星周円盤
主系列後の段階の恒星の周囲に見られる星周物質は、中心星からの質量放出によってもたらされる。星周物質は様々な形状をしており、球対称の殻から円盤状の軸対称構造まで存在する。漸近巨星の星周物質の構造は、大きな規模でみると球形に近いが、更に進化して惑星状星雲になると、多くは回転楕円体や双極流など軸対称の形状を示す。その間の進化段階である漸近巨星分枝(AGB)後の恒星は、星周円盤を持つと長らく予想されており、近年その直接的な証拠が見つかっている。
例えば、干渉計による高空間分解能の観測から、内径10AU程度の規模で星周円盤を示す結果が、AGB後の恒星ほ座V390星(英語版)の周りで検出された。進化の末期段階の恒星にみられる円盤状構造や双極構造は、連星系と関係していると考えられ、ほ座V390星の場合も連星系である。
進化した大質量星では、球対称でない星周構造は数多く検出されているが、円盤であることを示す直接的な証拠は見つかっていない。間接的な証拠から、星周円盤がある可能性が高いのはB[e]星で、ガンマ線バーストの前駆天体とも考えられる高速の自転で、赤道上への物質の集積が促されるのではないかとみられる。
星形成の標準的な理論では、若い恒星(あるいは原始星)は、巨大分子雲の物質の一部が重力的に収縮することで誕生する。収縮し集まってくる物質は、角運動量を持っており、ガスを主成分とする原始惑星系円盤を、自転している若い恒星の周りに形成する。形成された星周円盤は、濃いガスと塵からできており、中心星へ物質を供給し続ける。円盤には、中心星の質量の数%程度の物質が含まれ、その主成分であるガスの大部分は水素である。降着現象は大体数百万年続き、典型的には1年当たり太陽質量の1000万分の1から10億分の1程度の質量が、中心星に降着してゆく。
円盤は、若い星状天体の段階で徐々に冷却される。円盤の中では、岩石や氷の塵粒子が形成され、それらは凝結し、やがて微惑星となる。円盤の質量が十分に大きい場合、加速度的に凝結が進み、惑星の種が現れる。惑星系の形成は、星形成過程では自然な帰結であると考えられている。太陽型の恒星の場合、通常主系列へ進化するまでに1億年程度かかる。
質量が比較的小さいおうし座T型星などでは、当たり前のように円盤が存在するが、もっと質量が大きいハービッグAe/Be型星などでは、中心星からの放射圧が強く、円盤の形成が阻害されるのではないかと思われていた。しかし、近年の研究によって、理論と観測の両面から、ハービッグAe/Be型星に星周円盤が形成できる証拠が示され、直接検出もされるようになった。更に質量の大きい若い星状天体でも、円盤の存在を示唆する結果が出はじめている。
星周円盤は、平衡状態にはなく、その状態は徐々に変化してゆく。円盤の面密度 σ {\displaystyle \sigma } (単位面積当たりの質量で、体積密度を厚み方向に積分したもの)は、
∂ Σ ∂ t = 3 r ∂ ∂ r [ r 1 / 2 ∂ ∂ r ν Σ r 1 / 2 ] {\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]}
で与えられる。ここで、 r {\displaystyle r} は円盤の中心から動径方向への長さ、 ν {\displaystyle \nu } は r {\displaystyle r} の位置における粘性を表す。