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JWST svela come i venti dei dischi protoplanetari fissano una scadenza ai giganti gassosi
Un’indagine JWST/MIRI su 72 dischi giovani mostra una transizione da forti venti molecolari e getti magnetici a venti atomici più lenti, probabilmente guidati dalla fotoevaporazione. Emissioni di idrogeno molecolare o neon ionizzato sono state rilevate in 66 sistemi; i ricercatori hanno identificato venti conici di...
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Research answer
Key takeaways
- Un’indagine JWST/MIRI su 72 dischi giovani mostra una transizione da forti venti molecolari e getti magnetici a venti atomici più lenti, probabilmente guidati dalla fotoevaporazione.
- Emissioni di idrogeno molecolare o neon ionizzato sono state rilevate in 66 sistemi; i ricercatori hanno identificato venti conici di H₂ in 46 dischi e getti ad alta velocità di [Ne II] in 40.
- Quando l’accrescimento diminuisce, il serbatoio di gas necessario a costruire un’atmosfera simile a quella di Giove si assottiglia: i nuclei che crescono tardi possono quindi restare pianeti più piccoli e poveri di at...
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Il James Webb Space Telescope sta offrendo agli astronomi una visione sempre più nitida del conto alla rovescia che governa la formazione dei pianeti giganti: il periodo in cui il disco di gas e polveri attorno a una stella giovane contiene ancora abbastanza materiale per costruire nuovi mondi.
Un’indagine del telescopio spaziale, condotta con il Mid-Infrared Instrument (MIRI) su 72 dischi protoplanetari osservati quasi di taglio, ha individuato una possibile sequenza evolutiva. Nelle fasi iniziali, quando la stella sta ancora accumulando materia, sono più evidenti i venti molecolari intensi e i getti veloci alimentati dai campi magnetici. Con il calo dell’accrescimento, questi deflussi si indeboliscono e diventano più importanti venti atomici e più lenti. In seguito, la radiazione ad alta energia della stella può riscaldare il gas residuo e disperderlo attraverso la fotoevaporazione. 1
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Il risultato non implica che tutti i sistemi planetari abbiano la stessa scadenza precisa. Mostra però perché il momento in cui un nucleo planetario cresce e comincia a catturare gas può determinare il suo destino: diventare un gigante gassoso oppure rimanere un mondo più piccolo.
Che cosa ha trovato JWST nei 72 dischi
Il gruppo di ricerca ha analizzato dati d’archivio raccolti da MIRI, cercando le emissioni dell’idrogeno molecolare, H₂, e del neon ionizzato, [Ne II]. Queste due tracce permettono di seguire il gas che si allontana dal disco. Un’emissione estesa di H₂ e/o [Ne II] è stata rilevata in 66 dei 72 sistemi. I ricercatori hanno inoltre riconosciuto venti conici di H₂ in 46 dischi e getti di [Ne II] ad alta velocità in 40. 2
I due traccianti mostrano componenti differenti della struttura dei deflussi:
- L’idrogeno molecolare evidenzia venti molecolari ampi e caldi che si estendono sopra e fuori dal disco.
- Il neon ionizzato può indicare gas atomico più caldo, compresi getti rapidi e collimati, oltre a venti più lenti tipici di sistemi in una fase evolutiva più avanzata.
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Il quadro è coerente con precedenti osservazioni di JWST, nelle quali un getto stretto e veloce risultava immerso in un deflusso più ampio e lento di idrogeno molecolare. 5
Il vento cambia con l’età della stella
Le stelle giovani ricevono ancora gas dal disco che le circonda. In questa fase, venti molecolari estesi e getti veloci tendono a comparire insieme. I campi magnetici possono sollevare il gas dal disco e incanalarlo verso l’esterno, generando potenti deflussi magnetoidrodinamici. Alcuni di questi venti raggiungono velocità dell’ordine di decine di miglia al secondo, secondo la sintesi dell’Università dell’Arizona. 1
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Quando l’accrescimento rallenta, diminuiscono le rilevazioni dei forti venti di H₂ e dei getti di [Ne II] ad alta velocità. I deflussi rimasti sono invece prevalentemente atomici e più lenti. Le osservazioni sostengono così il passaggio tra due grandi meccanismi che agiscono durante le prime fasi di un sistema planetario: prima i venti magnetici, poi i venti termici o fotoevaporativi guidati dalla radiazione. 1
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Il passaggio può essere riassunto in tre fasi:
- All’inizio dominano i deflussi magnetici. Le strutture del campo magnetico accelerano il gas dalle regioni interne ed esterne del disco.
- Il disco si assottiglia. Quando diminuiscono sia l’accrescimento sia l’attività dei deflussi, la radiazione ad alta energia della stella riesce a penetrare più in profondità.
- La fotoevaporazione rimuove il gas residuo. I raggi X e la radiazione ultravioletta riscaldano la superficie del disco finché il gas riesce a sfuggire sotto forma di vento più lento e in gran parte atomico.
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L’evoluzione delle emissioni di H₂ e [Ne II] diventa quindi una sorta di indicatore della progressiva perdita del serbatoio di gas da cui nascono i pianeti.
Perché il tempo è decisivo per un pianeta simile a Giove
Per formare un gigante gassoso non basta costruire un nucleo roccioso o ghiacciato. Quel nucleo deve catturare una grande atmosfera di idrogeno ed elio mentre il disco protoplanetario contiene ancora gas in abbondanza. Quando la dispersione del disco elimina quel serbatoio, un nucleo che raggiunge tardi la massa necessaria non può più seguire lo stesso percorso di accrescimento rapido verso un pianeta simile a Giove.
Si crea così un effetto legato alla tempistica:
- un nucleo che diventa abbastanza massiccio quando il disco è ancora ricco di gas può iniziare ad accumulare rapidamente un involucro atmosferico;
- un nucleo simile, ma arrivato a quella fase dopo che venti intensi e fotoevaporazione hanno impoverito il disco, può rimanere più piccolo e conservare soltanto un’atmosfera primordiale ridotta.
Questa è una conseguenza dedotta dalla sequenza osservata nell’evoluzione dei dischi, non l’osservazione diretta di pianeti che cambiano categoria. Lo studio mostra come cambia la disponibilità di gas; l’esito finale dipende anche dalla crescita del nucleo, dalla struttura del disco e da altre condizioni del sistema. 2
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La transizione tra i meccanismi di dispersione si colloca nel quadro dei primi 10 milioni di anni di vita di un sistema planetario. Tuttavia, il gas necessario alla formazione dei giganti può scomparire molto prima in un singolo sistema. Le prove disponibili indicano quindi una finestra temporale breve, non una scadenza universale misurata con precisione. 1
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Che cosa significa per il Sistema Solare
Il Sistema Solare ha circa 4,5–4,6 miliardi di anni, ma Giove si è formato quando il giovane Sole era ancora circondato da un disco protoplanetario ricco di gas. Se il Sole ha seguito una sequenza simile a quella osservata nei sistemi studiati, il nucleo di Giove dovette catturare il suo grande involucro di idrogeno ed elio prima che i venti magnetici e, in seguito, la fotoevaporazione rimuovessero gran parte del gas della nebulosa solare.
JWST non ha osservato direttamente la nascita di Giove. Le sue osservazioni forniscono però un quadro fisico per capire perché la tempistica sia così importante: la quantità di gas nel disco non è costante e i meccanismi che lo disperdono cambiano con l’evoluzione della stella. 1
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Che cosa devono ancora misurare gli astronomi
L’indagine su 72 dischi descrive con grande dettaglio la presenza e la morfologia dei deflussi, ma non fornisce ancora un bilancio completo della massa persa per ogni componente del vento. Il prossimo passo sarà collegare in modo più preciso le emissioni osservate alla quantità di gas che abbandona ciascun disco.
Le future osservazioni, risolte sia nello spazio sia in velocità, dovranno stabilire:
- quanta massa viene trasportata da ciascun vento molecolare, vento atomico e getto;
- quali regioni del disco alimentano ogni deflusso;
- quali strati verticali vengono rimossi;
- come cambiano temperatura e velocità dei venti; e
- quanto rapidamente il gas residuo viene eliminato dopo il passaggio alla fotoevaporazione.
Queste misure permetteranno di trasformare la sequenza osservata in una stima quantitativa della durata della formazione dei giganti gassosi. Per ora, il risultato più solido di JWST riguarda l’ordine degli eventi: i dischi giovani mostrano deflussi molecolari e magnetici più intensi, passano progressivamente a venti atomici e finiscono per perdere il gas che rende possibili atmosfere simili a quella di Giove.
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Sources
nature.comThe nested morphology of disk winds from young stars revealed by JWST/NIRSpec observations