Dev Gezegenler Nasıl Oluştu?

Gaz devleri, helyum ve/veya hidrojen gazının bol olduğu büyük gezegenlerdir. Bu gezegenlerin yoğun çekirdekleri olmasına rağmen, sert yüzeyleri yoktur. Jüpiter ve Satürn, Güneş sistemimizdeki gaz devleridir, ancak gökadamızda birçok başka gaz devi ötegezegen de vardır ve bazıları Jüpiter’den kat kat daha büyüktür. En büyük gaz devleri, gezegenler ve kahverengi cüceler (hidrojen kaynaşması yapmadıkları için bazen “başarısız yıldızlar” olarak da adlandırılan alt yıldız cisimleri) arasındaki çizgiyi belirsizleştirir.

Gaz devleri nasıl oluşuyor? Jüpiter ve Satürn’de olduğu gibi, katı çekirdeklerin yavaş yavaş bir disk içinde büyüyerek, genç yıldızları çevreleyen gazı çekebilecek kadar büyük bir kütleye ulaşana kadar kaya ve buz parçacıklarını içine çektiği çekirdek birikimi yoluyla mı oluşuyor? Ya da yıldızın etrafındaki gaz bulutunun hızla çökerek kahverengi cüceler gibi büyük cisimlere dönüştüğü kütle çekimsel kararsızlık yoluyla mı oluşmaktadır?

Kaliforniya Üniversitesi San Diego liderliğindeki bir araştırma ekibi, James Webb Uzay Teleskobundan (JWST) elde edilen tayfsal verileri kullanarak HR 8799 yıldız sistemini inceledi ve bu soruya şaşırtıcı bir yanıt buldu. Çalışmaları Nature Astronomy dergisinde yayınlandı.

HR 8799 yıldız sistemi, Pegasus takımyıldızında yaklaşık 133 ışık yılı uzaklıkta yer almaktadır. Bu yıldızın her gezegeni, Jüpiter’in kütlesinin beş ila on katı büyüklüğündedir ve HR 8799 yıldızının etrafında 15-70 astronomik birim uzaklıkta yörüngede dolanmaktadır; bu da yıldıza en yakın gezegenin, Yer’in Güneş’e olan uzaklığının 15 katı uzaklıkta olduğu anlamına gelir. Gezegen kütleleri 5-10 M_Jup arasında değişir; yani en küçük gezegen Jüpiter’den beş kat daha büyük kütleye sahiptir. HR 8799, Jüpiter’den Neptün’e uzanan dört dış buz ve gaz devine sahip olan Güneş sistemimizin büyütülmüş bir versiyonudur.

Bu gezegenlerin yıldızlarının etrafında dolandıkları çok uzak mesafeler ve büyük kütleleri, gökbilimcilerin bu sistemin çekirdek birikimi yoluyla oluşup oluşamayacağını sorgulamalarına neden oldu. Güneş sistemimize dayalı gezegen oluşum modelleri, gezegenlerin yıldızın kendisini çevreleyen diski yok etmeden önce bu kadar büyük kütlelere ulaşacak zamanlarının olmayacağını öngörmektedir.

JWST’nin Gücünden Yararlanmak

Gökbilimciler sıklıkla tayfölçer kullanırlar; bu, ötegezegenlerin fiziksel özelliklerini ortaya çıkarabilen ve oluşumları hakkında bilgi sağlayabilen ışık dalgalarını süzen alettir. JWST’den önce, ötegezegenlerdeki su ve karbonmonoksit miktarını ölçmek için yer teleskopları kullanıyorlardı. Ancak günümüzde bilim insanları, karbon ve oksijen içeren moleküllerin gezegen oluşumunun en iyi göstergeleri olmadığını, çünkü kökenlerinin ayırt edilmesinin mümkün olmadığını fark etmişlerdir.

Bu “uçucu” moleküllerden uzaklaşarak, refrakter (yüksek sıcağa dayanıklı madde) adı verilen daha kararlı moleküllere yöneldiler. Kükürt gibi refrakter elementler, gezegenlerin oluştuğu öngezegenimsi  diskte katı halde bulunur. Kükürtün varlığı, gaz devinin çekirdek birikimi yoluyla oluştuğunun kanıtıdır.

UC San Diego’da araştırma bilimcisi ve makalenin ilk ortak yazarı Jean-Baptiste Ruffio: “JWST, yüksek hassasiyetiyle bu gezegenlerin atmosferlerinin en ayrıntılı şekilde incelenmesini sağlayarak oluşum yollarına dair ipuçları veriyor. Kükürtün tespiti sayesinde, HR 8799 gezegenlerinin, beklenmedik bir şekilde beş ila on kat daha büyük kütleye sahip olmalarına rağmen, Jüpiter’e benzer bir şekilde oluşmuş olabileceğini çıkarabiliyoruz” dedi.

HR 8799, yaklaşık 30 milyon yaşında nispeten genç bir yıldız sistemidir (Güneş sistemimiz yaklaşık 4,6 milyar yaşındadır). Gezegenler yaşlandıkça soğuma eğiliminde olduklarından, daha genç gezegenler daha parlaktır ve tayfölçerle incelenmeleri daha kolaydır.

JWST, uzayda bulunan en yüksek çözünürlüklü tayfölçere sahip olup, araştırmacıların Dünya atmosferindeki moleküllerin etkisi olmadan ötegezegenlerin ışığına bakmalarını sağlıyor. Gökbilimciler ilk kez, daha önce tespit edilemeyen, içteki üç HR 8799 gaz devinin atmosferlerindeki bir dizi molekülün ince özelliklerini görebildiler.

Ancak bu keşif kolay olmadı. Bu gezegenler yıldızlarından yaklaşık 10.000 kat daha sönüktür. JWST’nin tayfölçeri bu kadar zorlu gözlemler için tasarlanmamıştır. Analizi yöneten Ruffio, sönük sinyali çıkarmak ve bu keşfi mümkün kılmak için yeni veri analiz teknikleri geliştirmek zorunda kaldı. UCLA’da 51 Pegasi b’yi inceleyen Araştırma Görevlisi olan Jerry Xuan, kükürtün varlığını görmek için JWST tayfölçeriyle karşılaştırılabilecek ayrıntılı atmosferik modeller oluşturdu.

“JWST verilerinin kalitesi gerçekten devrim niteliğinde ve mevcut atmosferik model ağları yetersizdi. Verilerin bize anlattıklarını tam olarak yakalayabilmek için, modellerdeki kimya ve fiziği yinelemeli olarak geliştirdim” diyor. “Sonunda, bu gezegenlerde birkaç molekül tespit ettik; bunlardan bazıları, hidrojen sülfür de olmak üzere, ilk kez tespit edildi.”

Ekip, sistemdeki üçüncü gezegen olan HR 8799 c’de çok net kükürt kanıtı buldu, ancak bunun muhtemelen içteki üç gezegenin tamamında da mevcut olduğunu düşünüyorlar. Ayrıca, gezegenlerin yıldızlarından daha fazla karbon ve oksijen gibi ağır elementler açısından zengin olduğunu buldular; bu da onların gezegen olarak oluştuğuna dair ek bir kanıt.

Makalenin ortak yazarlarından biri olan UC San Diego Astronomi ve Astrofizik Profesörü Quinn Konopacky: “Göz önünde bulundurulması gereken birçok gezegen oluşumu modeli var. Bence bu, eski çekirdek birikim modellerinin güncelliğini yitirdiğini gösteriyor” dedi. “Ve daha yeni modellerden, gaz devlerinin yıldızlarından gerçekten çok uzakta katı çekirdekler oluşturabildiği modelleri inceliyoruz.”

Ruffio, HR 8799’un bir bakıma benzersiz olduğunu, çünkü şu ana kadar dört devasa gaz devine sahip tek görüntülenmiş sistem olduğunu, ancak bir veya iki tane daha büyük eşlikçiye sahip ve oluşumları bilinmeyen başka sistemlerin de olduğunu söylüyor.

“Bence asıl soru şu: Bir gezegen ne kadar büyük olabilir?” diye belirtti. “Bir gezegen, Jüpiter’in kütlesinin 15, 20, 30 katı büyüklüğünde olup yine de gezegen olarak oluşabilir mi? Gezegen oluşumu ile kahverengi cüce oluşumu arasındaki sınır nerede?”

                                  Ek Bilgi
Gaz devi, kahverengi cüce ve yıldız arasındaki fark nedir? Bu, birkaç faktöre bağlıdır:

Kütle: Yıldızlar en büyük kütleye sahiptir (en az 80 Jüpiter kütlesi), ardından kahverengi cüceler (13-80 Jüpiter kütlesi), sonra da gaz devleri (13 Jüpiter kütlesinden daha küçük) gelir.

İşlem gücü: Yıldızlar hidrojeni kaynaştırarak yoğun ısı ve ışık üretir; kahverengi cüceler döteryumu kaynaştırarak çok daha az yoğun ısı ve ışık üretir; gaz devlerinde nükleer füzyon yoktur.

Oluşum: Yıldızlar ve kahverengi cüceler, yıldızlararası gaz ve toz bulutunun doğrudan çökmesiyle oluşurken, gezegenler yeni doğmuş yıldızları çevreleyen madde diskinde oluşur. Gezegenler önce küçük çakılları biriktirerek bir çekirdek oluşturur, ardından çevredeki gazın kontrolsüz bir şekilde birikmesiyle gaz devleri oluşur.

Şimdilik çalışmalar, her seferinde bir yıldız sistemi olmak üzere, devam ediyor.