Los planetas se construyen contra reloj. El gas que da a Júpiter y Saturno sus enormes envolturas no es una característica permanente de un sistema estelar joven: es un recurso que se agota. Una vez que desaparece, la oportunidad de ensamblar un planeta rico en gas se termina.
Un nuevo sondeo con el Telescopio Espacial James Webb de la NASA ha observado ese drenaje en acción en 72 estrellas jóvenes de tipo solar, y muestra que la propia vía de escape cambia a medida que el sistema envejece.
El trabajo, dirigido por Naman Bajaj, de la Universidad de Arizona, y con la científica del Instituto SETI Uma Gorti entre los coautores, se publicó en The Astronomical Journal en agosto de 2026 con el título "JWST/MIRI Reveals the Evolution from Molecular to Atomic Disk Winds". Es uno de los mayores estudios de formación planetaria realizados con Webb hasta la fecha.
El reloj que gobierna la formación planetaria
Hace unos 4.500 millones de años, el joven Sol se encontraba dentro de un grueso disco protoplanetario que contenía aproximadamente cien veces más gas que polvo. Casi todo ese gas ya no está. Adónde fue, y con qué rapidez, no es un detalle contable: es una de las restricciones más importantes sobre qué tipo de planetas puede construir un sistema.
Los planetas rocosos pueden seguir ensamblándose a partir de sólidos mucho después de que el gas se haya disipado. Los gigantes gaseosos no. Un Júpiter necesita alcanzar una masa crítica de núcleo y luego atraer una envoltura masiva de hidrógeno y helio mientras esa envoltura siga disponible. Si el disco se dispersa antes, el sistema se queda con núcleos que nunca llegaron a ser gigantes.
"La dispersión del disco establece un reloj fundamental para la formación planetaria. Una vez que el gas desaparece, la oportunidad de construir planetas ricos en gas se acaba". - Uma Gorti, Instituto SETI
Dos trazadores, setenta y dos sistemas
Para leer ese reloj, el equipo de Bajaj recurrió al archivo en lugar de a la cola de observación, extrayendo observaciones existentes del Instrumento de Infrarrojo Medio (MIRI) de Webb para 72 sistemas jóvenes. Ningún disco por sí solo puede mostrar una secuencia evolutiva: cada uno es una instantánea. Pero 72 discos captados a distintas edades funcionan como los fotogramas de una película: al alinearlos, el proceso se vuelve visible.
El equipo siguió dos firmas de gas en fuga. La primera es el hidrógeno molecular, la molécula más abundante en un disco protoplanetario y, hasta Webb, muy difícil de rastrear directamente en estos flujos salientes. La segunda es el neón ionizado, que marca material más caliente, más rápido y más colimado: los chorros.
La sensibilidad y la resolución espacial de MIRI fueron los factores decisivos. Con ambos trazadores resueltos, los investigadores pudieron separar los amplios vientos moleculares de los estrechos chorros atómicos que los atraviesan, en lugar de agrupar todo el gas saliente.
Se detectó emisión extendida de hidrógeno molecular o neón en 66 de los 72 discos. Aparecieron vientos cónicos de hidrógeno molecular en 46 sistemas y chorros rápidos de neón en 40. Es notable que todo sistema con un chorro de neón mostraba también un viento más lento trazado por hidrógeno molecular u oxígeno: los chorros nunca aparecen solos.
De los vientos magnéticos a la fotoevaporación
El patrón en toda la muestra es un relevo entre dos mecanismos físicos muy distintos.
En los sistemas más jóvenes, que todavía canalizan material activamente hacia sus estrellas centrales, Webb ve chorros intensos junto a vientos amplios que contienen gas tanto molecular como atómico. Esa combinación es la firma esperada de los vientos impulsados magnéticamente: gas enhebrado en líneas de campo magnético que atraviesan el disco, lanzado hacia fuera y que se lleva masa y, de forma crítica, momento angular. Extraer momento angular es parte de lo que permite que el material restante del disco caiga en espiral hacia dentro y alimente a la estrella.
A medida que la acreción se ralentiza y el disco se adelgaza, el panorama cambia. Los chorros se debilitan. Los vientos pasan a ser predominantemente atómicos. Y la propia radiación ultravioleta y de rayos X de alta energía de la estrella, antes absorbida por el denso material superpuesto, puede ahora alcanzar y calentar directamente el gas del disco hasta que escapa. Esto es la fotoevaporación, y el sondeo muestra que gana protagonismo conforme los discos envejecen.
Aquí se cierra un círculo satisfactorio. En 2020, un equipo dirigido por Ilaria Pascucci - directora de tesis de Bajaj y segunda autora del nuevo artículo - predijo, a partir de la evolución de chorros y vientos, que debían existir vientos moleculares masivos a edades tempranas, lo bastante densos como para bloquear los fotones de rayos X estelares antes de que alcanzaran el disco. En aquel momento, el hidrógeno molecular no podía observarse directamente en estos sistemas. Webb acaba de confirmar la predicción al verlo.
Ningún culpable único
La conclusión principal es que la dispersión del disco no tiene un mecanismo único. Los sistemas parecen migrar de un régimen temprano, impulsado magnéticamente, a otro posterior en el que los vientos atómicos, incluidos los fotoevaporativos, desempeñan un papel mayor, con un equilibrio que se desplaza de forma gradual en lugar de cambiar en una frontera nítida.
"La formación planetaria es, por tanto, una carrera contra el tiempo. Los gigantes gaseosos como Júpiter deben ensamblar sus enormes atmósferas mientras el disco siga siendo lo bastante sustancial como para abastecerlos, antes de que los vientos y los chorros se lleven esa materia prima al espacio". - Naman Bajaj, Universidad de Arizona
El estudio amplía trabajos previos del mismo grupo. En 2024, Bajaj, Gorti y sus colegas usaron Webb para obtener una imagen del viento de disco que se aleja de la joven estrella T Cha, prueba de que la dispersión podía estudiarse directamente en un sistema individual. El nuevo sondeo escala ese enfoque a decenas.
Qué viene ahora
El siguiente paso evidente es cuantitativo. Detectar un viento es una cosa; medir cuánta masa retira al año, y desde qué radios del disco se lanza, es otra. Esas cifras convertirían una secuencia cualitativa en un calendario real: no solo con qué rapidez se cierra la ventana de formación planetaria, sino en qué parte del disco se cierra primero y, por tanto, qué vecindarios orbitales pueden seguir produciendo gigantes gaseosos cuando el reloj se agota.
Fuentes
- Instituto SETI, "JWST Reveals a Race Against Time for Forming Planets" (25 de agosto de 2026).
- N. S. Bajaj et al., "JWST/MIRI Reveals the Evolution from Molecular to Atomic Disk Winds", The Astronomical Journal (2026), DOI 10.3847/1538-3881/ae9089.
- Preprint: arXiv:2607.21733.
