現在、天文学者は惑星形成について2つの競合するモデルを持っています。ただし、どちらの場合も、星からの放射圧によってガスとダストが吹き飛ばされる前に、プロセスを完了する必要があります。これは確かですが、正確な時間枠は議論の余地が残っています。この量は数百万年のどこかにあると予想されますが、ローエンドの見積もりでは数百万に過ぎませんが、上限は約1000万です。新しい論文では、密集したディスクを備えた多くのプロトスターを備えた200〜300万年前のクラスターであるIC 348を調査して、惑星にできる質量がどれだけ残っているかを判断します。
ほこりっぽいディスクの存在は、スペクトルの可視部分では直接観察されないことがよくあります。代わりに、天文学者はこれらのディスクを赤外線の特徴から検出します。ただし、ほこりはこれらの波長では非常に不透明であることが多く、天文学者は関心のある機能の多くを十分に理解するためにそれを透視することができません。そのため、天文学者は電波観測に目を向け、完全な理解を構築するためにディスクは部分的に透過的です。残念ながら、この体制ではディスクの輝きはほとんどなく、天文学者は大きなアレイを使用してその機能を研究する必要があります。新しい研究では、ハワイのマウナケア山の頂上にあるサブミリ波アレイのデータを使用しています。
ディスクが時間とともにどのように進化したかを理解するために、新しい研究では、IC 348のディスクに残ったガスとダストの量を、おおよそ100万年の星形成領域、オフィオコス、オリオンの星形成領域の若いものと比較することを目的としました。 IC 348の場合、チームは木星の質量の2〜6倍の質量を持つ9つの原始惑星系円盤を発見しました。これは、100個以上の木星の質量に及ぶ原始惑星雲があった、おうし座とへびつかい座の星形成領域の質量の範囲よりも大幅に低くなっています。
惑星がIC 348で、天文学者が他の場所で観測したシステムで形成されるのと同じ頻度で形成している場合、これは、重力崩壊モデルが正しい可能性が高いことを示唆しているように思われます。惑星は付加することができます。コア降着モデルが正しければ、惑星の形成は非常に早く始まったに違いありません。
このケースでは、惑星形成のモデルが支配的であるという確固たる規定はありませんが、このような200万から300万年前のシステムは、これらの貯留層の枯渇率を調査するための重要なテストベッドを提供できます。
