Les observations montrent que la plupart des jeunes étoiles en formation ont une période de rotation sur elles-mêmes de l'ordre de 8 jours (étoiles T Tauri). Même si c'est relativement rapide, cette période montre que la matière stellaire possède un moment cinétique spécifique plusieurs ordres de grandeur inférieur à celui du nuage parent (ie. à partir duquel l'étoile se forme). Cela semble suggérer un processus de perte de moment cinétique (freinage) très efficace entre la phase d'effondrement et celle où l'on peut enfin observer la rotation stellaire, autrement dit pendant les quelques 10⁵ à 10⁶ années pendant lesquelles la proto-étoile est enfouie.
Un tel freinage est en fait possible si l'interaction étoile-disque met en jeu une structure magnétique particulière. En effet, il suffit que la magnétosphère stellaire soit connectée au disque de telle sorte qu'il s'y forme une "ligne neutre", c'est à dire où le champ magnétique total, somme du champ stellaire et du champ du disque, soit nul. Au voisinage de cette ligne (un point X magnétique dans le plan poloidal), les deux champs se compensent exactement et une reconnexion a lieu. Une fraction de la matière est accrétée sur l'étoile le long des lignes de champ fermées, tandis qu'une autre est accélérée le long des lignes qui se sont ouvertes lors du processus de reconnexion. Cette accélération d'une partie de la matière du disque par l'étoile conduit au freinage de celle-ci. Il a été prouvé qu'un tel freinage pouvait expliquer la "faible" vitesse de rotation des jeunes étoiles ( Ferreira, Pelletier & Appl 2000).