Abstract
Die Entstehung und Entwicklung der zirkumstellaren Scheibe in der kollabierenden Molekülwolke mit und ohne Magnetfeld wird vom prästellaren Stadium aus untersucht, wobei sowohl der Molekülwolkenkern als auch der Protostern selbst aufgelöst werden. Im kollabierenden Wolkenkern erscheint der erste (adiabatische) Kern vor der Protosternbildung. Der erste Kern spiegelt die Thermodynamik des kollabierenden Gases wider und ist viel massiver als der Protostern. Wenn die Molekülwolke keinen Drehimpuls hat, fällt der erste Kern auf den Protostern und verschwindet einige Jahre nach der Protosternbildung. Wenn andererseits die Molekülwolke einen Drehimpuls hat, verschwindet der erste Kern auch nach der Protosternbildung nicht und entwickelt sich mit einer Keplerschen Rotation direkt zur zirkumstellaren Scheibe. Es gibt zwei Wege für die Bildung der zirkumstellaren Scheibe. Wenn die anfängliche Wolke eine beträchtlich kleine Rotationsenergie hat, erscheinen zwei verschachtelte Scheiben kurz nach der Protosternbildung. Während der frühen Hauptakkretionsphase vergrößert sich die innere Scheibe und verschmilzt mit der äußeren Scheibe (d. H. dem ersten Kern) zu einer einzigen zirkumstellaren Scheibe mit einer Keplerschen Rotation. Wenn andererseits die Molekülwolke eine mit Beobachtungen vergleichbare Rotationsenergie aufweist, existiert bereits vor der Protostarentstehung eine einzige zentrifugal getragene Scheibe, die dem ersten Kern entspricht. In einer solchen Wolke nimmt die erste Kerndichte allmählich zu, wobei die Keplersche Rotation beibehalten wird und der Protostern darin gebildet wird. Das Magnetfeld beeinflusst selten die frühe Bildung der zirkumstellaren Scheibe, da sich das Magnetfeld in der Gasregion mit hoher Dichte auflöst, in der sich die zirkumstellare Scheibe bildet. Infolgedessen ist der Protostern bei seiner Entstehung bereits von einer massiven zirkumstellaren Scheibe umgeben. Die zirkumstellare Scheibe ist in der Hauptakkretionsphase etwa 10-100 mal massiver als der Protostern. Solche Scheiben sind günstige Orte für die Bildung von binären Begleitern und Gasriesenplaneten.