İçeriğe atla

Çift yörüngeli gezegen

Vikipedi, özgür ansiklopedi
A ve B'nin birincil ve ikincil yıldız olduğu, ABb'nin ise çift yörüngeli gezegeni belirttiği çift yörüngeli sistemlerinin (ölçeksiz) tipik konfigürasyonu
Bir pulsar ve bir beyaz cüce yıldız içeren ve M4 küresel kümesinde yer alan PSR B1620-26 ikili sisteminin yörüngesindeki dev gezegenin bir tasviri

Çift yörüngeli gezegen veya İki-yörüngeli gezegen (circumbinary planet) tek bir yıldız yerine iki yıldızın yörüngesinde dönen gezegendir. Çift yıldız sisteminde iki yıldız birbirinin yörüngesinde döner, gezegen ise tipik olarak sistemin merkezinden iki yıldızdan daha uzakta bir yörüngede döner.

Tersine, çift yıldız sistemlerindeki çift yörüngeli gezegenler, iki yıldızdan birinin etrafında, diğer yıldızın yörünge mesafesinden daha yakın olan sabit yörüngelere sahiptir.[1] (bkz: Çift yıldız sistemlerin yaşanabilirliği). 2013'teki çalışmalar,çift yörüngeli gezegen ve konak yıldızların tek bir diskten meydana geldiğine dair güçlü bir ipucu göstermiştir.

Gözlemler ve keşifler

[değiştir | kaynağı değiştir]

Onaylanmış gezegenler

[değiştir | kaynağı değiştir]

PSR B1620-26

[değiştir | kaynağı değiştir]

İlk onaylanmış çift yörüngeli gezegen,küresel yıldız kümesi M4 konumundaki millisaniye pulsarı ve beyaz cüce içeren PSR B1620-26' sisteminin yörüngesinde bulundu. Üçüncü cismin varlığı ilk olarak 1993'te bildirildi ve 5 yıllık gözlem verilerine dayanarak gezegen olduğu öne sürüldü.[2] 2003'te gezegen ,yarı ana ekseni 23 AU olan düşük dış merkezli bir yörüngede bulunan ve Jüpiter'in kütlesinin 2.5 katı olarak tanımlandırıldı.[3]

HD 202206

[değiştir | kaynağı değiştir]

Bir anakol yıldızı etrafında bulunan ilk çift yörüngeli gezegen 2005'te Güneş benzeri bir yıldız ve kahverengi bir cüceden oluşan bir sistemin etrafında dönen Jüpiter büyüklüğünde bir gezegen olan HD 202206 sisteminde bulundu.

202206, Güneş-benzeri bir yıldız olup yörüngesinde biri 17MJ ve diğeri 2.4MJ kütlesinde olan iki cisim bulunmaktadır.

HD 202206'nın kahverengi cüce veya "süpergezegen" olarak sınıflandırılması artık belirgindir. HD 202206 b, 0.089 güneş kütlesindeki bir kırmızı cücedir. İki nesnenin her ikisi de bir ön-gezegen diskinde oluşmuş olabilir ve içteki gezegen bir süper gezegene dönüşmüş olabilir ya da dış gezegen bir ikili disk şeklinde oluşmuş olabilir. Sistemin dinamik analizi ayrıca gezegen ile kahverengi cüce arasında 5:1 ortalama hareket rezonansının olduğunu gösteriyor. Bu gözlemler, bu sistemin nasıl oluştuğu sorusunu gündeme getiriyor, ancak sayısal simülasyonlar, dairesel bir diskte oluşan bir gezegenin, rezonansta yakalanana kadar içeriye doğru hareket edebileceğini gösteriyor.[4]

Kepler-16

[değiştir | kaynağı değiştir]

15 Eylül 2011'de, astronomlar NASA'nın Kepler space telescope verilerini kullanarak ilk kısmı tutulma tabanlı çift yörüngeli gezegenin keşfini duyurdular. Gezegen Kepler-16b adında olup Dünya'dan 200 ışık yılı uzaklıktadır, Cygnus (kuğu) takımyıldızındadır ve Satürn kütlesinde kaya ve gazdan meydana gelen donmuş bir dünya olduğuna inanılmaktadır. Biri güneşin 2-3 katı diğeri güneşin 5 katı büyüklüğünde olan ve birbirinin çevresinde dönen iki yıldızın yörüngesinde dönmektedir. Gezegen, yıldızların yörüngesinde dönmesi 229 gün sürmektedir. Gezegen, sistemin kütle merkezinin yörüngesinde dönmesi 225 gün sürmektedir. Yıldızlar üç haftada bir birbirlerini karanlık altında bırakırlar.

PH1 (Kepler-64)

[değiştir | kaynağı değiştir]

2012'de Planet Hunters projesinin gönüllüleri, dört yıldızlı sistemde çift yörüngeli bir gezegen olan PH1b'i (Planet Hunters 1 b) keşfettiler.[5]

Kepler-453

[değiştir | kaynağı değiştir]

2015'te astronomlar yörüngesel periyodu 240.5 gün süren çift yörüngeli bir gezegen olan Kepler-453b'nin varlığını onayladılar.

Kepler-1647

[değiştir | kaynağı değiştir]

Kepler-1647 adındaki yeni bir gezegen 13 Haziran 2016'da duyuruldu.

Kepler teleskobu kullanılarak keşfedildi. Jüpiter'e benzer bir boyutta olup bir gaz devidir, buda onu PSR B1620-26'dan sonra keşfedilen ikinci en büyük çift yörüngeli gezegen yapmaktadır. Yıldızlarının yaşanabilir bölgesindedir ve yıldız sisteminin yörüngesinde dönmesi 1107 gün sürmektedir bu da onu şu ana kadar keşfedilen en uzun periyotlu transit ötegezegen yapmaktadır.

MXB 1658-298

[değiştir | kaynağı değiştir]

Bu düşük kütleli X-ışını ikilisi (LMXB) etrafındaki büyük gezegen veya kahverengi cüce, X-ışını tutulmalarındaki periyoduk gecikme yöntemi ile bulunmuştur.

TOI-1338 b

[değiştir | kaynağı değiştir]

Dünya'nın 6,9 kat büyük olan ve 1.300 ışık yılı uzaklığındaki TOI-1338 b adındaki büyük gezegen, 6 Ocak 2020'de duyuruldu.[6]

Diğer gözlemler

[değiştir | kaynağı değiştir]
Akrep takımyıldızındaki genç bir sistem olan AK Scorpii'nin etrafındaki dairesel disk. Diskin görüntüsü ALMA ile çekildi.

Mikromerceklenme ile keşfedilen ve yakın ikili MACHO-1997-BLG-41 çiftinin yörüngesindede olan bu gezegene dair iddialar 1999'da duyuruldu.[7] Gezegenin iki kırmızı cüce etrafında geniş bir yörüngede olduğu söyleniyordu ancak tespitin ikili yıldızların yörünge hareketi ile daha iyi açıklanabileceği ortaya çıktığı için bu iddialar daha sonra geri çekildi.[8]

Kendisi de GJ 630.1 üçlü sisteminin bir parçası olan, tutulma ikili sistemi CM Draconis'in etrafındaki gezegenleri tespit etmek için çeşitli girişimlerde bulunuldu. Tutulan ikili, geçiş yapan gezegenler açısından araştırıldı, ancak hiçbir kesin tespit yapılmadı ve sonunda tüm aday gezegenlerin varlığı göz ardı edildi.[9][10] Daha yakın zamanlarda, yörüngedeki bir gezegenin refleks hareketinin neden olduğu yıldız tutulmalarının zamanlamasındaki değişiklikleri tespit etmek için çaba sarf edildi, ancak şu anda hiçbir keşif doğrulanmadı. İkili yıldızların yörüngesi eksantriktir; bu, gelgit kuvvetlerinin yörüngeyi dairesel hale getirmesi gerektiği için bu kadar yakın bir ikili yıldız için beklenmedik bir durumdur. Bu, kütleçekimsel etkileri ikili sistemin dışmerkezliğini koruyan çiftin etrafındaki yörüngede büyük bir gezegenin veya kahverengi cücenin varlığını gösterebilir.[11]

Birkaç yıldızın etrafında gezegen oluşum süreçlerini gösterebilecek dairesel diskler bulunmuştur ve aslında 3 AU'dan daha az uzaklığa sahip ikili yıldızların çevresinde yaygındırlar.[12][13] Dikkate değer bir örnek, yaklaşık 34 AU ile ayrılmış iki çift ikili yıldızdan oluşan HD 98800 sistemidir.Yarı büyük ekseni 0,983 AU olan oldukça eksantrik bir yörüngede 0,70 ve 0,58 güneş kütleli iki yıldızdan oluşan HD 98800 B ikili alt sistemi, karşılıklı eğimli ve eksantrik yıldız yörüngelerinin çekimsel etkileriyle bükülen karmaşık bir toz diskiyle çevrilidir.[14][15] Diğer ikili alt sistem olan HD 98800 A'nın önemli miktarda tozla ilişkisi yoktur.[16]

HW Virginis

[değiştir | kaynağı değiştir]

2008 yılında duyurulan, bir alt cüce B yıldızı ve bir kırmızı cüceden oluşan, tutulma çift yıldız sistemi HW Virginis'in aynı zamanda bir gezegen sistemine de ev sahipliği yaptığı iddia edilmişti. İddia edilen gezegenlerin kütleleri sırasıyla Jüpiter'in en az 8,47 ve 19,23 katıdır ve yörünge dönemlerinin 9 ve 16 yıl olduğu öne sürülmüştür. Önerilen dış gezegen, terimin bazı tanımlarına göre kahverengi cüce olarak kabul edilebilecek kadar büyük ancak kaşifler, yörünge konfigürasyonunun, onu çevreleyen bir diskten bir gezegen gibi oluştuğunu ima ettiğini iddia etti. Ana yıldız kırmızı dev evresinde malzeme kaybettiğinde her iki gezegen de ek kütle biriktirmiş olabilir.[17][18]

Sistem üzerinde daha fazla çalışma[21], aday gezegenler için önerilen yörüngelerin, sistemin yaşından çok daha kısa zaman ölçeklerinde feci derecede dengesiz olduğunu gösterdi.[19] Aslına bakılırsa yazarlar, sistemin var olamayacak kadar kararsız olduğunu, tüm makul yörünge çözümleri aralığında ortalama yaşam süresinin bin yıldan az olduğunu buldular. Benzer evrimleşmiş çift yıldız sistemleri etrafında öngörülen diğer gezegen sistemleri gibi, çift yıldızların gözlemlenen davranışlarından iddia edilen gezegenler dışındaki bazı mekanizmaların sorumlu olduğu ve iddia edilen gezegenlerin basitçe mevcut olmadığı muhtemel görünüyor.

Sistem özellikleri

[değiştir | kaynağı değiştir]

Kepler sonuçları, çift yörüngeli gezegensel sistemlerin nispeten yaygın olduğunu göstermiştir (Ekim 2013 itibarıyla uzay aracı, aranan yaklaşık 1000 tutulma ikilisinden yedi gezegen buldu).

Yıldız gruplaşmaları

[değiştir | kaynağı değiştir]

Çift yörüngeli gezegenlerin var olabileceği çok çeşitli yıldız gruplaşmaları vardır. Birincil yıldız kütleleri 0,69 ila 1,53 güneş kütlesi (Kepler-16 A ve PH1 Aa), yıldız kütle oranları 1,03 ila 3,76 (Kepler-34 ve PH1) ve ikili dışmerkezlik 0,023 ila 0,521 (Kepler-47 ve Kepler-34) arasında değişir.

Gezegen dışmerkezliklerinin dağılımı neredeyse dairesel e=0,007'den önemli bir e=0,182'ye kadar değişir (Kepler-16 ve Kepler-34). İkili ile hiçbir yörünge rezonansı bulunamadı.

Yörüngesel dinamikler

[değiştir | kaynağı değiştir]

İkili yıldızlar Kepler-34 A ve B, birbirleri etrafında oldukça eksantrik bir yörüngeye (e = 0,521) sahiptirler ve gezegenle etkileşimleri, yalnızca bir yörüngeden sonra Kepler yasalarından bir sapmanın fark edilmesini sağlayacak kadar güçlüdür. [clarification needed]

Aynı düzlemlilik

[değiştir | kaynağı değiştir]

Ağustos 2013 itibarıyla bilinen tüm Kepler çevresi gezegenleri, yıldızlarının ikili düzleme çok yakın (ileri yönde) yörüngesinde dönüyor, bu da tek disk oluşumunu akla getiriyor. Bununla birlikte, çevredeki gezegenlerin tümü ikili gezegenle aynı düzlemde değildir: Kepler-413b, diğer gezegenlerin veya üçüncü bir yıldızın çekimsel etkisinden kaynaklanabilecek 2,5 derecelik bir eğime sahiptir. Seçim önyargıları dikkate alındığında, gezegen yörüngeleri ile yıldız ikilileri arasındaki ortalama karşılıklı eğim, çoklu gezegen sistemlerindeki gezegenlerin karşılıklı eğimleriyle tutarlı olarak ~3 derece dahilindedir.

Eksen eğilimi devinimi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Kepler-413b'nin dönme ekseninin eksen eğimi 11 yıl boyunca 30 dereceye kadar değişebilir ve bu da mevsimlerde hızlı ve düzensiz değişikliklere yol açabilir.

Göç

[değiştir | kaynağı değiştir]

Simülasyonlar, 2014 yılındaki bir araştırmadan önce bilinen tüm çevredeki gezegenlerin, olası Kepler-47 (AB)c istisnası dışında, oluşum konumlarından önemli ölçüde göç etmiş olduklarını göstermektedir..

Kritik yarıçapa yakın yarı ana eksenler

[değiştir | kaynağı değiştir]

Minimum kararlı yıldızdan ikili gezegen ayrımı, ikili yıldız ayrımının yaklaşık 2-4 katı veya yörünge periyodu, ikili periyodun yaklaşık 3-8 katıdır. Tüm Kepler çevre sistemlerindeki en içteki gezegenlerin bu yarıçapa yakın yörüngelerde döndüğü bulunmuştur. Gezegenlerin yarı ana eksenleri bu kritik yarıçapın 1,09 ile 1,46 katı arasında yer alır. Bunun nedeni, kritik yarıçapın yakınında göçün verimsiz hale gelmesi ve gezegenlerin bu yarıçapın hemen dışında kalması olabilir.

Son zamanlarda, daha yakın gezegenlerin daha kolay tespit edilebildiği seçim önyargıları dikkate alınarak, en içteki gezegen yarı ana eksenlerinin dağılımının log-üniform bir dağılımla tutarlı olduğu bulunmuştur. Bu, gezegenlerin istikrar sınırına yakın yığılmasını ve gezegen göçünün baskınlığını sorguluyor.

Daha kısa periyotlu ikililer etrafında gezegenlerin olmaması

[değiştir | kaynağı değiştir]

Çoğu Kepler tutulma ikilisinin periyodu 1 günden daha azdır, ancak bir gezegene ev sahipliği yapan Kepler tutulma ikilisinin en kısa periyodu 7,4 gündür (Kepler-47). Kısa dönemli ikililerin bu kadar dar bir yörüngede oluşması pek olası değil ve gezegenlerin bulunmaması, yıldızların bu kadar yakın yörüngede dönmesine izin veren açısal momentumu ortadan kaldıran mekanizma ile ilişkili olabilir. Bir istisna, 7,1 saatlik bir yörünge periyoduna sahip olan bir X-ışını ikili MXB 1658-298'in etrafındaki gezegendir.

Gezegen boyutu sınırı

[değiştir | kaynağı değiştir]

Haziran 2016 itibarıyla, onaylanan Kepler çift yörüngeli gezegenler, biri hariç hepsi Jüpiter'den daha küçüktür. Bu bir seçim etkisi olamaz çünkü daha büyük gezegenlerin tespit edilmesi daha kolaydır. Simülasyonlar durumun böyle olacağını öngörmüştü.

Yaşanabilirlik

[değiştir | kaynağı değiştir]
Ana madde: Çift yıldız sistemlerin yaşanabilirliği

Kepler'in çevresindeki tüm gezegenler yaşanabilir bölgeye ya yakındır ya da gerçekten bu bölgededir. Hiçbiri karasal gezegen değil ancak bu tür gezegenlerin büyük uyduları yaşanabilir olabilir. Yıldız ikililiği nedeniyle, gezegenin aldığı güneş ışığı muhtemelen Dünya'nın aldığı normal güneş ışığından oldukça farklı bir şekilde zamanla değişecektir.

Transit ihtimali

[değiştir | kaynağı değiştir]

Çevredeki gezegenlerin genellikle tek bir yıldızın etrafındaki gezegenlere göre geçiş yapma olasılığı daha yüksektir. Gezegen yörüngesinin yıldız ikili yörüngesi ile çakışma olasılığı elde edilmiştir.[20] Örtülen yıldız ikililerinin (örneğin tespit edilen sistemler) yörüngesindeki gezegenler için, sonlu bir gözlem süresindeki geçiş olasılığının analitik ifadesi elde edilmiştir.

Bileşen

[değiştir | kaynağı değiştir]

Çift yörüngeli gezegenler tercihen kayalık değil buzul olmalıdır.

Çift yörüngeli gezegenlerin listesi

[değiştir | kaynağı değiştir]

Onaylanan çift yörüngeli gezegenler

[değiştir | kaynağı değiştir]
Yıldız sistemi Gezegen Kütle

(MJ) 		Yarıbüyük eksen

(AU) 		Yörünge periyodu

(gün) 		Parametre

Ref.

Keşif tarihi Keşif yöntemi
PSR B1620-26 b 2±1 23 ~ 24820 [21] 1993 Pulsar zamanlama
HD 202206 c 2,179 2.4832 1397,445±19,056 [22] 2005 Radial velocity
DP Leonis b 6,05±0,47 8,19±0,39 10220±730 [23] 2010[24] Eclipsing binary timing
Kepler-16 b 0,333±0,016 0,7048±0,0011 228,776+0,020
-0,037 		[25] 2011 Transit
Kepler-34 b 0,220±0,0011 1,0896±0,0009 288,822+0,063
-0,081 		[26] 2012 Transit
Kepler-35 b 0,127±0,02 0,603±0,001 131,458+0,077
-0,105 		[26] 2012 Transit
Kepler-38 b < 0.384 0,4644±0,0082 105,595+0,053
-0,038 		[27] 2012 Transit
Kepler-47 b 0,027±0,005 0,2956±0,0047 49,514+0,040
-0,027 		[28] 2012 Transit
Kepler-47 c 0,07±0,061 0,989±0,016 303,158+0,072
-0,020 		[28] 2012 Transit
PH1 b < 0.532 0,634±0,011 138,506+0,107
-0,092 		[29] 2013 Transit
ROXs 42B b 9±3 140±10 ? [30] 2014 Görüntüleme
HD 106906 b 11±2 650 ? [31][32] 2014 Görüntüleme
Kepler-413 b 0,21+0,07
-0,07 		0,3553+0,0020
-0,0018 		66,262+0,024
-0,021 		[33] 2014 Transit
Kepler-453 b < 0.05 0,7903±0,0028 240,503±0,053 [34] 2014 Transit
Kepler-1647 b 1,52±0,65 2,7205±0,0070 1107,5923±0,0227 [35] 2016 Transit
OGLE-2007-BLG-349 b 0,25±0,041 2.59 ? [36] 2016 Microlensing
MXB 1658-298 b 23,5±3,0 1,6±0,1 760 [37] 2017 Periodic delay in X-ray eclipses
KIC 5095269 b 7,70±0,08 0,80±0,005 237,7±0,1 [38] 2017 Eclipsing binary timing
Kepler-47 b 0,060+0,075
-0,037 		0,6992±0,0033 187,35±0,15 [39] 2019 Transit
TOI-1338 b 0.0686 0.46 14.6 [40] 2020 Transit
b Centauri b 10,9±1,6 556±17 2650±7170 [41] 2021 Doğrudan görüntüleme

Onaylanmamış veya Şüpheli

[değiştir | kaynağı değiştir]

MACHO-1997-BLG-41 mikro mercekleme olayında iddia edilen dairesel gezegenin çürütüldüğü kanıtlandı.

FW Tauri'nin çevre dostunun bir zamanlar gezegen kütleli olduğu düşünülüyordu, ancak üçlü bir yıldız sistemi oluşturan yaklaşık 0,1 M☉'lik düşük kütleli bir yıldız olduğu gösterildi.

Ortak zarf ikili dosyalarındaki tutulma zamanlaması varyasyonlarına dayanarak birçok çevre gezegeni iddia edildi, ancak gezegen modelleri genellikle tutulma zamanlamasındaki gelecekteki değişiklikleri tahmin etmekte başarısız olduğundan bu iddiaların çoğuna itiraz edildi. Applegate mekanizması gibi önerilen diğer nedenler de genellikle gözlemleri tam olarak açıklayamaz, dolayısıyla bu değişikliklerin gerçek nedeni belirsizliğini koruyor. Önerilen bu gezegenlerden bazıları aşağıdaki tabloda listelenmiştir.

Yıldız sistemi Gezegen Kütle

(MJ) 		Yarı büyük eksen

(AU) 		Yörünge periyodu Parametre

Ref.

Keşif tarihi Keşif yöntemi
NN Serpentis c 6,91±0,54 5,38±0,20 5657,50±164,25 [42] 2010 Eclipsing binary timing
NN Serpentis b 2,28±0,38 3,39±0,10 2828,75±127,75 [42] 2010 Eclipsing binary timing
NY Virginis b 2.85 3.457 3073,3 [43] 2012[44] Eclipsing binary timing
RR Caeli b 4,2±0,4 5,3±0,6 4343,5±36,5 [45] 2012 Eclipsing binary timing

Kurgu

[değiştir | kaynağı değiştir]

Çift yörüngeli gezegenler birçok bilimkurgu hikâyesinde yaygındır.

  • David Lindsay'in Arcturus'a Yolculuk adlı eserinde Lindsay, Arcturus'un Branchspell ve Alppain yıldızlarından oluşan ve Tormance gezegeninin bu yıldızların yörüngesinde döndüğü ikili bir sistem olduğunu hayal eder.
  • Trigun serisinde, gezegen, çift yıldız sisteminin yörüngesindedir.
  • Star Wars serisinde Tatooine gezegeni yakındaki bir çift yıldız sisteminin yörüngesindedir.
  • Doctor Who dizisinde The Chase bölümünde böyle bir gezegene sahip bir ikili sistem gösterilmiştir. "Gridlock" aynı zamanda Gallifrey gezegenini ikili bir sistemde, ancak muhtemelen çift yörüngeli olmayan bir yörüngede tasvir ediyor.[46]
  • Star Fox serisinde, gezegenler Lylat ve Solar (an M-sınıfı kırmızıcüce) etrafında yörüngededir.
  • Otostopçunun Galaksi Rehberi serisinde, çift yörüngeli bir gezegen olan Magrathea "var olması en olanaksız gezegen" olarak tarif edildi.

Ayrıca bakınız

[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ Holman, Matthew J.; Wiegert, Paul A. (1999). "Long-Term Stability of Planets in Binary Systems". The Astronomical Journal. 117 (1): 621-628. arXiv:astro-ph/9809315 $2. doi:10.1086/300695. Planets have been detected about 55ρ1 Cancri, τ Bootis, and 16 Cygni B, all of which have companion stars. 
  2. ^ Backer, D.C. (1993). "A pulsar timing tutorial and NRAO Green Bank observations of PSR 1257+12". Planets around Pulsars. Pasadena: California Institute of Technology. ss. 11-18. 
  3. ^ Sigurðsson, Steinn; Richer, Harvey B.; Hansen, Brad M.; Stairs, Ingrid H.; Thorsett, Stephen E. (2003). "A Young White Dwarf Companion to Pulsar B1620-26: Evidence for Early Planet Formation". Science. 301 (5630): 193-196. arXiv:astro-ph/0307339 $2. doi:10.1126/science.1086326. PMID 12855802. 
  4. ^ Nelson, Richard P. (2003). "On the evolution of giant protoplanets forming in circumbinary discs". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 345 (1): 233-242. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06929.x.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  5. ^ chrislintott (15 Ekim 2012). "PH1: A planet in a four-star system". Planet Hunters (İngilizce). 3 Haziran 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 14 Şubat 2020. 
  6. ^ "GMS: TESS Satellite Discovered Its First World Orbiting Two Stars". svs.gsfc.nasa.gov. 6 Ocak 2020. 16 Ocak 2020 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 16 Ocak 2020. 
  7. ^ Bennett, D. P.; Rhie, S. H.; Becker, A. C.; Butler, N.; Dann, J.; Kaspi, S.; Leibowitz, E. M.; Lipkin, Y.; Maoz, D.; Mendelson, H.; Peterson, B. A. (1999). "Discovery of a planet orbiting a binary star system from gravitational microlensing". Nature. 402 (6757): 57-59. arXiv:astro-ph/9908038 $2. doi:10.1038/46990. 16 Haziran 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Mayıs 2024. 
  8. ^ Albrow, M. D.; Beaulieu, J.-P.; Caldwell, J. A. R.; Dominik, M.; Gaudi, B. S.; Gould, A.; Greenhill, J.; Hill, K.; Kane, S.; Martin, R.; Menzies, J. (2000). "Detection of Rotation in a Binary Microlens: PLANET Photometry of MACHO 97-BLG-41". The Astrophysical Journal. 534 (2): 894-906. arXiv:astro-ph/9910307 $2. doi:10.1086/308798. 
  9. ^ "The TEP network". 14 Nisan 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Mayıs 2024. 
  10. ^ Doyle, Laurance R.; Deeg, Hans J.; Kozhevnikov, Valerij P.; Oetiker, Brian; Martín, Eduardo L.; Blue, J. Ellen; Rottler, Lee; Stone, Remington P. S.; Ninkov, Zoran; Jenkins, Jon M.; Schneider, Jean (2000). "Observational Limits on Terrestrial-sized Inner Planets around the CM Draconis System Using the Photometric Transit Method with a Matched-Filter Algorithm". The Astrophysical Journal. 535 (1): 338-349. arXiv:astro-ph/0001177 $2. doi:10.1086/308830. 
  11. ^ Morales, Juan Carlos; Ribas, Ignasi; Jordi, Carme; Torres, Guillermo; Gallardo, José; Guinan, Edward F.; Charbonneau, David; Wolf, Marek; Latham, David W.; Anglada-Escudé, Guillem; Bradstreet, David H. (2009). "Absolute Properties of the Low-Mass Eclipsing Binary CM Draconis". The Astrophysical Journal. 691 (2): 1400-1411. arXiv:0810.1541 $2. doi:10.1088/0004-637X/691/2/1400. 
  12. ^ Ker Than (7 Mart 2007). "Worlds with Double Sunsets Common". Space.com. 27 Kasım 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Mayıs 2024. 
  13. ^ Trilling, D. E.; Stansberry, J. A.; Stapelfeldt, K. R.; Rieke, G. H.; Su, K. Y. L.; Gray, R. O.; Corbally, C. J.; Bryden, G.; Chen, C. H.; Boden, A.; Beichman, C. A. (2007). "Debris disks in main-sequence binary systems". The Astrophysical Journal. 658 (2): 1264-1288. arXiv:astro-ph/0612029 $2. doi:10.1086/511668. 
  14. ^ Akeson, R. L.; Rice, W. K. M.; Boden, A. F.; Sargent, A. I.; Carpenter, J. M.; Bryden, G. (2007). "The Circumbinary Disk of HD 98800B: Evidence for Disk Warping". The Astrophysical Journal. 670 (2): 1240-1246. arXiv:0708.2390 $2. doi:10.1086/522579. 
  15. ^ Verrier, P. E.; Evans, N. W. (2008). "HD 98800: a most unusual debris disc". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 390 (4): 1377-1387. arXiv:0807.5105 $2. doi:10.1111/j.1365-2966.2008.13854.x. 
  16. ^ Prato, L.; Ghez, A. M.; Piña, R. K.; Telesco, C. M.; Fisher, R. S.; Wizinowich, P.; Lai, O.; Acton, D. S.; Stomski, P. (2001). "Keck Diffraction-limited Imaging of the Young Quadruple Star System HD 98800". The Astrophysical Journal. 549 (1): 590-598. arXiv:astro-ph/0011135 $2. doi:10.1086/319061. 
  17. ^ "Definition of a "Planet"". Working Group on Extrasolar Planets (WGESP) of the International Astronomical Union. 17 Haziran 2010 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Temmuz 2009. 
  18. ^ Lee, Jae Woo; Kim, Seung-Lee; Kim, Chun-Hwey; Koch, Robert H.; Lee, Chung-Uk; Kim, Ho-Il; Park, Jang-Ho (2009). "The sdB+M Eclipsing System HW Virginis and its Circumbinary Planets". The Astronomical Journal. 137 (2): 3181-3190. arXiv:0811.3807 $2. doi:10.1088/0004-6256/137/2/3181. 
  19. ^ Horner, J.; Wittenmyer, R. A.; Marshall, J. P.; Tinney, C. G. (2012). "A dynamical analysis of the proposed circumbinary HW Virginis planetary system". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 427 (4): 2812-2823. arXiv:1209.0608 $2. doi:10.1111/j.1365-2966.2012.22046.x. 
  20. ^ Martin, David; Triaud, Amaury (2015). "Circumbinary planets – why they are so likely to transit". MNRAS. 449 (1): 781-793. arXiv:1501.03631 $2. doi:10.1093/mnras/stv121. 
  21. ^ Sigurdsson, S. (11 Temmuz 2003). "A Young White Dwarf Companion to Pulsar B1620-26: Evidence for Early Planet Formation". Science (İngilizce). 301 (5630): 193-196. arXiv:astro-ph/0307339 $2. doi:10.1126/science.1086326. ISSN 0036-8075. PMID 12855802. 16 Nisan 2022 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 17 Mayıs 2024. 
  22. ^ Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; Couetdic202206 isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)
  23. ^ Beuermann, K.; Buhlmann, J.; Diese, J.; Dreizler, S.; Hessman, F. V.; Husser, T.-O.; Miller, G. F.; Nickol, N.; Pons, R. (1 Şubat 2011). "The giant planet orbiting the cataclysmic binary DP Leonis". Astronomy & Astrophysics (İngilizce). 526: A53. arXiv:1011.3905 $2. doi:10.1051/0004-6361/201015942. ISSN 0004-6361. 
  24. ^ Qian, S.-B.; Liao, W.-P.; Zhu, L.-Y.; Dai, Z.-B. (1 Ocak 2010). "Detection of a Giant Extrasolar Planet Orbiting the Eclipsing Polar DP Leo". The Astrophysical Journal Letters (İngilizce). 708 (1): L66. doi:10.1088/2041-8205/708/1/L66. ISSN 2041-8205. 
  25. ^ Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; Kepler-16b isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)
  26. ^ a b Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; Welsh isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)
  27. ^ Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; Orosz2012a isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)
  28. ^ a b Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; Orosz2012b isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)
  29. ^ Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; Schwamb2013 isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)
  30. ^ Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; Currie42Bb isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)
  31. ^ Bailey, Vanessa; Meshkat, Tiffany; Reiter, Megan; Morzinski, Katie; Males, Jared; Su, Kate Y. L.; Hinz, Philip M.; Kenworthy, Matthew; Stark, Daniel (1 Ocak 2014). "HD 106906 b: A Planetary-mass Companion Outside a Massive Debris Disk". The Astrophysical Journal Letters (İngilizce). 780 (1): L4. arXiv:1312.1265 $2. doi:10.1088/2041-8205/780/1/L4. ISSN 2041-8205. 
  32. ^ Lagrange, A.-M.; Langlois, M.; Gratton, R.; Maire, A.-L.; Milli, J.; Olofsson, J.; Vigan, A.; Bailey, V.; Mesa, D. (1 Şubat 2016). "A narrow, edge-on disk resolved around HD 106906 with SPHERE". Astronomy & Astrophysics (İngilizce). 586: L8. arXiv:1510.02511 $2. doi:10.1051/0004-6361/201527264. ISSN 0004-6361. 
  33. ^ Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; Kostov2014 isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)
  34. ^ Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; Welsh453b isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)
  35. ^ Kostov, Veselin B.; Orosz, Jerome A.; Welsh, William F.; Doyle, Laurance R.; Fabrycky, Daniel C.; Haghighipour, Nader; Quarles, Billy; Short, Donald R.; Cochran, William D. (1 Aralık 2015). "Kepler-1647b: the largest and longest-period Kepler transiting circumbinary planet". The Astrophysical Journal. 827 (1): 86. arXiv:1512.00189 $2. doi:10.3847/0004-637X/827/1/86.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  36. ^ Bennett, D. P.; Rhie, S. G.; Udalski, A.; Gould, A.; Tsapras, Y.; Kubas, D.; Bond, I. A.; Greenhill, J.; Cassan, A.; Rattenbury, N. J.; Boyajian (2016). "The First Circumbinary Planet Found by Microlensing: OGLE-2007-BLG-349L(AB)c". The Astronomical Journal. 152 (5): 125. arXiv:1609.06720 $2. doi:10.3847/0004-6256/152/5/125.  Tarih değerini gözden geçirin: |erişimtarihi= (yardım);
  37. ^ Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; Jain2017 isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)
  38. ^ Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; Getley5095269 isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)
  39. ^ Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; k47d isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)
  40. ^ "TOI-1338 b". www.exoplanetkyoto.org. 28 Aralık 2023 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 28 Aralık 2023. 
  41. ^ Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; Janson2021beast isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)
  42. ^ a b Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; Beuermann2010 isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)
  43. ^ Lee, Jae Woo; Hinse, Tobias Cornelius; Youn, Jae-Hyuck; Han, Wonyong (11 Aralık 2014). "The pulsating sdB+M eclipsing system NY Virginis and its circumbinary planets". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society (İngilizce). 445 (3): 2331-2339. arXiv:1409.4907 $2. doi:10.1093/mnras/stu1937. ISSN 0035-8711. 
  44. ^ Qian, S.-B.; Zhu, L.-Y.; Dai, Z.-B.; Fernández-Lajús, E.; Xiang, F.-Y.; He, J.-J. (1 Ocak 2012). "Circumbinary Planets Orbiting the Rapidly Pulsating Subdwarf B-type Binary NY Vir". The Astrophysical Journal Letters (İngilizce). 745 (2): L23. arXiv:1112.4269 $2. doi:10.1088/2041-8205/745/2/L23. ISSN 2041-8205. 
  45. ^ Kaynak hatası: Geçersiz <ref> etiketi; Qian2012 isimli refler için metin sağlanmadı (Bkz: Kaynak gösterme)
  46. ^ "The Doctor Who Transcripts - Gridlock". 17 Temmuz 2012 tarihinde kaynağından arşivlendi. 

Further reading

[değiştir | kaynağı değiştir]
"https://tr.wikipedia.org/w/index.php?title=Çift_yörüngeli_gezegen&oldid=33414133" sayfasından alınmıştır