降着円盤
粒子の軌道が内側へ移動するにつれその速度は上昇し、粒子の (ブラックホールなど中心天体に対する) 重力ポテンシャルエネルギーがより多く放射されるにつれて、摩擦による加熱が増加する。ブラックホール周りの降着円盤は、その事象の地平面のすぐ外側ではX線を放射できるほどの高温になっている。クエーサーの大きな光度は、超大質量ブラックホールに降着していくガスによるものであると考えられている。恒星の潮汐破壊によって形成される楕円形の降着円盤は、銀河核やクエーサーにおいて典型的に見られる。
核融合過程では天体の質量をエネルギーに変換する効率は 0.7 % であるのに対し、降着過程では変換効率はおよそ 10 - 40 % である。近接連星系では、軽い方の天体が巨星の状態へと進化して自身のロッシュ・ローブを超える段階で、重い方の天体は進化が早いため既に白色矮星か中性子星、ブラックホールへと進化している。その後伴星から主星へのガスの流れが発達する。角運動量保存のためガスは伴星から主星へとまっすぐに流れることはできず、降着円盤が形成される。
おうし座T型星やハービッグAe/Be型星を取り囲む降着円盤は惑星系の前駆体であると考えられ、原始惑星系円盤と呼ばれる。この場合の降着するガスは伴星からではなく、恒星を形成する元となった分子雲から来たものである。星の周りに存在する円盤は一般に星周円盤と呼ばれる。また惑星形成の段階で惑星の周囲に形成される降着円盤は周惑星円盤と呼ばれ、この中で大型の規則衛星が形成されると考えられている。
Balbus と Hawley は1991年の論文で、磁場が角運動量輸送を引き起こすメカニズムを提唱した。このメカニズムを示すシンプルな系は、軸方向に弱い磁場を持ったガス円盤である。この状況では、動径方向に隣接する2つの流体素片は質量を持たないばねで繋がれた2つの質点として振る舞うと考える。ここでは磁力線がばねに相当し、磁気張力がばねの張力としての役割を果たす。ケプラー回転する円盤では内側の流体素片が外側よりも速く公転するため、ばねは引き伸ばされる。ばねの張力によって内側の流体素片は減速する方向に力を受けることとなり、角運動量が引き抜かれより内側の軌道へと移る。逆に外側の流体素片はばねの張力によって前方に引かれて加速し、角運動量を得て外側の軌道へと移る。2つの流体素片が離れるにつれてばねの張力は大きくなり、この過程は加速度的に進行する。
このようなばねのような張力が存在する場合、レイリーの安定条件は
d Ω 2 d ln  R > 0 {\displaystyle {\frac {d\Omega ^{2}}{d\ln R}}>0}
という形で置き換えられることが示される。大部分の天体物理学的な円盤はこの条件を満たさず、したがって円盤はこの磁気回転不安定性にさらされることになる。不安定性を発現させるために必要な天体に存在する磁場は、ダイナモ作用によって生成されると考えられている。