Hvordan man drejer en disk omkring unge protostjerner

Hvordan opstår stjerner og planeter? Forskere er nu et skridt tættere på at fastlægge betingelserne for dannelsen af ​​protostjerneskiver. Observationer af tre systemer i de tidlige stadier af stjernedannelse i Perseus-skyen afslørede, at profilen af ​​vinkelmomentet i disse systemer er mellem det, der forventes for et fast legeme og ren turbulens, indikerer, at kernens indflydelse strækker sig længere ud end hidtil antaget. Disse resultater kunne føre til mere realistiske startbetingelser for numeriske simuleringer af diskdannelse.

De vigtigste trin i stjerne- og planetdannelsen er godt forstået:en tæt, interstellar sky vil kollapse under sin egen tyngdekraft; en central kerne dannes såvel som en proto-stjerneskive på grund af bevarelsen af ​​vinkelmomentum; endelig, efter omkring 100, 000 år eller deromkring, stjernen bliver tæt nok til at antænde nuklear fusion i dens centrum og vil derfor begynde at skinne, mens du er på disken, planeter vil dannes. Men der er stadig mange åbne spørgsmål om detaljerne i denne proces, f.eks. hvad er vinkelmomentets rolle i skivedannelsen, eller hvordan samler den circum-stellare skive det meste af sin masse?

Et internationalt hold af forskere ledet af Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE) har nu observeret tre af de yngste protostjernekilder i Perseus molekylære sky. Disse kilder er tæt på kanten i himlens plan, tillader en undersøgelse af hastighedsfordelingen af ​​den tætte sky.

"Dette er første gang, at vi var i stand til at analysere gaskinematik omkring tre cirkumstellare skiver i de tidlige stadier af deres dannelse, " siger Jaime Pineda, der ledede undersøgelsen på MPE. "Alle systemer kan passe til den samme model, hvilket gav os det første hint om, at de tætte skyer ikke roterer som fast krop." En fast kropsrotation er den enkleste antagelse, som beskriver gassen i den tætte sky med en fast vinkelhastighed ved en given radius. Den model, der bedst beskriver alle tre systemer, er mellem dem, der forventes for solid kropsrotation og ren turbulens.

Desuden, når man sammenligner disse observationer med tidligere numeriske modeller, det er klart, at magnetiske felter spiller en rolle i dannelsen af ​​disse skiver:"Hvis et magnetfelt er inkluderet, sørger det for, at kollapset ikke er for hurtigt, og at gasrotationen matcher den observerede, " forklarer Pineda. "Vores seneste observationer giver os en øvre grænse for diskstørrelserne, som er i stor overensstemmelse med tidligere undersøgelser."

I særdeleshed, det specifikke vinkelmoment af det indfaldende materiale er direkte relateret til den mulige maksimale Keplerian-radius af proto-stjerneskiven. Hvis vi antager en stjernemasse på omkring 5 % af vores sols masse, forskerne vurderer, at den øvre grænse for Kepler-skiven er omkring 60 astronomiske enheder, eller omkring den dobbelte størrelse af vores planetsystem, i overensstemmelse med tidligere skøn. Dette tyder på, at store skiver (større end 80 AU) ikke kan dannes tidligt i en stjernes liv, og derfor påvirker udgangspunktet for planetdannende scenarier.

Det næste skridt for astronomerne vil være at observere sådanne systemer på forskellige stadier i deres udvikling og i forskellige miljøer for at kontrollere, om disse påvirker den specifikke vinkelmomentprofil. Disse resultater kan derefter inkorporeres i eller sammenlignes med numeriske simuleringer for bedre at forstå samudviklingen af ​​den tætte kerne, der danner en stjerne, og den cirkumstellare skive, der danner planeter.