Amas ouvert NGC 346 (Weeb-NIRSpec)
L'amas ouvert NGC 346 est associé à la plus vaste nébuleuse en émission de la galaxie naine du Petit Nuage de Magellan (PNM) et situé à 199 000 années-lumière de la Terre dans la constellation du Toucan (Tucana).
Les chercheurs expliquent qu’il pourrait y avoir deux mécanismes distincts, voire leur combinaison, permettant aux disques formant des planètes de persister dans des environnements pauvres en éléments plus lourds. Premièrement, pour pouvoir souffler le disque, l’étoile applique une pression de rayonnement. Pour que cette pression soit efficace, il faudrait que des éléments plus lourds que l’hydrogène et l’hélium résident dans le gaz. Mais l’amas d’étoiles massif NGC 346 ne contient qu’environ dix pour cent des éléments les plus lourds présents dans la composition chimique de notre Soleil. Mais peut-être faut-il simplement plus de temps à une étoile de cet amas pour disperser son disque.
La deuxième possibilité est que, pour qu’une étoile semblable au Soleil se forme lorsqu’il y a peu d’éléments plus lourds, elle devrait partir d’un plus grand nuage de gaz. Un plus gros nuage de gaz produira un disque plus gros. Il y a donc plus de masse dans le disque et il faudrait donc plus de temps pour souffler le disque, même si la pression de rayonnement fonctionnait de la même manière. "Avec plus de matière autour des étoiles, l'accrétion dure plus longtemps. Les disques mettent dix fois plus de temps à disparaître. Cela a des implications sur la façon dont vous formez une planète et sur le type d'architecture système que vous pouvez avoir dans ces différents environnements (cf. Elena Sabbi, co-chercheuse de l'étude Webb, scientifique en chef de l'Observatoire Gemini au National Science NOIRLab à Tucson).
Description de l'image
Ce graphique montre, en bas à gauche et en jaune, le spectre de l'une des 10 étoiles cibles de cette étude (ainsi que la lumière qui l'accompagne provenant de l'environnement de fond immédiat). Les empreintes spectrales de l'hélium atomique chaud, de l'hydrogène moléculaire froid et de l'hydrogène atomique chaud sont mises en évidence. En haut à gauche, en magenta, se trouve un spectre légèrement décalé par rapport à l'étoile qui inclut uniquement la lumière de l'environnement d'arrière-plan. Ce deuxième spectre manque d'une raie spectrale d'hydrogène moléculaire froid.
À droite, se trouve la comparaison des lignes du haut et du bas. Cette comparaison montre un pic important d’hydrogène moléculaire froid provenant de l’étoile, mais pas de son environnement nébulaire. De plus, l’hydrogène atomique présente un pic plus important depuis l’étoile. Cela indique la présence d'un disque protoplanétaire entourant immédiatement l'étoile. Les données ont été prises avec le réseau de microobturateurs de l'instrument NIRSpec (spectromètre proche infrarouge) du télescope spatial James Webb (cf. NASA, ESA, CSA, Joseph Olmsted STScI).
Amas ouvert NGC 346 (Weeb-NIRSpec)
L'amas ouvert NGC 346 est associé à la plus vaste nébuleuse en émission de la galaxie naine du Petit Nuage de Magellan (PNM) et situé à 199 000 années-lumière de la Terre dans la constellation du Toucan (Tucana).
Les chercheurs expliquent qu’il pourrait y avoir deux mécanismes distincts, voire leur combinaison, permettant aux disques formant des planètes de persister dans des environnements pauvres en éléments plus lourds. Premièrement, pour pouvoir souffler le disque, l’étoile applique une pression de rayonnement. Pour que cette pression soit efficace, il faudrait que des éléments plus lourds que l’hydrogène et l’hélium résident dans le gaz. Mais l’amas d’étoiles massif NGC 346 ne contient qu’environ dix pour cent des éléments les plus lourds présents dans la composition chimique de notre Soleil. Mais peut-être faut-il simplement plus de temps à une étoile de cet amas pour disperser son disque.
La deuxième possibilité est que, pour qu’une étoile semblable au Soleil se forme lorsqu’il y a peu d’éléments plus lourds, elle devrait partir d’un plus grand nuage de gaz. Un plus gros nuage de gaz produira un disque plus gros. Il y a donc plus de masse dans le disque et il faudrait donc plus de temps pour souffler le disque, même si la pression de rayonnement fonctionnait de la même manière. "Avec plus de matière autour des étoiles, l'accrétion dure plus longtemps. Les disques mettent dix fois plus de temps à disparaître. Cela a des implications sur la façon dont vous formez une planète et sur le type d'architecture système que vous pouvez avoir dans ces différents environnements (cf. Elena Sabbi, co-chercheuse de l'étude Webb, scientifique en chef de l'Observatoire Gemini au National Science NOIRLab à Tucson).
Description de l'image
Ce graphique montre, en bas à gauche et en jaune, le spectre de l'une des 10 étoiles cibles de cette étude (ainsi que la lumière qui l'accompagne provenant de l'environnement de fond immédiat). Les empreintes spectrales de l'hélium atomique chaud, de l'hydrogène moléculaire froid et de l'hydrogène atomique chaud sont mises en évidence. En haut à gauche, en magenta, se trouve un spectre légèrement décalé par rapport à l'étoile qui inclut uniquement la lumière de l'environnement d'arrière-plan. Ce deuxième spectre manque d'une raie spectrale d'hydrogène moléculaire froid.
À droite, se trouve la comparaison des lignes du haut et du bas. Cette comparaison montre un pic important d’hydrogène moléculaire froid provenant de l’étoile, mais pas de son environnement nébulaire. De plus, l’hydrogène atomique présente un pic plus important depuis l’étoile. Cela indique la présence d'un disque protoplanétaire entourant immédiatement l'étoile. Les données ont été prises avec le réseau de microobturateurs de l'instrument NIRSpec (spectromètre proche infrarouge) du télescope spatial James Webb (cf. NASA, ESA, CSA, Joseph Olmsted STScI).