İçeriğe atla

Ötegezegen

Vikipedi, özgür ansiklopedi
(Güneş dışı gezegensayfasından yönlendirildi)

ÖtegezegenveyaGüneş dışı gezegen,Güneş Sistemi'nin dışında ve başka biryıldızınyörüngesinde bulunangezegenlereverilen addır. 10 Şubat 2024 itibarıyla, 4.144gezegen sistemindevarlığı doğrulanmış 5.622 ötegezegen bulunmaktadır ve bu gezegen sistemlerinden 893 kadarıbirden fazla gezegene sahiptir.[1]Bu gezegenlerin büyük çoğunluğu fiili görüntülemeden ziyade doğrudan olmayan çeşitli yöntemlerle saptandı.[2]Bunların çoğuJüpiter'i andıran şekilde büyük kütlelidev gezegenlerdir,bununla birlikte muhtemelen bu algılama teknolojisinin sınırlı olmasından kaynaklıdır. Henüz doğrulanmamış yeni saptamalar daha küçük dünyaların çok daha yaygın olduğu fikrini veriyor.[3]

Dünya benzeri ötegezegenler[değiştir|kaynağı değiştir]

DünyaGüneşetrafında dönerken, diğer gezegenler kendi yıldızı etrafında dönerler bugezegenlerede öte gezegenler denir.[4]

NASA'nın Dünya benzeri gezegen avcısı olarak nitelendirdiği TESSteleskobuile ilk olarak 2022'deLTT 1445 Acadında gezegen keşfedildi. Bu gezegen Dünya'ya 22ışık yılı(ışığın bir yılda aldığı mesafe)uzaklığında ama en önemlisi bu gezegen Dünya ile aynı boyutta ve kütleleri aynı kayalık bir gezegen.LTT 1445 AcDünya ile aynıyerçekiminesahip ama yüzey sıcaklığı 260 °C sahip ve yaşama elverişli değil.[5]

1990'lardan bu yana NASA 5539 Dünya benzeri doğrulanmış gezegen keşfetti. Bazıları uygunatmosfer,basınç,yüzey sıcaklığıve suyun oluşa bileceği koşullar ve imkanlara sahip olduğu ortaya çıktı.[6]

Yakın tarihteUluslararası Uzay Ajansıbir araştırma yaptı ve yeni bir dünya benzeri gezegen buldular.Dünya'ya uzaklığı 340ışık yılıolan bu gezegenin adıK2-229b.K2-229b oldukça yoğun bir çekirdeğe sahip hal böyle olunca da akıllara en çok merkür geliyor.Merkür'ün iç çekirdeği gezegenin çapının %70'i anlamına geliryoğunlukoldukça fazla olur.Dünya'nın yoğunluğu 5,51,Merkür'ün yoğunluğu 5,43'tür.Kütle çekimigezegenin yoğunluğunu etkiler.Detaylı bilgiler K2-229b gezegeni'nin iç yapısı ve yıldızına yakınlığı sebebi ile merkür'e benzediğini ortaya koyar.[7]

Bir ressamın bakış açısıyla güneş dışı gezegen.
NASAtarafından resmi yayımlanan ilk Güneş Sistemi dışı gezegen:Fomalhaut b.

Güneş dışı gezegenler 19. yüzyılın ortasında bilimsel araştırma konusu haline geldi.Astronomlargenellikle bu gezegenlerin var olduklarını farzediyorlardı ancak ne kadar yaygın olduklarını ya da Güneş Sistemi'ndeki gezegenlerle ne derecede benzerlik gösterdiklerini bilmiyorlardı. Doğrulanmış ilk keşif 1990'larda yapıldı ve 2000'den beri her yıl 15'ten fazla yeni keşif yapıldı. Keşif sıklığı 2007'de keşfedilen 67 gezegenle artış gösterdi. Tahminlere göre güneş benzeri yıldızların en az %10'u gezegenlere sahip ve gerçek oran çok daha yüksek olabilir.[8]

Güneş dışı gezegenlerin keşfidünya dışı yaşamlailgili soruları şiddetlendirdi.[9]Şu an içinkırmızı cüceGliese 581'in üçüncü gezegeni ve yörüngesi çevrelediği yıldızın yaşanabilir bir bölgesine yakın bulunanGliese 581 d(Dünya'dan yaklaşık olarak 20ışık yılıuzaklıkta) henüz keşfedilen muhtemelkarasal gezegenlerinen iyi örneği olarak görünüyor. Bu katı koşullardan gidilirse gezegenin konumuyaşanabilir bölgenindışında görünüyor, ancaksera etkisigezegenin yüzey sıcaklığını yükselterek suyun varlığını destekleyebilir.

Keşif tarihi[değiştir|kaynağı değiştir]

Doğrulanmış keşifler[değiştir|kaynağı değiştir]

İlk yayımlanan ve sonrasında da doğrulanan keşif Kanadalı astronomlar Bruce Campbell, G. A. H. Walker ve S. Yang tarafından 1988'de yapıldı.[10]Astronomların radyal hız gözlemleriGama Cepheiyıldızının yörüngesindeki bir gezegenin varlığını işaret ediyordu.

Keşif yöntemleri[değiştir|kaynağı değiştir]

Gezegenler yörüngesinde dolandıkları yıldızlara oranla oldukça zayıf ışık kaynaklarıdır. Görünür dalga boylarında gezegenler yıldızların parlaklığının milyonda birinden daha az parlaklığa sahiptir. Bu derece zayıf bir ışık kaynağını tespit etmenin esas zorluğuna ek olarak yıldız onu temizleyen bir parlaklığa sebep olur.

Bu sebeplerden dolayı şimdikiteleskoplarsadece istisnai durumlarda doğrudan görüntüleme yapabilirler. Özellikle gezegen büyükse (Jüpiter'den epeyce büyükse), yörüngesinde bulunan yıldıza oldukça mesafeliyse ve kızılötesi ışın yayınlayabilecek kadar sıcaksa mümkün olabilir.

Bilinen güneş sistemi dışındaki gezegenlerin çok büyük bir kısmı dolaylı yöntemler yoluyla keşfedildi:

Grafikte bir Güneş dışı gezegen kendinden büyükçe bir yıldız etrafında dolanırken iki cismin ortak kütle merkezine bağlı şekilde yıldız üzerinde oluşturduğu yer ve hız değişimleri görülüyor.
  • Gökölçüm(Astrometri): Gökölçüm gökyüzündeki yıldızların konumlarının kesin bir şekilde ölçülmesi ve yıldızın zaman içinde değişen konumlarıyla oluşan yolların gözlemlenmesini kapsar. Eğer yıldızın yörüngesinde bir gezegen varsa, gezegenin kütle çekimsel etkisi yıldızın kendi kütle merkezi etrafında küçük dairesel veya eliptik bir yörüngede hareket etmesine sebep olacaktır (sağdaki animasyona bakınız).
  • Radyal hız ve Doppler yöntemi:Yıldızın Dünya'ya yaklaşırken veya uzaklaşırken sahip olduğu radyal hızdaki (yıldızın Dünya'ya göre olan radyal hızı) değişkenlikler yıldızınDoppler etkisisebebiyle meydana gelen spektral çizgilerindeki yer değişiminden çıkarılabilir.[11]Bu açık ara kullanılan en verimli yöntemdir.
  • Atarca zamanlaması:
  • Geçiş yöntemi:Eğer bir gezegen yörüngesinde bulunan yıldızın tekerinin önünden geçerse yıldızın gözlenen parlaklığında küçük bir miktar düşüş olur. Bu miktar gezegenin ve yıldızın boyutlarına bağlıdır.
  • Kütleçekimsel mikromercekleme:Mikromercekleme yıldızın gravitasyonel alanının arkadaki yıldızın ışığını bükerek (mercek gibi) odaklamasıyla meydana gelir. Öndeki yıldızın yörüngesinde bulunan muhtemel bir gezegen mercekleme olayındaki ışık eğrisinde algılanabilecek anormalliklere sebep olabilir.
  • Çöküntü çemberleri:
  • Örten ikili:Bir örtençift yıldız sistemindegezegen ileri geri giderken minimumlardaki değişikliklerin bulunmasıyla algılanabilir. Çift yıldız sistemlerindeki gezegenlerin bulunmasında en güvenilir yöntem budur.
  • Yörünge evresi:AyveVenüsgibi güneş dışı gezegenlerin de evreleri vardır. Yörünge evreleri yörüngenin eğim açısına bağlıdır. Yörünge evreleri üzerinde çalışılmasıyla bilim insanları gezegenlerin atmosferlerindeki parçacık boyutlarını hesaplayabilirler.
  • Polarimetri:Yıldız ışığı atmosferik moleküllerle etkileştiğinde polarize olurlar. Bu durumpolarimetreile bulunabilir. Şimdiye kadar bir gezegen üzerinde bu yöntem ile çalışma yapıldı.

Birkaç istisnai durum sayılmazsa, bilinen bütün güneş dışı gezegen adayları yer konuşlu teleskopların kullanılmasıyla bulundu. Bununla birlikte yöntemlerin çoğu, teleskopların hareketli atmosferin yukarısına yerleştirilmesiyle daha iyi sonuç verebilirler.COROT(Aralık 2006'da fırlatıldı) güneş dışı gezegen araştırmasına tahsis edilen tek aktif uzay projesidir.Hubble Uzay Teleskobuda birkaç gezegen buldu veya doğruladı. Bunun dışındaKepler,New Worlds Mission,Darwin,Space Interferometry Mission,Terrestrial Planet FindervePEGASEgibi birçok planlanan ve önerilen uzay projeleri de mevcuttur.

Adlandırma[değiştir|kaynağı değiştir]

Güneş dışı gezegenleri adlandırmanın en yaygın yolu, küçük farklar dışında çift yıldızlarınki ile benzerdir (yıldızlar için birbüyük harfkullanılırken gezegenler içinküçük harfkullanılır). Yıldızın isminin sonuna sistemde bulunan birinci gezegen için "b" harfi kullanılır (51 Pegasi b). Sistemde bulunan bir sonraki gezegen alfabenin bir sonraki harfi ile işaretlenir. Örneğin51 Pegasiçevresinde bulunan diğer gezegen "51 Pegasi c" sonraki de "51 Pegasi d" adlarıyla listelenebilir. Eğer iki gezegen aynı zaman zarfında keşfedilmişse yıldıza en yakın olanı sıradaki harfi alır. ÖrneğinGliese 876sisteminde en son keşfedilen gezegen yıldızaGliese 876 bveGliese 876 c'den daha yakın olmasına rağmenGliese 876 dadıyla anılır.55 Cancri fgezegeni şu anda adında "f" bulunan ilk ve tek gezegendir (55 Cancrisisteminde bulunan beşinci gezegen). Şimdilik "f" nin ötesinde kullanılan başka bir harf yoktur.

55 Cancri,Güneşhariç çevresinde en çok gezegen keşfedilen yıldızdır, bilinenlerin dışında gezegenleri de olabilir. Resimde görülen55 Cancri fgünümüzde "f" harfini alan tek gezegendir.

Sadece iki gezegen sisteminde "olağan dışı" bir şekilde isimlendirilmiş gezegenler bulunur. 1995'te 51 Pegasi b'nin keşfinden önce ikiatarca gezegen(PSR B1257+12 BvePSR B1257+12 C) ölü yıldızlarının pulsar zamanlamasıyla bulundular. O zamanlarda gezegen isimlendirmenin resmi bir yolu olmadığından gezegenler (günümüzdekine benzer bir şekilde) B ve C olarak anıldılar. Ancak adlandırmada, muhtemelen çift yıldızlar için uygulanan yolla, büyük harfler kullanılmıştı. Üçüncü bir gezegen keşfedildiğindePSR B1257+12 Aolarak isimlendirildi (kullanılan mantık basitçe bu gezegenin diğer ikisine oranla yıldıza daha yakın olmasından kaynaklıdır).[12]Bazı adlandırmalarda (genelliklebilimkurguda) gezegenin yıldıza göre konumları göz önüne alınarakRoma rakamlarıkullanılır, ancak yukarıdaki sebepten bu pratik bir yöntem değildir.

PulsarPSR B1257+12'nin günümüzde üç gezegeni keşfedilmiştir. Ancak bunlar modern isimlendirme yöntemi kararlaştırılmadan önce keşfedildiğinden yıldıza uzaklıkları sırasında büyük harflerle isimlendirilmiştir.

Eğer bir gezegen çift yıldız olmayan bir sistemin etrafında dönüyorsa yıldızın harfi gezegenin adına eklenir. Eğer gezegen sistemdeki ilk yıldızın yörüngesinde dönüyorsa ve ikincil yıldızlar gezegenden sonra keşfedilmiş veya birincil yıldıza ve gezegene göreli olarak uzaksa isim genellikle ihmal edilir. ÖrneğinTau Boötis bbir çift yıldız sisteminin yörüngesindedir, ancak ikincil yıldız hem daha sonra keşfedildiği için hem de gezegene ve birincil yıldıza uzak olduğu için "Tau Boötis Ab" terimi neredeyse hiç kullanılmaz. Ancak (16 Cygni Bb ve 83 Leonis Bb gibi durumlarda) eğer gezegen sistemdeki ikincil yıldızın yörüngesindeyse yıldızın adı her zaman kullanılır. Bazı gezegenlerGüneş Sistemi'ndeki gezegenlere benzer ancak resmi olmayan adlar almışlardır. Bu gezegenlerin en ünlülerinden bazıları;Osiris(HD 209458 b),Bellerophon(51 Pegasi b) veMethuselah(PSR B1620-26 b) şeklinde isimlendirilmiştir.

Tanım[değiştir|kaynağı değiştir]

Uluslararası Astronomi Birliği'nin gezegen tanımına göre bir gezegen bir yıldızın yörüngesinde dönmelidir.[13]Bununla birlikte UAB'nin şu andakigezegentanımı sadece bizim güneş sistemimizi hesaba katar ve bütün güneş dışı gezegenler şimdilik bu tanımdan ayrı tutulur.[14]Güneş dışı gezegenin tanımı takip eden kriterlerle 2001'de belirlendi ve son olarak 2003'te modifiye edildi:


Ayrıca boşlukta dolanan (herhangi bir yıldızın yörüngesinde bulunmayan) ve "başıboş gezegen"[15]ya da "yıldızlararası gezegen" olarak anılan gezegenimsi kütleye sahip cisimler de rapor edildi. Ancak bu cisimler "gezegen" tanımına uymadıkları için bu maddenin konusu değillerdir.

Genel özellikleri[değiştir|kaynağı değiştir]

Yıldız karakteristikleri[değiştir|kaynağı değiştir]

En bilinen Güneş dışı gezegenler kabacaGüneş'e benzeyen F, G veya Kspektral sınıfındakianakol yıldızlarınınyörüngesindedirler. Bu da basitçe gezegen araştırma programlarının bu tür yıldızlar üzerinde yoğunlaşmasının sebeplerinden biridir. Ancak bu hesaba katıldığında bile istatistiksel analizler düşük kütleli yıldızların (M spektral sınıfındankırmızı cüce) gezegene sahip olma ihtimalinin de düşük olduğunu veya sahip olanların da gezegenleri daha düşük kütleye sahip olacağı için tespit edilmesinin zor olacağını gösterir.[16]Spitzer Uzay Teleskobutarafından yapılan son gözlemler, "O" spektral sınıfındaki yıldızların Güneş'ten çok daha sıcak olduğunu vephoto-evaporationetkisine yol açan bu özelliğin de gezegen oluşumunu engellediğini gösteriyor.[17]

Yıldızlar başlıcahidrojenvehelyumgibi hafif elementlerden oluşurlar. Ayrıca küçük kesirlerde, demir gibi ağır elementler içerirler. Bu kesir miktarına yıldızınmetalliğidenir. Metalliği yüksek olan yıldızların gezegene sahip olma ihtimali daha yüksektir ve bunlar daha düşük metalliğe sahip yıldızlara göre daha fazla kütleye sahip olma eğilimindedir.[8]

Titiz spektral gözlemlerde F2 sınıfı yıldızlarından sonra dönme hızının aniden düştüğü bulundu. Güneş'in G sınıfından bir yıldız olduğu dikkate alınmalıdır (F2'den sonra). Güneş Sistemi'nin açısal momentumunun yüzde doksan sekizi gezegenlerin yörüngesel hareketlerinden kaynaklanır. Yalıtılmış bir sistemde açısal momentum ve tabii Güneş'e ait yüzde ikilik oran korunmalıdır.

Ölçülmüş özellikler[değiştir|kaynağı değiştir]

Bilinen güneş dışı gezegen adaylarının çoğu doğrudan olmayan yöntemlerle keşfedildi. Dolayısı ile onlara ait sadece belli başlı fiziksel ve yörüngesel parametreler belirlenebildi. Radyal hız metodu ileyörünge eğikliğidışında,yörünge süresi,yarı büyük eksen,dışmerkezlik,açısal uzaklık,periapsis boylamı,enberi zamanıda dahil bütünyörünge elemanlarıbulundu. Bilinmeyen yörünge eğikliğinin sebebi kütleni bilinmemesi ile ilgilidir, bu yüzden genellikle sadeceminimum kütledeğeri verilir.

Dikkat çeken Güneş dışı gezegenler[değiştir|kaynağı değiştir]

İlk keşifler[değiştir|kaynağı değiştir]

İlk gezegen adayı 6 Ekim 1995 yılında, Dünya'dan 50ışık yılıuzaklıktaki51 Pegasiyıldızının çevresinde belirlendi. Araştırmacılar, gezegenin yaklaşıkJüpiterbüyüklüğünde, ama yıldız çevresindeki yörüngesinin, Dünya'nınMerkür'ünGüneş'e olan uzaklığından sekiz kat daha yakın olduğunu belirlediler. O günden bu yana keşfedilen yeni gezegenlerin sayısı da hızla arttı. Teleskopların ayna çaplarının giderek artması ve milyonlarca yıldızın aynı anda gözlenmesini sağlayan bilgisayar programları sayesinde son yıllarda gezegen keşiflerinde bir patlama yaşanmıştır.

Diğer dikkat çeken keşifler[değiştir|kaynağı değiştir]

Tarih aralıklarına göre diğer dikkati çeken Güneş dışı gezegen keşifleri:

1996 - 2006 arası[değiştir|kaynağı değiştir]

Yıllara göre Güneş dışı gezegen keşifleri ve keşif metotları.
1996,47 Ursae Majoris b
Jüpiter-benzeri olan bu gezegen, 17 Ocak 1996 tarihinde keşfedilmiştir. GezegeninDünya'ya olan uzaklığı yaklaşık olarak 46ışık yılıve kütlesi ise 760 Dünya kütlesidir. Yıldızına olan uzaklığı 320 milyon km. olan gezegen, yaşam kuşağında yer alan soğuk bir dünya olabilir.SETIçerçevesinde radyo sinyalleri için taranmaktadır.
1998,Gliese 876 b
Bir gezegene sahip olan Güneş'e en yakın yıldızGliese 876çevresinde dönen gezegen, 22 Haziran 1998 yılında keşfedilmiştir. BirKırmızı cüceolan Gliese 876, Güneş'ten 2800 derece daha soğuk, 100 kat daha soluk ve kütlesiGüneş kütlesinin1/3'üdür. Gezegen yaşam kuşağında bulunmaktadır.
1998,HD 210277 b
9 Eylül 1998 yılında keşfedilmiştir. Yıldızına olan uzaklığı 173 milyon km. ve yüzey sıcaklığı -23 derecedir. Dünya'ya 69 ışık yılı uzaklıkta ve kütleri 391 Dünya kütlesi olan gezegenin bir yılı 436,6 gündür. Gezegenin yörüngesi, uzaklık ve periyot açısındanDünya'nınkini andırmakta; ancak büyük ölçüde eliptikdir.
1999,HD 134987 b
Yıldızına uzaklığı 120 milyon km. olan gezegenin yüzey sıcaklığı 42 derecedir. Gezegenin Dünya'ya uzaklığı yaklaşık olarak 82 ışık yılı, kütlesi 334 Dünya kütlesidir ve gezegen, yaşam kuşağında yer almaktadır.
1999,HD 209458 b
12 Aralık 1999 yılında keşfedilen ve yıldızı önenden geçerken görülen ilk gezegendir. Dünya'ya olan uzaklığı 153 ışık yılı ve kütlesi 200 Dünya kütlesi olan gezegenin yüzey sıcaklığı ise 1037 derecedir.
2001,HD 209458 b
Gök bilimciler,Hubble Uzay Teleskobu'nu kullanarak HD 209458 b'nin atmosfere sahip olduğunun tespit edildiğini duyurdular. Atmosferde beklenenden daha düşük yoğunluktasodyumbulundu.[18]2008 yılında bulut katmanının aklık derecesi ölçüldü ve yapı, stratosferik olarak modellendi.
2001,Iota Draconis b
Dev yıldızIota Draconis'de keşfedilen ilk gezegendir.
Bir sanatçının gözündenatarcagezegenPSR B1620-26 b(keşif 2003)
2003,PSR B1620-26 b
10 temmuz'da,Hubble Uzay Teleskobu'ndan alınan verileri değerlendiren Steinn Sigurdsson liderliğindeki bir ekip, çok yaşlı bir Güneş dışı gezegenin varlığını doğruladılar. Jüpiter'in iki katı büyüklüğünde olan gezegenin yaşı 13 milyar yıl olarak hesap edilmektedir.[19]
2004,Mu Arae c
Ağustos ayında,Mu Araeyörüngesindeki 14 Dünya kütlesi büyüklüğe sahip bir gezegen,Avrupa Güney Gözlemevitarafından keşfedildi. Kompozisyonuna bağla olarak ilk yayınlarda "sıcak Neptün" veya "süper Dünya" olarak belirtilmiştir.[20]
2M1207 (mavimsi) ve 2M1207b (kızılımsı) kızılötesi fotoğrafı.
2004,2M1207 b
Birkahverengi cüceetrafında döndüğü tespit edilen ilk gezegendir. Ayrıca doğrudan fotoğrafı çekilen ilk gezegendir (kızılötesi). 2006'da, 2M1207 etrafındatoz diskivarlığı tespit edilmiştir.[21]
2005,Gliese 876 d
Haziran ayında,Kırmızı cüceyıldızGliese 876etrafında üçüncü gezegenin tespit edildiği duyuruldu.[22]
2005,HD 149026 b
Temmuz ayında, çok büyük bir çekirdeğe sahip olduğu anlaşılan bir gezegen duyuruldu.HD 149026 bgezegeni,HD 149026yıldızının yörüngesinde ve çekirdeği yaklaşık olarak 70 Dünya kütlesidir.[23]
Bir sanatçının gözüyleOGLE-2005-BLG-390Lbgezegeni.
2006,OGLE-2005-BLG-390Lb
25 Ocak'ta, OGLE-2005-BLG-390Lb'nin keşfi duyuruldu. Bu büyük olasılıkla bugüne kadar bulunan en uzak ve en soğuk gezegendir.[24][25]
2006,HD 69830
Üç adetNeptünkütlesinde gezegeni olan birgezegen sistemi.b,cvedgezegenleri; 10, 12 ve 18 Dünya kütlesine sahiptir.[26]

2007 - 2009 arası[değiştir|kaynağı değiştir]

2007,HD 209458 bveHD 189733 b
21 Şubat 2007 yılındaNASAveNatureHD 209458 b ve HD 189733 b tayfları doğrudan gözlenen ilk iki Güneş dışı gezegen oldukları haberi yayınlandı.[27][28]
2007,Gliese 581 c
24 Nisan 2007'deSpace.com,sıvı halde su bulunan ve yaşam olması muhtemel bir gezegenin varlığını duyurdu.[29]


Kaynakça[değiştir|kaynağı değiştir]

  1. ^Schneider, J."Interactive Extra-solar Planets Catalog".The Extrasolar Planets Encyclopedia.Erişim tarihi: 10 Şubat 2024.
  2. ^Schneider, J."Interactive Extra-solar Planets Catalog".The Extrasolar Planets Encyclopedia.17 Aralık 2006 tarihindekaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi: 20 Mayıs 2023.
  3. ^"Rock planets outnumber gas giants".msn.28 Mayıs 2008. 19 Aralık 2008 tarihindekaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi: 28 Mayıs 2008.
  4. ^"Arşiv".Tansu Taylan. 15 Ocak 2019. 28 Temmuz 2019 tarihinde kaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi:15 Ocak2019.
  5. ^"Arşiv".Pat Brennan. 15 Ocak 2022. 25 Mayıs 2022 tarihinde kaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi:15 Ocak2022.
  6. ^"Keşfedilen gezegen sayısı".Makale.Ethem Derman. 24 Mart 2022. 26 Mart 2022 tarihinde kaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi:24 Mart2022.
  7. ^"Merkür benzeri öte gezegen".Makale.Mahir Emin Ocak. 28 Temmuz 2018. 24 Temmuz 2018 tarihinde kaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi:28 Temmuz2018.
  8. ^abMarcy, G.; Butler, R.; Fischer, D.; et.al. (2005)."Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits and Metallicities".Progress of Theoretical Physics Supplement.Cilt 158. ss. 24 - 42.doi:10.1143/PTPS.158.24.2 Ekim 2008 tarihindekaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi:5 Ekim2020.
  9. ^"Terrestrial Planet Finder science goals: Detecting signs of life".JPL Terrestrial Planet Finder website.17 Kasım 2011 tarihindekaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi:21 Temmuz2006.
  10. ^Campbell, B.; Walker, G. A. H.; Yang, S. (1988)."A search for substellar companions to solar-type stars".Astrophysical Journal, Part 1.Cilt 331. ss. 902 - 921.doi:10.1086/166608.11 Nisan 2016 tarihinde kaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi:17 Ekim2008.
  11. ^An especially simple and inexpensive method for measuring radial velocity is “externally dispersed interferometry.” See the following Web site:http://www.spectralfringe.org/EDI/3 Nisan 2019 tarihindeWayback Machinesitesindearşivlendi..See also: Erskine, Edelstein, Harbeck and Lloyd, “Externally dispersed interferometry for planetary studies,” inTechniques and Instrumentation for Detection of Exoplanets II,Daniel R. Coulter, ed.,Proceedings of the SPIE*, vol. 5905, pages 249-260 (2005). (14 page extract28 Ocak 2017 tarihindeWayback Machinesitesindearşivlendi.). (* SPIE = Society of Photo-optical Instrumentation Engineers; renamed: International Society for Optical Engineering)
  12. ^"Extrasolar Planets".5 Haziran 2011 tarihindekaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi:10 Temmuz2008.
  13. ^"Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a" Planet"".IAU position statement.28 Şubat 2003. 9 Aralık 2013 tarihinde kaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi: 9 Eylül 2006.
  14. ^"Why Planets Will Never Be Defined".2006. 19 Temmuz 2009 tarihindekaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi: 13 Şubat 2008.
  15. ^Bilim ve Teknik Dergisi4 Aralık 2011 tarihindeWayback Machinesitesindearşivlendi.Başıboş gezegen
  16. ^Bonfils, X.; Forveille, T.; Delfosse, X.; et.al. (2005). "The HARPS search for southern extra-solar planets VI: A Neptune-mass planet around the nearby M dwarf Gl 581".Astronomy & Astrophysics.Cilt 443. ss. L15 - L18.doi:10.1051/0004-6361:200500193.
  17. ^Linda Vu (3 Ekim 2006)."Planets Prefer Safe Neighborhoods".7 Haziran 2010 tarihinde kaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi: 1 Eylül 2007.
  18. ^Charbonneau; ve diğerleri. (2002)."Detection of an Extrasolar Planet Atmosphere".The Astrophysical Journal.568(1). ss. 377 - 384.doi:10.1086/338770.[ölü/kırık bağlantı]
  19. ^Sigurdsson, S.; Richer, H.B.; Hansen, B.M.; Stairs I.H.; Thorsett, S.E. (2003). "A Young White Dwarf Companion toPulsarB1620-26: Evidence for Early Planet Formation ".Science.301(5630). ss. 193 - 196.doi:10.1126/science.1086326.PMID12855802.
  20. ^"Fourteen Times the Earth - ESO HARPS Instrument Discovers Smallest Ever Extra-Solar Planet",ESO website,25 Ekim 2006 tarihindekaynağındanarşivlendi,erişim tarihi: 7 Mayıs 2006
  21. ^Mohanty, Subhanjoy (2006). R. Jayawardhana, N. Huelamo, E. Mamajek (Ed.)."The Planetary Mass Companion 2MASS1207-3932 B: Temperature, Mass and Evidence for an Edge-On Disk".American Astronomical Society.19 Aralık 2008 tarihindekaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi:17 Temmuz2008.
  22. ^Rivera; ve diğerleri. (2005)."A 7.5 Me Planet Orbiting the Nearby Star GJ 876".The Astrophysical Journal.634(1). ss. 625 - 640.doi:10.1086/491669.[ölü/kırık bağlantı]
  23. ^Sato, B.; Fischer, D.; Henry, G.; Laughlin, G.; Butler, R.; Marcy, G.; Vogt, S.; Bodenheimer, P.; Ida, S.; Toyota, E.; Wolf, A.; Valenti, J.; Boyd, L.; Johnson, J.; Wright, J.; Ammons, M.; Robinson, S.; Strader, J.; McCarthy, C.; Tah, K.; Minniti, D. (2005). "The N2K Consortium II: A Transiting Hot Saturn around HD 149026 with a Large Dense Core".The Astrophysical Journal.Cilt 633. ss. 465 - 473.doi:10.1086/449306.
  24. ^J.-P. Beaulieu; D.P. Bennett; P. Fouque; A. Williams; M. Dominik; U.G. Jorgensen; D. Kubas; A. Cassan; C. Coutures; J. Greenhill; K. Hill; J. Menzies; P.D. Sackett; M. Albrow; S. Brillant; J.A.R. Caldwell; J.J. Calitz; K.H. Cook; E. Corrales; M. Desort; S. Dieters; D. Dominis; J. Donatowicz; M. Hoffman; S. Kane; J.-B. Marquette; R. Martin; P. Meintjes; K. Pollard; K. Sahu; C. Vinter; J. Wambsganss; K. Woller; K. Horne; I. Steele; D. Bramich; M. Burgdorf; C. Snodgrass; M. Bode; A. Udalski; M. Szymanski; M. Kubiak; T. Wieckowski; G. Pietrzynski; I. Soszynski; O. Szewczyk; L. Wyrzykowski; B. Paczynski (2006)."Discovery of a Cool Planet of 5.5 Earth Masses Through Gravitational Microlensing".Nature.Cilt 439. ss. 437 - 440.doi:10.1038/nature04441.9 Haziran 2017 tarihinde kaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi:16 Nisan2009.
  25. ^"Kiwis help discover new planet".One News.26 Ocak 2006. 6 Kasım 2015 tarihinde kaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi: 7 Mayıs 2006.
  26. ^"Trio of Neptunes and their belt".18 Mayıs 2006. 23 Ekim 2009 tarihindekaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi:9 Haziran2007.
  27. ^NASA's Spitzer First To Crack Open Light of Faraway Worlds15 Temmuz 2007 tarihindeWayback Machinesitesindearşivlendi.Spitzer.caltech.edu2007-02-21 Retrieved on 2008-07-17
  28. ^A spectrum of an extrasolar planet30 Haziran 2009 tarihindeWayback Machinesitesindearşivlendi.Nature.com2007-02-01 Nature 445, 892-895 (22 Şubat 2007); doi:10.1038/nature05636 Retrieved on 2008-07-17
  29. ^Ker Than (24 Nisan 2007)."Major Discovery: New Planet Could Harbor Water and Life".24 Aralık 2010 tarihindekaynağındanarşivlendi.Erişim tarihi:24 Nisan2007.

Dış bağlantılar[değiştir|kaynağı değiştir]

Araştırma projeleri
Kaynaklar
Haberler


"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Ötegezegen&oldid=33296492"sayfasından alınmıştır