeles'taki Kaliforniya Ünivesitesi tarafından târif edilmişlerdir.[11] Bunların dışında yukarıdaki hipotezi desteklemeyen, Wasp-18b gibi yıldızı önünden geçen (transit yapan) ve yıldızı etrâfındaki dönüşünü bir günden az bir zamanda tamamlayan sıcak Jüpiterler de keşfedilmiştir.
Şişkin gezegenler
[değiştir | kaynağı değiştir]
Büyük çaplı ve çok düşük yoğunluklu gaz devi gezegenler bâzen "puffy gezegen"[13] veya benzer yoğunluklarından dolayı "sıcak Satürnler"ler de denir. Puffy gezegenler, yıldızları etrafında çok yakından dolanıyor olabilirler. Bu, yıldızın yoğun ısısının ve gezegenin dâhilî ısısının gezegen atmosferini sıkıştıracağı için mümkündür (gezegenin atmosferini şişirmeye yardım eder). Transit metoduyla altı büyük çap ve düşük yoğunluklu gezegen keşfedilmiş olup bunlar, keşfediliş sırasına göre HAT-P-1b,[14][15] COROT-1b, TrES-4, WASP-12b, WASP-17b ve Kepler-7b'dir. Radiâl hız metoduyla tespît edilen bazı sıcak Jüpiterler, puffy gezegenler olabilir. Bunların çoğu kütlesi iki Jüpiter kütlesinden azdır. Çünkü daha kütleli gezegenlerin daha kuvvetli çekim alanları olup bu onları takriben Jüpiter boyutunda kalmasını sağlamaktadır.
Ayrıca bakınız
[değiştir | kaynağı değiştir]Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- ^ Interiors of extrasolar planets: A first step (PDF), Astronomy & Astrophysics, 30 Mayıs 2006, 17 Kasım 2008 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF)26 Şubat 2012
- ^ Than, Ker (5 Haziran 2006), Inside Exoplanets: Motley Crew of Worlds Share Common Thread, Space.com, 23 Aralık 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi26 Şubat 2012
- ^ Wang (2015). "On the Occurrence Rate of Hot Jupiters in Different Stellar Environments". The Astrophysical Journal. 799 (2): 229. doi:10.1088/0004-637X/799/2/229.
- ^ "What worlds are out there?". Canadian Broadcasting Corporation (İngilizce). 25 Ağustos 2016. 25 Ağustos 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 5 Haziran 2017.
- ^ Mathiesen, Ben (19 Mart 2006), 'Hot Jupiter' Systems may Harbor Earth-like Planets, PhysOrg.com, 25 Ocak 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi26 Şubat 2012
- ^ Chambers, John (1 Temmuz 2007). Planet Formation with Type I and Type II Migration. AAS/Division of Dynamical Astronomy Meeting. 38. Bibcode:2007DDA....38.0604C.
- ^ "Exoplanets Exposed to the Core". 25 Nisan 2009. 30 Nisan 2009 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Şubat 2012.
- ^ a b Fogg, Martyn J. (2007), "On the formation of terrestrial gezegenler in hot-Jüpiter systems", A&A, cilt 461, ss. 1195-1208, arXiv:astro-ph/0610314
, Bibcode:2007A&A...461.1195F, doi:10.1051/0004-6361:20066171.
- ^ Turning planetary theory upside down, Royal Astronomical Society, 13 Nisan 2010, 16 Temmuz 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi26 Şubat 2012
- ^ Tilting stars may explain backwards gezegenler 24 Eylül 2014 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., New Scientist, 01 September 2010, Magazine issue 2776.
- ^ a b Sahu, K.C. et al. 2006. Transiting extrasolar planetary candidates in the galactic bulge. Nature 443:534-540
- ^ "Summary Table of Kepler Discoveries". NASA. 15 Mart 2010. 11 Mayıs 2016 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Şubat 2012.
- ^ Chang, Kenneth (11 Kasım 2010). "Puzzling Puffy Planet, Less Dense Than Cork, Is Discovered". The New York Times. 1 Aralık 2017 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Şubat 2012.
- ^ Ker Than (14 Eylül 2006). "Puffy 'Cork' Planet Would Float on Water". Space.com. 20 Aralık 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Şubat 2012.
- ^ "Puffy planet poses pretty puzzle". BBC News. 15 Eylül 2006. 3 Aralık 2013 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 26 Şubat 2012.
Dış bağlantılar
[değiştir | kaynağı değiştir]- Inside Exoplanets: Motley Crew of Worlds Share Common Thread5 Nisan 2013 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- NASA: Global temperature map of an exoplanet16 Ekim 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.
- First known theoretical prediction 7 Kasım 2015 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi. about existence of Hot Jüpiterler - by Otto Struve in 1952.
- Audio: Cain/Gay[ölü/kırık bağlantı] Hot Jüpiterler and Pulsar Planets - Sept 2006.
