Abstract
La formazione e l’evoluzione del disco circumstellare nella nube molecolare collassante con e senza campo magnetico è studiata dallo stadio pre-stellare risolvendo sia il nucleo della nube molecolare che la protostar stessa. Nel nucleo della nube collassante, il primo nucleo (adiabatico) appare prima della formazione della protostar. Riflettendo la termodinamica del gas collassante, il primo nucleo è molto più massiccio della protostar. Quando la nube molecolare non ha momento angolare, il primo nucleo cade sulla protostar e scompare pochi anni dopo la formazione della protostar. D’altra parte, quando la nube molecolare ha un momento angolare, il primo nucleo non scompare nemmeno dopo la formazione della protostar e si evolve direttamente nel disco circumstellare con una rotazione Kepleriana. Ci sono due percorsi per la formazione del disco circumstellare. Quando la nube iniziale ha un’energia rotazionale considerevolmente piccola, due dischi nidificati appaiono subito dopo la formazione della protostar. Durante la prima fase di accrescimento principale, il disco interno aumenta le sue dimensioni e si fonde con il disco esterno (cioè il primo nucleo) per formare un singolo disco circumstellare con una rotazione Kepleriana. D’altra parte, quando la nube molecolare ha un’energia di rotazione paragonabile alle osservazioni, un singolo disco supportato centrifugalmente che corrisponde al primo nucleo esiste già prima della formazione della protostar. In una tale nuvola, la prima densità del nucleo aumenta gradualmente, mantenendo la rotazione Kepleriana e forma la protostar al suo interno. Il campo magnetico influisce raramente sulla formazione precoce del disco circumstellare perché il campo magnetico si dissipa nella regione del gas ad alta densità in cui si forma il disco circumstellare. Di conseguenza, in ogni caso, la protostar alla sua formazione è già circondata da un massiccio disco circumstellare. Il disco circumstellare è circa 10-100 volte più massiccio della protostar nella fase di accrescimento principale. Tali dischi sono siti favorevoli per la formazione di compagni binari e pianeti giganti gassosi.