จานรอบดาวฤกษ์ (หรือจานสะสมมวลรอบดาวฤกษ์ ) คือจานสะสมมวลรูปทรงวงแหวน ทรงแบน หรือทรงแบนที่ประกอบด้วยก๊าซฝุ่นดาวเคราะห์น้อยดาวเคราะห์น้อยหรือเศษชิ้นส่วนจากการชน กัน โคจรอยู่ รอบ ดาวฤกษ์ รอบ ดาวฤกษ์ที่อายุน้อยที่สุด จานเหล่านี้เป็นแหล่งสะสมสสารที่อาจก่อตัวเป็นดาวเคราะห์ได้ รอบดาวฤกษ์ที่โตเต็มที่ จานเหล่านี้บ่งชี้ว่า การก่อตัว ของดาวเคราะห์ น้อย ได้เกิดขึ้นแล้ว และรอบ ดาว แคระขาว จานเหล่านี้บ่งชี้ว่าสสารของดาวเคราะห์รอดพ้นจากการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์มาได้ทั้งหมด จานดังกล่าวสามารถปรากฏให้เห็นได้ในหลายรูปแบบ

ตามแบบจำลองการก่อตัวของดาวฤกษ์ ที่ได้รับการยอมรับอย่างกว้างขวาง ซึ่งบางครั้งเรียกว่าสมมติฐานเนบิวลาดาวฤกษ์อายุน้อย ( โปรโตสตาร์ ) เกิดจากการยุบตัวของมวลสารเนื่องจากแรงโน้มถ่วงภายในเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ มวลสาร ที่ตกลงมามี โมเมนตัมเชิงมุมอยู่จำนวนหนึ่งซึ่งส่งผลให้เกิดจานโปรโตแพล เนตารีที่เป็นก๊าซ รอบดาวฤกษ์อายุน้อยที่กำลังหมุน จานโปรโตแพลเนตารีนี้เป็นจานรอบดาวฤกษ์ที่หมุนอยู่ซึ่งประกอบด้วยก๊าซและฝุ่นหนาแน่น และยังคงป้อนมวลสารให้กับดาวฤกษ์ตรงกลางอย่างต่อเนื่อง อาจมีมวลเพียงไม่กี่เปอร์เซ็นต์ของมวลดาวฤกษ์ตรงกลาง โดยส่วนใหญ่เป็นก๊าซซึ่งส่วนใหญ่เป็นไฮโดรเจนระยะการสะสมมวลหลักกินเวลาหลายล้านปี โดยมีอัตราการสะสมมวลโดยทั่วไปอยู่ระหว่าง 10 ⁻⁷ถึง 10 ⁻⁹มวลสุริยะต่อปี (อัตราสำหรับระบบทั่วไปที่นำเสนอใน Hartmann et al. ^{[ 2 ]} )

จานรอบดาวฤกษ์จะค่อยๆ เย็นตัวลงในระยะที่เรียกว่า ระยะ ดาวฤกษ์ทีเทารี (T Tauri ) ภายในจานนี้ การก่อตัวของอนุภาคฝุ่นขนาดเล็กที่ประกอบด้วยหินและน้ำแข็งสามารถเกิดขึ้นได้ และอนุภาคเหล่านี้สามารถรวมตัวกันเป็นดาวเคราะห์น้อยได้ หากจานมีมวลมากพอ การรวมตัวอย่างรวดเร็วจะเริ่มต้นขึ้น ส่งผลให้เกิดตัวอ่อนของดาวเคราะห์ การก่อตัวของระบบดาวเคราะห์นั้นเชื่อกันว่าเป็นผลตามธรรมชาติของการก่อตัวของดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์ที่มีลักษณะคล้ายดวงอาทิตย์มักใช้เวลาประมาณ 100 ล้านปีในการก่อตัว

• แถบดาวเคราะห์น้อยเป็นแหล่งสะสมของวัตถุขนาดเล็กในระบบสุริยะตั้งอยู่ระหว่างวงโคจรของดาวอังคารและดาวพฤหัสบดี และเป็นแหล่งกำเนิดของฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์
• แถบ เอ็ดจ์เวิร์ธ-ไคเปอร์นอกวงโคจรของดาวเนปจูน
• จานกระจัดกระจายนอกวงโคจรของดาวเนปจูน
• เมฆฮิลส์ (Hills cloud ) มีเพียง เมฆออร์ตชั้นในเท่านั้นที่มีรูปร่างคล้ายวงแหวน ส่วนเมฆออร์ตชั้นนอกมีรูปร่างกลมกว่า

จานรอบระบบดาวคู่AK Scorpiiซึ่งเป็นระบบดาวอายุน้อยในกลุ่มดาวแมงป่อง ภาพจานนี้ถ่ายด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศALMA

ภาพจานรอบดาวฤกษ์รองHK Tauri B (ด้านล่าง) ที่ถ่ายด้วยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิล ดาวฤกษ์หลัก HK Tauri A (ดาวตรงกลาง) ก็ถูกล้อมรอบด้วยจานเช่นกัน

การไหลเข้าของก๊าซในระบบดาวคู่ช่วยให้เกิดการก่อตัวของจานรอบดาวฤกษ์และจานรอบดาวคู่ การก่อตัวของจานดังกล่าวจะเกิดขึ้นกับระบบดาวคู่ ใดๆ ก็ตามที่ก๊าซที่ไหลเข้ามามีโมเมนตัมเชิงมุมในระดับหนึ่ง^{[ 4 ]}สังเกตพบความก้าวหน้าทั่วไปของการก่อตัวของจานเมื่อระดับโมเมนตัมเชิงมุมเพิ่มขึ้น:

• จานรอบดาวหลักคือจานที่โคจรรอบดาวหลัก (เช่น ดาวที่มีมวลมากกว่า) ของระบบดาวคู่^{[ 4 ]} จานประเภทนี้จะก่อตัวขึ้นจากการสะสมมวลหากมีโมเมนตัมเชิงมุมอยู่ในก๊าซที่ตกลงมา^{[ 4 ]}
• จานรอบดาวรอง (Circumsecondary disk) คือจานที่โคจรรอบดาวฤกษ์รอง (เช่น ดาวที่มีมวลน้อยกว่า) ในระบบดาวคู่ จานประเภทนี้จะก่อตัวขึ้นได้ก็ต่อเมื่อมีโมเมนตัมเชิงมุมสูงเพียงพอในก๊าซที่ตกลงมา ปริมาณโมเมนตัมเชิงมุมที่ต้องการนั้นขึ้นอยู่กับอัตราส่วนมวลของดาวรองต่อดาวหลัก บางครั้งเราอาจเห็นจานรอบดาวรองเคลื่อนผ่านหน้าดาวหลัก
• จาน รอบดาวคู่คือจานที่โคจรรอบทั้งดาวหลักและดาวรอง จานดังกล่าวจะก่อตัวขึ้นในภายหลังจานรอบดาวหลักและดาวรอง โดยมีรัศมีภายในที่ใหญ่กว่ารัศมีวงโคจรของระบบดาวคู่ มาก จานรอบดาวคู่สามารถก่อตัวขึ้นได้โดยมีขีดจำกัดมวลสูงสุดประมาณ 0.005 เท่าของมวลของดวงอาทิตย์^{[ 5 ]}ณ จุดนั้นระบบดาวคู่โดยทั่วไปจะไม่สามารถรบกวนจานได้มากพอที่จะทำให้ก๊าซถูกดูดเข้าไปในจานรอบดาวหลักและดาวรองได้อีก^{[ 4 ]}ตัวอย่างของจานรอบดาวคู่สามารถพบได้รอบระบบดาวGG Tauri ^{[ 6 ]}
• เมื่อพิจารณาการก่อตัวของจานรอบดาวคู่ การก่อตัวของโพรงภายในที่ล้อมรอบดาวคู่จึงเป็นสิ่งที่หลีกเลี่ยงไม่ได้ โพรงนี้เป็นผลมาจากคลื่นความหนาแน่นแบบเกลียวที่ตำแหน่งเรโซแนนซ์ของลินด์แบลด โดยเฉพาะอย่างยิ่งเรโซแนนซ์ของลินด์แบลดด้านนอก เรโซแนนซ์ที่แน่นอนซึ่งทำให้เกิดโพรงนั้นขึ้นอยู่กับความเยื้องศูนย์ของดาวคู่ แต่ในแต่ละกรณี ขนาดของโพรงจะ เป็นสัดส่วนกับระยะห่างระหว่างดาวคู่^{[ 7 ]}${\displaystyle e_{b}}$${\displaystyle a_{b}}$

ช่วงเวลาบ่งชี้ที่ควบคุมวิวัฒนาการระยะสั้นของการสะสมมวลบนดาวคู่ภายในจานรอบดาวคู่คือคาบการโคจรของดาวคู่การสะสมมวลเข้าไปในโพรงด้านในไม่คงที่ และแปรผันไปตามพฤติกรรมของก๊าซตามบริเวณด้านในสุดของโพรง สำหรับดาวคู่ที่ไม่เป็นวงรี การแปรผันของการสะสมมวลจะสอดคล้องกับคาบการโคจรแบบเคปเลอร์ของก๊าซด้านใน ซึ่งพัฒนาเป็นก้อนที่สอดคล้องกับการสั่นพ้องของลินด์แบลดด้านนอก คาบนี้มีค่าประมาณห้าเท่าของคาบการโคจรของดาวคู่ สำหรับดาวคู่ที่เป็นวงรี คาบของการแปรผันของการสะสมมวลจะเท่ากับคาบการโคจรของดาวคู่ เนื่องจากแต่ละองค์ประกอบของดาวคู่จะตักสสารจากจานรอบดาวคู่ทุกครั้งที่ถึงจุดไกลสุดของวงโคจร^{[ 7 ]}${\displaystyle P_{b}}$${\displaystyle e_{b}}$${\displaystyle m=1}$

ระบบดาวคู่ที่มีวงโคจรผิดปกติยังพบความแปรปรวนของการสะสมมวลในช่วงเวลาที่ยาวนานหลายร้อยเท่าของคาบเวลาของระบบดาวคู่ ซึ่งสอดคล้องกับ อัตรา การเคลื่อนที่ของขอบด้านในของโพรง ซึ่งพัฒนาความเยื้องศูนย์ของตัวเองพร้อมกับบริเวณสำคัญของจานรอบดาวคู่ด้านในจนถึง[ ^{7 ] ความ}เยื้องศูนย์นี้อาจส่งผลต่อการสะสมมวลของโพรงด้านใน เช่นเดียวกับพลวัตที่อยู่ไกลออกไปในจาน เช่นการก่อตัวและการเคลื่อนที่ ของดาวเคราะห์รอบดาวคู่${\displaystyle e_{d}}$${\displaystyle \sim 10a_{b}}$

เดิมทีเชื่อกันว่าระบบดาวคู่ทั้งหมดที่อยู่ในจานรอบดาวคู่จะวิวัฒนาการไปสู่การเสื่อมถอยของวงโคจรเนื่องจากแรงบิดโน้มถ่วงของจานรอบดาวคู่ โดยส่วนใหญ่มาจากวัสดุที่ขอบด้านในสุดของโพรงที่ถูกตัดออก การเสื่อมถอยนี้ไม่รับประกันอีกต่อไปเมื่อมีการสะสมมวลจากจานรอบดาวคู่เข้าสู่ระบบดาวคู่ และอาจนำไปสู่การเพิ่มระยะห่างระหว่างดาวคู่ด้วยซ้ำ พลวัตของการวิวัฒนาการของวงโคจรขึ้นอยู่กับพารามิเตอร์ของระบบดาวคู่ เช่น อัตราส่วนมวลและความเยื้องศูนย์กลางรวมถึงอุณหพลศาสตร์ของก๊าซที่สะสมมวล^{[ 7 ]}${\displaystyle q_{b}}$${\displaystyle e_{b}}$

เมื่อจานรอบดาวฤกษ์ก่อตัวขึ้น คลื่นความหนาแน่นแบบเกลียวจะถูกสร้างขึ้นภายในวัสดุรอบดาวฤกษ์ผ่านแรงบิดที่แตกต่างกันเนื่องจากแรงโน้มถ่วงของระบบดาวคู่^{[ 4 ]}จานเหล่านี้ส่วนใหญ่ก่อตัวสมมาตรตามแกนกับระนาบของระบบดาวคู่ แต่เป็นไปได้ที่กระบวนการต่างๆ เช่น ผลกระทบของ Bardeen-Petterson ^{[ 8 ]}สนามแม่เหล็กไดโพลที่ไม่ตรงแนว^{[ 9 ]}และแรงดันรังสี^{[ 10 ]}จะทำให้จานที่แบนราบในตอนแรกเกิดการบิดเบี้ยวหรือเอียงอย่างมีนัยสำคัญ

หลักฐานที่ชัดเจนของจานเอียงพบได้ในระบบ Her X-1, SMC X-1 และ SS 433 (และอื่นๆ) ซึ่งมีการปิดกั้นเส้นทางการมองเห็นของ การปล่อย รังสีเอ็กซ์ เป็นระยะๆ ในระยะเวลา ประมาณ 50–200 วัน ซึ่งช้ากว่าวงโคจรของระบบไบนารีที่ประมาณ 1 วันมาก^{[ 11 ]}เชื่อกันว่าการปิดกั้นเป็นระยะๆ นี้เป็นผลมาจากการหมุนควงของจานรอบดาวหลักหรือจานรอบดาวคู่ ซึ่งโดยปกติจะเกิดขึ้นในทิศทางตรงกันข้ามกับวงโคจรของดาวคู่ อันเป็นผลมาจากแรงบิดที่แตกต่างกันแบบเดียวกันซึ่งสร้างคลื่นความหนาแน่นแบบเกลียวในจานสมมาตรตามแกน

หลักฐานของจานรอบดาวคู่ที่เอียงสามารถมองเห็นได้จากรูปทรงเรขาคณิตที่บิดเบี้ยวภายในจานรอบดาวฤกษ์ การหมุนควงของเจ็ตโปรโตสเตลลาร์ และวงโคจรเอียงของวัตถุรอบดาวเคราะห์ (ดังที่เห็นในดาวคู่สุริยุปราคา TY CrA) ^{[ 5 ]}สำหรับจานที่โคจรรอบดาวคู่ที่มีอัตราส่วนมวลรองต่อมวลหลักต่ำ จานรอบดาวคู่ที่เอียงจะเกิดการหมุนควงแบบแข็งตัวโดยมีคาบประมาณหลายปี สำหรับจานรอบดาวคู่ที่มีอัตราส่วนมวลหนึ่ง แรงบิดที่แตกต่างกันจะแข็งแกร่งพอที่จะฉีกส่วนภายในของจานออกเป็นสองหรือมากกว่าจานที่แยกจากกันและหมุนควง^{[ 5 ]}

การศึกษาในปี 2020 โดยใช้ ข้อมูล ALMAแสดงให้เห็นว่าจานรอบดาวคู่ที่มีคาบสั้นมักจะเรียงตัวตามวงโคจรของดาวคู่ ดาวคู่ที่มีคาบยาวกว่าหนึ่งเดือนมักจะแสดงให้เห็นว่าจานไม่เรียงตัวตามวงโคจรของดาวคู่^{[ 12 ]}

• จานเศษซากประกอบด้วยดาวเคราะห์น้อยพร้อมกับฝุ่นละเอียดและก๊าซปริมาณเล็กน้อยที่เกิดจากการชนและการระเหย ก๊าซดั้งเดิมและอนุภาคฝุ่นขนาดเล็กได้กระจายตัวหรือสะสมอยู่ในดาวเคราะห์^{[ 14 ]}
• เมฆจักรราศีหรือฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์คือสสารในระบบสุริยะที่เกิดจากการชนกันของดาวเคราะห์น้อยและการระเหยของดาวหาง ซึ่งผู้สังเกตการณ์บนโลกจะมองเห็นเป็นแถบแสงที่กระจัดกระจายไปตามระนาบสุริยวิถี ก่อนพระอาทิตย์ขึ้นหรือหลังพระอาทิตย์ตก
• ฝุ่นนอกระบบจักรราศีคือฝุ่นที่อยู่รอบดาวฤกษ์ดวงอื่นที่ไม่ใช่ดวงอาทิตย์ ในตำแหน่งที่คล้ายคลึงกับแสงจักรราศีในระบบสุริยะ

ระยะต่างๆ ในจานรอบดาวฤกษ์ หมายถึงโครงสร้างและองค์ประกอบหลักของจานในช่วงเวลาต่างๆ ระหว่างวิวัฒนาการของมัน ระยะต่างๆ ได้แก่ ช่วงที่จานประกอบด้วยอนุภาคขนาดเล็กกว่าไมครอนเป็นหลัก วิวัฒนาการของอนุภาคเหล่านี้ไปเป็นเม็ดฝุ่นและวัตถุขนาดใหญ่ขึ้น การรวมตัวของวัตถุขนาดใหญ่ขึ้นเป็นดาวเคราะห์ น้อย และการเติบโตและวิวัฒนาการวงโคจรของดาวเคราะห์น้อยไปเป็นระบบดาวเคราะห์ เช่นระบบสุริยะหรือดาวฤกษ์อื่นๆ อีกมากมาย

ขั้นตอนหลักของการวิวัฒนาการของจานรอบดาวฤกษ์: ^{[ 16 ]}

• จานก่อนเกิดดาวเคราะห์ : ในขั้นตอนนี้ มีวัสดุดั้งเดิม (เช่น แก๊สและฝุ่น) อยู่เป็นจำนวนมาก และจานเหล่านี้มีมวลมากพอที่จะมีศักยภาพในการก่อตัวเป็นดาวเคราะห์ได้
• จานเปลี่ยนผ่าน: ในขั้นตอนนี้ จานจะแสดงให้เห็นถึงการลดลงอย่างมีนัยสำคัญของปริมาณก๊าซและฝุ่น และมีคุณสมบัติอยู่ระหว่างจานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิดและจานเศษซาก
• จานฝุ่นรอบดาวฤกษ์ : ในขั้นตอนนี้ จานรอบดาวฤกษ์เป็นจานฝุ่นที่เบาบาง มีปริมาณก๊าซน้อยหรืออาจไม่มีก๊าซเลย ลักษณะเด่นคืออายุของฝุ่นสั้นกว่าอายุของจาน ซึ่งบ่งชี้ว่าจานนี้เป็นรุ่นที่สอง ไม่ใช่รุ่นแรก

การสลายตัวของวัสดุเป็นหนึ่งในกระบวนการที่รับผิดชอบต่อวิวัฒนาการของจานรอบดาวฤกษ์ เมื่อรวมกับข้อมูลเกี่ยวกับมวลของดาวฤกษ์ศูนย์กลาง การสังเกตการสลายตัวของวัสดุในขั้นตอนต่างๆ ของจานรอบดาวฤกษ์สามารถใช้ในการกำหนดช่วงเวลาที่เกี่ยวข้องกับวิวัฒนาการของมันได้ ตัวอย่างเช่น การสังเกตกระบวนการสลายตัวในจานเปลี่ยนผ่าน (จานที่มีรูขนาดใหญ่ด้านใน) ประมาณอายุเฉลี่ยของจานรอบดาวฤกษ์ได้ประมาณ 10 ล้านปี^{[ 18 ] [ 19 ]}

กระบวนการกระจายตัวและระยะเวลาในแต่ละขั้นตอนยังไม่เป็นที่เข้าใจดีนัก กลไกหลายอย่างที่มีการคาดการณ์ที่แตกต่างกันสำหรับคุณสมบัติที่สังเกตได้ของจานได้ถูกเสนอขึ้นเพื่ออธิบายการกระจายตัวในจานรอบดาวฤกษ์ กลไกต่างๆ เช่น การลดลงของความทึบแสงของฝุ่นเนื่องจากการเติบโตของเม็ดฝุ่น^{[ 20 ]}การระเหยของวัสดุด้วยรังสีเอกซ์หรือ โฟตอน UVจากดาวฤกษ์กลาง ( ลมดาวฤกษ์ ) ^{[ 21 ]}หรืออิทธิพลทางพลศาสตร์ของดาวเคราะห์ยักษ์ที่ก่อตัวขึ้นภายในจาน^{[ 22 ]}เป็นกระบวนการบางส่วนที่ถูกเสนอขึ้นเพื่ออธิบายการกระจายตัว

การสลายตัวเป็นกระบวนการที่เกิดขึ้นอย่างต่อเนื่องในจานรอบดาวฤกษ์ตลอดช่วงชีวิตของดาวฤกษ์กลาง และในขณะเดียวกัน สำหรับขั้นตอนเดียวกัน ก็เป็นกระบวนการที่มีอยู่ในส่วนต่างๆ ของจาน การสลายตัวสามารถแบ่งออกเป็น การสลายตัวในจานชั้นใน การสลายตัวตรงกลางจาน และการสลายตัวนอกจาน ขึ้นอยู่กับส่วนของจานที่พิจารณา^{[ 23 ]}

การสลายตัวของจานภายในเกิดขึ้นที่ส่วนในของจาน (< 0.05–0.1 AU ) เนื่องจากอยู่ใกล้ดาวฤกษ์มากที่สุด บริเวณนี้จึงร้อนที่สุด ดังนั้นสสารที่อยู่ในบริเวณนี้จึงมักปล่อยรังสีในช่วงอินฟราเรดใกล้ของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้าการศึกษาเกี่ยวกับรังสีที่ปล่อยออกมาจากฝุ่นร้อนจัดที่อยู่ในส่วนนั้นของจานบ่งชี้ว่ามีความเชื่อมโยงเชิงประจักษ์ระหว่างการสะสมมวลจากจานเข้าสู่ดาวฤกษ์และการพุ่งออกมาในกระแสไหลออก

การสลายตัวบริเวณกลางจานกาแล็กซีเกิดขึ้นในบริเวณกลางจานกาแล็กซี (1–5 หน่วยดาราศาสตร์ ) และมีลักษณะเฉพาะคือมีวัสดุที่เย็นกว่ามากเมื่อเทียบกับส่วนในของจานกาแล็กซี ดังนั้น รังสีที่ปล่อยออกมาจากบริเวณนี้จึงมีความยาวคลื่น มากกว่า โดยอยู่ในช่วงอินฟราเรดกลาง ซึ่งทำให้ตรวจจับและทำนายช่วงเวลาของการสลายตัวในบริเวณนี้ได้ยากมาก การศึกษาเพื่อกำหนดช่วงเวลาของการสลายตัวในบริเวณนี้ให้ค่าที่หลากหลาย โดยทำนายช่วงเวลาตั้งแต่ต่ำกว่า 10 ล้านปี จนถึง 100 ล้านปี

การสลายตัวของจานรอบนอกเกิดขึ้นในบริเวณระหว่าง 50–100 AUซึ่งมีอุณหภูมิต่ำกว่ามากและความยาวคลื่น ของรังสีที่ปล่อยออกมา เพิ่มขึ้นเป็นช่วงมิลลิเมตรของสเปกตรัมแม่เหล็กไฟฟ้ามวลฝุ่นเฉลี่ยสำหรับบริเวณนี้ได้รับการรายงานว่าอยู่ที่ประมาณ 10 ⁻⁵เท่าของมวลสุริยะ^{[ 24 ]}การศึกษาจานเศษซากที่มีอายุมากกว่า (10 ⁷ –10 ⁹ปี) ชี้ให้เห็นว่ามวลฝุ่นอาจต่ำถึง 10 ⁻⁸เท่าของมวลสุริยะ ซึ่งหมายความว่าการแพร่กระจายในจานรอบนอกเกิดขึ้นในระยะเวลาที่ยาวนานมาก^{[ 25 ]}

ดังที่กล่าวไว้ จานรอบดาวฤกษ์ไม่ใช่วัตถุที่อยู่ในสภาวะสมดุล แต่กำลังวิวัฒนาการอย่างต่อเนื่อง วิวัฒนาการของความหนาแน่นพื้นผิวของจาน ซึ่งเป็นปริมาณมวลต่อหน่วยพื้นที่หลังจากที่ความหนาแน่นปริมาตร ณ ตำแหน่งใดตำแหน่งหนึ่งในจานได้ถูกรวมเข้ากับโครงสร้างแนวตั้งแล้ว จะแสดงโดย: ^โดย ที่คือตำแหน่งรัศมีในจาน และคือความหนืด ณ ตำแหน่ง^[ 26 ^]สมการนี้ถือว่ามีความสมมาตรตามแกนในจาน แต่เข้ากันได้กับโครงสร้างจานแนวตั้งใดๆ ${\displaystyle \Sigma }$${\displaystyle {\frac {\partial \Sigma }{\partial t}}={\frac {3}{r}}{\frac {\partial }{\partial r}}\left[r^{1/2}{\frac {\partial }{\partial r}}\nu \Sigma r^{1/2}\right]}$${\displaystyle r}$${\displaystyle \nu }$${\displaystyle r}$

ความหนืดในจาน ไม่ว่าจะเป็นแบบโมเลกุล แบบปั่นป่วน หรือแบบอื่น จะขนส่งโมเมนตัมเชิงมุมออกไปด้านนอกในจาน และมวลส่วนใหญ่เข้ามาด้านใน ในที่สุดก็สะสมตัวบนวัตถุกลาง^{[ 26 ]}การสะสมมวลบนดาวฤกษ์ในแง่ของความหนืดของจานแสดงได้ดังนี้: โดยที่คือรัศมีด้านใน ${\displaystyle {\dot {M}}}$${\displaystyle \nu }$${\displaystyle {\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}}$${\displaystyle r_{\text{in}}}$

จานโปรโตแพลเนตารีและจานเศษซากสามารถถ่ายภาพได้ด้วยวิธีการต่างๆ หากมองเห็นจานจากด้านข้าง บางครั้งจานอาจบังแสงของดาวฤกษ์ และสามารถสังเกตจานได้โดยตรงโดยไม่ต้องใช้โคโรนากราฟหรือเทคนิคขั้นสูงอื่นๆ (เช่น Hamburger หรือFlying Saucer ของ Gomez ^{[ 27 ]} ) จานที่มองเห็นจากด้านข้างอื่นๆ (เช่นBeta PictorisหรือAU Microscopii ) และจานที่มองเห็นจากด้านหน้า (เช่นIM LupiหรือAB Aurigae ) จำเป็นต้องใช้โคโรนากราฟเลนส์ปรับได้หรือภาพเชิงอนุพันธ์เพื่อถ่ายภาพจานด้วยกล้องโทรทรรศน์ การสังเกตการณ์ด้วยแสงและอินฟราเรดเหล่านี้ เช่น ด้วยSPHEREมักจะถ่ายภาพแสงดาวที่กระเจิงบนพื้นผิวของจานและติดตามอนุภาคฝุ่นขนาดเล็กระดับไมครอนในทางกลับกัน อาร์เรย์วิทยุเช่น ALMA สามารถทำแผนที่อนุภาคฝุ่นขนาดใหญ่ระดับมิลลิเมตรที่พบในระนาบกลางของจานได้ ^{[ 28 ]}อาร์เรย์วิทยุเช่น ALMA ยังสามารถตรวจจับการปล่อยคลื่นแคบๆ จากก๊าซของจานได้อีกด้วย สิ่งนี้สามารถเปิดเผยความเร็วของก๊าซภายในและรอบ ๆ จานได้^{[ 29 ]}ในบางกรณี จานโปรโตแพลนเทรีที่มองจากด้านข้าง (เช่นCK 3 ^{[ 30 ] [ 31 ]}หรือASR 41 ^{[ 32 ]} ) สามารถฉายเงาลงบนวัสดุฝุ่นโดยรอบได้ เงาที่ฉายนี้ทำงานเหมือนการเล่นเงาและการฉายภาพของจานนั้นใหญ่กว่าขนาดจริงของจานมาก^{[ 30 ]}

วิกิมีเดียคอมมอนส์มีสื่อที่เกี่ยวข้องกับจานรอบดาวฤกษ์

• McCabe, Caer (30 พฤษภาคม 2550). "แคตตาล็อกของจานรอบดาวฤกษ์ที่ได้รับการแก้ไข" . NASA JPL . สืบค้นเมื่อ17 กรกฎาคม 2550 .
• แกลเลอรีภาพของจานฝุ่น (จากPaul Kalas , " เว็บไซต์การเรียนรู้เกี่ยวกับจานรอบดาวฤกษ์ )"