吸積盤（accretion disc或accretion disk)是一種由彌散物質組成的、圍繞中心體轉動的結構（常見於繞恒星運動的盤狀結構）。 比較典型的中心體有年輕的恒星、原恒星（protostar）、白矮星、中子星以及黑洞。 在中心天體引力的作用下， 其周圍的氣體會落向中心天體。 假如氣體的角動量足夠的大， 以致在其落向中心天體的某個位置處， 其離心力能夠跟中心天體的引力相抗衡， 那麼， 一個類似於盤狀的結構就會形成， 這種結構就叫做“吸積盤”。 在吸積盤中， 物質通過較差轉動及粘滯向外傳遞角動量。 在這個過程中， 氣體所攜帶的引力能得到釋放。
移除X射線雙星系統中的巨星-吸積盤示意圖
吸積盤物理學1968年Prendegast研究了雙星系統中白矮星周圍的吸積盤， 隨後莫斯科大學的沙庫拉和蘇尼亞耶夫建立了中子星和黑洞周圍的吸積盤模型。 吸積理論建立以來， 主要有四種吸積盤模型被人們廣泛研究。
在20世紀40年代， 模型第一次匯出了吸積盤基礎的物理本質。 為了使得與觀察現象一致， 當時的模型不得不引入了一種未知的結構以保證角動量守恆。 當物質落入中心時， 它不僅在損失引力能同時也損失著角動量。 由於總角動量是守恆的， 落入中心星的物質而損失的角動量必由遠離中心星的角動量的增加而得到補償。 換言之， 角動量被傳遞到了吸積的物質上。
當吸積率低於愛丁頓光度並且盤是高度不透明的， 那麼一個典型的薄吸積盤就出現了。 就垂直方向來看， 盤在幾何學上是很薄的（擁有一個碟狀的結構）， 它由冷氣體組成， 其輻射量可忽略不計。 氣體沿緊密的螺線陷落， 類似一個圓， 並做近似自由的公轉運動。 薄吸積盤一般都很亮並伴有光譜中的熱電磁輻射， 除此此外， 它們和黑體之間沒有太明顯的區別。 輻射冷卻在薄吸積盤中是十分有效的。 1974年的Shakura和Sunyaev的對吸積盤的經典研究成果是現代天體物理經常引用的。 薄吸積盤已經分別由Lynden-Bell, Pringle與Rees分別研究， 其中Pringle在過去30年中貢獻了許多吸積盤理論中關鍵的結果並於1981年寫下了經典的評論。
當吸積率低於愛丁頓極限同時透明度比較高， 那麼一個ADAF吸積盤就形成了。 這種吸積盤於1977年由Ichimaru在一篇論文中預言但被遺忘了近20年。 （然而一些關於ADAF模型的雛形卻在1982年的由Rees, Phinney, Begelman與Blandford撰寫的有關離子旋轉的論文中出現過）
自1990被Narayan以及Yi， 同時獨立地由Abramowicz, Chen, Kato, Lasota（首先提出ADAF這一名稱的學者）， Regev,分別重新研究之後， ADAF開始重新被大量學者加以詳細研究、瞭解。 天體物理學中關於ADAF的許多最為重要的貢獻來自於Narayan以及他的同僚。 ADAF被對流（由物質捕獲的熱）所冷卻的效應大於輻射熱所產生的效應。 它們的輻射不那麼明顯， 在幾何學上，
這類吸積率遠高於愛丁頓光度的黑洞吸積盤理論由Abramowicz, Jaroszynski, Paczynski, Sikora以及其他“波蘭甜面圈”（Polish doughnuts,該名稱由Rees提出）的小組所發展。 波蘭甜面圈的粘度很低， 不透明， 輻射壓力支撐著吸積盤， 由對流而冷卻。 它們的輻射效率是很低的。 波蘭甜面圈的形狀像一個碩大的環面， 在轉軸方向有著兩條狹窄的漏斗狀噴流， 漏斗中有著平行的高能高愛丁頓光度輻射流。
細吸積盤（由Kolakowska命名）的吸積率僅稍高於愛丁頓光度， 其速率大於或等於愛丁頓光度， 有著碟狀的形狀及幾乎全部的熱光譜。它們被對流效應所冷卻，其輻射不是很明顯。它們由Abramowicz, Lasota, Czerny及Szuszkiewicz於1988年所引入。
特性吸積盤理論被廣泛用於恒星和行星形成、緻密星、活動星系核、X射線雙星、伽瑪射線暴等天體物理過程的研究。這些盤狀物經常於臨近中心體的地方產生噴流。這些噴流是一種有效的損失角動量的方式，同時不會使得星盤的品質損失太多。
自然界中最為壯觀的吸積盤發現於活動星系核（AGN）以及類星體（quasars）。這兩類星體中心被認為有大品質的黑洞。當物質沿螺線落向黑洞時，強大的引力場使得物質摩擦並被加熱。黑洞的吸積盤足夠熱得輻射出X射線，不過注意是在事件視界之外。類星體強大的光輻射被確信為是超大品質黑洞吸積氣體的結果。這一過程能夠將物質品質以10%～40%的比率轉為能量，相較之下，星體的熱核聚變過程只不過能夠轉換物質0.7%的品質。
在緊密的雙星系統中，越大品質的星體會越快地演化為白矮星、中子星或者黑洞，此時較鬆散的伴星演化為巨星，其氣體充滿它的洛希瓣，氣體將沿著伴星流向主星。角動量直接地由一顆星移至另一顆星同時由吸積盤表現出來。
環繞于金牛T星（T Tauri stars）或赫比格Ae/Be星（Herbig Ae/Be stars） 的吸積盤被稱為原行星盤（protoplanetary discs），因為它們被認為是形成行星系統的鼻祖。這種情況下，被吸積的氣體來自于恒星形成時的分子雲而非伴星。
參考資料：WJ百科——吸積盤
有著碟狀的形狀及幾乎全部的熱光譜。它們被對流效應所冷卻，其輻射不是很明顯。它們由Abramowicz, Lasota, Czerny及Szuszkiewicz於1988年所引入。特性吸積盤理論被廣泛用於恒星和行星形成、緻密星、活動星系核、X射線雙星、伽瑪射線暴等天體物理過程的研究。這些盤狀物經常於臨近中心體的地方產生噴流。這些噴流是一種有效的損失角動量的方式，同時不會使得星盤的品質損失太多。
自然界中最為壯觀的吸積盤發現於活動星系核（AGN）以及類星體（quasars）。這兩類星體中心被認為有大品質的黑洞。當物質沿螺線落向黑洞時，強大的引力場使得物質摩擦並被加熱。黑洞的吸積盤足夠熱得輻射出X射線，不過注意是在事件視界之外。類星體強大的光輻射被確信為是超大品質黑洞吸積氣體的結果。這一過程能夠將物質品質以10%～40%的比率轉為能量，相較之下，星體的熱核聚變過程只不過能夠轉換物質0.7%的品質。
在緊密的雙星系統中，越大品質的星體會越快地演化為白矮星、中子星或者黑洞，此時較鬆散的伴星演化為巨星，其氣體充滿它的洛希瓣，氣體將沿著伴星流向主星。角動量直接地由一顆星移至另一顆星同時由吸積盤表現出來。
環繞于金牛T星（T Tauri stars）或赫比格Ae/Be星（Herbig Ae/Be stars） 的吸積盤被稱為原行星盤（protoplanetary discs），因為它們被認為是形成行星系統的鼻祖。這種情況下，被吸積的氣體來自于恒星形成時的分子雲而非伴星。
參考資料：WJ百科——吸積盤