NASA 2009 yılının Mart ayında Kepler isimli aracı, Samanyolu gökadasındaki bize yakın yıldızların çevrelerinde dönmekte olan gezegenlerin tespiti amacıyla uzaya göndermişti. Özel optik aletlerle donatılmış olan Kepler vasıtası ile, o tarihten bu yana böyle yaklaşık bin iki yüz seksen civarında gezegen bulunmuştur ve bu sayı devamlı olarak artmaktadır. Bu yeni gezegenlerden yüz tanesi Dünya’mızın boyutlarındadır. Bu meyanda yerden teleskoplarla yapılmakta olan gözlemler sonucu keşfedilen yeni gezegen sayısı da beş yüzü aşmış bulunmaktadır.
Günümüzde; Samanyolu’ndaki başka yıldız sistemlerinde var olan gezegenleri aramanın çeşitli yolları bulunmakla beraber özellikle bunlardan aşağıda anlatacağımız ikisi başarılı sonuçlar vermektedir:
1. Samanyolu gökadasındaki konumumuz itibariyle, çevresinde gezegen aradığımız yıldızın ekvator düzlemine yandan bakabiliyorsak ve şayet bu yıldızın bir gezegeni var ise, bu gezegenin yıldızın önünden her geçişinde onun ışığını bir miktar perdelemesi gerekir. Herhangi bir yıldızın parlaklığı çeşitli nedenlerle azalıp artalabilir, ancak bu olay bir gezegenin geçişinden kaynaklanıyorsa yıldızın parlaklığının azalıp artması zaman içinde düzenli bir seyir göstermelidir. Bu takdirde söz konusu yıldızın bir gezegene sahip olması kuvvetle muhtemeldir. Böyle bir yıldızın ışık şiddetindeki dönemsel değişiklilerin miktarı fotometri teknikleri ile ölçülerek gezegeninin ebadı ve varsa atmosferi hakkında bilgi edinmek de mümkün olmaktadır. Ancak bu metotla gezegenin kütlesi hakkında sağlıklı yorumlar yapılamamaktadır.
2. Bilindiği gibi gökcisimleri karşılıklı olarak birbirleri üzerine kütleçekim kuvveti uygularlar. Bir yıldızın yarattığı kütleçekimi kuvveti gezegenlerinin onun çevresinde dönmelerini sağlar. Gezegenler de çevresinde döndükleri yıldızların uzaydaki hareketlerini, çok daha az oranda olmak üzere, aynı şekilde etkilerler. Aslında yerçekimi kuvveti bildiğimiz anlamda bir kuvvet değildir ki bu konuyu ilk yazımızda etraflıca anlatmaya çalışmıştık. Dolayısıyla kütleçekimi derken maddenin geometrisini belirlemekte olduğu dört boyutlu uzay-zaman kavramını da akıldan çıkarmamak lâzımdır.
Güneş sistemimizdeki gezegenler hariç, geceleri gökyüzünde gördüğümüz bütün yıldızların her biri birer güneştir ve hepsi de Samanyolu gökadasına aittirler ve bu gökadanın merkezi etrafında dönerler. Güneş’imiz bu dönüşünü yaklaşık 250 milyon yılda bir tamamlamaktadır. Diğer gökadaların yıldızları ancak çok güçlü teleskoplarla görülebilirler. Eğer bir yıldızın çevresinde dönen gezegeni varsa o yıldız, Samanyolu’nun merkezi etrafındaki yörüngesi üzerinde yoluna devam ederken, gezegeninin yarattığı kütleçekimi etkisiyle, Resim 1’de görüldüğü gibi bir merkezin etrafında küçük eliptik hareketler de yapar. Böyle bir yıldızın bu tarz hareketleri Dünya’dan geleneksel astronomi yöntemleriyle, çok küçük salınımlar olarak görülür, ancak detayları fark edilemez. Bu çevrimsel hareketlerin detaylarıyla tespit edilebilmesi için spektroskopi ( tayf tetkik ) teknikleri kullanılır. Böyle yıldızlar küçük eliptik yörüngeleri üzerinde, bize doğru yaklaşırlarken ve bizden uzaklaşırlarken teleskoplara takılmış özel spektroskoplarla izlenirler. Küçük birer dürbün olan bu aletlerle yıldızların Dünya’ya doğru yaklaşmalar ve uzaklaşmalar şeklindeki çok küçük çevrimsel hareketleri, Doppler prensibinden yararlanmak suretiyle tespit edilebilir.
Spektroskop; aslında herhangi bir ışık kaynağından yayılan ışığı bir prizmadan geçirip tayfını oluşturmak suretiyle inceleyerek o kaynağın içindeki maddelerin neler olduğunu tespit etmeye yarayan bir alettir ve daha ziyade kimya laboratuvarlarında kullanılmaktadır. Göz ile görülebilen tayf mordan kırmızıya doğru değişen yedi renkli bir band ile bu bandın üzerinde yer alan ve keşfedenin adıyla “Fraunhofer çizgileri” denilen düşey karanlık çizgilerden oluşur ve bu çizgilerin her biri, tayfı oluşturulan kaynağın yapısındaki maddelerin neler olduğunu bize söyler.
Astrofizikçiler de bu aleti, yıldızların ve gezegenlerin yapılarıyla atmosferlerinde hangi elementlerin yer aldığını anlamak amacıyla kullanırlar.
Tecrübeyle sabittir ki; raylara yakın bir yerde durduğunuzda, bir tren bulunduğunuz yere doğru düdük çalarak yaklaşırken giderek tizleşen bir ses duyarsınız, bu tren bulunduğunuz yeri geçip sizden uzaklaşırken düdüğünün sesi giderek baslaşır (Bkz. Resim 2). Bu olayın sebebi; kaynağının hareketli olması nedeniyle sesin dalga boyunun göreceli olarak uzayıp kısalmasıdır. Size yaklaşırken tıpkı ekseni boyunca sıkıştırılan spiral bir yayın sarmalları gibi, bir saniyelik zaman periyoduna giren dalga boyu sayısı artar, dolayısıyla size göre sesin frekansı da artmış gibi olur. Sizden uzaklaşırken bunun tersi cereyan eder. Bildiğimiz gibi; frekans titreşimli bir hareket söz konusu olduğunda; bir saniyelik zaman dilimine giren dalgaboyu sayısıdır ve tiz seslerin frekansı büyük, bas seslerin frekansı ise küçüktür. Trenin makinisti için ise bir şey değişmemekte, o trenin bildik düdüğünü işitmektedir. “Doppler etkisi” adı verilen bu olay ışık dalgaları için de geçerlidir.
Yukarıda da ifade ettiğimiz gibi görünür ışık tayfının bir ucunda kırmızı ışık, diğer ucunda mavi / mor ışık bandı bulunmaktadır ve mavi ışığın dalga boyu kırmızı ışığa nazaran daha kısa, dolayısıyla frekansı daha büyüktür. Işık kaynağı bize yaklaşırken ışığın dalga boyu kısalmış gibi olur, yani ışığın frekansı ( maviye doğru ) artmış gibi olur, bizden uzaklaşırken de dalga boyu uzar, bu sefer de ışığın frekansı ( kırmızıya doğru ) azalmış gibi olur. Bir başka İfadeyle bize doğru gelen, ya da bizden uzaklaşan bir ışık kaynağının (örneğin bir yıldızın) rengi ya biraz mavileşir (blue shift – maviye kayma) ya da biraz kırmızılaşır (red shift – kırmızıya kayma ). Etrafında gezegeni olan yıldızlardan gelen ışığın spektroskopik analizlerine göre; ışık dönemsel olarak kâh mavi banda, kâh kırmızı banda doğru kaymalar göstermektedir. Işığın tayfındaki yer değiştirme miktarları spektrometri denilen tekniklerle ölçülerek, gezegeninin kütleçekimi etkisinden kaynaklanan küçük yörüngesi üzerinde yıldızın, bize doğru ne kadar hızla geldiği ya da bizden ne kadar hızla uzaklaştığı bulunmakta, buradan yola çıkılarak yıldıza bu periyodik hareketleri yaptıran gezegenin kütlesini, Newton’un Yerçekimi Yasalarını uygulayarak hesaplamak da mümkün olmaktadır. Son yıllarda spektrometri konusunda gelişen tekniklerle, ışık yılları ötesindeki yıldızların böylesine hareketlerinin saniyede 3 metre mertebedeki hızları bile ölçülebilmektedir.
Bugüne kadar Samanyolu’ndaki başka güneş sistemlerinde çok sayıda gezegen bulunmuştur ve bunların hemen hemen yarısı Doppler tekniğiyle keşfedilmiştir. Bu gezegenler, kendileri ışık üretmediklerinden ve uydusu oldukları yıldızların ise çok parlak olmalarından ötürü, teleskoplarla tespit edilememekte sadece, yukarıda anlatılan araştırma metotlarının ışığında oralarda bir yerlerde bulunmakta olduklarına kuvvetle hükmedilmektedir. Samanyolu gökadasında, bugüne kadar keşfedilen gezegenlerin pek çoğu Jüpiter, Satürn ve Neptün gibi devasa gaz toplarıdır, pek azı da dünyamız gibi katı yapılara sahip ( karasal ) gezegenlerdir. Herhangi bir karasal gezegende bizimkine benzer türden hayatın var olabilmesi için, onun öncelikle solunabilir bir atmosfere sahip olması, yapısında sıvı ya da buz halinde su bulunması gerekir. Böyle bir gezegenin atmosferini etrafında tutabilmesi için kütlesinin de en azından belli bir büyüklükte olması icap eder. Zira atmosferi oluşturan gazların molekülleri ısıl enerjinin etkisiyle devamlı hareket halindedirler, bu molekülleri gezegenin çevresinde tutan güç, o gezegenin kütleçekim kuvvetidir. Eğer gezegenin kütlesi yeteri kadar büyük değilse, gaz molekülleri başlangıçtan bir zaman sonra uzaya kaçıp kaybolurlar. Meselâ kütlesi yeterli büyüklükte olmadığından uydumuz Ay’ın atmosferi yoktur. Dünya’mızdan daha küçük olan Mars’ın da seyrek bir atmosferi vardır.
Alışık olduğumuz türden hayatın kaynağı sudur. Suyun da sıvı veya buz halinde var olabilmesi için, gezegenin kendi güneşinin çevresinde, ondan belli uzaklıklarda dönmekte olması gerekir. Söz konusu uzaklık, gezegenin etrafında döndüğü güneşinin yaydığı enerjinin miktarına da bağlıdır. Dünya, Güneş’inden ortalama 150 milyon km. uzaklıkta, onun çevresinde dönmektedir. Dünya’ya Güneş’ten gelmekte olan enerjinin miktarı ve kalitesi, yapısındaki suyun buhar, sıvı ya da buz halinde bulunmasına, kütlesinin büyüklüğü de etrafında yaşanabilir kalitede bir atmosfer tabakasını tutabilmesine yetmektedir.
Astronomlar; herhangi bir güneş sisteminin, şayet Dünya’mız gibi ıslak bir gezegeni var ise, o gezegenin yapısındaki suyun sıvı ya da buz halinde var olabileceği çevresel alanına, o güneş sisteminin “Yaşanabilir Bölgesi” adını vermektedirler.
Başka güneş sistemlerinde gezegen aramanın başlıca gayesi, kâinatta yalnız olup olmadığımızı öğrenmek amacına yönelik olduğundan, bu konudaki çalışmalar sırasında keşfedilen bir gezegen şayet incelenen sistemin Yaşanabilir Bölgesi’nde yer almakta ise bu keşif bilim âleminde büyük yankı yaratmaktadır. Nitekim bu yazımı noktalarken etrafa yine böyle bir haber yayıldı: Güneş Sistemine en yakın yıldız sistemi olan Kentaurus’un ( Erboğa Takımyıldızının ) üç yıldızından biri olan Proksima Kentauri isimli, kırmızı cüce sınıfından güneşin çevresinde, onun Yaşanabilir Bölgesinde Dünya’mızın ebadlarında bir karasal gezegen keşfedildi. Artık dikkatler bu güneş ve onun gezegeni üzerinde yoğunlaşacaktır. Buluş şu bakımdan çok önemlidir: Söz konusu Kentaurus sistemi bize sadece 4,3 ışık yılı uzaklıktadır, şayet önümüzdeki yıllarda ışık hızına yakın hızlarla hareket edebilecek robot ekipli uzay gemileri yapabilirsek oraya 6 ile 7 yılda gidilebilecektir.
BAŞKA DÜNYALAR
