NASA/ESA/CSA James Webb-romteleskopet har avslørt de en gang skjulte egenskapene til protostjernen i den mørke skyen L1527 med dets Near Infrared Camera (NIRCam), som gir innsikt i dannelsen av en ny stjerne. Disse brennende skyene i Tyrens stjernedannende region er bare synlige i infrarødt lys, noe som gjør det til et ideelt mål for Webb.
Selve protostjernen er skjult i "halsen" på denne timeglassformen. En kant-på protoplanetarisk skive sees som en mørk linje over midten av halsen. Lys fra protostjernen lekker over og under denne skiven, og lyser opp hulrom i den omkringliggende gassen og støvet.
Regionens mest utbredte trekk, de blå og oransje skyene, skisserer hulrom skapt når materialet skyter vekk fra protostjernen og kolliderer med det omkringliggende stoffet. Selve fargene skyldes lag med støv mellom Webb og skyene. De blå områdene er der støvet er tynnest. Jo tykkere støvlaget er, jo mindre blått lys er i stand til å slippe ut, og skaper lommer med oransje.
Webb avslører også filamenter av molekylært hydrogen som har blitt sjokkert da protostjernen kaster ut materiale fra den. Sjokk og turbulens hemmer dannelsen av nye stjerner, som ellers ville dannet seg i hele skyen. Som et resultat dominerer protostjernen rommet, og tar mye av materialet for seg selv.
Til tross for kaoset som L1527 forårsaker, er den bare rundt 100 000 år gammel – en relativt ung kropp. Gitt sin alder og lysstyrke i langt infrarødt lys, regnes L1527 som en klasse 0 protostjerne, det tidligste stadiet av stjernedannelse. Protostjerner som disse, som fortsatt ligger i en mørk sky av støv og gass, har en lang vei å gå før de blir fullverdige stjerner. L1527 genererer ikke sin egen energi gjennom kjernefysisk fusjon av hydrogen ennå, en viktig egenskap ved stjerner. Selv om formen for det meste er sfærisk, er den også ustabil, og tar form av en liten, varm og oppblåst gassklump et sted mellom 20 % og 40 % av massen til vår Sol.
Når en protostjerne fortsetter å samle masse, komprimeres kjernen gradvis og kommer nærmere stabil kjernefysisk fusjon. Scenen vist på dette bildet avslører at L1527 gjør nettopp det. Den omkringliggende molekylære skyen består av tett støv og gass som trekkes mot midten, der protostjernen befinner seg. Når materialet faller inn, går det i spiral rundt midten. Dette skaper en tett skive av materiale, kjent som en akkresjonsskive, som mater materiale inn på protostjernen. Etter hvert som den får mer masse og komprimeres ytterligere, vil temperaturen i kjernen stige, og til slutt nå terskelen for at kjernefysisk fusjon skal begynne.
Skiven, sett på bildet som et mørkt bånd foran det lyse sentrum, er omtrent på størrelse med vårt solsystem. Gitt tettheten, er det ikke uvanlig at mye av dette materialet klumper seg sammen - begynnelsen av planeter. Til syvende og sist gir denne visningen av L1527 et vindu til hvordan solen og solsystemet vårt så ut i sin spede barndom.
