Hipótesis_nebular
Discos protoplanetarios
thumb|right|250px|Discos d'escombros detectaos en [[Telescopiu Espacial Hubble| HST imáxenes d'archivu d'estrelles,  HD 141943  y  HD 191089  mozos, utilizando procesos ameyoraos d'imaxe (24 d'abril de 2014). ]] So ciertes circunstancies, el discu, qu'agora puede ser llamáu protoplanetario, puede dar a lluz a un sistema planetariu. Los discos protoplanetarios reparáronse en redol a una fracción bien alzada d'estrelles en cúmulos nuevos estrelles. Ellos esisten dende l'empiezu de la formación d'una estrella, pero nes primeres etapes nun son observables por cuenta de la opacidá de la envoltura circundante. El discu d'una Clase 0 protoestrella piénsase que ye masivu y caliente. Trátase d'un discu d'acreción, qu'alimenta la protoestrella central. La temperatura puede superar fácilmente los 400 K dientro de 5 UA y 1000 K dientro de 1 UA. El calentamientu del discu ye causada principalmente pola mafosa disipación de turbulencia nella y pol infall del gas de la nebulosa. L'alta temperatura nel discu interior la mayoría de los materiales volátiles como agua, orgánicos, y dalgunos roques se evaporan, dexando solo la mayoría de los elementos refractarios como fierro. El xelu puede sobrevivir solo na parte esterior del discu. thumb | left | 250px | Un discu protoplanetario formar na [[nebulosa de Orión]] La resultancia d'esti procesu ye la crecedera tanta de la protoestrella y del discu radio, lo que puede llegar a 1000 UA si'l momentu angular inicial de la nebulosa ye lo suficientemente grande. discos grandes son rutinariamente reparáu en munches rexones de formación estelar, como la nebulosa de Orión. thumb|300px|Impresión artística del discu y corrientes de gas alredor de la nueva estrella HD 142527. La vida útil de los discos de acreción ye d'unos 10 millones d'años. Enagora la estrella algama l'estadiu T-Tauri clásica, el discu vuélvese más delgada y esfrezse Los materiales menos volátiles empiecen a entestar cerca del so centru, formando 0,1-1 micres grano de polvu que contienen cristalines silicatos. El tresporte del material dende'l discu esterior puede entemecer estos acabante formar granos de polvu con elementos primordiales los primordiales, que contienen materia orgánico y otros volátiles. Esti amiestu puede esplicase delles peculiaridaes na composición de los cuerpos del sistema solar, tales como la presencia de interestelares granos nes primitivos meteoritos ya inclusiones refractaries nes cometes. thumb|350px|left|Dellos formación planetaria procesos, incluyendo exocometas y otros [[planetesimales, alredor de Beta Pictoris, un tipu bien nuevu AV estrelles (NASA concepción del artista).]] Les partícules de polvu tienden a pegase ente sigo na redolada de discu trupu, lo que lleva a la formación de partícules más grandes d'hasta dellos centímetros de tamañu. Les firmes del procesamientu de polvu y cuayamientu reparar nos espectros infrarroxos de los discos nuevos. Amás agregamientu puede conducir a la formación de planetesimales de midida 1 kilometros al traviés d'o más grandes, que son los bloques de construcción de planetes. Formación Planetesimal ye otru problema ensin resolver de la física del discu, tan simple estorbisa vuelve ineficaz como les partícules de polvu crecen La hipótesis favorita ye la formación pola inestabilidá gravitacional. Les partícules de dellos centímetros de tamañu o más grandes asiéntanse amodo cerca del planu mediu del discu, formando una bien delgada-menos de 100 km-y trupa capa. Esta capa ye gravitacionalmente inestable y puede estazase en numberosos grumos, que de la mesma colapsu en planetesimales.