Güneş'imiz tek başına olmayı tercih etse de, evrendeki yıldızların çoğu birbirine kütleçekimsel olarak bağlı ikili sistemlerin parçasıdır. Bazı durumlarda, yıldızlar birbirinden yeterince uzakta olabilir ve gezegenler her birinin etrafında ayrı ayrı yörüngede dönebilir. Ancak, yıldızların birbirine çok yakın, hatta bizim Güneş Sistemi'mizin içine rahatça sığacak kadar dar yörüngelere sahip olduğu sıkı ikili sistemler de mevcuttur. Bu tür sistemlerde ötegezegenler genellikle daha uzakta, her iki yıldızın etrafında dönen yörüngelerde bulunur.
Yeni yayımlanan bir araştırmada bilim insanları, yukarıdaki durumlardan hiçbirine benzemeyen bir sistem tanımladılar. Bu sistem, Güneş'imizden biraz daha ağır merkezi bir yıldızın etrafında, Dünya'nın yörüngesinden iki ila üç kat daha büyük bir mesafede dönen bir beyaz cücenin bulunduğu sıkı bir ikili sistemdir. Sistemde varlığı doğrulanan tek gezegen ise bu iki yıldızın (daha doğrusu merkezi yıldız ile beyaz cücenin yörüngesinin) arasına sıkışmış durumda ve merkezi yıldıza olan mesafesi Dünya'nın Güneş'e olan mesafesine yakın. Üstelik, bu gezegen beyaz cüceye göre ters yönde, yani geriye doğru bir yörüngede dönüyor.
ν Octantis (Nu Octantis) olarak adlandırılan bu ötegezegen sistemi, Güneş'imizin kütlesinin yaklaşık 1,6 katı olan birincil yıldıza ev sahipliği yapıyor. Bu yıldızın etrafında, Güneş'imizin kütlesinin yaklaşık yarısı kadar olan ve şimdiye kadar detaylı olarak karakterize edilmemiş, çok daha sönük bir eşlikçi (beyaz cüce) dönüyor. Eşlikçi yıldızın merkezi yıldıza göre yörüngesi biraz elips şeklinde; en yakın yaklaşımda yaklaşık iki astronomik birim (AB - Dünya-Güneş mesafesi) iken, en uzakta yaklaşık üç AB'ye kadar çıkıyor.
Sistemin daha önceki araştırmaları, sistemde bir ötegezegenin de bulunduğunu düşündürmüştü. Ancak yörüngesinin özellikleri pek mantıklı gelmiyordu, çünkü hiç kimse gözlemlerle tutarlı, kararlı bir yörünge bulamıyordu. Net olan tek şey, en kararlı yörüngelerin gezegenin geriye doğru bir harekete, yani eşlikçi yıldıza zıt yönde bir yörüngede dönmesine ihtiyaç duyduğuydı. ν Octantis sistemi, kesinlikle "daha fazla veriye ihtiyaç var" kategorisine giriyordu.
Ve daha fazla veri, uluslararası küçük bir bilim insanı ekibinin Şili'deki gelişmiş bir gözlem aracını kullanarak yaptığı yaklaşık iki yıllık ek gözlemlerle elde edildi. Elde edilen veriler, geriye doğru yörüngede dönen bir gezegenin varlığını açıkça doğruladı ve yörünge düzleminin, iki yıldızın yörüngelerinin oluşturduğu düzlemden yaklaşık 17 derece farklı olduğunu gösterdi. Ancak, bu yörüngenin zaman içindeki varyasyonlarının modellenmesi, yörüngelerin %98'inin 50 milyon yıl içinde kararsız hale geldiğini gösterdi.
Bu nedenle araştırmacılar, her şeyi tek bir düzlemde tutacak bir dizi yörünge özelliğini test ettiler. Bu, varyasyonlarının modellenmesinin %75'inin 50 milyon yılın ötesinde kararlı olduğu bir çözüm sağladı. Böylece araştırmacılar, sistemin en olası tanımı olarak bu çözümü benimsediler.
Bu yörüngeler, ν Octantis'teki gezegenin geriye doğru bir yörüngede olduğunu, yani sistemdeki küçük yıldızınkinden zıt yönde hareket ettiğini gösteriyor. Yörünge yaklaşık bir AB, yani merkezi yıldıza olan tipik mesafesi Dünya'nın Güneş'e olan mesafesine benziyor. Ancak yörünge biraz basık; yörüngenin bir yarısı merkezi yıldıza diğer yarısından önemli ölçüde daha yakın.
Ve kritik olarak, gezegenin tüm yörüngesi, küçük eşlikçi yıldızın yörüngesinin içinde yer alıyor. Sıkı bir ikili sistemin kütleçekim kuvvetleri, sistemin erken tarihinde bu alan içinde gezegenlerin oluşmasını engellemeliydi. Peki, gezegen bu kadar sıra dışı bir konfigürasyona nasıl ulaştı?
ν Octantis'te bulunan yıldızlardan birinin beyaz cüce olması bazı olası açıklamalar sunuyor. Beyaz cüceler, Güneş benzeri yıldızların helyum yakma döneminden geçip önemli ölçüde şişmesiyle oluşur. Bu süreçte yıldızın dış katmanları, kalan kütlesine zayıfça bağlı kalır. ν Octantis'in içindeki mesafelerde, bu durum, eşlikçi yıldızın dış katmanlarından önemli miktarda malzemenin çekilerek şimdi birincil yıldız olan yıldızın yüzeyine akmasına neden olabilirdi. Bunun net sonucu önemli bir kütle transferidir.
Bu durum, sistemin iç kısmına bir gezegenin yerleşmesine yol açan iki şeyden birini yapmış olabilir. Birincisi, transfer edilen malzemenin yakındaki yıldızın yüzeyine hemen dalması pek olası değildir. Süreç yeterince yavaşsa, kısa bir süre için gezegen oluşturan bir disk üretmiş olabilir - sistemin içinde bir gezegen oluşturacak kadar uzun bir süre.
Alternatif olarak, her iki yıldızın dışında yörüngede dönen gezegenler olsaydı, sistemin kütle dağılımındaki değişiklik yörüngelerini potansiyel olarak destabilize edebilirdi. Bu, gezegenler arasındaki etkileşimlerin birini içeri doğru sarmal şeklinde göndermesine neden olabilir ve sonunda şimdi bulduğumuz kararlı geriye doğru yörüngede yakalanmış olabilir.
Yazarlar, her iki senaryonun da oldukça nadir olması gerektiğini vurguluyorlar; bu da, ötegezegen çalışmalarımızın bu aşamasında buna benzer başka çok sayıda sistemin görüntülenmiş olmasının pek olası olmadığını gösteriyor. Yine de, HD 59686 adlı, geriye doğru yörüngede bir gezegeni olduğu görünen başka bir sıkı ikili sisteme işaret ediyorlar. Ancak ν Octantis'te olduğu gibi, veriler alternatif konfigürasyonları henüz dışlayacak kadar net değil. Yani, yine, daha fazla veriye ihtiyaç var.
