NASA/ESA/CSA James Webb -avaruusteleskooppi on paljastanut prototähden aikoinaan piilotetut piirteet pimeässä L1527-pilvessä lähi-infrapunakameralla (NIRCam), joka tarjoaa käsityksen uuden tähden muodostumisesta. Nämä paahtavat pilvet Härän tähtien muodostumisalueella näkyvät vain infrapunavalossa, joten se on ihanteellinen kohde Webb.
Itse prototähti on piilotettu näkyviltä tämän tiimalasin muodon "kaulassa". Reunassa oleva protoplanetaarinen kiekko nähdään tummana viivana kaulan keskellä. Prototähdestä tuleva valo vuotaa tämän levyn ylä- ja alapuolelta valaiseen onteloita ympäröivässä kaasussa ja pölyssä.
Alueen yleisimmät piirteet, siniset ja oranssit pilvet, ääriviivat onteloita, jotka syntyvät, kun materiaali ampuu pois prototähdestä ja törmää ympäröivään aineeseen. Itse värit johtuvat Webbin ja pilvien välisistä pölykerroksista. Siniset alueet ovat siellä, missä pöly on ohuinta. Mitä paksumpi pölykerros on, sitä vähemmän sinistä valoa pääsee karkaamaan, jolloin syntyy oransseja taskuja.
Webb paljastaa myös molekyylivetyfilamentteja, jotka ovat järkyttyneet, kun prototähti työntää materiaalia pois siitä. Iskut ja turbulenssi estävät uusien tähtien muodostumista, joita muuten muodostuisi kaikkialle pilveen. Tämän seurauksena prototähti hallitsee tilaa ja ottaa suuren osan materiaalista itselleen.
Huolimatta L1527:n aiheuttamasta kaaoksesta, se on vain noin 100 000 vuotta vanha – suhteellisen nuori ruumis. Iän ja kauko-infrapunavalon kirkkauden vuoksi L1527:ää pidetään luokan 0 prototähdenä, tähtien muodostumisen varhaisimpana vaiheena. Tällaisilla prototähdillä, jotka ovat edelleen tummassa pöly- ja kaasupilvessä, on vielä pitkä matka ennen kuin niistä tulee täysimittaisia tähtiä. L1527 ei vielä tuota omaa energiaa vedyn ydinfuusion kautta, mikä on olennainen ominaisuus tähdet. Sen muoto, vaikka se on enimmäkseen pallomainen, on myös epävakaa, ja se on pienen, kuuman ja turvonneen kaasumöykyn muodon jossain 20-40 % meidän massasta. aurinko.
Kun prototähti jatkaa massan keräämistä, sen ydin tiivistyy vähitellen ja lähestyy vakaata ydinfuusiota. Tässä kuvassa näkyvä kohtaus paljastaa, että L1527 tekee juuri niin. Ympäröivä molekyylipilvi koostuu tiheästä pölystä ja kaasusta, joita vedetään kohti keskustaa, jossa prototähti asuu. Kun materiaali putoaa sisään, se kiertyy keskeltä. Tämä muodostaa tiheän materiaalikiekon, joka tunnetaan nimellä accretion kiekko, joka syöttää materiaalia prototähdelle. Kun se saa lisää massaa ja puristuu edelleen, sen ytimen lämpötila nousee ja saavuttaa lopulta kynnyksen ydinfuusion alkamiselle.
Levy, joka näkyy kuvassa tummana nauhana kirkkaan keskustan edessä, on suunnilleen aurinkokuntamme kokoinen. Kun otetaan huomioon tiheys, ei ole epätavallista, että suuri osa tästä materiaalista kasautuu yhteen - planeettojen alkuvaiheessa. Viime kädessä tämä L1527-näkymä tarjoaa ikkunan siihen, miltä aurinkomme ja aurinkokuntamme näyttivät lapsenkengissään.
