Come si formano le stelle e i pianeti? Gli scienziati sono ora un passo più vicini alla definizione delle condizioni per la formazione di dischi protostellari. Le osservazioni di tre sistemi nelle prime fasi della formazione stellare nella nube di Perseo hanno rivelato che il profilo del momento angolare in questi sistemi è compreso tra quello previsto per un corpo solido e la pura turbolenza, indicando che l'influenza del nucleo si estende più lontano di quanto si pensasse in precedenza. Questi risultati potrebbero portare a condizioni iniziali più realistiche per le simulazioni numeriche della formazione del disco.

Le fasi principali della formazione di stelle e pianeti sono ben comprese:un denso, la nube interstellare collasserà sotto la sua stessa gravità; si forma un nucleo centrale e un disco protostellare per la conservazione del momento angolare; finalmente, dopo circa 100, 000 anni o giù di lì, la stella diventerà abbastanza densa da innescare la fusione nucleare al suo centro e quindi inizierà a brillare, mentre nel disco, si formeranno i pianeti. Ma ci sono ancora molte domande aperte sui dettagli di questo processo, per esempio. qual è il ruolo del momento angolare nella formazione del disco o in che modo il disco circumstellare raccoglie la maggior parte della sua massa?

Un team internazionale di scienziati guidati dal Max Planck Institute for Extraterrestrial Physics (MPE) ha ora osservato tre delle più giovani sorgenti proto-stellari nella nube molecolare di Perseus. Queste sorgenti sono vicine al bordo nel piano del cielo, permettendo uno studio della distribuzione di velocità della nube densa.

"Questa è la prima volta che siamo stati in grado di analizzare la cinematica del gas attorno a tre dischi circumstellari nelle prime fasi della loro formazione, " afferma Jaime Pineda, che ha condotto lo studio all'MPE. "Tutti i sistemi possono essere adattati allo stesso modello, che ci ha dato il primo indizio che le nuvole dense non ruotano come corpi solidi." Una rotazione di corpi solidi è l'ipotesi più semplice, che descrive il gas nella nube densa con una velocità angolare fissa a un dato raggio. Il modello che meglio descrive tutti e tre i sistemi è tra quelli previsti per la rotazione del corpo solido e la pura turbolenza.

Per di più, quando si confrontano queste osservazioni con i modelli numerici precedenti, è chiaro che i campi magnetici giocano un ruolo nella formazione di questi dischi:"Se si include un campo magnetico si fa in modo che il collasso non sia troppo veloce e la rotazione del gas corrisponda a quella osservata, " spiega Pineda. "Le nostre ultime osservazioni ci danno un limite superiore alle dimensioni del disco, che sono in grande accordo con gli studi precedenti."

In particolare, il momento angolare specifico del materiale in caduta è direttamente correlato al possibile raggio kepleriano massimo del disco protostellare. Supponendo una massa stellare di circa il 5% della massa del nostro Sole, gli scienziati stimano che il limite superiore del disco kepleriano sia di circa 60 unità astronomiche, o circa il doppio delle dimensioni del nostro sistema planetario, in accordo con le stime precedenti. Ciò suggerisce che i grandi dischi (maggiori di 80 AU) non possono essere formati all'inizio della vita di una stella, e quindi influenza il punto di partenza per scenari di formazione di pianeti.

Il prossimo passo per gli astronomi sarà osservare tali sistemi nelle varie fasi della loro evoluzione e in diversi ambienti per verificare se questi influenzano il profilo del momento angolare specifico. Questi risultati possono quindi essere incorporati o confrontati con simulazioni numeriche per comprendere meglio la coevoluzione del nucleo denso che forma una stella e il disco circumstellare che forma i pianeti.