จานรอบดาวเคราะห์ (หรือเรียกสั้น ๆ ว่า CPD ) คือกลุ่ม ของ สสารที่มีรูปร่างคล้ายวงแหวน แบน หรือแบนประกอบด้วยก๊าซฝุ่นดาวเคราะห์น้อย ดาวเคราะห์น้อยหรือเศษจากการชนกัน ซึ่งโคจรรอบดาวเคราะห์พวกมันเป็นแหล่งสะสมของวัสดุที่ อาจก่อตัวเป็น ดวงจันทร์ (หรือ ดวงจันทร์ นอกระบบสุริยะหรือดาวเทียมขนาดเล็ก ) ^{[ 2 ]}จานดังกล่าวสามารถปรากฏให้เห็นได้ในหลายรูปแบบ

ดาวเคราะห์ยักษ์จะก่อตัวขึ้นโดยส่วนใหญ่ผ่านการสะสมแกนกลางในสถานการณ์นี้ แกนกลางจะก่อตัวขึ้นจากการสะสมของของแข็งขนาดเล็ก เมื่อแกนกลางมีมวลมากพอ มันอาจจะกัดเซาะช่องว่างบนจานรอบดาวฤกษ์แม่วัสดุจะไหลจากขอบของจานรอบดาวฤกษ์ไปยังดาวเคราะห์เป็นสาย และรอบดาวเคราะห์จะก่อตัวเป็นจานรอบดาวเคราะห์ จานรอบดาวเคราะห์จึงก่อตัวขึ้นในช่วงปลายของการก่อตัวของดาวเคราะห์ยักษ์^{[ 4 ] [ 5 ]}ขนาดของจานถูกจำกัดโดยรัศมีฮิลล์จานรอบดาวเคราะห์จะมีขนาดจานสูงสุด 0.4 เท่าของรัศมีฮิลล์^{[ 6 ] [ 7 ]}จานยังมี "เขตตาย" ที่ระนาบกลางซึ่งไม่ปั่นป่วนและพื้นผิวจานที่ปั่นป่วน เขตตายเป็นบริเวณที่เหมาะสมสำหรับการก่อตัวของดาวบริวาร (ดวงจันทร์นอกระบบ) ^{[ 8 ]}จานรอบดาวเคราะห์จะผ่านขั้นตอนวิวัฒนาการที่แตกต่างกัน มีการเสนอ การจำแนกประเภทที่คล้ายกับวัตถุดาวฤกษ์อายุน้อยในระยะแรก จานรอบดาวเคราะห์จะเต็ม ดาวเทียมที่ก่อตัวขึ้นใหม่จะสร้างช่องว่างใกล้กับดาวเคราะห์ ทำให้จานกลายเป็นจาน "เปลี่ยนผ่าน" ในระยะสุดท้าย จานจะเต็ม แต่มีความหนาแน่นต่ำและสามารถจัดประเภทเป็น "วิวัฒนาการ" ได้^{[ 3 ]}นอกจากจานรอบดาวเคราะห์แล้วโปรโตแพลนต์ยังสามารถขับเคลื่อนการไหลออกได้อีกด้วย^{[ 9 ] [ 10 ]}การไหลออกดังกล่าวหนึ่งอย่างถูกระบุผ่านSiS ที่ถูกกระแทก สำหรับHD 169142b ^{[ 11 ]}

จานรอบดาวเคราะห์สอดคล้องกับการก่อตัวของดาวบริวารกาลิเลียนแบบจำลองเก่าไม่สอดคล้องกับองค์ประกอบที่เป็นน้ำแข็งของดวงจันทร์และการแยกตัวที่ไม่สมบูรณ์ของคาลิสโตจานรอบดาวเคราะห์ที่มีการไหลเข้าของก๊าซและของแข็ง 2*10 ⁻⁷ M _J /ปี สอดคล้องกับเงื่อนไขที่จำเป็นในการก่อตัวของดวงจันทร์ รวมถึงอุณหภูมิต่ำในช่วงปลายของการก่อตัวของดาวพฤหัสบดี^{[ 12 ]}แต่การจำลองในภายหลังพบว่าจานรอบดาวเคราะห์ร้อนเกินไปสำหรับดาวบริวารที่จะก่อตัวและอยู่รอดได้^{[ 13 ] [ 7 ]}ต่อมาปัญหานี้ได้รับการแก้ไขโดยการแนะนำโซนตายภายในจานรอบดาวเคราะห์ ซึ่งเป็นบริเวณที่เหมาะสมสำหรับการก่อตัวของดาวบริวารและอธิบายวงโคจรที่กะทัดรัดของดาวบริวารกาลิเลียน^{[ 8 ]}

ในอดีตเคยมีการสงสัยว่า2M1207b มีจานรอบดาวเคราะห์ ^{[ 14 ]}การสังเกตการณ์ใหม่จากJWST / NIRSpecสามารถยืนยันการสะสมมวลจากจานที่มองไม่เห็นโดยการตรวจจับการปล่อยรังสีจากไฮโดรเจนและฮีเลียม อย่างไรก็ตาม การจัดประเภทเป็นจานรอบดาวเคราะห์ยังคงเป็นที่ถกเถียงกันอยู่ เนื่องจาก 2M1207b (หรือ 2M1207B) อาจถูกจัดประเภทเป็นระบบดาวคู่กับ 2M1207A และไม่ใช่ดาวเคราะห์นอกระบบ ซึ่งจะทำให้จานรอบ 2M1207b เป็นจานรอบดาวฤกษ์แม้ว่าจะไม่ได้อยู่รอบดาวฤกษ์ แต่รอบวัตถุที่มีมวลระดับดาวเคราะห์ 5–6 เท่า ของ_{มวลดาว}พฤหัสบดี^{[ 15 ]}

ในเดือนสิงหาคม พ.ศ. 2561 นักดาราศาสตร์รายงานการตรวจพบจานรอบดาวเคราะห์รอบCS Cha Bที่ เป็นไปได้ ^{[ 16 ]}ผู้เขียนระบุว่า "ระบบ CS Cha เป็นระบบเดียวที่มีแนวโน้มว่าจะมีจานรอบดาวเคราะห์อยู่ รวมถึงจานรอบดาวฤกษ์ที่สามารถแยกแยะได้" ^{[ 17 ]}อย่างไรก็ตาม ในปี พ.ศ. 2563 พารามิเตอร์ของCS Cha Bได้รับการแก้ไข ทำให้มีแนวโน้มว่าจะเป็นดาวแคระแดงที่กำลังดูดสสาร และทำให้จานนั้นมีแนวโน้มว่าจะเป็น^จานรอบดาวฤกษ์ [ ^{18 ]}

จานรอบดาวเคราะห์ที่เป็นไปได้ยังถูกตรวจพบรอบดาวเคราะห์นอกระบบHD 100546 b [ ^{19 ] AS} 209 b ^{[ 20 ]}และHD 169142 b ^{[ 21 ]}หรือดาวบริวารมวลเท่าดาวเคราะห์ (PMC; 10-20 M _Jระยะห่าง ≥100 AU) เช่นGSC 06214-00210 b ^{[ 22 ]}และDH Tauri b ^{[ 23 ]}

ตรวจพบจานในย่านซับมิลลิเมตรด้วย ALMA รอบSR 12 cซึ่งเป็นดาวเคราะห์บริวารที่มีมวลระดับดาวเคราะห์ SR 12 c อาจไม่ได้ก่อตัวจากวัสดุจานรอบดาวฤกษ์ของดาวฤกษ์เจ้าบ้าน SR 12 ดังนั้นจึงอาจไม่ถือว่าเป็นจานรอบดาวเคราะห์ที่แท้จริง จาน PMC ค่อนข้างพบได้ทั่วไปรอบวัตถุอายุน้อยและศึกษาได้ง่ายกว่าเมื่อเปรียบเทียบกับจานรอบดาวเคราะห์^{[ 24 ]}ดาวเคราะห์ต้นกำเนิดDelorme 1 (AB)b แสดงหลักฐานที่ชัดเจนของการสะสมมวลจากจานรอบดาวเคราะห์ แต่จานดังกล่าวยังไม่ถูกตรวจพบในย่านอินฟราเรด ณ ขณะนี้ (กันยายน 2024) ^{[ 25 ]}ตรวจพบจานรอบดาวเคราะห์YSES 1bด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศ James Webbจานดังกล่าวแสดงการปล่อยรังสีจาก เม็ด โอลิวีน ร้อนขนาดเล็ก ซึ่งถือเป็นหลักฐานของการชนกันระหว่างดาวเทียมที่ก่อตัวขึ้นภายในจาน^{[ 26 ]}

ตรวจพบจานหลายแผ่นรอบวัตถุมวลระดับดาวเคราะห์ที่แยกตัว อยู่ใกล้เคียง จานรอบวัตถุดังกล่าวภายในระยะ ³⁰⁰พาร์เซก พบในRho Ophiuchi Complex [ ^{27 ]} Taurus Complex (เช่นKPNO-Tau 12 ) ^{[ 27 ] [ 28 ]} Lupus I Cloud ^{[ 29 ]}และChamaeleon Complex (เช่นOTS 44และCha 110913−773444 ที่ได้รับการศึกษาอย่างดี ^{[ 30 ]} ) วัตถุที่มีจานลอยตัวอิสระที่น่าสนใจใกล้ ๆ คือ2MASS J11151597+1937266ซึ่งอยู่ห่างออกไปเพียง 45 พาร์เซก อาจเป็นวัตถุมวลระดับดาวเคราะห์หรือดาวแคระน้ำตาลมวลต่ำ^{[ 31 ]}วัตถุที่มีจานเหล่านี้ลอยตัวอิสระและส่วนใหญ่เรียกว่าจานรอบดาวฤกษ์ แม้ว่าอาจจะคล้ายกับจานรอบดาวเคราะห์ก็ตาม

ดิสก์รอบดาวเคราะห์ c ของระบบ PDS 70 เป็นหลักฐานที่ดีที่สุดสำหรับดิสก์รอบดาวเคราะห์ในขณะที่ค้นพบ ดาวเคราะห์นอกระบบเป็นส่วนหนึ่งของระบบดาวหลายดวง PDS 70 ซึ่งอยู่ห่างจากโลกประมาณ 370 ปีแสง (110 พาร์เซก) ^{[ 32 ]}

ในเดือนมิถุนายน พ.ศ. 2562 นักดาราศาสตร์รายงานการตรวจพบหลักฐานของจานรอบดาวเคราะห์รอบPDS 70b ^{[ 33 ]}โดยใช้สเปกโทรสโกปีและสัญญาณการสะสมมวล สัญญาณทั้งสองประเภทนี้เคยถูกตรวจพบมาก่อนแล้วสำหรับผู้สมัครดาวเคราะห์อื่นๆ การวิเคราะห์ลักษณะเฉพาะด้วยอินฟราเรดในภายหลังไม่สามารถยืนยันหลักฐานทางสเปกโทรสโกปีสำหรับจานรอบ PDS 70b ได้ และรายงานหลักฐานที่อ่อนแอว่าข้อมูลปัจจุบันสนับสนุนแบบจำลองที่มีส่วนประกอบของวัตถุดำเพียงส่วนเดียว^{[ 34 ]}การสังเกตการณ์แบบอินเตอร์เฟอโรเมตริกด้วยเซ็นเซอร์นำทางละเอียดและเครื่องมือถ่ายภาพอินฟราเรดใกล้และสเปกโทรกราฟแบบไร้ช่อง ของกล้องโทรทรรศน์อวกาศเจมส์ เวบบ์ และข้อมูลที่เก็บถาวรพบหลักฐานเบื้องต้นว่า PDS 70b มีจานรอบดาวเคราะห์^{[ 35 ]}

ในเดือนกรกฎาคม พ.ศ. 2562 นักดาราศาสตร์รายงานการตรวจพบครั้งแรกโดยใช้Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) ^{[ 36 ] [ 37 ] [ 38 ]}ของจานรอบดาวเคราะห์^{[ 36 ] [ 37 ] [ 39 ]}การศึกษาของ ALMA โดยใช้ความยาวคลื่นมิลลิเมตรและซับมิลลิเมตร มีประสิทธิภาพดีกว่าในการสังเกต ฝุ่นที่กระจุกตัวอยู่ในบริเวณระหว่างดาวเคราะห์ เนื่องจากดาวฤกษ์ปล่อยแสงออกมาน้อยมากที่ความยาวคลื่นเหล่านี้ และเนื่องจากการสังเกตการณ์ด้วยแสงมักถูกบดบังด้วยแสงจ้าจากดาวฤกษ์เจ้าบ้านที่สว่างมาก จานรอบดาวเคราะห์ถูกตรวจพบรอบดาวเคราะห์นอกระบบ ขนาดใหญ่ที่อายุน้อย คล้ายดาวพฤหัสบดี PDS 70c ^{[ 36 ] [ 37 ] [ 39 ]}

ตามที่Andrea Isellaนักวิจัยหลักจากมหาวิทยาลัย Riceในฮูสตัน รัฐเท็กซัสกล่าวว่า "เป็นครั้งแรกที่เราสามารถมองเห็นสัญญาณบ่งชี้ของจานรอบดาวเคราะห์ได้อย่างชัดเจน ซึ่งช่วยสนับสนุนทฤษฎีการก่อตัวของดาวเคราะห์ ในปัจจุบันหลายทฤษฎี ... เมื่อเปรียบเทียบการสังเกตการณ์ของเรากับ ภาพอินฟราเรด และ ภาพ แสงที่มีความละเอียดสูงเราสามารถเห็นได้อย่างชัดเจนว่ากลุ่มอนุภาคฝุ่นขนาดเล็ก ที่ดูคลุมเครือนั้น แท้จริงแล้วคือจานฝุ่นที่ล้อมรอบดาวเคราะห์ ซึ่งเป็นลักษณะดังกล่าวที่ได้รับการสังเกตอย่างชัดเจนเป็นครั้งแรก" ^{[ 38 ]} Jason Wang จาก Caltech นักวิจัยหลักของสิ่งพิมพ์อื่น อธิบายว่า "หากดาวเคราะห์ปรากฏอยู่บนจาน ซึ่งเป็นกรณีของ PDS 70c" ^{[ 40 ]}สัญญาณรอบPDS 70cจะต้องแยกออกจากวงแหวนรอบนอกในเชิงพื้นที่ ซึ่งไม่ใช่กรณีในปี 2019 อย่างไรก็ตาม ในเดือนกรกฎาคม 2021 ได้มีการนำเสนอข้อมูลที่มีความละเอียดสูงขึ้นและได้รับการแก้ไขอย่างชัดเจน^{[ 41 ]}

ตรวจพบดาวเคราะห์ PDS 70c ในสเปกตรัมH-alphaซึ่งถือเป็นหลักฐานว่ามันดูดกลืนสสารจากจานรอบดาวเคราะห์ในอัตรา 10^{−8 ± 0.4} M _Jต่อปี ^{[ 42 ]}จากการสังเกตการณ์ของ ALMA พบว่าจานนี้มีรัศมีเล็กกว่า 1.2หน่วยดาราศาสตร์ (AU) หรือหนึ่งในสามของรัศมี Hillมวลฝุ่นถูกประมาณไว้ที่ประมาณ 0.007 หรือ 0.031 M _🜨 (0.57 ถึง 2.5 เท่าของ มวล ดวงจันทร์ ) ขึ้นอยู่กับขนาดของอนุภาคที่ใช้ในการสร้างแบบจำลอง ^{[ 41 ]}การสร้างแบบจำลองในภายหลังแสดงให้เห็นว่าจานรอบ PDS 70c มีความหนาแน่นเชิงแสงสูงและมีมวลฝุ่นโดยประมาณ 0.07 ถึง 0.7 M _🜨 (5.7 ถึง 57 เท่าของมวลดวงจันทร์) มวลรวม (ฝุ่น+ก๊าซ) ของจานควรจะสูงกว่านี้ ความสว่างของดาวเคราะห์เป็นกลไกการให้ความร้อนหลักภายในระยะ 0.6 AU จาก CPD นอกเหนือจากนั้นโฟตอนจากดาวฤกษ์จะให้ความร้อนแก่จาน ^{[ 43 ]}การสังเกตการณ์ด้วย JWST NIRCamแสดงให้เห็นลักษณะคล้ายเกลียวขนาดใหญ่ใกล้กับ PDS 70c ลักษณะนี้มองเห็นได้เฉพาะหลังจากที่จานรอบ PDS 70 ถูกลบออกไปแล้ว ส่วนหนึ่งของลักษณะคล้ายเกลียวนี้ถูกตีความว่าเป็นกระแสการสะสมมวลที่ป้อนให้กับจานรอบดาวเคราะห์รอบ PDS 70c ^{[ 44 ]}

• แกลเลอรีภาพของจานฝุ่นรอบดาวฤกษ์ ( พอล คาลาส ; " เว็บไซต์เพื่อการเรียนรู้ )"
• วิดีโอ (1:20) − จานโคจรรอบดาวเคราะห์ที่กำลังก่อตัวเป็นดวงจันทร์บน YouTube ( ESO ; กรกฎาคม 2021)