For en stund siden skrev jeg om vanskeligheten med å finne unge planeter. Men hva skal astronomer gjøre hvis de vil finne enda yngre planeter?
Den største vanskeligheten i dette tilfellet er at slike planeter fremdeles vil være gjemt i de omkretsstillende skivene de dannet seg fra, og skjulte dem for direkte observasjon. Avhengig av hvor langt langs prosessen hadde kommet, kan det hende at de ennå ikke har fått nok masse til å vises i radiale hastighetsundersøkelser, hvis slike undersøkelser til og med kunne blitt utført med interferens fra platen.
En måte astronomer har foreslått å oppdage dannende planeter på er å observere effekten av dem på selve platen. Dette kan komme på flere måter. Det ene vil være for planeten å hugge spor i platen og rydde bane etter hvert som den feier opp saken. En annen mulighet er å se etter "skyggene" forårsaket av den lokale overdensiteten en akkreterende planet vil forårsake.
Men nylig fanget en annen ny metode blikket mitt. I denne, foreslått av astronomer ved Krim nasjonalt observatorium i Ukraina, kunne astronomer potensielt se etter nye vendinger til egenskapene til forelderstjernen. Tidligere hadde astronomer laget en kobling mellom egenskapene til platen rundt klasser av protostjerner (som T Tauri og Herbig Ae-stjerner) og den variable lysstyrken til selve stjernen.
Forfatterne antyder at "[t] wo forskjellige mekanismer kan være involvert i tolkning av disse resultatene: 1) circumstellar utryddelse og 2) accretion." I begge tilfeller vil et organ som er til stede på platen selv konsentrere materialet være nødvendig for å forklare disse resultatene. I det første tilfellet ville en protoplanet tegne en sverm av materiale rundt seg igjen og skape en lokal overdensitet på platen som ville bli dratt rundt med planeten, og skapt en nedtoning av stjernen når den passerte nær siktlinjen. I det andre ville planeten tegne tidevannsstrukturer på platen på omtrent samme måte som tidevannsinteraksjoner kan trekke ut spiralstruktur i galakser. Når disse venene med materie faller på stjernen, mater den stjernen, forårsaker midlertidig utbrudd og øker lysstyrken.
Teamet gjennomførte en analyse av periodisitet i flere protostellare systemer og fant flere tilfeller der periodene var lik de for planetariske systemer som ble oppdaget rundt modne stjerner. Rundt en stjerne, V866 Sco, oppdaget de, "to tydelige perioder i lysvariasjoner, 6,78 og 24,78 dager, som vedvarer over flere år." De bemerker at den kortere perioden sannsynligvis er "på grunn av aksial rotasjon av stjernen", men ikke kunne gi noen forklaring på den lengre perioden som lar den være åpen for muligheten for å være en formende planet, og de antyder at spektrale observasjoner kan være mulig. Andre systemer teamet analyserte hadde perioder fra 25 - 120 dager, og antydet også muligheten for unge planetariske systemer.
Fordelen med denne metoden er at å finne kandidatsystemer kan gjøres relativt enkelt ved bruk av fotometriske systemer som kan kartlegge et stort antall stjerner på en gang, mens radiale hastighetsmålinger generelt krever dedikerte observasjoner på et enkelt objekt. Dette vil tillate astronomer å diskriminere kandidater som neppe vil havnedannende planeter. Til slutt vil det å finne unge systemer med dannende planeter hjelpe astronomer til å forstå hvordan disse systemene dannes og utvikles og hvorfor vårt eget system er så annerledes enn mange andre hittil har funnet.
