Güneş dışı gezegen

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Atla: kullan, ara

Güneş dışı gezegen listeleri için: Güneş dışı gezegenler dizini, Sıradışı Güneş dışı gezegenler dizini ve Doğrulanmış Güneş dışı gezegenler dizini'ne bakınız.

Güneş dışı gezegen, Güneş Sistemi'nin dışında ve başka bir yıldızın yörüngesinde bulunan gezegendir. 7 Mayıs 2013 itibarı ile 885 güneş ötesi gezegen (693 gezegen sistemi, 132 çoklu gezegen sistemi) algılanmış ve doğrulanmıştır.[1] Bu gezegenlerin büyük bir çoğunluğu fiili görüntülemeden ziyade doğrudan olmayan çeşitli yöntemlerle saptandı.[1] Bunların çoğu Jüpiter'i andıran şekilde büyük kütleli dev gezegenlerdir, bununla birlikte muhtemelen bu algılama teknolojisinin sınırlı olmasından kaynaklıdır. Henüz doğrulanmamış yeni saptamalar daha küçük dünyaların çok daha yaygın olduğu fikrini veriyor.[2]

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

Güneş dışı gezegenler 19. yüzyılın ortasında bilimsel araştırma konusu haline geldi. Astronomlar genellikle 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.[3]

Güneş dışı gezegenlerin keşfi dünya dışı yaşamla ilgili soruları şiddetlendirdi.[4] Şu an için kırmızı cüce Gliese 581'in üçüncü gezegeni ve yörüngesi çevrelediği yıldızın yaşanabilir bir bölgesine yakın bulunan Gliese 581 d (Dünya'dan yaklaşık olarak 20 ışık yılı uzaklıkta) henüz keşfedilen muhtemel yerbenzeri gezegenlerin en iyi örneği olarak görünüyor. Bu katı koşullardan gidilirse gezegenin konumu yaşanabilir bölgenin dışında görünüyor, ancak sera etkisi gezegenin 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.[5] Astronomların radyal hız gözlemleri Gama Cephei yıldızının 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 şimdiki teleskoplar sadece 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 yıldızın Doppler etkisi sebebiyle meydana gelen spektral çizgilerindeki yer değişiminden çıkarılabilir.[6] Bu açık ara kullanılan en verimli yöntemdir.
  • 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.
  • Örten ikili: Bir örten çift yıldız sisteminde gezegen ileri geri giderken minimumlardaki değişikliklerin bulunmasıyla algılanabilir. Çift yıldız sistemlerindeki gezegenlerin bulunmasında en güvenilir yöntem budur.
  • Yörünge evresi: Ay ve Venüs gibi 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 durum polarimetre ile 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 Teleskobu da birkaç gezegen buldu veya doğruladı. Bunun dışında Kepler, New Worlds Mission, Darwin, Space Interferometry Mission, Terrestrial Planet Finder ve PEGASE gibi 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 bir büyük harf kullanılırken gezegenler için küçük harf kullanılır). 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. Örneğin 51 Pegasi çevresinde 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. Örneğin Gliese 876 sisteminde en son keşfedilen gezegen yıldıza Gliese 876 b ve Gliese 876 c'den daha yakın olmasına rağmen Gliese 876 d adıyla anılır. 55 Cancri f gezegeni şu anda adında "f" bulunan ilk ve tek gezegendir (55 Cancri sisteminde bulunan beşinci gezegen). Şimdilik "f"nin ötesinde kullanılan başka bir harf yoktur.

55 Cancri, Güneş hariç çevresinde en çok gezegen keşfedilen yıldızdır, bilinenlerin dışında gezegenleri de olabilir. Resimde görülen 55 Cancri f hâlen "f" harfini alan tek gezegendir.

Sadece iki gezegen sisteminde "olağan dışı" bir şekilde isimlendirilmiş gezegenler bulunur. 1995'te 51 Pegasi b'nin keşfinden önce iki atarca gezegen (PSR B1257+12 B ve PSR B1257+12 C) ölü yıldızlarının pulsar zamanlamasıyla bulundular. Ozamanlarda 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 keşfedildiğinde PSR B1257+12 A olarak isimlendirildi (kullanılan mantık basitçe bu gezegenin diğer ikisine oranla yıldıza daha yakın olmasından kaynaklıdır).[7] Bazı adlandırmalarda (genellikle bilim kurguda) gezegenin yıldıza göre konumları göz önüne alınarak Roma rakamları kullanılır, ancak yukarıdaki sebepten bu pratik bir yöntem değildir.

Pulsar PSR B1257+12'nin hâlen 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. Örneğin Tau Boötis b bir 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 gezegenler Güneş Sistemi'ndeki gezegenlere benzer ancak resmi olmayan adlar almışlardır. Bu gezegenlerin en meşhurlarından bazıları; Osiris (HD 209458 b), Bellerophon (51 Pegasi b) ve Methuselah (PSR B1620-26 b) şeklinde isimlendirilmiştir.

Tanım[değiştir | kaynağı değiştir]

Uluslararası Astronomi Birliği'nin gezegen tanımına göre bir gezegen bir yıldızın yörüngesinde dönmelidir. [8]Bununla birlikte UAB'nin şu andaki gezegen tanımı sadece bizim güneş sistemimizi hesaba katar ve bütün güneş dışı gezegenler şimdilik bu tanımdan ayrı tutulur.[9] 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"[10] 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 kabaca Güneş'e benzeyen F, G veya K spektral sınıfındaki anakol yıldızlarının yörüngesindedirler. Bu da basitçe gezegen araştırma programlarının bu tür yıldızlar üzerinde yoğunlaşmasının sebeplerinden biridir. Ancak bu hesaba katıldığında bile istatiksel analizler düşük kütleli yıldızların (M spektral sınıfından kırmızı cüce) gezegene sahip olma ihtimalinin de düşük olduğunu veya sahip olanların da gezegenleri daha düşük kütleye sahip olacağı için tespit edilmesinin zor olacağını gösterir.[11] Spitzer Uzay Teleskobu tarafından yapılan son gözlemler, "O" spektral sınıfındaki yıldızların Güneş'ten çok daha sıcak olduğunu ve photo-evaporation etkisine yol açan bu özelliğin de gezegen oluşumunu engellediğini gösteriyor.[12]

Yıldızlar başlıca hidrojen ve helyum gibi hafif elementlerden oluşurlar. Ayrıca küçük kesirlerde, demir gibi ağır elementler içerirler. Bu kesir miktarına yıldızın metalliği denir. Metalliği yüksek olan yıldızların gezegene sahip olma ihtimali daha yüksektir ve bunlar daha düşük metalliğe sahip yıldızlara göre daha fazla kütleye sahip olma eğilimindedir.[3]

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 ile yörünge eğikliği dışında, yörünge süresi, yarı büyük eksen, dışmerkezlik, açısal uzaklık, periapsis boylamı, enberi zamanı da dahil bütün yörünge elemanları bulundu. Bilinmeyen yörünge eğikliğinin sebebi kütleni bilinmemesi ile ilgilidir, bu yüzden genellikle sadece minimum kütle değeri verilir.

Dikkat çeken Güneş dışı gezegenler[değiştir | kaynağı değiştir]

İlk keşifler[değiştir | kaynağı değiştir]

İlk gezegen adayı 6 Ekim 1995 yılında, 50 ışık yılı uzağımızdaki 51 Pegasi yıldızının çevresinde belirlendi. Araştırmacılar, gezegenin yaklaşık Jüpiter büyüklüğünde, ama yıldız çevresindeki yörüngesinin, bizim Merkür'ün Güneş'e olan uzaklığından sekiz kat daha yakın olduğunu belirlediler. Elbette bu yakınlıktaki bir gezegen, cehennem gibi sıcak olmalıdır. O günden bu yana keşefedilen 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.
1996, 47 Ursae Majoris b
Jüpiter-benzeri olan bu gezegen, 17 Ocak 1996 tarihinde keşfedilmiştir. Gezegenin Dünya'ya olan uzaklığı yaklaşık olarak 46 ışık yılı ve kütlesi ise 760 Dünya kütlesidir. Yıldızına olan uzaklığı 320 milyon km. olan gezegen, yaşam kuşağında yer alan soğuk bir dünya olabilir. SETI çerçevesinde radyo sinyalleri için taranmaktadır.
1998, Gliese 876 b
Bir gezegene sahip olan Güneş'e en yakın yıldız Gliese 876 çevresinde dönen gezegen, 22 Haziran 1998 yılında keşfedilmiştir. Bir Kırmızı cüce olan Gliese 876, Güneş'ten 2800 derece daha soğuk, 100 kat daha soluk ve kütlesi Güneş kütlesinin 1/3'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 açısından Dünya'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
Gökbilimciler, Hubble Uzay Teleskobu'nu kullanarak HD 209458 b'nin atmosfere sahip olduğunun tespit edildiğini duyurdular. Atmosferde beklenenden daha düşük yoğunlukta sodyum bulundu.[13] 2008 yılında bulut katmanının aklık derecesi ölçüldü ve yapı, stratosferik olarak modellendi.
2001, Iota Draconis b
Dev yıldız Iota Draconis'de keşfedilen ilk gezegendir.
Bir sanatçının gözünden atarca gezegen PSR 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. [14]
2004, Mu Arae c
Ağustos ayında, Mu Arae yörüngesindeki 14 Dünya kütlesi büyüklüğe sahip bir gezegen, Avrupa Güney Gözlemevi tarafından keşfedildi. Kompozisyonuna bağla olarak ilk yayınlarda "sıcak Neptün" veya "süper Dünya" olarak belirtilmiştir.[15]
2M1207 (mavimsi) ve 2M1207b (kızılımsı) kızılötesi fotoğrafı.
2004, 2M1207 b
Bir kahverengi cüce etrafında döndüğü tespit edilen ilk gezegendir. Ayrıca doğrudan fotoğrafı çekilen ilk gezegendir (kızılötesi). 2006'da, 2M1207 etrafında toz diski varlığı tespit edilmiştir.[16]
2005, Gliese 876 d
Haziran ayında, Kırmızı cüce yıldız Gliese 876 etrafında üçüncü gezegenin tespit edildiği duyuruldu.[17]
2005, HD 149026 b
Temmuz ayında, çok büyük bir çekirdeğe sahip olduğu anlaşılan bir gezegen duyuruldu. HD 149026 b gezegeni, HD 149026 yıldızının yörüngesinde ve çekirdeği yaklaşık olarak 70 Dünya kütlesidir.[18]
Bir sanatçının gözüyle OGLE-2005-BLG-390Lb gezegeni.
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.[19][20]
2006, HD 69830
Üç adet Neptün kütlesinde gezegeni olan bir gezegen sistemi. b, c ve d gezegenleri; 10, 12 ve 18 Dünya kütlesine sahiptir.[21]

2007 - 2009 arası[değiştir | kaynağı değiştir]

2007, HD 209458 b ve HD 189733 b
21 Şubat 2007 yılında NASA ve Nature HD 209458 b ve HD 189733 b tayfları doğrudan gözlenen ilk iki Güneş dışı gezegen oldukları haberi yayınlandı.[22][23]
2007, Gliese 581 c
24 Nisan 2007'de Space.com, sıvı halde su bulunan ve yaşam olması muhtemel bir gezegenin varlığını duyurdu.[24]


Notlar[değiştir | kaynağı değiştir]

  1. ^ a b Schneider, Jean (7 Mayıs 2013). "Interactive Extra-solar Planets Catalog". The Extrasolar Planets Encyclopedia. http://exoplanet.eu/catalog.php. Erişim tarihi: 9 Mayıs 2013. 
  2. ^ "Rock planets outnumber gas giants". msn. 2008-05-28. http://tech.uk.msn.com/news/article.aspx?cp-documentid=8402161. Erişim tarihi: 2008-05-28. 
  3. ^ a b Marcy, G.; Butler, R.; Fischer, D.; et.al. (2005). "Observed Properties of Exoplanets: Masses, Orbits and Metallicities". Progress of Theoretical Physics Supplement 158: 24 – 42. doi:10.1143/PTPS.158.24. http://ptp.ipap.jp/link?PTPS/158/24. 
  4. ^ "Terrestrial Planet Finder science goals: Detecting signs of life". JPL Terrestrial Planet Finder website. http://planetquest.jpl.nasa.gov/TPF/tpf_signsOfLife.cfm. Erişim tarihi: 2006-07-21. 
  5. ^ Campbell, B.; Walker, G. A. H.; Yang, S. (1988). "A search for substellar companions to solar-type stars". Astrophysical Journal, Part 1 331: 902 – 921. doi:10.1086/166608. http://adsbit.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1988ApJ...331..902C. 
  6. ^ An especially simple and inexpensive method for measuring radial velocity is “externally dispersed interferometry.” See the following Web site: http://www.spectralfringe.org/EDI/ . See also: Erskine, Edelstein, Harbeck and Lloyd, “Externally dispersed interferometry for planetary studies,” in Techniques and Instrumentation for Detection of Exoplanets II, Daniel R. Coulter, ed., Proceedings of the SPIE *, vol. 5905, pages 249-260 (2005). (14 page extract). (* SPIE = Society of Photo-optical Instrumentation Engineers; renamed: International Society for Optical Engineering)
  7. ^ "Extrasolar Planets". http://www.users.muohio.edu/weaksjt/. Erişim tarihi: 2008-07-10. 
  8. ^ "Working Group on Extrasolar Planets: Definition of a "Planet"". IAU position statement. 28 Şubat 2003. http://www.dtm.ciw.edu/boss/definition.html. Erişim tarihi: 2006-09-09. 
  9. ^ "Why Planets Will Never Be Defined". 2006. http://www.space.com/aol/061121_exoplanet_definition.html. Erişim tarihi: 2008-02-13. 
  10. ^ Bilim ve Teknik Dergisi Başıboş gezegen
  11. ^ 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 443: L15 – L18. doi:10.1051/0004-6361:200500193. 
  12. ^ Linda Vu (2006-10-03). "Planets Prefer Safe Neighborhoods". http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20061003/. Erişim tarihi: 2007-09-01. 
  13. ^ Charbonneau et al. (2002). "Detection of an Extrasolar Planet Atmosphere". The Astrophysical Journal 568 (1): 377 – 384. doi:10.1086/338770. http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/338770. 
  14. ^ Sigurdsson, S.; Richer, H.B.; Hansen, B.M.; Stairs I.H.; Thorsett, S.E. (2003). "A Young White Dwarf Companion to Pulsar B1620-26: Evidence for Early Planet Formation". Science 301 (5630): 193 – 196. doi:10.1126/science.1086326. PMID 12855802. 
  15. ^ "Fourteen Times the Earth - ESO HARPS Instrument Discovers Smallest Ever Extra-Solar Planet", ESO website, http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2004/pr-22-04_pf.html, erişim tarihi: 2006-05-07 
  16. ^ Mohanty, Subhanjoy; R. Jayawardhana, N. Huelamo, E. Mamajek (2006). "The Planetary Mass Companion 2MASS1207-3932 B: Temperature, Mass and Evidence for an Edge-On Disk". American Astronomical Society. http://www.abstractsonline.com/viewer/viewAbstract.asp?CKey=%7B78F3A334-676D-4934-9CDA-BE1BB2FFF667%7D&MKey=%7B233E8D64-F679-482F-A562-2F5589F2C771%7D&AKey=%7BAAF9AABA-B0FF-4235-8AEC-74F22FC76386%7D&SKey=%7B6688C2CD-F16F-4160-87CA-19158B707AE3%7D. Erişim tarihi: 2008-07-17. 
  17. ^ Rivera et al. (2005). "A 7.5 Me Planet Orbiting the Nearby Star GJ 876". The Astrophysical Journal 634 (1): 625 – 640. doi:10.1086/491669. http://www.journals.uchicago.edu/doi/full/10.1086/491669. 
  18. ^ 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 633: 465 – 473. doi:10.1086/449306. 
  19. ^ 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 439: 437 – 440. doi:10.1038/nature04441. http://www.nature.com/nature/journal/v439/n7075/full/nature04441.html. 
  20. ^ "Kiwis help discover new planet". One News. 2006-01-26. http://tvnz.co.nz/view/page/411419/653815. Erişim tarihi: 2006-05-07. 
  21. ^ "Trio of Neptunes and their belt". 2006-05-18. http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2006/pr-18-06.html. Erişim tarihi: 2007-06-09. 
  22. ^ NASA's Spitzer First To Crack Open Light of Faraway Worlds Spitzer.caltech.edu 2007-02-21 Retrieved on 2008-07-17
  23. ^ A spectrum of an extrasolar planet Nature.com 2007-02-01 Nature 445, 892-895 (22 Şubat 2007); doi:10.1038/nature05636 Retrieved on 2008-07-17
  24. ^ Ker Than (24-04-2007). "Major Discovery: New Planet Could Harbor Water and Life". http://www.space.com/scienceastronomy/070424_hab_exoplanet.html. Erişim tarihi: 24-04-2007. 

Dış bağlantılar[değiştir | kaynağı değiştir]

Araştırma projeleri
Kaynaklar
Haberler