For en gang siden skrev jeg om vanskeligheden med at finde unge planeter. Men hvad skal astronomer gøre, hvis de vil finde endnu yngre planeter?
Den største vanskelighed i dette tilfælde er, at sådanne planeter stadig ville være skjult i de omkringliggende skiver, som de dannede sig fra, og skjulte dem for direkte observation. Afhængigt af hvor langt langs processen var gået, har de muligvis endnu ikke fået tilstrækkelig masse til at dukke op i radiale hastighedsundersøgelser, hvis sådanne undersøgelser endda kunne udføres med interferens fra disken.
En måde astronomer har foreslået at opdage dannelse af planeter på er at observere deres virkning på selve disken. Dette kan komme på flere måder. Det ene ville være for planeten at udskære riller i disken og rydde sin bane, når den fejer op sagen. En anden mulighed er at kigge efter ”skyggerne” forårsaget af den lokale overdensitet, som en akkrediterende planet ville forårsage.
Men for nylig fangede en anden ny metode mig. I denne, der blev foreslået af astronomer ved Krim National Observatorium i Ukraine, kunne astronomer potentielt kigge efter nye vendinger til egenskaberne ved moderstjernen. Tidligere havde astronomer skabt en forbindelse mellem egenskaberne på disken omkring klasser af protostarer (såsom T Tauri og Herbig Ae-stjerner) og den stjerne, der er variabel lysstyrke.
Forfatterne antyder, at "[t] wo forskellige mekanismer kan være involveret i fortolkning af disse resultater: 1) omkredsstødning og 2) akkretion." I begge tilfælde ville et organ, der er til stede på disken, som koncentrerer materialet være nødvendigt for at forklare disse resultater. I det første tilfælde ville en protoplanet tegne en sverm af materiale omkring det igen og skabe en lokal overdensitet på disken, som ville blive trukket rundt med planeten, hvilket skabte en dæmpning af stjernen, da den passerede nær synslinjen. I det andet ville planeten tegne tidevandsstrukturer på disken på omtrent samme måde som tidevandsinteraktioner kan trække spiralstruktur i galakser. Når disse blodårer falder ned på stjernen, føder den stjernen, hvilket midlertidigt forårsager et udbrud og øger lysstyrken.
Holdet udførte en analyse af periodicitet i adskillige protostellare systemer og fandt flere tilfælde, hvor perioderne svarede til planetenes systemer, der blev opdaget omkring modne stjerner. Omkring en stjerne, V866 Sco, opdagede de, "to forskellige perioder i lysvariationer, 6,78 og 24,78 dage, der vedvarer over flere år." De bemærker, at den kortere periode sandsynligvis er "på grund af aksial rotation af stjernen", men ikke kunne give en forklaring på den længere periode, som giver den åben for muligheden for at være en formende planet, og de antyder, at spektrale observationer kan være mulig. Andre systemer, teamet analyserede, havde perioder fra 25 - 120 dage, der også antydede muligheden for unge planetariske systemer.
Fordelen ved denne metode er, at finde kandidatsystemer kan udføres relativt let ved hjælp af fotometriske systemer, der kan undersøge et stort antal stjerner på én gang, medens radiale hastighedsmålinger generelt kræver dedikerede observationer på et enkelt objekt. Dette ville give astronomer mulighed for at diskriminere kandidater, der usandsynligt har havnedannende planeter. I sidste ende vil det at finde unge systemer med dannelse af planeter hjælpe astronomer med at forstå, hvordan disse systemer dannes og udvikles, og hvorfor vores eget system er så anderledes end mange andre, der findes hittil.
