Jak powstały olbrzymie planety w HR 8799? Webb zdejmuje im maski

HR 8799 to jeden z najsłynniejszych układów planetarnych – pierwszy, w którym sfotografowano bezpośrednio aż cztery masywne planety, niczym powiększoną wersję naszych zewnętrznych gazowych olbrzymów. Przez lata nie było jednak jasne, czy te superjowisze uformowały się jak planety, czy raczej jak miniaturowe gwiazdy – brązowe karły. Teraz obserwacje Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba (JWST) dostarczyły chemicznej wskazówki: wykrycie związków siarki oraz wzbogacenia w ciężkie pierwiastki pokazuje, że te olbrzymy powstały podobnie jak Jowisz – przez powolne budowanie skalistego jądra, a dopiero potem dobieranie gazu z dysku.

Bezpośredni obraz układu HR 8799 z teleskopu JWST: gwiazda zasłonięta koronografem, a wokół niej cztery jasne kropki oznaczone jako planety b, c, d, e. Źródło: NASA, ESA, CSA, STScI, W. Balmer (JHU), L. Pueyo (STScI), M. Perrin (STScI)

Młody, powiększony układ zewnętrzny

Gwiazda HR 8799 leży około 130 lat świetlnych od nas, w konstelacji Pegaza, i ma zaledwie około 30 milionów lat – to kosmiczny nastolatek w porównaniu z 4,6‑miliardowym Układem Słonecznym. Wokół niej krążą cztery znane planety, oznaczone literami b, c, d i e. Mają masy od mniej więcej 5 do 10 mas Jowisza i orbitują w odległościach od około 15 do 70 jednostek astronomicznych, więc nawet najbliższa z nich jest 15 razy dalej od gwiazdy niż Ziemia od Słońca.

To wszystko – młody wiek, wielkie masy i szerokie orbity – od lat budziło wątpliwości co do scenariusza formowania. Klasyczna teoria akrecji jądra mówi, że tak masywne planety, tak daleko od gwiazdy, nie powinny zdążyć urosnąć, zanim dysk gazowy się rozproszy. Z tego powodu wielu badaczy skłaniało się ku hipotezie gwiazdopodobnej: planety HR 8799 miałyby powstać jak brązowe karły, przez szybkie zapadanie się fragmentów dysku protoplanetarnego, bez wyraźnego etapu skalistego jądra.

Webb bierze na warsztat ich atmosfery

Aby rozstrzygnąć ten spór, zespół badaczy wykorzystał instrument NIRSpec na JWST do obserwacji trzech wewnętrznych planet układu – HR 8799 c, d i e. Dzięki wysokiej rozdzielczości widmowej i możliwości odcięcia oślepiającego blasku gwiazdy (koronografia oraz zaawansowane techniki przetwarzania danych) udało się uzyskać szczegółowe widma ich atmosfer w bliskiej podczerwieni.

W widmach widać nie tylko klasyczne cząsteczki – wodę, dwutlenek węgla czy tlenek węgla – ale też delikatne sygnatury związków siarki, w tym wodorku i siarkowodoru w atmosferze planety HR 8799 c. To właśnie obecność siarki, wraz z ogólnym przeładowaniem tych atmosfer w pierwiastki cięższe niż wodór i hel, stała się kluczową poszlaką.

**Siarka jako chemiczny podpis powstawania**

Jeśli olbrzymia planeta powstaje przez zapadanie się fragmentu gazowego dysku – tak jak gwiazda, tylko na mniejszą skalę – jej skład chemiczny powinien być bardzo zbliżony do składu gwiazdy macierzystej. Tymczasem widma HR 8799 c, d i e pokazują wyraźne wzbogacenie w ciężkie pierwiastki, głównie węgiel i tlen, względem samej gwiazdy, a dodatkowo obecność związków siarki, których trudno się spodziewać w czysto gwiazdowym scenariuszu.

To idealnie pasuje do obrazu, w którym najpierw narasta masywne jądro z lodów i skał – bogatych w metale i siarkę – a dopiero potem przyciąga ono grubą otoczkę gazową z dysku. Innymi słowy, mimo że planety HR 8799 są pięć–dziesięć razy cięższe od Jowisza i krążą znacznie dalej, ich metryka urodzenia jest bardzo podobna do naszego gazowego olbrzyma.

Planeta czy brązowy karzeł? Granica się przesuwa

Nowe wyniki przesuwają też praktyczną granicę między planetami a brązowymi karłami. Dotąd sądzono, że w rejonie mas kilku–kilkunastu Jowiszy i na dużych odległościach od gwiazdy łatwiej jest powstawać obiektom gwiazdowym – przez szybkie zapadanie grawitacyjne gazu, bez konieczności wcześniejszego zbudowania stałego jądra.

HR 8799 pokazuje jednak, że proces akrecji jądra może działać efektywnie nawet dla bardzo masywnych olbrzymów i bardzo daleko od gwiazdy. Jeśli podobne chemiczne podpisy uda się znaleźć w innych układach, trzeba będzie na poważnie przemyśleć, gdzie kończą się planety, a zaczynają obiekty gwiazdopodobne – i czy sama masa oraz odległość od gwiazdy w ogóle wystarczą jako kryteria.

Co dalej – więcej układów jak HR 8799

HR 8799 jest idealnym laboratorium: mamy cztery bezpośrednio zobrazowane planety, wewnętrzną i zewnętrzną strefę pyłową (odpowiedniki pasa planetoid i pasa Kuipera) oraz świetne dane z teleskopów naziemnych i z JWST w kilku zakresach podczerwieni. Teraz, gdy wiemy, że ich atmosfery niosą jasny ślad akrecji jądra, kolejne obserwacje mogą skupić się na porównaniu składu poszczególnych planet i dysku – szukając np. chemicznego rodzeństwa w pyle i gazie.

To dopiero pierwszy krok, ale już teraz HR 8799 staje się wzorcem, z którym będą porównywane inne bezpośrednio zobrazowane układy z masywnymi olbrzymami. Dla teorii powstawania planet to mocne przypomnienie: nawet kiedy modele mówią to się nie powinno udać, Wszechświat potrafi znaleźć sposób – i zostawia nam chemiczne wskazówki, które JWST jest w stanie odczytać.

Źródła:

GŁÓWNE ŹRÓDŁO:

Astronomers shocked by how these giant exoplanets formed – komunikat (ScienceDaily / University of Michigan / UC San Diego) opisujący wyniki JWST dla HR 8799, opublikowane w Nature Astronomy.

ŹRÓDŁA KONTEKSTOWE:

Space.com: How are gas giant exoplanets born? James Webb Space Telescope provides answers from HR 8799,
University of Michigan / UC San Diego: materiały prasowe o interpretacji chemicznego składu atmosfer HR 8799 i wnioskach dla teorii akrecji jądra,
A&A: Imaging detection of the inner dust belt and the four exoplanets in the HR 8799 system with JWST’s MIRI coronagraph.

Opracowanie: Agnieszka Nowak