Powszechnie wiadomo, że kiedy potężna chmura gazu zostaje zniszczona przez własną siłę grawitacji, może powstać gwiezdne dziecko. Intensywne załamanie grawitacyjne zaczyna dostosowywać procesy łączenia, łącząc więcej materii, a to zasila nowonarodzoną gwiazdę. Chociaż cały proces jest dobrze zbadany, ale szczegóły nadal nie są brane pod uwagę.
Na przykład gwiezdny zarodek rosnący w chmurze gazowej nie „karmi się” bezpośrednio z tej samej chmury. Niezależnie od chmury, spirale gwiazdy dziecka tworzą szybko wirujący gorący dysk. Gwiazda jest więc zasilana przez dysk, który sam jest zasilany przez gaz z otaczającej chmury. Ten dysk działa prawie jak matka łożyska. To nie sama matka, ale łożysko, dostarcza składniki odżywcze rozwijającemu się embrionowi.
Ale astronomowie nie mogli dokładnie określić, gdzie dysk kończy się wokół nowonarodzonej gwiazdy („łożysko”) i gdzie zaczyna się wewnętrzna granica chmury gazu („matka”). Teraz astronomowie korzystający z kraty Atakam Large (Antena) Millimeter Range (ALMA) widzieli tę granicę poprzez bezpośrednią obserwację, co niewątpliwie poprawi modelowanie gwiazd (i planet). „Dyski wokół gwiazd to miejsca, w których powstają planety” - powiedział Yusuke Aso z Uniwersytetu w Tokio i główny autor artykułu opublikowanego w Astrophysical Journal (Astrophysical Journal). „Aby zrozumieć mechanizm formowania dysku, konieczne jest odróżnienie dysku od powłoki zewnętrznej i dokładne określenie położenia jego granicy”.
Optycznie powiększając protogwiazdę o nazwie TMC-1A, znajdującą się około 450 lat świetlnych od Ziemi w gwiazdozbiorze Byka, zespół Aso był w stanie zobaczyć swój wewnętrzny obracający się dysk (dysk planetarny) i odróżnić go od chmury go zasilającej. W tym badaniu ogromna dokładność ALMA w pomiarze rozkładu prędkości odgrywała znaczącą rolę.
W przypadku TMC-1A granica przejścia od wirującego dysku do otaczającej obwiedni gazu została zmierzona przy 90 a. e. (jednostki astronomiczne, gdzie 1 a.e. równa się średniej odległości obrotu Ziemi wokół Słońca) od centralnej gwiazdy dziecięcej. Odległość ta jest trzy razy większa niż orbita Neptuna. Co więcej, obserwacje ALMA wykazały, że dysk protogwiazdy jest zgodny z ruchem Keplera. Oznacza to, że gwiazda najbliższa orbicie porusza się szybciej, podczas gdy dodatkowy materiał z orbity porusza się wolniej. Jest to ważne: dzięki prędkości obrotowej gazu na dysku naukowcy mogli obliczyć masę gwiazdy dziecięcej. To „gwiezdne dziecko” waży około 0,68 (68% lub około dwóch trzech) naszej masy Słońca. Ponadto byli w stanie przynieść prędkość, z jaką materia spada z dysku na gwiazdę - jedna milionowa masy naszego Słońca spada co roku w TMC-1A z prędkością 1 kilometra na sekundę.
Co ciekawe, masa ta jesienią spada znacznie wolniej niż można by się spodziewać, gdyby gaz spadł z prędkością swobodnego spadania (to znaczy, że nic nie przeszkadza w przepływie).
„Oczekujemy, że wraz ze wzrostem gwiazdy dziecięcej granica między dyskiem a obszarem opadów będzie się przesuwać na zewnątrz”, powiedział Aso. „Jesteśmy przekonani, że przyszłe obserwacje ALMA pokażą taką ewolucję”.
W ten sposób astronomowie wzięli międzygwiezdne ultradźwięki gwiazdy, która jest w trakcie wzrostu w swoim pokoju gwiezdnym, ujawniając niespotykane dotąd szczegóły na temat formowania się gwiazd protostarnych.
