จานก่อนดาวเคราะห์ (Protoplanetary disk)คือจานหมุนรอบดาวฤกษ์ที่ประกอบด้วยก๊าซและฝุ่นหนาแน่น ล้อมรอบ ดาวฤกษ์ที่เพิ่งก่อตัวขึ้นใหม่ ซึ่งได้แก่ ดาวฤกษ์ประเภท T Tauriหรือดาวฤกษ์ประเภท Herbig Ae/Be จานก่อนดาวเคราะห์นี้ไม่ควรนับว่าเป็นจานสะสมมวล (Accretion disk ) แม้ว่าทั้งสองจะคล้ายกัน แต่จานสะสมมวลนั้นร้อนกว่าและหมุนเร็วกว่ามาก โดยจะสะสมสสารเข้าสู่แกนกลาง นอกจากนี้ยังพบได้ในหลุมดำไม่ใช่เฉพาะในดาวฤกษ์เท่านั้น กระบวนการนี้ไม่ควรสับสนกับกระบวนการสะสมมวลที่เชื่อกันว่าสร้างดาวเคราะห์ขึ้นมาเอง จานก่อนดาวเคราะห์ที่ระเหยด้วยแสงจากภายนอกเรียกว่าโพรพลิด (Proplyds )

ดาวฤกษ์แรกเริ่มก่อตัวจากเมฆโมเลกุลซึ่งประกอบด้วยไฮโดรเจนโมเลกุล เป็นหลัก เมื่อส่วนหนึ่งของเมฆโมเลกุลมีขนาดมวลหรือความหนาแน่นถึงระดับวิกฤต มันจะเริ่มยุบตัวลงภายใต้แรงโน้มถ่วง ของตัวเอง เมื่อเมฆที่ยุบตัวนี้ ซึ่งเรียกว่าเนบิวลาสุริยะมีความหนาแน่นมากขึ้น การเคลื่อนที่ของก๊าซแบบสุ่มที่มีอยู่เดิมในเมฆจะเฉลี่ยกันไปในทิศทางของโมเมนตัมเชิงมุมสุทธิของเนบิวลาการอนุรักษ์โมเมนตัมเชิงมุมทำให้การหมุนเพิ่มขึ้นเมื่อรัศมีของเนบิวลาลดลง การหมุนนี้ทำให้เมฆแผ่ราบออกไป—คล้ายกับการทำพิซซ่าแบนๆ จากแป้ง—และมีรูปร่างเป็นแผ่นดิสก์ สิ่งนี้เกิดขึ้นเนื่องจากความเร่งสู่ศูนย์กลางจากการเคลื่อนที่ในวงโคจรต้านทานแรงดึงดูดของดาวฤกษ์เฉพาะในทิศทางรัศมีเท่านั้น แต่เมฆยังคงสามารถยุบตัวได้ในทิศทางแกน ผลลัพธ์คือการก่อตัวของแผ่นดิสก์บางๆ ที่ได้รับการสนับสนุนจากแรงดันก๊าซในทิศทางแกน^{[ 5 ]}การยุบตัวครั้งแรกใช้เวลานานกว่า 100,000 ปี หลังจากนั้น อุณหภูมิพื้นผิวของดาวฤกษ์จะสูงขึ้นจนใกล้เคียงกับดาวฤกษ์ในลำดับหลักที่มีมวลเท่ากัน และจะสามารถมองเห็นได้

ปัจจุบันเป็นดาวฤกษ์ T Tauri การสะสมของก๊าซบนดาวฤกษ์ยังคงดำเนินต่อไปอีก 10 ล้านปี^{[ 6 ]} ก่อนที่จานจะหายไป อาจถูกพัดพาไปโดย ลมดาวฤกษ์ของดาวฤกษ์อายุน้อยหรืออาจเป็นเพราะหยุดปล่อยรังสีหลังจากการสะสมสิ้นสุดลง จานโปรโตแพลนเทเรียที่เก่าแก่ที่สุดที่ค้นพบมีอายุ 25 ล้านปี^{[ 7 ] [ 8 ]}

จานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิดรอบดาวฤกษ์ T Tauri แตกต่างจากจานที่ล้อมรอบองค์ประกอบหลักของระบบดาวคู่ใกล้ชิดในแง่ของขนาดและอุณหภูมิ จานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิดมีรัศมีสูงสุดถึง 1000 หน่วยดาราศาสตร์และมีเพียงส่วนในสุดเท่านั้นที่มีอุณหภูมิสูงกว่า 1000 เคลวินและมักพบร่วมกับลำแสงพุ่งออกมา

มีการสังเกตพบจานโปรโตแพลนเทอรัลรอบดาวฤกษ์อายุน้อยหลายดวงในกาแล็กซีของเรา การสังเกตการณ์โดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศฮับเบิลแสดงให้เห็นว่าโปรพลิดและจานดาวเคราะห์กำลังก่อตัวขึ้นภายในเนบิวลาโอไรออน^{[ 10 ] [ 11 ]}

เชื่อกันว่าจานโปรโตแพลนเนอรัลเป็นโครงสร้างบางๆ โดยมีความสูงในแนวตั้งโดยทั่วไปน้อยกว่ารัศมีมาก และมีมวลโดยทั่วไปน้อยกว่าดาวฤกษ์อายุน้อยตรงกลางมาก^{[ 12 ]}

มวลของจานโปรโตแพลนทารีทั่วไปส่วนใหญ่ประกอบด้วยก๊าซ อย่างไรก็ตาม การมีอยู่ของอนุภาคฝุ่นมีบทบาทสำคัญในการวิวัฒนาการ อนุภาคฝุ่นจะปกป้องระนาบกลางของจานจากรังสีพลังงานสูงจากอวกาศภายนอก ทำให้เกิดโซนที่ไม่มีการทำงาน ซึ่งความไม่เสถียรของการหมุนด้วยสนามแม่เหล็ก (MRI) จะไม่ทำงานอีกต่อไป^{[ 13 ] [ 14 ]}

เชื่อกันว่าจานเหล่านี้ประกอบด้วยชั้นพลาสมาที่ปั่นป่วนซึ่งเรียกอีกอย่างว่าโซนแอคทีฟ ซึ่งห่อหุ้มบริเวณกว้างของก๊าซที่สงบนิ่งซึ่งเรียกว่าโซนตาย^{[ 14 ]}โซนตายที่อยู่ตรงระนาบกลางสามารถชะลอการไหลของสสารผ่านจาน ซึ่งทำให้ไม่สามารถบรรลุสภาวะคงที่ได้

สสาร ที่ถูกพุ่งออกมาจากซากซูเปอร์โนวาเป็น วัตถุดิบในการ ก่อตัวของดาวเคราะห์

สมมติฐานเนบิวลาของการก่อตัวของระบบสุริยะอธิบายว่าจานโปรโตแพลเนตารีเชื่อกันว่าจะวิวัฒนาการไปเป็นระบบดาวเคราะห์ได้อย่างไร ปฏิสัมพันธ์ทางไฟฟ้าสถิตและแรงโน้มถ่วงอาจทำให้ฝุ่นและเม็ดน้ำแข็งในจานรวมตัวกันเป็นดาวเคราะห์น้อยกระบวนการนี้แข่งขันกับลมดาวฤกษ์ซึ่งขับไล่ก๊าซออกจากระบบ และแรงโน้มถ่วง ( การสะสม ) และความเครียดภายใน ( ความหนืด ) ซึ่งดึงวัสดุเข้าสู่ดาวฤกษ์ T Tauri ตรงกลาง ดาวเคราะห์น้อยเป็นส่วนประกอบพื้นฐานของทั้งดาวเคราะห์ภาคพื้นดินและดาวเคราะห์ยักษ์^{[ 16 ] [ 17 ]}

เชื่อกันว่า ดวงจันทร์บางดวงของดาวพฤหัสบดีดาวเสาร์และดาวยูเรนัสก่อตัวขึ้นจากจานดาวเคราะห์ขนาดเล็กที่อยู่รอบดาวเคราะห์ ซึ่งเป็นแบบจำลองของจานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิด^{[ 18 ] [ 19 ]} การก่อตัวของดาวเคราะห์และดวงจันทร์ในจานที่มีรูปทรงเรขาคณิตบางและอุดมไปด้วยก๊าซและฝุ่น เป็นเหตุผลที่ทำให้ดาวเคราะห์เรียงตัวอยู่ในระนาบสุริยวิถีหลายสิบล้านปีหลังจากการก่อตัวของระบบสุริยะ บริเวณไม่กี่ AU ภายในของระบบสุริยะน่าจะมีวัตถุขนาดเท่าดวงจันทร์ถึงดาวอังคารหลายสิบดวงที่กำลังรวมตัวและควบแน่นกลายเป็นดาวเคราะห์ภาคพื้นดินที่เราเห็นในปัจจุบัน ดวงจันทร์ของโลกน่าจะก่อตัวขึ้นหลังจากดาวเคราะห์ก่อนกำเนิดขนาดเท่าดาวอังคารพุ่งชนโลกก่อนกำเนิดในแนวเฉียงประมาณ 30 ล้านปีหลังจากการก่อตัวของระบบสุริยะ

มีการค้นพบจานฝุ่นรอบดาวฤกษ์ที่มีก๊าซน้อยอยู่รอบดาวฤกษ์ใกล้เคียงหลายดวง ซึ่งส่วนใหญ่มีอายุอยู่ในช่วงประมาณ 10 ล้านปี (เช่นเบตา พิกทอริส , 51 โอฟิอุคิ ) ถึงหลายพันล้านปี (เช่นเทา เซติ ) ระบบเหล่านี้มักถูกเรียกว่า " จานเศษฝุ่น " เนื่องจากอายุของดาวฤกษ์เหล่านี้ค่อนข้างเก่า และอายุขัยที่สั้นของอนุภาคฝุ่นขนาดไมโครเมตรที่อยู่รอบดาวฤกษ์อันเนื่องมาจากแรงต้านของพอยน์ติง-โรเบิร์ตสันการชน และแรงดันรังสี (โดยทั่วไปประมาณหลายร้อยถึงหลายพันปี) จึงเชื่อว่าฝุ่นนี้มาจากการชนกันของดาวเคราะห์น้อย (เช่นดาวเคราะห์น้อยดาวหาง)ดังนั้นจานเศษฝุ่นรอบดาวฤกษ์เหล่านี้ (เช่นเวกา , อัลเฟคกา , โฟมัลฮอตเป็นต้น) จึงไม่ใช่ "ดาวเคราะห์ก่อนเกิด" แต่แสดงถึงขั้นตอนต่อมาของการวิวัฒนาการของจาน ซึ่งเป็นบริเวณที่คล้ายกับแถบดาวเคราะห์น้อยและแถบไคเปอร์ นอก ระบบสุริยะ ที่เกิดการชนกันระหว่างดาวเคราะห์น้อยและดาวฤกษ์อื่นๆ จนก่อให้เกิดฝุ่น

จากการศึกษาแบบจำลองคอมพิวเตอร์ ล่าสุด โมเลกุลอินทรีย์ที่ซับซ้อนซึ่งจำเป็นต่อชีวิตอาจก่อตัวขึ้นในจานฝุ่น รอบ ดวงอาทิตย์ก่อนการก่อตัวของโลก^{[ 20 ]} จากการศึกษาด้วยคอมพิวเตอร์ กระบวนการเดียวกันนี้อาจเกิดขึ้นรอบดาวฤกษ์ดวงอื่น ๆ ที่มีดาวเคราะห์โคจรรอบด้วย[ 20 ] (ดู^{เพิ่มเติมที่โมเลกุล}อินทรีย์นอกโลก )

• 
  ภาพประกอบแสดงพลวัตของโพรพิลด์
• 
  จานโปรโตแพลนเทเรียล 20 จานที่บันทึกโดยโครงการความละเอียดเชิงมุมสูง (DSHARP) ^{[ 21 ]}
• 
  เงาถูกสร้างขึ้นโดยจานโปรโตแพลนเทรีที่ล้อมรอบดาวHBC 672ภายในเนบิวลา^{[ 22 ]}
• 
  จานโปรโตแพลเนตารีAS 209อยู่ในบริเวณก่อกำเนิดดาวฤกษ์Ophiuchus ที่ยังเยาว์วัย ^{[ 23 ]}
• 
  จานโปรโตแพลนเนอรัลHH 212 ^{[ 24 ]}
• 
  นักวิทยาศาสตร์ตรวจสอบขั้นตอนแรกของการก่อตัวของดาวเคราะห์โดยการสังเกตจานโปรโตแพลนเนอรัลที่มีฝุ่น^{[ 25 ]}
• 
  วงแหวนศูนย์กลางรอบดาวฤกษ์อายุน้อยHD 141569Aซึ่งอยู่ห่างออกไปประมาณ 370 ปีแสง^{[ 26 ]}
• 
  ตรวจพบ จานเศษซากใน ภาพ HSTของดาวฤกษ์อายุน้อยHD 141943และHD 191089 - ภาพด้านบน; เรขาคณิตด้านล่าง^{[ 27 ]}
• 
  จานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิดHH-30ในกลุ่มดาววัว - จานนี้ปล่อยลำแสงดาว สีแดงออก มา
• 
  ภาพจำลองของจานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิด
• 
  วัตถุบินลึกลับในเนบิวลาโอไรออน
• วิดีโอแสดงให้เห็นวิวัฒนาการของแผ่นดิสก์โดยมีดาวรุ่งอย่างHL Tauri เป็นศูนย์กลาง (แนวคิดของศิลปิน)
• 
  ภาพของจานรอบดาวGW Orionis ^{[ 28 ]}
• 
  ภาพจำลองของจานดาวเคราะห์ก่อนกำเนิดโดยศิลปิน
• 
  ส่วนประกอบของ proplyd 177-341W ในเนบิวลาโอไรออนที่สังเกตด้วยVLT MUSEแสดงให้เห็นแนวหน้าการแตกตัวเป็นไอออน จานโปรโตแพลนเทรียนต์ และหาง^{[ 29 ]}
• 
  HOPS-315 เป็นระบบดาวเคราะห์ที่ยังอยู่ในระหว่างการก่อตัวของดาวเคราะห์ ซึ่งแสดงหลักฐานของการก่อตัวของดาวเคราะห์ในระยะแรกเริ่ม