El James Webb muestra cómo los vientos estelares despejan los discos donde nacen los planetas

Los planetas gigantes parecen formarse contra reloj. Un estudio con el telescopio espacial James Webb sugiere que los discos de gas y polvo que rodean a las estrellas jóvenes se vacían siguiendo una secuencia: al principio predominan los chorros rápidos y los vientos moleculares impulsados por campos magnéticos; más tarde, cuando cae la actividad de acreción, ganan importancia los vientos atómicos y la fotoevaporación. 23

En otras palabras, el mismo material que permite construir planetas gigantes también puede ser expulsado del sistema antes de que esos mundos terminen de crecer.

Qué encontró el estudio de 72 discos

El equipo analizó datos de archivo del instrumento MIRI, el espectrómetro de infrarrojo medio del James Webb, obtenidos para 72 discos protoplanetarios inclinados y, en su mayoría, pertenecientes a sistemas de clase II. Estas observaciones permiten estudiar sistemas que ya han superado las etapas más tempranas de formación estelar. 3

Se detectaron emisiones extendidas de hidrógeno molecular (H₂) y de neón ionizado ([Ne II]) en 66 de los 72 sistemas. Además, los investigadores identificaron:

• vientos cónicos de H₂ en 46 discos;
• chorros de [Ne II] de alta velocidad en 40 sistemas. 3

El H₂ revela principalmente un viento molecular más ancho, mientras que el neón ionizado puede señalar un chorro más rápido y concentrado. Esta estructura encaja con observaciones independientes del James Webb que muestran un chorro estrecho y veloz dentro de un flujo molecular de H₂ más amplio y lento. 7

Del viento magnético a la fotoevaporación

Los sistemas jóvenes que todavía acumulan grandes cantidades de material sobre su estrella suelen mostrar tanto vientos moleculares amplios como chorros de neón rápidos. El patrón es compatible con flujos magnetohidrodinámicos: el gas se acelera y escapa siguiendo estructuras organizadas por los campos magnéticos de la estrella y del disco. 35

Con el paso del tiempo, la acreción disminuye. En paralelo, se vuelven menos frecuentes las detecciones de chorros rápidos de [Ne II] y de vientos de H₂. Los componentes de H₂ más calientes desaparecen antes que los más fríos, mientras que los discos con poca acreción tienden a mostrar emisiones de [Ne II] más lentas y vientos atómicos. 3

La interpretación propuesta es un relevo entre mecanismos. Durante los primeros millones de años, los vientos magnéticos son lo bastante intensos como para expulsar grandes cantidades de gas y bloquear parte de la radiación energética de la estrella. Cuando esos flujos se debilitan y el disco se vuelve más tenue, los rayos X y la radiación ultravioleta pueden alcanzar sus capas superficiales, calentarlas y hacer que el gas escape. Este proceso se conoce como fotoevaporación y produce un viento atómico relativamente más lento. 23

Por qué esta secuencia importa para Júpiter y otros gigantes

Un planeta similar a Júpiter necesita un disco con suficiente gas para acumular una envoltura de hidrógeno y helio. Si los chorros, los vientos magnéticos y, finalmente, la fotoevaporación eliminan ese reservorio, un núcleo rocoso puede quedarse sin material para convertirse en un gigante gaseoso. 2

Por eso el momento de formación del núcleo es crucial. Un núcleo que alcanza una masa suficiente pronto puede iniciar una rápida acumulación de gas y crecer hasta convertirse en un planeta gigante. Otro núcleo parecido que termine de formarse más tarde podría encontrar un disco empobrecido o ya sin gas, y permanecer como un mundo más pequeño con una atmósfera primordial mucho más limitada. Esta es una consecuencia inferida de la secuencia observada en la evolución de los discos, no una observación directa de planetas cambiando de categoría. 23

Aplicado al Sistema Solar, el resultado sugiere que el Sol joven probablemente atravesó una fase inicial de vientos magnéticos y otra posterior de limpieza fotoevaporativa. Júpiter tuvo que reunir su gran envoltura gaseosa durante los primeros millones de años, antes de que la nebulosa solar perdiera la mayor parte de su gas. 2

Lo que todavía no se sabe

El estudio establece cómo cambia la presencia y la forma de los chorros y vientos, pero todavía no determina por completo cuánta masa pierde cada componente. Para calcular el presupuesto total de pérdida de gas, serán necesarias mediciones con resolución espacial y de velocidad de distintos trazadores moleculares y atómicos. 34

Entre las preguntas pendientes están:

• cuánta masa transporta cada chorro o viento;
• desde qué radios y capas verticales del disco se alimentan;
• cuáles son sus temperaturas y velocidades;
• cómo evolucionan con la edad de la estrella; y
• cuánto dura realmente la fase de despeje que pone fin a la oportunidad de formar planetas gigantes. 34

Los datos disponibles no permiten establecer todavía una fecha límite universal ni una tasa de pérdida de masa precisa para cada tipo de viento.