Hoe ontstaan ​​sterren en planeten? Wetenschappers zijn nu een stap dichter bij het vaststellen van de voorwaarden voor de vorming van protostellaire schijven. Waarnemingen van drie systemen in de vroege stadia van stervorming in de Perseus-wolk onthulden dat het profiel van het impulsmoment in deze systemen tussen dat verwacht voor een vast lichaam en pure turbulentie, wat aangeeft dat de invloed van de kern verder reikt dan eerder werd gedacht. Deze bevindingen zouden kunnen leiden tot meer realistische beginvoorwaarden voor numerieke simulaties van schijfvorming.

De belangrijkste stappen van ster- en planeetvorming zijn goed begrepen:een dichte, interstellaire wolk zal onder zijn eigen zwaartekracht instorten; een centrale kern vormt evenals een proto-stellaire schijf vanwege het behoud van impulsmoment; Tenslotte, na ongeveer 100, 000 jaar of zo, de ster zal dicht genoeg worden om kernfusie in het centrum te doen ontbranden en zal dus gaan schijnen, terwijl in de schijf, planeten zullen ontstaan. Maar er zijn nog veel open vragen over de details van dit proces, bijv. wat is de rol van impulsmoment bij schijfvorming of hoe verzamelt de circumstellaire schijf het grootste deel van zijn massa?

Een internationaal team van wetenschappers onder leiding van het Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE) heeft nu drie van de jongste proto-stellaire bronnen in de moleculaire wolk van Perseus waargenomen. Deze bronnen bevinden zich bijna aan de rand in het vlak van de lucht, waardoor een studie van de snelheidsverdeling van de dichte wolk mogelijk is.

"Dit is de eerste keer dat we de gaskinematica rond drie circumstellaire schijven in de vroege stadia van hun vorming konden analyseren, " zegt Jaime Pineda, die de studie leidde bij MPE. "Alle systemen kunnen met hetzelfde model worden uitgerust, wat ons de eerste hint gaf dat de dichte wolken niet roteren als een vast lichaam." Een rotatie van een vast lichaam is de eenvoudigste veronderstelling, die het gas in de dichte wolk beschrijft met een vaste hoeksnelheid bij een bepaalde straal. Het model dat alle drie de systemen het beste beschrijft, ligt tussen de modellen die worden verwacht voor rotatie van vaste lichamen en pure turbulentie.

Verder, bij het vergelijken van deze waarnemingen met eerdere numerieke modellen, het is duidelijk dat magnetische velden een rol spelen bij de vorming van deze schijven:"Als een magnetisch veld wordt opgenomen, zorgt het ervoor dat de ineenstorting niet te snel gaat en de gasrotatie overeenkomt met de waargenomen, " legt Pineda uit. "Onze laatste waarnemingen geven ons een bovengrens voor de schijfgroottes, die in grote overeenstemming zijn met eerdere studies."

Vooral, het specifieke impulsmoment van het invallende materiaal is direct gerelateerd aan de mogelijke maximale Kepler-straal van de proto-stellaire schijf. Uitgaande van een stellaire massa van ongeveer 5% van de massa van onze zon, de wetenschappers schatten dat de bovengrens van de Kepler-schijf ongeveer 60 astronomische eenheden is, of ongeveer twee keer zo groot als ons planetenstelsel, in overeenstemming met eerdere schattingen. Dit suggereert dat grote schijven (groter dan 80 AU) niet vroeg in het leven van een ster kunnen worden gevormd, en beïnvloedt daarom het startpunt voor planeetvormende scenario's.

De volgende stap voor de astronomen zal zijn om dergelijke systemen in verschillende stadia van hun evolutie en in verschillende omgevingen te observeren om te controleren of deze het specifieke impulsmomentprofiel beïnvloeden. Deze bevindingen kunnen vervolgens worden opgenomen in of vergeleken met numerieke simulaties om de co-evolutie van de dichte kern die een ster vormt en de circumstellaire schijf die planeten vormt beter te begrijpen.