NASA/ESA/CSA James Webb-rumteleskopet har afsløret de engang skjulte træk ved protostjernen i den mørke sky L1527 med dets Near Infrared Camera (NIRCam), der giver indsigt i dannelsen af en ny stjerne. Disse flammende skyer i Tyrens stjernedannende område er kun synlige i infrarødt lys, hvilket gør det til et ideelt mål for Webb.
Selve protostjernen er skjult i 'halsen' på denne timeglasform. En kant-på protoplanetarisk skive ses som en mørk linje hen over midten af halsen. Lys fra protostjernen lækker over og under denne skive og oplyser hulrum i den omgivende gas og støv.
Regionens mest udbredte træk, de blå og orange skyer, skitserer hulrum, der er skabt, når materiale skyder væk fra protostjernen og kolliderer med det omgivende stof. Selve farverne skyldes lag af støv mellem Webb og skyerne. De blå områder er der, hvor støvet er tyndest. Jo tykkere støvlaget er, jo mindre blåt lys er i stand til at slippe ud, hvilket skaber lommer af orange.
Webb afslører også filamenter af molekylært brint, der er blevet chokeret, da protostjernen skubber materiale væk fra det. Stød og turbulens hæmmer dannelsen af nye stjerner, som ellers ville dannes i hele skyen. Som et resultat dominerer protostjernen rummet og tager meget af materialet for sig selv.
På trods af det kaos, som L1527 forårsager, er den kun omkring 100 000 år gammel - en relativt ung krop. På grund af sin alder og dens lysstyrke i langt-infrarødt lys betragtes L1527 som en klasse 0 protostjerne, det tidligste stadie af stjernedannelse. Protostjerner som disse, der stadig ligger i en mørk sky af støv og gas, har lang vej igen, før de bliver fuldgyldige stjerner. L1527 genererer endnu ikke sin egen energi gennem atomfusion af brint, hvilket er et væsentligt kendetegn ved stjerner. Dens form, selv om den for det meste er sfærisk, er også ustabil, idet den tager form af en lille, varm og hævet gasklump et sted mellem 20 % og 40 % af vores masse. Sol.
Efterhånden som en protostjerne fortsætter med at samle masse, komprimeres dens kerne gradvist og kommer tættere på stabil nuklear fusion. Scenen vist på dette billede afslører, at L1527 gør netop det. Den omgivende molekylære sky består af tæt støv og gas, der trækkes mod midten, hvor protostjernen befinder sig. Når materialet falder ind, spiraler det rundt om midten. Dette skaber en tæt skive af materiale, kendt som en accretion disc, som tilfører materiale til protostjernen. Efterhånden som den får mere masse og komprimerer yderligere, vil temperaturen af dens kerne stige og til sidst nå tærsklen for, at nuklear fusion kan begynde.
Skiven, set på billedet som et mørkt bånd foran det lyse centrum, er omtrent på størrelse med vores solsystem. I betragtning af tætheden er det ikke usædvanligt, at meget af dette materiale klumper sig sammen - begyndelsen af planeter. I sidste ende giver denne visning af L1527 et vindue til, hvordan vores sol og solsystem så ud i deres barndom.
