Hur bildas stjärnor och planeter? Forskare är nu ett steg närmare att fastställa förutsättningarna för bildandet av proto-stjärnskivor. Observationer av tre system i de tidiga stadierna av stjärnbildning i Perseus moln avslöjade att profilen för rörelsemängden i dessa system är mellan den förväntade för en solid kropp och ren turbulens, vilket tyder på att kärnans inflytande sträcker sig längre ut än tidigare trott. Dessa fynd kan leda till mer realistiska initiala villkor för numeriska simuleringar av diskbildning.

Huvudstegen i stjärn- och planetbildningen är väl förstått:en tät, interstellära moln kommer att kollapsa under sin egen gravitation; en central kärna bildas såväl som en proto-stjärnskiva på grund av bevarandet av rörelsemängd; till sist, efter cirka 100, 000 år eller så, stjärnan kommer att bli tillräckligt tät för att antända kärnfusion i dess centrum och kommer därför att börja lysa, när du är i disken, planeter kommer att bildas. Men det finns fortfarande många öppna frågor om detaljerna i denna process, t.ex. vilken roll spelar rörelsemängd vid skivbildning eller hur samlar den cirkum-stjärniga skivan det mesta av sin massa?

Ett internationellt team av forskare ledda av Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE) har nu observerat tre av de yngsta proto-stjärnkällorna i Perseus molekylära moln. Dessa källor är nära kanten på himlens plan, möjliggör en studie av hastighetsfördelningen av det täta molnet.

"Detta är första gången som vi kunde analysera gaskinematik runt tre cirkumstellära skivor i tidiga skeden av deras bildning, " säger Jaime Pineda, som ledde studien vid MPE. "Alla system kan passa med samma modell, vilket gav oss den första antydan om att de täta molnen inte roterar som fast kropp." En solid kroppsrotation är det enklaste antagandet, som beskriver gasen i det täta molnet med en fast vinkelhastighet vid en given radie. Den modell som bäst beskriver alla tre systemen ligger mellan de som förväntas för rotation av solid kropp och ren turbulens.

Vidare, när man jämför dessa observationer med tidigare numeriska modeller, det är tydligt att magnetfält spelar en roll i bildandet av dessa skivor:"Om ett magnetfält ingår ser det till att kollapsen inte är för snabb och att gasrotationen matchar den observerade, " förklarar Pineda. "Våra senaste observationer ger oss en övre gräns för diskstorlekarna, som stämmer mycket överens med tidigare studier."

Särskilt, det specifika vinkelmomentet för det infallande materialet är direkt relaterat till den möjliga maximala Kepleriska radien för proto-stjärnskivan. Om vi ​​antar en stjärnmassa på cirka 5 % av vår sols massa, forskarna uppskattar att den övre gränsen för Kepler-skivan är cirka 60 astronomiska enheter, eller ungefär dubbelt så stort som vårt planetsystem, i överensstämmelse med tidigare uppskattningar. Detta tyder på att stora skivor (större än 80 AU) inte kan bildas tidigt i en stjärnas liv, och påverkar därför utgångspunkten för scenarier för planetbildande.

Nästa steg för astronomerna blir att observera sådana system i olika skeden av deras utveckling och i olika miljöer för att kontrollera om dessa påverkar den specifika rörelsemängdsprofilen. Dessa fynd kan sedan inkorporeras i eller jämföras med numeriska simuleringar för att bättre förstå samutvecklingen av den täta kärnan som bildar en stjärna och den cirkumstellära skivan som bildar planeter.