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A 130 años luz de nosotros, alrededor de la joven estrella HR 8799 orbitan cuatro planetas gigantes, cada uno de 5 a 10 veces más masivo que Júpiter. Se encuentran lejos de la estrella, a distancias de entre 15 y 70 unidades astronómicas (una unidad astronómica es la distancia de la Tierra al Sol). El telescopio James Webb miró sus atmósferas y descubrió que la composición de los gases es diferente en cada uno.

El espectrómetro NIRSpec descompuso la luz de los planetas en miles de tonos, como un prisma descompone el rayo solar. Por las bandas oscuras en ese espectro 'arcoíris', los científicos identificaron qué gases hay en las atmósferas. En los cuatro planetas se encontraron agua, metano, monóxido de carbono, dióxido de carbono y sulfuro de hidrógeno. En cambio, el amoníaco solo apareció en el planeta más lejano, HR 8799 b.

Luego, los científicos compararon cuánto hay en las atmósferas de distintos elementos en relación con el hidrógeno: carbono, oxígeno, nitrógeno y azufre. Resultó que el carbono y el oxígeno están en cantidades similares en todos los planetas: de 3 a 5 veces más que en la propia estrella. En cambio, el azufre es más abundante en los planetas más alejados de la estrella. El azufre forma parte de polvos y guijarros refractarios, por lo que su exceso sugiere que los planetas lejanos acumularon más material sólido.

Según la cantidad de amoníaco en el planeta b, se calculó que el nitrógeno en su atmósfera es 21 veces mayor que en la estrella. Esto significa que el planeta b absorbió gas rico en nitrógeno, que solo podía existir más allá de la 'línea de nieve' del nitrógeno. La línea de nieve es el límite en el disco donde una sustancia deja de ser gas y se congela en hielo. El agua tiene su propia línea de nieve, el dióxido de carbono la suya, y la del nitrógeno está aún más lejos de la estrella. El planeta b, al parecer, se formó entre la línea de nieve del monóxido de carbono y la del nitrógeno.

Con estos datos se dibuja un panorama: los planetas internos (c, d, e) acumularon gas enriquecido con monóxido de carbono dentro de su línea de nieve. El planeta externo b añadió a su 'menú' hielo de nitrógeno. Para explicar el exceso de volátiles, los científicos calcularon cuántos guijarros helados debieron evaporarse en las líneas de nieve. Resultó que por el disco pasó un flujo de guijarros con una masa total de unas 750 masas terrestres. Esta cifra concuerda con los modelos de crecimiento planetario tanto por guijarros como por planetesimales (embriones de planetas).

Así, cuatro planetas lejanos, como cuatro testigos, contaron cómo se movieron y evaporaron las partículas heladas en el joven sistema. Su composición no es solo un conjunto de gases, sino un mapa de las condiciones en las que nacieron.

Resumen original

tal como lo escribieron los autores, en inglés arXiv:2602.09422

With four giant planets ($$m\sim5-10~M_{\rm Jup}$$, $$T_\rm{eff}\sim900-1200$$ K) orbiting between 15-70 au, HR 8799 provides an unparalleled testbed for studying giant planet formation and probing compositional trends across the protoplanetary disk. We present new JWST/NIRSpec IFU observations ($$2.85-5.3~\mu$$m, $$R\approx2700$$) that now include the spectrum of HR 8799 b, and higher S/N spectra for HR 8799 c, d, and e compared to that in Ruffio & Xuan et al. We detect CO, CH$$_4$$, H$$_2$$O, H$$_2$$S, CO$$_2$$, and for planet b, NH$$_3$$. We combine the NIRSpec spectra with $$1-5 \mu$$m photometry to perform atmospheric retrievals that account for disequilibrium chemistry and clouds, and allow C/H, O/H, N/H, and S/H to scale independently. While the four planets are similarly enriched in carbon and oxygen, with C/H and O/H between $$3-5\times$$ stellar, we observe a tentative trend of increasing S/H - a tracer of refractory solids - from $$2-5 \times$$ stellar with increasing orbital distance. From HR 8799 b's NH$$_3$$ abundance, we estimate $$\rm N/H=21.2^{+16.2}_{-8.8}\times$$ stellar, suggesting the outer planet accreted significant amounts of N-rich gas. Overall, the elemental abundance patterns we observe are consistent with a picture where planet b formed between the CO snowline and the more-distant N$$_2$$ snowline, while the inner planets accreted $$3 \times$$ stellar CO-enriched disk gas within the CO snowline. The excess volatile mass from pebble drift and evaporation implies an integrated pebble flux of $$750 \pm 200~M_{\oplus}$$. The increase in the planets' S/H with orbital distance implies more solid accretion further out, which is quantitatively compatible with expectations from both pebble and planetesimal accretion ($$2 \times$$ Minimum Mass Solar Nebula) paradigms.