У планет-гигантов есть космический дедлайн: что обнаружил «Джеймс Уэбб»

Исследование показывает, что протопланетные диски теряют газ поэтапно. Сначала в молодых и активно аккрецирующих системах доминируют мощные магнитные потоки молекулярного и атомного газа. Позже, когда приток вещества к звезде ослабевает, эти потоки становятся слабее, а оставшийся газ постепенно удаляется преимущественно атомными и, вероятно, фотоиспарительными ветрами. Так возникает короткое «окно» для формирования газовых гигантов — период, когда они ещё могут накопить водородно-гелиевые оболочки. 23

Что показал обзор 72 дисков

Команда проанализировала архивные данные прибора MIRI — инфракрасного инструмента космического телескопа «Джеймс Уэбб». В выборку вошли 72 в основном наклонённых протопланетных диска класса II. Пространственно разрешённое излучение молекулярного водорода (H₂) и ионизированного неона ([Ne II]) удалось обнаружить в 66 системах. 3

Исследователи выявили:

• конические ветры H₂ в 46 дисках;
• высокоскоростные джеты [Ne II] в 40 дисках. 3

В молодых системах, где звезда ещё активно получает вещество из диска, часто наблюдаются одновременно широкий молекулярный ветер H₂ и узкий быстрый неоновый джет. Такая картина согласуется с магнитогидродинамической моделью: магнитные поля направляют и ускоряют газ, выбрасывая его из области формирования планет. 35

Молекулярный водород отслеживает более широкий и медленный поток, тогда как неон сначала указывает на быстрый джет. Другие наблюдения JWST также показывают подобную «вложенную» структуру: узкий скоростной джет находится внутри более широкой полости, заполненной медленным потоком молекулярного водорода. 7

Как меняются ветры с возрастом звезды

По мере снижения аккреции — падения вещества на молодую звезду — обнаружения быстрых джетов [Ne II] и ветров H₂ становятся реже. При этом более горячие компоненты молекулярного водорода исчезают быстрее, чем холодные. В старых и слабо аккрецирующих системах чаще наблюдаются медленные низкоскоростные потоки [Ne II] и атомные ветры. 3

Исследователи трактуют это как эволюционную смену механизмов:

1. Ранняя стадия. Сильные магнитные поля запускают быстрые джеты и широкие ветры, содержащие молекулярный и атомный газ.
2. Переходная стадия. По мере истощения диска и ослабления аккреции магнитные выбросы становятся менее мощными, а молекулярная составляющая постепенно угасает.
3. Поздняя стадия. Разреженный диск уже не так эффективно экранирует рентгеновское и ультрафиолетовое излучение звезды. Оно нагревает верхние слои диска, и газ покидает систему в виде преимущественно атомного фотоиспарительного ветра. 23

Иными словами, сначала диск активно «выдувается» магнитными процессами, а затем его остатки медленнее рассеиваются под воздействием излучения молодой звезды.

Почему это важно для планет-гигантов

Юпитеру и другим газовым гигантам нужен достаточно массивный диск, из которого они могут быстро набрать водород и гелий. Когда джеты, магнитные ветры и последующее фотоиспарение удаляют этот запас, твёрдое ядро уже не может превратиться в полноценную планету-гигант. 2

Поэтому решающим фактором становится время формирования ядра. Если оно успевает вырасти достаточно рано, начинается быстрое накопление газа. Если же ядро формируется поздно, диск может оказаться почти опустошённым — тогда объект останется меньшим и получит лишь небольшую первичную атмосферу. Это вывод из наблюдаемой последовательности эволюции дисков, а не прямое наблюдение того, как конкретная планета меняет свой тип. 23

Для Солнечной системы, возраст которой оценивается примерно в 4,5–4,6 млрд лет, результат означает, что молодое Солнце, вероятно, прошло через похожие стадии: раннюю фазу магнитных ветров и более позднее фотоиспарительное очищение диска. Значит, Юпитер должен был собрать основную водородно-гелиевую оболочку в первые несколько миллионов лет, пока солнечная туманность ещё сохраняла достаточно газа. 2

Чего исследование пока не установило

Обзор хорошо показывает, как меняются наличие и форма джетов и ветров, но пока не даёт полного баланса потерь массы. Для этого нужны дополнительные наблюдения, одновременно разрешающие движение газа по скорости и его структуру в пространстве. Они должны помочь определить:

• сколько массы уносит каждый джет или ветер;
• из каких радиусов и вертикальных слоёв диска поступает газ в разные потоки;
• как меняются температура и скорость ветров с возрастом системы;
• сколько в действительности длится этап очистки диска, после которого формирование газовых гигантов становится невозможным. 34

Имеющихся материалов недостаточно, чтобы назвать универсальный точный срок рассеивания любого протопланетного диска или рассчитать единую скорость потери массы для каждого компонента ветра.