研究結果顯示，原行星盤——即圍繞新生恆星、日後孕育行星的氣體和塵埃盤——會按一個具階段性的次序失去氣體：早期是強勁、由磁場驅動的分子風和原子流出佔主導；後期磁噴流轉弱，恆星的X射線和紫外線便能加熱盤面，推動較溫和、主要由原子組成的光蒸發風，清走剩餘氣體。這形成一個短暫的「原行星盤倒數時間」，氣態巨行星必須在這段時間內吸積足夠的氫氦包層。23

72個原行星盤觀察到甚麼？

研究團隊利用詹姆斯・韋伯太空望遠鏡（JWST）的中紅外儀器MIRI，分析72個大多屬於Class II、而且以較大傾角觀測的原行星盤。當中66個系統偵測到有空間延伸的分子氫（H₂）及電離氖（[Ne II]）發射；研究人員在46個盤辨認出錐形H₂風，在40個盤辨認出高速[Ne II]噴流。3

較年輕而且仍然有大量物質跌入恆星的系統，通常同時呈現兩種特徵：範圍較闊的H₂分子風，以及高速、較為集中成束的氖噴流。這種組合符合磁流體力學流出模型，即氣體沿着磁場結構被加速，離開原行星盤。35

兩種示蹤物反映的氣體區域亦有分別：H₂主要追蹤較闊、較慢的分子風，而氖在早期較常追蹤快速噴流。其他JWST觀察同樣發現，狹窄而高速的噴流會嵌套在較闊、速度較低的H₂流出結構之內。7

隨恆星變老，風和噴流如何轉變？

當恆星吸積率下降，高速[Ne II]噴流和H₂分子風的偵測率亦會減少；在H₂之中，溫度較高的成分更快變得微弱，較冷的成分則相對持久。低吸積率的原行星盤，較常見的是速度較慢、低速的[Ne II]流出和其他原子風。3

這反映一個由磁驅動流出轉向光蒸發的演化過程：

1. 早期：磁場主導。 新生恆星吸積活躍，磁場把氣體沿磁力線導出，形成高速噴流及廣闊的分子、原子風。
2. 中期：流出逐步減弱。 隨着盤內物質減少，吸積下降，高速噴流和分子風亦變得不常見。
3. 後期：輻射清盤。 盤變得稀薄後，恆星的X射線和紫外線較容易照到盤面，加熱氣體，令原子氣體逃離系統；這個過程稱為光蒸發。23

點解會影響巨行星形成？

像木星一樣的氣態巨行星，需要在原行星盤仍然擁有大量氣體時，吸積由氫和氦組成的大氣層。當磁噴流、分子風，以及後來的光蒸發逐步抽走氣體，盤內可供吸積的儲備便會消失；即使已經形成岩石核心，亦未必再有足夠氣體長成氣態巨行星。2

因此，核心幾時形成十分關鍵：如果核心夠早變得龐大，便可能觸發快速氣體吸積，成為巨行星；如果類似的核心太遲才完成，遇上的可能已是一個氣體大幅耗盡、甚至幾乎沒有氣體的原行星盤，最終只會成為較小的行星，保留很少原始大氣。要留意，這是根據觀察到的原行星盤演化次序作出的推論，並不是直接觀察到行星由一種類型變成另一種類型。23

對現時約有45億至46億年歷史的太陽系來說，結果暗示年輕太陽很可能同樣經歷過早期的磁風階段，之後再進入由光蒸發清盤的階段。換句話說，木星必須在太陽系誕生後最初幾百萬年內，趁太陽星雲的氣體尚未被大量帶走之前，建立起今日所見的厚重大氣包層。2

目前仍未知道的問題

今次調查清楚展示了不同流出結構的出現率和形態如何隨系統演化，但尚未完整量度每一種風和噴流實際帶走多少質量。後續研究仍需以具速度分辨率和空間分辨率的觀測，追蹤分子及原子示蹤物，從而確定：

• 每個噴流或風實際帶走多少質量；
• 原行星盤的哪些半徑和垂直層次供應這些流出；
• 各種風的溫度、速度，以及它們怎樣隨時間演變；
• 清走盤內氣體、結束巨行星形成窗口的實際時間尺度。34

以目前提供的資料，仍不足以提出一個適用於所有系統的精確清盤期限，亦不足以為每一種風的質量流失率提供統一的定量數字。

研究結果顯示，原行星盤——即圍繞新生恆星、日後孕育行星的氣體和塵埃盤——會按一個具階段性的次序失去氣體：早期是強勁、由磁場驅動的分子風和原子流出佔主導；後期磁噴流轉弱，恆星的X射線和紫外線便能加熱盤面，推動較溫和、主要由原子組成的光蒸發風，清走剩餘氣體。這形成一個短暫的「原行星盤倒數時間」，氣態巨行星必須在這段時間內吸積足夠的氫氦包層。23

72個原行星盤觀察到甚麼？

研究團隊利用詹姆斯・韋伯太空望遠鏡（JWST）的中紅外儀器MIRI，分析72個大多屬於Class II、而且以較大傾角觀測的原行星盤。當中66個系統偵測到有空間延伸的分子氫（H₂）及電離氖（[Ne II]）發射；研究人員在46個盤辨認出錐形H₂風，在40個盤辨認出高速[Ne II]噴流。3

較年輕而且仍然有大量物質跌入恆星的系統，通常同時呈現兩種特徵：範圍較闊的H₂分子風，以及高速、較為集中成束的氖噴流。這種組合符合磁流體力學流出模型，即氣體沿着磁場結構被加速，離開原行星盤。35

兩種示蹤物反映的氣體區域亦有分別：H₂主要追蹤較闊、較慢的分子風，而氖在早期較常追蹤快速噴流。其他JWST觀察同樣發現，狹窄而高速的噴流會嵌套在較闊、速度較低的H₂流出結構之內。7

隨恆星變老，風和噴流如何轉變？

當恆星吸積率下降，高速[Ne II]噴流和H₂分子風的偵測率亦會減少；在H₂之中，溫度較高的成分更快變得微弱，較冷的成分則相對持久。低吸積率的原行星盤，較常見的是速度較慢、低速的[Ne II]流出和其他原子風。3

這反映一個由磁驅動流出轉向光蒸發的演化過程：

1. 早期：磁場主導。 新生恆星吸積活躍，磁場把氣體沿磁力線導出，形成高速噴流及廣闊的分子、原子風。
2. 中期：流出逐步減弱。 隨着盤內物質減少，吸積下降，高速噴流和分子風亦變得不常見。
3. 後期：輻射清盤。 盤變得稀薄後，恆星的X射線和紫外線較容易照到盤面，加熱氣體，令原子氣體逃離系統；這個過程稱為光蒸發。23

點解會影響巨行星形成？

像木星一樣的氣態巨行星，需要在原行星盤仍然擁有大量氣體時，吸積由氫和氦組成的大氣層。當磁噴流、分子風，以及後來的光蒸發逐步抽走氣體，盤內可供吸積的儲備便會消失；即使已經形成岩石核心，亦未必再有足夠氣體長成氣態巨行星。2

因此，核心幾時形成十分關鍵：如果核心夠早變得龐大，便可能觸發快速氣體吸積，成為巨行星；如果類似的核心太遲才完成，遇上的可能已是一個氣體大幅耗盡、甚至幾乎沒有氣體的原行星盤，最終只會成為較小的行星，保留很少原始大氣。要留意，這是根據觀察到的原行星盤演化次序作出的推論，並不是直接觀察到行星由一種類型變成另一種類型。23

對現時約有45億至46億年歷史的太陽系來說，結果暗示年輕太陽很可能同樣經歷過早期的磁風階段，之後再進入由光蒸發清盤的階段。換句話說，木星必須在太陽系誕生後最初幾百萬年內，趁太陽星雲的氣體尚未被大量帶走之前，建立起今日所見的厚重大氣包層。2

目前仍未知道的問題

今次調查清楚展示了不同流出結構的出現率和形態如何隨系統演化，但尚未完整量度每一種風和噴流實際帶走多少質量。後續研究仍需以具速度分辨率和空間分辨率的觀測，追蹤分子及原子示蹤物，從而確定：

• 每個噴流或風實際帶走多少質量；
• 原行星盤的哪些半徑和垂直層次供應這些流出；
• 各種風的溫度、速度，以及它們怎樣隨時間演變；
• 清走盤內氣體、結束巨行星形成窗口的實際時間尺度。34

以目前提供的資料，仍不足以提出一個適用於所有系統的精確清盤期限，亦不足以為每一種風的質量流失率提供統一的定量數字。