星周円盤
連星系へとガスが集まってくると、星周円盤や周連星円盤が形成される。角運動量を持つガスが降着してくる連星では、ほぼ確実に円盤が形成される。連星系における円盤は、3種類ある。
主星(連星系で質量最大の恒星)周りの星周円盤は、降着するガスが少しでも角運動量を持っていれば形成される。
伴星周りの星周円盤は、降着するガスが十分大きい角運動量を持っていなければ、形成されない。どの程度の角運動量があればよいかは、主星と伴星の質量比によって決まる。
周連星円盤は、主星と伴星両方の周りに形成された円盤で、内径は連星の公転軌道よりも大きい。周連星円盤には、太陽質量の0.5%という質量の上限があると考えられ、それより質量が大きいと、連星の影響によるガスの擾乱で、各星の星周円盤へと降着してしまう。周連星円盤がみられる星系としては、例えばおうし座GG星(英語版)が挙げられる。
円盤は多くの場合、軸対称な形状で連星系の公転面に形成されるが、バーディーン-ペッテルソン効果、不揃いな双極磁場、放射圧、潮汐力などによって、捻じ曲げられたり傾いたりした円盤ができる可能性もある。傾いた円盤の例は、ヘルクレス座HZ星(英語版)、SS 433などにみることができる。そこではX線の放射が、連星の公転周期よりもずっと長い30日から300日程度の周期で暗くなっている。これは、主星周りの星周円盤、または周連星円盤の歳差運動によって生じると考えられ、それらの円盤は通常、連星の公転軌道に逆行している。
星周円盤(せいしゅうえんばん)とは、星の周りに存在する円盤状の物質の集積体で、ガス、塵、微惑星、小惑星、その他恒星の周りを公転する天体の破片などからできている。
非常に若い恒星の周りでは、星周円盤が惑星系を形成する素材となる。もう少し時間が経過した恒星の周りでは、微惑星形成が起こる。コンパクト星の周りなどでは、中心天体に向かって効率的に物質が降着する円盤が形成される。
このように、星周円盤はさまざまな過程で出現し得る。