Streszczenie
powstawanie i ewolucja dysku okołoziemskiego w zapadającym się obłoku molekularnym z polem magnetycznym i bez pola magnetycznego jest badane od etapu przedgwiezdnego, Rozdzielającego zarówno jądro obłoku molekularnego, jak i sam protostar. W zapadającym się jądrze chmury pierwszy (adiabatyczny) rdzeń pojawia się przed formacją protostar. Odzwierciedlając termodynamikę zapadającego się gazu, pierwszy rdzeń jest znacznie masywniejszy niż protostar. Gdy obłok molekularny nie ma momentu pędu, pierwszy rdzeń spada na protostar i znika kilka lat po utworzeniu protostar. Z drugiej strony, gdy obłok molekularny ma moment pędu kątowego, pierwszy rdzeń nie zanika nawet po utworzeniu protostaru i bezpośrednio ewoluuje w dysk okołoziemski z rotacją Keplerowską. Istnieją dwie drogi do utworzenia krążka okołobiegunowego. Gdy początkowa chmura ma znacznie małą energię obrotową, dwa zagnieżdżone dyski pojawiają się tuż po utworzeniu protostaru. We wczesnej fazie akrecji głównej dysk wewnętrzny zwiększa swój rozmiar i łączy się z krążkiem zewnętrznym (tj. pierwszym rdzeniem), tworząc pojedynczy krążek okołobiegunowy z rotacją Keplerowską. Z drugiej strony, gdy obłok molekularny ma energię obrotową porównywalną z obserwacją, przed powstaniem protostaru istnieje już pojedynczy dysk podparty odśrodkowo, odpowiadający pierwszemu jądrowi. W takim obłoku gęstość pierwszego rdzenia stopniowo wzrasta, utrzymując rotację Keplera i formując w nim protostar. Pole magnetyczne rzadko wpływa na wczesne tworzenie się dysku okołoziemskiego, ponieważ pole magnetyczne rozprasza się w obszarze gazu o dużej gęstości, w którym tworzy się dysk okołoziemski. W rezultacie w każdym razie protostar w jego formacji jest już otoczony masywnym krążkiem okołoziemskim. Dysk okołoziemski jest około 10-100 razy masywniejszy niż protostar w głównej fazie akrecji. Takie dyski są korzystnymi miejscami do tworzenia binarnych towarzyszy i gazowo-olbrzymich planet.