Das
James-Webb-Weltraumteleskop der NASA hat die einst verborgenen Merkmale
des Protosterns in der dunklen Wolke L1527 enthüllt und Einblicke
in die Anfänge eines neuen Sterns gegeben. Diese lodernden Wolken
in der Sternentstehungsregion des Taurus sind nur im Infrarotlicht
sichtbar,
was sie zu einem idealen Ziel für die Nahinfrarotkamera (NIRCam) von Webb macht.
Der Protostern selbst ist im „Hals“ dieser Sanduhrform
verborgen. Eine von der Kante sichtbare protoplanetare Scheibe ist als
dunkle Linie in der Mitte
des Halses zu sehen. Licht aus dem Protostern leckt über und unter
dieser Scheibe und beleuchtet Hohlräume im umgebenden Gas und
Staub.
Die am weitesten verbreiteten Merkmale der Region, die blauen und
orangefarbenen Wolken auf diesem Infrarotbild mit repräsentativen
Farben,
umreißen Hohlräume, die entstehen, wenn Material vom
Protostern wegschießt und mit umgebender Materie kollidiert.
Die Farben selbst sind auf Staubschichten zwischen Webb und den Wolken
zurückzuführen. In den blauen Bereichen ist der Staub am
dünnsten.
Je dicker die Staubschicht ist, desto weniger blaues Licht kann entweichen und es entstehen orangefarbene Taschen.
Webb enthüllt auch Filamente aus molekularem Wasserstoff, die
geschockt wurden, als der Protostern Material aus ihm herausschleuderte.
Erschütterungen und Turbulenzen verhindern die Bildung neuer
Sterne, die sich sonst in der gesamten Wolke bilden würden.
Infolgedessen dominiert der Protostern den Weltraum und nimmt einen Großteil des Materials für sich ein.
Trotz des Chaos, das L1527 anrichtet, ist es nur etwa 100.000 Jahre alt – ein relativ junger Körper.
Aufgrund seines Alters und seiner Helligkeit im Ferninfrarotlicht, wie
sie von Missionen wie dem Infrared Astronomical Satellite beobachtet
wurde,
gilt L1527 als Protostern der Klasse 0, dem frühesten Stadium der Sternentstehung.
Protosterne wie dieser, die noch in einer dunklen Wolke aus Staub und
Gas eingehüllt sind, haben noch einen langen Weg vor sich,
bevor sie zu vollwertigen Sternen werden. L1527 erzeugt noch keine
eigene Energie durch Kernfusion von Wasserstoff, eine wesentliche
Eigenschaft von Sternen.
Seine Form ist zwar größtenteils kugelförmig, aber auch
instabil und nimmt die Form eines kleinen, heißen und
geschwollenen Gasklumpens an,
der irgendwo zwischen 20 und 40 % der Masse unserer Sonne liegt.
Während der Protostern weiter an Masse zunimmt, komprimiert sich
sein Kern allmählich und nähert sich einer stabilen
Kernfusion.
Die in diesem Bild gezeigte Szene zeigt, wie L1527 genau das tut. Die
umgebende Molekülwolke besteht aus dichtem Staub und Gas,
die ins Zentrum gezogen werden, wo sich der Protostern befindet. Wenn
das Material hineinfällt, windet es sich spiralförmig um die
Mitte.
Dadurch entsteht eine dichte Materialscheibe, die als Akkretionsscheibe bekannt ist und den Protostern mit Material versorgt.
Wenn es an Masse zunimmt und weiter komprimiert wird, steigt die
Temperatur seines Kerns und erreicht schließlich die Schwelle
für den Beginn der Kernfusion.
Die Scheibe, im Bild als dunkles Band vor dem hellen Zentrum zu sehen, hat etwa die Größe unseres Sonnensystems.
Angesichts der Dichte ist es nicht ungewöhnlich, dass ein
Großteil dieses Materials zusammenklumpt – die Anfänge
von Planeten.
Letztendlich bietet diese Ansicht von L1527 einen Einblick, wie unsere
Sonne und unser Sonnensystem in ihren Kinderschuhen aussahen.