Ön gezegen diski: Revizyonlar arasındaki fark

Protoyıldızlar tipik olarak moleküler hidrojen içeren moleküler bulutlardan oluşurlar. Bir parça moleküler asit kritik bir boyuta ulaştığı zaman, kütle veya yoğunluk, kendi çekimi altında çökmeye başlar. Solar nebula denilen çökme halindeki bu bulut daha da yoğunlaştıkça, ortalama bulut çıkışındaki rastgele gaz hareketleri orijinal olarak nebulanın net açısal momentumu yönünde hareket etmek isterler. Açısal momentumun korunumu durumu, nebulanın çapı azaldıkça rotasyonun artmasına sebep olur. Bu rotasyon, bulutun dışarıya doğru açılmasına-tıpkı bir pizza hamurunun açılması gibi-ve disk şeklini almasına sebep olur. İlk çökme yaklaşık 100,000 yıl sürer. Yıldızın yüzeyin sıcaklığı, bir yıldızın ilk yıldız halindeki halindeki sıcaklığına benzer hale geldikten sonra (ve kütlesine), görünür hale gelir. ŞuanŞu an bir T Tauri yıldızıdır. Gazın yıldızın üzerine olan birikimi, disk görünmeden önce, belki de genç yıldızın solar rüzgarı tarafından uzaklaştırılarak, veya belki de birikme işlemi bittikten sonra radyasyon yaymayı durdurarak, 10 milyon sene boyunca devam eder. Şimdiye kadar keşfedilmiş en yaşlı protogezegensel disk 25 milyon yaşındadır.