A forgás szerepe, korongképződés

A protocsillagok összehúzódása nem gömbszimmetrikusan történik, mivel az összehúzódás során a felhő impulzusmomentuma ( $J \sim M R v_{\rm rot}$) megmarad. Ha a tömeg állandó és a sugár csökken, a forgási sebesség nőni fog. A növekvő forgási sebesség miatt a forgástengelyre merőleges irányban nő a centrifugális erő is, ami egy idő után összemérhetővé válik a gravitációval:

$${{G M} \over R_{a}^2} \simeq R_{a} \omega^2,$$ (2.10)

ahol $R_a$ a kritikus sugár. Ezután az összehúzódás csak a forgástengely irányában folytatódhat tovább, a forgástengelyre merőlegesen nem. Ezáltal a felhő összelapul, és egy protosztelláris akkréciós korong képződik. Az impulzusmomentum fenti definícióját kihasználva az akkréciós korong sugarára adódik:

$$R_{a} =  {J^2 \over {G M^3} }.$$ (2.11)

Az akkréció során a magba hulló anyag növeli a luminozitást. Ez az összehúzódás harmadik szakasza, az akkréciós szakasz.

A fősorozat előtti protocsillagok leggyakrabban ún. T Tauri csillagokként jelennek meg. Ezek infravörös többletsugárzással jellemezhető, szabálytalan változócsillagok, amelyek körül gyakran még megfigyelhető a protosztelláris korong is. Az akkréciós korongra merőlegesen néha erős csillagszél áramlik ki a protocsillagról, amely a csillagkörüli anyagba ütközve sugárzást hoz létre. Így keletkeznek a Herbig-Haro-objektumok.