A dust ring around Epsilon Eridani: analogue to the young Solar System
使用一台新的亚毫米相机（JCMT的SCUBA）对附近恒星波江座周围的尘埃排放进行了成像。在850微米波长处，可以看到一个尘埃环，在距离恒星60 AU处达到峰值，在30 AU内的辐射要低得多。环的质量至少是0.01地球质量的尘埃，而CO观测的分子气体的上限是0.4地球质量。总质量与估计的物质数量相当，在绕太阳系运行的彗星中，质量为0.04-0.3地球。环结构最可能的起源是它是我们太阳系中柯伊伯带的一个年轻的类似物，并且中心区域已经部分地被颗粒形成为星子所清除。在海王星轨道半径范围内可以观察到Escheri周围的尘埃清除，并且在35-75 AU处的峰值发射位于估计的30-100 AU半径的柯伊伯带区域内。厄里是一颗主序星，类型为K2 V（0.8太阳质量），估计年龄为0.5-1.0 Gyr，因此这个解释与太阳系早期的历史一致，在那里发生了大约0.6 Gyr的猛烈撞击。一个意想不到的发现是环内的子结构，这些不对称可能是由于行星的扰动。
1998-08-20 astro-ph
Epsilon Eridani's Planetary Debris Disk: Structure and Dynamics based on Spitzer and CSO Observations
斯皮策和加州理工学院亚毫米波天文台（CSO）在3.5至350微米波长下拍摄的波江座图像和分光光度法揭示了其明亮碎片盘的新细节。350微米的图证实了先前在更长的亚毫米波长下观察到的r = 11-28弧秒（35-90 AU）处的环的存在。斯皮策的中红外和远红外图像并没有显示出环，而是一个毫无特色的圆盘，从恒星的几角秒范围内延伸到环的r ~ 34角秒（110 AU）。碎片系统的光谱能量分布意味着一种复杂的结构。受表面亮度分布和SED约束的模型表明，亚毫米环发射主要来自大的（a ~ 135 μ m）晶粒，较小的（a ~ 15 μ m）晶粒也存在于环内和环外。斯皮策IRS和MIPS SED模式分光光度数据清楚地表明，在λ> 15 μ m处存在空间紧凑的过量发射，这需要在亚毫米环的中心空隙内存在两个额外的狭窄尘埃带。在r ~ 3AU处，最内层的带由硅酸盐尘埃组成.一个简单的动力学模型表明，尘埃碰撞产生的人口约11 M_Earth的星子在亚毫米环可能是源的发射从内外的亚毫米环。将内带和内边缘保持到亚毫米环可能需要在该系统中存在三个行星，包括候选径向速度物体。
2008-10-24 astro-ph
A near-infrared interferometric survey of debris disk stars. I. Probing the hot dust content around epsilon Eridani and tau Ceti with CHARA/FLUOR
我们用CHARA阵列（美国威尔逊山）探测了鲸鱼座τ和波江座Eridani周围的第一个3AU，以测量碎片盘中可能的热尘埃颗粒产生的2微米过量通量，并解决恒星光球。用FLUOR单模光纤仪器和望远镜对在投影长度为22至241米的基线上进行了高精度能见度振幅测量。短基线观测使我们能够从光球辐射中分离出扩展结构的贡献，而长基线则限制了恒星直径。我们已经探测到了τ Cet附近的一个分辨发射，对应于K '波段光球通量的空间积分的分数过剩通量为0.98 +/- 0.21 x 10^{-2}。在eps Eri附近，我们的测量可以排除大于0.6x10^{-2}（3 sigma）的分数超额。我们解释的光度过剩τ Cet周围的内部碎片盘热颗粒的一个可能的签名，并证明了一个微弱的，物理或背景，同伴可以安全地排除。此外，我们以前所未有的精度测量了两颗恒星的角直径：Theta_LD（tau Cet）= 2.015 +/- 0.011 mas和Theta_LD（eps Eri）=2.126 +/- 0.014 mas。
2007-10-09 astro-ph
Distribution of dust from Kuiper belt objects
利用一种有效的计算方法，我们重建了太阳系中由柯伊伯带天体产生的0.5到100 AU之间的尘埃云的结构。我们的模拟提供了一个3-D物理模型的“古柏”尘埃云的基础上分布的280尘埃粒子轨迹产生的100个已知的柯伊伯带对象;由此产生的3-D网格由$1.9\times 10^6$细胞包含$1.2\times 10^{11}$粒子的位置。考虑了影响尘埃粒子动力学的以下过程：1）八大行星上的引力散射（忽略冥王星）; 2）行星共振; 3）辐射压力; 4）坡印廷-罗伯逊（P-R）和太阳风拖曳。结果表明，在火星和木星之间，库柏尘埃的分布是非常不均匀的：在火星和木星之间存在一个极小值，之后随着日心距的增加，库柏尘埃的柱密度和数密度都急剧增加，在10 ~ 50 AU之间形成一个平台。在25到45天文单位之间，有一个相当可观的浓度的Kuiperoid尘埃的形式，主要是共振粒子与海王星有关的广泛带。事实上，每颗巨行星都有自己的环日尘埃带，由共振粒子和引力散射粒子组成。与我们的相关论文（Ozernoy，Gorkavyi和Taidakova 2000 a，b）中模拟的彗星带一样，我们揭示了尘埃带的复杂共振结构，其中包含丰富的共振峰和隙族。一个重要的结果是，在10到50 AU之间，尘埃柱和尘埃数密度都或多或少是平坦的，这可能解释了先锋10号和11号以及旅行者号获得的令人惊讶的数据，即尘埃数密度在这个区域保持近似与…
2000-06-29 astro-ph
A Study of the Dynamics of Dust from the Kuiper Belt: Spatial Distribution and Spectral Energy Distribution
柯伊伯带（KB）产生的尘埃遍布整个太阳系，形成尘埃盘。我们数值模拟KB尘埃的轨道演化，并估计其平衡的空间分布和亮度和光谱能量分布（SED），假设灰体吸收和发射的尘埃颗粒。我们表明，行星修改KB磁盘SED，所以潜在的，我们可以推断存在的行星在空间上无法分辨的碎片磁盘通过研究其SED的形状。我们指出，有内在的不确定性，在尘埃盘的结构预测，由于尘埃轨道演化的混沌动力学的行星的共振引力摄动。
2002-07-17 astro-ph
Formation and Evolution of the Trans-Neptunian Belt and Dust
目前在不太偏心的轨道上运行的直径大于100公里的海王星外天体可能是由大型稀薄凝聚体收缩直接形成的。除了行星的引力影响外，TNO的引力相互作用也在其轨道演化中发挥了一定的作用。超过20%的穿越地球的天体可能来自外海王星带。TNO和半人马座（主要在木星之外的不可见彗星）可能对行星际尘埃云的尘埃含量产生重要贡献。
2001-09-30 astro-ph
The Insignificance of P-R Drag in Detectable Extrasolar Planetesimal Belts
本文考虑了一个简单的模型，在这个模型中，在一个小行星带中产生的尘埃由于P-R阻力而向恒星迁移，并在途中与其他尘埃颗粒发生破坏性碰撞。假设尘埃都是相同大小的，那么得到的表面密度分布可以通过解析推导出来，并且只取决于参数eta 0 = 5000 τ *sqrt（Mstar/r）/beta;这个参数可以通过假设beta=0.5的观测来确定。对于大质量的带，其中eta 0>>1的尘埃被限制在微行星带，而更纤细的带，其中eta 0 <<1，其表面密度随着与恒星的距离而恒定。从距离不同质量恒星不同距离的星子带尘埃的发射光谱可以看出，迄今为止探测到的尘埃带应该是eta 0>>1，eta 0 <<1 are hard to detect as they are much fainter than the stellar photosphere. This is confirmed for a sample of 37 debris disk candidates for which eta0 was determined to be >10。这意味着这些盘如此巨大，以至于相互碰撞会阻止尘埃到达这些系统的内部区域，并且在研究它们的动力学时可以忽略P-R阻力。应重新考虑通过P-R阻力将粒子捕获到行星共振中而在碎片盘中形成结构的模型。然而，由于碰撞并不能100%地阻止尘埃，这就意味着，…
2005-01-04 astro-ph
The Large Scale Structures in the Solar System: II. Resonant Dust Belts Associated With the Orbits of Four Giant Planets
在第一部分中，使用有效的计算方法，我们已经重建了木星和海王星之间的尘埃源的人口。在这里，在第二部分中，我们提出了157个真实来源（100个半长轴$a<20$ AU的彗星族彗星，51个柯伊伯带和6个半人马座天体）以及从我们的计算样本中提取的211个虚构来源产生的尘埃分布的结果。考虑了以下影响尘埃粒子动力学的过程：1）四颗巨行星上的引力散射; 2）行星共振; 3）坡印廷-罗伯逊（P-R）和太阳风拖曳。计算了由$0.9\times 10^6$粒子位置组成的文件，以模拟太阳系外部的尘埃分布。我们发现这种分布是高度不均匀的，大部分尘埃集中在与四颗巨行星轨道相关的四个带中，在环的最里面部分急剧上升（取决于颗粒的大小）。正如在我，我们揭示了丰富和复杂的共振结构，这些带包含家庭的共振和差距。P-R阻力的耗散性质导致粒子被捕获到共振中并在共振中演化的特定特征。根据我们的模拟，我们预计一个新的，准静止的尘埃人口存在于木星和土星附近的带，这是高度倾斜，并具有大的偏心率。这一种群基本上是非共振的，是对其他共振尘埃带的重要补充。模拟的尘埃可能是外太阳系黄道光的主要来源，这将在我们的进一步工作中进行分析。
1998-12-30 astro-ph
SIMBA's view of the epsilon Eri disk
我们提出了第一个观测确认的扩展拱星尘埃盘周围的Escheri。观测得到的测辐射热计阵列SIMBA在15米射电望远镜SEST在智利和测量的尘埃连续在1.2毫米。发射，总通量为21.4毫焦耳和均方根为2.2毫焦耳/束，被解决到一个去卷积的大小为27.4弧秒，对应于88 AU。没有发现明显的环状盘状结构，可能也是由于望远镜的光束宽度为24角秒。从红外到毫米波长的物体光谱能量分布模型表明，发射也可以用一个简单的圆盘模型来解释。我们进一步证明了强噪声的影响，并建议要谨慎的解释环子结构。
2004-01-09 astro-ph
Dynamical models of Kuiper Belt dust in the inner and outer Solar System
我们报告了几个结果有关的动力学演化的尘埃产生的柯伊伯带（KB）。我们表明，它的颗粒尺寸在空间中的频率分布是很大的变化，从生产的分布，作为辐射力和行星的扰动的综合影响的结果。通过计算黄道光附近KB尘埃数密度的径向分布，估计了KB尘埃对黄道光云的贡献。我们还研究了KB尘埃的贡献，收集在地球上的行星际尘埃粒子（IDPs）的人口，通过计算地心相遇速度和捕获率。我们的模型表明，与以前的研究相比，KB尘埃颗粒在地球交叉轨道上有高的偏心率和倾角，因此，他们遇到的速度是类似的彗星颗粒，而不是小行星颗粒。我们估计最多有25%的捕获的IDP有彗星或KB的起源，KB的贡献可能低至1%-2%。我们提出了整个太阳系的KB尘埃的速度场，这与数密度径向配置文件，是潜在的有用的航天器计划外太阳系的任务。
2005-06-28 astro-ph
A planetary system as the origin of structure in Fomalhaut's dust belt
太阳和超过15%的邻近恒星被尘埃碎片盘所包围，这些尘埃盘必须由小行星和彗星碰撞补充，否则尘埃将在<1000万年的时间尺度上耗尽（参考文献1）。理论研究表明，行星盘的结构可以被行星的引力影响所改变（参考文献2-4），但观测证据是不完整的，至少部分是因为来自行星盘的热红外辐射图的线性分辨率很低（最好的情况下为35天文单位;参考文献5）。光学图像提供了更高的分辨率，但最接近的例子（AU Mic和Beta Pic）是边缘上的（参考文献6，7），无法直接测量方位角和径向盘结构，而这是拟合行星摄动理论模型所必需的。在这里，我们报告的光学光反射的尘埃颗粒轨道北落师门（HD 216956）的检测。该系统倾斜24度远离边缘，使其整个圆周周围的磁盘结构的测量，在0.5 AU的线性分辨率。尘埃分布在一个25 AU宽的带中，在133 AU的径向距离处有一个非常尖锐的内边缘，我们测量到带的几何中心和北落师门之间的偏移量为15 AU。总之，尖锐的内边缘和偏移表明北落师门轨道上存在行星质量的物体。
2005-06-23 astro-ph
A Possible Massive Asteroid Belt Around zeta Lep
我们已经使用凯克一号望远镜在11.7微米和17.9微米的图像周围的尘埃排放泽塔利普，一个主序A型恒星在21.5 pc的太阳与红外线过剩。过量部分最多在17.9微米处略微分辨。尘埃与恒星的距离可能小于或等于6天文单位，尽管有些尘埃可能延伸到9天文单位。观测到的尘埃质量为1022 g。由于波伊宁-罗伯逊效应，尘埃粒子的寿命约为10，000年，因此我们稳健地估计，如果系统处于稳定状态且年龄约为3亿年，则至少有4 10^26 g必须驻留在可能是小行星的母体中。这个质量大约是我们太阳系主要小行星带的200倍。
2001-09-14 astro-ph
Transience of hot dust around sun-like stars
目前有争议的是，行星系统的尘埃含量是随机再生的，还是起源于稳定状态下演化的微行星带。本文发展了一个简单的碰撞碎片盘稳态演化模型，并讨论了7颗热尘小于10天文单位的类太阳恒星的性质。该模型表明，在给定的年龄，有一个最大可能的磁盘质量，因为更大的原始磁盘处理他们的质量更快。相应的最大尘埃光度为f_max= 0.00016 r ^（7/3）/t_age。大部分（4/7）的热盘超过这个极限1000以上，因此不可能是大质量小行星带的产物，而是以下系统必须经历短暂的事件，其特征是恒星附近的尘埃含量异常高：eta Corvi，HD 69830，HD 72905和BD+20307。它还表明，热尘埃不能起源于最近的碰撞中的小行星带，因为也有一个最大的速度，在足够大的碰撞复制一个给定的尘埃光度可以发生。此外，它表明，在这些系统中，供给尘埃的小行星带必须比尘埃更远离恒星，通常在>2AU。这4个热尘系统的其他显著特征是：其中两个还具有> 10 AU的微行星带（eta Corvi和HD 72905）;一个有3颗海王星质量的行星，距离小于1AU（HD 69830）;都表现出强烈的硅酸盐特征，我们认为这些系统中的尘埃最可能的来源是动力学不稳定性，它使微行星从更远的微行星向内散射在类似于我们自己系统中的晚期重轰炸事件中，尘埃从这些星子中释放出来，并可能升华。
2006-11-02 astro-ph
Origins of Solar System Dust Beyond Jupiter
先驱者10号和11号航天器上的仪器对宇宙行星际尘埃的测量包含了埃奇韦尔-柯伊伯带天体以及短周期奥尔特云彗星和短周期木星族彗星产生的尘埃的动力学特征。虽然木星和土星之间的尘埃浓度主要是由于彗星成分，但土星轨道外的尘埃主要是来自埃奇奥尔-柯伊伯带的颗粒。为了维持先驱者测量的尘埃浓度，短周期外部木星家族彗星，在类似于彗星29 P/Schwassmann-Wachmann-1的轨道上，必须产生大小在0.01和$6:{\rm mm}$之间的尘埃颗粒$8\times 10^4:{\rm g}:{\rm s}^{-1}$。$3\times 10^5:{\rm g}:{\rm s}^{-1}$的持续产生率必须由1 P/Halley类轨道上的短周期奥尔特云彗星提供。然而，彗星不能解释土星轨道外测量到的尘埃通量。那里的测量结果只能用埃奇奥尔-柯伊伯带中的尘埃颗粒的产生来解释，这些尘埃颗粒是由源天体的相互碰撞和星际尘埃颗粒对天体表面的影响造成的。这些过程必须从埃奇沃思-柯伊伯带天体释放出全部的$5\times 10^7:{\rm g}:{\rm s}^{-1}$尘埃，以解释先锋号在土星以外发现的尘埃量，使埃奇沃思-柯伊伯盘成为太阳系中从远处观察时最明亮的延伸特征。
2002-01-17 astro-ph
The Kuiper Belt and Other Debris Disks
我们讨论了太阳系的现有知识，重点是外部区域的天体，它们提供的关于太阳系形成的信息，以及我们的系统和其他恒星的碎片盘之间可能存在的关系。在类地行星和巨行星的领域之外，柯伊伯带和奥尔特云中的彗星保存了我们一些最原始的物质。特别是柯伊伯带，它是一个碰撞尘埃源，也是一座科学桥梁，通往在许多附近的主序星周围观察到的尘埃“碎片盘”。对太阳系的研究提供了一个我们无法在遥远的圆盘中辨别的细节水平，而对圆盘的观测可能有助于将太阳系置于适当的背景中。
2008-08-24 astro-ph
IR Kuiper Belt Constraints
计算了半径为$a$和半径为$α$的粒子在日心距$R$处的温度和红外信号，并考虑了辐射率的影响，给出了计算结果的插值公式。我们比较与分析COBE DIRBE数据的其他人（包括最近探测到的宇宙红外背景）的日心距离，$R$，粒子半径，$a$，和粒子半径，$α$的各种值。然后，我们将这些结果应用到最近开发的柯伊伯带的图像中，柯伊伯带是一个两扇区盘，附近有一个低密度扇区（40<R<50-90 AU）和一个更远的高密度扇区。我们考虑的情况下，通过一个分子云基本上清洁太阳系的灰尘。我们应用一个简单的模型，尘埃生产彗星碰撞和去除的坡印廷-罗伯逊效应找到限制总和尘埃质量在近和远部门作为时间的函数，因为这样的通道。最后，我们比较了不同参数值的柯伊伯带红外光谱。
1998-11-20 astro-ph
Signatures of exosolar planets in dust debris disks
我们应用我们最近制定的，强大的数值方法的高分辨率建模的结构和排放的拱星尘埃盘，结合所有相关的物理过程。具体来说，我们研究的共振结构的尘埃盘诱导的存在下的一颗行星。它表明，行星，通过共振和引力散射，产生（1）一个不对称的共振尘埃带，一个或多个团块间歇与一个或几个偏离中心的空腔;（2）一个中央空腔的灰尘。这些特征可以作为行星嵌入拱星尘埃盘的指标，此外，还可以用来确定其主要轨道参数，甚至行星的质量。我们的研究结果揭示了一个显着的相似性与各种类型的高度不对称的拱星盘观察到的詹姆斯·克拉克麦克斯韦望远镜周围的Epplei波江座和织女星。将这些圆盘中的团块解释为共振模式是可以检验的--它预测了恒星周围的不对称设计，即，织女星为1.2- 1.6度/年，EpaniEri为0.6- 0.8度/年。
2000-07-04 astro-ph
Circumstellar Dust Created by Terrestrial Planet Formation in HD 113766
我们提出了一个分析的气体贫拱星材料的HD 113766二元系统（F3/F5，10 - 16百万年），最近观察到的斯皮策太空望远镜。在我们的研究中，我们使用了来自深度撞击实验观测的红外矿物学模型。我们发现尘埃主要由温暖的，细（~1微米）的颗粒，丰富的富镁橄榄石，结晶辉石，无定形硅酸盐，富铁硫化物，无定形碳，和较冷的水冰。温暖的尘埃物质混合物类似于S型组成的内部主带小行星。暖尘埃的有效温度约为440 K，这意味着观测到的物质主要位于距离4.4 L太阳中心源约1.8 AU的狭窄地带，即类地行星形成区和系统的宜居带（相当于太阳系中的0.9 AU）。冰尘分为两个带，分别位于4-9 AU和30 - 80 AU。0.1 ~ 20 μ m，dn/da ~ a^-3.5粒子的暖尘埃质量下限非常大，至少为3 x 10^20 kg，相当于一颗半径为320 km、密度为2.5 g/cm^-3的小行星。假设存在10米大的粒子，温暖尘埃质量的下限至少是0.5 M_火星HD 113766 A周围的尘埃来自于类地行星胚胎的灾难性破坏和随后的碎片研磨，或者来自年轻的碰撞，非常密集的小行星带正在聚集。在过去的二十年里，强烈的红外过剩的持久性，认为一种机制，每年的时间尺度上提供补充的拱星材料。
2007-10-03 astro-ph
Extra-Solar Kuiper Belt Dust Disks
在成熟恒星周围观察到的尘埃盘证明了这些系统中存在着类似于太阳系中小行星和KBO的空间尺度的星子。这些尘埃盘（又名"碎片盘“）的大小、形态和性质各不相同。据推断，它们的尘埃质量随着时间的推移而下降，因为产生尘埃的微行星被耗尽，并且这种下降可以被由于个别碰撞事件而产生的大尖峰打断。缺乏固态特征表明，一般来说，这些盘中的尘埃的尺寸大于约10微米，但在某些盘中，强烈的硅酸盐特征表明存在大量的小颗粒，被认为是最近碰撞的结果。对碎片盘的空间分辨观测显示出多种多样的结构特征，如内腔、翘曲、偏移、亮度不对称、螺旋、环和团块。越来越多的证据表明，在某些情况下，这些结构是大质量行星动力学扰动的结果。我们的太阳系也有一个碎片盘，它的一些特性类似于太阳系外的碎片盘。从陨石坑记录中，我们可以推断它的尘埃质量随着时间的推移而衰减，并且在过去的晚期重轰炸期间至少有一个主要的“尖峰”。这提供了一个独特的机会，可以利用太阳系外的碎片盘来揭示太阳系过去的样子。同样，我们对太阳系的了解正在影响我们对太阳系外碎片盘中可能起作用的过程类型的理解。
2007-03-15 astro-ph
Physical Properties of Main-Belt Comet P/2005 U1 (Read)
主带彗星动态占据主小行星带中的小行星轨道。在这里，我们提出的物理观测的第二个已知的成员，这一人口，P/2005 U1（读），这表明有力的彗星活动，从2005年10月24日至2005年12月27日。P/Read尘埃排放的Monte Carlo数值模拟表明，彗发和尾部的光学主导的尘埃颗粒大于10微米的大小与终端喷射速度为0.2至3米/秒。我们估计P/Read在此期间的质量损失率约为0.2 kg/s，大约比133 P/Elst-Pizarro的计算值大一个数量级。我们还发现，排放可能开始至少两个月前P/读取的发现，虽然我们注意到这是一个下限，更早的开始时间是可能的。在P/Read活跃时测得的光学颜色近似于太阳光（B-V=0.63+/-0.05，V-R=0.37+/-0.04，R-I=0.39+/-0.04），但很可能主要是彗发粒子。在2007年，当P/Read看起来很不活跃时，它的观测显示出一个非常小的核，绝对星等为H_R~20.1+/-0.4，对应的有效半径为r~0.3 km。P/Read的活动与升华驱动的尘埃排放是一致的，但与撞击引起的尘埃排放不一致，尽管2005年爆发的异常强度表明它可能是由于新暴露的挥发性物质的升华。
2008-10-08 astro-ph
Physical Modelling of the Zodiacal Dust Cloud
（节略）这篇评论是基于与N。Gorkavyi，J. Mather，and T. Taidakova的目标是对太阳系中的行星际尘埃云进行物理建模，即，在黄道光云的可观测特征与母小天体的动力学和物理特性之间建立联系。我们的计算方法允许与适度的计算机资源，以整合数百个粒子的轨迹，并有效地存储高达$10^{10-11}$的位置，这提供了一个高保真的3D分布的灰尘。我们的数值代码占主要的动力学效应，管理IPD粒子的运动。我们已经证明了我们的代码的有效性，通过执行以下分析：（i）半人马座分布的模拟（彗星在从柯伊伯带进入太阳系的过程中散落），并揭示了外行星在产生“彗星带”方面的影响;（ii）详细检查在这些带中发现的丰富共振结构，它预测了在主小行星带中存在类似于柯克伍德间隙的间隙;（三）IPD云的初步三维物理模型，其中包括三个尘埃成分-小行星，彗星，和Kuiperoidal -与先驱者号和旅行者号尘埃探测器的现有数据相一致;（四）IPD云的建模，它提供了与COBE/DIRBE观测子集一致的黄道光分布，其数量级为1%;以及（v）显示织女星和波江座Eppi的尘埃拱星盘中的共振结构是嵌入太阳系外行星的标志。进一步改进我们的建模和它们的重要性，天文学和宇宙学的概述。
2000-12-01 astro-ph
Dust in Resonant Extrasolar Kuiper Belts - Grain Size and Wavelength Dependence of Disk Structure
本文考虑了尘埃的分布，它起源于与行星共振的星子的分裂。有三种颗粒群具有不同的空间分布：（I）大颗粒具有微行星的cluerical共振分布;（II）中等尺寸的颗粒不再共振，并具有轴对称分布;（III）小颗粒被辐射压力吹出系统，并具有从α 1/r下降的分布，但是这些颗粒可以进一步分为子类：（IIIa）由pop I产生的颗粒，其表现出从团块发出的拖尾螺旋结构;和（IIIb）由pop II产生的颗粒，其具有轴对称分布。由于不同波段的观测对不同大小的尘埃颗粒敏感，因此可以使用多波长成像来检验碎片盘结构起源的模型。例如，一个没有爆裂颗粒的圆盘在亚毫米波段看起来会很模糊，但在中红外到远红外波段看起来很光滑。跃迁的波长表明了扰动行星的质量。织女星星盘的大小分布是根据斯皮策最近的观测结果模拟的。斯皮策观测到的大量第三类流行粒子的来源一定是在亚毫米波段观测到的粒子被破坏，因此在高分辨率和高灵敏度下，织女星星盘的中远红外结构被预测为包括从亚毫米波段团块发出的螺旋结构。
2005-11-08 astro-ph
Collisional and Thermal Emission Models of Debris Disks: Towards Planetesimal Population Properties
围绕主序星的碎片盘被认为是来自于在早期时期吸积的小行星群，并在可能的行星形成过程中幸存下来。虽然碎片盘必须包含各种尺寸的固体-从大的星子到微小的尘埃颗粒-碎片盘的观测只对尺寸分布的尘埃端敏感。碎片盘的碰撞模型需要“爬上”碰撞级联的阶梯，从尘埃到母体，代表盘的主要质量库。我们已经使用我们的碰撞代码来生成一个类似太阳的恒星周围的五个磁盘，假设星子带在3，10，30，100，和200 AU的10倍的埃奇-柯伊伯带质量密度，并将它们演化为10 Gyr。随着适当的缩放规则，这有效地产生了一个三参数的参考盘集（初始质量，星子带的位置，年龄）。对于所有的磁盘，我们已经产生了光谱能量分布（SED），假设均匀的球形星状硅酸盐尘埃颗粒。生成的和实际观察到的SED之间的比较产生的星子属性（位置，总质量等）的估计。作为测试和这种方法的第一个应用，我们选择了五个磁盘周围的太阳类似的恒星与著名的SED。在四种情况下，我们用网格中两个圆盘的线性组合（一个3天文单位的“小行星带”和一个外部的“柯伊伯带”）再现了数据;在一种情况下，一个外部的组成部分就足够了。外层的组成部分与0.2-50个地球质量的“大柯伊伯带”（直径可达100公里）和半径为100-200 AU的“大柯伊伯带”相兼容。
2008-07-03 astro-ph
The New Horizons Pluto Kuiper belt Mission: An Overview with Historical Context
新视野号的冥王星-柯伊伯带（英语：Pluto-Kuiper belt）任务于2006年1月19日在木星重力辅助（英语：Jupiter Gravity Assist）轨道上发射，并于2015年7月14日最接近冥王星系统; 2007年2月28日最接近木星。它于2001年11月29日被美国航天局竞争性地选中进行开发。新视野号是冥王星系统和柯伊伯带的第一个任务;并将完成对经典行星的侦察。这艘重约400公斤的航天器携带了7个科学仪器，包括成像仪、光谱仪、无线电科学、等离子体和粒子套件以及由大学生建造的尘埃计数器。NH将在2015年初开始的5个月内研究冥王星系统。在冥王星之后，NH将继续侦察一个或两个直径30-50公里的柯伊伯带天体（KBO），如果NASA批准延长任务的话。如果成功，NH将代表太阳系一类新天体科学探索的分水岭发展--矮行星、表面具有外来挥发物的世界、快速（可能是流体动力学）逃逸的大气层以及巨大撞击衍生的卫星系统。它还将提供超过18 AU的第一个尘埃密度测量，揭示古代和现代KB撞击物人口的陨石坑记录，以及一个关键的比较器，以令人困惑的活跃，前矮行星（现在是海王星的卫星）称为海卫一，它与厄里斯和冥王星一样大。
2007-09-27 astro-ph
IRS Spectra of Solar-Type Stars: A Search for Asteroid Belt Analogs
本文报道了用{ \it Spitzer太空望远镜}对41颗邻近太阳型恒星（包括8颗行星型恒星）周围的碎片盘进行光谱搜索的结果。通过使用红外分光仪（IRS）在7-34 $\micron$之间进行精确的相对光度测定，我们能够寻找小至$\sim$ 2%光球水平的过量，对弱光谱特征具有特别的灵敏度。对于没有多余的恒星，在30-34 $μ$ m波段的$3σ$上限相当于我们黄道尘埃云亮度的$\sim$ 75倍。在8.5-13 $μ$ m的可比极限对应于我们黄道尘埃云亮度的$\sim$ 1，400倍。这些极限对应于位于$<$ 1至$\sim$ 5 AU区域内的物质，在我们的太阳系中，这些物质来自与小行星带有关的碎片。我们发现五颗恒星的$\sim$ 25 $μ$ m的过量发射，其中四颗在70 $μ$ m处也显示出过量发射。这些放射性尘埃必须位于5-10 AU左右。一颗恒星有70微米的辐射，但没有多余的IRS。在这种情况下，发射区必须从10天文单位以外开始;这颗恒星有一颗已知的径向速度行星。五颗恒星中只有两颗显示出25 $\micron$的短周期发射，其光谱特征显示存在着一群在7-20 $μ$ m波段发射的小而热的尘埃颗粒。这里提供的数据加强了以前研究的结果，表明在25 $\micron$和更短的时间内过剩是罕见的：在40颗年龄超过1 Gyr或$\sim 2.5$ %的恒星中只有1颗显示过剩。在成熟…
2006-01-20 astro-ph
Orbital Motion of Resonant Clumps in Dusty Circumstellar Disks as a Signature of an Embedded Planet
我们已经应用了一个强大的数值方法来计算，具有高分辨率，尘埃拱盘嵌入行星的结构。我们强调一些可测试的影响，我们的模拟，这将验证一个行星的存在，通过热发射的一个或多个尘埃团块的平均运动与行星的共振。特别是，我们的模拟表明织女星可能在50-60 AU的距离上有一颗质量为m~2 mJ（mJ为木星的质量）的行星，而厄里星可能在55-65 AU的距离上有一颗质量较小的行星，质量为m~0.2 mJ。这个结论是可以检验的：每个共振特征在与行星共同旋转的参考系中都是静止的，但对于地球上的观测者来说却不是这样。因此，如果我们将星周盘中的不对称团块解释为动力学共振结构是正确的，那么上述模式以（1.2-1.6）度/年（织女星）和（0.6-0.8）度/年（厄庇里）的角速度围绕恒星旋转--这一预测可以在几年的时间尺度上进行检验。
2000-05-17 astro-ph
IRS Spectra of Solar-Type Stars: \break A Search for Asteroid Belt Analogs
本文报道了用{ \it Spitzer太空望远镜}对41颗邻近太阳型恒星（包括8颗行星型恒星）周围的碎片盘进行光谱搜索的结果。通过使用红外分光仪（IRS）在7-34 $\micron$之间进行精确的相对光度测定，我们能够寻找小至$\sim$ 2%光球水平的过量，对弱光谱特征具有特别的灵敏度。对于没有多余的恒星，在30-34 $μ$ m波段的$3σ$上限相当于我们黄道尘埃云亮度的$\sim$ 75倍。在8.5-13 $μ$ m的可比极限对应于我们黄道尘埃云亮度的$\sim$ 1，400倍。这些极限对应于位于$<$ 1至$\sim$ 5 AU区域内的物质，在我们的太阳系中，这些物质来自与小行星带有关的碎片。我们发现五颗恒星的$\sim$ 25 $μ$ m的过量发射，其中四颗在70 $μ$ m处也显示出过量发射。这些尘埃必须位于5-10 AU左右。一颗恒星有70微米的辐射，但没有多余的IRS。在这种情况下，发射区必须从10天文单位以外开始;这颗恒星有一颗已知的径向速度行星。五颗恒星中只有两颗显示出25 $\micron$的短周期发射，其光谱特征显示存在着一群在7-20 $μ$ m波段发射的小而热的尘埃颗粒。这里提供的数据加强了以前研究的结果，表明在25 $\micron$和更短的时间内过剩是罕见的：在40颗年龄超过1 Gyr或$\sim 2.5$ %的恒星中只有1颗显示过剩。在成熟的太阳…
2006-01-20 astro-ph
Sub-millimeter images of a dusty Kuiper belt around eta Corvi
我们目前的亚毫米和中红外图像的拱盘附近的F2 V恒星eta Corvi。该盘的分辨率为850 μ m，大小约为100 AU。在450 um处，发现辐射在所有位置角都有延伸，在130+-10度的位置角上有显著的延伸;在最高分辨率（9.3”）下，该辐射被分解为两个峰值，这两个峰值在100 AU投影距离处与恒星对称偏移。对亚毫米图像中窄环的发射外观进行建模，表明观察到的结构不是由边缘或正面轴对称环引起的;观察结果与在45+-25度倾角下看到的半径为150+-20 AU的环一致。如果尘埃分布包括两个类似于织女星的团块，则可能会有更多的正面朝向;我们展示了这样的团块结构如何可能来自于海王星质量行星从80- 105 AU迁移超过2500万年。系统内部的100天文单位看起来相对空无亚毫米级的放射尘埃，表明这一区域可能已经被行星的形成所清除，但圆盘发射光谱显示IRAS探测到了一个额外的热成分，其特征温度为370+-60 K（意味着距离为1- 2天文单位）。在11.9um处，我们发现发射未被解析，没有可能污染IRAS测量的通量的背景源。这颗恒星的年龄估计为1Gyr。这是非常不寻常的，这样一个老的主序星表现出显着的中红外辐射。这个来源的接近使其成为从光学到毫米波长的进一步研究的完美候选者，以确定其尘埃的分布。
2004-11-02 astro-ph
On the nature of clumps in debris disks
在一些碎片盘中观察到的方位角亚结构，如波江座的例子，通常归因于与嵌入行星的共振。在一个标准的情况下，坡印廷-罗伯逊力，可能被恒星风的阻力增强，负责将尘埃从盘的外部区域输送到外部平均运动行星共振的位置;被捕获的粒子然后产生特征性的“团块”。另一种可能是，在类似于冥王星的系统中观察到的特征可能来自于与行星共振的微行星群，例如太阳系中的冥王星和特洛伊人。这些天体产生的大部分尘埃将被锁定在同一个共振中，从而形成尘埃团块。为了研究这两种情况和它们的适用范围广泛的恒星，行星，磁盘密度和星子家庭的限制，我们构建简单的分析模型，这两种情况。特别是，我们表明，第一种情况下的磁盘与极点光学深度低于约10^{-4}-10 ^{-5}。在此光学深度水平之上，第一种情况将产生具有几乎不可见的方位角结构的窄谐振环，而不是团块。第二种情况的效率与共振星子族的质量成正比，例如，一个总质量为0.01到0.1地球质量的族可能足以解释波江座的团块。
2006-10-30 astro-ph
Signatures of Planets in Spatially Unresolved Disks
主序星通常被碎片盘所包围，这些碎片盘由冷尘埃组成，这些尘埃不断被未被发现的尘埃产生的微行星补充。在一个有小行星带（如太阳系的柯伊伯带）和一个或多个内部巨行星的行星系统中，尘埃粒子在与行星的平均运动共振中被捕获，可以在尘埃盘中产生结构，因为粒子在某些半长轴上积累。质量足够大的行星也可能会将尘埃粒子从行星系统中散射和喷射出来，在行星轨道内形成一个尘埃耗尽区域。在未来的观测空间未解决的碎片磁盘与斯皮策太空望远镜的预期，我们有兴趣研究如何雕刻的行星结构影响磁盘的光谱能量分布（SED）的形状，因此，如果SED可以用来推断行星的存在。我们数值计算的平衡空间密度分布和SED的尘埃盘起源于一个带的星子在不同的行星配置的内部巨行星的存在下，并为一个有代表性的样品的化学成分。动力学模型是必要的，以估计粒子的增强附近的平均运动共振的行星，并确定有多少粒子漂移内的行星的轨道。基于SED和预测的$\it{Spitzer}$颜色，我们讨论了哪些类型的行星系统可以彼此区分，并在模型SED的主要参数简并。
2005-06-27 astro-ph
The Sun's Dust Disk -- Discovery Potential of the New Horizons mission during Interplanetary Cruise
先锋号在日心距离18 AU处探测到的尘埃盘是柯伊伯带在30 AU以外产生的尘埃的一小部分。新视野号将发现每平方米敏感区域每天超过10次的高通量。
2005-02-14 astro-ph
EF Cha: Warm Dust Orbiting a Nearby 10 Myr Old Star
大多数类织女星都有远红外线过剩（在IRAS、ISO或斯皮策MIPS波段为60微米或更长），并含有类似于太阳柯伊伯带的冷尘埃（<~ 150 K）。然而，在一个更类似于我们的小行星带的区域，因此与类地行星的形成过程有关的尘埃是温暖的，并产生过量的中红外波长的辐射。通过将依巴谷矮星与MSX星表进行交叉关联，我们发现EF Cha是最近发现的~ 1000万年前的“Cha-Near”移动群的成员，具有突出的中红外过量。N-波段光谱揭示了一个强大的发射功能，其特征在于由一个小的，温暖的，无定形和可能结晶硅酸盐颗粒的混合物。这颗A9恒星周围的温暖尘埃颗粒的存活时间<~ 1 E5年，远小于恒星的年龄。因此，在这个太阳系外的地球行星带中的颗粒必须是“第二代”，而不是原始尘埃的残余物，并暗示着大量的行星形成活动。这样的第二代热过剩发生在附近年轻星协中约13%的早型恒星。
2007-07-31 astro-ph
Sub-mm observations and modelling of Vega type stars
我们提出了新的亚毫米观测和建模织女星多余的恒星，使用现实的尘埃颗粒模型。对于解决磁盘，我们发现，不同的对象需要非常不同的尘埃颗粒的属性，以同时适合的图像数据和SED。北落师门和织女星需要固体尘埃颗粒，而HR4796和HD141569只能使用多孔颗粒。较老的恒星往往比年轻的恒星具有更少的多孔颗粒，这可能表明碰撞已经压实了尘埃颗粒。与我们最好的拟合模型相比，Eps Eri似乎缺乏小尘埃颗粒。这可能是由于影响接近辐射压力井喷极限的晶粒尺寸分布的因素。或者，这种差异可能是由于圆盘上的一些外部影响（例如行星）。当模型应用于未分辨的目标时，可以对磁盘大小进行估计。然而，在尘埃成分的大的差异，解决磁盘意味着我们不能作出可靠的假设，在一个未解决的磁盘的颗粒的组成，并有相应的不确定性的磁盘大小。此外，对Eps Eri的不佳拟合表明，即使磁盘大小已知，该模型也不能始终考虑SED。这两个因素意味着，如果不实际解决它，就不可能确定磁盘的大小。
2003-12-10 astro-ph
The formation of the solar system by gravitational instability: Prediction of a new planet or another Kuiper-type belt
考虑早期气尘太阳星云：用气体动力学理论研究其原行星盘中的引力Jeans型不稳定性。太阳系起源的影响进行了讨论。它表明，一个集体的过程，形成的基础上的引力不稳定性假设，解决了令人惊讶的简单性的两个主要问题的动力学特性的系统，这是与其观测到的间距和轨道动量分布。分析发现，这意味着存在一个新的行星（或另一个柯伊伯带），平均距离太阳87 AU。
2004-03-16 astro-ph
Dust and Gas Debris Around Main Sequence Stars
碎片盘是围绕主序星的尘埃、气体贫乏的盘状物（Backman & Paresce 1993; Lagrange，Backman & Artymowicz 2000; Zuckerman 2001）。通过测量这些系统在红外线到毫米波长的热辐射，可以推断出这些系统中存在着100微米大小的尘埃颗粒。由于升华、辐射和微粒星风效应，星周尘埃颗粒的估计寿命通常明显小于恒星系统的估计年龄，这表明尘埃颗粒是从水库中补充的，例如彗星的升华或母体之间的碰撞。由于过量辐射的色温通常在Tgr ~ 110 - 120 K，与柯伊伯带中的小颗粒相似，这些物体被认为是由类似于我们太阳系中柯伊伯带物体的母体之间的碰撞产生的;然而，少数系统拥有温暖的尘埃，Tgr > 300 K，温度与类地行星相似。我们描述了碎片盘的物理特性，从磁盘中去除灰尘的过程，以及碎片盘中存在行星的证据。我们还总结了观测落彗星对β Picture和测量散装气体碎片磁盘。
2005-11-22 astro-ph
Other Kuiper Belts
当一颗主序星演化成红巨星，其柯伊伯带天体（KBO's）的温度达到约170 K时，这些彗星状天体快速冰升华过程中释放的尘埃可能会导致25微米的可检测红外线过剩，这取决于KBO的质量。对66颗距离太阳150秒差距以内的200 L（太阳）< L < 300 L（太阳）的第一颗上升的红巨星的红外天文卫星数据的分析，提供了KBO在45 AU轨道半径的质量上限，通常小于0.1 M（地球）。随着红外数据的改进，我们可能会发现KBO的系统围绕着第一个上升的红巨星，类似于我们太阳系的KBO。
2003-11-28 astro-ph
The Geometry of Resonant Signatures in Debris Disks with Planets
使用简单的几何参数，我们画一个中等偏心率（e < ~0.6）的单个行星可以在动态冷，光学薄尘埃盘创建的各种共振结构的概述。这一概述可作为解释扰动碎片盘图像和推断造成扰动的行星动力学特性的关键。我们比较发现在太阳系尘埃云的共振几何形状与观测的尘埃云周围的织女星和其他恒星，我们讨论了一个新的模型的不对称性在波江座云。
2003-04-22 astro-ph
