Аккрецио́нный диск (от лат. accretio – приращение, увеличение), дифференциально вращающаяся дискообразная структура, образующаяся при аккреции на тяготеющий центр вещества, обладающего большим удельным моментом импульса относительно этого центра.

В тесных двойных звёздных системах такие структуры появляются, когда один из компонентов (более массивный) в результате эволюции начинает медленно расширяться. Размеры звёзд в тесных двойных системах ограничены соответствующей критической полостью Роша, после заполнения которой начинается интенсивный процесс перетекания вещества с поверхности этой звезды в сторону второго компонента преимущественно через внутреннюю точку Лагранжа. Из-за относительного движения компонентов системы вокруг общего центра масс перетекающее вещество обладает значительным моментом импульса относительно второго компонента, что и приводит к формированию вокруг неё дискообразной структуры, внешний радиус которой сравним с размерами критической полости Роша второй звезды. Направление вращения этой структуры совпадает с направлением вращения системы.

Образование диска в тесных двойных системах, вторым компонентом которой является компактный тяготеющий центр (чёрная дыра, нейтронная звезда или белый карлик), также возможно в том случае, когда первый компонент (обычная звезда) не заполняет свою полость Роша и с его поверхности дует звёздный ветер практически одинаково во всех направлениях. Часть звёздного ветра, испытывая тяготение со стороны компактного объекта, проходит через ударную волну (вращающуюся синхронно с орбитальным движением), теряя часть своей кинетической энергии. Только небольшая часть газа (внутри радиуса захвата), прошедшего сквозь ударную волну, захватывается гравитационным полем компактного объекта и падает на него. Аккрецируемое вещество в этом случае также может обладать моментом импульса, что приводит к формированию диска относительно небольших размеров (мини-диска) вокруг компактного объекта. Если звёздный ветер однороден, то направление вращения такого диска совпадает с направлением вращения двойной системы. Однако при наличии неоднородностей в потоке звёздного ветра вокруг компактного объекта могут формироваться мини-диски и с направлением вращения, противоположным орбитальному.

В первом приближении вещество в диске вращается по круговым кеплеровым орбитам. В направлении, перпендикулярном плоскости симметрии диска, имеет место гидростатическое равновесие, при котором градиент давления уравновешен соответствующей этому направлению компонентой силы тяжести. Относительно медленное радиальное движение – дисковая аккреция – возможно только при наличии в дифференциально вращающемся кеплеровом диске эффективных механизмов вязкости, создаваемых турбулентностью и магнитными полями, которые приводят к обмену моментом импульса между соседними слоями диска. Внутренние части аккреционного диска, отдавая свой момент импульса более удалённым частям, медленно приближаются к гравитирующему центру, естественно ускоряясь в круговом вращении. Процесс дисковой аккреции носит диффузионный характер с характерным временем «падения», пропорциональным квадрату расстояния до тяготеющего центра и обратно пропорциональным эффективному коэффициенту кинематической вязкости. Этот процесс сопровождается выделением гравитационной энергии, бóльшая часть которой выделяется вблизи внутреннего края аккреционного диска. Часть этой энергии переходит в кинетическую энергию кеплерового вращения, другая часть превращается в тепловую энергию хаотического движения частиц.

В аккреционном диске, непрозрачном для электромагнитного излучения (оптически толстом), имеет место диффузионный перенос тепловой энергии фотонами в направлении, перпендикулярном плоскости симметрии, с последующим излучением этой энергии с поверхности диска. Излучательная способность оптически толстого диска столь велика, что энергия, выделяемая в виде теплоты на данном радиусе, необычайно быстро (по сравнению со временем радиального движения вещества) диффундирует к его поверхности, где и излучается. Обычно такой диск является геометрически тонким. Полная светимость оптически толстого аккреционного диска равна произведению темпа аккреции вещества на энергию связи частиц на внутреннем крае диска. При дисковой аккреции на обычную звезду конечных размеров внутренний край диска совпадает с её радиусом. Если звезда вращается достаточно медленно по сравнению с кеплеровым вращением вблизи её поверхности, то между внутренним краем диска и поверхностью звезды возникает относительно узкий пограничный слой, в котором имеет место торможение вещества с дополнительным выделением энергии. Процесс дисковой аккреции медленно ускоряет вращение звезды.

Внутренний край диска при дисковой аккреции на чёрную дыру совпадает с радиусом последней устойчивой круговой орбиты, после достижения которой вещество падает дальше на чёрную дыру по спирали с сохранением момента импульса и без заметного энерговыделения. Температура поверхности оптически толстого аккреционного диска вокруг чёрной дыры недалеко от его внутреннего края в области максимального энерговыделения достигает десятков миллионов кельвинов, что приводит к мощному излучению энергии в рентгеновском диапазоне спектра. В более удалённых областях энерговыделение существенно меньше, температура гораздо меньше, и эти области могут излучать в зависимости от величины внешнего радиуса диска как в оптическом, так и в более длинноволновом диапазоне.

В зависимости от принятого уравнения состояния радиус нейтронной звезды может оказаться как больше радиуса последней устойчивой орбиты («жёсткое» уравнение), так и меньше («мягкое» уравнение). При дисковой аккреции на нейтронную звезду без сильного магнитного поля в первом случае вблизи её поверхности формируется пограничный слой, а во втором – появляется узкий зазор между внутренним краем аккреционного диска и поверхностью звезды, в котором частицы падают по спирали с последующим энерговыделением при столкновении с поверхностью нейтронной звезды. Во многих случаях аккрецирующие нейтронные звёзды обладают необычайно сильными магнитными полями, которые разрушают аккреционные диски на больших расстояниях от их поверхности (порядка 100 радиусов нейтронной звезды). Проникая в магнитное поле, вещество падает далее вдоль магнитных силовых линий в область магнитных полюсов нейтронной звезды, где и происходит выделение энергии преимущественно в рентгеновском диапазоне. Качественно похожим образом протекает дисковая аккреция и на замагниченные белые карлики.

Полная светимость аккрецирующих объектов не должна превышать предельного значения, при котором давление излучения уравновешено силой гравитационного притяжения (критическая светимость). Соответственно существует критический темп дисковой аккреции, при превышении которого из внутренних областей диска начинается отток вещества под действием давления излучения.

В ряде случаев аккреционный диск (или какая-либо его часть) может оказаться прозрачным (оптически тонким) относительно процессов поглощения излучения. Излучательная способность оптически тонкого диска весьма незначительна, и в результате процессов нагрева температура вещества на данном радиусе увеличивается настолько, что толщина диска становится сравнимой с его радиальным размером. Аккреция в таких дисках имеет место с незначительным выделением энергии в виде электромагнитного излучения. Тепловая энергия переносится к тяготеющему центру усреднённым радиальным движением, в силу чего такие диски называются адвекционно-аккреционными. Сильный нагрев адвекционно-аккреционного диска приводит к интенсивному оттоку вещества с его поверхности в виде звёздного ветра.

Во многих случаях наблюдаются джеты (от англ. jet – струя) – направленные струйные выбросы из центральных областей аккреционного диска, часто неоднородные. Такие джеты сопровождают аккреции в различных масштабах – от протопланетных дисков вокруг формирующихся звёзд до гигантских дисков вокруг сверхмассивных чёрных дыр в квазарах. Наличие в аккреционных дисках упорядоченного магнитного поля способствует появлению этих выбросов.