James Webb ukazuje, že vznik plynných obrů je závod s časem

Plynný obr potřebuje ke svému vzniku nejen pevné jádro, ale také obrovskou zásobu vodíku a helia. Ta se nachází v protoplanetárním disku, který obklopuje mladou hvězdu — jenže tento zdroj není trvalý. Materiál z disku postupně odvádějí výtrysky, hvězdné větry, akrece na hvězdu i její záření.

Nový průzkum vedený Namanem Bajajem z Arizonské univerzity tento proces zasazuje do širšího vývojového obrazu. Vědci využili archivní data z přístroje MIRI na Vesmírném teleskopu Jamese Webba a zkoumali 72 nakloněných, převážně takzvaných disků třídy II kolem mladých hvězd podobných Slunci. Výsledky publikované v časopise The Astronomical Journal ukazují, že způsob, jakým disky přicházejí o plyn, se s jejich stárnutím mění. 12

Jádro planety musí být rychlejší než mizení disku

Kamenné jádro se může proměnit v plynného obra pouze tehdy, pokud včas zachytí rozsáhlý obal z vodíku a helia. Jestliže se disk rozptýlí dříve, jádro zůstane kamenné, případně vznikne menší planeta s malým množstvím plynu. Vznik plynných obrů je proto podle studie doslova závodem mezi růstem atmosféry a úbytkem zásobníku plynu. 12

To platí i pro planety typu Jupiter. Průzkum neurčuje přesné datum vzniku našeho největšího světa, potvrzuje však základní podmínku: Jupiterovo jádro i jeho mohutná atmosféra se musely vytvořit v době, kdy mladá Sluneční soustava stále disponovala dostatečně masivním plynným diskem. 12

Co Webb odhalil u 72 systémů

Astronomové sledovali infračervené záření molekul a atomů, které slouží jako stopa materiálu unikajícího z disků. Rozšířená emise molekulárního vodíku nebo ionizovaného neonu se objevila u 66 ze 72 systémů. Tým identifikoval:

• 46 kuželovitých větrů molekulárního vodíku, které ukazují na širší odtok materiálu z disku;
• 40 rychlých výtrysků ionizovaného neonu, jež sledují užší a rychlejší proudy.

Každý systém s výtryskem ionizovaného neonu zároveň vykazoval známky širšího větru. Ve většině případů jej prozrazoval molekulární vodík, ve zbytku atomární kyslík. Toto spojení ukazuje, že úzký, rychlý výtrysk souvisí s rozsáhlejším procesem, který může odnášet plyn z oblasti, kde vznikají planety. 2

Nejde o jeden systém sledovaný nepřetržitě od narození až do dospělosti. Každý z 72 disků představuje jinou fázi raného vývoje. Jejich porovnání proto funguje jako série snímků, z níž vědci skládají přibližný film postupného rozptylování disku. 12

S věkem disku se mění způsob jeho čištění

Výsledný obraz odpovídá dvěma hlavním režimům, které se během prvních několika milionů let života planetární soustavy postupně střídají. 1

Raná fáze: magnetické výtrysky a molekulární větry

U hvězd s vyšší mírou akrece — tedy u hvězd, na něž z disku stále intenzivně dopadá materiál — se častěji objevovaly výtrysky a molekulární větry. To odpovídá ranému období, kdy odvod materiálu ovládají magnetohydrodynamické, tedy magneticky poháněné výtrysky a větry. Ty mohou z disku odvádět plyn v době, kdy disk zároveň aktivně zásobuje mladou hvězdu. 12

Pro rostoucí planetární jádro je to kritická část závodu. Plynu je ještě dost, ale stejné dynamické prostředí už začíná tuto zásobu vyčerpávat.

Pozdější fáze: slabší výtrysky a ztráty způsobené zářením

Jak akrece slábne, výtrysky se oslabují a nejprve mizí stopy teplejších molekulárních větrů. Zbylé odtoky jsou stále více atomární. Vědci tuto pozdější fázi interpretují jako období, kdy při čištění řidšího disku nabývá na významu hvězdné záření včetně fotoevaporace — procesu, při němž záření zahřívá a odnáší plyn. 12

Neznamená to, že by jeden mechanismus v jediném okamžiku nahradil druhý. Spíše se s vývojem soustavy mění jejich vzájemná důležitost. Pozorovaný přechod pomáhá určit, kdy k této změně dochází, současná data však ještě neposkytují úplný rozpočet hmoty odnášené jednotlivými větry. 12

Proč někde vzniknou plynní obři a jinde ne

Výsledky nabízejí fyzikální vysvětlení, proč mohou podobné mladé soustavy skončit s velmi odlišným uspořádáním planet. V jedné soustavě může jádro narůst dostatečně rychle a spustit intenzivní zachycování plynu. V jiné může disk přijít o většinu plynu dříve, než jádro této hranice dosáhne.

Výsledek ovlivňuje více faktorů: hmotnost disku, rychlost růstu jádra, historie akrece na hvězdu, síla magneticky poháněných odtoků i množství vysokoenergetického záření. Studie podporuje význam větrů při rozptylování disku, nepovažuje je však za jedinou příčinu, která rozhoduje o vzniku plynného obra. 2

Do tohoto obrazu zapadá i historie Sluneční soustavy. Je stará přibližně 4,6 miliardy let a její původní disk, v němž vznikly planety, už dávno zmizel. Dnešní podoba soustavy je tak výsledkem krátkého raného soupeření mezi růstem planet, akrecí materiálu na mladé Slunce a únikem plynu prostřednictvím výtrysků, větrů a záření. 12

Co je potřeba změřit dál

Samotné zjištění, které typy odtoků se objevují v různých vývojových fázích, ještě neříká, zda skutečně odnesly tolik plynu, aby ovlivnily vznik planet. Tým chce proto změřit rychlost úbytku hmoty u každého větru a určit poloměry částí disku, z nichž tyto odtoky vycházejí. 12

Taková měření mohou propojit infračervené signály s konkrétní otázkou: dokážou pozorované větry odvést plyn dostatečně rychle na to, aby změnily pravděpodobnost vzniku planety podobné Jupiteru? Odpověď pomůže rozlišit mezi přesvědčivým vývojovým scénářem a přímým měřením toho, jak rozptylování disků určuje konečnou podobu planetárních soustav.