Abstract
磁場の有無にかかわらず崩壊する分子雲における星周円盤の形成と進化を、分子雲コアと原始星自体の両方を解決する星前段階から調べた。 崩壊する雲のコアでは、原始星形成の前に最初の（断熱的な）コアが現れる。 崩壊するガスの熱力学を反映して、最初のコアは原始星よりもはるかに巨大です。 分子雲が角運動量を持たない場合、最初のコアは原始星に落ち、原始星形成の数年後に消滅する。 一方、分子雲が角運動量を持っている場合、最初のコアは原始星形成後も消えず、ケプラー回転で星周円盤に直接進化する。 星周円盤の形成には二つの経路がある。 初期の雲がかなり小さい回転エネルギーを持つとき、原始星形成の直後に二つのネストされた円盤が現れる。 初期の主降着相の間に、内側の円盤はそのサイズを増加させ、外側の円盤（すなわち第一のコア）と合流して、ケプラー回転を伴う単一の星周円盤を形成する。 一方、分子雲が観測に匹敵する回転エネルギーを持つ場合、原始星形成前には、最初のコアに対応する単一の遠心支持円盤が既に存在する。 このような雲では、最初のコア密度は徐々に増加し、ケプラーの回転を維持し、その中に原始星を形成する。 磁場は星周円盤が形成される高密度ガス領域で散逸するため，磁場は星周円盤の早期形成にほとんど影響しない。 その結果、いずれにしても、その形成時の原始星はすでに巨大な星周円盤に囲まれている。 星周円盤は、主降着相の原始星の約10-100倍の質量を持っている。 このような円盤は、連星伴星やガス巨大惑星の形成に有利な場所である。