Планети народжуються у дисках газу і пилу, що оточують молоді зорі, але сам процес формування — від планетезималей до повноцінних планет — досі майже недоступний прямому спостереженню. Молода протопланета надто тьмяна і надто близько розташована до яскравого диска, щоб її можна було побачити напряму. Тому астрономи шукають непрямі підказки — хімічні або кінематичні збурення в газі диска, які видають присутність невидимого тіла.
Саме такий слід, схоже, знайшла команда астрономів у диску навколо зорі PDS 66, також відомої як MP Mus. За допомогою радіообсерваторії ALMA в Чилі дослідники виявили випромінювання двох ізотопологів сірчистого кремнію — ²⁸SiS та ³⁰SiS — зі значущістю 5σ–6σ. Це друга детекція ²⁸SiS і перша детекція ³⁰SiS у протопланетному диску загалом.
Компактне джерело на околиці диска
Випромінювання SiS не розмазане по всьому диску, а зосереджене в невеликій ділянці на відстані приблизно 60 астрономічних одиниць від зорі, у південно-західній частині диска. Джерело залишається нерозрізненим навіть при кутовому розділенні спостережень близько 0,5 кутової секунди — тобто реальний розмір випромінюючої області ще менший за роздільну здатність телескопа.
Моделювання потоків ліній дозволило оцінити радіус самої випромінюючої зони: він становить приблизно 0,5–4 астрономічні одиниці. Для порівняння, це порівнянно з масштабами внутрішньої Сонячної системи — від орбіти Меркурія до орбіти Марса.
Ключова деталь — кінематика газу в цій точці. Швидкість випромінювання відповідає кеплерівському обертанню, тобто рухається так, як рухався б газ, гравітаційно пов'язаний із локальним компактним тілом, а не як частина загального обертання диска навколо зорі. Це один з головних аргументів на користь протопланетного походження сигналу.
Скільки кремнію потрібно, щоб це пояснити
Оцінка маси SiS у джерелі дає 10²²–10²³ грамів. Це число самé по собі не вражає — воно набагато менше за масу Місяця, — але важливий не абсолютний масштаб, а частка: ця кількість відповідає щонайменше 10% усього кремнію, що міститься в пилових зернах даної локальної ділянки диска.
Тут виникає фізична проблема. Щоб перевести стільки кремнію з твердої фази (пилу) в газову, потрібна майже повна сублімація (випаровування) значної частки пилинок. Але локальні процеси в диску — нагрівання зорею, ударні хвилі, звичайна турбулентність — не можуть забезпечити настільки ефективне й концентроване випаровування пилу саме в цій точці. Отже, кремній мав звідкись накопичитися — тобто бути принесеним із значно ширшої області диска.
Гальки, що падають у теплу оболонку протопланети
Найбільш узгоджене з даними пояснення — наявність малоmasової протопланети, оточеної власною навколопланетною (циркумпланетною) оболонкою. Така оболонка тепліша за навколишній газ диска.
Механізм, який пропонують автори дослідження, полягає в акреції гальковатих тіл (pebble accretion) — процесі, коли протопланета своєю гравітацією збирає дрібні тверді частинки з широкої околиці диска і затягує їх до себе. Потрапляючи в теплу оболонку навколо зростаючого тіла, ці гальки сублімуються, вивільняючи кремній у газову фазу. Так локально, у невеликому об'ємі простору, накопичується газоподібний кремній, зібраний з набагато ширшого регіону диска, ніж сама випромінююча область.
Якщо ця модель підтвердиться, це означатиме, що ALMA вперше зафіксувала не гравітаційний чи тепловий, а саме хімічний підпис протопланети, яка активно формується просто зараз. Наступний крок — пошук подібних сигнатур в інших дисках і уточнення моделей навколопланетних оболонок, щоб перевірити, наскільки універсальним є цей механізм збагачення газу кремнієм на етапі росту планет.
