Resumen
La formación y evolución del disco circunestelar en la nube molecular colapsante con y sin campo magnético se investiga desde la etapa preestelar resolviendo tanto el núcleo de la nube molecular como la propia protoestrella. En el núcleo de la nube colapsante, el primer núcleo (adiabático) aparece antes de la formación de la protoestrella. Reflejando la termodinámica del gas colapsante, el primer núcleo es mucho más masivo que la protoestrella. Cuando la nube molecular no tiene momento angular, el primer núcleo cae sobre la protoestrella y desaparece unos años después de la formación de la protoestrella. Por otro lado, cuando la nube molecular tiene un momento angular, el primer núcleo no desaparece incluso después de la formación de la protoestrella, y evoluciona directamente en el disco circunestelar con una rotación kepleriana. Hay dos caminos para la formación del disco circunestelar. Cuando la nube inicial tiene una energía de rotación considerablemente pequeña, aparecen dos discos anidados justo después de la formación de la protoestrella. Durante la primera fase de acreción principal, el disco interno aumenta su tamaño y se fusiona con el disco externo (es decir, el primer núcleo) para formar un solo disco circunestelar con una rotación kepleriana. Por otro lado, cuando la nube molecular tiene una energía de rotación comparable a las observaciones, un solo disco apoyado centrifugalmente que corresponde al primer núcleo ya existe antes de la formación de la protoestrella. En tal nube, la densidad del primer núcleo aumenta gradualmente, manteniendo la rotación kepleriana y formando la protoestrella dentro de ella. El campo magnético rara vez afecta la formación temprana del disco circunestelar porque el campo magnético se disipa en la región de gas de alta densidad donde se forma el disco circunestelar. Como resultado, en cualquier caso, la protoestrella en su formación ya está rodeada por un disco circunestelar masivo. El disco circunestelar es aproximadamente 10-100 veces más masivo que la protoestrella en la fase de acreción principal. Estos discos son sitios favorables para la formación de compañeros binarios y planetas gigantes gaseosos.