El transport d'aigua als discos protoplanetaris descobert pel telescopi espacial Webb

Els primers estadis en la formació d’estels com el Sol són realment turbulents. Les estrelles nouvingudes solen passar per un estadi juvenil, en el qual l’entorn gasós del qual es formen és escombrat per la intensa radiació que emeten. En aquests primers temps la pressió de radiació escombra el gas nebular i, com a conseqüència, la temperatura al voltant de les estrelles disminueix, la qual cosa permet la condensació de petits minerals, gels i matèria orgànica. És un entorn amb elevada fricció i on els materials xoquen i formen agregats que, sotmesos al gir de l’estrella, tendeixen a caure al pla equatorial on xoquen i creixen.

D’altra banda, aquests estels acabats de nàixer són sotmesos a intensos camps magnètics a causa del moviment de les càrregues elèctriques que produeix la caiguda de materials escalfats des dels seus voltants. Gràcies a aquests materials que s’acumulen al voltant de les estrelles joves es formen els anomenats discos protoplanetaris.

Figura 1. Aquí veiem els dos tipus de discos protoplanetaris que solen trobar-se al voltant d’estrelles nouvingudes, similars al Sol. A l’esquerra veiem un disc compacte i, a la dreta, un d’estès amb buits i regions toroidals on s’acumulen els materials que el formen. Els investigadors han dissenyat les seves observacions amb l’instrument MIRI, que és a bord del telescopi espacial James Webb, per provar si els discos compactes posseeixen més aigua a les seves regions internes que els discos de formació de planetes estesos amb buits. Això és molt rellevant per comprendre com va tenir lloc la formació de planetes en el nostre sistema planetari - Imatges: © NASA/JPL-Caltech/ASU/MSSS).

Aquests són d’enorme importància perquè, a partir de les observacions amb telescopis i mitjançant l’estudi dels meteorits no diferenciats, autèntics fòssils d’aquests materials primigenis, sabem que d’aquests discos es formen cossos quilomètrics: asteroides i cometes.

També sabem que de col·lisions entre ells, en escales temporals molt més grans, sorgiran molt més tard els planetes. Però aquesta és una altra història...

Avui explorarem amb el telescopi espacial Webb el transport de l’aigua en l’origen dels sistemes planetaris.

Millorant la comprensió dels discos protoplanetaris amb el telescopi Webb

Així doncs, els discos protoplanetaris són grans embulls de partícules de pols i gas que envolten les estrelles joves i donen origen a la formació dels planetesimals, els cossos menors que finalment formen els planetes. I ben podríem dir que, en termes cosmogònics, resulten ser estructures tan transcendentals com breus atès que tendeixen a desaparèixer (perquè aquests materials sòlids s’agreguen formant asteroides) en una mica menys de 10 milions d’anys (Ma).

La capacitat del telescopi espacial James Webb (JWST) per aprofundir en aquests estadis primigenis dels sistemes planetaris no té parangó perquè pot estudiar l’infraroig mitjà amb el seu espectròmetre MIRI. Precisament, per dur a terme aquests estudis es justifica posar telescopis a l’espai, atès que des de la superfície terrestre aquesta finestra de l’espectre electromagnètic no és practicable en estar afectada per l’absorció dels components gasosos de l’atmosfera.

Anteriorment, ja s’havia emprat el telescopi espacial Spitzer per estudiar la presència d’aigua en discos protoplanetaris joves, però no amb la resolució espectral del telescopi Webb. També emprant l’observatori interferomètric ALMA s’havia trobat que la presència d’aigua variava en funció de la mida mitjana dels materials que formaven aquests discos.

Però siguem éssers curiosos, interessats per conèixer els camins de l’aigua...

Desentranyant els camins de l’aigua amb el telescopi espacial Webb

El telescopi espacial JWST acaba de desvelar els processos de transport d’aigua i volàtils a l’interior de quatre discos protoplanetaris. En general hi ha dos tipus de discos protoplanetaris, els anomenats compactes i els estesos. Aquesta diversitat ha donat peu a escollir l’estudi de dos de cada classe. L’article que veu ara la llum d’Andrea Banzatti et al a The Astrophysical Journal Letters presenta espectres JWST-MIRI de quatre discos, dos compactes i dos grans amb múltiples buits radials, seleccionats per provar l’escenari que el vapor d’aigua dins la línia de neu està regulat per la deriva dels materials sòlids que es formen al disc.

En aquests primers estadis, aquestes petites roques sòlides són fràgils, de petits minerals micromètrics, matèria orgànica i aigua. En regions fredes de l’exterior del disc el gel d’aigua tendeix a condensar-se formant mantells de gel sobre aquests agregats sòlids que es formen del xoc progressiu entre els diminuts minerals primordials. Resulta que la presència d’aquests mantells gelats fa que les partícules puguin difondre’s millor en un medi amb alt vapor d’aigua, a diferència d’aquells discos en què aquest vapor escasseja. Es pensa que aquest comportament afecta la viscositat, sent, de fet, la raó per la qual els discos més compactes es formin a conseqüència d’una deriva més eficient i contínua dels materials que els formen.

Sorprenentment, a continuació veurem que la raó d’aquestes diferències en els discos protoplanetaris s’expliquen de manera elegant i senzilla: els capritxosos camins de l’aigua a bord dels materials que formen aquests discos.

Els espectres de l’aigua desxifren els seus secrets

El poder més gran de resolució espectral de l’espectròmetre de l’infraroig mitjà (MIRI) permet obtenir espectres d’aigua molt detallats que revelen un excés d’emissió en les línies espectrals dels materials que formen els discos compactes en comparació amb els discos estesos, com apreciem en la figura següent.

Figura 2. Interpretant les dades de l’espectròmetre MIRI del telescopi Webb podem plasmar la diferència entre la deriva dels petits agregats sòlids i el contingut relatiu en aigua en un disc compacte i homogeni enfront d’un disc estès que presenta materials en regions anulars (toroidals) i buits entre ells. En el disc compacte de l’esquerra, a mesura que les petites roques recobertes de gel es desplacen cap a la regió interna més càlida per la proximitat a l’estrella, no tenen obstacles. A mesura que travessen l’anomenada línia del gel, que delimita la distància on el gel d’aigua se sublima per proximitat a la seva estrella, aquest mantell gelat es converteix en vapor i proporciona aigua a les regions on es formen els embrions planetaris. A la dreta, el disc estès que presenta anells i espais buits. A mesura que aquests agregats sòlids coberts de gel cauen cap a l’interior, molts s’aturen als forats i queden atrapats en aquestes estructures toroidals. Per tant, menys agregats gelats travessaran la línia de gel per transportar aigua a la regió interna del disc. Els planetes que es formen dels anells poden actuar de barrera per al pas de l’aigua - © Imatge adaptada per l’autor de l’original: NASA, ESA, CSA, Joseph Olmsted (STScI)

Això demostra que hi ha una component freda que s’estén a una distància d’aquestes estrelles que és entre una i deu vegades la que separa la Terra del Sol en el nostre sistema planetari. Aquesta emissió d’aigua freda és interpretada per la sublimació del gel i la difusió d’aquest vapor a través del disc. Això suggereix que hi ha un major flux d’aigua cap a l’estrella transportada per aquests còdols amb mantells gelats en els discos compactes. L’observació d’aquest procés obre múltiples perspectives interessants per estudiar els processos químics previs a la formació de planetes amb el JWST.

Figura 3. Aquest gràfic compara les dades espectrals d’aigua calenta i freda en el disc compacte GK Tau i el disc CI Tau estès. L’equip científic va utilitzar el poder de resolució sense precedents del MRS (l’Espectròmetre de Resolució Mitjana) del MIRI per separar els espectres en línies individuals que sondegen l’aigua a diferents temperatures. Aquests espectres, en el gràfic superior, mostren un excés d’aigua freda en el disc compacte de GK Tau, en comparació amb el disc estès de CI Tau. El gràfic inferior mostra les mesures d’aigua freda relatives al disc compacte GK Tau menys les que s’obtenen per al disc CI Tau estès. Les dades reals, en morat, se superposen en un espectre de model d’aigua freda - © Imatge adaptada per l’autor. NASA, ESA, CSA, Leah Hustak (STScI)

D’aquesta manera acaba aquesta història detectivesca: a partir de la llum emesa en aquests entorns interpretem que les petites roques cobertes de gel es desplacen de manera més eficient cap a les regions properes a l’estrella. Per això, aquestes roques diminutes tindrien un paper fonamental: s’encarregarien de transportar grans quantitats d’aigua i altres volàtils a les regions on es formaven els embrions planetaris. En decaure cap a l’estrella, fruit de la pèrdua d’energia per la fricció entre elles, tendeixen a acumular-se i creant aquests anells toroidals i espais buits al darrere. D’aquesta manera es formen els anells i buits que s’observen en els discos protoplanetaris estesos.

Qui hagués dit que gràcies a aquests capritxosos i intricats camins seguits per l’aigua a bord de diminutes roques avui dia la Terra posseiria el líquid element!

BIBLIOGRAFIA

Andrea Banzatti et al. (2023) "JWST Reveals Excess Cool Water near the Snow Line in Compact Disks, Consistent with Pebble Drift", The Astrophysical Journal Letters, Volume 957, Number 2, doi: 10.3847/2041-8213/acf5ec

Trigo-Rodríguez J.M. (2000) L’origen del Sistema Solar, Ed. Pòrtic, Barcelona.

Trigo-Rodríguez J.M. (2012) Las raíces cósmicas de la vida, ISBN: 978-84-939695-2-3, Ediciones UAB, colecció “El espejo y la lámpara”, Servei Publicacions Universitat Autònoma de Barcelona, Bellaterra, Barcelona.

Foto de capçalera: © Josep Ma. Trigo