Güneş Sistemi Dışındaki Gezegenler ve Dünya
advertisement
GÜNEŞ SİSTEMİ DIŞINDAKİ GEZEGENLER ve DÜNYADIŞI YAŞAM Doç.Dr. Günay TAŞ 12. Amatör Astronomlar Yazokulu, 2008 Ege Üniversitesi Gözlemevi, Bornova – İzmir Giriş Yaşadığımız gezegen dışında ortaya çıkacak yaşam “dünyadışı yaşam” olarak adlandırılır. Bu tamamen kuramsal bir kavramdır. Günümüzde kabul görecek hiçbir bilimsel kanıta rastlanmamıştır. Çoğu bilim insanı, eğer dünyadışı yaşam varsa, bu yaşamın evrenin farklı parçalarında birbirinden bağımsız olarak ortaya çıktığını düşünmektedir. Alternatif bir varsayım “panspermia” dır. Bu varsayım, yaşamın tek bir yerde ortaya çıktığı ve sonra üzerinde yaşanabilir gezegenler arasında yayıldığını önerir. Bu iki varsayım birbirine kapalı değildir. Dünyadışı yaşam üzerine çalışan bilim alanı “astrobiyoloji, ekobiyoloji ya da xenobiyoloji” olarak bilinir. Dünyadışı yaşam formlarının bakteri boyutundan akıllı canlılara kadar olan bir aralıkta olduğu kabuller yapılır. Dünyadışı yaşamın oluşabileceği ve gelişebileceği yerler için hem güneş sistemiin diğer gezegenleri ve uyduları hem de yıldızına uygun uzaklıkta bulunan gezegenli sistemler incelenmektedir. Biyokimya Yer gezegeni üzerindeki tüm yaşam, biyokimyasal reaksiyonların oluştuğu ve çözücü olarak suyun kullanılmasıyla karbon elementinin büyük parçalar halinde inşa edilmesine dayanır dayanır.. Kimyasal biçimiyle su ve karbon kombinasyonu (CH2O)n şekerlerin kimyasal biçimidir biçimidir.. Bunlar hem yaşamın sürmesi için gereken enerjiyi hem de yaşam için gerekli yapısal elementlerin oluşmasını sağlarlar sağlarlar.. Yaşam hem metan türevleri hem de karbon oksidler şeklindeki karbon durumlarını gerektirir.. Aynı zamanda tüm proteinlerdeki türevi azaltılmış amonyak gerektirir şeklindeki nitrojen, bazı gerekli proteinlerdeki hidrojen sülfidin türevi olarak sülfür ve genetik malzemedeki ve enerji aktarımındaki fosfatlara okside olmuş (oksijenle birleşmiş) fosfor da gerekir gerekir.. Çözücü madde olarak yeterince su, biyokimyasal maddelerin öğeleri olarak yeterince oksijen sağlar sağlar.. Saf su nötr bir pH’a sahip olduğu için kullanışlıdır kullanışlıdır.. Sonuç olarak, aynı şekilde hem pozitif metal iyonlarını hem de negatif metal olmayan iyonları çözebilir çözebilir.. Üstelik, organik moleküllerin ya hidrofobik (sucul olmayan) ya da hidrofilik (suda çözülebilen) olması, suyla birbirine eklenmiş (bağlanmış) üyeler oluşturarak organik bileşikler meydan getirme yeteneğine sahip olmalarını sağlar sağlar.. Katı suyun (buz) sıvı sudan daha az yoğun olması, buzun yüzmesi dolayısıyla da Yer’in okyanuslarının yavaş bir şekilde donarak katılaşmasını engellemesi anlamına gelir gelir.. Ek olarak, su molekülleri arasındaki Van der Waals kuvvetleri buharlaşmayla enerjiyi depolama yeteneği verir verir.. Bu, ortalama bir iklime tropik bölgelerde soğumaya ve kutuplarda ısınmaya, yaşam için gereksinim duyulan termodinamik bir kararlılık oluşturmaya yardım eder eder.. Yer’deki yaşam için karbon temeldir temeldir.. Çünkü nitrojen, oksijen ve hidrojen gibi metal olmayan çeşitli elementlerle kimyasal kovalent bağlar oluşturmakta sınırsız bir esnekliğe sahiptir sahiptir.. Karbondioksit ve su birlikte şekerlerde güneş enerjisinin saklanmasını sağlar, örneğin glukoz gibi gibi.. Glukozun oksidasyonu, tüm diğer biyokimyasal reaksiyonların başarılabilmesi için gerekli yakıtı sağlayan biyokimyasal enerjiyi salar salar.. Organik asidleri (-COOH) ve amin bazları (-NH NH2 2) oluşturma yeteneği, uzun polimer peptidler ve monomer amino asitlerden katalitik proteinler inşa etmek, yalnız DNA (genetik bilginin depolandığı molekül) inşa etmek için değil aynı zamanda hücre boyutundaki yaşamın da olmazsa olmaz temel enerjisi adenozin trifosfatın (ATP) da inşa edilmesinde kullanılan fosfatlarla yapılandırılmasında suyun çıkarıldığı nötralizasyon reaksiyonlarını oluşturma olasılığını sağlar sağlar.. Yukarıda belirtilen kimyasal elementlerin belli göreli bolluklarda olmaları ve yaşamın sürdürülmesindeki kullanışlılıkları nedeniyle evrenin herhangi bir yerinde de uzun süre yaşamın oluşması için temel elemanlar olduğunun varsayılmasına neden olmuştur olmuştur.. Bununla birlikte, başka elementler ve çözücüler de yaşamın oluşmasına bir temel sağlayabilirler.. sağlayabilirler Karbona alternatif olarak alınan genellikle silikondur.. silikondur Silikon yaşam formları, kristal bir yapıya sahip olacak şekilde önerilir ve yıldızına yakın yüksek sıcaklıklı gezegenlerdeki olası yaşam üzerine geliştirilen kuramlarda karşımıza çıkar çıkar.. Sudan çok amonyak üzerine kurulu yaşam formlarının da gözönüne alındığı varsayımlar vardır vardır.. Dünyadışı Yaşam Üzerine Düşünceler: Dün ve Bugün Eski Asur, Mısır, Arabistan, Çin, Babil, Hindistan ve Sümer’de kozmoloji doğaüstü anlamındaydı ve dünyadışı canlılara ilişkin ortaya çıkan düşünce ya da onun tasarlanışını, tanrılar, şeytanlar ya da bu tür varlıklardan ayırmak zor olmasına rağmen, dünyadışı yaşam üzerine inanışlarla bu ülkelerde karşılaşıldığı kabul edilir. Evrende başka gezegenler dolayısyla da başka yaşamlar olabileceğini öne süren ilk önemli batılı düşünürler MÖ 7. ve 6. yüzyıllarda Thales ve öğrencisi Anaximander olmuştur. Aristo tarafından savunulan ve Ptolemy tarafından kanunlaştırılan yer merkezli evren anlayışıyla başlayan dünyadışı yaşama karşı düşünceler, teleskobun keşfi ve yer merkezli evren kuramına Kopernikçi yaklaşım sayesinde değişmiştir. Günümüze kadar çok sayıda filozof ve bilimci gezegenimiz dışında gezegenler ve onların üzerinde yaşamlar olabileceği üzerine düşüncelerini dile getirmişlerdir. Dünyadışı canlılarla iletişim kurma konusunda modern çağdaki en ünlü çaba, M13 küresel kümesine gönderilen dijital mesajdır: Arecibo mesajı. Dünyadışı yaşam olasılığı üzerine çalışmalar 20. yy boyunca da sürmüştür. Gerçekte, Bilimsel Devrimden güneş sistemine uydu uçuşlarının başladığı modern çağa kadar geçen kabaca üç yüzyıl, batıda dünyadışı yaşam üzerine inanışın en üst noktaya ulaştığı süreç olmuştur. Pek çok gökbilimci, düşünür ve din adamı dünyadışı canlıların olabileceğini kabul etmektedirler. Bu eğilim sonunda güneş sistemindeki olası dünyadışı yaşamın olabileceği yerlere uyduların gönderilmesiyle sonuçlandı. Ay bir olasılık olarak hiç bir şekilde düşünülmedi. Venüs ve Mars ise uzun süre gerçek birer aday oldular, ancak yaşama dair hiç bir ize rastlanmadı. Güneş sistemimizdeki Io, Europa ve Titan gibi bazı büyük aylar da benzer bir şekilde yaşam izi göstermediler, ancak sahip oldukları jeotermik güçler (Io’nun volkanları, Europa’nın okyanusu ve Titan’ın kalın atmosferi) aslında ne kadar geniş bir aralıkta yaşam barındırabilecek yer bulunabileceğinin bir göstergesi oldular. İleri gitmiş dünyadışı canlıların kasti olarak kozmik bir sessizlik içinde kaldıkları varsayımı da bir olasılık olmasına rağmen, kırk yıllık bir çabadan sonra zeki bir radyo sinyaline benzer herhangi bir şey keşfetmek konusunda SETI’nin başarısız olması, kısmen başlangıçtaki iyimserliği azaltmıştır. Dünyadışı Yaşam İçin Yapılan Bilimsel Araştırmalar Dünyadışı yaşam araştırmaları doğrudan ve dolaylı olmak üzere iki biçimde yapılmaktadır. NASA Kepler Mission güneş sistemi dışındaki gezegenlerin araştırılması için 2008 Kasım’ında fırlatılacak şekilde planlanan bir uydudur. Bilimciler Mars’ın yüzeyinde çalışmalar yaparak, yeryüzüne düşen meteorları inceleyerek güneş sistemi içindeki tek hücreli yaşama dair doğrudan kanıt aramaktadırlar. Diğer bir doğrudan inceleme altına alınan cisim, yüzeyinin altında su bulunduran dolayısıyla yaşam barındırabileceği düşünülen Jüpiter’in aylarından Europa’dır. Mars üzerinde geçmişte varolmuş ya da günümüzde de var olabilecek mikrobik boyutlarda bir yaşam için çok sınırlı bir kanıta ulaşılmıştır. Viking uzay aracı Mars’ın ısınan yüzeyinden gaz salmaları olduğunu bildirmiştir ve bazı kanıtlar, mikropların olabileceğine ilişkin uygun bir görüntü ortaya koymuştur. Ancak, diğer çalışmalardan Viking bulgularına herhangi bir destek gelmemiştir dolayısıyla biyolojik bir reaksiyonun olmadığı düşüncesi daha olabilir görünmektedir. Bu olaylardan bağımsız bir şekilde 1996’da Mars’dan fırlatıldığı düşünülen bir meteoritte (ALH84001) bakteriye benzer yapıların keşfedildiği bildirildi. Şubat 2005’de NASA bilimcileri Mars üzerindeki olası yaşama dair kuvvetli bir kanıt buldular. Mars’ın atmosferinde Yer üzerindeki ilkel yaşam biçimlerinin metan üretimine benzer metan izleri gördüler. Ancak daha sonra bu iddialarından vazgeçtiler. Tüm bu sonuçsuz çabalara rağmen ESA’nın bir konferans sırasında yaptığı resmi olmayan bir araştırmaya göre bilimcilerin %75’i Mars’ta yaşam olduğuna inanmaktadır. Terrestrial Planet Finder NASA tarafından Yer benzeri gezegenleri bulmak üzere tasarlanmış bir kızılöte interferometredir. 2007’de fırlatılması düşünülmekle beraber bütçede yapılan kısatlama nedeniyle kaderi belirsizleşmiştir. Bu araştırma, uzayda teknoloji geliştirmiş herhangi bir topluluğun radyo yayını yapacağı kuramına dayanmaktadır. SETI gibi projeler zeki yaşamın varlığını onaylayacak bir radyo aktivite bulabilmek için bir astronomik araştırma yürütülmektedir. Darwin, ESA tarafından Yer benzeri gezegenleri bulmak ve atmosferlerini analiz etmek üzere dizayn edilmiş bir uydudur. COROT uydusu Fransız Uzay Ajansı tarafından güneş sistemi dışındaki gezegenleri araştırmak üzere 2006’da fırlatıldı. Yer’e en yakın sistem olan Alfa Centauri’nin yaşam barındıran gezegenlere sahip olabileceği önerilmiştir. 24 Nisan 2007 tarihinde La Silla’daki ESO (European Southern Observatory)’da ilk Yer benzeri gezegen bulunmuştur. Yer’den 20.5 ışık yılı (194 trilyon km) uzaklıkta bulunan kırmızı yıldız Gliese 581’in yaşam oluşabilecek bir bölgesinde yerleşmiş olan Gliese 581c gezegeni keşfedildi. Henüz gezegen hakkında çok fazla bilgimiz olmamasına rağmen, gezegenin sıvı su içerebileceği düşünülmektedir. Gökbilimciler güneş sistemi dışındaki gezegenler için de araştırmalar yapıyorlar. Bu gezegenlerde yaşam olasılığı da gözönünde tutuluyor. Özellikle güneş benzeri kaliteye sahip olan Gliese 581c ve OGLE OGLE--2005 2005--BLG BLG--390Lb 390Lb.. Günümüzdeki radyo keşif yöntemleri bu tür bir araştırma için elverişsizdir. Çünkü son teknoloji ile ortaya çıkan çözümleme gücü güneş sistemi sışındaki gezegenlerin ayıntılı bir şekilde çalışılması için yetersizdir. Gelecekteki teleskoplar yaşam barındırabilecek gezegenleri çalışabilecek güçte olmalıdır, örneğin atmosferindeki oksijen gibi önemli elementleri belirleyebilecek tayfbilim araçlarına sahip olmalıdır. Güneş Sistemindeki Dünyadışı Yaşam v v v v v v v Europa buzdan kabuğunun altındaki okyanusdan dolayı mikrobik bir yaşama evsahipliği yapıyor olabilir. Mars üzerinde geçmişte ve şimdi sıvı su bulunduğuna ilişkin yaygın bir kabul vardır. Mars’ın atmosferinde metan bulunmuştur. Mars Global Surveyor’un bazı fotoğraflarında Mars yüzeyinde bir akışın izleri görülmüştür. Bunun su mu karbondioksit mi olduğu belirsizdir. Jüpiter gibi dev gaz gezegenler için Carl Sagan yüzen hayvanlar varsayımını ortaya koymuştur. Sözkonusu olan Jüpiter olduğunda orada olabilecek yaşam sudan ziyade amonyak bazlı olacaktır. Ganymede ve Callisto Callisto’nun ’nun yüzeyi altında okyanus olma olasılığı vardır. Satürn için de Jüpiter’de olduğu gibi yüzen canlılar olasılığı düşünülmüştür. Enceladus’un Enceladus ’un gelgel-git etkileriyle ısıtılmış buzaltı okyanuslarında jeotermal aktivite ve subuharı olasılığı vardır. Titan (Satürn’ün en büyük uydusu), önemli miktada atmosferi olduğu bilinen tek aydır ve yakın zaman önce Huygens uydusu tarafından ziyaret edilmiştir. En son keşifler göstermiştir ki ne global ne de geniş alanlara yayılan okyanuslar yoktur. Ancak yüzey üzerinde küçük ya da sezonluk sıvı hidrokarbon göller vardır. Güneş Sistemi Dışındaki Gezegenler 26 Haziran 2008 itibariyle güneş sistemi dışında gezegen sayısı bilinen 304’tür. Büyük bir çoğunluğu dolaylı yollarla bulunmuştur. Pek çoğu Yer’den çok büyük daha ziyade Jüpiter benzeri dev gezegenlerdir. Bilinen güneş sistemi dışında gezegenler bir yıldızın yörüngesinde olanlardır. Bunların dışında gezegen kütleli cisimler de vardır. Bunlar herhangi bir yıldızın yörüngesinde olmayan gezegenlerdir. Uluslararası Astronomi Birliği’nin gezegen tanımının dışında kalan bu cisimler burada konu edilmeyecektir. 1855’de Capt. W.S. Jacob Madras Gözlemevi’nde yaptığı gözlemler sonucunda 70 Ophiuchi çift sisteminin yörüngesinde anormallikler olduğunu ve bu anormallikleri yaratan etkinin büyük bir olasılıkla bir gezegen olduğunu bildirdiği günden itibaren geçen bir yüzyılı aşkın süre boyunca güneş sistemi dışında gezegen bulma çalışmaları yapılmıştır. Güneş sistemi dışında ilk 1990’larda gezegen keşfi yapılmıştır. Güneş Sistemi Dışındaki Gezegenlerin Keşfi İçin Kullanılan Yöntemler Gezegenler çevrelerinde dolandıkları yıldızlardan çok sönüktürler. Görünür dalgaboylarında yıldızlarından milyon kat daha sönük olurlar. Üstelik yıldızlar ışınımlarıyla gezegenlerini çok büyük miktarda aydınlatırlar. Bundan dolayı teleskoplar güneş sistemi dışındaki gezegenleri doğrudan görüntüleyemez. Eğer gezegen yıldızından oldukça uzakta ve büyük çaplıysa (Jüpiter’den daha büyük), o zaman gezegenin görülebilme olasılığı artar. Güneş sistemi dışında bulunan gezegenler için bu yüzden genellikle dolaylı yöntemler kullanılır. Günümüzde altı dolaylı yol keşif için kullanılmaktadır; u Astrometri: Yıldızın gökyüzündeki konumunu tam olarak ölçmek ve zamanla konum değişimleri olup olmadığını gözlemsel olarak belirlemek için kullanılır. Eğer yıldız bir gezegene sahipse, gezegenin çekimsel etkisi yıldızın kendisinin ortak kütle merkezleri çevresinde küçük bir dairesel ya da eliptik yörüngede hareket etmesine neden olacaktır. u Dikine Hız: Doppler yöntemi olarak da bilinir. Yıldızın Yer’e doğru ya da Yer’den öteye hareket etmesiyle hızda değişimler olur ve bu da Yer’e göre yıldızın dikine hızında değişimler olarak ortaya çıkar. Bu değişimler, Doppler etkisinden dolayı yıldızın tayf çizgilerindeki yer değiştirmelerden belirlenebilir. Gezegen avcıları tarafından en verimli olarak kullanılan yöntemdir. u u u u Atarca Zamanlamaları: Atarcalar süpernova patlamalarından geriye kalan çok yoğun demir çekirdeklerdir ve dönerlerken düzenli bir şekilde radyo yayını yaparlar. Gözlenen radyo atmalarındaki zamanlarda küçük anormalliklerin olması, bir gezegenin olmasından dolayı atarcanın hareketlerindeki değişiklerin izlenmesinde kullanılabilir. Transit Yöntemi: Bir gezegen yıldızının önünden geçerken, yıldızın görsel parlaklığında küçük azalmalara neden olacaktır. Sönme miktarı gezegenin boyutuna bağlı olarak değişecektir. Çekimsel Mercek: Bir yıldızın çekimsel alanı bir mercek gibi davrandığında, uzak bir ardalan yıldızının ışığı abartılı bir şekilde büyür, böylece çekimsel mercek olayı ortaya çıkar. Eğer merceklenen ön alan yıldızı bir gezegene sahipse, o zaman gezegenin sahip olduğu çekimsel alan merceklenme etkisine keşfedilebilir bir katkı yapabilir. Yıldızı Saran Disk: Pek çok yıldızı saran toz diskler vardır ve bu toz keşfedilebilir. Çünkü herhangi bir ışığı soğurur ve kızılöte dalgaboylarında yeniden salar. Toz disklerdeki özellikler bazen tüm boyutuyla gezegenlerin varlığını gösterir. İsimlendirme Bir yıldızın yörüngesinde olduğu bulunan ilk gezegen “b “b” harfiyle başlayacak şekilde isimledirilir, örneğin 51 Pegasi b. Sonraki gezegen “c “c”, “d “d” şeklinde isimlendirilmeye devam eder. Gezegenlerin isimlendirilme sırası keşif sırasına göredir, yörüngedeki konumlarına göre değildir. değildir. Örneğin Gliese 876 sistemindeki en son keşfedilen gezegen Gliese 876 d’dir. Oysa ki Gliese 876 b ve Gliese 876 c’den yıldıza daha yakındır. 51 Pegasi b’nin 1995’deki keşfinden önce güneş sistemi dışındaki gezegenler farklı bir şekilde isimlendirilirdi. İlk güneş sistemi dışındaki gezegen bir atarca çevresinde bulundu ve büyük harflerle adlandırıldı: PSR 1257+12 B ve PSR 1257+12 C. Aynı atarca etrafında atarcaya daha yakın bir gezegen bulunduğunda ona PSR 1257+12 A ismi verildi D değil. Bazı güneş sistemi dışı gezegenler resmi olmayan takma isimlerle isimlendirildiler. Örneğin HD 209458 b’nin resmi olmayan ismi “Osiris “Osiris”” ve 51 Pegasi b’nin ise “Bellerophon Bellerophon”dur. ”dur. Uluslararası Astronomi Birliği (IAU) henüz güneş sistemi dışı gezegenlerin resmi olarak isimlendirilmesine pratik olmadığı için başlamamıştır. Güneş Sistemi Dışı Gezegenlerin Genel Özellikleri Ø Ø Ø Ø Ø Ø Ø Ø Güneş sistemi dışı gezegenlerin bilinen en iyi örnekleri güneşimize benzer F, G ve K tayf türünden anakol yıldızlarının çevresinde bulunmuştur. Bunun nedenlerinden biri gezegen araştırma programlarının bu tür yıldızları programına almasıdır. İstatistik çalışmalar göstermiştir ki küçük kütleli (kırmızı) yıldızlar kendi kütlelerine uygun daha küçük kütleli gezegenlere sahiptirler ve dolayısıyla keşifleri daha da zordur. O yıldızları ise foto-buharlaşma etkisi üreterek çevrelerinde gezegen oluşumunu engelleyen yıldızlardır. Yıldızlar başlıca hidrojen ve helyum gibi hafif elementlerden yapılmıştır. Aynı zamanda az miktarda demir gibi daha ağır elementler de içerirler. Daha yüksek metal bolluğuna sahip olan yıldızların bir gezegene sahip olma olasılığı daha yüksektir. Daha düşük metal bolluğuna sahip olan yıldızlara göre metalce zengin olanlar daha büyük kütleli gezegenlere sahip olma eğilimindedirler. Keşfedilen gezegenlerin çoğunluğu yüksek kütlelere sahiptir. İçlerinden yalnız ikisi Yer kütlesinin 10 katı kütleye sahiptir. Çoğu, güneş sisteminin en büyük gezegeni olan Jüpiter’den çok daha büyük kütlededir. Bununla beraber, bu büyük kütleler gözlemsel seçim etkisinin sonucudur: tüm keşif yöntemleri büyük kütleli gezegenleri keşfedebilme yeteneğine sahiptir. Bu eğilim istatistiksel bir analiz yapmayı zorlaştırır. Fakat küçük kütleli gezegenlerin daha büyük kütleli olanlardan çok daha yaygın olduğu açıktır. Ek olarak, keşifleri zor olmasına rağmen gökbilimciler son dönemde kütlesi gezegenimizin bir kaç katı olan bir kaç gezegen keşfetmeyi başarmıştır. Güneş sistemi dışındaki gezegenlerin büyük bir çoğunluğunun önemli bir kısmının tıpkı bizim güneş sistemimizdeki dev gezegenlerde olduğu gibi gaz olduğuna inanılır. Bununla birlikte bu durum yalnız transit yöntemle çalışılmış güneş sistemi dışı gezegenler için doğrulanmıştır. Bilinen en küçük güneş sistemi dışı gezegenlerin bir kaçının iç güneş sistemindekine benzer şekilde kaya yapıda olduğundan şüphelenilmektedir. Büyük gezegenler yıldız oluşumundan hemen sonra oluşurlar. Satürn ve Jüpiter gibi dev bir gaz gezegenin tamamen oluşması yaklaşık 3 ile 30 milyon yıl alır. Küçük gezegenlerin ise tam bir gezegen olmaları için gereken süre bir kaç yüz milyon yıldır. Gezegenlerin manyetosferi onu yıldız rüzgarlarından korur. Bir gezegenin manyetosfere sahip olabilmesi için sıvı bir metal çekirdeğe sahip olması ve dönmesi gerekir. Manyetosfersiz gezegenler yıldız rüzgarları nedeniyle atmosferlerini kaybederler. Mars gibi daha küçük gezegenlerde sıvı çekirdek hızlı bir şekilde donar. Daha büyük kütleli gezegenler çekirdeklerinin sıvı olarak kalmasını daha uzun süre korurlar. Gezegenlerin yörüngelerindeki Ay’ları da gezegenin manyetosferi sayesinde yıldız rüzgarından korunur. Örneğin Satürn’ün uydusu Titan dev gezegenin manyetosferi sayesinde kısmen güneş rüzgarından korunur. Ek olarak, Satürn’e yakınlığı sayesinde sağlanan çekimsel sıkıştırmadan dolayı, boyutuna rağmen Titan hâlâ sıvı çekirdeğini korumaktadır. Hubble Uzay Teleskobu’nun gözlemleri güneş sistemi dışı gezegenlerin etrafında bir manyetik alan olma olasılığını göstermiştir. HD179949 yıldızının yörüngesinde bir gaz gezegen vardır ve büyük olasılıkla bir manyetik alanı vardır. Güneş sistemi dışındaki gezegenler yıldızlarına, güneş sistemindeki gezegenlerin Güneş’e olan yakınlığından çok daha yakındırlar. Bu da bir gözlemsel seçim etkisi olabilir. Dikine hız yöntemi daha küçük yörüngelerde dolanan gezegenlere çok daha duyarlıdır. Başlangıçta gökbilimcileri bu “sıcak Jüpiter’ler” şaşırtmıştı. Fakat şu anda oldukça açıktır ki güneş sistemi dışındaki gezegenler (ya da en azından büyük kütleli olanlar) çok daha büyük yörüngelere sahiptir. Çoğu güneş sistemi dışı gezegen sistemlerinde güneş sistemimizdeki gibi Jüpiter ve Satürn’ünkiyle kıyaslanabilecek yörüngelerde dolanan dev gezegenler bulunması oldukça mantıklı görünmektedir. Ø Ø Ø Ø Ø Ø Yörüngenin basıklığı yörüngenin ne kadar eliptik olduğunun (uzanımının) bir ölçüsüdür. En iyi bilinen güneş sistemi dışı gezegenler oldukça basık yörüngelerdedir. Bu bir gözlemsel seçim etkisi değildir, çünkü bir gezegen yörüngesinin ne kadar basık olduğu gözönüne alınmadan da keşfedilebilir. Eliptik yörüngelerin yaygın olması büyük bir bilmecedir. Çünkü gezegen oluşumu üzerine günümüzdeki kuramlar gezegenlerin dairesel yörüngelerde oluştuğunu önermektedir. Olası bir kuram şudur: T cüceleri (metan içeren kahverengi cüceler) gibi küçük bileşenler bu tür güneş sistemlerinde olabilir ve uç gezegen yörüngeleri oluşmasına neden oluyor olabilir. Bu düşünce güneş sistemimizin alışılmadık bir örnek olduğuna kanıt olabilir, çünkü tüm gezegenleri dairesel yörüngelere sahiptir. NASA tarafından yapılan araştırmalar, güneş sistemi dışındaki bir gezegenin üzerindeki bitki örtüsünün renginin tahmin edilebilir olduğunu göstermiştir. Güneş sistemi dışındaki bir gezegenin üzerindeki bitki örtüsü yeşil, sarı ya da kırmızı olabilir. Bitki örtüsünün rengi gezegendeki baskın fotosentez rengiyle ilişkili olmalıdır. Fotosentezin baskın rengi, güneş sistemi dışı gezegen tarafından yansıtılan ışıktan öngörülebilir ve yıldız ışığına ilişkin tayfta gezegen atmosferi tarafından yapılmış soğurmalar gözlenebilmelidir. Bu araştırma Astrobiyoloji için de uygun bir alandır. Güneş sistemi dışındaki bir gezegenin özelliklerine ilişkin yanıtlanamamış sorular arasında onların kimyasal karışımı ve uydulara sahip olup olmadıkları vardır. Suyun olmadığı bazı gezegenler keşfedilmiştir. Dolayısıyla yaşamın desteklendiği gezegen sistemleri ne olmalıdır ya da nasıl olmalıdır sorusu da hâlâ yanıt beklemektedir. Pek çok gezegen yörüngelerindeki konumları itibariyle Yer gezegenindeki koşullara sahip olabileceği “yaşam olabilir bölgelerde (habitable zone)” bulunurlar. Bu gezegenlerin incelenmesi ayrı bir öneme sahiptir. Eğer güneş sistemi dışındaki gezegenler yeterince büyük uydulara sahipse bu uydularda yaşam olma olasılığı da araştırılmalıdır. Büyük gezegenler yıldız oluşumundan hemen sonra oluşurlar. Satürn ve Jüpiter gibi dev bir gaz gezegenin tamamen oluşması yaklaşık 3 ile 30 milyon yıl alır. Küçük gezegenlerin ise tam bir gezegen olmaları için gereken süre bir kaç yüz milyon yıldır. Gezegenlerin manyetosferi onu yıldız rüzgarlarından korur. Bir gezegenin manyetosfere sahip olabilmesi için sıvı bir metal çekirdeğe sahip olması ve dönmesi gerekir. Manyetosfersiz gezegenler yıldız rüzgarları nedeniyle atmosferlerini kaybederler. Mars gibi daha küçük gezegenlerde sıvı çekirdek hızlı bir şekilde donar. Daha büyük kütleli gezegenler çekirdeklerinin sıvı olarak kalmasını daha uzun süre korurlar. Gezegenlerin yörüngelerindeki Ay’ları da gezegenin manyetosferi sayesinde yıldız rüzgarından korunur. Örneğin Satürn’ün uydusu Titan dev gezegenin manyetosferi sayesinde kısmen güneş rüzgarından korunur. Ek olarak, Satürn’e yakınlığı sayesinde sağlanan çekimsel sıkıştırmadan dolayı, boyutuna rağmen Titan hâlâ sıvı çekirdeğini korumaktadır. Hubble Uzay Teleskobu’nun gözlemleri güneş sistemi dışı gezegenlerin etrafında bir manyetik alan olma olasılığını göstermiştir. HD179949 yıldızının yörüngesinde bir gaz gezegen vardır ve büyük olasılıkla bir manyetik alanı vardır. Güneş sistemi dışındaki gezegenler yıldızlarına, güneş sistemindeki gezegenlerin Güneş’e olan yakınlığından çok daha yakındırlar. Bu da bir gözlemsel seçim etkisi olabilir. Aşağıdaki şema güneş sistemimiz ve gezegenimiz gözönüne alınarak, üzerinde yaşamın olabileceği güneş sistemi dışı bir gezegenin yaşam içerebilmesi için bir kriteri ve bu kritere uygun örnekleri göstermektedir. Aşağıda bugüne kadar yapılan keşiflerden güneş sistemi dışı gezegenlere ilişkin elde edilen parametrelere ilişkin bir istatistik grafikler halinde verilmektedir. Grafikler “California and Carnegie Planet Searche’e” ait http://exoplanets.org/ adresinden alınmıştır. Drake Eşitliği v v v v v v v v v v v v v v v v v v v v Drake Eşitliği bazen Green Bank eşitliği ya da Sagan eşitliği olarak da adlandırılır. Dünyadışı yaşam araştırmaları, astrososyobiyoloji ve exobiyoloji alanlarında karşılaşılan ünlü bir sonuçtur. 1960’larda Dr. Frank Drake tarafından düzenlenen bu eşitlik gökadamızda iletişim kurabileceğimiz kaç dünya dışı uygarlık olduğu olasılığını tahmin etmek için kullanılır. Drake eşitliği Fermi paradoksu ile ilişkilidir. N, gökadamızdaki iletişim kurma olasılığımız olan uygarlıkların sayısıdır. R*, gökadamızdaki ortalama yıldız oluşum hızıdır. fp, gezegene sahip olan yıldız kesri. ne, gezegene sahip yıldız başına potansiyel olarak yaşam olasılığını destekleyen gezegenlerin ortalama sayısı. fl, belli bir noktadan itibaren yaşam geliştirebilecek gezegenlerin kesri. fi, zeki yaşam geliştirebilecek gezegenlerin kesri. fc, uzaydaki varlıklarına ilişkin keşfedilebilecek sinyaller gönderebilecek teknolojiye sahip uygarlıkların kesri. L, uzaydaki varlıklarına ilişkin keşfedilebilecek sinyaller gönderebilecek teknolojiye sahip uygarlıkların varlıklarını koruyabilecekleri zaman uzunluğu. R*, kolayca gözlenemeyecek, gökbilimciler açısından ilginç bir parametredir. Gökadamızdaki yıldızların sayısı N*, R* ´ Tg’dir. Drake dormülü bu parametreleri kullanarak yeniden yazılırsa kolaylıkla gözlenebilir parametrelerden kurulmuş bir eşitlik haline dönüşür. N*, gökadamızdaki yıldızların sayısıdır. Tg ise gökadamızın yaşıdır. Günümüzde Drake formülündeki parametreler için uygun görülen en iyi tahminler şöyledir: R* ® Drake tarafından yılda 10 olarak tahmin edilmişti. NASA ve ESA tarafından yapılan en son hesaplamalar göstermiştir ki gökadamızda yılda yıldız oluşum sayısı 6’dır. fp ® Drake tarafından tahmin edilen değer 0.5’tir ve günümüzde de gezegenlere sahip yıldız kesri olarak kullanılabilir. ne ® Yaşama sahip olabilecek gezegenler içeren yıldızların sayısı olarak Drake tarafından tahmin edilen 2 değeri kullanılır. fl ® Drake tarafından 1 olarak tahmin edilmişti. Bu parametre 2002’de astrobiyologlar Lineweaver ve Davis tarafından, Yer’deki yaşamın gelişebilmesi için gereken zaman uzunluğu gözönüne alınarak 1 milyar yıldan kısa olamayacağı şeklindeki istatistik sonuca dayanarak > 0.13 olarak ifade edilmiştir. Lineweaver aynı zamanda gökadamızdaki yıldız sistemlerinin %10’u kadarının ağır element bolluğuna sahip olduğunu, süpernovalardan uzak ve böylece yeterince bir süre kararlı kalma olasılığına sahip olarak yaşama evsahipliği yapabileceğini ifade etmiştir. fi ® Drake tarafından 0.01 olarak tahmin edilmiştir. Günümüzdeki kabul edilen değer 1×10-7’dir. fc ® Drake tarafından 0.01 olarak tahmin edilmiştir. Günümüzde de kullanılmaktadır. L ® Drake tarafından 10 000 yıl olarak tahmin edilmiştir. M. Shermer, tarihteki 60 uygarlığı gözönüne alarak L için 420 yıllık bir değer önermiştir. 1938’de radyo astronominin gelişiminden günümüze kadar olan uygarlığımızın yaşam süresi L’nin değeri için kullanılabilir. 2007’de bu 69 yıldır. Buradan; R* = 6/year, fp = 0.5, ne = 2, fl = 0.33, fi = 1×10-7, fc = 0.01 ve L = 69 yıl N = 6 × 0.5 × 2 × 0.33 × 1×10-7 × 0.01 × 69 = 1.3 ×10-7 = 0.0000001 bulunur. Maalesef, bu pek umut verici bir sonuç değildir. SETI (Search for Extra-Terrestrial Intelligence) 1960’da Dr. F. Drake ilk modern SETI çalışmasını başlattı, adı “Project Ozma”ydı. Drake Green Bank’te 25 m çaplı bir radyo teleskop kullanarak Tau Ceti ve Epsilon Eridani’yi 1.420 gigahertze yakın işaretlediği bir frekansta inceledi. İşaretlediği frekansın civarını 100 hertz’lik bandlar kullanarak 400 kilohertz boyunca taradı. Ancak, hiçbir sinyal bulamadı. İlk SETI konferansı 1961’de Green Bank’ta yapıldı. Bu çalışma Sovyetlerin de büyük ilgisini çekiyordu. 1966’da Carl Sagan ve Sovyet gökbilimci Iosif Shklovskii birlikte bu alanda çığır açan bir kitap yayımladılar: “Intelligent Life in the Universe”. Carl Sagan 1972’de fırlatılan Pioneer 10 uzay aracına onu bulabilecek dünyadışı herhangi bir zeki canlının analayabileceği altın bir plak yerleştirdi. 1973’de fırlatılan Pioneer 11 uzay aracına da aynı plaktan yerleştirilmişti. Sagan bu mesajları geliştirmeye devam etti ve bu tür mesajların en gelişmiş ve ayrıntılı olanı 1977 yılında Voyager uydusu ile fırlatıldı. Scientific American’ın 1955 yılının Mart ayı sayısında Dr. J. Krause ve arkadaşları parabolik bir reflektörle desteklenmiş flat-plane bir radyo teleskop kullanarak doğal radyo sinyallerini yakalamak üzere evreni tarama konusunu önerdiler. İki yıl içinde Dr. Krause’nin tasarısı Ohio Universitesi tarafından kabul edildi. 71 000 dolarlık bir yardım alınarak 1963 yılında Big Ear adı verilen radyo teleskop yapıldı. Çanak çapı 52.5 m ve üç futbol sahasından daha büyüktür. Dünyanın ilk sürekli SETI programı böylece başlamış oldu. Bu programın adı “Ohio State University SETI program” dır. 1971’de NASA (National Aeronautics and Space Administration) içinde Dr. Drake’in de bulunduğu bir çalışmayı destekleme kararı aldı. Yer konuşlu 1500 çanaktan oluşan bir radyo teleskop ağının oluşturulacağı bir proje önerildi, adı “Project Cyclops” olacaktı ancak 10 milyar dolara mal olacak Cyclops inşa edilmedi. 1974’te büyük oranda sembolik bir girişimde bulunuldu; diğer dünyalara bir mesaj gönderildi. Puerto Rico’daki 305 m çapındaki Arecibo Radyo Teleskobu’ndan 25 100 ışık yılı ötedeki M13 küresel kümesine 1 676 bitlik kodlanmış bir mesaj yayınlandı. Mesajdaki 0s ve 1s’lik yapı ile 23 ´ 73 iki boyutlu bir gridleme tanımlanmıştı. Bu veri işaretlendiği zaman güneş sistemindeki yerimiz, bir insanın şekli, kimyasal formülü ve radyo teleskobun kendisi beliriyordu. Işık hızının belli bir değeri olması nedeniyle bu mesaja 52 174 yıldan önce bir yanıt almayı beklemiyoruz. 1979’da California Üniversitesi (UC), Berkeley, SERENDIP (Search for Extraterrestrial Radio Emissions from Nearby Developed Intelligent Populations) adını verdikleri bir SETI projesine başladılar. 1986’da ikinci SETI projesi olan SERENDIP II başlatıldı. Günümüze kadar bu çalışmalar devam etmiştir. Yakında SERENDIP V adında yeni bir spektrometre UC Berkeley SETI projelerine katılacaktır. SETI@home U.C. Berkeley tarafından 1999 yılında geliştirilmiş ve dağıtılmış çok ünlü bir bilgisayar programıdır. Bu program günümüzde 200 ülkede 5 milyon bilgisayarda kuruludur ve toplanan veriler doğrudan UC Berkeley’e gönderilmektedir. SETI@home software paketi SERENDIP IV aletinin 2.5 MHz’lik merkezi geniş bandından kaydedilmektedir. 4 Aralık 2006 itibariyle 19 milyar saatlik bilgisayar işlem saati kullanarak Seti@Homme 257 TeraFLOPS’luk bir çalışma yaparak dünyanın en hızlı ikinci süperbilgisayarına eşdeğer iş yapmıştır. Gelen sinyaller arasında en dikkat çekici olan günümüzde de analiz işlemi sürmekte olan sinyal Radyo kaynağı SHGb02+14a’dır. 2003 Mart’ında keşfedilen bu kaynak 1420 MHz civarında bir frekansda üç kere gözlenmiştir. 1980’den 1985’e kadar devam eden “Sentinel” adı verilen diğer bir proje Harvard Üniversitesi tarafından yapıldı. Bu projede kullanılan araç, 131 000 dar band kanallık bir kapasiteye sahip analiz aletinin (adı Suitcase SETI) takılı olduğu 26 m çapında bir radyo teleskoptu. 131 000 kanal gökyüzünde yüksek bir hızla ayrıntılı bir inceleme yapmak için yeterli olmadığı için 1985’de META (Megachannel Extra-Terrestrial Assay) projesi başlatıldı. META spektrum analyzer 8.4 milyon kanallık bir kapasiteye sahipti ve bir kanalın çözümleme gücü 0.05 hertzdi. META’nın önemli bir diğer özelliği yer kökenli ve yer kökenli olmayan sinyaller arasında ayrım yapmayı sağlayacak frekans doppler kaymasını kullanmasıydı. Bu proje bilimsel kaynakların dışında film yapımcısı Steven Spielberg tarafından da kısmen desteklenmişti. META II 1990’da Arjantin’de güney gökyüzünü araştırmak için başlatıldı. META’yı takiben 30 Ekim 1995’de BETA (Billion-channel ExtraTerrestrial Assay) başlatıldı. BETA’da kanal başına 0.5 hertz çözümlemeyle 250 milyon kanal eş zamanlı olarak çalışmaktadır. BETA ile aday sinyaller hızlı ve otomatik şekilde belirlenip yeniden gözlenmektedir. 23 Mart 1999 günü Sentinel, META ve BETA kuvvetli bir rüzgarla ciddi hasarlar aldı. Bununla BETA projesi durdu. 1992’de NASA’nın MOP (Microwave Observing Program) programı başladı. Seçilmiş 800 yakın yıldızı uzun süreli izlemek üzere planlandı. Sinyaller her biri 15 milyon kanallık kapasitesi olan spektrum analyzerlarla analiz edildiler. 1993 yılında para musluklarının kapanmasıyla proje durdu. 1995 yılında Project Phoenix adı altında hedef sayısını 100 güneşe yakın cisim olarak belirleyerek yeniden başladı. SETI Enstitüsü ile UC Berkeley Radyo Astronomi Laboratuarının ortak olarak geliştirdikleri bir projeyle bir tür mini-Cyclops alıcısı geliştirildi. Yeni alıcının dizaynırının (Paul Allen) adı nedeniyle ona Allen Telescope Array (ATA) adı verildi. Alıcının duyarlılığı 100 m’den daha büyük çaplı tek büyük bir çanağa eşdeğerdir. ATA her biri 6.1 m çaplı 350 ya da daha fazla Gregorian radyo çanağından oluşmuş bir düzenek olarak tasarlanmıştır. ATA’nın 2007 yılında tamamlanması ve ortalama bir maliyete (25 milyon dolar) mal olması beklenmektedir. ATA aynı zamanda diğer derin uzay cisimlerini de gözleyecek. O Halde Neredeler? İtalyan fizikçi Enrico Fermi 1950’lerde eğer teknolojik olarak ilerlemiş uygarlıklar evrende çok sayıdaysa, onları bir şekilde keşfedebilmemiz gerektiğini ifade etmiştir. Fermi paradoksu şöyle açıklanabilir: Evrenin yaşı ve boyutu pek çok teknolojik olarak ilerlemiş uygarlığın olması gerektiğine inanmamıza neden olmaktadır. Bununla birlikte, bu inanışı destekleyecek gözlemsel kanıtlardan yoksunuz. Ya başlangıç kabulümüz doğru değil ve teknolojik olarak ilerlemiş zeki yaşam inandığımızdan çok daha az, ya gözlemlerimiz yetersiz ve bu yüzden henüz onları keşfedemiyoruz ya da araştırma yöntemlerimiz kusurlu ve doğru belirteçleri incelemiyoruz.
