För en tid sedan skrev jag om svårigheten att hitta unga planeter. Men vad ska astronomer göra om de vill hitta ännu yngre planeter?
Den största svårigheten i detta fall är att sådana planeter fortfarande skulle vara dolda i de omkretsskivor som de bildade från och dölja dem för direkt observation. Beroende på hur långt längs processen hade gått, kan de dessutom ännu inte ha samlat tillräcklig massa för att dyka upp i radialhastighetsundersökningar, om sådana undersökningar till och med kunde utföras med störningar från skivan.
Ett sätt astronomer har föreslagit att upptäcka bildande planeter är att observera deras effekter på skivan själv. Detta kan komma på flera sätt. En skulle vara för planeten att hugga ut spår i skivan och rensa sin bana när den sveper upp materien. En annan möjlighet är att leta efter ”skuggorna” orsakade av den lokala överdensiteten som en förvärvande planet skulle orsaka.
Men nyligen fångade en annan ny metod mitt öga. I den här, som föreslogs av astronomer vid Krim National Observatory i Ukraina, kunde astronomer potentiellt leta efter återigen vändningar till egenskaperna hos moderstjärnan. Tidigare hade astronomer gjort en länk mellan skivans egenskaper runt klasser av protostar (som T Tauri och Herbig Ae-stjärnor) och den varierande ljusstyrkan hos själva stjärnan.
Författarna föreslår att "[t] wo olika mekanismer kan vara involverade i tolkningen av dessa resultat: 1) circumstellar utrotning och 2) ackretion." I båda scenarierna skulle ett organ som finns närvarande på skivan som koncentrerar materialet vara nödvändigt för att förklara dessa resultat. I det första fallet skulle en protoplanet dra en svärm av material runt den igen och skapa en lokal överdensitet på skivan som skulle dras runt med planeten och skapa en fördunkning av stjärnan när den passerade nära siktlinjen. I det andra skulle planeten dra fram tidvattenstrukturer på skivan på ungefär samma sätt som tidvatteninteraktioner kan dra fram spiralstruktur i galaxer. När dessa ämnen i ämnen faller på stjärnan matar den stjärnan, vilket tillfälligt orsakar ett utbrott och ökar ljusstyrkan.
Teamet utförde en analys av periodicitet i flera protostellära system och fann flera fall där perioderna liknade de för planetariska system som upptäcktes kring mogna stjärnor. Runt en stjärna, V866 Sco, upptäckte de, "två distinkta perioder i ljusvariationer, 6,78 och 24,78 dagar, som kvarstår under flera år." De noterar att den kortare perioden är troligt "på grund av axiell rotation av stjärnan" men kunde inte ge en förklaring för den längre perioden som lämnar den öppen för möjligheten att vara en formande planet och de antyder att spektrala observationer kan vara möjliga. Andra system som teamet analyserade hade perioder från 25 - 120 dagar som också antydde möjligheten för unga planetariska system.
Fördelen med denna metod är att hitta kandidatsystem kan göras relativt enkelt med hjälp av fotometriska system som kan kartlägga ett stort antal stjärnor på en gång medan radiella hastighetsmätningar generellt kräver dedikerade observationer på ett enda objekt. Detta skulle göra det möjligt för astronomer att diskriminera kandidater som osannolikt kommer att ha hamnbildande planeter. I slutändan kommer att hitta unga system med formande planeter hjälpa astronomer att förstå hur dessa system formas och utvecklas och varför vårt eget system är så annorlunda än många andra hittills hittat.
