James Webb rivela la corsa contro il tempo per formare i pianeti giganti

Il materiale che alimenta la nascita di un gigante gassoso non è disponibile per sempre. Attorno alle stelle giovani ruotano dischi protoplanetari composti da gas e polveri: sono i serbatoi da cui prendono forma i pianeti. Ma questi dischi si consumano progressivamente, mentre getti, venti, accrescimento sulla stella e radiazione stellare ne disperdono la materia.

Un'indagine guidata da Naman Bajaj dell'University of Arizona ha trasformato questo processo in una sorta di linea del tempo evolutiva. Il gruppo ha analizzato osservazioni d'archivio del Mid-Infrared Instrument (MIRI) del James Webb Space Telescope, studiando 72 dischi inclinati — per lo più appartenenti alla classe II — attorno a stelle giovani simili al Sole. I risultati, pubblicati su The Astronomical Journal, indicano che il modo in cui i dischi perdono gas cambia con la loro evoluzione. 12

Il punto centrale: il nucleo del pianeta deve battere la dispersione del disco

Un nucleo roccioso può diventare un gigante gassoso soltanto se riesce a catturare un grande involucro di idrogeno ed elio mentre il disco circostante contiene ancora gas a sufficienza. Se il disco si svuota prima, il nucleo può restare simile a un pianeta roccioso oppure diventare un pianeta più piccolo e povero di gas.

La formazione di un gigante gassoso appare quindi come una gara tra due processi: la crescita rapida dell'involucro atmosferico e la dispersione del serbatoio di gas. 12

Questo quadro è particolarmente rilevante per pianeti come Giove. Lo studio non può stabilire la data esatta della formazione di Giove, ma rafforza il requisito fondamentale: il suo nucleo e la sua massiccia atmosfera dovettero assemblarsi quando il giovane Sistema solare conservava ancora un disco ricco di gas. 12

Che cosa ha osservato Webb nei 72 dischi

I ricercatori hanno usato l'emissione infrarossa di molecole e atomi come traccia della materia che si allontana dai dischi. Emissioni estese di idrogeno molecolare o neon ionizzato sono state rilevate in 66 dei 72 sistemi. Nel campione sono stati identificati:

• 46 venti conici di idrogeno molecolare, che indicano deflussi più ampi di materiale del disco;
• 40 getti di neon ionizzato ad alta velocità, associati a flussi più rapidi e concentrati.

Ogni sistema in cui era presente un getto di neon ionizzato mostrava anche indizi di un vento più esteso. Nella maggior parte dei casi, questo deflusso più ampio era tracciato dall'idrogeno molecolare; nei restanti sistemi era invece indicato dall'ossigeno atomico. L'associazione collega il getto stretto e veloce a un processo più vasto, capace di sottrarre gas all'ambiente in cui si formano i pianeti. 2

Il campione non rappresenta un singolo sistema osservato senza interruzioni dalla nascita alla maturità. I 72 dischi si trovano in fasi diverse dello sviluppo iniziale. Confrontarli permette di ricostruire una sequenza evolutiva: una serie di istantanee utilizzate per capire come cambia nel tempo la dispersione del disco. 12

La dispersione del gas cambia con l'età

Il modello osservato è compatibile con due grandi regimi di dispersione, attivi in successione durante i primi milioni di anni della vita di un sistema planetario. 1

All'inizio: getti magnetici e venti molecolari

I sistemi con tassi di accrescimento stellare più elevati avevano maggiori probabilità di mostrare getti e venti molecolari. Questa correlazione è coerente con una fase iniziale in cui getti e venti magnetoidrodinamici — cioè guidati dai campi magnetici — dominano la rimozione del materiale del disco.

I deflussi possono portare via il gas mentre il disco sta ancora alimentando attivamente la stella giovane. 12 Per un nucleo planetario in crescita, è la fase più delicata della gara: il gas è ancora abbondante, ma l'ambiente che lo contiene ha già iniziato a svuotarsi.

Più avanti: getti più deboli e perdita guidata dalla radiazione

Quando l'accrescimento diminuisce, i getti si indeboliscono e le tracce dei venti molecolari più caldi svaniscono per prime. I deflussi rimanenti diventano sempre più atomici. I ricercatori interpretano questa fase come un momento in cui la radiazione stellare, inclusa la fotoevaporazione, assume un ruolo maggiore nella dispersione del disco ormai più sottile. 12

Non significa che un meccanismo sostituisca istantaneamente l'altro. Piuttosto, cambia il peso relativo dei diversi processi mentre il sistema stella-disco evolve. La transizione osservata aiuta a stabilire quando avviene questo cambiamento, anche se le statistiche attuali non forniscono ancora il bilancio completo della massa perduta da ciascun vento. 12

Perché alcuni sistemi formano giganti gassosi e altri no

I risultati offrono una spiegazione fisica del motivo per cui sistemi giovani simili possono sviluppare architetture planetarie molto diverse. Un sistema può produrre un gigante gassoso se un nucleo raggiunge abbastanza presto una massa sufficiente per iniziare a catturare rapidamente l'involucro atmosferico. Un altro può perdere gran parte del gas del disco prima di raggiungere quella soglia.

Sul risultato possono incidere diversi fattori: la massa del disco, la velocità di crescita del nucleo, la storia dell'accrescimento stellare, l'intensità dei deflussi magnetici e il livello di radiazione ad alta energia della stella. L'indagine sostiene che la dispersione del disco guidata dai venti sia un elemento importante di questa variabilità, ma non l'unico fattore che determina la nascita di un gigante gassoso. 2

Che cosa suggerisce per Giove e per il Sistema solare

Il Sistema solare ha oggi circa 4,6 miliardi di anni e il suo disco protoplanetario originario è scomparso da tempo. I pianeti che osserviamo oggi sono quindi il risultato di una competizione iniziata in una finestra breve della storia del sistema: la crescita dei pianeti, il materiale che cadeva verso il giovane Sole e il gas espulso da getti, venti e radiazione. 12

Nel caso di Giove, lo studio rafforza l'idea che il nucleo abbia dovuto formarsi e catturare la maggior parte del suo involucro mentre il disco solare era ancora abbastanza ricco da rifornirlo. Se la dispersione avesse prevalso troppo presto, la costruzione di un'atmosfera paragonabile a quella di Giove sarebbe stata molto più difficile. 12

Il prossimo passo: pesare il gas che sfugge

Stabilire quali deflussi compaiano nelle diverse fasi evolutive è soltanto il primo passo. La loro semplice presenza non dice ancora se abbiano rimosso gas a sufficienza per condizionare davvero la formazione dei pianeti.

Il gruppo intende ora misurare il tasso di perdita di massa di ciascun vento e determinare i raggi del disco da cui i venti vengono lanciati. 12

Queste misure potranno collegare le firme infrarosse a una domanda quantitativa: i deflussi osservati riescono a rimuovere il gas abbastanza rapidamente da modificare la probabilità di formare un pianeta simile a Giove? La risposta aiuterà a capire se la sequenza evolutiva ricostruita corrisponda anche a una misura diretta del modo in cui la dispersione dei dischi determina l'architettura finale dei sistemi planetari.