Awhile önce genç gezegen bulmanın zorluğu üzerine yazdım. Ama astronomlar daha genç gezegenler bulmak istiyorlarsa ne yapacaklar?
Bu durumda en büyük zorluk, bu tür gezegenlerin oluşturdukları çevreleyen disklerde hala gizlenmeleri ve doğrudan gözlemden saklanmalarıdır. Ek olarak, işlem boyunca ne kadar ilerlediğine bağlı olarak, bu tür araştırmalar diskten parazitle bile gerçekleştirilebiliyorsa, henüz radyal hız anketlerinde görünecek yeterli kütle biriktirmemiş olabilirler.
Gökbilimcilerin gezegen oluşturmayı tespit etmesini önerdiği yollardan biri, disk üzerindeki etkilerini gözlemlemektir. Bu birkaç şekilde olabilir. Birisi gezegenin diskte oluklar açması ve maddeyi süpürürken yörüngesini temizlemesi olacaktır. Başka bir olasılık, bir biriken gezegenin neden olacağı yerel aşırı yükün neden olduğu “gölgeleri” aramaktır.
Ama son zamanlarda, başka bir yöntem gözüme çarptı. Ukrayna'da Kırım Ulusal Gözlemevi'nde astronomlar tarafından önerilen bu astronomlar, potansiyel olarak tekrar ana yıldızın özelliklerine dönebilirler. Daha önce, gökbilimciler protostar sınıfları (T Tauri ve Herbig Ae yıldızları gibi) etrafındaki diskin özellikleri ile yıldızın değişken parlaklığı arasında bir bağlantı kurmuşlardı.
Yazarlar, “bu sonuçların yorumlanmasında farklı mekanizmalar olabileceğini öne sürmektedir: 1) çemberlerin yok olması ve 2) toplanma.” Her iki senaryoda da, diskin içinde bulunan ve materyali yoğunlaştıran bir gövde bu sonuçları açıklamak için gerekli olacaktır. İlk durumda, bir protoplanet, etrafında gezegenin etrafında sürüklenecek yerel bir fazlalık yaratarak, görüş hattının yanından geçerken yıldızın bir karartması oluşturacak şekilde etrafına bir malzeme sürüsü çizerdi. İkincisinde, gezegen, gelgit etkileşimlerinin galaksilerde sarmal yapı çizebileceği gibi diskteki gelgit yapılarını da çizecektir. Bu madde damarları yıldızın üzerine düştükçe, yıldızı besler, geçici olarak bir patlamaya neden olur ve parlaklığı arttırır.
Ekip, birkaç protostellar sistemde periyodiklik analizi yaptı ve periyotların, olgun yıldızların etrafında keşfedilen gezegen sistemlerine benzediği birkaç örnek buldu. Yaklaşık bir yıldız olan V866 Sco, “ışık varyasyonlarında iki yıl, 6.78 ve 24.78 gün, birkaç yıl boyunca devam etti.” Kısa sürenin muhtemelen “yıldızın eksenel dönmesi nedeniyle” olduğunu, ancak onu daha uzun bir dönem için bir açıklama sunamadığını, bu da onu şekillendirme gezegeni olma olasılığına açık bıraktığını ve spektral gözlemlerin mümkün olabileceğini öne sürüyorlar. Ekibin analiz ettiği diğer sistemler 25 - 120 gün arasında değişen sürelere sahipti ve genç gezegen sistemleri olasılığını ima ediyordu.
Bu yöntemin avantajı, aday sistemlerin bulunmasının, aynı anda çok sayıda yıldızı araştırabilen fotometrik sistemler kullanılarak nispeten kolay bir şekilde yapılabilmesidir, oysa radyal hız ölçümleri genellikle tek bir nesne üzerinde özel gözlemler gerektirir. Bu, gökbilimcilerin, gezegenleri oluşturma olasılığı düşük olan adaylara karşı ayrımcılık yapmalarına izin verecektir. Nihayetinde, gezegenleri oluşturan genç sistemler bulmak, gökbilimcilerin bu sistemlerin nasıl oluştuğunu ve geliştiğini ve kendi sistemimizin neden şimdiye kadar bulunan diğerlerinden daha farklı olduğunu anlamasına yardımcı olacaktır.
