จานรอบดาวฤกษ์

จานรอบดาว HD 141943 และ HD 191089 ภาพด้านล่างเป็นภาพประกอบจากภาพจริงด้านบน
จานรอบดาวฤกษ์ (circumstellar disc, circumstellar disk) คือ จานพอกพูนมวลของสสารที่มีรูปทรงเป็นทอรัส, แพนเค้กหรือวงแหวน ประกอบด้วย แก๊ส, ฝุ่นคอสมิก, เศษดาวเคราะห์, ดาวเคราะห์น้อยและเศษชิ้นส่วนจากการชนในวงโคจรรอบดาวฤกษ์ รอบ ๆ ดาวฤกษ์ที่อายุน้อยที่สุด พวกมันเป็นแหล่งกักเก็บสสารที่ดาวเคราะห์อาจก่อตัวขึ้นมา สำหรับดาวฤกษ์ที่มีอายุ พวกมันบ่งชี้ว่ามีการก่อตัวของเศษดาวเคราะห์ และรอบ ๆ ดาวแคระขาว พวกมันบ่งชี้ว่าสสารของดาวเคราะห์รอดพ้นจากการวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ทั้งหมด จานดังกล่าวสามารถแสดงออกมาได้หลายรูปแบบ

**ลักษณะของจานรอบดาวฤกษ์แต่ละแบบ**
ไฟล์:A Stars Spiral.ogv|300px|thumb|right|thumbtime=50|ดาว SAO 206462 ซึ่งมีจานรอบดาวฤกษ์แบบผิดปกติ

**ดาวฤกษ์อายุน้อย**
ในทฤษฎีมาตรฐานของการก่อตัวของดาวฤกษ์นั้น ดาวฤกษ์อายุน้อย (หรือดาวฤกษ์ก่อนเกิด) เกิดจากการหดตัวด้วยความโน้มถ่วงของมวลสารบางส่วนภายในเมฆโมเลกุลขนาดยักษ์ วัสดุที่ถูกดึงดูดให้เข้ามารวมตัวกันนี้มีโมเมนตัมเชิงมุม และก่อตัวเป็นจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดที่มีก๊าซเป็นส่วนประกอบขึ้นมาล้อมรอบดาวฤกษ์อายุน้อยที่กำลังหมุนรอบตัวเอง จานรอบดาวฤกษ์ที่ก่อตัวขึ้นประกอบไปด้วยก๊าซและฝุ่นหนาแน่น และยังคงมีสสารโดนดูดเข้าไปยังใจกลางดาวอยู่เรื่อย ๆ แผ่นจานมีมวลเพียงไม่กี่เปอร์เซ็นต์ของมวลดาวฤกษ์ใจกลาง และก๊าซส่วนใหญ่ซึ่งเป็นองค์ประกอบหลักคือไฮโดรเจน เหตุการณ์การพอกพูนจะกินเวลานานหลายล้านปี โดยปกติแล้วมวลจะค่อย ๆ ถูกดึงดูดเข้าไปสั่งสมบนดาวที่ใจกลางเรื่อย ๆ ประมาณ 1 ส่วนสิบล้านเท่าไปจนถึง 1 ส่วนพันล้านเท่าของมวลดวงอาทิตย์ต่อปีhartmann98
แผ่นจานจะค่อย ๆ เย็นตัวลงในช่วงที่ยังเป็นวัตถุดาวฤกษ์อายุน้อย อนุภาคฝุ่นที่ประกอบจากหินและน้ำแข็งจะก่อตัวขึ้นภายในจาน และอาจเกาะรวมตัวกันแล้วกลายเป็นดาวเคราะห์ในที่สุด หากมวลของจานมีมากพอ การเกาะรวมตัวกันจะยิ่งเร่งขึ้นไปอีกและเกิดเป็นวัตถุต้นกำเนิดดาวเคราะห์ขึ้น การก่อตัวของระบบดาวเคราะห์เป็นผลตามธรรมชาติของกระบวนการก่อตัวดาวฤกษ์ สำหรับดาวฤกษ์แบบคล้ายดวงอาทิตย์ โดยปกติจะใช้เวลาประมาณ 100 ล้านปีในการวิวัฒนาการไปสู่แถบลำดับหลัก
สำหรับดาวฤกษ์มวลค่อนข้างต่ำเช่นดาวฤกษ์ชนิด ที วัวนั้นโดยทั่วไปจะมีแผ่นจานรอบดาวฤกษ์อยู่ อย่างไรก็ตาม ในดาวที่มีมวลมากกว่านั้น เช่น ดาวเฮอร์บิก เออี/บีอีนั้น คาดว่าความดันรังสีจากดาวฤกษ์ใจกลางจะแรงมากและเป็นตัวขัดขวางการก่อตัวของจาน อย่างไรก็ตาม การศึกษาล่าสุดได้ให้หลักฐานทั้งทางทฤษฎีและเชิงสังเกตการณ์สำหรับการก่อตัวของจานรอบดาวเฮอร์บิก เออี/บีอี ซึ่งถูกตรวจพบโดยตรงเช่นกันbenisty11 นอกจากนี้ยังมีผลลัพธ์ที่บ่งชี้ถึงการมีอยู่ของจานในดาวฤกษ์อายุน้อยที่มีมวลสูงกว่านี้อีกด้วยdewit11

**ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก**
ไฟล์:Artist's impression of a transitional disc around a young star.jpg|thumb|ภาพวาดในจินตนาการของจานช่วงเปลี่ยนผ่านรอบดาวฤกษ์อายุน้อยeso1549
เมื่อดาวฤกษ์วิวัฒนาการเข้าสู่ช่วงลำดับหลัก จานรอบดาวฤกษ์จะค่อย ๆ หายไป ส่วนใหญ่แล้วจะหายไปจากกระบวนการการระเหยด้วยแสง ในขั้นตอนนี้ ถ้ามีจานรอบดาวฤกษ์อยู่มักจะเป็นจานที่อยู่แค่ชั่วคราว หลังจากที่อนุภาคที่เล็กละเอียดกว่าส่วนใหญ่ได้สูญเสียไปโดยปรากฏการณ์พอยน์ติง–รอเบิร์ตสัน ความดันรังสี ฯลฯ ฝุ่นจากการกระทบของวัตถุท้องฟ้าจะก่อตัวเป็นจานเศษซากขึ้นeoa 
ในช่วงลำดับหลัก จานรอบดาวฤกษ์ประเภทต่าง ๆ นั้นเป็นที่รู้จักกันดีว่าวิวัฒนาการมาจากจานก่อกำเนิดดาวเคราะห์ ตัวอย่างเช่น มีจานรอบดาวฤกษ์ชนิดบีอี ซึ่งกลไกการก่อตัวไม่ชัดเจนpr03

**ตัวอย่างในระบบสุริยะ**
เศษซากต่าง ๆ ที่ประกอบขึ้นเป็นแผ่นจานในระบบสุริยะประกอบไปด้วย:- แถบดาวเคราะห์น้อย คือกลุ่มของวัตถุขนาดเล็กในระบบสุริยะที่อยู่ระหว่างวงโคจรของดาวอังคาร และ ดาวพฤหัสบดี นอกจากนี้ยังเป็นแหล่งกำเนิดของเมฆฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์- แถบไคเปอร์ เป็นพื้นที่หนาแน่นของวัตถุท้องฟ้านอกวงโคจรของดาวเนปจูน- แถบหินกระจาย เป็นพื้นที่หนาแน่นของวัตถุที่กระจัดกระจายออกจากแถบไคเปอร์- เมฆฮิลส์ เป็นกลุ่มของวัตถุท้องฟ้าที่กระจายเป็นวงแหวนรอบขอบด้านในของเมฆออร์ต เมฆออร์ตชั้นนอกมีรูปร่างใกล้เคียงทรงกลมมากกว่า

**หลังจากพ้นลำดับหลัก**
ไฟล์:V390 Velorum - VLTI-R10µmB2µm.png|thumb|จานรอบระบบดาวคู่ IRAS 08544-4431eso0743
มวลสารรอบดาวฤกษ์ที่พบรอบดาวฤกษ์ที่พ้นจากลำดับหลักมาแล้วนั้นเกิดจากการขับมวลออกจากดาวฤกษ์ใจกลาง มวลสารรอบดาวฤกษ์นั้นมีรูปร่างหลากหลายตั้งแต่เปลือกสมมาตรทรงกลมไปจนถึงโครงสร้างที่มีสมมาตรแบบหมุนคล้ายแผ่นจาน โครงสร้างของมวลสารรอบดาวฤกษ์ของดาวยักษ์ในแขนงดาวยักษ์เชิงเส้นกำกับนั้นเกือบจะเป็นทรงกลมเมื่อดูในภาพรวม แต่เมื่อวิวัฒนาการต่อไปจนกลายเป็นเนบิวลาดาวเคราะห์ มักจะแสดงรูปร่างที่มีสมมาตรแบบหมุน เช่น แผ่นจานรีหรือเป็นเส้นกระจายออกไปจากสองขั้วเหนือใต้ ดาวฤกษ์หลังแขนงยักษ์เชิงเส้นกำกับซึ่งเป็นช่วงที่อยู่ในระหว่างวิวัฒนาการช่วงนั้นถูกคาดการณ์กันมานานแล้วว่าน่าจะมีจานรอบดาวฤกษ์ และเพิ่งจะมีการพบหลักฐานโดยตรง
ตัวอย่างเช่น จากการสังเกตการณ์อินเทอร์เฟอโรเมทรีที่มีความละเอียดสูงได้ตรวจพบจานรอบดาวฤกษ์ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางภายในเท่ากับ 10 AU รอบดาว IRAS 08544-4431 ซึ่งเป็นดาวฤกษ์หลังวิวัฒนาการผ่านแขนงยักษ์เชิงเส้นกำกับderoo07 คาดกันว่าโครงสร้างคล้ายแผ่นจานที่พบในดาวฤกษ์ระยะสุดท้ายนั้นมีความเกี่ยวข้องกับระบบดาวคู่ รวมถึงสำหรับกรณีของ IRAS 08544-4431 นี้ก็เช่นเดียวกัน
ไฟล์:CPD-57 2874.jpg|thumb|left|ภาพวาดในจินตนาการของดาวยักษ์ใหญ่ Be CPD-57 2874 ซึ่งตรวจพบหลักฐานโดยตรงถึงการมีอยู่ของแผ่นจานโดย VLBIeso0538
แม้ว่าจะตรวจพบโครงสร้างรอบดาวฤกษ์ที่ไม่มีความสมมาตรเป็นทรงกลมในดาวฤกษ์มวลมากที่วิวัฒนาการแล้วจำนวนมาก แต่ก็ไม่พบหลักฐานโดยตรงว่ามีแผ่นจานอยู่ หลักฐานทางอ้อมบ่งชี้ว่าดาวประเภทที่เป็นไปได้มากที่สุดที่จะมีจานรอบดาวคือดาว Bedds07 ซึ่งมีการหมุนรอบตัวเองอย่างรวดเร็วและอาจเป็นต้นกำเนิดแสงวาบรังสีแกมมา เป็นไปได้ที่จะก่อให้เกิดการสั่งสมมวลสารบนแถบเส้นศูนย์สูตรของดาว

**ช่วงปลายชีวิตดาวฤกษ์**
มีการพบว่าดาวแคระขาวบางดวงมีการแผ่รังสีในช่วงอินฟราเรดมากเป็นพิเศษ ซึ่งเชื่อว่ามีสาเหตุมาจากแผ่นจานรอบดาวฤกษ์ที่ประกอบขึ้นจากฝุ่นbecklin05 ฝุ่นที่ประกอบเป็นจานนั้นเชื่อว่าเป็นซากของวัตถุท้องฟ้าซึ่งครั้งหนึ่งเคยก่อตัวเป็นระบบดาวเคราะห์ เช่น ดาวเคราะห์น้อยfjz09
นอกจากนี้ ดาวมวลอัดแน่นอย่าง ดาวแคระขาว ดาวนิวตรอน และ หลุมดำ โดยเฉพาะอย่างยิ่งในวัตถุท้องฟ้าซึ่งดาวปฐมภูมิของระบบดาวคู่แบบใกล้ชิดได้ถึงจุดสิ้นสุดและกลายเป็นดาวมวลอัดแน่นไปแล้ว ก๊าซจะหมุนรอบดาวมวลอัดแน่นไปในขณะที่ค่อย ๆ ตกลงสู่ในกลางเรื่อย ๆ ซึ่งอาจเกิดเป็นจานพอกพูนมวลขึ้นจานพอกพูนมวล

**ระบบดาวคู่**
ไฟล์:Artist’s impression of the double-star system GG Tauri-A.jpg|thumb|ภาพวาดในจินตนาการของก๊าซและฝุ่นรอบดาว GG Taurieso1434 
เมื่อเกิดการรวบรวมก๊าซขึ้นในระบบดาวคู่ ก็อาจก่อตัวเป็นจานขึ้นมาในระบบดาวคู่นั้นได้ ระบบดาวคู่ที่สั่งสมก๊าซซึ่งมีโมเมนตัมเชิงมุมมักจะก่อตัวเป็นจานได้ง่ายbb97 จานในระบบดาวคู่อาจแบ่งออกเป็น 3 ประเภท- จานรอบดาวปฐมภูมิ (ดาวฤกษ์มวลมากกว่าใน 2 ดวง) สามารถก่อตัวขึ้นได้หากก๊าซที่สะสมมีโมเมนตัมเชิงมุมอยู่bb97- จานรอบดาวทุติยภูมิ (ดาวฤกษ์มวลน้อยกว่า) โดยปกติจะไม่สามารถก่อตัวได้ เว้นแต่ก๊าซที่สั่งสมจะมีโมเมนตัมเชิงมุมสูงเพียงพอ ขนาดโมเมนตัมเชิงมุมที่จำเป็นนั้นจะพิจารณาจากอัตราส่วนมวลของดาวฤกษ์ปฐมภูมิต่อดาวฤกษ์ทุติยภูมิ- จานรอบดาวคู่ (circumbinary disc) เป็นจานที่ก่อตัวขึ้นล้อมรอบทั้งดาวปฐมภูมิและดาวทุติยภูมิ โดยมีเส้นผ่านศูนย์กลางภายในใหญ่กว่าวงโคจรของดาวคู่ เชื่อกันว่าจานรอบดาวคู่มีมวลสูงสุดอยู่ที่ 0.5% ของมวลดวงอาทิตย์lp97 ระบบดาวที่มีจานรอบดาวคู่อยู่ได้แก่ GG Tauri เป็นต้นroddier96
จานมักมีลักษณะสมมาตรและก่อตัวในระนาบการโคจรของระบบดาวคู่ แต่อาจได้รับผลกระทบจากปรากฏการณ์ของบาร์ดีน–เพตเตอร์สันbp75 สนามแม่เหล็กขั้วคู่ที่ไม่สม่ำเสมอtp00 ความดันรังสีpringle96 และแรงน้ำขึ้นลงlp97 ทำให้แผ่นจานอาจบิดตัวหรือเอียง ตัวอย่างของจานแบบเอียงสามารถพบได้ใน Her X-1, SS 433 เป็นต้น การแผ่รังสีเอกซ์จะลดลงและเพิ่มขึ้นเป็นคาบ 30 ถึง 300 วัน ซึ่งนานกว่าคาบการโคจรของดาวคู่มากmb97 สันนิษฐานว่าเกิดจากการหมุนควงของจานรอบดาวฤกษ์ปฐมภูมิหรือจานรอบดาวคู่ ซึ่งโดยปกติจะโคจรกลับทิศเมื่อเทียบกับวงโคจรของดาวคู่

**วิวัฒนาการของจานรอบดาวฤกษ์**
ไฟล์:View of the dust disc around the young star HD 100546.jpg|thumb|จานฝุ่นรอบดาวฤกษ์อายุน้อย HD 100546 ซึ่งคาดว่าเป็นจานช่วงเปลี่ยนถ่ายeso1310 
ไฟล์:Boulevard of Broken Rings.jpg|thumb|วงแหวนฝุ่นรอบดาวฤกษ์อายุน้อย HD 141569potw1625a 
ไฟล์:Dust ring around HR 4796A (eso1417a).jpg|thumb|left|วงแหวนฝุ่นบาง&hairsp;ๆ รอบดาว HR 4796eso1417 
ไฟล์:Planets in the Making.jpg|thumb|จานก๊าซและฝุ่นรอบดาวฤกษ์อายุน้อย HD 163296 ส่วนที่เห็นเป็นช่องว่างภายในแผ่นจานเกิดจากการที่ก๊าซและฝุ่นหายไป ซึ่งคาดว่าเกิดจากการที่มีดาวเคราะห์ก่อตัวขึ้นpotw1652a 
วิวัฒนาการของจานรอบดาวฤกษ์อาจแบ่งออกเป็นหลายขั้นตอนตามการเปลี่ยนแปลงตามช่วงวิวัฒนาการของโครงสร้างและส่วนประกอบหลัก
วิธีการจำแนกแบบหนึ่งคือดูที่ขนาดของอนุภาค เช่น ฝุ่น ซึ่งเป็นส่วนประกอบหลักของจาน โดยเฉพาะอย่างยิ่ง มีระยะที่อนุภาคขนาด 1 μm ลงมาเป็นองค์ประกอบหลัก, ระยะที่อนุภาคเติบโตกลายเป็นอนุภาคขนาดใหญ่ขึ้น, ระยะที่มีความหนาแน่นมากขึ้นและก่อตัวเป็นดาวเคราะห์ก่อนเกิด และ ระยะที่เติบโตต่อไปอีกจนเกิดเป็นระบบดาวเคราะห์ขึ้น
อีกทางเลือกหนึ่ง จากปริมาณของก๊าซและแบบจำลองของการก่อตัวดาวทางทฤษฎี อาจจำแนกออกเป็น 3 ขั้นตอนดังนี้- จานดาวเคราะห์ก่อนเกิด เป็นจานที่มีสสารดั้งเดิมจำนวนมาก เช่น ก๊าซและฝุ่น ซึ่งอาจก่อตัวเป็นดาวเคราะห์- จานช่วงเปลี่ยนผ่าน คือจานที่ก๊าซและฝุ่นหมดลงและอยู่ในตำแหน่งระหว่างจานก่อกำเนิดดาวเคราะห์และจานเศษซาก ขนาดของอนุภาคฝุ่นจะใหญ่กว่าขนาดของจานดาวเคราะห์ก่อนเกิด และความหนาของเส้นรอบวงรอบนอกของจานก็ลดลงด้วย เมื่อวิวัฒนาการดำเนินไป จะมีรูปรากฏขึ้นตรงกลางของจาน- จานเศษซาก เป็นจานที่ประกอบด้วยฝุ่นละเอียด และก๊าซที่เกิดจากการชนกันและการกลายเป็นไอ โดยอาจมีก๊าซอยู่เพียงเล็กน้อยหรือในบางกรณีอาจไม่มีเลย ก๊าซที่มีอยู่ก่อนและอนุภาคฝุ่นขนาดเล็กจะกระจายหายไปหรือถูกจับโดยดาวเคราะห์
ในระบบสุริยะ ฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์ในระนาบวงโคจรของดาวเคราะห์ (สุริยวิถี) ที่เกิดจากการชนกันของดาวเคราะห์น้อยหรือการกลายเป็นไอของดาวหางสามารถเห็นเป็นแสงจักรราศีจากบนโลก
นอกจากนี้ ในระหว่างการวิวัฒนาการจากจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดไปสู่จานเศษซาก สามารถสังเกตเห็นการลดลงของจำนวนอนุภาคฝุ่นขนาดเล็กระดับมิลลิเมตรในบริเวณรอบนอกของจานการเพิ่มขึ้นของปริมาณฝุ่นอุณหภูมิสูงในบริเวณวงในของจาน และการหายไปของก๊าซwyatt15

**กระบวนการกระจายหายไป**
หนึ่งในปรากฏการณ์สำคัญที่เกิดจากวิวัฒนาการของจานรอบดาวคือการกระจายหายไปของมวลสาร การวิจัยศึกษากระบวนการกระจายหายไปของมวลสารในแต่ละขั้นตอนวิวัฒนาการของจานรอบดาว ร่วมกับข้อมูลเกี่ยวกับมวลของดาวฤกษ์ใจกลางนั้น จะให้เบาะแสเกี่ยวกับมาตราส่วนเวลาวิวัฒนาการ ตัวอย่างเช่น จากผลการสังเกตการณ์กระบวนการกระจายหายไปของมวลสารในจานช่วงเปลี่ยนผ่าน (จานที่มีรูภายในmamajek09) ได้ประมาณอายุเฉลี่ยของจานรอบดาวฤกษ์ไว้ประมาณ 10 ล้านปีcieza07
ยังไม่มีทฤษฎีที่เป็นที่ยอมรับแน่ชัดเกี่ยวกับกลไกของกระบวนการกระจายหายไป รวมถึงช่วงระยะหรือมาตราส่วนเวลาที่กระบวนการกระจายหายไปเกิดขึ้น มีการเสนอสมมติฐานหลายข้อและลักษณะเชิงสังเกตการณ์ที่คาดการณ์ไว้ของจานเพื่ออธิบายกระบวนการกระจายหายไปของจานรอบดาวฤกษ์ สมมติฐานหลัก ๆ เช่น ฝุ่นจะทึบแสงน้อยลงเมื่อเติบโตเป็นอนุภาคขนาดใหญ่ขึ้นจึงสังเกตได้ยากขึ้นnbr00 หรืออาจเกิดจากการระเหยด้วยแสงเนื่องจากโฟตอนของรังสีเอกซ์และรังสีอัลตราไวโอเลตที่มาจากดาวที่ใจกลาง (หรือ ลมดาวฤกษ์)cgs01 หรืออาจเป็นเพราะได้รับอิทธิพลดาวเคราะห์ยักษ์ที่ก่อกำเนิดขึ้นภายในจานbryden99
ระยะเวลาของกระบวนการกระจายหายไปนั้นคาดว่าจะค่อนข้างสั้น มีวัตถุท้องฟ้าที่ดูเหมือนว่าจะเกิดการกระจายหายไปทั้งวงด้านในและวงรอบนอกของจานรอบดาวฤกษ์เกือบพร้อม ๆ กัน หรืออาจเริ่มกระจายหายไปจากส่วนด้านในแล้วไล่ไปยังด้านนอก โดยคาดว่าอาจใช้เวลาประมาณ 5 แสนปีตั้งแต่เริ่มเกิดการกระจายจนหายไปหมดwc11

**วิวัฒนาการทางกลศาสตร์**
จานรอบดาวฤกษ์จะไม่อยู่ในสภาวะสมดุล โดยจะค่อย ๆ เสียสมดุลและเกิดการเปลี่ยนแปลงไป ความหนาแน่นต่อพื้นที่จาน  คำนวณได้จาก
ในที่นี้  คือระยะห่างแนวรัศมีจากจุดศูนย์กลางของจาน ส่วน  แสดงค่าความหนืด ที่ตำแหน่ง armitage11 สมการนี้ถือว่าแผ่นจานเป็นแบบมีแกนสมมาตร ไม่มีความแตกต่างในโครงสร้างตามแนวความหนาของแผ่นจาน
ความหนืดของจาน ซึ่งอาจเกิดขึ้นจากตัวโมเลกุล หรือความปั่นป่วน จะทำให้เกิดการสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมไปยังด้านนอกของจาน แล้วในที่สุดจะทำให้มวลจำนวนมากไปพอกพูนเข้าที่ส่วนดาวฤกษ์ใจกลางarmitage11 อัตราการเพิ่มมวลสู่ดาวฤกษ์ใจกลาง  ขึ้นอยู่กับค่าความหนืด  โดยคำนวณได้ดังนี้
ในที่นี้  คือเส้นผ่านศูนย์กลางด้านในของแผ่นจาน

**อ่านเพิ่ม**
 จานพอกพูนมวล- ดาวเคราะห์นอกระบบ- กำเนิดและวิวัฒนาการของระบบสุริยะ

**อ้างอิง**

**บรรณานุกรม**
 df=dmy-all - url-status=dead 

**แหล่งข้อมูลอื่น**
 จานรอบดาวฤกษ์
หมวดหมู่:วัตถุทางดาราศาสตร์
หมวดหมู่:จานรอบดาวฤกษ์
หมวดหมู่:เนบิวลา