Webb 72 genç yıldızı inceledi: dev gezegenlerin gaz toplamak için süresi kısa

Jüpiter ve Satürn gibi gaz devlerinin oluşabilmesi için, genç bir yıldızın çevresindeki diskte bol miktarda gaz bulunması gerekiyor. Bu gaz sonsuza kadar beklemiyor. Arizona Üniversitesi'nden Naman Bajaj'ın önderliğindeki bir ekip, James Webb Uzay Teleskobu'nun arşivindeki verilerle 72 genç, Güneş benzeri yıldızın çevresindeki diskleri inceledi ve gazın hangi mekanizmalarla, hangi sırayla uzaya kaçtığını gösterdi. Sonuçlar, disklerin ilk evrelerinde manyetik alanların sürdüğü jet ve rüzgârların, daha olgun evrelerde ise yıldızın yüksek enerjili ışınımının baskın olduğunu ortaya koyuyor.

Gezegenlerin doğduğu diskler

Bir yıldız, çöken bir gaz ve toz bulutundan doğar. Bulutun dönmesi nedeniyle maddenin bir kısmı yıldızın üzerine düşmek yerine çevresinde yassı bir disk oluşturur. Öngezegen diski denen bu yapı, gezegenlerin hammaddesidir: toz taneleri birbirine yapışarak çakıllara, çakıllar gezegen çekirdeklerine dönüşür. Çekirdek Dünya'nın on katı civarında bir kütleye ulaştığında, çevresindeki gazı hızla çekmeye başlar ve bir gaz devine dönüşebilir.

Gözlemler, bu disklerin ömrünün kısa olduğunu uzun süredir gösteriyordu. Genç yıldız kümelerinde yapılan sayımlar, disklerin büyük bölümünün birkaç milyon yıl içinde kaybolduğunu ortaya koyuyor. Bu süre, Güneş'in yaklaşık 4,6 milyar yıllık yaşı yanında göz açıp kapayıncaya kadar geçen bir an. Asıl soru, gazı diskten neyin uzaklaştırdığıydı.

Webb'in gördüğü gazlar

Bajaj ve ekibi, Webb'in Orta Kızılötesi Aleti (MIRI) ile daha önce toplanmış tayfları bir arada inceledi. Bu, gezegen oluşumu üzerine Webb verileriyle yapılmış en kapsamlı karşılaştırmalı çalışmalardan biri. Ekip iki tür izleyiciye odaklandı: moleküler hidrojen ve iyonlaşmış neon. Moleküler hidrojen, diskin görece soğuk ve yoğun gazının hareketini; iyonlaşmış neon ise yıldız ışınımıyla ısınmış ve iyonlaşmış gazı ya da hızlı jetleri izliyor.

72 sistemin 66'sında moleküler hidrojen ve iyonlaşmış neonun geniş yayılımı görüldü. 46 sistemde koni biçiminde dışa açılan moleküler hidrojen rüzgârları, 40 sistemde ise hızlı neon jetleri tespit edildi. Neon jeti bulunan her sistemde aynı zamanda moleküler hidrojen ya da oksijen izleri de vardı.

Önce manyetik rüzgâr, sonra buharlaşma

En genç disklerde yıldız hâlâ diskten madde çekiyor. Bu aşamada, yıldızın ve diskin manyetik alanları gazı yakalayıp yukarı doğru fırlatıyor; sonuçta hem moleküler hem atomik gaz taşıyan geniş rüzgârlar ve dar, hızlı jetler oluşuyor. Bu rüzgârlar diskten yalnızca gaz götürmekle kalmıyor, diskin açısal momentumunu da taşıyarak maddenin yıldıza düşmesine yardım ediyor.

Sistem olgunlaştıkça yıldıza akan madde azalıyor ve jetler zayıflıyor. Bu noktada yıldızın morötesi ve X-ışını ışınımı diskin yüzey katmanlarını ısıtıyor. Isınan gaz, yıldızın çekiminden kurtulacak kadar hızlanarak uzaya kaçıyor. Fotobuharlaşma denen bu süreç, diski içeriden dışarıya doğru temizleyerek sonunda geriye yalnızca toz ve oluşmuş gezegenler bırakıyor.

SETI Enstitüsü'nden disk uzmanı Uma Gorti, disk dağılımının gezegen oluşumu için temel bir saat işlevi gördüğünü, gaz kaybolduğunda gaz devi oluşturma fırsatının da sona erdiğini vurguluyor.

Bu tablo, gökbilimcilerin uzun süredir gözlediği "geçiş diskleri" ile de uyumlu. Bu disklerin iç bölgesinde, yıldızın hemen çevresinde gaz ve tozun büyük ölçüde temizlendiği geniş bir boşluk bulunuyor, dış kısımları ise hâlâ yoğun. Fotobuharlaşmanın diski içeriden dışarıya doğru oyduğu senaryo, bu boşlukların nasıl açıldığını açıklayan başlıca modellerden biri. Webb'in gördüğü aşamalı geçiş, söz konusu disklerin dağılma sürecinin son evresini temsil ettiği görüşünü destekliyor.

Gezegen oluşum modellerine etkisi

Bulgu, tek bir mekanizmanın diski temizlemediğini, farklı süreçlerin ardı ardına devreye girdiğini gösteriyor. Bu ayrım modeller için önemli. Manyetik rüzgârlar diskin bütününden, fotobuharlaşma ise belirli bölgelerden gaz götürüyor; bu da gazın diskte nerede ve ne zaman tükendiğini değiştiriyor. Bir gezegen çekirdeğinin bulunduğu bölgede gazın ne kadar süre kalacağı, o çekirdeğin bir gaz devine mi yoksa Neptün benzeri daha küçük bir gezegene mi dönüşeceğini belirleyebilir.

Bu bilgi, Güneş Sistemi'nin kendi tarihi için de anlamlı. Jüpiter'in diskte gaz hâlâ bolken, çok erken bir dönemde oluştuğu düşünülüyor. Uranüs ve Neptün'ün görece az gaz içermesi ise, oluştukları sırada diskteki gazın büyük ölçüde tükenmiş olmasıyla açıklanıyor. Webb'in ölçtüğü dağılma sırası, bu tür senaryoları başka yıldız sistemlerinde sınamak için bir zaman çerçevesi sunuyor.

Çalışma arşiv verilerine dayandığı için örneklem, Webb'in daha önce farklı amaçlarla gözlediği disklerle sınırlı. Sonraki adım, aynı yöntemi daha geniş ve yaş bakımından daha düzgün dağılmış bir disk örneklemine uygulayarak dağılmanın ne kadar hızlı ilerlediğini daha kesin biçimde ölçmek.