在天體物理學中，吸積是粒子通過重力吸引吸積盤中更多物質（通常是氣態物質）而聚集成大質量物體。 大多數天體，如星系、恒星和行星，都是由吸積過程形成的。

地球和其他類地行星由流星物質形成的吸積模型于 1944 年由 Otto Schmidt 提出，隨后是 William McCrea (1960) 的原行星理論，最后是 Michael Woolfson 的俘獲理論。 1978 年，安德魯·普倫蒂斯 (Andrew Prentice) 復活了拉普拉斯關于行星形成的最初想法，并發展了現代拉普拉斯理論。 這些模型都沒有被證明是完全成功的，而且許多提出的理論都是描述性的。

1944 年 Otto Schmidt 的吸積模型在 1969 年由 Viktor Safronov 以定量的方式進一步發展。 他詳細計算了類地行星形成的不同階段。 從那時起，該模型得到了進一步發展，使用密集的數值模擬來研究星子的積累。 現在公認的是，恒星是由星際氣體的引力坍縮形成的。 在坍縮之前，這種氣體主要以分子云的形式存在，例如獵戶星云。 隨著云的坍塌，失去勢能，它升溫，獲得動能，角動量守恒確保云形成一個扁平的圓盤——吸積盤。

大爆炸后幾十萬年，宇宙冷卻到可以形成原子的程度。 隨著宇宙繼續膨脹和冷卻，原子失去了足夠的動能，暗物質充分結合，形成了原星系。 隨著進一步的吸積發生，星系形成了。 間接證據很普遍。 星系通過合并和平穩的氣體吸積而增長。 吸積也發生在星系內部，形成恒星。

恒星被認為是在巨大的冷分子氫云內部形成的——巨大的分子云大約有 300,000 M☉，直徑為 65 光年 (20 pc)。 數百萬年來，巨大的分子云很容易坍塌和破碎。 然后這些碎片形成小而致密的核心，然后坍縮成恒星。 核心的質量從太陽的幾分之一到幾倍不等，被稱為原恒星（原太陽）星云。 它們的直徑為 2,000–20,000 個天文單位（0.01–0.1 個），粒子數密度約為 10,000 至 100,000/立方厘米（160,000 至 1,600,000/立方英寸）。 將其與海平面空氣的粒子數密度進行比較——2.8×1019/cm3（4.6×1020/立方英寸）。

太陽質量的原恒星星云最初坍縮大約需要 10 萬年。 每個星云都以一定量的角動量開始。 星云中心部分的氣體，具有相對較低的角動量，經歷快速壓縮并形成熱流體靜力（非收縮）核心，其中包含原始星云質量的一小部分。 這個核心形成了將成為恒星的種子。 隨著坍縮的繼續，角動量守恒決定了下落包絡的旋轉加速，最終形成一個圓盤。

隨著來自圓盤的物質繼續下落，包層最終變得薄而透明，年輕的恒星物體 (YSO) 變得可見，最初在遠紅外光下，后來在可見光下。 大約在這個時候，原恒星開始聚變氘。 如果原恒星足夠大（超過 80 MJ），就會發生氫聚變。 否則，如果它的質量太低，該物體就會變成褐矮星。 一顆新恒星的誕生發生在坍縮開始后大約 10 萬年。 這個階段的天體被稱為 I 類原恒星，也被稱為年輕的 T Tauri 星、演化的原恒星或年輕的恒星天體。 到這個時候，正在形成的恒星已經吸積了大部分質量； 圓盤和剩余包絡的總質量不超過中央 YSO 質量的 10-20%。

在下一階段，包層完全消失，被圓盤收起，原恒星變成典型的金牛座 T 星。 后者有吸積盤并繼續吸積熱氣體，這在它們的光譜中表現為強烈的發射線。 前者沒有吸積盤。 經典的 T Tauri 恒星演變成弱線襯 T Tauri 恒星。 這發生在大約 100 萬年后。 經典 T Tauri 恒星周圍的圓盤質量約為恒星質量的 1-3%，并且以每年 10-7 至 10-9 M☉ 的速度吸積。 通常也存在一對雙極射流。 吸積解釋了經典 T Tauri 恒星的所有奇特特性：發射線中的強通量（高達恒星固有光度的 xxx）、磁活動、光度變化和噴流。