James Webb paljasti, miten nuorten aurinkokuntien kaasu katoaa

James Webb -avaruusteleskoopin laaja havaintosarja antaa uuden kuvan siitä, miten planeettoja synnyttävä kaasu häviää nuorten tähtien ympäriltä. Protoplanetaariset kiekot eivät tyhjene yhden ainoan mekanismin seurauksena, vaan kaasun poistuminen näyttää etenevän vaiheittain: aluksi kaasua kuljettavat voimakkaat magneettiset ulosvirtaukset, ja myöhemmin tähden säteily alkaa puhaltaa jäljellä olevan kaasun avaruuteen. 23

Tämä tekee planeettojen synnystä eräänlaisen kilpajuoksun aikaa vastaan. Kaasujättiläisen, kuten Jupiterin, on saatava vety- ja heliumkuorensa ennen kuin kiekko menettää kaasureservinsä.

Mitä 72 kiekon tutkimus paljasti?

Tutkimusryhmä analysoi James Webb -teleskoopin keski-infrapuna-alueella toimivan MIRI-instrumentin (Mid-Infrared Instrument) havaintoja 72 enimmäkseen niin sanotun luokan II nuoresta ja kallellaan olevasta kiekosta. 66 järjestelmässä pystyttiin erottamaan molekyylivedyn (H₂) ja ionisoituneen neonin ([Ne II]) päästöjä avaruudellisesti. Kartiomaisia H₂-tuulia löytyi 46 kiekosta ja suurinopeuksisia [Ne II] -suihkuja 40:stä. 3

Havainnot paljastivat kaksi toisiinsa liittyvää rakennetta:

• H₂ jäljittää laajempaa, molekyylikaasusta koostuvaa tuulta.
• [Ne II] näkyy erityisesti nopeassa ja kapeasti suuntautuneessa suihkussa.

Aiemmat James Webb -havainnot tukevat samaa kuvaa: nopea, kollimoitunut suihku voi sijaita laajemman ja hitaamman molekyylivetytuulen sisällä. 7

Nuorissa tähdissä, jotka vielä keräävät aktiivisesti ainetta kiekostaan, esiintyy usein sekä leveitä H₂-tuulia että nopeita neon-suihkuja. Tämä sopii magnetohydrodynaamiseen malliin, jossa kaasu kiihtyy ja virtaa ulos magneettikentän rakenteita pitkin. 35

Kiekon ikääntyessä tuulet muuttuvat

Kun aineen putoaminen kiekosta tähden pinnalle vähenee, myös nopeiden [Ne II] -suihkujen ja H₂-tuulten havaitseminen vähenee. Kuumimmat H₂-komponentit hiipuvat viileämpiä komponentteja nopeammin. Vähäisen kertymisen järjestelmissä näkyy puolestaan useammin hitaampia ja pienemmän nopeuden [Ne II] -virtauksia sekä atomituulia. 3

Tutkijoiden tulkinta on, että kyseessä on tähtijärjestelmän kehityksen kannalta tärkeä vaihtumiskohta:

1. Varhaisessa vaiheessa magneettikentät kuljettavat ulos runsaasti molekyyli- ja atomikaasua. Voimakkaat suihkut ja tuulet voivat myös estää nuoren tähden röntgensäteilyn pääsyn syvälle kiekkoon. 23
2. Kertymisen heikentyessä magneettiset suihkut ja molekyylituulet vaimenevat.
3. Myöhemmässä vaiheessa tähden röntgen- ja ultraviolettisäteily pääsee ohuemman materiaalin läpi. Säteily lämmittää kiekon pintakaasua niin paljon, että se karkaa atomituulena. Tätä prosessia kutsutaan fotoevaporaatioksi. 23

Fotoevaporaatio on tässä yhteydessä suhteellisen lempeämpi mutta tehokas tapa poistaa kiekon viimeiset kaasujäämät.

Miksi löydös on tärkeä jättiläisplaneetoille?

Jupiterin kaltainen planeetta tarvitsee ympärilleen riittävän massiivisen kaasukiekon, jotta sen kiinteä ydin voi kerätä paksun vety- ja heliumvaipan. Kun magneettiset suihkut, tuulet ja lopulta fotoevaporaatio poistavat tämän kaasureservin, ydin ei enää pysty kasvamaan kaasujättiläiseksi. 2

Siksi planeetan ytimen muodostumisen ajoitus on ratkaiseva. Varhain riittävän suureksi kasvava ydin voi käynnistää nopean kaasun kertymisen ja kehittyä jättiläisplaneetaksi. Muutoin samanlainen ydin voi syntyä liian myöhään, kun kiekko on jo ehtynyt tai lähes tyhjä kaasusta. Tällöin lopputuloksena voi olla pienempi planeetta, jolla on vain vähän alkuperäistä kaasukehää. Tämä on havaittuun kiekkojen kehityskulkuun perustuva johtopäätös, ei suora havainto planeettojen muuttumisesta tyypistä toiseen. 23

Aurinkokunnan kannalta tulos tarkoittaa, että nuori Aurinko on todennäköisesti käynyt läpi samanlaisen kehityksen: ensin voimakkaiden magneettisten tuulten vaiheen ja myöhemmin fotoevaporaation kiihdyttämän kaasun poistumisen. Jupiterin oli siis koottava suuri kaasukehänsä aurinkokunnan ensimmäisten miljoonien vuosien aikana, ennen kuin aurinkosumun kaasu hävisi. 2

Kuinka nopeasti kaasu todella poistuu?

Tutkimus osoittaa, miten ulosvirtaukset muuttuvat ja millaisia muotoja ne saavat, mutta se ei vielä määritä tarkasti jokaisen tuulen tai suihkun massahäviötä. Seuraavaksi tarvitaan sekä nopeuden että sijainnin erottavia havaintoja molekyyli- ja atomikaasun merkkiaineista. Niiden avulla voidaan selvittää:

• kuinka paljon massaa kukin suihku tai tuuli kuljettaa pois;
• miltä kiekon säteiltä ja korkeuksilta ulosvirtaava kaasu on peräisin;
• millaisia lämpötiloja ja nopeuksia tuulilla on ja miten ne muuttuvat; sekä
• kuinka kauan kaasun poistuminen kestää ja milloin jättiläisplaneettojen muodostumiselle avoin aikaikkuna sulkeutuu. 34

Nykyisten aineistojen perusteella ei ole vielä riittävästi näyttöä yhden täsmällisen, kaikille tähtijärjestelmille pätevän kaasunhäviön määräajan tai kullekin tuulikomponentille ominaisen massahäviönopeuden määrittämiseen.