The Empty Primordial Asteroid Belt
小行星带的质量不到地球质量的千分之一，并且呈放射状分布，S型小行星主要分布在内带，C型小行星则分布在外带。一般认为，该带形成时的质量要大得多，后来被强烈耗尽。在这里，我们表明，今天的小行星带是一致的，已经形成空的，没有任何星子之间的火星和木星的今天的轨道。这与漂移的尘埃集中在一个孤立的陆地微行星环中的模型是一致的。在类地行星形成过程中的引力散射导致了径向扩张，将1-1.5天文单位内的微行星输送到带外。几倍的总电流质量在S型植入，优先考虑内部的主带。C型是从外部注入的，因为巨行星的气体吸积使附近的星子不稳定，并将一部分注入小行星带，优先注入外部主带。这些注入机制是类地行星和巨型行星形成的简单副产品。因此，小行星带可能代表了一个行星残余物的储存库，这些行星残余物在太阳系中增生，但不在小行星带本身。
2017-09-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
REsolved ALMA and SMA Observations of Nearby Stars (REASONS): A population of 74 resolved planetesimal belts at millimetre wavelengths
本研究通过REASONS巡天及档案再分析，对74个近邻恒星系统的星子带进行毫米波段分辨观测与统一建模，揭示了尘埃质量径向耗散、星子带多为宽盘、垂直高度无明显年龄演化等关键特征，并发布相关遗产数据集供后续研究使用。
2025-01-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Mineralogy and Structure of the Inner Debris Disk of β Pictoris
我们在双子座使用T-ReCS观察了β Picardiac的边缘，行星轴承盘，以澄清和扩展以前关于这个独特系统的观察和结论。我们的光谱学和光谱建模的10微米硅酸盐功能约束的空间分布的三个代表性的尘埃成分（0.1微米/2.0微米玻璃橄榄石和结晶镁橄榄石）在内部20 AU的磁盘。我们确认，2.0微米的玻璃橄榄石是强烈的磁盘中心达到峰值，而0.1微米的玻璃橄榄石没有显示这种浓度，而是双峰，与恒星的两侧的峰值。然而，我们没有看到先前研究中报告的这两个峰之间的亮度差异。虽然0.1微米尘埃的空间分布与嵌入盘中的尘埃补充星子带的情况一致，但我们注意到另一种解释，它可以同时解释0.1微米和2.0微米颗粒的空间分布，并且不需要星子带。除了光谱学，我们还获得了β Pic盘的新的11.7微米图像。通过与2003年获得的图像进行比较，我们确认了SW盘中52 AU处尘埃团的存在和整体形状。我们推测，在相隔7年的两个历元之间，该星团的投影空间位移约为2.0 AU（3.6-σ），这是由于该星团在$54.3^{+2.0}_{-1.2}$ AU轨道半径处的开普勒运动所致。
2012-09-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetesimals in Debris Disks of Sun-like Stars
对尘埃碎片盘的观测可以用来检验星子凝聚的理论。大小可达几千公里的微行星嵌入在这些圆盘中，它们的相互碰撞产生了我们观察到的小尘埃颗粒。尘埃光度，结合尘埃的空间范围和系统年龄的信息，可以用来推断在星子带的初始质量。对类太阳恒星周围的碎片盘样本进行这样的程序，我们得出以下两个结论。首先，如果我们假设碰撞的星子满足dn/ds~s ^{-q}形式的原始尺寸谱，观测到的圆盘强烈倾向于q值在3.5和4之间，而目前的理论预期和柯伊伯带天体的统计数据都倾向于更大的值。第二，对于相当大小的天体，在探测到的圆盘中，微行星的数量密度比柯伊伯带高出两到三个数量级。这对凝血模型来说是一个惊喜。这需要原始盘的固体表面密度比最小质量太阳星云的固体表面密度有类似的增加，这是不合理的。我们的两个结论都是由需要解释在几个陀螺的年龄明亮的碎片盘的存在。
2011-03-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Trends in Silicates in the $β$ Pictoris Disk
虽然已知β Pic以环状结构存在硅酸盐，但这些硅酸盐尘埃的性质是否随星心距离而变化仍然是一个悬而未决的问题。我们重新分析的β Picardian碎片盘光谱从斯皮策红外光谱仪（IRS）和一个新的IRTF/SpeX光谱研究趋势的Fe/Mg比，形状和结晶度的晶粒作为波长的函数，代理星心距离。通过分析一个重新校准和重新提取的光谱，我们确定了一个新的18微米镁橄榄石发射功能，并恢复了23微米镁橄榄石发射功能，具有比以前报道的大得多的线-连续比。我们发现这些突出的光谱特征主要是由亚微米尺寸的小颗粒产生的，这些颗粒是从盘面中的小行星碰撞中不断产生和补充的，可以阐明其母体的组成。我们发现这些小颗粒的三个趋势：随着星心距离的增加，（1）小硅酸盐颗粒变得更加结晶（无定形），（2）它们变得更加不规则的形状，（3）对于结晶硅酸盐颗粒，Fe/Mg比降低。将这些趋势应用于β Pic的行星结构，我们发现β Pic b和c轨道外部的尘埃种群在结晶度和形状上有很大不同。我们还发现了一个暂定的3-5微米的尘埃过剩，由于空间未解决的热尘埃排放接近恒星。从我们的研究结果中，我们推断，大型星子的表面更富铁和碰撞处理更接近恒星，但更多的铁贫和原始远离恒星。
2022-05-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Link Between Planetary Systems, Dusty White Dwarfs, and Metal Polluted White Dwarfs
长期以来，人们一直怀疑被金属污染的白矮星（DAZ、DBZ和DZ型）和带有尘埃盘的白矮星拥有行星系统，但是一种特殊的物理机制，即靠近白矮星的微行星受到扰动，还没有完全假设。在本文中，我们证明了在主序后演化过程中，中心恒星的质量损失可以将微行星扫入与单个巨行星的内部平均运动共振。这些微行星通过离心率的混乱偏移慢慢地被移除，这些偏心率的混乱偏移及时地产生了能够潮汐地破坏微行星的径向轨道。太阳系的数值N体模拟显示，如果其他白矮星有更多的大质量遗迹小行星带，那么有足够数量的微行星受到扰动，可以解释有尘埃和金属污染的白矮星。我们的方案只需要一个小行星大小的行星和足够数量的小行星附近的2：1内部平均运动共振。最后，我们表明，一旦一个微行星被扰动到潮汐穿越轨道，它将成为中断后的白矮星，在那里一个高度偏心流的碎片形成的尘埃产生碰撞的主要水库的第一次通过。这些模拟与对白矮星的观测一致，对主序星周围行星系统的频率、微行星带的频率以及尘埃可能掩盖未来类地行星发现任务的可能性提出了有趣的限制。
2012-01-03 astro-ph.SR
Discovery of an Edge-on Debris Disk with a Dust Ring and an Outer Disk Wing-tilt Asymmetry
使用VLT/SPHERE近红外双波段成像和积分场光谱学，我们发现了一个边缘碎片盘周围的17，000万年的天蝎座-半人马座OB协会HD 110058的A型成员。边缘盘可以追溯到约0.6”或65 AU的投影分离。在它的北翼和南翼，圆盘在所有波长上都显示出两个突出的、明亮的、对称放置的节点，距离恒星0.3”或32天文单位。我们解释这些结作为一个环的星子的碰撞可能会产生大部分的尘埃中观察到的磁盘。我们没有发现在磁盘弓的证据，但我们确定了一对对称的，钩状的功能在两翼。基于类似的功能，在Beta Picture磁盘，我们建议，这种翼倾斜不对称的痕迹要么是一个外部的星子带，相对于磁盘的中平面或辐射压力驱动的尘埃吹出一个尚未看不见的，内部带，相对于磁盘的中平面倾斜。未对准的内盘或外盘可能是与一颗尚未看到的行星相互作用的结果。总体而言，星盘的几何形状类似于附近的绘架β周围的星盘，尽管是在较小的径向尺度上看到的。
2015-10-08 astro-ph.SR
Comet-like mineralogy of olivine crystals in an extrasolar proto-Kuiper belt
一些行星系中存在着含有小行星和彗星等微行星的碎片盘。这类天体之间的碰撞会产生小的尘埃粒子，其光谱特征揭示了它们的组成，从而揭示了它们的母体。对原行星盘HD 100546和行星系温暖内部的橄榄石晶体进行了成分测量。后者与小行星中富含铁的橄榄石相比（x<0.29）。在与年轻的太阳系类似的β-Picture星系的寒冷外围，橄榄石晶体被探测到，但其成分仍未确定，因此无法将大部分太阳系彗星橄榄石颗粒的成分与太阳系外彗星的成分进行比较。在这里，我们报告的69微米波段的橄榄石晶体的光谱中的Beta Piccadine的检测。由于该盘在光学上很薄，我们可以将这些晶体与距离恒星15-45个天文单位（一个天文单位是日地距离）的太阳系外原柯伊伯带联系起来，确定它们富含镁的成分（x=0.01+/-0.001），并表明它们占尘埃总质量的3.6+/-1.0%。这些数值与太阳系中最原始的彗星所释放的尘埃惊人地相似，尽管毕赤星质量更大，亮度更高，并且具有不同的行星系结构。
2012-11-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
ALMA Survey of Lupus Class III Stars: Early Planetesimal Belt Formation and Rapid Disk Dispersal
III类恒星是那些在恒星形成区没有大量非光球红外辐射的恒星，这表明它们的原行星盘最近分散。我们用${\sim}856μ$ m的ALMA观测了1- 300万年前狼疮区的30颗III类恒星，发现了4颗星周尘埃。推断的尘埃质量是$0.036{-}0.093M_\oplus$，${\sim}1$数量级低于任何以前的测量;一个磁盘被解决与半径${\sim}80$ au。在视场中还检测到两个II类源，以及11个其他源，与亚毫米星系数计数一致。叠加未检测结果产生具有平均粉尘质量${\sim}0.0048M_\oplus$的边缘检测结果。我们寻找从CO J=3-2线的气体排放，并提出其检测NO Lup推断气体质量（$4.9 {\pm} 1.1$）${\times}10^{-5} M_\oplus$和气尘比$1.0{\pm}0.4$。结合我们的调查与第二类来源显示，在磁盘质量分布的差距，从$0.09{-}2M_\oplus$的${>}0.7M_\odot$狼星，证据的快速分散毫米大小的尘埃从原行星盘。III类盘质量分布与微星带的种群模型一致，微星带继续补充主序星周围的碎片盘。这表明，星子带的形成并不需要长寿命的原行星盘，即，在${\sim}$ 200万年内形成了星子。虽然所有4个III类盘都与碰撞补给一致，但其中两个的气体和/或中红外辐射可能表明原行星盘分散最后阶段的原始星周物质。两个没有亚毫米探测…
2020-10-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Measurements of three exo-planetesimal compositions: a planetary core, a chondritic body, and an icy Kuiper belt analogue
本研究通过分析三颗白矮星吸积的行星子成分，揭示了系外行星核、球粒陨石体和冰质柯伊伯带类似物的不同组成与演化历史。
2025-06-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Survey of planetesimal belts with ALMA: gas detected around the Sun-like star HD 129590
主序星周围的气体探测越来越普遍，大约有20个系统显示存在CO。然而，需要更多的探测，特别是在后来的光谱型恒星周围，以更好地了解这种气体的起源并改进我们的模型。要做到这一点，我们进行了调查的10颗恒星预测的二次CO检测的可能性高，使用ALMA在波段6。我们寻找毫米尘埃的连续排放以及气体排放（CO和CN转换）。在9/10系统中检测到连续辐射，我们推导出了圆盘的尘埃质量和几何特性，提供了HD 106906周围圆盘的第一个毫米波检测，HD 114082，117214，HD 15745，HD 191089的第一个毫米波半径以及HD 121191的第一个半径。我们的论文的一个重要发现是，我们首次在年轻的10-16百万年的G1 V恒星HD 129590周围检测到CO，类似于我们早期的太阳。气体似乎与它的微行星带共位，其总质量可能在$2-10 \times 10^{-5}$ M $_\oplus$之间。这是第一次在G型主序星周围探测到气体，这引发了一个问题，即太阳系是否也在年轻时释放了气体，这可能会影响行星形成。我们还在HD 121191周围检测到CO气体，S/N比以前更高，发现CO比系统中的星子更接近，这可能是以前怀疑的CO粘性扩散的证据，因为屏蔽阻止了它的光解。最后，我们作出估计的CO含量的星子和HCN/CO放气率（CN上限），我们发现在太阳系彗星在某些系统中看到的水平以下。
2020-07-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Linking the formation and fate of exo-Kuiper belts within solar system analogues
对穿过太阳系和白矮星行星系的系外小行星及其被摧毁的残骸的观测不断增加，促使人们了解柯伊伯带和小行星盘的轨道历史和命运。在这里，我们探讨如何在一个40-1000 au环的微行星轨道内的太阳系模拟，本身是最初嵌入在一个星团环境的结构变化，通过其所有的恒星阶段的恒星演变。我们尝试这个计算上具有挑战性的链接在四个部分：（1）通过执行星团模拟持续1亿年，（2）通过对随后的静态11 Gyr主序列的演变的假设，（3）通过执行模拟整个巨型分支阶段的演变，和（4）通过对带的演变在白矮星阶段的假设。在这些阶段中，我们估计的星子的引力响应类似的四个太阳系巨行星，以及碰撞研磨，银河系潮汐，恒星飞掠，恒星辐射。我们发现，在恒星演化的所有阶段，除非剧烈的引力不稳定性被触发（1）之间的巨行星，或（2）由于一个密切的（$\ll 10^3$ au）恒星飞越的结构上的$\gtrsim 100$公里大小的外柯伊伯带星子的星团动力学的印记被保留。在没有这些不稳定性的情况下，这些小行星只是将它们的半长轴加倍，同时保持它们原始的后星团离心率和倾角分布，这对自由浮动的微行星群和金属污染的白矮星有影响。
2020-02-19 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Molecular reconnaissance of the $β$ Pictoris gas disk with the SMA: a low HCN/(CO+CO$_2$) outgassing ratio and predictions for future surveys
在几个太阳系外的柯伊伯带中，已经证实了CO气体的系外彗星起源，CO冰的丰度与太阳系彗星一致。在这里，我们提出了一个分子调查的$β$风景如画带的亚毫米阵列（SMA），报告上限CN，HCN，HCO $^+$，N $_2$ H $^+$和H $_2$ CO，以及H $_2$ S，CH $_3$ OH，SiO和DCN从档案ALMA数据。未探测到的现象可以归因于A星强烈的紫外线通量导致的快速分子光解离。CN是在该环境中继CO之后持续时间最长且最容易检测的分子。我们更新我们的NLTE激发模型，包括紫外荧光，发现它在CO和CN激发中起着关键作用，并使用它来把SMA CN/CO流量比约束的上限为$<2.5$ %的HCN/（CO+CO $_2$）比的放气率。这个值与太阳系彗星中观测到的宽范围一致，但处于低端。如果升华占主导地位的释气，那么这个低的值可能是由减少的挥发性分子HCN相比，CO的释气。如果相反，紫外光解吸或碰撞蒸发的未绑定的晶粒占主导地位的释气，那么这种低比率的速率将意味着一个低的冰丰度比，这反过来又表明在整个行星系统的彗星氰化物丰度的变化。最后，我们预测未来的分子调查，并表明CN和HCN应该很容易检测到与ALMA周围$β$风景如画的太阳系外彗星的组成。
2018-01-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Using debris disk observations to infer substellar companions orbiting within or outside a parent planetesimal belt
本文通过数值模拟研究亚恒星伴星长期摄动对碎屑盘尘埃动力学的影响，发现不同波段亮度分布差异可揭示伴星位置，并提出结合JWST/MIRI和ALMA观测来区分内侧或外侧摄动体的方法。
2024-12-29 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Gas and dust in the Beta Pictoris Moving Group as seen by the Herschel Space Observatory
上下文碎片盘被认为是通过星子的碰撞研磨形成的，并且可以被认为是行星形成的结果。了解碎片盘中气体和尘埃的性质可以帮助我们理解太阳系外行星系统的结构。赫歇尔空间天文台的远红外测光和光谱学为研究碎片盘、气体和尘埃的组成提供了宝贵的数据集。本文是一系列论文的一部分，致力于研究赫歇尔PACS观测年轻恒星协会。目的。这项工作的目的是通过对尘埃和气体的远红外PACS观测来研究β Picture移动群（BPMG）中圆盘的性质。方法.我们获得了Herschel-PACS的远红外测光观察在70，100和160微米的19个BPMG成员，连同光谱观察其中四个。光谱观测集中在63.18微米和157微米，旨在检测[OI]和[CII]发射。我们在BPMG成员的SED中纳入了新的远红外观测，并拟合了修改后的黑体模型，以更好地计算尘埃含量。结果我们已经探测到了9个BPMG成员的远红外过量发射，包括第一次探测到HD 29391的红外过量发射。HD 172555显示[OI]发射，而HD 181296显示[CII]发射，扩大了具有气体探测的碎片盘的短名单。在[OI]和[CII]中均未检测到BPMG中的碎片盘。圆盘显示尘埃温度在55至264 K之间，尘埃质量较低（6.6*10^{-5} MEarth至0.2 MEarth），黑体模型的半径在3至82 AU之间。所有探测到气体的天体都是早期光谱型恒星，有热尘埃成分。
2014-04-10 astro-ph.SR
Herschel detects oxygen in the beta Pictoris debris disk
年轻的恒星β-Picture以其尘土飞扬的碎片盘而闻名，这些碎片盘是由围绕恒星运行的微行星碰撞而产生的，微行星大小的天体。除了尘埃之外，少量的气体也被认为是围绕恒星运行的，可能是由于猛烈碰撞的尘埃颗粒蒸发的结果。从前面的吸收光谱中可以看到圆盘的边缘，我们知道气体相对于其他元素来说含有非常丰富的碳。然而，氧气含量更难评估，早期的估计发现气体中的氧气非常少，C/O比比宇宙值高20倍。如此高的碳氧比很难解释，而且会对行星形成产生深远的影响。在这里，我们报告的观测远红外空间望远镜赫歇尔，使用PACS，从电离碳和中性氧的发射线。探测到的C+的发射与之前报道的赫歇尔的HIFI仪器观测到的一致，而O的发射很难解释，除非假设盘中有一个高密度区域，可能是一个团块或致密的环面，需要充分激发O原子。一种可能的情况是，C/O气体的产生过程与ALMA最近在盘中观察到的CO团簇相同，并且气体的重新分布需要比以前假设的更长的时间。C/O比和O质量的更详细的估计将不得不等待更好的C/O气体空间分布的约束。
2016-04-25 astro-ph.SR
Has the dust clump in the debris disk of Beta Pictoris moved?
附近的年轻恒星Beta Picture的边缘碎片盘显示出不寻常的亮度不对称性。在中红外和一氧化碳中都检测到了该团块，其来源迄今仍不确定。在这里，我们提出了新的中红外观测β Pic跟踪任何运动的尘埃团。加上以前的观察结果，数据跨度为12年。我们测量的尘埃团在12年期间的任何预计位移是$0.2^{+1.3}_{-1.4}$ au远离恒星的基础上的中位数和1 $σ$的不确定性，并限制这种位移为<11 au的3 $σ$水平。这意味着在2.8 $σ$水平上观察到的运动与开普勒运动不相容。人们认为，向外迁移的行星可能会将微行星捕获到2：1的共振中，导致在其轨道近心处观察到追随行星的团块。所观察到的运动也与2.6 $σ$水平的这种共振运动不相容。虽然开普勒运动和共振运动仍然是可能的，但数据表明尘埃团更可能是静止的。这样一个静止的尘埃团可能来自行星大小的天体的碰撞或潮汐破裂，或者来自行星造成的长期扰动，这些扰动在盘中产生了密度增加的区域。
2023-01-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
A self-consistent model for the evolution of the gas produced in the debris disc of $β$ Pictoris
本文提出了一个描述$β$ Picture碎片盘气体演化的自洽模型。我们的模型提出，原子碳和氧是从CO的光解，这本身是释放的挥发物丰富的机构在碎片盘由于颗粒颗粒碰撞或光解吸。当CO持续不到一个轨道时，原子气体通过粘性扩散而演化，导致母带内部的吸积盘和外部的递减盘。的温度，电离分数和人口水平的碳和氧的光解离区域模型多云，这是耦合到一个动态粘性$α$模型。我们提出了新的气体观测的$β$ Pic，C I观察到的APEX和O I观察到的赫歇尔，并表明，这些随着公布的C II和CO的观测都可以解释这个新的模型。我们的模型需要一个粘度$α$ > 0.1，类似于发现在充分电离的光盘的其他天体，我们建议，磁旋转的不稳定性是在发挥这种高度电离和稀释介质。这个新模型可以用高分辨率ALMA观测的CI的预报来检验。我们还对$β$图中的星子的含水量进行了约束。这里提出的设想可能适用于所有碎片盘，这种模式可更普遍地用于所有探测到碳、氧或一氧化碳的碎片盘。
2016-06-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Comets and Planetesimal Formation
在这一章中，我们回顾了星子和彗星形成的过程。我们将首先描述尘埃颗粒生长的物理学，以及这是如何通过行星形成盘中的气体-尘埃相互作用来介导的。然后，我们将深入研究星子形成的各种模型，描述这些星子是如何形成的，以及它们的结构。在这样做的时候，我们专注于和比较两种范式的星子形成：粒子过密度的引力坍缩（这可以通过各种机制产生）和通过碰撞和引力凝聚成星子的粒子的生长。最后，我们将这些模型的预测与罗塞塔和新视野号任务收集的数据以及通过观测遥远的柯伊伯带天体获得的数据进行了比较。
2022-12-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Submillimetre Search for Cold Extended Debris Disks in the Beta Pictoris Moving Group
美如画β移动星群（Beta Picture Moving Group）是一个由年轻（1200万年）的共同移动恒星组成的邻近星协，其中包括经典的碎片盘星美如画β。由于它们的接近和年轻，它们是寻找柯伊伯带类盘碰撞产生的冷的、扩展的尘埃成分的亚毫米发射的绝佳目标。它们还允许作为其他恒星参数的函数的碎片盘属性的年龄独立的研究。我们观察到7红外过量的恒星在Beta Pictures-Moving Group与LABOCA测辐射热计阵列，在12米的亚毫米望远镜APEX的中心波长为870微米。这些波长的主要辐射来自大而冷的尘埃颗粒，它们构成了总尘埃质量的主要部分，因此，对于光学薄的情况，可以比早期的红外观测更好地估计总尘埃质量。结合光学和红外光度学拟合光谱能量分布，提供了关于盘的温度和径向范围的信息。从我们的样本中，β Pic，HD 181327和HD 172555被检测到至少3-sigma的确定性，而所有其他的都低于2-sigma，被认为是未检测到。β Pic的图像显示了位于盘西南延伸附近的偏移通量密度峰值，与JCMT的SCUBA先前发现的相似。我们目前的SED适合检测到的来源，并给出了未检测到的灰尘质量的上限。我们发现在t= 1200万年时，尘埃的平均分光度f_dust= 11 × 10 ^{-4}，这与最近在1亿年时的数据一起表明，f_dust相对于t^{-alpha}的辐射尘埃的衰减，α…
2009-10-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
The unexpected narrowness of eccentric debris rings: a sign of eccentricity during the protoplanetary disc phase
这篇论文表明，在北落师门和HD 202628恒星周围看到的偏心碎片环比标准偏心行星扰动情景（有时称为“近心辉光”）中预期的要窄。标准的假设是在半长轴$a$上有一个最初的圆形和狭窄的星子带，在气体盘被来自偏心行星的长期扰动分散后，其偏心率增加到$e_f$，导致宽度为$2ae_f$的带。在这个假设的一个小修改中，如果微行星最初是偏心的，可能会出现较窄的带，这可能是由于在富含气体的原行星盘阶段早期的行星扰动。然而，原始偏心率也可能是由增加圆盘偏心率的不稳定性引起的，而不需要任何行星。这些场景是否会在原行星盘中产生可检测到的偏心环尚不清楚，但他们仍然预测在原行星盘中的气体分散之前，应该存在狭窄的偏心星子环。PDS 70被认为是一个拥有不对称原行星盘的系统，它可能是偏心碎片环系统的前身。
2020-05-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Solution to the debris disc mass problem: planetesimals are born small?
位于行星系外围的碎片带，包括行星轨道所占据的区域，是太阳系柯伊伯带的巨大类似物。它们是通过携带大部分碎片盘质量的无法直接观测的较大物体之间碰撞所释放的尘埃的热辐射来探测的。我们估计光盘的总质量外推的碰撞级联模型的帮助下发射尘埃的质量。由此产生的明亮的碎片盘的质量似乎是不切实际的大，超过了系统在前一个原行星阶段的固体质量。我们详细讨论了这个“质量问题”，并探讨了可能的解决方案，其中包括尘埃不透明度和星子强度的不确定性，体积密度随尺寸的变化，阻尼过程的尺寸分布的陡峭化，未知的“碰撞年龄”的光盘的作用，以及最近的巨大影响尘埃生产。虽然我们不能排除的可能性，这些组合可能会有所帮助，我们认为，最简单的解决办法是假设，在明亮的碎片盘系统的星子是“出生小”，在公里范围内的大小，特别是在大距离的恒星。这一结论将需要对现有的星子形成模型进行修正，并可能对行星形成产生一系列影响。我们还讨论了潜在的测试，以限制最大的星子大小和碎片盘质量。
2020-08-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
The far reaches of the beta Pictoris debris disk
附近的年轻恒星β-风景如画拥有一个丰富而复杂的行星系，至少有两颗巨行星和一个几乎边缘的碎片盘，其中包含几个动力学的微行星亚群。虽然对碎片盘的内部范围进行了广泛的研究，但对盘的外部较暗部分的信息知之甚少。在这里，我们提出了一个档案FORS V波段成像数据从2003-2004年，以前没有进行科学探索，因为明亮的恒星点扩散函数的晕子结构是复杂的分析。通过基于角度差分成像的高对比度方案，采用前向建模方法来减轻自减影，我们对β Pic盘的外部范围产生了最深的成像，并提取了其形态特征。边缘盘的两个臂之间的亮度不对称性，先前在内部盘中注意到，在更大的角间距处更加明显，在1000 AU左右达到约10倍。在接近2000天文单位时，可以看到较亮的旋臂，其表面亮度为27-28等/角秒^[2]。与亮度不对称性非常相似，两个臂之间存在倾斜角不对称性，其在大间距处变得越来越极端。7.2度的外倾角只能解释为如果外盘比内盘更远离边缘倾斜，或者如果它的尘埃具有更强的散射各向异性，或者（最有可能）两者兼而有之。强烈的不对称性意味着存在一个高度偏心的运动盘组件，这可能是由一个破坏性的事件被认为发生在一个更接近的位置在磁盘。
2021-01-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Debris Disks in Nearby Young Moving Groups in the ALMA Era
许多邻近的年轻移动星群成员都表现出红外线过剩，这归因于星周碎片尘埃，通过星子的侵蚀形成。由于它们距离很近，年龄也很确定，这些群是研究碎片尘埃和星子带早期演化的极好实验室。ALMA可以在空间上解决磁盘的排放，揭示这些带的位置和范围，对星子演化模型提出限制，并允许我们研究行星盘相互作用。虽然碎片盘中尘埃演变的主要趋势众所周知，但几乎没有关于气体演变的资料。在从原行星到碎片状态的转变过程中，甚至气体的起源也是可疑的。在这里，我们回顾了令人兴奋的新成果ALMA提供的观测年轻的碎片盘，并讨论了未来可能的研究方向。
2015-10-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Resolved Millimeter Emission Belt in the AU Mic Debris Disk
我们目前的成像观测在1.3毫米的碎片盘周围的附近的M-型耀斑星AU Mic与光束大小3弧秒（30 AU）的亚毫米阵列。这些数据揭示了围绕恒星的热尘埃辐射带，其边缘几何形状与在光学波长处检测到的更广泛的散射光盘相同。简单的建模表明发射带的中心半径约为35 AU。这个位置是一致的，与水库的星子先前调用来解释形状的散射光表面亮度分布通过大小依赖的尘埃动力学。这条带的发现进一步加强了AU Mic和它更大质量的姐妹星Beta Pic周围的碎片盘之间的亲缘关系，它们是同一个~ 1000万年前的移动群的成员。
2012-03-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraints on the gas content of the Fomalhaut debris belt. Can gas-dust interactions explain the belt's morphology?
背景：4.4亿年前的主序A星北落师门被一个边缘尖锐的偏心碎片带所包围。这种形态通常归因于行星摄动，但迄今为止唯一探测到的候选行星北落师门b的轨道过于偏心，无法有效地塑造带。另一种可以在不涉及行星的情况下解释这种形态的模型是恒星相遇和气体-尘埃相互作用。目的：我们的目标是测试的可能性，气体尘埃相互作用的起源所观察到的形态，把上限的总气体含量的北落师门带。研究方法：我们推导出上限的CII 158 $μ$ m和OI 63 $μ$ m的排放使用非检测的光电探测器阵列相机和光谱仪（PACS）机载赫歇尔空间天文台。使用非局部热力学平衡（非LTE）代码RADEX将线通量转换为总气体质量。我们考虑两种不同的情况下的气体的元素丰度：太阳丰度和丰度类似的气体中观察到的$β$风景如画的碎片盘。结果如下：气体质量比毫米级尘埃质量至少低$\sim$ 3倍（对于太阳丰度）和$\sim$ 300倍（对于$β$ Pic-like丰度）。结论：缺乏气体与尘埃的共空间意味着气体-尘埃的相互作用不能有效地塑造北落师门碎片带。因此，这种形态更有可能是由于一颗尚未发现的行星（北落师门c）或恒星相遇。
2015-01-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the filtering and processing of dust by planetesimals 1. Derivation of collision probabilities for non-drifting planetesimals
上下文已知星周盘含有大量尘埃，尺寸从微米到厘米不等。陨石是这样的证据：在年轻的太阳系中，这些大小的单个颗粒被收集并组装成星子。目的。我们评估了一群半径为1到$10^3$，km及以上的非漂移星子{ \rev}的尘埃收集效率。方法.我们计算尘埃漂移在磁盘上的碰撞概率，由于气体阻力的星子占几个制度的大小取决于星子，尘埃，和轨道距离：几何，Safronov，沉降，和三体制度。我们还包括一个流体动力学制度，以占的事实，即小颗粒往往是由周围的星子气流进行。结果我们提供了表达式的碰撞概率尘埃的星子和过滤效率的一群星子。对于标准湍流条件（即，一个湍流参数$α=10^{-2}$），过滤被发现是低效的，这意味着当穿越一个最小质量的太阳星云（MMSN）带的微行星延伸0.1 AU和35 AU大多数尘埃粒子最终吸积的中心恒星，而不是碰撞微行星。然而，如果盘是弱湍流的，（$α=10^{-4}$）滤波在两个区域变得有效：（i）当微行星的大小都小于10 km时，碰撞主要发生在几何区域;以及（ii）当行星胚胎的大小大于约1000公里时，其尺度高度小于气体尺度高度的十分之一，并且灰尘是毫米尺寸或更大，在这种情况下，大多数碰撞发生在沉降状态中。这两个制度有非常不同的属性：我们发现，局部过滤效率$x_{filter,MMSN}$规模与$r^{-7/4}$（其中$r$是轨道距离）的几何制度，但与$r^{-1/4}$到$r^…
2014-09-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planet-planet scattering in planetesimal disks
我们研究的最终架构的行星系的行星-行星和星子散射的综合影响下演变。使用N-体模拟，我们调查的动态边缘不稳定系统的气体和冰巨人都在隔离和行星形成内部的微行星带。不稳定的孤立系在行星-行星散射下演化，产生一个与太阳系外行星相匹配的偏心率分布。当包括星子时，结果取决于行星的总质量。对于超过一个木星质量的系统，最终的偏心率分布仍然很宽，而对于较低质量的行星系，发散的轨道演化和分散的行星的再圆化相结合的结果，在一个接近圆形的最终轨道的优势。我们还研究了在微行星盘存在的情况下，边缘稳定的多行星系统的命运，并发现对于高行星质量，大多数这样的系统会演变成共振。一个重要的部分导致共振链是木星的伽利略卫星的行星类似物。我们预测，一旦太阳系外行星巡天探测到轨道半径为5-10 AU的亚木星质量行星，将观察到从偏心到近圆形轨道的过渡。
2009-05-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
The unseen planets of double belt debris disk systems
两个组成碎片盘之间的间隙通常被认为是由介入的行星分散残余的星子而造成的。我们采用N体模拟来确定清除间隙所需的时间如何取决于间隙的位置和行星的质量。我们颠倒了这个关系，并提供了一个方程的最小行星质量，另一个预期数量的这样的行星，必须存在产生一个观察到的差距，为一个给定的年龄的恒星。我们展示了如何将其与直接成像非探测（如GPI或SPHERE）的行星系上限相结合，以产生行星系的近似知识。
2016-07-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Millimeter Emission Structure in the first ALMA Image of the AU Mic Debris Disk
我们提出了1.3毫米ALMA周期0观测的边缘上的碎片盘附近，~10万年的年龄，M型恒星AU Mic。这些观测获得了0.6角秒（6天文单位）的分辨率，并揭示了两个不同的发射成分：（1）以前已知的尘埃带，延伸到半径为40天文单位，（2）一个新认识的中心峰，仍然没有解决。冷尘埃带的质量约为1月球质量的解决在径向方向上与上升的排放曲线，峰值急剧的位置的“出生环”的星子假设解释的中面散射光梯度的外缘。该灰尘带的结构或位置没有明显的不对称性。在ALMA图像中识别的中心峰值比恒星光球亮约6倍，这表明系统内部区域有额外的发射过程。来自恒星日冕或活动的辐射可能有贡献，但观测结果没有显示出无线电波耀斑特征的时间变化迹象。我们认为，这个中心部分可能主要是来自质量约为0.01月球质量的内星子带的尘埃排放，与缺乏25微米的排放短距离和距离恒星<3 AU的位置一致。未来的毫米观测可以验证这一论断，因为在更高的角分辨率下，内部的尘埃带应该很容易与中央恒星分离。
2012-11-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Eccentric Kozai-Lidov Mechanism as the Cause of Exocomet Transits of KIC 8462852
本文用 Monte Carlo 模型评估伴星通过偏心 Kozai-Lidov 机制激发错位星子带并造成 KIC 8462852 系外彗星凌星的可能性，结果显示 Kepler 视场观测概率仅 $1.3\ imes10^{-3}$，该成因不太可能。
2023-09-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
First Detection of Hydrogen in the β Pictoris Gas Disk
年轻且邻近的恒星β Picture（β Pic）被一个由尘埃和气体组成的碎片盘所包围，已知它拥有无数蒸发的系外彗星，微行星和至少一颗行星。从地球上看，这个系统是碎片盘研究的理想选择，为利用吸收光谱学研究行星形成环境提供了极好的机会。利用哈勃太空望远镜（HST）上的宇宙起源光谱仪（COS），我们通过HI Lyman α（Ly-α\）线观测到了盘中最丰富的元素氢。本文提出了一种新的方法来减少COS光谱中地冠气辉对Ly-α谱线的污染。这种气辉虚拟运动（AVM）技术使我们能够将天体物理目标的Ly-α线从污染的气辉发射中移开，从而揭示更多的天体物理线轮廓。在恒星径向速度下，β Pic稳定气体盘中氢的柱密度为$\log(N_{\mathrm{H}}/1 \mathrm{cm}^2) \ll 18.5$。发现Ly-α发射线轮廓是不对称的，我们认为这是由于HI以相对于β Pic的体径向速度$41\pm6$ km/s和柱密度$\log(N_{\mathrm{H}}/1 \mathrm{cm}^2) = 18.6\pm0.1$落向恒星造成的。相对于CI球粒陨石的氢含量，氢的柱密度很高，这表明大部分氢气不是来自盘中的尘埃。这个柱状密度揭示了氢的丰度比太阳低得多，这排除了检测到的氢可能是原行星盘的残余物或恒星排出的气体的可能性。我们假设，观测到的朝向恒星下落的氢气来自蒸发的外彗星产生的水的解离。
2016-12-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Limits on the location of planetesimal formation in self-gravitating protostellar discs
在这封信中，我们表明，如果星子在自引力盘中形成螺旋特征，正如之前Rice等人的理想化模拟所建议的那样，那么在现实的原恒星盘中，这个过程将被限制在盘的外部区域（即半径超过几十个A.U.）。这一限制涉及到的要求，灰尘必须集中在螺旋功能的时间尺度上，这是小于（大致动态）的寿命，这样的功能，这种快速积累需要螺旋功能的分数振幅是不是比单位小得多。这又要求气体的冷却时间尺度相对较短，这将该过程限制在外盘。我们指出，有效地转换成星子盘中的原始尘埃的一大部分可以拯救这种材料从众所周知的问题，快速向内迁移在$\sim$米大小的规模，并在原则上，这些对象的碰撞演化可能有助于重新供应小尘埃的原恒星盘。我们还指出，这种情况下推断的星子带的位置在主序星周围的碎片盘可能产生的影响，但强调，需要进一步的动力学研究，以建立光盘是否保留了星子创建的初始网站的记忆。
2009-06-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
The big sibling of AU Mic: a cold dust-rich debris disk around CP-72 2713 in the $β$ Pic moving group
分析斯皮策和赫歇尔的档案测量，我们确定了年轻的K7/M0恒星CP-72 2713周围的碎片盘。该系统属于2400万年前的$β$ Pic移动组。我们的新的1.33毫米连续观测，获得了ALMA 7米阵列，揭示了一个扩展的尘埃盘，峰值半径为140 au，可能跟踪的位置的星子带在系统中。与已知的空间分辨碎片盘和质量相当的恒星周围的原行星盘相比，这个盘非常大。人们发现，该半径处的带的动力学激发与行星搅拌是一致的，而嵌入带中的大微行星的自搅拌只有在这些天体非常迅速地形成（例如通过卵石聚集）时才能起作用。通过对光谱能量分布的分析，我们得到了43 K的特征尘埃温度和1.1 $\times$ × 10 $^{-3}$的分光度。后一个值非常高，我们只知道其他四个类似的富含尘埃的柯伊伯带类似物在太阳的40 pc范围内。
2020-06-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar winds can affect gas dynamics in debris disks and create observable belt winds
背景：现在在许多太阳系外的系统中，在年龄在1000万年到$\sim$ 1 Gyr之间的成熟恒星周围都发现了气体，这些恒星都有小行星带。这些成熟盘中的气体被认为是从微行星中释放出来的，并且已经使用粘性盘方法进行了建模。在低密度下，这可能不是一个好的假设，因为气体可能会被恒星风吹走。研究方法：我们开发了一个分析模型A到M星，可以遵循气体流出和目标的演变时，发生之间的过渡盘或风。关键的标准是气体密度，气体粒子停止受到保护，从恒星风质子高速撞击径向轨迹。结果如下：我们发现：1）径向宽度为$ΔR$且气体密度为$< 7 \, (ΔR/50 {\rm \, au})^{-1}$ cm $^{-3}$的带将产生风而不是盘，这将解释NO Lup中最近的流出气体检测。2)这种星带风的性质可以用来测量恒星风的性质，例如它们的密度和速度。3)具有低分光度$f$的碎片盘更有可能产生气风，这可以用现有的设施观测到。结论：含有低气体质量的系统，如北落师门或TWA 7，或更一般的碎片盘，具有部分光度$f \lesssim 10^{-5} (L_\star/L_\odot)^{-0.37} $或恒星光度$\gtrsim 20 \, L_\odot$（A0 V或更早），宁愿产生气体外流（或带风），而不是气体盘。在年轻的NO Lup系统中观察到的高速外流气体可能是这种带风的一个例子。这些气体风的检测是可能的ALMA（C…
2022-11-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
