ดูต้นฉบับสำหรับ จานรอบดาวฤกษ์

[[ไฟล์:Circumstellar Disks HD 141943 and HD 191089.jpg|thumb|จานรอบดาว HD 141943 และ HD 191089 ภาพด้านล่างเป็นภาพประกอบจากภาพจริงด้านบน<ref>{{Cite news |title=Circumstellar Disks HD 141943 and HD 191089 |url=http://www.spacetelescope.org/images/opo1416a/ |access-date=29 April 2014 |newspaper=ESA/Hubble images |df=dmy-all}}</ref>]]

'''จานรอบดาวฤกษ์''' ({{langx|en|circumstellar disc, circumstellar disk}}) คือ [[จานพอกพูนมวล]]ของ[[สสาร]]ที่มีรูปทรงเป็น[[ทอรัส (เรขาคณิต)|ทอรัส]], แพนเค้กหรือวงแหวน ประกอบด้วย [[แก๊ส]], [[ฝุ่นคอสมิก]], [[เศษดาวเคราะห์]], [[ดาวเคราะห์น้อย]]และเศษชิ้นส่วนจากการชนในวง[[โคจร]]รอบ[[ดาวฤกษ์]] 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 ===
{{หลัก|จานดาวเคราะห์ก่อนเกิด}}
ในทฤษฎีมาตรฐานของ[[การก่อตัวของดาวฤกษ์]]นั้น ดาวฤกษ์อายุน้อย (หรือ[[ดาวฤกษ์ก่อนเกิด]]) เกิดจากการหดตัวด้วย[[ความโน้มถ่วง]]ของมวลสารบางส่วนภายใน[[เมฆโมเลกุล]]ขนาดยักษ์ วัสดุที่ถูกดึงดูดให้เข้ามารวมตัวกันนี้มี[[โมเมนตัมเชิงมุม]] และก่อตัวเป็น[[จานดาวเคราะห์ก่อนเกิด]]ที่มีก๊าซเป็นส่วนประกอบขึ้นมาล้อมรอบดาวฤกษ์อายุน้อยที่กำลัง[[หมุนรอบตัวเอง]] จานรอบดาวฤกษ์ที่ก่อตัวขึ้นประกอบไปด้วยก๊าซและฝุ่นหนาแน่น และยังคงมีสสารโดนดูดเข้าไปยังใจกลางดาวอยู่เรื่อย ๆ แผ่นจานมีมวลเพียงไม่กี่เปอร์เซ็นต์ของมวลดาวฤกษ์ใจกลาง และก๊าซส่วนใหญ่ซึ่งเป็นองค์ประกอบหลักคือ[[ไฮโดรเจน]] เหตุการณ์การพอกพูนจะกินเวลานานหลายล้านปี โดยปกติแล้วมวลจะค่อย ๆ ถูกดึงดูดเข้าไปสั่งสมบนดาวที่ใจกลางเรื่อย ๆ ประมาณ 1 ส่วนสิบล้านเท่าไปจนถึง 1 ส่วนพันล้านเท่าของ[[มวลดวงอาทิตย์]]ต่อปี{{R|hartmann98}}

แผ่นจานจะค่อย ๆ เย็นตัวลงในช่วงที่ยังเป็น[[วัตถุดาวฤกษ์อายุน้อย]] อนุภาคฝุ่นที่ประกอบจากหินและน้ำแข็งจะก่อตัวขึ้นภายในจาน และอาจเกาะรวมตัวกันแล้วกลายเป็น[[ดาวเคราะห์]]ในที่สุด หากมวลของจานมีมากพอ การเกาะรวมตัวกันจะยิ่งเร่งขึ้นไปอีกและเกิดเป็นวัตถุต้นกำเนิดดาวเคราะห์ขึ้น การก่อตัวของระบบดาวเคราะห์เป็นผลตามธรรมชาติของกระบวนการก่อตัวดาวฤกษ์ สำหรับดาวฤกษ์แบบคล้ายดวงอาทิตย์ โดยปกติจะใช้เวลาประมาณ 100 ล้านปีในการวิวัฒนาการไปสู่[[แถบลำดับหลัก]]

สำหรับดาวฤกษ์มวลค่อนข้างต่ำเช่น[[ดาวฤกษ์ชนิด ที วัว]]นั้นโดยทั่วไปจะมีแผ่นจานรอบดาวฤกษ์อยู่ อย่างไรก็ตาม ในดาวที่มีมวลมากกว่านั้น เช่น [[ดาวเฮอร์บิก เออี/บีอี]]นั้น คาดว่า[[ความดันรังสี]]จากดาวฤกษ์ใจกลางจะแรงมากและเป็นตัวขัดขวางการก่อตัวของจาน อย่างไรก็ตาม การศึกษาล่าสุดได้ให้หลักฐานทั้งทางทฤษฎีและเชิงสังเกตการณ์สำหรับการก่อตัวของจานรอบ[[ดาวเฮอร์บิก เออี/บีอี]] ซึ่งถูกตรวจพบโดยตรงเช่นกัน{{R|benisty11}} นอกจากนี้ยังมีผลลัพธ์ที่บ่งชี้ถึงการมีอยู่ของจานในดาวฤกษ์อายุน้อยที่มีมวลสูงกว่านี้อีกด้วย{{R|dewit11}}

=== ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก ===
[[ไฟล์:Artist's impression of a transitional disc around a young star.jpg|thumb|ภาพวาดในจินตนาการของจานช่วงเปลี่ยนผ่านรอบดาวฤกษ์อายุน้อย{{R|eso1549}}]]
เมื่อดาวฤกษ์วิวัฒนาการเข้าสู่ช่วงลำดับหลัก จานรอบดาวฤกษ์จะค่อย ๆ หายไป ส่วนใหญ่แล้วจะหายไปจากกระบวนการ[[การระเหยด้วยแสง]] ในขั้นตอนนี้ ถ้ามีจานรอบดาวฤกษ์อยู่มักจะเป็นจานที่อยู่แค่ชั่วคราว หลังจากที่อนุภาคที่เล็กละเอียดกว่าส่วนใหญ่ได้สูญเสียไปโดย[[ปรากฏการณ์พอยน์ติง–รอเบิร์ตสัน]] ความดันรังสี ฯลฯ ฝุ่นจากการกระทบของวัตถุท้องฟ้าจะก่อตัวเป็น[[จานเศษซาก]]ขึ้น{{R|eoa}} 
{{Multiple image|width=200|image1=Planet around Beta Pictoris.jpg|alt1=|caption1=แผ่นจานฝุ่นรอบดาว[[เบตาขาตั้งภาพ]]และดาวเคราะห์ (จุดที่ใกล้ใจกลาง){{R|eso1024}}|image2=Fomalhaut with Disk Ring and extrasolar planet b.jpg|alt2=|caption2=จานฝุ่นรอบดาว[[โฟมัลฮอต]]และดาวเคราะห์[[โฟมัลฮอตบี]]{{R|heic0821}}}}
ในช่วงลำดับหลัก จานรอบดาวฤกษ์ประเภทต่าง ๆ นั้นเป็นที่รู้จักกันดีว่าวิวัฒนาการมาจากจานก่อกำเนิดดาวเคราะห์ ตัวอย่างเช่น มีจานรอบ[[ดาวฤกษ์ชนิดบีอี]] ซึ่งกลไกการก่อตัวไม่ชัดเจน{{R|pr03}}

==== ตัวอย่างในระบบสุริยะ ====
เศษซากต่าง ๆ ที่ประกอบขึ้นเป็นแผ่นจานในระบบสุริยะประกอบไปด้วย:

* [[แถบดาวเคราะห์น้อย]] คือกลุ่มของ[[วัตถุขนาดเล็กในระบบสุริยะ]]ที่อยู่ระหว่างวงโคจรของ[[ดาวอังคาร]] และ [[ดาวพฤหัสบดี]] นอกจากนี้ยังเป็นแหล่งกำเนิดของ[[เมฆฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์]]
* [[แถบไคเปอร์]] เป็นพื้นที่หนาแน่นของวัตถุท้องฟ้านอกวงโคจรของ[[ดาวเนปจูน]]
* [[แถบหินกระจาย]] เป็นพื้นที่หนาแน่นของวัตถุที่กระจัดกระจายออกจากแถบไคเปอร์
* [[เมฆฮิลส์]] เป็นกลุ่มของวัตถุท้องฟ้าที่กระจายเป็นวงแหวนรอบขอบด้านในของ[[เมฆออร์ต]] เมฆออร์ตชั้นนอกมีรูปร่างใกล้เคียงทรงกลมมากกว่า

=== หลังจากพ้นลำดับหลัก ===
[[ไฟล์:V390 Velorum - VLTI-R10µmB2µm.png|thumb|จานรอบ[[ระบบดาวคู่]] [[IRAS 08544-4431]]{{R|eso0743}}]]
มวลสารรอบดาวฤกษ์ที่พบรอบดาวฤกษ์ที่พ้นจากลำดับหลักมาแล้วนั้นเกิดจากการขับมวลออกจากดาวฤกษ์ใจกลาง มวลสารรอบดาวฤกษ์นั้นมีรูปร่างหลากหลายตั้งแต่เปลือกสมมาตรทรงกลมไปจนถึงโครงสร้างที่มีสมมาตรแบบหมุนคล้ายแผ่นจาน โครงสร้างของมวลสารรอบดาวฤกษ์ของ[[ดาวยักษ์]]ใน[[แขนงดาวยักษ์เชิงเส้นกำกับ]]นั้นเกือบจะเป็นทรงกลมเมื่อดูในภาพรวม แต่เมื่อวิวัฒนาการต่อไปจนกลายเป็น[[เนบิวลาดาวเคราะห์]] มักจะแสดงรูปร่างที่มี[[สมมาตรแบบหมุน]] เช่น แผ่นจานรีหรือเป็นเส้นกระจายออกไปจากสองขั้วเหนือใต้ ดาวฤกษ์หลังแขนงยักษ์เชิงเส้นกำกับซึ่งเป็นช่วงที่อยู่ในระหว่างวิวัฒนาการช่วงนั้นถูกคาดการณ์กันมานานแล้วว่าน่าจะมีจานรอบดาวฤกษ์ และเพิ่งจะมีการพบหลักฐานโดยตรง

ตัวอย่างเช่น จากการสังเกตการณ์[[อินเทอร์เฟอโรเมทรี]]ที่มีความละเอียดสูงได้ตรวจพบจานรอบดาวฤกษ์ที่มีเส้นผ่านศูนย์กลางภายในเท่ากับ 10 [[หน่วยดาราศาสตร์|AU]] รอบดาว [[IRAS 08544-4431]] ซึ่งเป็นดาวฤกษ์หลังวิวัฒนาการผ่านแขนงยักษ์เชิงเส้นกำกับ{{R|deroo07}} คาดกันว่าโครงสร้างคล้ายแผ่นจานที่พบในดาวฤกษ์ระยะสุดท้ายนั้นมีความเกี่ยวข้องกับ[[ระบบดาวคู่]] รวมถึงสำหรับกรณีของ IRAS 08544-4431 นี้ก็เช่นเดียวกัน

[[ไฟล์:CPD-57 2874.jpg|thumb|left|ภาพวาดในจินตนาการของดาวยักษ์ใหญ่ B[e] [[CPD-57 2874]] ซึ่งตรวจพบหลักฐานโดยตรงถึงการมีอยู่ของแผ่นจานโดย [[VLBI]]{{R|eso0538}}]]
แม้ว่าจะตรวจพบโครงสร้างรอบดาวฤกษ์ที่ไม่มีความสมมาตรเป็นทรงกลมในดาวฤกษ์มวลมากที่วิวัฒนาการแล้วจำนวนมาก แต่ก็ไม่พบหลักฐานโดยตรงว่ามีแผ่นจานอยู่ หลักฐานทางอ้อมบ่งชี้ว่าดาวประเภทที่เป็นไปได้มากที่สุดที่จะมีจานรอบดาวคือดาว B[e]{{R|dds07}} ซึ่งมีการหมุนรอบตัวเองอย่างรวดเร็วและอาจเป็นต้นกำเนิด[[แสงวาบรังสีแกมมา]] เป็นไปได้ที่จะก่อให้เกิดการสั่งสมมวลสารบนแถบเส้นศูนย์สูตรของดาว

=== ช่วงปลายชีวิตดาวฤกษ์ ===
มีการพบว่า[[ดาวแคระขาว]]บางดวงมีการแผ่รังสีในช่วงอินฟราเรดมากเป็นพิเศษ ซึ่งเชื่อว่ามีสาเหตุมาจากแผ่นจานรอบดาวฤกษ์ที่ประกอบขึ้นจากฝุ่น{{R|becklin05}} ฝุ่นที่ประกอบเป็นจานนั้นเชื่อว่าเป็นซากของวัตถุท้องฟ้าซึ่งครั้งหนึ่งเคยก่อตัวเป็นระบบดาวเคราะห์ เช่น [[ดาวเคราะห์น้อย]]{{R|fjz09}}

นอกจากนี้ [[ดาวมวลอัดแน่น]]อย่าง ดาวแคระขาว [[ดาวนิวตรอน]] และ [[หลุมดำ]] โดยเฉพาะอย่างยิ่งในวัตถุท้องฟ้าซึ่งดาวปฐมภูมิของระบบดาวคู่แบบใกล้ชิดได้ถึงจุดสิ้นสุดและกลายเป็นดาวมวลอัดแน่นไปแล้ว ก๊าซจะหมุนรอบดาวมวลอัดแน่นไปในขณะที่ค่อย ๆ ตกลงสู่ในกลางเรื่อย ๆ ซึ่งอาจเกิดเป็น[[จานพอกพูนมวล]]ขึ้น{{หลัก|จานพอกพูนมวล}}

=== ระบบดาวคู่ ===
[[ไฟล์:Artist’s impression of the double-star system GG Tauri-A.jpg|thumb|ภาพวาดในจินตนาการของก๊าซและฝุ่นรอบดาว [[GG Tauri]]{{R|eso1434}} ]]
เมื่อเกิดการรวบรวมก๊าซขึ้นในระบบดาวคู่ ก็อาจก่อตัวเป็นจานขึ้นมาในระบบดาวคู่นั้นได้ ระบบดาวคู่ที่สั่งสมก๊าซซึ่งมี[[โมเมนตัมเชิงมุม]]มักจะก่อตัวเป็นจานได้ง่าย{{R|bb97}} จานในระบบดาวคู่อาจแบ่งออกเป็น 3 ประเภท

* จานรอบดาวปฐมภูมิ (ดาวฤกษ์มวลมากกว่าใน 2 ดวง) สามารถก่อตัวขึ้นได้หากก๊าซที่สะสมมีโมเมนตัมเชิงมุมอยู่{{R|bb97}}
* จานรอบดาวทุติยภูมิ (ดาวฤกษ์มวลน้อยกว่า) โดยปกติจะไม่สามารถก่อตัวได้ เว้นแต่ก๊าซที่สั่งสมจะมีโมเมนตัมเชิงมุมสูงเพียงพอ ขนาดโมเมนตัมเชิงมุมที่จำเป็นนั้นจะพิจารณาจากอัตราส่วนมวลของดาวฤกษ์ปฐมภูมิต่อดาวฤกษ์ทุติยภูมิ
* '''จานรอบดาวคู่''' (circumbinary disc) เป็นจานที่ก่อตัวขึ้นล้อมรอบทั้งดาวปฐมภูมิและดาวทุติยภูมิ โดยมีเส้นผ่านศูนย์กลางภายในใหญ่กว่าวงโคจรของดาวคู่ เชื่อกันว่าจานรอบดาวคู่มีมวลสูงสุดอยู่ที่ 0.5% ของ[[มวลดวงอาทิตย์]]{{R|lp97}}{{R|bb97}} ระบบดาวที่มีจานรอบดาวคู่อยู่ได้แก่ [[GG Tauri]] เป็นต้น{{R|roddier96}}

จานมักมีลักษณะสมมาตรและก่อตัวในระนาบการโคจรของระบบดาวคู่ แต่อาจได้รับผลกระทบจากปรากฏการณ์ของบาร์ดีน–เพตเตอร์สัน{{R|bp75}} สนามแม่เหล็กขั้วคู่ที่ไม่สม่ำเสมอ{{R|tp00}} [[ความดันรังสี]]{{R|pringle96}} และ[[แรงน้ำขึ้นลง]]{{R|lp97}} ทำให้แผ่นจานอาจบิดตัวหรือเอียง ตัวอย่างของจานแบบเอียงสามารถพบได้ใน [[Her X-1]], [[SS 433]] เป็นต้น การแผ่[[รังสีเอกซ์]]จะลดลงและเพิ่มขึ้นเป็นคาบ 30 ถึง 300 วัน ซึ่งนานกว่าคาบการโคจรของดาวคู่มาก{{R|mb97}} สันนิษฐานว่าเกิดจาก[[การหมุนควง]]ของจานรอบดาวฤกษ์ปฐมภูมิหรือจานรอบดาวคู่ ซึ่งโดยปกติจะโคจรกลับทิศเมื่อเทียบกับวงโคจรของดาวคู่

== วิวัฒนาการของจานรอบดาวฤกษ์ ==
[[ไฟล์:View of the dust disc around the young star HD 100546.jpg|thumb|จานฝุ่นรอบดาวฤกษ์อายุน้อย [[HD 100546]] ซึ่งคาดว่าเป็นจานช่วงเปลี่ยนถ่าย{{R|eso1310}} ]]
[[ไฟล์:Boulevard of Broken Rings.jpg|thumb|วงแหวนฝุ่นรอบดาวฤกษ์อายุน้อย [[HD 141569]]{{R|potw1625a}} ]]
[[ไฟล์:Dust ring around HR 4796A (eso1417a).jpg|thumb|left|วงแหวนฝุ่นบาง&hairsp;ๆ รอบดาว [[HR 4796]]{{R|eso1417}} ]]
[[ไฟล์:Planets in the Making.jpg|thumb|จานก๊าซและฝุ่นรอบดาวฤกษ์อายุน้อย [[HD 163296]] ส่วนที่เห็นเป็นช่องว่างภายในแผ่นจานเกิดจากการที่ก๊าซและฝุ่นหายไป ซึ่งคาดว่าเกิดจากการที่มีดาวเคราะห์ก่อตัวขึ้น{{R|potw1652a}} ]]
วิวัฒนาการของจานรอบดาวฤกษ์อาจแบ่งออกเป็นหลายขั้นตอนตามการเปลี่ยนแปลงตามช่วงวิวัฒนาการของโครงสร้างและส่วนประกอบหลัก

วิธีการจำแนกแบบหนึ่งคือดูที่ขนาดของอนุภาค เช่น ฝุ่น ซึ่งเป็นส่วนประกอบหลักของจาน โดยเฉพาะอย่างยิ่ง มีระยะที่อนุภาคขนาด 1 [[μm]] ลงมาเป็นองค์ประกอบหลัก, ระยะที่อนุภาคเติบโตกลายเป็นอนุภาคขนาดใหญ่ขึ้น, ระยะที่มีความหนาแน่นมากขึ้นและก่อตัวเป็นดาวเคราะห์ก่อนเกิด และ ระยะที่เติบโตต่อไปอีกจนเกิดเป็น[[ระบบดาวเคราะห์]]ขึ้น

อีกทางเลือกหนึ่ง จากปริมาณของก๊าซและแบบจำลองของการก่อตัวดาวทางทฤษฎี อาจจำแนกออกเป็น 3 ขั้นตอนดังนี้

* [[จานดาวเคราะห์ก่อนเกิด]] เป็นจานที่มีสสารดั้งเดิมจำนวนมาก เช่น ก๊าซและฝุ่น ซึ่งอาจก่อตัวเป็นดาวเคราะห์
* จานช่วงเปลี่ยนผ่าน คือจานที่ก๊าซและฝุ่นหมดลงและอยู่ในตำแหน่งระหว่างจานก่อกำเนิดดาวเคราะห์และ[[จานเศษซาก]] ขนาดของอนุภาคฝุ่นจะใหญ่กว่าขนาดของจานดาวเคราะห์ก่อนเกิด และความหนาของเส้นรอบวงรอบนอกของจานก็ลดลงด้วย เมื่อวิวัฒนาการดำเนินไป จะมีรูปรากฏขึ้นตรงกลางของจาน
* จานเศษซาก เป็นจานที่ประกอบด้วยฝุ่นละเอียด และก๊าซที่เกิดจากการชนกันและ[[การกลายเป็นไอ]] โดยอาจมีก๊าซอยู่เพียงเล็กน้อยหรือในบางกรณีอาจไม่มีเลย ก๊าซที่มีอยู่ก่อนและอนุภาคฝุ่นขนาดเล็กจะกระจายหายไปหรือถูกจับโดยดาวเคราะห์

ในระบบสุริยะ [[ฝุ่นระหว่างดาวเคราะห์]]ในระนาบวงโคจรของดาวเคราะห์ ([[สุริยวิถี]]) ที่เกิดจากการชนกันของดาวเคราะห์น้อยหรือการกลายเป็นไอของ[[ดาวหาง]]สามารถเห็นเป็น[[แสงจักรราศี]]จากบนโลก

นอกจากนี้ ในระหว่างการวิวัฒนาการจากจานดาวเคราะห์ก่อนเกิดไปสู่จานเศษซาก สามารถสังเกตเห็นการลดลงของจำนวนอนุภาคฝุ่นขนาดเล็กระดับ[[มิลลิเมตร]]ในบริเวณรอบนอกของจานการเพิ่มขึ้นของปริมาณฝุ่นอุณหภูมิสูงในบริเวณวงในของจาน และการหายไปของก๊าซ{{R|wyatt15}}

=== กระบวนการกระจายหายไป ===
หนึ่งในปรากฏการณ์สำคัญที่เกิดจากวิวัฒนาการของจานรอบดาวคือการกระจายหายไปของมวลสาร การวิจัยศึกษากระบวนการกระจายหายไปของมวลสารในแต่ละขั้นตอนวิวัฒนาการของจานรอบดาว ร่วมกับข้อมูลเกี่ยวกับมวลของดาวฤกษ์ใจกลางนั้น จะให้เบาะแสเกี่ยวกับมาตราส่วนเวลาวิวัฒนาการ ตัวอย่างเช่น จากผลการสังเกตการณ์กระบวนการกระจายหายไปของมวลสารในจานช่วงเปลี่ยนผ่าน (จานที่มีรูภายใน{{R|mamajek09}}) ได้ประมาณอายุเฉลี่ยของจานรอบดาวฤกษ์ไว้ประมาณ 10 ล้านปี{{R|cieza07}}

ยังไม่มีทฤษฎีที่เป็นที่ยอมรับแน่ชัดเกี่ยวกับกลไกของกระบวนการกระจายหายไป รวมถึงช่วงระยะหรือมาตราส่วนเวลาที่กระบวนการกระจายหายไปเกิดขึ้น มีการเสนอสมมติฐานหลายข้อและลักษณะเชิงสังเกตการณ์ที่คาดการณ์ไว้ของจานเพื่ออธิบายกระบวนการกระจายหายไปของจานรอบดาวฤกษ์ สมมติฐานหลัก ๆ เช่น ฝุ่นจะทึบแสงน้อยลงเมื่อเติบโตเป็นอนุภาคขนาดใหญ่ขึ้นจึงสังเกตได้ยากขึ้น{{R|nbr00}} หรืออาจเกิดจาก[[การระเหยด้วยแสง]]เนื่องจาก[[โฟตอน]]ของ[[รังสีเอกซ์]]และ[[รังสีอัลตราไวโอเลต]]ที่มาจากดาวที่ใจกลาง (หรือ [[ลมดาวฤกษ์]]){{R|cgs01}} หรืออาจเป็นเพราะได้รับอิทธิพล[[ดาวเคราะห์ยักษ์]]ที่ก่อกำเนิดขึ้นภายในจาน{{R|bryden99}}

ระยะเวลาของกระบวนการกระจายหายไปนั้นคาดว่าจะค่อนข้างสั้น มีวัตถุท้องฟ้าที่ดูเหมือนว่าจะเกิดการกระจายหายไปทั้งวงด้านในและวงรอบนอกของจานรอบดาวฤกษ์เกือบพร้อม ๆ กัน หรืออาจเริ่มกระจายหายไปจากส่วนด้านในแล้วไล่ไปยังด้านนอก โดยคาดว่าอาจใช้เวลาประมาณ 5 แสนปีตั้งแต่เริ่มเกิดการกระจายจนหายไปหมด{{R|wc11}}

=== วิวัฒนาการทางกลศาสตร์ ===
จานรอบดาวฤกษ์จะไม่อยู่ในสภาวะสมดุล โดยจะค่อย ๆ เสียสมดุลและเกิดการเปลี่ยนแปลงไป [[ความหนาแน่น]]ต่อพื้นที่จาน <math>\sigma</math> คำนวณได้จาก

<math>
\frac{\partial \Sigma}{\partial t} = \frac{3}{r} \frac{\partial}{\partial r} \left[ r^{1/2} \frac{\partial}{\partial r} 
u \Sigma r^{1/2} \right]
</math>

ในที่นี้ <math>r</math> คือระยะห่างแนวรัศมีจากจุดศูนย์กลางของจาน ส่วน <math>
u</math> แสดงค่า[[ความหนืด]] ที่ตำแหน่ง <math>r</math>{{R|armitage11}} [[สมการ]]นี้ถือว่าแผ่นจานเป็นแบบมีแกนสมมาตร ไม่มีความแตกต่างในโครงสร้างตามแนวความหนาของแผ่นจาน

ความหนืดของจาน ซึ่งอาจเกิดขึ้นจากตัวโมเลกุล หรือ[[ความปั่นป่วน]] จะทำให้เกิดการสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมไปยังด้านนอกของจาน แล้วในที่สุดจะทำให้มวลจำนวนมากไปพอกพูนเข้าที่ส่วนดาวฤกษ์ใจกลาง{{R|armitage11}} อัตราการเพิ่มมวลสู่ดาวฤกษ์ใจกลาง <math>\dot{M}</math> ขึ้นอยู่กับค่าความหนืด <math>
u</math> โดยคำนวณได้ดังนี้

<math>
\dot{M} = 3 \pi 
u \Sigma \left[ 1 - \sqrt{\frac{r_\text{in}}{r}} \right]^{-1}
</math>

ในที่นี้ <math>r_\text{in}</math> คือเส้นผ่านศูนย์กลางด้านในของแผ่นจาน

== อ่านเพิ่ม ==
{{สถานีย่อย|ดาราศาสตร์}}
* [[จานพอกพูนมวล]]
* [[ดาวเคราะห์นอกระบบ]]
* [[กำเนิดและวิวัฒนาการของระบบสุริยะ]]

== อ้างอิง ==
{{รายการอ้างอิง|refs=
<ref name="eoa">{{Cite book |editor=[[:ja:岡村定矩|岡村定矩]]・家 正則・犬塚修一郎・[[:ja:小山勝二|小山勝二]]・千葉柾司・富阪幸治 |date=2012-07-20 |script-title=ja:天文学辞典 |page=214 |series=シリーズ現代の天文学 |volume=別 |publisher=日本評論社 |isbn=978-4-535-60738-5 }}</ref>
<ref name="hartmann98">{{Cite journal |author1=Hartmann, Lee |display-authors=etal |title=Accretion and the Evolution of T Tauri Disks |journal=[[Astrophysical Journal]] |volume=495 |issue=1 |pages=385-400 |doi=10.1086/305277 |bibcode=1998ApJ...495..385H }}</ref>
<ref name="eso1549">{{Cite web |title=ALMA Reveals Planetary Construction Sites |url=http://www.eso.org/public/news/eso1549/ |publisher=ESO |accessdate=2015-12-21 |df=dmy-all}}</ref>
<ref name="bb97">{{Cite journal |last1=Bate |first=Matthew R. |last2=Bonnell |first2=Ian A.  |title=Accretion during binary star formation - II. Gaseous accretion and disc formation |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=285 |issue=1 |pages=33-48 |doi= 10.1093/mnras/285.1.33 |bibcode=1997MNRAS.285...33B }}</ref>
<ref name="lp97">{{Cite journal |last1=Larwood |first1=John D. |last2=Papaloizou |first2=John C. B.  |title=The hydrodynamical response of a tilted circumbinary disc: linear theory and non-linear numerical simulations |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=285 |issue=2 |pages=288-302 |arxiv=astro-ph/9609145 |doi=10.1093/mnras/285.2.288 |bibcode=1997MNRAS.285..288L }}</ref>
<ref name="roddier96">{{Cite journal |author1=Roddier, C. |display-authors=etal |title=Adaptive Optics Imaging of GG Tauri: Optical Detection of the Circumbinary Ring |journal=Astrophysical Journal |volume=463 |pages=326-335 |doi= 10.1086/177245 |bibcode=1996ApJ...463..326R }}</ref>
<ref name="bp75">{{Cite journal |last1=Bardeen |first1=James M. |last2=Petterson |first2=Jacobus A. |date=1975-01-15 |title=The Lense-Thirring effect and accretion discs around Kerr black holes |journal=Astrophysical Journal Letters |volume=195 |pages=L65-L67 |doi=10.1086/181711 |bibcode=1975ApJ...195L..65B }}</ref>
<ref name="tp00">{{Cite journal |last1=Terquem |first1=C. |last2=Papaloizou |first2=J. C. B.  |title=The response of an accretion disc to an inclined dipole with application to AA Tau |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=360 |pages=1031-1042 |bibcode=2000A&A...360.1031T |arxiv=astro-ph/0006113 }}</ref>
<ref name="pringle96">{{Cite journal |last=Pringle |first=J. E. |title=Self-induced warping of accretion discs |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=281 |issue=1 |pages=357-361 |doi= 10.1093/mnras/281.1.357 |bibcode=1996MNRAS.281..357P }}</ref>
<ref name="mb97">{{Cite journal |last1=Maloney |first1=Philip R. |last2=Begelman |first2=Mitchell C. |title=The Origin of Warped, Precessing Accretions Disks in X-Ray Binaries |journal=Astrophysical Journal Letters |volume=491 |issue=1 |pages=L43-L46 |doi=10.1086/311058 |arxiv=astro-ph/9710060 |bibcode = 1997ApJ...491L..43M }}</ref>
<ref name="potw1652a">{{Cite web |title=Planets in the making |url=https://www.eso.org/public/images/potw1652a/ |publisher=ESO |access-date=2016-12-26 |df=dmy-all}}</ref>
<ref name="mamajek09">{{Cite journal |last=Mamajek |first=Eric E. |title=Initial Conditions of Planet Formation: Lifetimes of Primordial Disks |journal=AIP Conference Proceedings |volume=1158 |pages=3-10 |doi=10.1063/1.3215910 |bibcode=2009AIPC.1158....3M |arxiv=0906.5011 }}</ref>
<ref name="cieza07">{{Cite journal |author1=Cieza, Lucas |display-authors=etal |title=The Spitzer c2d Survey of Weak-Line T Tauri Stars. II. New Constraints on the Timescale for Planet Building |journal=Astrophysical Journal |volume=667 |issue=1 |pages=308-328 |doi=10.1086/520698 |bibcode = 2007ApJ...667..308C |arxiv=0706.0563 }}</ref>
<ref name="nbr00">{{Cite journal |last1=Nelson |first1=Andrew F. |last2=Benz |first2=Willy |last3=Ruzmaikina |first3=Tamara V.  |title=Dynamics of Circumstellar Disks. II. Heating and Cooling |journal=Astrophysical Journal |volume=529 |issue=1 |pages=357-390 |doi=10.1086/308238 |bibcode=2000ApJ...529..357N }}</ref>
<ref name="cgs01">{{Cite journal |last=Clarke |first=C. |last2=Gendrin |first2=A. |last3=Sotomayor |first3=M.  |title=The dispersal of circumstellar discs: the role of the ultraviolet switch |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=328 |pages=485-491 |doi=10.1046/j.1365-8711.2001.04891.x |bibcode = 2001MNRAS.328..485C }}</ref>
<ref name="bryden99">{{Cite journal |author1=Bryden, G. |display-authors=etal |title=Tidally Induced Gap Formation in Protostellar Disks: Gap Clearing and Suppression of Protoplanetary Growth |journal=Astrophysical Journal |volume=514 |issue=1 |pages=344-367 |doi=10.1086/306917 |bibcode=1999ApJ...514..344B }}</ref>
<ref name="armitage11">{{Cite journal |last=Armitage |first=Philip J. |title=Dynamics of Protoplanetary Disks |journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |volume=49 |issue=1 |pages=195-236 |doi=10.1146/annurev-astro-081710-102521 |bibcode=2011ARA&A..49..195A |arxiv = 1011.1496 }}</ref>
<!--
<ref name="lagrange10">{{Cite journal |author1=Lagrange, A.-M. |display-authors=etal |title=A Giant Planet Imaged in the Disk of the Young Star &beta; Pictoris |journal=Science |volume=329 |issue=5987 |page=57 |doi=10.1126/science.1187187 |bibcode=2010Sci...329...57L }}</ref>
<ref name="kalas08">{{Cite journal |author1=Kalas, Paul |display-authors=etal |title=Optical Images of an Exosolar Planet 25 Light-Years from Earth |journal=Science |volume=322 |issue=5906 |page=1345 |doi=10.1126/science.1166609 |bibcode=2008Sci...322.1345K }}</ref>
-->
<ref name="pr03">{{Cite journal |last1=Porter |first1=John M. |last2=Rivinius |first2=Thomas  |title=Classical Be Stars |journal=Publications of the Astronomical Society of the Pacific |volume=115 |issue=812 |pages=1153-1170 |doi=10.1086/378307 |bibcode=2003PASP..115.1153P }}</ref>
<ref name="eso1024">{{Cite web |url=http://www.eso.org/public/news/eso1024/ |date=2010-06-10 |title=Exoplanet Caught on the Move |publisher=[[หอดูดาวท้องฟ้าซีกใต้แห่งยุโรป|ESO]] |access-date=2017-09-09 |df=dmy-all}}</ref>
<ref name="heic0821">{{Cite web |author1=Kalas, P. |display-authors=etal |url=https://hubblesite.org/contents/news-releases/2008/news-2008-39.html |date=2008-11-13 |title=Hubble Directly Observes Planet Orbiting Fomalhaut |publisher= Space Telescope Science Institute (STScI) |access-date=2024-10-10 |df=dmy-all}}</ref>
<ref name="eso0743">{{Cite web |url=http://www.eso.org/public/news/eso0743/ |date=2007-09-27 |title=Into the Chrysalis |publisher=ESO |access-date=2017-09-12 |df=dmy-all}}</ref>
<ref name="deroo07">{{Cite journal |author1=Deroo, P. |display-authors=etal |title=AMBER and MIDI interferometric observations of the post-AGB binary IRAS 08544-4431: the circumbinary disc resolved |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=474 |issue=3 |pages=L45-L48 |doi=10.1051/0004-6361:20078079 |bibcode=2007A&A...474L..45D }}</ref>
<ref name="eso1434">{{Cite web |url=http://www.eso.org/public/news/eso1434/ |date=2014-10-29 |title=Planet-forming Lifeline Discovered in a Binary Star System |publisher=ESO |access-date=2017-09-12 |df=dmy-all}}</ref>
<ref name="benisty11">{{Cite journal |author1=Benisty, M. |display-authors=etal |title=A low optical depth region in the inner disk of the Herbig Ae star HR 5999 |journal=[[Astronomy and Astrophysics]] |volume=531 |page=A84 |doi=10.1051/0004-6361/201016091 |bibcode=2011A&A...531A..84B }}</ref>
<ref name="dewit11">{{Cite journal |author1=de Wit, W. J. |display-authors=etal |title=Mid-infrared interferometry towards the massive young stellar object CRL 2136: inside the dust rim |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=526 |page=L5 |doi=10.1051/0004-6361/201016062 |bibcode=2011A&A...526L...5D }}</ref>
<ref name="eso1310">{{Cite web |url=http://www.eso.org/public/news/eso1310/ |title=The Birth of a Giant Planet? |date=2013-02-28 |publisher=ESO |access-date=2017-09-15 |df=dmy-all}}</ref>
<ref name="potw1625a">{{Cite web |url=http://www.eso.org/public/images/potw1625a/ |title=Boulevard of broken rings |date=2016-06-20 |publisher=ESO |access-date=2017-09-15 |df=dmy-all}}</ref>
<ref name="eso1417">{{Cite web |url=http://www.eso.org/public/news/eso1417/ |title=First Light for SPHERE Exoplanet Imager |date=2014-06-04 |publisher=ESO |access-date=2017-09-15 |df=dmy-all}}</ref>
<ref name="becklin05">{{Cite journal |author1=Becklin, E. E. |display-authors=etal |title=A Dusty Disk around GD 362, a White Dwarf with a Uniquely High Photospheric Metal Abundance |journal=Astrophysical Journal |volume=632 |issue=2 |pages=L119-L122 |doi=10.1086/497826 |bibcode=2005ApJ...632L.119B }}</ref>
<ref name="fjz09">{{Cite journal |last1=Farihi |first1=J. |last2=Jura |first2=M. |last3=Zuckerman |first3=B.  |title=Infrared Signatures of Disrupted Minor Planets at White Dwarfs |journal=Astrophysical Journal |volume=694 |issue=2 |pages=805-819 |doi=10.1088/0004-637X/694/2/805 |bibcode=2009ApJ...694..805F }}</ref>
<ref name="wc11">{{Cite journal |last1=Williams |first1=Jonathan P. |last2=Cieza |first2=Lucas A. |title=Protoplanetary Disks and Their Evolution |journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics |volume=49 |issue=1 |pages=67-117 |doi=10.1146/annurev-astro-081710-102548 |bibcode=2011ARA&A..49...67W }}</ref>
<ref name="dds07">{{Cite journal |author1=Domiciano de Souza, A. |display-authors=etal |title=AMBER/VLTI and MIDI/VLTI spectro-interferometric observations of the B[e] supergiant CPD-57°2874. Size and geometry of the circumstellar envelope in the near- and mid-IR |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=464 |issue=1 |pages=81-86 |doi=10.1051/0004-6361:20054134 |bibcode=2007A&A...464...81D }}</ref>
<ref name="eso0538">{{Cite web |url=http://www.eso.org/public/news/eso0538/ |title=Sharp Vision Reveals Intimacy of Stars |date=2005-11-24 |publisher=ESO |access-date=2017-09-15 |df=dmy-all}}</ref>
<ref name="wyatt15">{{Cite journal |author1=Wyatt, M. C. |display-authors=etal |title=Five steps in the evolution from protoplanetary to debris disk |journal=Astrophysics and Space Science |volume=357 |issue=2 |page=103 |doi=10.1007/s10509-015-2315-6 |bibcode=2015Ap&SS.357..103W }}</ref>
}}

=== บรรณานุกรม ===
{{เริ่มอ้างอิง}}
* {{Cite web |last=McCabe |first=Caer |date=2007-05-30 |title=Catalog of Resolved Circumstellar Disks |url=http://www.circumstellardisks.org/ |access-date=2007-07-17 |publisher=NASA JPL |archive-date=2016-06-12 |archive-url=https://web.archive.org/web/20160612195219/http://www.circumstellardisks.org/ |url-status=dead |df=dmy-all }}
* {{Cite web |url=http://astro.berkeley.edu/~kalas/disksite/pages/gallery.html |title=Image Gallery of Dust disks |author=Paul Kalas |work=Circumstellar Disk Learning Site |publisher=Department of Astronomy, University of California at Berkeley |access-date=2023-06-30 |archive-date=2011-09-27 |archive-url=https://web.archive.org/web/20110927004118/http://astro.berkeley.edu/~kalas/disksite/pages/gallery.html |url-status=dead }}
{{จบอ้างอิง}}

== แหล่งข้อมูลอื่น ==
* {{คอมมอนส์-หมวดหมู่-บรรทัด|Circumstellar disks|จานรอบดาวฤกษ์}}

[[หมวดหมู่:วัตถุทางดาราศาสตร์]]
[[หมวดหมู่:จานรอบดาวฤกษ์]]
[[หมวดหมู่:เนบิวลา]]