Das James-Webb-Weltraumteleskop der NASA/ESA/CSA hat mit seiner Nahinfrarotkamera (NIRCam) die einst verborgenen Merkmale des Protosterns in der Dunkelwolke L1527 enthüllt und Einblicke in die Entstehung eines neuen Sterns gegeben. Diese lodernden Wolken in der Sternentstehungsregion des Stiers sind nur im Infrarotlicht sichtbar, was sie zu einem idealen Ziel für die Sternentstehung macht Webb.
Der Protostern selbst ist im „Hals“ dieser Sanduhrform verborgen. Eine hochkantige 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, umreißen Hohlräume, die entstehen, wenn Material vom Protostern wegschießt und mit der umgebenden 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 Jahre alt – ein relativ junger Körper. Aufgrund seines Alters und seiner Helligkeit im fernen Infrarotlicht gilt L000 als Protostern der Klasse 1527, dem frühesten Stadium der Sternentstehung. Protosterne wie diese, 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. L0 erzeugt noch keine eigene Energie durch die Kernfusion von Wasserstoff, eine wesentliche Eigenschaft von Sterne. 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 unseres liegt Sun.
Während ein Protostern weiter an Masse zunimmt, komprimiert sich sein Kern allmählich und nähert sich einer stabilen Kernfusion. Die in diesem Bild gezeigte Szene zeigt, dass L1527 genau das tut. Die umgebende Molekülwolke besteht aus dichtem Staub und Gas, die zum 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 Material auf den Protostern aufbringt. 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.
