¿Cómo se forman las estrellas y los planetas? Los científicos están ahora un paso más cerca de precisar las condiciones para la formación de discos proto-estelares. Las observaciones de tres sistemas en las primeras etapas de formación de estrellas en la nube de Perseo revelaron que el perfil del momento angular en estos sistemas se encuentra entre el esperado para un cuerpo sólido y la turbulencia pura. lo que indica que la influencia del núcleo se extiende más allá de lo que se pensaba. Estos hallazgos podrían conducir a condiciones iniciales más realistas para las simulaciones numéricas de la formación de discos.

Los principales pasos de la formación de estrellas y planetas se comprenden bien:un denso, la nube interestelar colapsará por su propia gravedad; se forma un núcleo central y un disco proto-estelar debido a la conservación del momento angular; finalmente, después de aproximadamente 100, 000 años más o menos, la estrella se volverá lo suficientemente densa como para encender la fusión nuclear en su centro y así comenzará a brillar, mientras que en el disco, se formarán los planetas. Pero todavía quedan muchas preguntas abiertas sobre los detalles de este proceso, p.ej. ¿Cuál es el papel del momento angular en la formación del disco o cómo el disco circunestelar reúne la mayor parte de su masa?

Un equipo internacional de científicos dirigido por el Instituto Max Planck de Física Extraterrestre (MPE) ha observado ahora tres de las fuentes proto-estelares más jóvenes en la nube molecular de Perseus. Estas fuentes están cerca del borde en el plano del cielo, permitiendo un estudio de la distribución de velocidades de la nube densa.

"Esta es la primera vez que pudimos analizar la cinemática del gas alrededor de tres discos circunestelares en las primeras etapas de su formación, "afirma Jaime Pineda, quien dirigió el estudio en MPE. "Todos los sistemas pueden adaptarse al mismo modelo, lo que nos dio el primer indicio de que las nubes densas no giran como un cuerpo sólido ". La rotación de un cuerpo sólido es la suposición más simple, que describe el gas en la nube densa con una velocidad angular fija en cualquier radio dado. El modelo que mejor describe los tres sistemas se encuentra entre los esperados para la rotación del cuerpo sólido y la turbulencia pura.

Es más, al comparar estas observaciones con modelos numéricos anteriores, está claro que los campos magnéticos juegan un papel en la formación de estos discos:"Si se incluye un campo magnético se asegura que el colapso no sea demasiado rápido y que la rotación del gas coincida con la observada, "explica Pineda." Nuestras últimas observaciones nos dan un límite superior en el tamaño de los discos, que están muy de acuerdo con estudios previos ".

En particular, el momento angular específico del material en caída está directamente relacionado con el posible radio kepleriano máximo del disco proto-estelar. Suponiendo una masa estelar de aproximadamente el 5% de la masa de nuestro Sol, los científicos estiman que el límite superior del disco keplerio es de unas 60 unidades astronómicas, o aproximadamente el doble del tamaño de nuestro sistema planetario, de acuerdo con estimaciones anteriores. Esto sugiere que los discos grandes (mayores de 80 AU) no se pueden formar temprano en la vida de una estrella, y por lo tanto afecta el punto de partida para escenarios de formación de planetas.

El siguiente paso para los astrónomos será observar dichos sistemas en varias etapas de su evolución y en diferentes entornos para comprobar si influyen en el perfil de momento angular específico. Estos hallazgos se pueden incorporar o comparar con simulaciones numéricas para comprender mejor la coevolución del núcleo denso que forma una estrella y los planetas que forman el disco circunestelar.