Tek bir merkezi yıldızın etrafında dönen gezegenlere sahip olmak en yaygın olanı olsa da (güneş sistemimizde olduğu gibi), evrendeki yıldızların yarısından fazlası ikili sistemlerde bulunur. Bu ikili sistemlerin etrafında, ya yıldızlardan birinin yörüngesinde dönen (“yıldız çevresi yörüngeleri”) ya da daha geniş bir “yıldız çevresi yörüngesinde” her iki yıldızın etrafını saran gezegenler de bulunabilir.
Gökbilimciler, Kuzey Şili’deki 66 radyo teleskopundan oluşan Atacama Büyük Milimetre/milimetre-altı Dizisi’ni (ALMA) ve Hawaii’deki 10 metrelik Keck II teleskopunu kullanarak iki ikili yıldız sistemi hakkında veri topladılar. Keşifleri, bu tür sistemlerde gezegen oluşumunu teşvik eden veya engelleyen koşulların anlaşılmasını değiştirebilir.
İkili yıldız sistemlerinin oluşumu tek yıldızların oluşumuna benzer. Bu nesneler, yoğun soğuk yıldızlararası gaz bulutlarının yüksek yoğunluklu kümeler oluşturması, kütle kazanması ve sonunda kendi yerçekiminin etkisi altında çökerek bir yıldızın doğuşuyla sonuçlanmasıyla oluşur.
Bu yıldız, bir ana dizi yıldızını tanımlayan süreç olan, çekirdeğindeki helyum ile hidrojen füzyonunu tetiklemek için yeterli kütleye ulaşana kadar gaz ve toz bulutundan malzeme biriktirmeye devam ediyor. Bu yıldızlararası bulutların bazıları iki, hatta üç ana dizi yıldızı oluşturacak kadar büyüktür.
Yıldızlar oluştuktan sonra gaz ve toz bulutundan arta kalan her türlü malzeme, onları gökbilimcilerin “öngezegen diski” olarak adlandırdıkları bir yapıda çevreler. Adından da anlaşılacağı gibi gezegenler bu disklerden oluşur. Gezegenlerin kendileri gibi, diskler de “yıldız çevresi” olabilir, yani yalnızca bir yıldızı çevreleyebilir veya tüm sistemi kapsayan “yıldız çevresi” olabilir.
Şu anda bilim insanları, bu disklerin gezegen oluşturacak kadar uzun süre varlığını sürdürmesine hangi faktörlerin izin verdiğini tam olarak bilmiyorlar ve sonuçta bunların dağılmasına neyin sebep olduğundan emin değiller. İkili sistemlerdeki ana dizi aşamasına kadar olan yıldız çevresi disklerin, bu konuları incelemek için ideal “laboratuvarlar” olarak hizmet edebileceği ortaya çıktı.
Bu disklerin boyutları, altyapıları ve hatta yönelimleri gibi özellikleri (ön yıldızların dönme hızı ve manyetik alan gücü gibi özellikleriyle karşılaştırıldığında), bu tür gezegenlerin doğduğu ortamları şekillendiren karmaşık etkileşimlere ışık tutabilir.
Ek olarak, evrende çoklu yıldız sistemlerinin yaygın olarak bulunması, ikili yıldız sistemleri etrafındaki gezegen oluşumunun incelenmesini, bu sürecin daha derinlemesine anlaşılması açısından önemli kılmaktadır.
Ekibin ALMA ve Keck II ile çalıştığı ikili sistemlerden biri, Torosların yıldız oluşum bölgesinde, Dünya’dan yaklaşık 150 ışıkyılı uzaklıkta yer alan yaklaşık 0,6 güneş kütlesine sahip iki önyıldızdan oluşan DF Tau idi.
DF Tau yıldızları, Dünya ile Güneş arasındaki mesafenin yaklaşık 14 katı kadar uzaktadır ve son derece eksantrik yörüngelerini tamamlamaları yaklaşık 44 Dünya yılını alır.
ALMA, bu yıldızların doğumundan sorumlu yıldızlararası bulutun iki yıldız çevresi diske bölündüğünü keşfetti. Bunlardan biri, merkezi yıldız DF Tau A’ya manyetik olarak bağlı ve aktif olarak malzeme biriktirerek büyümesini destekliyor. İkincisi ise başka bir yıldız olan DF Tau B’den ayrılmış gibi görünüyor. Diskin merkezi bölgesi muhtemelen genç yıldızın hızlı dönüşü nedeniyle tahrip olmuş.
Bu durum ekibin, genç yıldızların dönüşü ile disklerin manyetik kilitlenmesi ve dolayısıyla erken disk saçılması arasında bir bağlantı olabileceğine inanmasına yol açtı. Ek olarak, DF Tau’nun yörüngesi, yıldız çevresindeki diskleri ve yıldızlarının eğimleri arasındaki yanlış hizalamanın diskin genel evrimini etkileyebileceği görülüyor.
Ekibin incelediği ikinci ikili sistem, 2,8 milyon yıllık (Güneş Sistemi’nin 4,6 milyar yaşında olmasına kıyasla) çok genç FO Tau sistemiydi.
Bu sistem aynı zamanda yaklaşık 450 ışıkyılı uzaklıkta yer almaktadır. FO Tau A ve B yıldızları, DF Tau yıldızlarından daha dairesel bir yörüngeye sahiptir. Ayrıca, FO Tau B’nin Dünya ile Güneş arasındaki mesafenin yaklaşık 22 katı mesafede FO Tau A’nın etrafında dönmesiyle daha geniş bir aralıktadırlar.
ALMA’yı kullanan gökbilimciler, FO Tau’nun disklerinin bu ikili sistemin yörüngesiyle aynı hizada olduğunu keşfettiler. Her iki yıldızın da dönüş hızı daha yavaştır ve iki yıldız çevresi disk, ön yıldızlarına manyetik olarak bağlı kalır. Bu, FO Tau gibi daha yavaş yıldızlara ve daha dairesel yörüngelere sahip sistemlerin, uzun yörüngelere sahip hızlı dönen sistemlere göre her iki yıldız bileşeninin etrafında gezegen cisimlerinin oluşumu için daha uygun koşullara sahip olabileceğini gösteriyor.
Diğer tek ve çift yıldız disklerine ilişkin ALMA gözlemleri, disklerin içindeki spiral desenler, süreksizlikler ve halka oluşumları gibi özellikler de dahil olmak üzere karmaşık altyapıları ortaya çıkardı. Her ne kadar bu yapılar şu anda DF Tau ve FO Tau’da gözlemlenmiyor olsa da, bu iki yakın ikili sistemdeki büyük ölçekli özelliklerin belirlenmesi, gezegen oluşum koşullarının anlaşılmasını büyük ölçüde ilerletmiştir.