原行星盘：行星的诞生地

分子云中的一个致密区域包含着运动的气体，并具有一定的净角动量。随着物质向内坠落，旋转变得越来越重要。无法直接落到正在形成的恒星上的气体，可以在其周围沉降并进入轨道。[1]

碰撞和冷却会耗散能量，有助于形成扁平结构。磁场使这一过程更加复杂：它们可以传递角动量，并帮助发射外流。弱电离气体与磁场耦合的程度会影响圆盘的形成和大小。[1]

第一片圆盘可以藏在信封里

早期盘通常嵌在一个更大的包层中，包层会继续供应物质。随着包层逐渐消散，盘变得更容易研究。这些是发展中系统相互重叠的阶段，而不是一个已经形成的恒星后来获得一圈被动残余物的序列。[1]

许多观测到的盘延伸数十至数百个天文单位，即 AU。1 AU 大约等于地球到太阳的距离，约为1.5亿千米。盘之间差异很大，不同示踪物可能显示出不同的表观外缘。[3]

盘具有厚度。气体压力抵抗恒星将其拉向中面的引力，许多受到辐照的盘在更远处会按比例变厚——这种形状称为展翅。暴露的表面接收星光，而下方受遮蔽的层可能更冷。[4]

气体主导早期质量；固体提供种子

气体主要由分子氢和氦组成。尘埃所占质量比例小得多，但会强烈影响盘吸收和发射辐射的方式。100:1 的气尘质量比是一个有用的星际介质参考值，估算时常予以假定。对于每个盘或盘内的每个位置而言，它并不是一个普遍适用的实测比值。[3]

小颗粒仍与气体紧密耦合。较大的颗粒可以更有效地沉降，并相对于气体发生漂移。因此，生长和输运会改变固体物质的集中位置。[5]

雪线标志着化学成分的变化

雪线标志着某种特定物质在尘埃颗粒上于气态和冰态之间发生转变的条件。水、二氧化碳和一氧化碳在不同条件下冻结，因此不存在一条将所有岩石与所有冰完全分开的单一边界。这些转变取决于温度和压力，并会随着盘的演化而移动。[6]、[7]

尘埃和分子可以从恒星形成云中继承而来，随后在盘中被重新加工。加热、辐射、冻结和化学反应会改变可供成长中行星利用的物质。在一个半径处的成分并没有与其他地方的物质输运隔绝。[7]

即使望远镜无法将星盘与恒星清晰分开，星盘仍能显现出来。温暖尘埃会在红外发射中增加恒星表面本身预期光线之外的信号。解析星盘后，研究人员便能探究其形状和变化。[4]

暗斑可能表示发射物质较少、温度发生变化、尘埃颗粒不同，或存在遮蔽。结合多种测量比把单张图像当作完整的密度图更有信息量。[9], [8]

不可见质量是一个重大不确定因素

冷分子氢很难直接清点。CO更容易观测，但它可能冻结在尘埃颗粒上、被辐射破坏，或并入其他分子。谱线光学深度可能掩盖更多物质。在估算气体质量时，模型必须考虑这些影响。[10], [7]

气体发射通常比毫米尘埃发射的范围更广。尘埃颗粒的演化可能造成真实差异，而示踪物不同的光学厚度也会影响测得的尺寸。可见边缘不一定是坚硬的物质边界。[3]

绕轨道运行的气体必须失去角动量，才能向内移动并吸积到恒星上。内部应力可以将角动量向外传递到盘中，而磁盘风则可以沿磁力线将其带走。[12]

盘模型中的“黏性”通常代表这些集体应力。这并不意味着普通的分子摩擦单独就能解释观测到的吸积。[12]

磁旋转不稳定性可以在气体与磁场充分耦合的区域产生湍流。然而，盘的大部分区域电离程度很低。磁风是弱湍流盘中吸积过程的主要解释之一；各种过程之间的平衡取决于位置、年龄和环境。[12]

加热可以通过另一种风移除气体

在光蒸发过程中，辐射会加热暴露的气体，直到其中一部分能够逃脱恒星的引力束缚。辐射可能来自中心恒星，也可能来自邻近的大质量恒星。这种热风不同于通过磁力加速的风。[13]

两者都会移除物质。磁风还可以提供驱动吸积的额外扭矩。盘风从盘中发射出来；不应自动将其等同于恒星自身的恒星风。随着气体储库逐渐耗尽，这些机制可以协同作用。[13]

微小尘粒经过轻柔碰撞后可以黏附在一起，形成多孔聚集体。在其他速度或尺寸下，碰撞可能使物质反弹、侵蚀或使颗粒破碎。结果取决于成分、结构和碰撞条件。[5]

此外还存在输运问题。在气体压力向外降低的地方，气体受到的向外压力支撑使其轨道运行速度略低于没有压力的天体。与这种较慢气体相互作用的固体会受到逆风作用，并可能失去角动量，向内漂移。[5]

压力最大值可以聚集漂移中的颗粒

在局部压力最大值附近，与压力相关的漂移会从两侧指向峰值。这类区域可以聚集固体，并减缓它们向恒星损失的速度。其有效性取决于颗粒与气体的耦合、混合、气体流动，以及该结构能维持多久。[14]

聚集和引力坍缩是两个不同的步骤

流动不稳定性源于固体与气体之间的相互阻力：粒子会影响气体，而不是单纯跟随固定的背景流。不稳定性无需自引力启动，就能放大物质聚集。在适当条件下，足够致密的聚集体随后可以通过引力坍缩形成微行星。[15]、[2]

人们熟悉的“米级障碍”是对增长和漂移困难的概括，并不是恰好一米处普遍存在的障碍。空气动力学耦合和碰撞条件会随位置及盘的性质而变化。[5]

一旦存在更大的种子，它们就可以通过捕获较小的粒子并与其他天体碰撞来增长。岩质行星在原始气体大部分消失很久之后，仍可能通过巨碰撞继续完成最终组装。[17]

巨行星面临着不同的限制。它们巨大的氢氦包层必须在盘中仍有足够气体时获得。即使相对较小的核也能束缚一些气体；并不存在一个普适的质量值，使引力捕获在该值处首次开启。[18]

增长是否会加速，取决于包层如何冷却和收缩、固体物质供应多少热量，以及盘能够输送多少气体。寒冷且富含冰的区域有助于供应固体物质，但并不能保证形成类似木星的结果。在适当的冷却条件下，足够大质量的盘发生引力碎裂也是另一种被提出的形成途径。[18]

正在形成的行星可以改变自身周围的环境

行星的引力会激发波，并与气体交换角动量。这些扭矩可以使其轨道向内或向外移动，并在适当条件下形成空隙。盘和行星共同演化，而不是行星简单地占据一个固定的诞生地点。[19]

这些联系引出了本章后文的岩质行星组装、巨行星成长和轨道迁移。

HL Tau：明亮与暗淡的环

ALMA 于 2014 年对HL Tau的观测在 2015 年发表，揭示了毫米波发射中的醒目环结构。这些暗环仍会发出辐射；它们不是空无一物的沟槽，也不是行星的直接照片。它们的对比度包含有关尘埃及其环境状况的信息。[21]

随后，DSHARP项目对 20 个盘进行了详细观测，并于 2018 年公布结果。在这个经过刻意筛选、明亮且尺寸较大的盘样本中，环和缝隙十分常见。这一结果展示了丰富的结构，但并未证明每个盘都具有相同的外观。[22]

PDS 70：行星、附近的尘埃与内盘中的水

2023 年，JWST/MIRI 光谱在该系统的内盘中发现了水蒸气。模型将这些暖发射定位在可能形成类地行星的区域。这表明那里具备一种可用成分，但并不能证明已经存在岩质行星、表面海洋或宜居性。[11]

随着时间推移，吸积和外流会减少气体储库。当向内供应减弱后，光致蒸发可能会变得尤其有效，从而清除相关区域。这些过程所起的相对作用各不相同，因此并非所有星盘都会以相同模式清除。[13]

不存在统一的到期日

星盘群体会在数百万年的时间里演化，不同恒星和环境之间存在显著差异。研究人员通常通过比较不同年龄群体的红外尘埃特征来估算其寿命。年龄估计、恒星质量、样本完整性，以及对“已探测星盘”的定义，都会影响结果。[27]

红外过量逐渐减弱，并不能直接衡量各处还剩多少气体。对于巨行星的形成，关键问题是：在正在成长的行星能够吸积气体的位置，是否仍有足够的气体可用，而不是某个系统是否已经跨过了一个统一的“生日”。[27], [18]

一个空腔可能有多种解释

一些过渡盘的内部尘埃区域已经耗尽，周围则环绕着大量外部物质。行星可能有助于形成这些结构，但尘埃颗粒的演化和气体耗散也会影响其外观。仅凭一个空腔，无法证明整个星盘即将消失。[3]

尘埃的存在时间可能超过最初的尘埃供应

后来，微行星之间的碰撞可以持续产生新的细小碎屑。因此，碎屑盘不同于大质量、富含气体的原始星盘：其中许多可观测尘埃都是由碰撞不断补充的。一些碎屑系统还含有可探测的气体，因此这种区别并不只是“有气体”与“无气体”之分。[28]

原始星盘消散后，行星、卫星和小天体仍会继续变化。它们如今的性质保留了一些早期线索，也反映出后来的撞击、化学作用和轨道演化。了解它们的诞生地，是解读这段更漫长历史的第一步。