碎片盤

雜物盤（美國英語）或碎屑盤（英聯邦英語）是圍繞恆星繞軌道上的灰塵和碎屑的雜質盤。有時，這些磁盤包含突出的環，如右邊的Fomalhaut的形象所示。在具有成熟的行星系統的恆星周圍發現了碎屑盤，包括圍繞進化的中子恆星繞軌道中的至少一個碎屑盤。碎屑盤也可以作為行星模具之間的碰撞的殘餘物（也稱為小行星和彗星）產生和維護。

截至2001年，已經發現有900多個候選恆星具有碎屑盤。通常，通過在紅外光中檢查恆星系統，並尋找超出恆星發射的輻射。推斷出這種過量是從磁盤中塵埃吸收的恆星中的輻射，然後重新輻射為紅外能量。

碎屑磁盤通常被描述為與太陽系中碎片的巨大類似物。最著名的碎屑盤的半徑為10-100個天文單位（AU）；它們類似於太陽系中的Kuiper帶，儘管Kuiper帶沒有足夠高的灰塵質量，即使在最近的恆星周圍也無法檢測到。一些碎屑盤包含一個位於中心恆星10 au內的溫暖灰塵的組成部分。這種灰塵有時被稱為外生塵，例如太陽系中的黃道塵。

觀察史

1984年，使用IRAS衛星在恆星Vega周圍檢測到一個碎屑盤。最初，據信這是一個原動性磁盤，但由於磁盤和恆星時代缺乏氣體，現在已知它是碎屑盤。使用IRA發現的前四個碎片盤被稱為“神話般的四個”： Vega ， Beta Pictoris ， Fomalhaut和Epsilon Eridani 。隨後，Beta Pictoris磁盤的直接圖像顯示灰塵中的不規則性，這歸因於看不見的外球星的重力擾動。通過2008年發現系外行星Beta Pictoris b的發現證實了這種解釋。

眾所周知，其他系外運動恆星，包括直接成像（ HR 8799）發現的第一個恆星（HR 8799 ）。附近的Star 55 Cancri ，該系統也已知包含五個行星，也據報導具有碎屑盤，但無法確認該檢測。 Epsilon Eridani周圍的碎屑盤中的結構表明，該恆星周圍軌道上的行星體擾動，可用於限制行星的質量和軌道。

2014年4月24日，美國宇航局報導了在數個年輕恆星的檔案圖像中檢測到碎屑盤，HD 141943和HD 191089在1999年至2006年間首次通過使用新改進的成像過程在1999年至2006年之間查看了Hubble Space望遠鏡。

在2021年，對恆星VVV-WIT-08的觀察被遮蓋了200天，這可能是由於恆星和地球上觀察者之間經過的碎屑槃經過的結果。據報導，另外兩顆恆星Epsilon Aurigae和Tyc 2505-672-1被定期黯然失色，並且已經確定該現像是磁盤在各個時期內繞它們繞的磁盤的結果，這表明VVVV-WIT-08可能相似，並且可能相似，並且可能是相似的，並且在地球上的觀察者那裡經歷了一個更長的軌道時期。 VVV-Wit-08是射手座星座中太陽的十倍。

起源

在形成陽光恆星的過程中，物體穿過T-Tauri相，在此期間被氣體富含氣體的磁盤形星雲包圍。從這些材料中形成了行星，可以繼續吸收其他行星和磁盤材料形成行星。星雲繼續將預序列恆星繞過1 - 20萬年，直到被輻射壓力和其他過程清除為止。然後，可以通過星球模擬物之間的碰撞來產生第二代灰塵，該塵埃從產生的碎屑中形成圓盤。在其一生中的某個時刻，這些恆星中至少有45％被碎屑盤包圍，然後可以使用紅外線望遠鏡的粉塵熱發射來檢測。反复的碰撞可能會導致磁盤在恆星的大部分時間內持續存在。

典型的碎屑盤包含1-100μm的小晶粒。碰撞將把這些晶粒磨碎至亞微米大小，這將通過宿主恆星的輻射壓力從系統中去除。在非常脆弱的磁盤（例如太陽系中的磁盤）中， Poynting -Robertson效應會導致粒子向內螺旋。這兩個過程都將磁盤的壽命限制在10 MYR或更少。因此，要使磁盤保持完整，需要一個過程來不斷補充磁盤。例如，可以通過較大的身體之間的碰撞發生這種情況，然後是級聯，將物體磨損到觀察到的小晶粒。

為了在碎屑盤中發生碰撞，必須充分重力擾動物體，以產生相對較大的碰撞速度。恆星周圍的行星系統可能會引起這種擾動，二進制恆星伴侶或另一個恆星的近距離也會引起這種擾動。碎屑盤的存在可能表明外球星的可能性很大。此外，許多碎屑盤還顯示灰塵內的結構（例如，團塊，扭曲或不對稱），表明磁盤中存在一個或多個外行星。儘管存在可能存在，但我們自己的跨納普語帶中的存在或不存在仍然存在爭議。

已知帶

在包括太陽在內的許多恆星周圍發現了灰塵或碎屑帶，包括以下幾點：

星星	光譜 班級	距離 （ ly ）	軌道 （ au ）	筆記
Epsilon Eridani	K2V	10.5	35–75
tau ceti	g8v	11.9	35–50
維加	A0V	25	86–200
Fomalhaut	A3V	25	133–158
AU顯微鏡	m1ve	33	50–150
HD 181327	f5.5V	51.8	89-110
高清69830	K0V	41	<1
HD 207129	G0V	52	148–178
HD 139664	f5iv – v	57	60–109
Eta Corvi	F2V	59	100–150
高清53143	K1V	60	?
Beta Pictoris	A6V	63	25–550
Zeta Leporis	a2vann	70	2–8
HD 92945	K1V	72	45–175
高清107146	G2V	88	130
伽瑪·奧皮奇（Gamma Ophiuchi）	A0V	95	520
HR 8799	A5V	129	75
51 Ophiuchi	B9	131	0.5–1200
高清12039	G3–5V	137	5
HD 98800	k5e（？）	150	1
高清15115	F2V	150	315–550
HR 4796 a	A0V	220	200
高清141569	b9.5e	320	400
高清113766 a	F4V	430	0.35–5.8
高清141943
HD 191089

皮帶的軌道距離是估計的平均距離或範圍，這是基於從成像的直接測量或從皮帶溫度得出的。地球與1 Au的太陽平均距離。

也可以看看