Dyski protoplanetarne wokół małomasywnych gwiazd są inne
JWST odkrywa dużą różnorodność gazów bogatych w węgiel, które służą jako składniki przyszłych planet wokół małomasywnych gwiazd.
Artystyczna wizja dysku protoplanetarnego wokół ISO-ChaI 147, gwiazdy o bardzo małej masie. Źródło: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO) / MPIA
Korzystając z Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba (JWST), zespół astronomów zbadał właściwości dysku protoplanetarnego wokół młodej gwiazdy o bardzo małej masie. Wyniki ujawniają najbogatszy skład węglowodorów zaobserwowany do tej pory w dysku protoplanetarnym, w tym pierwszą pozasłoneczną detekcję etanu i stosunkowo niską obfitość rodzajów zawierających tlen. Uwzględniając wcześniejsze podobne detekcje, odkrycie to potwierdza trend dysków wokół gwiazd o bardzo niskiej masie, które różnią się chemicznie od tych wokół bardziej masywnych gwiazd, takich jak Słońce, wpływając na atmosfery tworzących się tam planet.
Planety tworzą się w dyskach gazu i pyłu krążących wokół młodych gwiazd. Projekt MIRI Mid-INfrared Disk Survey (MINDS), prowadzony przez Thomasa Henninga z Instytutu Astronomii Maxa Plancka (MPIA) w Heidelbergu w Niemczech, ma na celu stworzenie reprezentatywnej próbki dysków. Badając ich właściwości chemiczne i fizyczne za pomocą instrumentu MIRI (Mid-Infrared Instrument) na pokładzie Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba, współpraca łączy te dyski z właściwościami planet, które potencjalnie mogą się tam formować. W nowych badaniach zespół naukowców zbadał okolice gwiazdy o bardzo niskiej masie 0,11 masy Słońca (znanej jako ISO-ChaI 147), których wyniki ukazały się w czasopiśmie Science.
JWST otwiera nowe okno na chemię dysków protoplanetarnych
Obserwacje te nie są możliwe z Ziemi, ponieważ odpowiednie emisje gazów są pochłaniane przez atmosferę – wyjaśniła główna autorka Aditya Arabhavi z University of Groningen w Holandii. Wcześniej mogliśmy zidentyfikować jedynie emisję acetylenu (C2H2) z tego obiektu. Jednak wyższa czułość JWST i rozdzielczość spektralna jego instrumentów pozwoliły nam wykryć słabą emisję z mniej obfitych cząsteczek.
W ramach projektu MINDS odkryto gaz o temperaturze około 300 kelwinów, silnie wzbogacony w cząsteczki zawierające węgiel, ale pozbawiony form bogatych w tlen. To znacznie różni się od składu, który obserwujemy w dyskach wokół gwiazd typu słonecznego, gdzie dominują cząsteczki zawierające tlen, takie jak woda i dwutlenek węgla – dodała Inga Kamp, członkini zespołu Uniwersytetu w Groningen.
Uderzającym przykładem dysku bogatego w tlen jest dysk PDS 70, w którym program MINDS niedawno odkrył duże ilości pary wodnej. Biorąc pod uwagę wcześniejsze obserwacje, astronomowie wywnioskowali, że dyski wokół gwiazd o bardzo małej masie ewoluują inaczej niż te wokół bardziej masywnych gwiazd, takich jak Słońce, co może mieć wpływ na znalezienie tam skalistych planet o cechach podobnych do Ziemi. Ponieważ środowisko w takich dyskach określa warunki, w których tworzą się nowe planety, każda taka planeta może być skalista, ale zupełnie niepodobna do Ziemi pod innymi względami.
Ilość materiału i jego rozmieszczenie w tych dyskach ogranicza liczbę i rozmiar planet, które dysk może zaopatrzyć w niezbędny materiał. W związku z tym obserwacje wskazują, że planety skaliste o rozmiarach zbliżonych do Ziemi formują się bardziej efektywnie niż gazowe olbrzymy podobne do Jowisza w dyskach wokół gwiazd o bardzo niskiej masie, najczęściej występujących gwiazd we Wszechświecie. W rezultacie gwiazdy o bardzo niskich masach są siedliskiem większości planet pozasłonecznych.
Wiele pierwotnych atmosfer tych planet będzie prawdopodobnie zdominowanych przez związki węglowodorowe, a nie przez gazy bogate w tlen, takie jak woda i dwutlenek węgla – zauważył Thomas Henning. We wcześniejszych badaniach wykazaliśmy, że transport gazu bogatego w węgiel do strefy, w której zwykle tworzą się planety ziemskie, przebiega szybciej i jest bardziej wydajny w tych dyskach niż w dyskach bardziej masywnych gwiazd.
Chociaż wydaje się jasne, że dyski wokół gwiazd o bardzo niskiej masie zawierają więcej węgla niż tlenu, mechanizm tej nierównowagi jest nadal nieznany. Skład dysku jest wynikiem albo wzbogacenia w węgiel, albo redukcji tlenu. Jeżeli węgiel jest wzbogacony, przyczyną są prawdopodobnie stałe cząsteczki w dysku, z których węgiel jest odparowany i uwalniany do gazowego składnika dysku. Ziarna pyłu, pozbawione pierwotnego węgla, ostatecznie tworzą skaliste ciała planetarne. Planety te byłyby ubogie w węgiel, podobnie jak Ziemia. Mimo to chemia oparta na węglu prawdopodobnie zdominowałaby przynajmniej ich pierwotne atmosfery dostarczane przez gaz dyskowy. Dlatego też gwiazdy o bardzo niskiej masie mogą być najlepszym środowiskiem do poszukiwania planet podobnych do Ziemi.
JWST odkrywa bogactwo cząsteczek organicznych
Aby zidentyfikować gazy w dysku, zespół wykorzystał spektrograf MIRI do rozłożenia promieniowania podczerwonego odbieranego z dysku na sygnatury o małych zakresach długości fal – podobnie jak światło słoneczne jest dzielone na tęczę. W ten sposób zespół wyodrębnił wiele indywidualnych sygnatur przypisanych różnym cząsteczkom.
W rezultacie obserwowany dysk zawiera najbogatszy skład chemiczny węglowodorów zaobserwowany do tej pory w dysku protoplanetarnym, składający się z 13 cząsteczek zawierających węgiel aż do benzenu (C6H6). Obejmują one pierwszą pozasłoneczną detekcję etanu (C2H6), największego w pełni nasyconego węglowodoru wykrytego poza Układem Słonecznym. Zespół z powodzeniem wykrył również etylen (C2H4), propyn (C3H4) i rodnik metylowy CH3 po raz pierwszy w dysku protoplanetarnym. W przeciwieństwie do tego, dane nie zwierały żadnych śladów wody lub tlenku węgla w dysku.
Następnie zespół naukowców zamierza rozszerzyć swoje badania na większą próbkę takich dysków wokół gwiazd o bardzo niskiej masie, aby poszerzyć swoją wiedzę na temat tego, jak powszechne są takie egzotyczne, bogate w węgiel ziemskie regiony planetotwórcze. Rozszerzenie naszych badań pozwoli nam również lepiej zrozumieć, w jaki sposób mogą powstać te cząsteczki – wyjaśnił Thomas Henning. Kilka cech w danych jest nadal niezidentyfikowanych, co wymaga przeprowadzenia dodatkowej spektroskopii, aby w pełni zinterpretować nasze obserwacje.
Opracowanie:
Agnieszka Nowak
Źródło:
