Anche per la nascita dei pianeti esiste una sorta di ‘orologio biologico’.
I pianeti dei sistemi solari si formano a partire dai dischi protoplanetari, grandi strutture di gas e polvere che circondano le giovani stelle. Il gas, indispensabile per la crescita dei pianeti giganti, non è però destinato a rimanere lì per sempre.
La nascita dei pianeti deve quindi avvenire entro una finestra temporale relativamente ristretta, scandita dalla progressiva dispersione del gas contenuto nel disco che circonda la stella.
È successo anche nel nostro Sistema Solare. Nei suoi primi milioni di anni, il Sole era infatti circondato da un spesso disco protoplanetario che conteneva una quantità di gas circa 100 volte superiore a quella delle polveri. La maggior parte di quel gas è poi andata dispersa.
Un nuovo studio, basato su osservazioni d’archivio del telescopio spaziale James Webb, prova ora a ricostruire come avvenga tale processo di dispersione indagando 72 giovani stelle simili al Sole. Si tratta di uno dei più ampi studi finora condotti con il Webb sulla formazione planetaria.
I risultati, pubblicati su The Astronomical Journal, mostrano che il modo in cui il gas lascia il disco cambia con l’evoluzione del sistema planetario. Nelle fasi iniziali sono soprattutto potenti getti e venti guidati dai campi magnetici a favorire la fuoriuscita del materiale, mentre con il passare del tempo acquistano sempre maggiore importanza i venti atomici, compresi quelli prodotti dalla fotoevaporazione.
«Ora possiamo osservare, su un ampio campione di sistemi giovani, come i meccanismi che rimuovono il gas dai dischi in cui si formano i pianeti cambino nel tempo. La dispersione del disco stabilisce un orologio fondamentale per la formazione planetaria: una volta scomparso il gas, l’opportunità di formare pianeti ricchi di gas è sostanzialmente terminata», afferma Uma Gorti, ricercatrice del Seti Institute e co-autrice dello studio.
Prima del Webb, gli astronomi non riuscivano a osservare direttamente l’idrogeno molecolare, la molecola più comune presente nei dischi protoplanetari. I modelli teorici prevedevano tuttavia l’esistenza di venti molecolari e suggerivano che questi potessero avere un ruolo importante nelle prime fasi della dispersione del disco.
Le osservazioni del telescopio spaziale hanno ora permesso di tracciare direttamente l’idrogeno molecolare e di metterlo in relazione con i getti e i venti associati all’emissione del neon ionizzato.
Il team ha utilizzato, in particolare, i dati dello strumento Miri del Webb, combinando osservazioni relative a sistemi che si trovano in diverse fasi della loro evoluzione.
I risultati mostrano emissioni estese di idrogeno molecolare e neon ionizzato in 66 dei 72 dischi osservati. In 46 sistemi sono stati individuati venti di idrogeno molecolare, mentre in 40 sono stati osservati veloci getti tracciati dal neon.
La differenza tra i sistemi più giovani e quelli più evoluti è particolarmente interessante. Nelle prime fasi, quando la stella sta ancora accrescendo materiale dal disco, sono presenti potenti getti e ampi venti composti sia da gas molecolare sia da gas atomico. Questi fenomeni sono compatibili con venti guidati dai campi magnetici del disco, che trasportano verso l’esterno il gas.
Con l’invecchiamento del sistema, invece, il materiale disponibile diminuisce e i getti diventano progressivamente più deboli. La radiazione ad alta energia della stella riesce allora a penetrare più facilmente nel disco ormai rarefatto, riscaldando il gas fino a farlo sfuggire nello spazio. È questo il processo noto come fotoevaporazione.
Il lavoro del team internazionale mostra quindi come non esista un unico processo responsabile della scomparsa di un disco planetario e come tale dispersione sembri piuttosto accompagnare l’evoluzione del sistema.
Per i pianeti giganti, come Giove e Saturno, questa evoluzione rappresenta una vera corsa contro il tempo. Le loro grandi atmosfere ricche di gas devono, infatti, accumularsi prima che il gas nel disco venga disperso definitivamente.
Il prossimo obiettivo dei ricercatori sarà capire con maggiore precisione quanto gas venga effettivamente rimosso da questi venti nel corso del tempo e da quali regioni del disco provenga il materiale in fuga. Queste informazioni potrebbero permettere di stabilire non solo quanto rapidamente si chiuda la finestra temporale per la formazione dei pianeti, ma anche dove possano formarsi i diversi tipi di pianeti prima che il gas disponibile finisca.
