La protoestrella en s\u00ed est\u00e1 no es visible dentro del \u00abcuello\u00bb de esta forma de reloj de arena. Un disco protoplanetario de canto se ve como una l\u00ednea oscura en la mitad del cuello. La luz de la protoestrella se filtra por encima y por debajo de este disco, iluminando las cavidades dentro del gas y el polvo circundantes.<\/p>\n\n\n\n
Las caracter\u00edsticas m\u00e1s predominantes de la regi\u00f3n, las nubes de color azul y naranja en esta imagen infrarroja de color representativo, delinean las cavidades creadas cuando el material sale disparado de la protoestrella y choca con la materia circundante. Los colores en s\u00ed se deben a las capas de polvo entre el Webb y las nubes. Las \u00e1reas azules son zonas donde el polvo es m\u00e1s fino. Cuanto m\u00e1s gruesa es la capa de polvo, menos luz azul puede escapar, creando bolsas de color naranja.<\/p>\n\n\n\n
El Webb tambi\u00e9n revela filamentos de hidr\u00f3geno molecular que han sido impactados cuando la protoestrella expulsa material. Los choques y las turbulencias inhiben la formaci\u00f3n de nuevas estrellas, que de otro modo se formar\u00edan por toda la nube. Como resultado, la protoestrella domina el espacio y se queda con gran parte del material.<\/p>\n\n\n\n
A pesar del caos que causa L1527, solo tiene unos 100.000 a\u00f1os, un cuerpo relativamente joven. Dada su edad y su brillo en luz infrarroja lejana observada por misiones como el Infrared Astronomical Satellite, L1527 se considera una protoestrella de clase 0, la etapa m\u00e1s temprana de formaci\u00f3n estelar. Las protoestrellas como estas, que todav\u00eda est\u00e1n envueltas en una nube oscura de polvo y gas, tienen un largo camino por recorrer antes de convertirse en estrellas de pleno derecho. L1527 a\u00fan no genera su propia energ\u00eda a trav\u00e9s de la fusi\u00f3n nuclear de hidr\u00f3geno, una caracter\u00edstica esencial de las estrellas. Su forma, aunque en su mayor\u00eda esf\u00e9rica, tambi\u00e9n es inestable, tomando la forma de una peque\u00f1a masa de gas caliente e hinchada entre el 20 y el 40% de la masa de nuestro Sol.<\/p>\n\n\n\n
A medida que la protoestrella contin\u00faa acumulando masa, su n\u00facleo se comprime gradualmente y se acerca a la fusi\u00f3n nuclear estable. La escena que se muestra en esta imagen revela que L1527 hace precisamente eso. La nube molecular circundante est\u00e1 formada por polvo denso y gas que se atrae hacia el centro, donde reside la protoestrella. A medida que el material cae, gira en espiral alrededor del centro. Esto crea un disco denso de material, conocido como disco de acreci\u00f3n, que alimenta de material a la protoestrella. A medida que gana m\u00e1s masa y se comprime a\u00fan m\u00e1s, la temperatura de su n\u00facleo aumentar\u00e1 y alcanzar\u00e1 el umbral para que comience la fusi\u00f3n nuclear.<\/p>\n\n\n\n
El disco, visto en la imagen como una banda oscura frente al centro brillante, tiene aproximadamente el tama\u00f1o de nuestro sistema solar. Dada la densidad, no es inusual que gran parte de este material se agrupe: el comienzo de los planetas. En \u00faltima instancia, esta vista de L1527 proporciona una ventana a c\u00f3mo se ve\u00edan nuestro Sol y nuestro sistema solar en \u201csu infancia\u201d.<\/p>\n\n\n\n