星周円盤
この方程式は、円盤が軸対称であることを仮定しているが、厚み方向の構造には依存しない。
円盤の粘性は、分子によるもの、乱流によるもの、あるいは他のもののいずれであっても、角運動量を円盤の外側へと輸送し、質量の大部分が最終的には中心の天体へと降着する。中心星への質量降着率 M ̇ {\displaystyle {\dot {M}}} を、粘性 ν {\displaystyle \nu } の式として表すと、
M ̇ = 3 π ν Σ [ 1 − r in r ] − 1 {\displaystyle {\dot {M}}=3\pi \nu \Sigma \left[1-{\sqrt {\frac {r_{\text{in}}}{r}}}\right]^{-1}}
となる。ここで、 r in {\displaystyle r_{\text{in}}} は円盤の内径である。
恒星が主系列段階へ進化すると、星周円盤は主に光蒸発によって、徐々に消滅する。この段階では、星周円盤は遷移円盤であることが一般的である。その後、細かい粒子の大部分がポインティング・ロバートソン効果や放射圧などによって失われた後、残った残骸円盤(英語版)へは、天体の衝突によって塵が供給される。
主系列段階では、原始惑星系円盤から進化したものとは異なる種類の星周円盤も知られている。例えば、Be星の周りにある円盤がそれで、形成のしくみは明らかになっていない。