Новая звезда формируется в результате гравитационного сжатия межзвездного молекулярного облака, состоящего из газа и пыли. В ходе этого процесса, вокруг протозвезды образуется газовый диск (протопланетный диск), размером порядка 100 а.е., который становиться «домом» для будущей планетарной системы. Солнечная система сформировалась аналогичным образом примерно 4,6 млрд. лет тому назад, а спустя 0,8 млрд. лет после этого на Земле зародилась жизнь. Насколько уникальна во Вселенной «ситуация», сложившаяся в Солнечной системе? Чтобы ответить на этот вопрос, нужно иметь представление о формировании протопланетных дисков, а также о специфике химической эволюции в различных регионах звездообразования. Для достижения этой цели многие учёные прилаживают невероятные усилия, проводя самые разнонаправленные наблюдения. Однако до недавнего времени большинство из них были направлены исключительно на анализ изменений в физической структуре и кинематике процессов формирования планетарных систем.
До недавнего времени химическая эволюция, связанная с образованием протопланетного диска, была довольно плохо изучена из-за недостаточной чувствительности и низкого пространственного разрешения первых радиотелескопов. Как результат, химические модели расчета с многочисленными предположениями – единственный подход для проведения анализа. Естественно, что химические и физические изменения в формировании диска должны рассматриваться как единое целое. Порядок формирования протопланетного диска вокруг молодой звезды в настоящее время исследован с новой точки зрения, учитывающей одновременно и химические и физические аспекты.
Область СL1527 в молекулярном облаке Тельца – это ядро молекулярного облака, которое питает молодую протозвезду. Команда исследователей, возглавляемая Nami Sakai из University of Tokyo, провела высокочувствительные наблюдения, характеризующиеся высоким пространенным разрешением, за L1527 при помощи телескопа ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), недавно построенного в чилийской пустыне Атакама. Учёные исследователи процесс формирования протопланетного диска, используя спектральные линии нескольких молекул.
Sakai вместе со своими коллегами обнаружил, что молекулы углеродной цепочки и связанные с ними разновидности, такие как циклические C5H2, почти полностью исчезают из газовой фазы в радиусе 100 а.е. вокруг протозвезды. Точные измерения движения газа с использованием доплеровского сдвига в спектральных линиях компонентов газа показали, что 100 а.е. соответствуют радиусу центробежного барьера. В этом радиусе поступление и аккумуляция газа прекращается из-за воздействия центробежной силы, после чего газ поступает к внутреннему диску. Проще говоря, это край области формирования диска. Учёнее установили это по спектральной линии C5H2.
С другой стороны, распределение молекул окиси серы (SO), как оказалось, ограничено кольцевой структурой, расположенной в радиусе центробежного барьера (100 а.е.). Кроме того, температура молекул SO там выше. Это означает, что поступающий газ, вероятно, вызывает «молекулярный шок», устремляясь к внешним краям центробежного барьера. Температура газа вокруг этого радиуса поднимается, и молекулы SO, замороженные в пылевых гранулах, высвобождаются в газовой форме. Ввиду того, что плотность диска составляет 108 см-5, большинство молекул после прохождения через «фронт» высвобождаются из пыли в газообразной форме.
Это исследование продемонстрировало радикальные изменения в химическом составе, связанные с образованием диска вокруг молодой звезды.
Это исследование стало возможным исключительно ALMA. Учёные отмечают, что не собираются останавливаться на достигнутом и планируют провести аналогичный анализ и других звёздообразующих областей. Несмотря на то, что учёными на сегодняшний день проведено очень много исследований, направленных на понимание порядка формирования нашей планетарной системы, лишь в рамках этого исследования учёные сосредоточили своё внимание на химических изменениях.
Использование этого метода для анализа протозвезд солнечного типа, позволит установить общие и отличительные черты химического развития начиная от межзвездного вещества и заканчивая планетарной материей. Обладая такими данными, учёные смогут достоверно установить, переживала ли Солнечная система кардинальные химические изменения на раннем этапе своего формирования.
