Güneş Sistemimizdeki en ilgi çekici gök cisimlerinin başında gezegenler değil, yörüngelerinde dönen uyduları geliyor. Bu uydularda aktif volkanlar, hidrokarbon denizleri, gayzerler ve buzlu kabukların altında yatan, gezegen büyüklüğünde okyanuslar bulunuyor. Bildiğimiz kadarıyla, büyük gezegenleri oluşturan süreçlerin fiziği, uydu oluşumunu kaçınılmaz kılıyor. Gezegenlerin bu kadar yaygın olduğu düşünülürse, galaksimizin uydularla dolu olması gerekirdi.
Ancak, bazı umut verici ipuçlarına rağmen, bir dış gezegenin yörüngesinde dönen bir uyduya dair net bir kanıt bulamadık. Bulabildiğimiz ise etrafında uydu oluşturan diskler olduğu düşünülen birkaç çok genç dış gezegen oldu. Şimdi ise James Webb Uzay Teleskobu, devasa bir süper Jüpiter'in etrafındaki halka oluşturan diskten elde ettiği tayf analizinde, karbon bazlı küçük moleküllerce zengin bir yapı tespit etti. Bu durum, yörüngesinde döndüğü yıldızın büyük ölçüde sudan oluşan bir gezegen oluşturma diskine sahip görünmesine rağmen dikkat çekici.
Disklerin Bulunması
Dış gezegenleri ve uydu oluşturma disklerini tamamen farklı yöntemlerle arıyoruz. Gerçek bir uyduyu tespit etmek için onun kütle çekimsel etkisine güveniyoruz. Yörüngesinin bazı noktalarında, gezegeni ileri doğru çekerek yörüngesini hızlandıracaktır; diğerlerinde ise gezegeni geriye doğru çekecektir. Bu durum, gezegenin Dünya'dan bakıldığında yıldızın önünden geçerken geçiş zamanlamasında ince değişimlere yol açar.
(Uydu, yörüngesinin farklı noktalarında yıldızın ışığının bir kısmını da engellemelidir, ancak bu, yıldızın kendisindeki değişimler tarafından kolayca maskelenebilir.)
Uydu oluşturma diskleri ise yalnızca bir dış gezegen sisteminin erken evrelerinde bulunur. Bunlar, Satürn'ün halkalarının daha büyük versiyonları gibidir, ancak uydulara yoğunlaşacak kadar malzemeye sahiptir. Bir dış gezegen sisteminin tarihinin ilk birkaç milyon yılı boyunca, bu malzeme dağılmış, uydulara yoğunlaşmış veya gezegene düşmüş bir kombinasyon haline gelecektir.
Ne yazık ki, (astronomik olarak konuşursak) kısa varoluşları boyunca, bu disklerin gezegen üzerindeki kütle çekimsel etkisi nispeten dengelidir, bu yüzden bunu kullanamayız. Ayrıca, yıldızdan gelen ışık tarafından boğulmamak için yeterli ışık yaymaz veya yansıtmazlar. Dolayısıyla, eğer birinin varlığına dair kanıt bulacaksak, bu yeni oluşmuş bir yıldızın yakınında ve o yıldızdan oldukça uzakta yörüngede dönen bir gezegenin çevresinde olmalıdır.
Neyse ki, bu gereksinimleri karşılayan bir dizi gezegen tespit edebildik. Aslında, doğrudan görüntülediğimiz tüm gezegenler yeni doğmuş yıldızların yörüngesinde dönüyor. Bunun nedeni, bu gezegenlerin kütle çekimsel çöküş sırasında salınan ısı nedeniyle hala kızılötesinde parlamalarıdır, bu da onları ev sahibi yıldızlarından çok uzakta olmalarına rağmen görünür kılar ve pek ışık yansıtmazlar. Bu gezegenler aynı zamanda devasa olup, genellikle Jüpiter'in kütlesinin birkaç katı büyüklüğündedir, bu yüzden Dünya'dan görülebilecek kadar kızılötesi yayarlar.
Bu gezegenler üzerine yapılan çalışmalar, birkaçının uydu oluşturan disklerle çevrili olduğunu öne sürdü. Ancak şimdiye kadar disklerin kendisi hakkında pek bilgimiz yoktu.
Potansiyel Uydular
JWST'nin inanılmaz çözünürlük gücü sayesinde bu durum değişti. İki gökbilimci, Gabriele Cugno ve Sierra Grant, yaklaşık 625 ışık yılı uzaklıkta bulunan genç, Güneş benzeri (0.9 güneş kütleli) bir yıldız olan CT Cha yakınlarından görüntüler elde etti. CT Cha'nın, tanıdık gezegenimiz Jüpiter'in 15 katından fazla kütleye sahip süper bir Jüpiter olan CT Cha b adlı bir yoldaşı olduğu biliniyor. Bu devasa gezegen, ev sahibi yıldızından Güneş'ten Neptün'ün uzaklığının yaklaşık 15 katı daha uzakta yörüngede dönüyor, bu da gezegeni CT Cha'dan ayrı olarak çözebilmeyi mümkün kılıyor.
Gezegenin çevresindeki tayfın ilk taraması, etan, asetilen ve karbondioksit gibi küçük karbon bileşikleri dahil olmak üzere çok sayıda kimyasalın olası varlığını ortaya çıkardı. Hangi kimyasalları arayacaklarını ve gezegenin nerede olduğunu bildiklerinde, Cugno ve Grant nispeten basit bir deney yapabildiler: JWST'ye, birçok yaygın molekülün en yüksek emisyonlarına duyarlı olacak şekilde bir spektrograf yerleştirmek ve gezegenin görüntüde görünüp görünmediğini kontrol etmek. Eğer görünüyorsa, bu kimyasallar gezegenin çevresinde bulunuyordu.
İki araştırmacı daha sonra uydu oluşturan diskin emisyonlarını modelleyerek, gözlemleri yeniden oluşturacak kimyasalların listesini ve bu kimyasalların bulunduğu sıcaklıkları belirledi. Bunların çoğu 250 K'nın altındaki sıcaklıklardaydı, bu da buzlu malzemelerden süblimleşme yoluyla veya çarpışmalar sırasında serbest kaldıklarını düşündürüyor, ancak asetilenin dikkate değer ölçüde daha sıcak olduğu görüldü, bu da bu malzemenin çoğunun gezegene en yakın diskin iç kısmında olduğunu gösteriyor.
Bunun en dikkat çekici yanı, aynı işlemin yıldız üzerinde tekrarlandığında karbon bazlı kimyasallara dair hiçbir kanıt bulunamamasıdır. Oysa sistem, hala bir gezegen oluşturma diskine sahip olması gerekecek kadar genç. Bunun yerine, yıldızın yakınındaki birincil sinyal, uydu oluşturma diskinde bulunmayan su moleküllerinden geliyor.
Neden Tüm Karbon Orada?
Bir gezegen oluşturma diskindeki malzemelerin eşit olarak karıştığını ve bu nedenle uydu oluşturma diskine beslenen malzemenin yıldıza daha yakın olanlarla aynı olacağını düşünmek cazip gelebilir. Ancak işler bu kadar basit değil. Birçok malzeme, yıldızdan farklı uzaklıklarda katılaşarak donar ve bu nedenle bireysel "kar çizgilerinin" dışındaki bölgelerde daha yüksek yoğunluklarda bulunur.
Ek olarak, CT Cha b gezegeni, standart gezegen oluşumu süreçlerinin gerçekleşmesi için yeterli malzemenin bulunmaması gereken bir bölgede yörüngede dönüyor, hele ki CT Cha b gibi devasa bir gezegenin oluşması hiç beklenmez. Bu nedenle, Cugno ve Grant, bu gezegenin büyük olasılıkla yıldızı oluşturan diskteki bir dengesizlik sonucu oluştuğunu, bu sürecin genellikle ikili yıldız sistemleri ürettiğini, ancak bir yıldızın etrafında kahverengi cüce veya dev gezegenin yörüngede dönmesine de neden olabileceğini öne sürüyorlar.
İlginç bir bulgu, Güneş benzeri yıldızların gezegen oluşturma disklerinde genellikle karbondan daha fazla suya sahip olma eğilimindeyken, daha küçük yıldızlar ve kahverengi cücelerin tersini görmesi, yani çok fazla karbon ve daha az su olmasıdır. CT Cha b, bu desenin gezegen boyutundaki cisimlere kadar uzandığını gösteriyor. İlginçlik, bu deseni neyin ürettiğini bilmememizden kaynaklanıyor; birbiriyle çelişmeyen birkaç hipotez var ve kesin bir cevap bulmayı henüz başaramadık.
Her durumda, büyük resim aslında bir sürpriz değil. Gezegen ve yıldız oluşumuna dair modellerimiz doğruya yakınsa, ek cisimler oluşturabilecek malzemelerden oluşan bir disk kaçınılmazdır. Ve diğer yıldızların yörüngesinde dönen gezegenleri bulma sıklığımız, bu modellerin çok doğru olduğunu gösteriyor. Dolayısıyla, uydu oluşturan disklerin de orada olmasını tam olarak beklerdik. Yine de, işlerin beklendiği gibi çalıştığını doğrulamak her zaman önemlidir ve bunun gibi daha fazla çalışma, uydu oluşturan diskler hakkında bize daha net bir resim sunabilir ve nihayetinde daha gelişmiş modeller oluşturmamıza ve uyduların nasıl oluştuğuna dair ayrıntılı bir tablo çizmeye başlamamıza olanak tanır.
