On the Vega Debris Disc's Dust Grains: Short-Lived or Long-Lived ?
通过斯皮策太空望远镜的观测，Su等人（2005年）表明织女星碎片盘主要由小到足以被辐射压力吹出的颗粒组成。这意味着织女星碎片盘颗粒的寿命相对较短，约1000年，并且需要持续的尘埃生产来维持所观察到的碎片盘。然而，Krivov等人（2006年）的理论计算表明，织女星碎片盘主要由10微米的颗粒组成，如果碎片盘处于稳定状态，这些颗粒将处于束缚轨道，因此寿命很长。为了解决这一矛盾，我们通过动力学模拟，确定了颗粒的轨道演化和密度分布，寻求了一个能再现观测到的表面亮度的颗粒尺寸分布模型。结果表明，当颗粒尺寸分布为幂律分布时，可以建立具有1/R圆盘密度分布的自洽动力学模型。此外，这两种类型的模型，短寿命和长寿命的谷物为主，是与观测数据相一致。
2009-09-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
On Grain Dynamics in Debris Discs: Continuous Outward Flows and Embedded Planets
本研究采用颗粒动力学模型来检查碎片盘的密度分布，并讨论了小行星体碰撞时间间隔、最大颗粒尺寸和模型尘埃颗粒的化学成分的影响，以查明是否可以形成具有1/R剖面的稳定向外移动流。结果表明，每100年一次的新颗粒，较小的最大颗粒尺寸和成分C400的模型与1/R曲线的拟合最好，因为：（1）颗粒平均具有较大的β值，因此，它们很容易被吹掉;（2）新颗粒的产生频率足以取代那些已经被吹掉的颗粒。在上述两个条件下，其他一些模型可以具有近似1/R剖面的稳定外流。然而，那些每1000年产生一次新颗粒的模型的密度分布与连续向外流动的轮廓相去甚远。此外，对碎片盘中行星特征的分析表明，当行星处于连续的向外运动流中时，没有迹象表明，然而，在具有长寿命颗粒的碎片盘中，特征是明显的。
2009-09-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
Infrared Emission from the Composite Grains: Effects of Inclusions and Porosities on the 10 and 18 $μm$ Features
本文研究了包裹体和孔隙对硅酸盐颗粒发射特性的影响，并将模型曲线与观测到的星周尘埃红外发射进行了比较。我们计算的吸收效率的复合颗粒，由一个主机硅酸盐扁球体和夹杂物的冰/石墨/或空隙，在光谱区域5.0-25.0 $μm$。利用离散偶极子近似（DDA）计算了三种轴比下复合球扁颗粒的吸收效率。我们研究了吸收作为夹杂物和孔隙率的体积分数的函数。特别是，我们研究的变化，在$10μm$和$18μm$发射功能的夹杂物和孔隙的体积分数。然后，我们计算了这些复合颗粒在几个尘埃温度（T=200- 350 K）的红外通量，并将模型曲线与平均观测IRAS-LRS曲线进行比较，获得了富氧M型恒星周围的星周尘埃壳。模型曲线也与其他两个单独的明星。对复合材料晶粒的结果清楚地表明，在10 $μm$的硅酸盐功能与石墨夹杂物的体积分数的移动。该特征不随孔隙度而变化。这两个特征都没有显示出夹杂物或孔隙的任何加宽。用DDA和有效介质近似（EMA）计算的复合颗粒的吸收效率不一致。在这项研究中提出的复合颗粒模型需要与观察到的红外辐射的星周尘埃周围的几个恒星。
2011-01-10 astro-ph.SR
Collisional Grooming of Debris Disks
碎片盘图像显示了团块、环、扭曲和其他结构，其中许多被解释为来自隐藏行星的扰动。但到目前为止，还没有这些结构的模型能够正确地解释尘埃颗粒之间的碰撞。我们已经开发了新的稳态3D模型的碎片磁盘，自洽地将颗粒颗粒碰撞。我们总结了我们的算法，并用它来说明如何碰撞相互作用的共振捕获在行星的存在。
2009-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Intrinsic polarisation of elongated porous dust grains
ALMA观测揭示了最近几个原行星盘在（亚）毫米波长范围内的极化辐射。除了大颗粒的自散射外，细长颗粒的热发射是检测到的偏振信号的潜在来源。我们使用离散偶极近似计算了球形、微米和亚毫米级尘埃颗粒的波长依赖吸收和内禀偏振。特别是，我们分析了尘埃颗粒孔隙度的影响，这似乎是存在于磁盘时，小颗粒凝聚形成较大的聚集体。对于第一次，我们的研究结果表明，（a）的固有极化降低增加晶粒孔隙度和（b）的偏振取向翻转90度的波长与晶粒尺寸的某些比率。我们提出了一种新的方法来限制颗粒孔隙度和颗粒大小的原行星盘使用多波长偏振观测在远红外毫米波长。最后，我们发现，中度晶粒孔隙率（$\mathcal{P}\lesssim0.7$）可能解释所观察到的极化分数在系统HD 142527，而高度多孔晶粒（$\mathcal{P}>0.7$）失败，除非晶粒的轴比是非常大的。
2019-06-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
The dust grain size - stellar luminosity trend in debris discs
碎片盘中物质的截面被认为是由最小的颗粒所支配的，这些颗粒尽管受到恒星辐射压的排斥作用，但仍能留在束缚轨道上。因此，预期最小（和典型）晶粒尺寸$s_\text{min}$接近辐射压力井喷尺寸$s_\text{blow}$。然而，最近对赫歇尔分辨的碎片盘样本的分析表明，随着恒星光度的增加，$s_\text{min}/s_\text{blow}$的比率系统地降低，从太阳型恒星的大约10倍降低到最明亮的A型恒星周围的几乎1倍。在这里，我们将更详细地探讨这一趋势，检查它的重要性，并寻求可能的解释。我们表明，这一趋势是强大的尘埃颗粒的组成和孔隙度的变化。对于任何假设的颗粒特性和恒星参数，我们建议一个配方，如何估计“真正的”半径的空间未解决的碎片光盘，仅根据其光谱能量分布。我们的碰撞模拟的结果是定性一致的趋势，虽然额外的影响也可能在工作。特别是，低光度恒星缺乏具有小$s_\text{min}/s_\text{blow}$的颗粒可能是由颗粒表面能约束引起的，这种约束应该限制最小碰撞碎片的大小。此外，一个更好的协议之间的数据和碰撞模拟时，实现假设碎片光盘更明亮的恒星有更高的动态激发比那些不太明亮的原色。这意味着，由更大质量的年轻恒星组成的原行星盘在形成大的星子或行星方面更有效，这些星子或行星在随后的演化阶段充当碎片盘中的搅拌器。
2015-09-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Coronal Mass Ejections As a Mechanism for Producing IR Variability in Debris Disks
受最近观测到的星周盘红外辐射的短时间尺度变化的启发，我们提出日冕物质抛射可以在短至几天的时间尺度上清除尘埃颗粒。对恒星活动的连续监测，再加上红外观测，可以对所提出的机制施加有意义的限制。
2013-02-11 astro-ph.SR
Herschel PACS Observations and Modeling of Debris Disks in the Tucana-Horologium Association
我们提出了赫歇尔PACS测光的17个B-M型恒星在30万年的杜鹃座钟表协会。这项工作是赫歇尔开放时间关键计划“原行星系统中的气体”（GASPS）的一部分。在17个目标中，有6个目标的红外辐射量明显大于预期的恒星红外辐射通量，包括HD 30051周围的一个以前未知的圆盘。这六个碎片盘装有单温黑体模型，以估计系统中尘埃的温度和丰度。对于五颗星，显示过量的发射在赫歇尔PACS测光，也有斯皮策IRS光谱，我们适合的数据与模型的光学薄碎片磁盘与现实的颗粒特性，以更好地估计磁盘参数。该模型由一组六个参数确定：表面密度指数，粒度分布指数，最小和最大粒度，以及磁盘的内外半径。最好的拟合参数给我们的约束在这些系统中的灰尘的几何形状，以及总的灰尘质量的下限。通过拟合边缘分辨的PACS 70微米成像，进一步限制了HD 105磁盘。
2012-06-27 astro-ph.SR
The discovery of new warm debris disks around F-type stars
我们报告发现了四个罕见的碎片盘，在F星周围存在过度温暖的现象，显着增加了太阳附近已知的此类系统的数量。其中三个盘与稳态星子盘演化模型的预测一致。最古老的源，HD 169666，显示尘埃光度分数太高，是在稳定状态，我们认为，这个系统最近经历了一个短暂的事件的尘埃生产。此外，这颗恒星的两个光谱相隔约三年，显示出硅酸盐的发射特征，表明亚微米至微米尺寸的颗粒。我们认为，这样的小颗粒会迅速耗尽，它们在两个光谱中的存在表明，小尘埃的生产是连续的，至少在几年的时间尺度。我们预测，系统显示可变的中红外光谱，如果存在的话，将提供有价值的帮助，在区分可能的情况下提出的灰尘补充。
2009-06-05 astro-ph.SR
A New Algorithm for Self-Consistent 3-D Modeling of Collisions in Dusty Debris Disks
我们提出了一种新的“碰撞梳理”算法，使我们能够模拟图像的碎片磁盘的碰撞时间小于坡印廷罗伯逊时间占主导地位的晶粒尺寸。我们的算法使用一个碰撞磁盘模拟的输出迭代求解质量通量方程的密度分布的碰撞磁盘包含行星在3维。该算法可以在单个处理器上运行约1小时。我们的初步模型的磁盘与共振环结构所造成的类地行星表明，碰撞率的背景粒子在一个环结构是提高了几个因素相比，其余的磁盘，和尘埃颗粒或附近的共振有更高的碰撞率。我们展示了如何碰撞可以改变共振环结构的形态，通过减少共振环的内边缘的锐度和涂抹出方位角结构。我们实现了一个简单的处方颗粒破碎，并显示坡印廷罗伯逊拖动和破碎排序颗粒的大小，产生较小的尘埃颗粒在较小的拱星距离。这种机制可能会导致一个圆盘在不同的波长下看起来不同，并可能解释北落师门外尘环内部的温暖尘埃成分，在这个系统的24微米斯皮策图像中可以看到。
2009-09-11 astro-ph.SR
Compaction during fragmentation and bouncing produces realistic dust grain porosities in protoplanetary discs
本文为3D SPH代码Phantom开发孔隙率演化模块，研究原行星盘中孔隙率对尘埃演化的影响，发现碎片化过程中的压实作用使毫米级颗粒致密程度提高10到100倍，填充因子约0.1，与观测值匹配。
2024-06-21 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The Gray Needle: Large Grains in the HD 15115 Debris Disk from LBT/PISCES/Ks and LBTI/LMIRcam/L' Adaptive Optics Imaging
我们提出了衍射限制\ks带和\lprime自适应光学图像的边缘上的碎片盘周围的F2恒星HD 15115，获得了一个单一的8.4米的主镜在大双筒望远镜。在\ks波段，从西侧的\about 1-2 \fasec 5（45-113 AU）和东侧的\about 1.2-2 \fasec 1（63-90 AU），在每分辨率元素信噪比（SNRE）\about 3-8处检测到盘。在\lprime，在\about 1-1 \fasec 45（45-90 AU）的两侧，在SNRE \about 2.5处检测到磁盘，这意味着在3.8 \microns处的磁盘结构更加对称。在这两个波长下，圆盘都有一个弓形的形状，并且从恒星向北偏移了几个AU。在\ks波段，盘面两侧存在表面亮度不对称性，但在\lprime波段不存在。\ks带的表面亮度在1 \asec（\about 45 AU）内下降，这可能指示在1 \asec附近的盘中的间隙。\ks - \lprime星盘的颜色，在去除恒星颜色后，星盘的两侧大部分都是灰色的。这表明散射光来自大的尘埃颗粒，东侧有3-10个\microns大小的颗粒，西侧有1-10个\microns大小的颗粒。这可能表明，西侧的尘埃颗粒比东侧的小，这将支持这样的解释，即圆盘受到与当地星际介质相互作用的动态影响。
2012-05-28 astro-ph.SR
Four new PLanetesimals Around TYpical and Pre-main seqUence Stars (PLATYPUS) Debris Discs at 8.8mm
对碎片盘进行毫米级连续观测，可以深入了解这些盘中不可见的微行星的物理和动力学特性。微行星的物质性质和碰撞模型在其颗粒大小分布上留下了它们的特征，这可以通过毫米光谱指数来追踪。我们目前的碎片盘HD 48370，CPD 72 2713，HD 131488，和HD 32297使用澳大利亚望远镜紧凑阵列（ATCA）的典型前主序星（PLATYPUS）调查周围的PLanetesimals的一部分，8.8毫米的观测。我们检测到所有四个目标的特征光束大小为5弧秒，并得出一个粒度分布参数，这是一致的碰撞级联模型和理论预测的父星子机构的约束力是占主导地位的自引力。我们结合我们的样品与其他19毫米波长检测碎片光盘从文献和计算加权平均粒度幂律指数，这是接近经典的稳态碰撞级联模型的分析预测。我们建议在我们的碎片盘样品的两种分布的可能性，一个广泛的分布（其中q约为3.2至3.7）的“典型”的碎片盘（气体贫/非检测），和一个狭窄的分布（其中q小于3.2）明亮的气体丰富的光盘。或者，我们认为，有一个观测偏差之间的粒度分布参数和绝对流量，这可能是由于微弱的碎片光盘在厘米波长的检测率。
2021-07-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Spatially resolved imaging of the two-component eta Crv debris disk with Herschel
我们目前的远红外和亚毫米图像的eta Crv碎片盘系统获得与赫歇尔和SCUBA-2，以及哈勃空间望远镜可见光和近红外日冕图像。在70微米的赫歇尔图像中，我们清楚地分离了系统中暖带和冷带的热辐射，没有发现位于它们之间的假定尘埃种群的证据，并精确地确定了外带的几何形状。我们还发现边缘的证据方位角的不对称性和全球偏移的外部碎片环相对于中央恒星。最后，我们把严格的上限外环的散射光表面亮度。使用辐射转移建模，我们发现，这是不可能的帐户下的所有观测到的系统属性的假设，两个环包含具有相同属性的尘埃种群。虽然外带与稳态碰撞级联模型的预期相当一致，尽管其最小粒度是喷出尺寸的四倍，但内带似乎含有大量的小尘埃颗粒，可能低于喷出尺寸。这表明，内带不可能是由来自外带的简单的颗粒输送造成的，而是支持一种更剧烈的现象作为其起源。我们还发现，从内带的排放量并没有下降超过三十年，一个更长的时间尺度比其动力学的时间尺度，这表明该带是有效地补充。
2014-02-05 astro-ph.SR
Modeling Porous Dust Grains with Ballistic Aggregates. II. Light Scattering Properties
我们研究了Shen等人（论文I）中构建的无规弹道聚集体的光散射性质。使用离散偶极近似，我们计算散射相函数和线性偏振随机聚集体与各种尺寸和孔隙率，并与两种不同的组合物：100%硅酸盐和50%硅酸盐-50%石墨。我们调查的光散射特性的波长，集群的大小和孔隙率使用这些聚集模型的依赖关系。我们发现，而相函数的形状主要取决于聚集体的尺寸参数，线性极化取决于聚集体的尺寸参数和孔隙率，随着孔隙率的增加，极化程度增加。与以前的研究相反，我们认为，单体的大小有弹道聚集体的光散射性能的影响可以忽略不计，只要构成单体小于入射波长高达2*pi*a_0/λ \sim 1.6，其中a_0是单体半径。先前关于这种单体尺寸效应的说法实际上是尺寸参数和孔隙率的组合效应。最后，我们提出了聚合模型，可以再现的相位函数和偏振的散射光从AU Mic碎片盘和彗星尘埃，包括观察到的彗星在散射角160<θ <180度的负偏振。这些聚集体具有中等孔隙率，P \sim 0.6，并且对于碎片盘的情况是亚微米尺寸，或者对于彗星的情况是微米尺寸。
2009-01-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The impact of the presence of water ice on the analysis of debris disk observations
对碎片盘观测结果的分析往往是基于这样一种假设，即尘埃相是由天文学上的硅酸盐组成的致密球形颗粒组成的。相反，观测表明碎片盘中存在水冰。我们量化水冰的影响，作为一个潜在的颗粒成分碎片磁盘上的磁盘参数值估计从测光和空间分辨观测中，远红外。我们模拟的光度测量和径向配置文件的碎片磁盘含有水冰，并通过应用一个磁盘模型纯粹由天文硅酸盐进行分析。随后，我们量化了导出的参数值与真实参数值之间的偏差。作为中心位置的恒星，我们讨论了$β$ Pic兄弟星和光谱型从A0到K5的主序星。为了模拟可观测的量，我们采用了选定的观测方案，关于波长和仪器特性的选择。对于$β$ Pic恒星模型和冰分数$\geq 50\ \%$，推导出的内盘半径偏向于冰升华朝向更高的值。然而，径向密度分布的导出斜率基本上不受影响。随着冰分数的增加，晶粒尺寸分布的斜率被高估的中值因子为$\sim 1.2$的$90\ \%$冰分数，而总磁盘质量被低估的因子为$\sim 0.4$。导出的最小粒度的可靠性强烈依赖于中央恒星的光谱类型。对于A0型恒星，最小颗粒尺寸可以被低估一个因子$\sim 0.2$，而对于类太阳恒星，它被高估了一个因子$\sim 4 - 5$。忽略径向轮廓测量和使用单独的光度测量，高估的因素增加的太阳类恒星的$\sim 7 - 14$。
2021-12-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolution of porous dust grains in protoplanetary discs -- I. Growing grains
行星形成的一个主要问题是所谓的径向漂移障碍，它阻碍了小尘埃成长为星子。厘米到分米大小的卵石被认为在原行星盘上径向漂移的速度比它们长大的速度要快，因此会丢失到恒星中。为了克服这一障碍，漂移必须减慢或停止，或者需要加速生长。在本文中，我们调查的作用，孔隙度的漂移和增长。我们已经开发了一个模型，孔隙度的演变过程中的晶粒生长，并将其应用到原行星盘的数值模拟。我们发现，多孔晶粒的生长速度更快，使他们能够过渡到斯托克斯阻力制度，从气体中解耦，并生存的径向漂移障碍。在圆盘的大面积上，由多孔尘埃直接形成小的星子是可能的。
2020-03-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
An Incipient Debris Disk in the Chamaeleon I Cloud
一个原行星盘变成碎片盘的点很难确定。为了更好地理解这一点，我们在这里研究了Chamaeleon I云中的$\sim$ 40~AU分离双星T~54。我们得到了T~54~A的K5光谱类型（它支配着系统的发射）和$\sim$ 2~Myr的年龄。然而，T~54的尘埃盘性质与在较老和较早型恒星周围看到的碎片盘一致。与此同时，T~54有证据表明，气体残留在磁盘中的[Ne II]，[Ne III]和[O I]线检测。我们模拟了T~54的光谱能量分布，估计$\sim$ 3 $\times$ 10 $^{-3}$地球质量的小尘埃颗粒（$<$ 0.25~ $μ$ m）存在于光学薄的环双星盘中，在环主星盘中至少存在$\sim$ 3 $\times$ 10 $^{-7}$地球质量的较大颗粒（$>$ 10~ $μ$ m）。假设一个类似太阳的混合物，我们使用Ne线的光度来放置一个最小限度的气体质量的磁盘（$\sim$ 3 $\times$ 10 $^{-4}$地球质量），并得出一个气体-尘埃质量比为$\sim$ 0.1。我们没有检测到大量的吸积，但我们确实看到H $α$在一个时期的排放，这表明可能有间歇性的少量物质倾倒到恒星上。考虑到T~54的尘埃质量较低、存在气体和年龄较年轻，我们认为该系统处于原行星阶段和碎片盘阶段之间。
2017-06-15 astro-ph.SR
Hubble and Spitzer Space Telescope Observations of the Debris Disk around the Nearby K Dwarf HD 92945
[摘要]我们目前的第一个解决图像的碎片磁盘周围的附近K矮HD 92945。我们的F606 W（V）和F814 W（I）HST/ACS日冕图像显示了一个倾斜的轴对称盘，由距离恒星2”.0-3”.0（43-65 AU）的内环和一个扩展的外盘组成，外盘的表面亮度随着距离恒星3”.0-5”.1（65-110 AU）半径的增加而缓慢下降。超过110天文单位的表面亮度急剧下降，表明外盘在该距离处被截断。径向表面密度分布在盘的内环和外缘都达到峰值。在外盘的尘埃散射中性，但各向同性，它有一个低的V-波段散射0.1。我们还提出了新的斯皮策MIPS测光和IRS光谱的HD 92945。这些数据表明，30微米的圆盘短轴没有红外线过量，并将70微米源的宽度限制在< 180 AU。假设尘埃由致密的天文硅酸盐颗粒组成，其表面密度分布由我们的圆盘散射光模型描述，我们成功地模拟了24-350微米的发射，最小颗粒尺寸为a_min = 4.5微米，整个圆盘的尺寸分布与a^-3.7成比例，但在内环中具有900微米的最大晶粒尺寸，在外盘中具有50微米的最大晶粒尺寸。我们的观测表明，总尘埃质量约为0.001 M地球。然而，它们提供了关于尘埃物理特性的矛盾证据：其中性V-I颜色和缺乏24微米的发射意味着颗粒大于几微米，但其各向同性散射和低散射表明大量亚微米尺寸的颗粒。该盘形态的动力学原因尚不清楚，但最近的尘埃产生和迁移行星存在…
2011-05-04 astro-ph.SR
Hot Grain Dynamics by Electric Charging and Magnetic Trapping in Debris Disks
最近在主序星附近发现的热尘埃颗粒已成为碎片盘科学界的热点问题。热粒子一定是在它们的升华区附近大量积累起来的，但如此高浓度的热粒子是如何维持的，这是一个谜。最困难的难题是，热尘埃颗粒的大小估计在亚微米范围内，而亚微米大小的颗粒会被恒星辐射压力瞬间从近恒星环境中冲走。一个和唯一的机制提出延长热颗粒在近恒星环境中的停留时间是捕获的带电纳米粒子的恒星磁场。我们重新审视模型的磁性颗粒捕获周围的主序星的各种光谱类考虑到升华和带电的颗粒。磁性颗粒捕获模型预测，热尘埃颗粒存在于高自转速度和中等磁场强度的主序星附近。相反，我们发现热尘埃颗粒的探测与中心恒星的自转速度和恒星的磁场强度无关。我们对带电颗粒的数值计算表明，在主序星附近亚微米级颗粒的表面电势通常为4-5 V，这比磁性颗粒捕获模型假设的值小一个数量级。根据我们对恒星附近尘埃颗粒升华的数值模拟，事实证明，它们的生命在一个比回转半径处一次旋转周期短得多的时间尺度内因升华而结束。因此，通过磁捕集动态地延长热颗粒在升华区内的停留时间是不可行的。
2018-08-10 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Photoevaporation of Grain-Depleted Protoplanetary Disks around Intermediate-Mass Stars: Investigating Possibility of Gas-Rich Debris Disks as Protoplanetary Remnants
碎片盘通常被认为是没有气体的系统，但最近的（亚）毫米观测发现了数十个富含气体的系统。气体成分的来源仍然不清楚，也就是说，它可能是原行星遗迹和/或来自大型天体的次级产物。为了成为原行星的起源，母体原行星盘的气体成分需要在$\gtrsim10{\,\rm Myr}$中存活下来。然而，以前的模型预测$\lesssim 10{\,\rm Myr}$的寿命，因为有效的光蒸发在后期阶段的磁盘演变。在本研究中，我们调查光蒸发的气体丰富，光学薄磁盘周围的中等质量的恒星在后期阶段的磁盘演变。演化的系统被建模为那些辐射力足够强，不断吹出小颗粒（$\lesssim 4 {\,\rm μm}$），这是一个重要的组成部分，通过恒星远紫外线（FUV）诱导的光电加热驱动光蒸发。我们发现，晶粒耗尽减少光电加热，使FUV光蒸发不被激发。极紫外（EUV）光蒸发是主要的，并且产生$2$ - $5\times10^{-10}(Φ_{\rm EUV}/10^{41}{\,\rm s}^{-1})^{1/2}\,M_\odot\,{\rm yr}^{-1}$的质量损失率，其中$Φ_{\rm EUV}$是EUV发射率。气体成分的估计寿命是$\sim 50 (M_{\rm disk}/10^{-2}\,M_\odot)(Φ_{\rm EUV}/10^{41}\,{\rm s}^{-1})^{1/2}\,{\rm Myr}$，取决…
2021-05-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Resolved Debris Discs Around A Stars in the Herschel DEBRIS Survey
到目前为止，大多数碎片盘只能通过恒星光球上方的红外过量发射来检测。虽然光盘的性质可以推断出单独从未解决的测光根据各种假设的尘埃颗粒的物理性质，有一个退化光盘半径和尘埃温度，这取决于粒度分布和光学性质。通过解析圆盘，我们可以测量尘埃的实际位置。赫歇尔望远镜的发射，其角分辨率优于以前的远红外望远镜，使我们能够在空间上分辨更多的圆盘并直接定位尘埃。在这里，我们提出了9个解决光盘围绕A星之间的20和40 pc观察的碎片调查。我们使用这些数据来研究盘半径，通过拟合窄环模型在70，100和160 μm的图像，并通过拟合黑体全光谱能量分布。我们这样做的目的是找到一种改进的方法来估计未解决的系统光盘半径。分辨半径和黑体半径之间的比率在1和2.5之间变化。这个比例与光度呈负相关，任何剩余的差异很可能是由粒度分布中最小粒度的差异或成分的差异来解释的。我们发现，其中三个系统是很好的适合一个狭窄的环，两个系统的边界情况下，其他四个可能需要更广泛的或多个环，以充分解释的意见，反映了行星系的多样性。
2012-10-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the unusual gas composition in the Beta Pictoris debris disk
与β Pic碎片盘相关的金属气体被认为不是原始的，而是来自尘埃颗粒的破坏。最近的观测表明，这种气体中的碳和氧比其他元素格外丰富，大约是其他元素的400倍。我们研究了两个相反的假设下，这种富集的起源，优先生产，其中的气体产生与观察到的不寻常的丰度（可能会发生，如果气体是由光解吸从C/O丰富的冰粒），和优先耗尽，其中的气体演变到观察到的状态从原来的太阳丰度（如果出气发生在高速碰撞下）下的一些动态过程。我们包括... ...我们发现... ...
2012-12-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust grain shattering in protoplanetary discs: collisional fragmentation or rotational disruption?
在原行星盘中，尘埃颗粒凝聚成大的聚集体仍然知之甚少。颗粒孔隙度似乎是一个有前途的解决方案，让晶粒生存和形成星子。此外，尘埃破碎一般被认为只来自碰撞碎裂;然而，最近引入了一个新的过程，旋转破裂。我们编写了一个一维代码，模拟了颗粒漂移时的生长和孔隙度演变，以研究包括两个破碎过程时的最终结果。在模拟再现观测的圆盘模型中的晶粒演化时，我们发现与碎裂和径向漂移相比，旋转破裂是不可忽略的。当湍流参数$α\lesssim 5\xtenpow{-4}$，如果径向漂移足够慢时，破坏成为主导。我们表明，在晶粒的生长历史中断的重要性强烈依赖于它们的抗拉强度。
2023-01-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Does the Debris Disk around HD 32297 Contain Cometary Grains?
我们提出了一个自适应光学成像探测的HD 32297碎片盘在L'（3.8 \microns）获得的LBTI/LMIRcam红外仪器在LBT。在每分辨率元件的信噪比约为3-7.5（从约0.3-1.1”（30-120 AU））时检测到磁盘。在L'处的圆盘是弯曲的，正如在较短波长处所看到的那样。这可能表明磁盘不是完美的边缘上，并包含高度向前散射的颗粒。在~ 50 AU的内部，L'的表面亮度在盘的两侧急剧上升，这也是以前在Ks波段看到的。这些证据共同指向了位于$\lesssim$ 50天文单位的包含第二个内部组件的圆盘。将L'处盘的外部（50 $< r$ /AU $< 120$）部分的颜色与1-2 \microns处盘的HST/NICMOS存档图像进行比较，使我们能够测试唐纳森等人最近提出的彗星颗粒模型。我们发现，该模型未能同时匹配磁盘的表面亮度和光谱（减少卡方= 17.9）。当我们修改模型圆盘的密度分布时，我们获得了更好的整体拟合（约简卡方= 2.9）。所有数据的最佳拟合是纯水冰模型（约化卡方= 1.06），但在3.1 \microns的额外解析成像是必要的，以限制有多少（如果有的话）水冰存在于磁盘中，这可以帮助完善最初提出的彗星颗粒模型。
2014-01-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraints on Planetesimal Collision Models in Debris Disks
对碎片盘的观测提供了一个窗口，通过尘埃颗粒的大小分布了解太阳系外行星的物理和动力学特性。特别是，热尘埃排放的毫米光谱指数编码的粒度分布的信息。我们对附近7个碎片盘的样品进行了新的VLA观测，分辨率为9 mm，分辨率为3”，$\sim5$ $μ$ Jy/束均方根。我们将这些与档案ATCA观察到的8个额外的碎片磁盘在7毫米，连同最新的观察所有磁盘在（亚）毫米波长的文献放置严格的限制毫米光谱指数，从而粒度分布。分析给出了加权平均值的斜率的幂律粒度分布，$n(a)\propto a^{-q}$，$\langle q \rangle = 3.36\pm0.02$，与一个可能的趋势，降低$q$为后来的光谱类型的恒星。我们比较我们的研究结果的碰撞级联的理论模型的范围内，从标准的自相似，稳态的大小分布（$q=3.5$）的解决方案，将更现实的物理，如替代速度分布和材料强度，切断在小尘埃尺寸的辐射压力的可能性，以及从详细的动态计算的结果，具体磁盘。这种效应可以导致与数据一致的尺寸分布，并且可能导致光谱指数中观察到的散射。对于AU Mic系统，VLA观测显示了一个高度可变的恒星发射成分的明确证据;这种恒星活动消除了需要调用小行星带的存在来解释以前报告的紧凑毫米源在这个系统中。
2016-03-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Polarization from Aligned Dust Grains in the $β$ Pic Debris Disk
我们提出了870 $μ$ m ALMA偏振观测的热尘埃排放的标志性，边缘上的碎片盘$β$图片。虽然空间分辨的地图没有表现出可检测的偏振尘埃排放，我们检测到偏振在$\sim$ 3 $σ$水平时，平均整个磁盘的排放。相应的极化分数为$P_\textrm{frac}$ = $0.51 \pm 0.19$ %。偏振位置角$χ$与盘的短轴对齐，正如从相对于环形磁场（$B$ -RAT）或相对于辐射场的各向异性（$k$-RAT）通过辐射对齐力矩（RAT）对齐的尘埃颗粒模型所预期的那样。当平均的偏振辐射在整个磁盘的外部与内部三分之一，我们发现，偏振主要来自西南三分之一。我们假设通过$k$-RAT和$B$ -RAT进行颗粒对齐，进行合成观察。这两种模型产生的偏振分数接近我们的观测值时，发射是平均在整个磁盘。当我们对椎间盘内三分之一和外三分之一的模型进行平均时，我们发现$k$-RAT是产生$β$ Pic中极化发射的可能机制。与晶粒排列相关的时间尺度的比较也得出相同的结论。对于具有实际纵横比的尘埃颗粒（即，$s > 1.1$），我们的模型意味着低的晶粒对齐效率。
2022-03-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Resolved Imaging of the HR 8799 Debris Disk with Herschel
我们提出了Herschel远红外和亚毫米波地图的碎片盘与HR 8799行星系统。我们解决了外磁盘发射在70，100，160和250微米，并检测磁盘在350和500微米。一个光滑的模型很好地解释了所观察到的盘发射。我们没有观察到明显的团块或不对称性与捕获的星子，这是一个潜在的后果，行星迁移的系统。我们估计圆盘偏心率必须<0.1。与Su et al.（2009）之前的工作一样，我们发现了一个有三个组成部分的盘：一个温暖的内部组成部分和两个外部组成部分，一个从100 - 310 AU延伸的微行星带，在内部边缘有一定的灵活性（+/- 10 AU），以及延伸到~2000 AU的外部晕。我们测量的磁盘倾角是26 +/- 3度，从正面在64度E的N的位置角，建立磁盘是共面的恒星和行星。盘的SED是很好的拟合黑体颗粒的半长轴位于星子带内，这表明没有小颗粒。然而，光谱从黑体（47 +/- 30 μ m）开始变陡的波长与其他A星碎片盘相比很短，这表明有可能存在于晕中的微小颗粒。PACS较长波长的数据产生较低的磁盘色温比MIPS数据（24和70微米），这意味着两个不同的晕尘埃颗粒人口。
2013-11-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discovery of Resolved Debris Disk Around HD 131835
我们报告了在HD 131835周围发现的解析盘，并对其热发射进行了分析和建模。HD 131835是天蝎座-半人马座OB星协中的一颗A2恒星，距离122.7 +16.2-12.8秒差距。在Gemini South卫星上用T-ReCS探测到的11.7 μ m和18.3 μ m处的扩展盘约为1.5 "（200 AU）。圆盘倾斜角度约为75 °，位置角约为61 °。HD 131835系统在11.7 μ m和18.3 μ m处的通量分别为49.3 ± 7.6mJy和84 ± 45mJy。具有三个颗粒群的模型同时对光谱能量分布和图像给出了令人满意的拟合。这个最佳拟合模型由一个热的连续幂律盘和两个环组成。我们的特点是粮食温度分布，并发现在所有三个人口的粮食发射温度高于黑体。特别是，连续盘中的晶粒异常温暖;即使考虑小石墨颗粒作为成分。
2015-02-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dust production in the debris disk around HR 4796 A
碎片盘是行星形成过程中的自然副产品。散射光或偏振光观测大多对较小的尘埃颗粒敏感，这些尘埃颗粒是由较大的星子研磨而释放出来的。光学波长的高角分辨率观测可以对小尘埃颗粒的径向和方位角分布提供关键约束。这些限制可以帮助我们更好地了解大部分尘埃颗粒在碰撞时释放的位置。我们提出的SPHERE/ZIMPOL观测的碎片盘周围的HR 4796 A，和模型的径向配置文件沿几个方位角的磁盘与代码，占恒星辐射压力的影响。这使我们能够得到一个适当的描述的径向和方位角分布的小尘埃颗粒。即使我们只沿着（或接近）盘的半长轴对径向轮廓进行建模，我们的最佳拟合模型不仅与我们的观测结果吻合良好，而且与以前发表的数据集（从近红外到亚毫米波长）也吻合良好。我们发现，参考半径位于$76.4\pm0.4$ au，和磁盘有一个偏心率$0.076_{-0.010}^{+0.016}$，与近心位于前面的磁盘（北的明星）。我们发现，小尘埃颗粒必须优先释放近心附近解释所观察到的亮度不对称。尽管母天体在远心附近花费更多的时间，亮度的不对称性意味着碰撞更频繁地发生在盘的近心附近。我们的模型可以成功地再现盘的外缘的形状，而不必调用一个外行星引导碎片盘。通过对辐射压影响的简单处理，我们得出结论：母星子位于一个宽度约为$3.6$ au的窄环中。
2019-08-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
The debris disc of HD 131488 -- Bringing together thermal emission and scattered light
本研究通过N体模拟结合多种尘埃辐射模型，自洽拟合HD 131488富CO碎屑盘的散射光与热辐射数据，证实气体拖拽的关键作用，约束了气体含量与尘埃孔隙率，支持星子生长的卵石堆积场景。
2023-11-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
The twofold debris disk around HD 113766 A - Warm and cold dust as seen with VLTI/Midi and Herschel/Pacs
温暖的碎片磁盘是一个子样本的大量人口的碎片磁盘，并显示多余的发射中红外线。在太阳型恒星周围，很少有物体显示发射功能中红外光谱观测，这是由于小，温暖的硅酸盐尘埃颗粒。这种温暖尘埃的起源可能是由几个物体之间的碰撞或由外部带的运输来解释的。我们提出并分析了新的远红外赫歇尔/Pacs观测结果，并补充了中红外（VLTI/Midi和VLT/Visir）的地基数据，这些罕见的系统之一：HD 113766 A周围的10- 1600万年前的碎片盘。我们改进了现有的模型来解释这些新的观测结果，并更好地约束尘埃及其成分的空间分布。我们强调SED建模的局限性和空间分辨观测的必要性。我们发现，该系统最好由位于第一个AU内的内盘和位于9-13 AU之间的外盘来描述，内盘受到Midi数据的良好约束。在内部尘埃带，我们以前发现的富铁结晶橄榄石颗粒仍然成立。我们没有观察到的时间变化的排放功能超过至少8年的时间跨度，在一个环境中受到强辐射压力。发射特征的时间稳定性表明，微米级的尘埃颗粒不断从同一个水库补充，亚微米级的颗粒可能耗尽。我们认为，发射功能可能来自多组分聚集体。我们讨论可能的情况下，温暖的尘埃的起源。Midi探测到的最内部区域的致密性以及尘埃成分表明，我们正在目睹部分分化的天体之间（至少）一次碰撞的结果，在一个可能因地球行星形成而变得不稳定的环境中。
2013-01-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Abundant sub-micron grains revealed in newly discovered extreme debris discs
本文通过小规模巡天新发现四个极端碎片盘，并结合VLT/VISIR测光证实八个EDD均显示亚微米颗粒的10μm固态发射特征，提出双星伴星可能触发较老系统中的晚期巨型碰撞。
2024-02-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Resolved Millimeter Emission from the HD 15115 Debris Disk
我们使用亚毫米阵列（SMA）对HD 15115周围的碎片盘进行了1.3毫米的观测，HD 15115是一颗F型恒星，被认为是美如画移动群的成员。这个几乎是边缘的碎片盘在光学散射光中显示出极端的不对称性，在恒星西部的范围几乎是东部的两倍（最初被称为“蓝针”）。SMA观测揭示了解决的排放，我们的模型作为一个热尘埃排放的拱星带。这条带延伸到~110 AU的半径，与在圆盘西侧令人信服地看到的散射光剖面中的中断一致。这个外缘的位置是一致的存在下的人口的尘埃产生的星子进行碰撞级联，在“出生环”理论的假设。此外，毫米辐射显示出与散射光盘的不对称西向延伸对齐的~3 σ特征。如果这种毫米的延伸是真实的，那么只影响小颗粒的不对称机制，如与星际气体的相互作用，是不利的。这种暂时的特点可能是解释长期扰动引入中性气体阻力颗粒轨道，如以前援引来解释其他类似的碎片盘的不对称形态。
2015-01-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
New constraints on the millimetre emission of six debris disks
主序星周围尘埃碎片的存在表明行星系的存在。这类碎片盘通常是通过红外和（亚）毫米波长的过量连续辐射来识别的，在较长波长的测量中可以追踪到较大和较冷的尘埃颗粒。在亚毫米波长处，尘埃盘发射的斜率指数“q”定义了尘埃盘中尘埃颗粒的尺寸分布。这种大小分布是产生尘埃的母星子的刚性强度的函数。作为“TYPE-Pre-主序星周围的等离子体”（PLATYPUS）调查的一部分，我们使用澳大利亚望远镜紧凑阵列观测了6个9毫米的碎片盘。我们获得了三个目标的边缘（~3-σ）检测：HD 105、HD 61005和HD 131835。其余三个磁盘，HD20807，HD 109573和HD 109085的上限，提供了进一步的限制（亚）毫米斜率的光谱能量分布。从我们的观测中得出的q值（或其极限值）都小于经常假设的稳态碰撞级联模型（q = 3.5），但完全在碎片盘q ~ 3至4的理论预期范围内。我们的目标的测量q值都小于3.3，与碰撞模拟结果和理论预测一致，即母行星体是通过自身重力松散地结合在一起的“碎石堆”。
2017-03-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multi-frequency analysis of the ALMA and VLA high resolution continuum observations of the substructured disc around CI Tau. Preference for sub-mm-sized low-porosity amorphous carbon grains
本研究通过多频ALMA和VLA观测分析CI Tau盘的尘埃性质，发现其倾向于亚毫米级低孔隙度无定形碳颗粒，挑战了高孔隙度聚集体的观点。
2025-08-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multi-wavelength, spatially resolved modelling of HD 48682's debris disc
小行星和彗星（微行星）是在富含气体和尘埃的原行星盘中产生的。在主序星周围是否存在这些微行星，通常是通过探测到这些星盘内破坏性过程产生的尘埃颗粒在红外波长处的过量连续辐射来推断的。对这些圆盘的圆盘结构和尘埃颗粒特性的建模常常由于对圆盘的位置和空间范围没有任何有意义的约束而受到阻碍。因此，多波长，空间分辨成像是非常宝贵的，在完善这些系统的解释。在远红外（斯皮策，赫歇尔）和亚毫米（JCMT，SMA）波长上对HD 48682的观测表明，存在一个扩展的冷碎片盘，黑体温度为57.9 ± 0.7 K。在这里，我们结合这些数据进行了全面的研究的光盘架构及其对尘埃颗粒属性的影响。反褶积图像显示了一个冷碎片带，通过将三维辐射转移尘埃连续模型与图像分析相结合，使用单个轴对称环复制结构来验证。马尔可夫链蒙特卡罗分析计算了HD 48682圆盘半径（Rdisc = 89 + 17 - 20 au）、分数宽度（DeltaRdisc = 0.41 + 0.27 - 0.20）、位置角（θ = 66.3 + 4.5 - 4.9度）和倾角（phi = 112.5 + 4.2 - 4.2度）的极大似然。HD 48682被发现拥有一个碰撞活跃的宽圆盘，其发射主要是小尘埃颗粒，大约是smin。0.6粒度分布指数为3.60 ± 0.02。
2020-07-07 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Near-Infrared Image of the Debris Disk around HD 15115
我们提出了一个斯巴鲁/IRCS H波段图像的边缘上的碎片盘周围的F2 V星HD 15115。我们探测到的碎片盘，它有一个弓形和不对称的表面亮度，在1- 3”（~50- 150 AU）的投影分离。盘表面亮度在西侧比东侧亮约0.5- 1.5等。我们使用一个倾斜的环形盘模型来探测盘的几何形状。模型拟合表明，磁盘有一个半径为86 AU和偏心率为0.06的内孔。圆盘模型还表明，西侧的尘埃量是东侧的2.2倍。在$\gtrsim$ 45天文单位处可能存在一颗质量为几万亿的行星，它在拉格朗日点捕获颗粒，打开偏心间隙。这种情况可以解释偏心间隙和灰尘量的差异。在恒星年龄为几百万年的情况下，一次剧烈的星子碰撞可能会导致西侧的尘埃增加。星际介质相互作用也被认为是表面亮度不对称的一种可能的解释，但它几乎不影响内孔附近的大颗粒。
2014-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Extreme Debris Disks: Insights into Violent Collisions in Planet Formation and Destruction
Space Science Institute（空间科学研究所）；Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，HUN-REN 天文学与地球科学研究中心）；CSFK（匈牙利科学院天文研究所）；University of Arizona（亚利桑那大学）
研究通过分析21个极端碎屑盘的JWST和斯皮策中红外光谱，探究撞击尘埃矿物学与行星系统状态的联系，发现其含更多亚微米小尘埃颗粒且热状态改变，为行星形成撞击研究及识别不稳定行星系统提供了信息。
2026-07-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Characterizing the morphology of the debris disk around the low-mass star GSC~07396-00759
上下文碎片盘通常被研究在中等质量恒星周围。它们强烈的辐射场被认为可以有效地清除不断通过碰撞补充的小尘埃颗粒。对于质量较低的恒星，特别是M星，由于这些物体产生的辐射场要弱得多，因此需要进一步研究尘埃的去除机制。目标。我们提出了新的偏振观测的前主序星M-型星GSC 07396-00759，采取VLT/SPHERE IRDIS，以更好地了解磁盘的形态，它的尘埃性质，并通过恒星质量损失率的星盘相互作用。方法.我们模拟我们的观察，以表征的位置和性质的尘埃颗粒使用Henyey-Greenstein近似的极化相函数和评估的恒星风的强度。结果我们发现，观察是最好的描述了一个扩展的和高度倾斜的磁盘（$i\approx 84.3\,^{\circ}\pm0.3$）的尘埃分布中心的半径$r_{0}\approx107\pm2$ au。偏振相位函数$S_{12}$最好由各向异性散射因子$g\approx0.6$和尺寸为$s>0.3\,\mathrmμ$ m的小微米级尘埃颗粒再现。我们还讨论了一些注意事项的方法和晶粒尺寸和孔隙率之间的退化。结论.即使磁盘的半径可能被高估，我们的研究结果表明，使用一个给定的散射理论可能不足以充分解释的关键方面，如相函数的形状，或尘埃颗粒大小。考虑到这些警告，我们发现GSC 07396-00759的平均质量损失率可能比太阳强500倍，这支持了来自低质量恒星的恒星风可以从圆盘中疏…
2021-07-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
A peculiar class of debris disks from Herschel/DUNES - A steep fall off in the far infrared
目标。我们目前的光度数据的碎片磁盘周围HIP 103389（HD 199260），HIP 107350（HN钉，HD 206860），HIP 114948（HD 219482），在我们的赫歇尔开放时间关键程序沙丘（尘埃周围的近地恒星）的背景下获得。方法.我们使用Herschel/PACS来检测三个碎片盘的热发射，在100 μ m和160 μ m处具有几毫焦的3 σ灵敏度。此外，我们还获得了HIP 103389在70 μ m处的Herschel/PACS光度数据。采用两种不同的方法对Herschel数据进行处理，研究数据处理对测光的影响。我们拟合的分析模型，可用的光谱能量分布（SED）数据。结果三个盘的SED在> 70 μ m的波长处潜在地表现出异常陡峭的减小。我们调查的意义，这些SED的特殊形状和影响模型的磁盘提供它是真实的。我们的模拟表明，这样一个陡峭的下降，在长波长制度的SED是不一致的幂律指数的粒度分布-3.5预期从一个标准的平衡碰撞级联。相比之下，一个非常独特的范围内的晶粒尺寸是隐含的主导这种磁盘的热发射。然而，我们证明，与赫歇尔获得的微弱的来源的数据的理解仍然是不完整的，我们的结果的意义取决于所使用的数据减少管道的版本。结论.在所介绍的碎片盘中产生尘埃的新机制、偏离标准平衡碰撞级联所需的条件（粒度指数为-3.5）和/或尘埃性质的显著不同，对于解释所介绍的三个碎片盘的可能陡…
2012-03-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Distribution of solids in the rings of the HD 163296 disk: a multiwavelength study
本文分析了ALMA和VLA在5 - 8 au高角分辨率下对HD 163296周围原行星盘的新观测，以确定尘埃的空间分布和颗粒性质。我们拟合的光谱能量分布作为半径的函数在五个波长从0.9到9\，mm，使用一个简单的幂律和一个物理模型的基础上的解析描述的辐射转移，包括等温散射。我们考虑了八个尘埃种群，并使用贝叶斯证据比较了模型的性能。我们的分析表明，中等高的光学深度（$τ$ >1）在$λ\leq$ 1.3毫米的尘埃环人为地降低毫米光谱指数，因此不应该被认为是一个可靠的直接代理的尘埃属性，特别是粒度。我们发现，外盘是由小颗粒的顺序为200 $μ$米，在66和100金和相邻的差距环之间没有显着差异，而在最里面的30金，较大的颗粒（$\geq$毫米）可以存在。我们表明，假设的灰尘成分有很强的影响，推导出的表面密度和晶粒尺寸。特别是，将颗粒的孔隙率增加到80%导致总粉尘质量比孔隙率为25%的颗粒高约5倍。最后，我们发现，衍生的不透明度作为频率的函数偏离一个简单的幂律，具有较低的孔隙度的晶粒似乎更好地再现HD 163296的观察。虽然我们没有在HD 163296的环中找到差异捕获的证据，但我们的总体结果与假设的巨行星存在一致，影响尘埃温度结构和表面密度，并可能产生第二代小颗粒尘埃。
2022-07-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
An interferometric study of the Fomalhaut inner debris disk. III. Detailed models of the exozodiacal disk and its origin
碎片盘是太阳系外类似于太阳系的小行星带。北落师门星在140天文单位处有一个冷的碎片带，也有温暖尘埃成分的证据，这被怀疑是太阳系黄道尘埃的明亮类似物。干涉观测获得的VLTI和KIN已经确定了近红外和中红外过度归因于热和温暖的exozodiacal尘埃在内部几个AU的恒星。我们进行了参数化建模的exozodiacal磁盘使用GRaTeR辐射转移代码再现干涉数据，补充中到远红外测量。对升华温度进行了详细的处理，以探索升华边缘的热粒子数。然后，我们使用了一种分析方法，连续测试几个源机制。一个很好的拟合数据被发现由两个不同的尘埃种群：（1）非常小，因此未绑定，热尘埃颗粒局限在一个狭窄的区域在升华边缘的碳质材料;（2）绑定颗粒在2 AU的保护升华，并有一个较高的质量，尽管他们微弱的通量水平。我们认为，热尘埃是由小碳颗粒的释放后，起源于温暖的组件的聚集体的破坏。需要一种机制，如气体制动，以进一步限制小颗粒足够长的时间。由于恒星的年龄，很难确保在原地产生尘埃，因此观测到的尘埃量必须由强烈的动力学活动触发。北落师门可能是目前正在全球范围内调查的exozodis的代表。我们提出了一个框架，调和热exozodi现象与理论约束：北落师门的热分量可能是冰山一角，因为它可能来自一个温暖的对应物居住在冰线附近。
2013-06-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
An interferometric study of the Fomalhaut inner debris disk II. Keck Nuller mid-infrared observations
我们报告的高对比度中红外观测北落师门与凯克干涉仪零（KIN）显示一个小的解决超出预期的水平从恒星光球。测得的零过量在8至11微米之间具有0.35% +/-0.10%的平均值，并且从8微米增加至13微米。由于仪器的视场很小，这个边际过剩的来源必须包含在北落师门的2AU范围内。这一结果让人想起之前的VLTI K波段观测，这意味着存在约0.88%的过量，并认为位于北落师门6 AU范围内的热尘埃颗粒的热辐射是最合理的解释。使用参数化的二维辐射转移代码和贝叶斯分析，我们研究不同的尘埃盘结构，同时再现近红外和中红外数据。虽然没有一个明确的解释北落师门的热过剩，我们的模型表明，最有可能的内部几个AU磁盘的几何结构由两个组件的结构，两个不同的和空间上不同的颗粒种群。2至11微米的数据与非常小（~ 10至300 nm）的富含碳颗粒的内部热环一致，这些颗粒集中在0.1 AU左右。第二个尘埃群由更大的颗粒（几微米到几十微米的大小）组成，位于更冷的区域，在那里常规的天文硅酸盐可以生存，内部边缘约为1AU。从动力学的角度来看，亚微米尺寸颗粒的内部浓度的存在是令人惊讶的，因为这些颗粒应该在短短几年内被辐射压力从内部行星系统中驱逐出去。这可能是因为某些过度的补充率（例如，许多掠食彗星来自外部水库），或者是因为存在某种阻止颗粒向外移动的制动机制。
2012-11-30 astro-ph.IM 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
Herschel Observations and Updated Spectral Energy Distributions of Five Sunlike Stars with Debris Disks
赫歇尔空间天文台的观测发现，围绕类日恒星运行的宽碎片盘的数量增加了一倍多，包括30多个R > 100 AU的系统。在这里，我们提出了新的赫歇尔PACS和重新分析斯皮策MIPS测光的五个类日恒星与宽碎片盘，从柯伊伯带大小R > 150 AU。HD 105211周围的磁盘分辨率很好，沿主轴的角度范围>14”，HD 33636、HD 50554和HD 52265的磁盘延伸超过PACS PSF尺寸（50%的能量封闭在半径4.23”内）。HD 105211也有24微米的红外线过剩，这是以前被忽视的，因为一个约束不好的光球模型。斯皮策IRS档案观测表明，盘具有最小半径约3微米的小颗粒，尽管最小颗粒梯度大于所有系统中的辐射压力井喷尺寸。如果用单温黑体模型，则盘的温度都小于60 K。我们的辐射转移模型预测的实际磁盘半径约两倍的模型黑体磁盘的半径。我们发现，赫歇尔测光跟踪尘埃附近的源人口的星子。盘的光度在0.00002 <= L/L* <= 0.0002的范围内，与冥王星大小的矮行星搅动的冰质微行星带中的碰撞一致。
2016-10-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multiwavelength Vertical Structure in the AU Mic Debris Disk: Characterizing the Collisional Cascade
碎片盘是柯伊伯带的放大类似物，柯伊伯带中的尘埃是由微行星之间的碰撞产生的。在碎片盘的“碰撞级联”模型中，因辐射压力和风而流失的尘埃不断通过微行星之间的摩擦碰撞而补充。该模型假设碰撞是破坏性的，并涉及大的速度;这一假设尚未在我们的太阳系之外进行过测试。利用阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列对附近M矮星天文台附近的碎片盘进行了0“25（$\approx$ 2.4 au）分辨率的$λ$ = 450 $μ$ m尘埃连续辐射观测。我们使用参数模型来描述磁盘结构，并使用MCMC算法来探索模型参数的后验分布;我们将磁盘的结构与我们的数据和存档$λ= 1.3$ mm数据相匹配（Daley等人，2019），从中我们获得了1.3 mm处的两个纵横比测量值（$h_{1300}$ = 0.025 $^{+0.008}_{-0.002}$）和450 $μ$ m（$h_{450}$ = 0.019 $^{+0.006}_{-0.001}$），以及粒度分布指数$q =$ 3.03 $\pm$ 0.02。在Pan & Schlichting（2012）提出的建模框架内结合我们的纵横比测量，我们推导出AU Mic碎片盘的速度弥散指数作为粒度$p = 0.28 \pm 0.06$的函数。这一结果意味着较小的物体比较大的物体更容易被碰撞破坏，这与通常为这种小物体假设的强度状态不一致。这种差异的可能解释进行了讨论。
2022-07-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
What you see is not necessarily what you get: Interpreting near-infrared scattering phase functions of debris discs
European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
研究通过合成图像验证了散射相函数和HG参数的可靠性，发现几何效应和观测方法对结果有显著影响，强调这些参数应视为有效观测依赖量而非直接尘埃属性代理。
2026-04-09 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Azimuthal asymmetries in the debris disk around HD61005
碎片盘提供了有价值的见解的最新阶段的拱星盘的演变，并可能帮助我们跟踪行星形成过程的结果。在10到100万年的年龄范围内，大部分气体预计已经从系统中移除，巨行星（如果有的话）必须已经形成，类地行星的形成可能正在进行中。冥王星大小的微行星及其碎片在碰撞级联中释放出来，受到它们之间的相互引力影响，这可能导致碎片盘中的非轴对称结构。需要高角分辨率观测来研究这些影响并限制碎片盘的动态演变。此外，多波长观测可以通过探测不同的粒度提供有关尘埃动力学的信息。在这里，我们提出了新的VLT/SPHERE和ALMA观测的碎片盘周围的40亿岁的太阳型恒星HD\，61005。我们在近红外（散射光和偏振光）和毫米波长下都以前所未有的分辨率解决了磁盘问题。由于新的观察，我们提出了一个解决方案的径向和方位角分布的尘埃颗粒的碎片盘。我们发现，磁盘有一个中等的偏心率（$e \sim 0.1$），尘埃密度是两倍大的近心相比，远心。由于我们的观测中没有检测到巨行星，我们研究了除了行星盘相互作用之外的其他解释来解释推断的盘形态。我们推测，该盘的形态可能是$\sim$ \，1000\，km大小的天体在$\sim$\，61\，au的大规模碰撞的结果。如果这种解释成立，它将对距离恒星很远的大质量微行星的形成施加严格的限制。
2016-05-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Debris disc formation induced by planetary growth
数百颗年龄超过1000万年的恒星被观测到有红外线过剩。这些观测结果可以用隐藏的微行星碰撞碎裂形成的尘埃颗粒来解释。这种尘埃状的小行星盘被称为碎片盘。在一个动态冷的星子盘中，星子的碰撞凝聚产生行星胚胎，然后搅动周围剩余的星子。因此，由行星形成而产生的星子碰撞碎裂形成了一个碎片盘。我们的目标是通过数值模拟星子种群的凝聚和分裂来确定碎片盘中底层星子的属性。碎片盘的亮度和时间演化取决于星子盘的径向分布、内外边缘的位置、总质量和盘中星子的大小。我们发现，一个径向狭窄的星子盘是最有可能导致的碎片盘，可以解释的趋势，观察到的红外线过剩的碎片盘周围的G型恒星，行星形成只发生在1亿年前。早期的碎片盘形成是由行星形成引起的，而后期的演化则是由已经形成的行星周围剩余星子的碰撞衰变所解释的。在$\approx 30$ AU上，具有半径为$\sim 100\,$ km的基本星子的星子盘最容易解释斯皮策太空望远镜24和70 $ μ$ m来自G型恒星周围碎片盘的通量。
2014-06-12 astro-ph.EP 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
A Spitzer IRS Study of Debris Disks Around Planet-Host Stars
由于巨行星在其轨道的几个潮汐半径内散布着星子，现有的星子带的位置表明了在过去的原恒星盘中巨型行星形成失败的区域。因此，对由星子碰撞产生的星周尘埃的红外观测是对已知行星形成历史的有力探测。在这里，我们提出了新的斯皮策IRS分光光度计的111个太阳型恒星，包括105个行星主机。我们的观测揭示了11个碎片盘，包括两个以前未被发现的碎片盘，它们围绕HD 108874和HD 130322运行。结合我们的32微米分光光度法和先前发表的MIPS光度法，我们发现行星宿主周围的大多数碎片盘的温度在60 < T < 100 K的范围内。假设尘埃温度T = 70 K，这是IRS和MIPS检测到的9个碎片盘的代表，我们发现围绕类日恒星的碎片环的轨道在15和240 AU之间，取决于平均颗粒大小。我们的观测结果表明，通过径向速度搜索发现的行星在其母星的240 AU范围内形成。如果这里研究的任何碎片盘大多具有大的黑体发射颗粒，那么它们的同伴巨行星必须在冰线和15 AU之间的狭窄区域形成。
2010-10-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
ALMA Detection of Extended Millimeter Halos in the HD 32297 and HD 61005 Debris Disks
我们提出了ALMA 1.3毫米（230 GHz）的HD 32297和HD 61005碎片盘，两个最具标志性的碎片盘，由于其戏剧性的后掠翼在散射光图像中看到的意见。这些观测分别实现了HD 32297和HD 61005的14和13 $μ$ Jy光束$^{-1}$的灵敏度，并提供了迄今为止这两个系统在毫米波长下的最高分辨率图像。通过采用MCMC建模方法，我们确定，这两个磁盘是最好的描述由一个广泛的（$ΔR/R> 0.4$）的星子带与上升的表面密度梯度，和急剧下降的外晕与散射光磁盘对齐的两个组件的模型。小行星带的内外边缘分别位于HD 32297的$78.5\pm8.1$ AU和$122\pm3$ AU，HD 61005的$41.9\pm0.9$ AU和$67.0\pm0.5$ AU。晕分别延伸到$440\pm32$ AU和$188\pm8$ AU。我们还检测到$^{12}$ CO J $=2-1$气体排放从HD 32297共处的尘埃连续。这些新的ALMA图像提供了观测证据，表明更大的毫米级颗粒也可能填充这两个磁盘的扩展晕，以前认为这两个磁盘仅由小的微米级颗粒组成。我们讨论了这些结果的影响，潜在的非对称碎片盘的成形和雕刻机制。
2018-12-13 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
