Résumé
La formation et l’évolution du disque circumstellaire dans le nuage moléculaire qui s’effondre avec et sans champ magnétique sont étudiées à partir de l’étape pré-stellaire résolvant à la fois le noyau du nuage moléculaire et le protostar lui-même. Dans le noyau du nuage qui s’effondre, le premier noyau (adiabatique) apparaît avant la formation du protostar. Reflétant la thermodynamique du gaz qui s’effondre, le premier noyau est beaucoup plus massif que le protostar. Lorsque le nuage moléculaire n’a pas de moment cinétique, le premier noyau tombe sur le protostar et disparaît quelques années après la formation du protostar. En revanche, lorsque le nuage moléculaire a un moment cinétique, le premier noyau ne disparaît pas même après la formation du protostar, et évolue directement dans le disque circumstellaire avec une rotation képlérienne. Il existe deux voies pour la formation du disque circumstellaire. Lorsque le nuage initial a une énergie de rotation considérablement faible, deux disques imbriqués apparaissent juste après la formation du protostar. Au cours de la première phase d’accrétion principale, le disque interne augmente sa taille et fusionne avec le disque externe (c’est-à-dire le premier noyau) pour former un seul disque circumstellaire avec une rotation képlérienne. En revanche, lorsque le nuage moléculaire a une énergie de rotation comparable aux observations, un seul disque supporté par centrifugation qui correspond au premier noyau existe déjà avant la formation du protostar. Dans un tel nuage, la première densité de noyau augmente progressivement, maintenant la rotation képlérienne et forme le protostar à l’intérieur. Le champ magnétique affecte rarement la formation précoce du disque circumstellaire car le champ magnétique se dissipe dans la région de gaz à haute densité où se forme le disque circumstellaire. En conséquence, dans tous les cas, le protostar à sa formation est déjà entouré d’un disque circumstellaire massif. Le disque circumstellaire est environ 10 à 100 fois plus massif que le protostar dans la phase d’accrétion principale. Ces disques sont des sites favorables à la formation de compagnons binaires et de planètes géantes gazeuses.