Przełom badawczy Kosmicznego Teleskopu Jamesa Webba otwiera nowy rozdział w zrozumieniu, jak powstają księżyce wokół młodych, masywnych planet – a przy tym cofa nas do czasów, gdy rodził się nasz Układ Słoneczny.

W centrum uwagi znajduje się młody układ CT Chamaeleontis w gwiazdozbiorze Kameleona, oddalony o około 625 lat świetlnych od Ziemi. Wewnątrz tego układu znajduje się CT Cha b, obiekt planetopodobny na szerokiej orbicie, otoczony gęstym dyskiem gazu i pyłu – wstęgą materii, która według wiodących teorii kondensuje się w księżyce, podczas gdy planeta wciąż się formuje. Najnowsze obserwacje Webba w trybie MIRI/MRS po raz pierwszy dostarczają bezpośrednio mierzalnych cech chemicznych i fizycznych tego dysku okołoplanetarnego, oddzielając światło planety od blasku młodej gwiazdy.

Dlaczego ten dysk jest wyjątkowy

W przeciwieństwie do dysków protoplanetarnych otaczających gwiazdy, z których powstają planety, dyski okołoplanetarne są lokalnymi rezerwuarami materii w grawitacyjnym zasięgu młodego gazowego olbrzyma. Właśnie takie środowisko było kolebką księżyców galileuszowych Jowisza – Io, Europy, Ganimedesa i Kallisto – które ponad cztery miliardy lat temu wyrosły z gazowo-pyłowego pierścienia wokół młodego Jowisza. Obserwowanie dzisiejszego przykładu takiego „placu budowy księżyców” oznacza uzyskanie okna na wczesną historię Układu Słonecznego.

Analiza Webba pokazuje, że dysk wokół CT Cha b jest niezwykle bogaty w cząsteczki węgla. W średniej podczerwieni zidentyfikowano spektralne „odciski” acetylenu (C₂H₂), benzenu (C₆H₆) i kilku innych związków węgla, podczas gdy jednocześnie w większym, gwiazdowym dysku wokół młodej gwiazdy odnotowano linie wody bez wyraźnych oznak podobnej chemii węglowej. Ten kontrast sugeruje bardzo szybką i lokalnie zróżnicowaną ewolucję chemiczną już w ciągu pierwszych ~2 milionów lat życia układu.

Geometria układu i separacja światła

Młoda gwiazda CT Cha ma zaledwie około 2 milionów lat i wciąż zasysa materię z własnego, rozległego dysku. Jednak CT Cha b krąży poza tym ruchliwym placem budowy – w szacowanej odległości przestrzennej około 74 miliardów kilometrów (co odpowiada około ~495 jednostkom astronomicznym). W tej skali planetarny towarzysz i jego dysk tworzą oddzielne laboratorium chemiczne. Fakt, że Webbowi udało się wyizolować subtelny sygnał dysku z intensywnego światła tła młodej gwiazdy, podkreśla siłę połączenia wysokiej rozdzielczości kątowej i spektroskopii średniej rozdzielczości.

Aby wyodrębnić światło CT Cha b z niejednoznacznego blasku, badacze użyli metod o wysokim kontraście i starannej dekompozycji funkcji rozmycia punktu (odejmowanie PSF). W ten sposób zrekonstruowano czyste widmo w podczerwieni, z którego można odczytać sygnatury chemiczne dysku.

Co odkrywa przed nami chemia: budulec przyszłych księżyców

Obecność acetylenu i benzenu to nie tylko egzotyczny przypis: są to prekursory bardziej złożonych cząsteczek organicznych. W środowiskach, w których występuje promieniowanie ultrafioletowe, gradienty termiczne i zderzenia ziaren pyłu, takie węglowodory mogą uczestniczyć w polimeryzacji i tworzeniu WWA (wielopierścieniowych węglowodorów aromatycznych), ale także inicjować karbonatyzację i przebudowę lodu na powierzchniach ziaren. Wszystko to zmienia lepkość i aerodynamikę cząstek, przyspiesza zderzenia prowadzące do wzrostu i pomaga w powstawaniu większych ciał – od milimetrowych ziaren do kilometrowych księżycowych zalążków.

W przeciwieństwie do tego, bogate w wodę widmo materii w dysku gwiazdowym wskazuje na inną strefę termochemiczną i źródło dostarczania gazu. Oznacza to, że księżyce wokół CT Cha b, jeśli rzeczywiście powstaną, mogą rozwinąć inny stosunek lodu do skał, niż moglibyśmy się spodziewać wyłącznie na podstawie warunków w większym dysku gwiazdowym. Dwa najdalsze księżyce galileuszowe, Ganimedes i Kallisto, zawierają dziś do 50% wody w postaci lodu – przykład tego, jak chemia dysku definiuje wewnętrzne warstwy i długoterminową ewolucję księżyców.

MIRI/MRS: jak Webb „słyszy” cząsteczki

Instrument MIRI (Mid-Infrared Instrument) na teleskopie Webba obejmuje zakres długości fal, w którym wibracyjno-rotacyjne wzbudzenia cząsteczek pozostawiają rozpoznawalne „linie”. W trybie Medium Resolution Spectrograph MIRI oferuje równowagę między ostrością spektralną a czułością, co umożliwia wykrywanie słabych linii nawet wtedy, gdy znajdują się obok znacznie silniejszych źródeł. Dla CT Cha b oznaczało to, że charakterystyczne sygnatury absorpcyjne/emisyjne węglowodorów zostały wyizolowane ze światła tła gwiazdy, po czym nastąpiło porównanie z bibliotekami spektralnymi i modelami komputerowymi opisującymi dyski gazowe i atmosfery protoplanetarne.

Taka „tomografia chemiczna” mówi nie tylko o tym, co jest obecne, ale także o tym, gdzie w dysku znajdują się określone cząsteczki. Na przykład cieplejsze wewnętrzne pasy są bardziej sprzyjające dla acetylenu i benzenu, podczas gdy para wodna i CO₂ łatwiej zatrzymują się w nieco chłodniejszych strefach lub na powierzchniach cząstek w postaci lodu. Ten wewnętrzny rozkład jest bezpośrednio związany z profilem temperaturowym, tempem akrecji i turbulentnym mieszaniem w dysku.

Szybka ewolucja we wczesnym wieku układu

Wiek układu wynoszący około 2 milionów lat podkreśla, jak bardzo chemia zmienia się w krótkich kosmicznych interwałach. W tym okresie pył zbija się w grudki, powstają planetezymale, a dysk powoli traci gaz w wyniku fotoodparowania i akrecji na obiekt centralny. Fakt, że w tym samym czasie dysk gwiazdowy wykazuje wyraźne ślady wody, podczas gdy dysk wokół planety jest zdominowany przez węglowodory, wskazuje na różne źródła dostarczania materii i różne środowiska UV, które „gotują” chemię w przeciwny sposób.

Co mówi nam odległość i rozmieszczenie

CT Cha b i jego gwiazda są oddzielone o około 74 000 000 000 km – liczba, która po przeliczeniu na jednostki astronomiczne wynosi około 495 j.a.. Dla porównania, Pluton krąży wokół Słońca średnio w odległości około 39 j.a. Tak duża separacja upraszcza obserwację, ale także rodzi pytania o powstanie: czy CT Cha b powstał jako planeta na szerokiej orbicie w dysku gwiazdowym, czy też jest bliższy scenariuszowi brązowego karła lub „nieudanej gwiazdy”? Odpowiedź leży właśnie w składzie chemicznym i kinematyce otaczającego go dysku.

Implikacje dla zdatności do zamieszkania księżyców

Jeśli wokół CT Cha b rzeczywiście powstaną księżyce, ich początkowy inwentarz chemiczny będzie naznaczony bogactwem węgla. Może to oznaczać obfitość prekursorów organicznych, które, gdy dotrą na powierzchnie w postaci lodu lub do podpowierzchniowych oceanów, mogą służyć jako energetyczna i chemiczna waluta dla procesów prebiotycznych. W Układzie Słonecznym misje na Europę i Enceladusa są motywowane właśnie poszukiwaniem chemicznych budulców życia w księżycach, które powstały.