Webb de la NASA attrape un sablier enflammé alors que de nouvelles étoiles se forment

La protoétoile elle-même est cachée dans le “cou” de cette forme de sablier. Un disque protoplanétaire de bord est vu comme une ligne sombre à travers le milieu du cou. La lumière de la protoétoile fuit au-dessus et au-dessous de ce disque, éclairant les cavités dans le gaz et la poussière environnants.

Les caractéristiques les plus répandues de la région, les nuages ​​colorés en bleu et orange dans cette image infrarouge aux couleurs représentatives, décrivent les cavités créées lorsque la matière s’éloigne de la protoétoile et entre en collision avec la matière environnante. Les couleurs elles-mêmes sont dues aux couches de poussière entre Webb et les nuages. Les zones bleues sont celles où la poussière est la plus fine. Plus la couche de poussière est épaisse, moins la lumière bleue peut s’échapper, créant des poches d’orange.

Webb révèle également des filaments d’hydrogène moléculaire qui ont été choqués lorsque la protoétoile éjecte de la matière loin de lui. Les chocs et les turbulences inhibent la formation de nouvelles étoiles, qui autrement se formeraient partout dans le nuage. En conséquence, la protoétoile domine l’espace, prenant une grande partie du matériel pour elle-même.

Malgré le chaos causé par L1527, il n’a qu’environ 100 000 ans – un corps relativement jeune. Compte tenu de son âge et de sa luminosité dans l’infrarouge lointain observé par des missions comme le satellite astronomique infrarouge, L1527 est considérée comme une protoétoile de classe 0, le stade le plus précoce de la formation d’étoiles. Des protoétoiles comme celles-ci, qui sont encore coconnées dans un nuage sombre de poussière et de gaz, ont encore un long chemin à parcourir avant de devenir des étoiles à part entière. L1527 ne génère pas encore sa propre énergie par fusion nucléaire de l’hydrogène, une caractéristique essentielle des étoiles. Sa forme, bien que principalement sphérique, est également instable, prenant la forme d’un petit amas de gaz chaud et gonflé représentant entre 20 et 40% de la masse de notre Soleil.

Alors que la protoétoile continue de rassembler de la masse, son noyau se comprime progressivement et se rapproche d’une fusion nucléaire stable. La scène montrée dans cette image révèle que L1527 fait exactement cela. Le nuage moléculaire environnant est composé de poussière et de gaz denses attirés vers le centre, où réside la protoétoile. Au fur et à mesure que le matériau tombe, il tourne autour du centre. Cela crée un disque dense de matière, connu sous le nom de disque d’accrétion, qui alimente en matière la protoétoile. Au fur et à mesure qu’il gagne en masse et se comprime davantage, la température de son noyau augmentera, atteignant finalement le seuil de début de la fusion nucléaire.

Le disque, vu sur l’image comme une bande sombre devant le centre lumineux, a à peu près la taille de notre système solaire. Compte tenu de la densité, il n’est pas inhabituel qu’une grande partie de ce matériau s’agglutine – les débuts des planètes. En fin de compte, cette vue de L1527 offre une fenêtre sur ce à quoi ressemblaient notre Soleil et notre système solaire à leurs débuts.

Source de l’histoire :

Matériaux fourni par NASA/Centre de vol spatial Goddard. Remarque : Le contenu peut être modifié pour le style et la longueur.