¿Por qué no se utiliza todo el polvo de una nebulosa en la formación de una estrella?

En mi opinión, la imagen de la "nebulosa colapsando" es algo engañosa, porque la trayectoria de las partículas de polvo/gas sería (ignorando el campo magnético) una órbita y no un colapso en caída libre. Sin embargo, las colisiones hacen que las partículas cambien de órbita, y las partículas cuyas nuevas órbitas se acercan al futuro sol experimentan más colisiones (debido a la mayor densidad allí) y finalmente terminan dentro del sol.

Pero después de la colisión, si una de las partículas acaba yendo hacia el sol, la otra acaba alejándose; esto asegura que parte de la masa nunca llegue al sol.

Este proceso también permite que otras regiones de "mayor densidad" acumulen masa, y esas terminan siendo planetas (o incluso otras estrellas si la masa disponible es lo suficientemente alta).

Sin embargo, cuando se forma una estrella, el viento que produce expulsa la mayor parte del sistema solar. Solo los restos que han alcanzado un tamaño y una densidad lo suficientemente altos permanecen en órbita alrededor del sol.

Hay varias razones. Una es que cuando una nube de gas y polvo colapsa en una región de formación de estrellas, se vuelve inestable a la fragmentación gravitacional y generalmente forma estructuras filamentosas. El gas que se encuentra fuera de las regiones más densas a menudo no es lo suficientemente denso como para ser gravitacionalmente inestable. Este comportamiento se muestra claramente en las simulaciones modernas del proceso de formación estelar.

Por ejemplo: consulte las simulaciones de Mathew Bate en http://www.astro.ex.ac.uk/people/mbate/Cluster/cluster500RT.html

La segunda razón es la retroalimentación de las estrellas formadas. Una estrella recién formada calentará el gas circundante, lo que hará que sea menos probable que se formen nuevas estrellas y posiblemente incluso que escape del potencial gravitacional de la región de formación estelar. Esto será especialmente cierto en el caso de las estrellas de gran masa que tendrán grandes luminosidades, pero que también pueden inyectar impulso en el gas a través de sus fuertes vientos. Sin embargo, incluso las protoestrellas de baja masa pueden inyectar energía de regreso al gas a través de flujos de salida impulsados ​​por sus procesos de acreción. Ejemplos de esto se ven claramente en los objetos de Herbig Haro .

Tercero, es posible que el gas pueda escapar del potencial de la región de formación estelar simplemente al ser despojado por las fuerzas de marea en la Galaxia o al encontrarse con otra nube molecular gigante.

La formación estelar no es un proceso terriblemente eficiente. Si bien las estimaciones son difíciles, parece más probable que las eficiencias del 10% o menos sean comunes (lo que significa que solo el 10% del gas inicial se convierte en estrellas). El resto es expulsado por procesos de calentamiento y retroalimentación, de modo que para una edad de 10 millones de años esencialmente no hay regiones de formación estelar (o más bien regiones que hayan formado estrellas recientemente) que contengan cantidades significativas de gas.

EDITAR: Me doy cuenta de que leí mal la pregunta y respondí en términos de la eficiencia general de formación de estrellas. Una vez que se ha formado un "núcleo" protoestelar, parte de su masa formará una protoestrella, parte de la masa será expulsada en flujos de salida y una fracción muy pequeña de la masa, tal vez el 10% o menos, terminará en un disco de acreción alrededor del protoestrella La razón del disco es el momento angular: debe eliminarse antes de la acumulación, por lo que no puede caer directamente sobre la protoestrella. Si la escala de tiempo de acumulación es lo suficientemente larga (y parece serlo), entonces la formación de planetas puede tener lugar antes de que el gas se haya acumulado en la estrella o haya sido expulsado en flujos de salida y vientos desde el disco.

Así que es solo una cuestión de escala de tiempo. Si los planetas no se forman lo suficientemente rápido, el disco se disipa o se acumula. Afortunadamente (¡para nosotros!) parece que es lo suficientemente rápido: las nuevas imágenes sub-mm de ALMA de HL Tau (ver más abajo, crédito: ALMA (NRAO/ESO/NAOJ); C. Brogan, B. Saxton (NRAO/AUI /NSF)) sugieren que ya está en marcha dentro del primer millón de años, mientras que la disipación del disco lleva unos pocos millones de años o más.