La evolución cuasi-estática de discos de acreción en torno a estrellas jóvenes

Abstract

The formation of stars and planetary systems begins with the gravitational collapse of dense cores within molecular clouds, which are clouds of gas and dust that are billions of times the mass of the Sun. These cores are the most dense clouds, contain between 0.4 and 20M , have temperatures between 10 and 30K, have sizes between 0.01 and 0.1 pc and densities greater than 10? 4cm?3 (Lizano 2004, diFrancesco et al. 2007). In the process of star formation by the collapse of dense nuclei, gravity, thermal pressure, rotation, and magnetic fields play an important role; depending on the initial mass of the stars, some of these processes will dominate over the rest (Shu, Adams & Lizano 1987).

La formación de estrellas y sistemas planetarios comienza con el colapso gravitacional de núcleos densos que se encuentran dentro de las nubes moleculares, las cuales son nubes de gas y polvo que poseen miles de millones de veces la masa del Sol. Estos núcleos son las regiones más densas de la nube, contienen entre 0.4 y 20M , poseen temperaturas entre 10 y 30K, tienen tamaños entre 0.01 y 0.1 pc y densidades mayores a 10? 4cm?3 (Lizano 2004, diFrancesco et al. 2007). En el proceso de formación estelar por el colapso de núcleos densos, la gravedad, la presión térmica, la rotación y los campos magnéticos juegan un papel importante; dependiendo de la masa inicial de las estrellas, algunos de estos procesos dominarán sobre el resto (Shu, Adams & Lizano 1987).