如何围绕年轻的原始星旋转磁盘

恒星和行星形成的主要步骤是很好理解的：一个密集的星际云将在其自身的引力下坍缩; 由于角动量守恒，中央核心形成原始恒星盘 ; 最后，在大约10万年左右之后，恒星将变得足够致密以在其中心点燃核聚变，因此将开始发光，而在盘中，行星将形成。但是关于这个过程的细节还有许多悬而未决的问题，例如角动量在磁盘形成中的作用是什么，或者恒星磁盘如何聚集它的大部分质量?

由马克斯普朗克外星物理研究所(MPE)领导的国际科学家小组现已观察到英仙座分子云中最年轻的三个原始恒星源。这些源在天空平面上接近边缘，允许研究密集云的速度分布。

这是我们第一次能够在形成的早期阶段分析三个星际盘周围的气体运动学，”负责MPE研究的Jaime Pineda表示。所有系统都可以使用相同的型号，这给了我们第一个提示，即密集的云不会像固体一样旋转。” 固体旋转是最简单的假设，它描述了在任何给定半径处具有固定角速度的密集云中的气体。最能描述所有三个系统的模型介于固体旋转和纯湍流预期之间。

此外，当将这些观察结果与之前的数值模型进行比较时，很明显磁场在这些磁盘的形成中发挥作用：如果包含磁场，则确保坍塌不太快并且气体旋转与观察到一个，Pineda解释道。我们的最新观察结果为我们提供了磁盘大小的上限，这与以前的研究非常一致。”

特别是，落入材料的特定角动量与原恒星盘的可能的最大开普勒半径直接相关。假设恒星质量约为太阳质量的5%，科学家们估计开普勒盘的上限约为60个天文单位，或大约是我们行星系统大小的两倍，与之前的估计一致。这表明在恒星寿命的早期不能形成大圆盘(大于80 AU)，因此影响行星形成场景的起点。

天文学家的下一步将是在演化的不同阶段和不同的环境中观察这些系统，以检查它们是否会影响特定的角动量分布。然后可以将这些发现结合到数值模拟中或与数值模拟进行比较，以更好地理解形成恒星的致密核心和形成行星的星周盘的共同演化。