Post-Giant Impact Planetesimals Sustaining Extreme Debris Disks
本文通过数值模拟研究巨型撞击后形成的小行星体盘如何为极碎屑盘持续提供小颗粒尘埃，发现撞击半长轴显著影响盘的质量增量，而所有盘的碰撞率随时间以相似速率演化。
2023-11-19 astro-ph.EP
Circumbinary Planet Formation in the Kepler-16 System. II. A Toy Model for In-situ Planet Formation within a Debris Belt
最近的模拟显示，环双星结构的行星（例如开普勒最近发现的那些）的形成在小行星吸积阶段受到极大的阻碍。双星和原行星盘的共同作用使千米大小的微行星之间的撞击速度超过了它们的破坏阈值，从而阻止了距离双星至少10天文单位范围内的行星形成。有人提出，一个原始的人口“大”的星子（100公里或以上的大小），产生的湍流浓度机制，将能够绕过这个瓶颈，但是，目前还不清楚这些过程是否是可行的高度扰动的环双星环境。我们进行二维流体动力学和N体模拟表明，公里大小的星子和碰撞碎片可以漂移，并被困在一个带靠近中央双星。在这个带中，微行星最初可以通过吸积碎片来生长，最终成为“坚不可摧”的种子，尽管撞击速度很大，但可以原位吸积其他微行星。我们发现，大的，不可摧毁的微行星可以形成接近中央双星在$10^5$年，因此表明，即使是一个原始的人口“小”微行星可以可行地形成一颗行星。
2014-06-04 astro-ph.EP
Study of the migration of Earth-like planets in planetesimal disks and the formation of debris disks
Institute of Astronomy of the RAS（俄罗斯科学院天文研究所）
本文研究了类地行星与行星esimal盘的相互作用，发现行星迁移后会扰动盘内行星esimal轨道，增加相对速度，导致其破碎，从而形成尘埃盘。
2026-04-07 astro-ph.EP
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
Impact of planetesimal eccentricities and material strength on the appearance of eccentric debris disks
背景：由于碎片盘中的星周尘埃是短暂的，尘埃的补充需要一个星子库的存在。这些位于碎片盘母带中的微行星围绕其宿主恒星运行，并通过相互碰撞不断为盘提供细小的尘埃。目的：我们的目标是了解不同的碰撞参数对偏心碎片盘的观测外观的影响。方法：采用ACE数值模拟程序，对选定的碎片盘构型的碰撞演化过程进行了数值模拟。随后，选定的可观测量与我们新开发的代码DMS模拟。偏心率的影响，动态激励，和材料强度的讨论相对于颗粒尺寸分布，光谱能量分布，空间分辨图像的碎片盘系统。结果：在不同的碰撞演化过程中，最明显的特征如下。首先，碎片盘系统偏心带中动力激励的增加和尘埃颗粒的材料强度的降低导致较小颗粒的较高产生率。这就减少了盘的近星点和近星点两侧的表面亮度差异。对于非常低的材料强度，“近心辉光”现象减少，最终甚至被相反的效果“远心辉光”所取代。第二，它是可能的，以限制从磁盘的外观碰撞活动的水平，例如，波长依赖的远心近心通量比。在所考虑的参数空间内，材料强度对盘的外观的影响比系统的动力学激励的影响更强。最后，我们发现碰撞参数对净谱能量分布的影响很小。
2018-06-06 astro-ph.EP
Planetesimal collisions in binary systems
我们研究了紧密双星系统中千米大小的微行星的碰撞演化，以探讨在次级恒星强烈的引力扰动下，原行星是否能继续吸积。在双星和气体阻力的影响下，对微行星轨道进行了二维数值积分。由于与其他微行星的碰撞和碰撞碎片的吸积，微行星的质量和轨道可以演变。此外，碎片的质量会因微行星与微行星的碰撞和新微行星的产生而演变。我们表明，这是可能的，在原则上为公里大小的星子增长两个数量级的大小，如果星子形成的效率是相对较低的。我们讨论我们的二维方法的局限性。
2010-01-18 astro-ph.EP
From Pebbles and Planetesimals to Planets and Dust: the Protoplanetary Disk--Debris Disk Connection
在原行星盘中观察到的碎片盘和突出环的轨道距离和探测率相似，这表明这些结构之间存在潜在的联系。我们用新的计算方法探索这种联系，这些计算方法遵循鹅卵石和微行星环的演变，因为它们成长为行星并产生尘埃碎片。根据初始固体质量和微行星形成效率，计算结果预测了产生的行星质量和伴随的碎片特征的不同结果。当与碎片盘的发病率作为光度和时间的函数进行比较时，模型结果表明，已知的明亮冷碎片盘的人口可以用固体环来解释，这些固体环具有为原行星盘环推断的（高）初始质量和与当前的星子形成理论相一致的适度的星子形成效率。这些结果支持了大的原行星盘环演化为已知的冷碎片盘的可能性。推断出的强大的演化联系原行星盘与大环和成熟的恒星与冷碎片盘意味着剩余的大多数人口的低质量的恒星与紧凑的原行星盘留下的大半径的残留固体只有适度的质量，并主要发展成成熟的恒星没有超过30 au的可检测的碎片。这里概述的方法说明了如何将观测与详细的固体演化模型相结合，强烈地约束了盘固体的全球演化和基本的物理参数，如星子形成的效率和原行星盘中可能存在的看不见的固体水库。
2021-11-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Five steps in the evolution from protoplanetary to debris disk
Herbig Ae恒星的原行星盘最终消散，留下一个由微行星和尘埃组成的脆弱的碎片盘，以及可能的气体和行星。本文利用10- 20百万年A星碎片盘的性质来考虑原行星到碎片盘的转变。这两类尘埃的物理区别在于是否存在足够数量的原始气体来控制小尘埃颗粒的运动（而不是尘埃的次级性质或其搅动程度）。这激发了一个基于尘埃光谱的观测分类，根据经验定义，A星碎片盘在12 μ m处需要<3，在70 μ m处需要<2000。我们还提出了一个假设来测试，主序星/星子结构已经到位（但模糊）在原行星盘阶段。如果行星的结构在圆盘分散期间改变直到冻结，这可能只是弱正确的，或者如果行星和星子在圆盘分散期间形成，则完全错误。讨论了过渡过程中的五个步骤：（i）在内部凿出一个洞，形成过渡盘;（ii）耗尽外盘中毫米大小的尘埃，并指出确定这种质量最终是形成星子还是碰撞耗尽的重要性;（iii）最终清除内部区域，并指出许多机制在后期补充中等热尘埃水平，并可能也在原行星盘中运行;（iv）气体的消失，注意到最近在碎片盘中发现了原始和次级气体，这突出了我们的无知以及ALMA即将带来的启示;（v）环状微行星结构的形成，注意到这些结构是通过与行星的相互作用形成的，并且微行星在原行星盘中的位置可能与其中的尘埃浓度无关，而尘埃浓度是由气体相互作用确定的。
2014-12-17 astro-ph.EP
An alternative origin for debris rings of planetesimals
核心吸积，最广泛接受的行星形成的方案，假设存在公里大小的固体物体，称为星子，在行星形成的早期阶段，安排在一个剃刀薄盘。在潮汐缩小假说中，行星的形成、颗粒生长、沉积和行星核心的形成发生在由引力不稳定性在外部冷盘中形成的致密和巨大的气体团内部。当一个团块向内迁移时，恒星的潮汐力会将团块中的所有或大部分气体带走，使其缩小为一个行星质量体。在这里，我们认为，这样一个团块不仅可以形成行星的核心，而且还可以形成许多较小的天体。作为一个例子，我们考虑最简单的情况下，机构的圆形轨道周围的行星核心的中心的气体集团。小于1公里的天体会受到足够强的空气动力阻力，迅速螺旋进入并吸积到固体核心上;在行星大小范围内的天体失去离心力的支持非常缓慢。我们发现，微行星轨道的原行星核心密切保持引力约束它，这些可能是有关的形成卫星的巨行星。在主星系团内较远轨道上的微行星与原行星没有联系，它们被设置在轻度偏心的日心轨道上，通常形成宽环。这些可能对应于主序星和太阳系柯伊伯带周围的碎片盘。特别是对于后者，我们的假设自然解释了柯伊伯带观察到的尖锐外缘和“质量赤字”。
2012-03-06 astro-ph.EP
Self-Stirring of Debris Discs by Planetesimals Formed by Pebble Concentration
当原行星盘失去气体时，它会留下行星和一个或多个星子带。这些带受到行星（“行星搅动”）或嵌入的大星子（“自搅动”）的动态激发。微行星之间的碰撞变得具有破坏性，并开始产生尘埃，形成一个可观察到的碎片盘。根据Kenyon & Bromley（2008）的说法，通常认为自搅拌在第一个约1000公里大小的嵌入式“冥王星”形成后就开始运作。然而，最先进的卵石浓度模型有力地预测了大小在几公里到200公里之间的微行星在原行星盘中迅速形成，然后慢慢成长为冥王星大小的天体。我们表明，这些星子激发光盘足够的碎片的时间尺度，是短于冥王星的形成时间尺度。使用基于Ida & Makino（1993）理论的分析模型，并以数值积分为支持，我们发现激发时标为$T_{\rm excite} \approx 100 x_{\rm m}^{-1} M_*^{-3/2} a^3$ Myr，其中$x_{\rm m}$是原行星盘祖星的总质量，单位为最小质量太阳星云，$a$是其半径，单位为100 AU，$M_*$是恒星质量，单位为太阳质量。这些结果适用于一组23碎片光盘已很好地解决了ALMA或SMA。我们发现，这些光盘的大多数是一致的自搅拌。然而，围绕着年轻早期恒星的三个大圆盘确实需要行星作为搅拌器。它们是Cet 49，HD 95086和HR 8799，其中后两个已经知道有行星。
2018-07-11 astro-ph.EP
Diagnosing Circumstellar Debris Disks
（摘要）一个星周碎片盘的数值模型被开发出来，并应用于观测环绕β Piccados的星周尘埃。该模型解释了看不见的小行星碰撞产生尘埃的速率，以及尘埃颗粒因碰撞而被破坏的速率。该模型还考虑了辐射压力的影响，这是对盘的较小但丰富的尘埃颗粒的主要扰动。然后，求解所得的速率方程系统，提供随时间变化的粉尘丰度与粒度的关系。这些解还提供了尘埃颗粒的碰撞寿命与颗粒大小的关系，以及碎片盘的光学深度和表面亮度与恒星距离的关系。通过与观测结果的比较，可以估计出看不见的微行星盘的半径，以及微行星盘由于微行星的研磨而脱落质量的速率。然后将该模型应用于围绕β Picardian轨道运行的边缘尘埃盘的光学观测，当看不见的星子盘很宽时，75<r<150 AU，达到了很好的一致性。如果假设尘埃颗粒像土星的冰环一样明亮，那么尘埃盘中尘埃的截面为A_d~ 2 × 10^20 km ^2，其质量为M_d~11月球质量。在这种情况下，星子盘的尘埃产生率相当大，dM_d/dt约为每百万年9个地球质量，这意味着那里存在或曾经存在大量的星子质量，至少有110个地球质量。但是如果尘埃颗粒比假设的更暗，那么星子盘的质量损失率和它的总质量就更重。事实上，这个区域明显缺乏任何大行星，加上星子盘的严重质量损失率，表明β Pic的75<r<150 AU区域可能是一个星子毁灭的区域，而不是一个正在进行的行星形成的地方。
2010-06-22 astro-ph.EP
Laboratory mid-IR spectra of equilibrated and igneous meteorites. Searching for observables of planetesimal debris
陨石含有来自太阳系小行星的矿物质，这些小行星具有不同的性质（如大小，水的存在，核心形成）。我们提供了新的粉末陨石的中红外透射光谱，以获得小行星碎片的中红外光谱的模板。这对于解释过去和未来空间天文台的中红外光谱至关重要，如詹姆斯韦伯太空望远镜。我们发现，湿和干陨石，碳质和普通陨石和无球粒陨石和球粒陨石的透射光谱是明显不同的方式，可以区分在天文中红外光谱。光谱上区分不同陨石群（以及不同类型的母体）的两个观测值是辉石-橄榄石特征强度比和橄榄石光谱特征的峰值位移，这是由于橄榄石中铁浓度的增加。
2017-11-30 astro-ph.EP
Predictions for the secondary CO, C and O gas content of debris discs from the destruction of volatile-rich planetesimals
本文使用的尘埃碎片盘，包括越来越多的气体检测在这些系统中的意见，以测试我们的理解这种气体成分的起源和演变。据推测，所有的碎片盘与冰冷的星子创造第二代CO，C和O气体在一定程度上，本文的目的是预测该水平，并评估其可观测性。我们提出了一个新的半解析等价的数值模型的Kral等。（2016）允许应用到大量的系统。该模型假设CO是从富含挥发分的固体产生的，其速率可以从碎片盘的分数光度预测。CO迅速光解成C和O，然后通过粘性扩散演化。这个模型提供了一个很好的定性解释所有目前的观察，与一些特殊的系统，可能有原始气体。碎片的径向位置和恒星的光度解释了一些未检测到的情况，例如，近距离碎片（如HD 172555）太温暖而无法保留CO，而高恒星光度（如$η$ Tel）导致CO寿命短。我们列出了最有前途的气体探测目标，预测$>15$ CO探测和$>30$ CI探测与ALMA，和几十个CII和OI探测与未来的远红外任务。我们发现，CO，CI，CII和OI气体应在非LTE的大多数恒星建模，CO，CI和OI线将光学厚的最富气体系统。最后，我们发现，辐射压力，可以吹出周围的早型星CI，可以抑制自屏蔽。
2017-03-30 astro-ph.EP
Insights into planet formation from debris disks: I. The solar system as an archetype for planetesimal evolution
长期以来，星周盘一直被认为是了解行星系的窗口。亚毫米级高灵敏度、高分辨率成像技术的出现，可以探测到盘状物的固体和气体成分，这为了解这些系统的动力学历史开辟了新的可能性，因此，也为更好地了解我们自己的太阳系-其中有一个高度演变的碎片盘-提供了新的可能性。对原行星盘和碎片盘尘埃质量的比较显示，在恒星年龄为1000万年左右，表面上处于“过渡盘”阶段，毫米级颗粒的质量明显下降，这表明这些颗粒快速吸积到星子上。这一快速形成阶段与对太阳系柯伊伯带天体的放射性核素研究相一致。重要的是，这表明，在这个时代的盘的气体中的任何热梯度将被“冻结”到微行星，因为它们从附近的固体和冰中快速增生。因此，在热示踪剂，如DHO，DCN和其他示踪剂的径向梯度的测量可以提供洞察新生的太阳系的abundances。在对太阳系动力学演化的研究中，人们默认这种丰度可以揭示目前在小行星带和柯伊伯带发现的天体的形成位置。同样，从年轻碎片盘的碰撞演化中检测到气体的证据可能揭示这些系统中物体动态演化的速度，其中大多数将比太阳系年轻得多。
2016-03-21 astro-ph.EP
Collisional parameters of planetesimal belts, precursor of debris disks, perturbed by a nearby giant planet
星子带被用来解释碎片盘的长期存在。模拟其碰撞演变和计算尘埃产生率的重要参数是碰撞的固有概率$P_i$和平均碰撞速度$U_c$。如果一颗行星的轨道靠近行星带，这两个参数的值会受到长期扰动的影响，从而在偏心率$e$和近心点经度$\varpi$之间产生很强的相关性。我们采用了一种新的算法来计算$P_i$和$U_c$的长期相关性，由于不同的比例之间的适当和强迫偏心率的存在。我们测试了这个算法在一个标准的情况下，木星大小的行星轨道内的一个假定的星子带发现，它是不太活跃的碰撞相比，自搅拌带，因为$e - \varpi$耦合。行星的偏心率是决定尘埃产生量的一个重要参数，因为当行星的偏心率从0.1增加到0.6时，侵蚀速度会快10倍。带的初始条件（无论是冷的还是热的）和它的平均倾角强烈地影响着$P_i$和$U_c$，进而影响着它在行星存在下的长期碰撞演化。最后，我们将我们的方法应用到星子带，推测重新填充围绕HD 38529和$ε$波江座的尘埃盘。在碰撞最活跃的构型中，预计只有一小部分小于100公里的天体会在4 Gyr的时间跨度内碎裂。
2017-01-07 astro-ph.EP
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
Dust Spreading in Debris Discs: Do Small Grains Cling on to Their Birth Environment?
碎片盘是围绕主序星的微行星尘埃带，类似于我们太阳系中的小行星带和柯伊伯带。微行星不能被直接观测到，但它们在相互碰撞中产生了可探测的尘埃。通过观察尘埃，我们可以尝试推断看不见的微行星的性质。在这里，我们解决的问题是什么是最好的方式来测量的位置外行星带，包括太阳系外的行星系。一种标准的方法是使用毫米波长的分辨率图像，这些图像显示的尘埃颗粒的大小与观测波长相当。在红外线（IR）中看到的较小颗粒受到几种非引力的影响，这些力将它们从出生环中拖走，因此可能无法紧密跟踪母体。在这项研究中，我们研究是否在较短的波长的碎片盘成像可能使确定的空间位置的外柯伊伯带具有足够的精度。我们发现，在M型恒星周围，在中红外线下最清晰可见的尘埃被恒星风有效地从它们的诞生位置向内移动，导致圆盘在中红外线图像中看起来比实际上更紧凑。然而，在早期类型的恒星周围，大多数碎片盘被发现，在中红外区的出生环位置，盘仍然是最亮的。因此，具有良好角分辨率的敏感红外设施，例如JWST上的MIRI，将能够追踪附近碎片盘系统中的外柯伊伯带。
2019-06-17 astro-ph.EP
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
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
Debris Disks: Probing Planet Formation
碎片盘是在远红外巡天中发现的尘埃盘，约占附近主序星的20%。它们可以被认为是原行星盘的后代或行星系的组成部分，为星周盘的演化和行星形成的结果提供了有价值的信息。碎片盘的人口可以解释为星子带的稳定碰撞侵蚀;人口模型限制了在原行星盘中通常形成的星子（大小> 10公里）的位置（10- 100天文单位）和数量（> 1地球）。现在可以看到气体进入碎片盘阶段很长时间。其中一些是次要的，这意味着微行星具有太阳系彗星般的成分，但有些系统可能保留原始气体。对于某些碎片盘来说，持续的行星形成过程被引用，例如矮行星在未搅拌的盘中持续生长，或者通过巨大的撞击生长类地行星。行星以许多方式在碎片盘上留下结构的印记;间隙、团块、扭曲、偏心和其他盘的不对称性的图像，很容易用>>5au的行星来解释。在行星通常被发现的区域（<5au）的热尘埃被越来越多的恒星看到。这些灰尘通常起源于外带（例如，来自外彗星），尽管有时推断是小行星带或最近的碰撞。
2018-04-23 astro-ph.EP
Clearing residual planetesimals by sweeping secular resonances in transitional disks: a lone-planet scenario for the wide gaps in debris disks around Vega and Fomalhaut
在织女星和北落师门的碎片盘中都观察到了扩大的间隙。这些结构被归因于多个超木星气体巨行星的潮汐扰动。然而，在目前的观测范围内，还没有发现这样大的行星。在这里，我们提出了一个不太严格的“孤独行星”的情况下，占观察到的结构与一个单一的偏心气体巨星，并建议清除这些广泛的差距是由其广泛的长期共振。在气盘气体耗尽的过程中，行星的长期共振向内传播，并在气盘的扩展区域上清除了一个很大的间隙。虽然一些残留的中等大小的微行星可能会留在间隙中，但它们的表面密度太低，既不能产生超级地球，也不能导致足够频繁的破坏性碰撞，以产生任何可观测的尘埃特征。与以前的多气体巨星潮汐截断方案相比，这个孤行星扫描长期共振模型的主要优点是对气体巨星数量的要求放宽。如果假设的行星有显著的偏心率，观测推断的质量上限也可以满足。相当一部分的太阳系或更大质量的恒星都有巨大的气体行星，并且有着显著的偏心率。如果这些行星在其出生盘耗尽之前获得了它们现在的运动学特性，那么它们广泛的长期共振将有效地阻止邻近行星和微行星在轨道半长轴范围内的保留。
2017-09-21 astro-ph.EP
Carbon to oxygen ratios in extrasolar planetesimals
对密度范围很广的太阳系外小行星的观测意味着行星的组成和结构多种多样。目前，测量太阳系外行星系整体组成的唯一技术是分析吸积在白矮星上的行星碎片，类似于陨石丰度研究。我们目前的碳和氧的丰度测量的星子碎片在10个白矮星观察与哈勃太空望远镜，随着C/O比的碎片在6个系统与以前报告的丰度。我们没有发现富含碳的小行星的证据，在所有16个系统中，C/O<0.8。我们的研究结果将富碳系统的发生率上限定为<17%，置信水平为2 sigma。微行星的碳氧比范围与太阳系一致，似乎遵循双峰分布：一组类似于CI彗星，log（<C/O>）=-0.92，而富氧天体的C/O小于或等于地球。后一组可能比地球具有更高的水质量分数，增加了它们的相对氧丰度。
2016-05-10 astro-ph.EP
Substructure evolution from protoplanetary to debris disks driven by mutually gravitating planetesimals and implications on Kepler resonances and free-floating planets
California Institute of Technology（加州理工学院）；University of Hawai’i（夏威夷大学）
该研究提出相互引力星子的径向扩散演化图景，重现原行星盘环分布，揭示碎屑盘演化对开普勒共振链破坏及类地行星大小自由漂浮天体形成的启示。
2026-08-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Impact of planet--planet scattering on the formation and survival of debris disks
行星-行星散射是一种能够显著改变行星系结构的主要动力学机制。除此之外，它还可能影响系统对碎片盘的形成和保持。行星的剧烈混乱演化可以很容易地清除剩余的微行星带，防止点燃大量的碰撞级联，从而产生碎片盘。在另一端，一个温和的演化与有限的步骤，偏心率和半长轴可以触发形成的碎片盘，通过搅拌最初安静的星子带。分析了行星之间的散射可能对碎片盘的形成产生的各种影响，并对不同结果的统计概率进行了评价。这导致了这样的预测，即经历了一段混沌演化的系统可能具有较低的概率窝藏碎片盘。
2014-08-13 astro-ph.EP
Fomalhaut debris disk emission at 7 millimeters: constraints on the collisional models of planetesimals
我们提出了新的空间分辨观测尘埃热辐射在7毫米的北落师门碎片盘与澳大利亚望远镜紧凑型阵列。这些观测提供了迄今为止对北落师门碎片盘的最长波长探测。我们结合新的数据到文献的亚毫米数据调查的光谱指数的尘埃热发射在亚毫米和约束的$q$斜率的幂律粒度分布。我们推导出一个值为$q = 3.48 \pm 0.14$的颗粒尺寸约为1毫米。这是一致的碰撞级联在稳态的经典预测。同样的值不能用最近的星子碰撞模型来解释，在这些模型中，大型天体的速度分布或它们的拉伸强度是天体大小的强函数。
2012-01-16 astro-ph.EP astro-ph.GA
A SMACK Model of Colliding Planetesimals in the $β$ Pictoris Debris Disk
我们提出了一个新的模型的$β$风景如画的磁盘和行星系统，模拟的星子碰撞和动力学所产生的尘埃颗粒，使我们能够模拟功能和不对称的热和散射光图像的磁盘。我们的两部分模型首先模拟的碰撞和动力学演化的星子在柯伊伯带碰撞的超粒子方法算法（SMACK），然后模拟产生的尘埃颗粒的动力学演化与标准Bulirsch-Stoer N体积分。考虑到观测到的$β$风景如画b行星的倾角和偏心率，该模型巧妙地将盘的几个特征联系在一起：亚毫米图像中的中心孔，散射光中看到的双盘“x”图案，甚至可能是ALMA看到的星团气体。我们还发现，在$β$风景如画的系统中，大部分的灰尘可能是在60-100 AU的环外产生的。这个圆盘在60-100 AU处有一个“搅拌环”，而不是出生环，那里集中了由行星发射的长期波产生的高速碰撞。双盘x图案的出现是因为碰撞在长期波的波峰和波谷处发生得更频繁。在这个区域中，圆盘的扰动产生了一个方位角和垂直不对称的碰撞空间分布，这可能会产生一个方位角的气体团，而不会引起共振或额外的行星。
2015-11-04 astro-ph.EP
Debris disc stirring by secular perturbations from giant planets
据认为，可探测的碎片盘需要动力激发（“搅动”），因此，微行星碰撞释放出大量尘埃。我们调查的长期扰动的行星，这可能是在一个显着的距离从星子盘的影响，看看这些扰动可以搅拌盘，如果是这样，在什么时间尺度。长期摄动导致不同半长轴的轨道以不同的速率进动，并且在一段时间t_cross之后，最初不相交的轨道开始相交。我们证明了t_cross与a_disc^（9/2）/（m_pl e_pl a_pl ^3）成正比，其中m_pl、e_pl和a_pl是行星的质量、偏心率和半长轴，a_disc是圆盘的半长轴。这个时间尺度可能比外盘内的星子增长到冥王星大小的时间尺度更快。我们还计算了星子之间的相对速度的大小，并推断行星的扰动通常会导致破坏性的碰撞出100的AU。因此，最近形成的行星可能会对外盘的行星形成产生重大影响，而这可能会被离恒星更近的巨行星的形成所削弱。观测到的碎片盘的存在并不需要在其中存在冥王星大小的物体，因为它也可以被不在盘中的行星搅动。对于波江座恒星，我们发现已知的RV行星可以在60 AU处激发星子带，足以在4000万年的时间尺度上引起100公里大小的天体的破坏性碰撞。
2009-08-13 astro-ph.EP
Tidal Disruption of Planetesimals from an Eccentric Debris Disk Following a White Dwarf Natal Kick
本研究通过N体模拟表明，白矮星诞生踢可塑造偏心、近心点对齐的碎屑盘，并持续驱动星子进入潮汐瓦解轨道，从而解释白矮星金属污染。
2024-04-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraining planetesimal stirring: how sharp are debris disc edges?
微行星的研磨碰撞在碎片盘中产生尘埃，需要搅动它们的轨道。然而，搅拌水平在很大程度上仍然不受约束，因此搅拌机制也不受约束。这项工作显示了如何锋利的外边缘的光盘可以用来约束搅拌水平。也就是说，边缘越尖锐，偏心距分散必须越低。对于瑞利分布的偏心率（$e$），我发现，光盘表面密度的外缘附近可以参数化为$\tanh[(r_{\max}-r)/l_{\rm out}]$，其中$r_{\max}$近似的最大半长轴和$l_{\rm out}$定义的边缘平滑度。如果半长轴分布具有尖锐边缘，则$e_\mathrm{rms}$大致为$1.2 l_{\rm out}/r_{\max}$，或者如果半长轴由于自搅拌而扩散，则为$e_\mathrm{rms}=0.77 l_{\rm out}/r_{\max}$。用该模型对HD 107146、HD 92945、HD 206893、AU Mic和HR 8799等5个宽盘的ALMA数据进行了拟合。结果表明，HD 107146、HD 92945和AU Mic具有最尖锐的外缘，对应于$0.121\pm0.05$、$0.15^{+0.07}_{-0.05}$和$0.10\pm0.02$的$e_\mathrm{rms}$值，如果它们的圆盘是自搅拌的，这表明存在嵌入圆盘中的冥王星大小的物体。尽管这些搅拌值大于通常假设的值，但HD 92945的径向搅拌与受圆盘高度限制的垂直搅拌…
2021-04-05 astro-ph.EP
A planetesimal orbiting within the debris disc around a white dwarf star
许多白矮星显示出吸积较小天体的迹象，这意味着它们可能拥有行星系。这些系统中有一小部分含有通过发射谱线可见的气体碎片盘。我们报告了一个稳定的123.4分钟的周期变化的强度和形状的Ca II发射谱线轮廓起源于周围的白矮星SDSSJ 122859.93 +104032.9的碎片盘。我们将这种短周期信号解释为固体通过其内部力量结合在一起的信号。
2019-04-03 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
Planetesimals drifting through dusty and gaseous white dwarf debris discs: Types I, II and III-like migration
本文研究了星子在白矮星碎屑盘中的迁移特性，发现I型和II型迁移过慢，而微粒盘的类III型迁移在小行星或卫星产生的高质量白矮星尘埃盘中可能迅速发生，使星子能在寿命期内迁移穿越整个盘。
2023-06-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Testing the Impact of Planet-stirring, Self-stirring, and Mixed-stirring on Debris Disc Architecture: A Case Study of HD 16743
Institute of Astronomy and Astrophysics, Academia Sinica（中央研究院天文及天文物理研究所）；Instituto de Astronomía y Ciencias Planetarias, Universidad de Atacama（阿塔卡马大学天文与行星科学研究所）；Department of Astronomy and Steward Observatory, University of Arizona（亚利桑那大学天文系和斯图尔德天文台）；Instituto de Astronomía, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学天文研究所）
通过N体模拟研究HD 16743尘埃盘架构，发现巨行星esimal的混合扰动能最佳复现观测特征，且总质量约束为≥27 M_⊕。
2025-11-10 astro-ph.EP
Secondary gas in debris discs released following the decay of long-lived radioactive nuclides, catastrophic or resurfacing collisions
本文通过建模研究碎片盘中彗星体释放CO气体的机制，揭示非灾难性碰撞和放射性核素衰变可主导气体释放且与尘埃释放不成正比，并强调大型星子在年轻行星系统气体来源中的关键作用。
2023-09-22 astro-ph.EP
A Mixed Stirring Mechanism for Debris Discs with Giant and Dwarf Planetary Perturbations
碎片盘由大小从尘埃颗粒到微行星体的天体带组成;这些带是其他恒星周围行星系的可见标记，可以通过它们的形状和结构揭示太阳系外行星的影响。两个关键的搅动机制--微行星的自搅动和外部巨行星的长期扰动--已经被确定来解释微行星带的动力学;它们的相对重要性已经被独立研究，但还有待于结合起来考虑。在这项工作中，我们进行了一套286 N-体模拟探索碎片光盘的演变超过1-Gyr，结合嵌入在光盘中的矮行星的引力摄动，和一个内部的巨行星。我们的系统在某种程度上模仿了外太阳系的结构：一颗太阳质量的恒星，一颗30天文单位的大质量巨行星（$M_{\rm GP} =$ 10到316~ $\mathrm{M}_{\oplus}$），以及一个由100颗大质量矮行星和1000颗无质量粒子（$M_{\rm DD} =$ 3.16到31.6~ $\mathrm{M}_{\oplus}$）形成的碎片盘。我们给出了1~Gyr后盘和巨行星的演化。平均偏心率和盘倾角的时间演化强烈依赖于巨行星质量以及剩余的盘质量。我们还发现，即使用小的圆盘质量也能实现有效的搅拌。在一般情况下，我们发现，一个混合的机制是更有效的搅拌冷碎片盘比任何一种机制在隔离。
2023-01-12 astro-ph.EP
Dusty Planetary Systems
广泛的恒星光度测量显示，许多主序星在红外线和超过恒星光球层的更长波长处显示出辐射;这种辐射被认为来自星周尘埃。尘埃盘的存在是通过红外到毫米波长的空间分辨成像（追踪尘埃热发射）和光学到近红外波长的空间分辨成像（追踪尘埃散射光）来确认的。由于这些尘埃粒子的预期寿命比恒星的年龄（> 1000万年）短得多，因此推断这些固体物质不是原始的，即来自恒星诞生的气体和尘埃的胎盘云的剩余物，而是由产生尘埃的微行星补充的。这些微行星类似于我们太阳系中的小行星、彗星和柯伊伯带天体（KBO），它们产生行星际尘埃，产生黄道光（追踪太阳系碎片盘的内部成分）。这些“碎片盘”的存在，围绕着质量、光度和金属丰度范围很广的恒星，有或没有双星伴星，证明了微行星的形成是一个强大的过程，可以在各种条件下发生。本章分为两部分。第一部分讨论了对太阳系碎片盘的研究和对其他恒星周围碎片盘的研究如何能够帮助我们了解行星系的形成、演化和多样性，揭示了微行星形成的频率和时间、微行星的位置和物理性质、长周期行星的存在以及系统的动力学和碰撞演化。第二部分审查了在碎片盘的无气体环境中影响尘埃颗粒的物理过程及其对尘埃颗粒大小和空间分布的影响。
2012-05-07 astro-ph.EP
Debris disks and the search for life in the universe
星周碎片盘是太阳系外类似于小行星带和柯伊伯带的物质。它们由彗星和残留的微行星组成，不断碰撞并产生可以通过红外过量或分辨成像观察到的星周尘埃。作为行星形成过程的一个明显产物，碎片盘可以帮助我们约束行星形成理论，并了解我们自己的太阳系的历史。本文介绍了碎片盘中次级气体的观测研究。它还讨论了在撞击系外行星期间产生的碎片盘的天体生物学潜力。
2019-05-01 astro-ph.EP
Massive Debris Disks May Hinder Secular Stirring by Planetary Companions: An Analytic Proof of Concept
该研究通过解析模型证明，大质量碎屑盘的自引力会加速拱线进动，抑制星子偏心率，从而可能阻碍偏心行星的长期搅动，对行星推断和盘质量约束有重要意义。
2024-03-15 astro-ph.EP astro-ph.GA
Debris disks as signposts of terrestrial planet formation. II Dependence of exoplanet architectures on giant planet and disk properties
我们提出了类地行星的形成模型，以及在包含多个不稳定气体巨星的行星系中碎片盘的碰撞演化。我们以前表明，巨行星的动力学引入了类地行星和碎片盘之间的相关性。在这里，我们提出了新的模拟表明，这种连接是定性鲁棒的变化：巨行星的质量分布，外星子盘的宽度和质量分布，以及气体的存在在磁盘中。我们讨论如何在这些参数的变化影响的演变。具有等质量巨行星的系统会经历最剧烈的不稳定性，这些不稳定性会摧毁类地行星和产生碎片盘的外星子盘。相比之下，具有低质量巨行星的系统有效地产生了类地行星和碎片盘。大部分具有低质量最外层巨行星的系统在这些行星之间有稳定的间隙，这些间隙经常被微行星占据。外巨行星之间的星子带可能会影响碎片盘SED。如果地球质量的种子存在于外星子盘中，则盘径向扩散到更低的温度。我们认为，这可以解释非常低的频率> 1 Gyr-old的太阳型恒星观察到24微米的过剩。在探索的（有限的）一组配置中，最有可能拥有大约1天文单位的类地行星的是年龄大于0.1-1 Gyr的恒星，其明亮的碎片盘在70微米，但目前没有已知的巨行星。这些系统结合了岩石建筑块的证据，巨行星的性质最不可能经历破坏性的动力学演化。我们预测碎片盘和偏心巨行星之间的反相关，和碎片盘和类地行星之间的正相关。
2012-02-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Gap Formation in Planetesimal Disks Via Divergently Migrating Planets
虽然许多观测到的碎片盘被认为有暗示行星存在的间隙，但直接成像调查并没有在这些系统中发现许多高质量行星。我们调查，如果发散迁移是一个可行的机制，形成年轻的碎片磁盘与行星的质量足够低，目前逃避检测的差距。我们进行数值积分的行星对嵌入在星子磁盘评估的条件下，发散，星子驱动的迁移发生和差距内形成的磁盘。间隙宽度和行星对内行星的迁移速率取决于盘的质量和行星共享盘材料的程度。我们发现，行星对行星质量比海王星可以产生差距的宽度类似于他们的轨道距离在10万年内的轨道分离探测直接成像运动。然而，成对的迁移超级地球可能无法在相同的时间和距离尺度上形成可观测的间隙。从这些间隙中推断出负责的行星质量，而忽略了迁移，可能会高估行星的质量超过一个数量级。
2018-09-26 astro-ph.EP
Stripping a debris disk by close stellar encounters in an open stellar cluster
碎片盘是围绕主序星的任何行星系统的组成部分。我们研究近距离的恒星相遇是否可以破坏和剥离其星子在其诞生的不断扩大的疏散星团与恒星数密度下降超过100万年的碎片盘。这种剥离会影响尘埃的产生，从而影响磁盘的可探测性。我们列出了在100和1000天文单位之间的错过距离恒星飞掠期间剥离的星子的分数，并为几个质量比的中心通过恒星。然后，我们估计了几个以初始恒星密度为特征的膨胀疏散星团一生中近距离恒星相遇的数量。我们发现，对于一个标准的盘，其内外半径分别为40和100天文单位，在恒星密度小于1000 pc^-3的普通嵌入星团中诞生的恒星周围，超过1亿年的星子不会损失。与此相反，我们发现，在猎户座型星团中诞生的恒星周围，恒星密度大于20 000 pc^-3的恒星在这一时间尺度上会严重耗尽其星子。在这样的环境下，超过1亿年，一个盘在M矮星周围会损失超过97%的星子，在太阳型恒星周围会损失超过63%，在A矮星周围会损失超过42%。我们粗略估计，三分之二的恒星可能诞生在这样高密度的星团中。这可能部分解释了为什么在低质量恒星周围观察到的碎片盘较少。
2011-07-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Limits on orbit crossing planetesimals in the resonant multiple planet system, KOI-730
开普勒任务从凌日中发现的多个行星候选系统中，有一小部分包含轨道共振或间隔太远而无法共振的行星候选对。我们在这里关注的是四行星系统KOI 730，它的行星周期满足8：6：4：3的比例。通过数值积分四个行星最初在这个共振配置接近最初外部冷的星子盘，我们发现，火星质量的顺序的行星轨道交叉的星子是足以拉动这个系统的共振。大约一个地球质量的行星轨道交叉的星子增加了行星际间距足以类似于多行星候选开普勒系统，位于共振之外。这表明，密集的多行星开普勒系统，主机只有低质量的碎片盘或其碎片盘一直非常稳定。我们发现，行星的倾角增加作为一个函数的质量在星子已经越过行星的轨道。如果系统在气盘耗尽后处于零倾角和共振链中，那么我们可以预期共振距离和相互行星倾角之间存在相关性。这可能使我们有可能区分动力学机制，这些机制解释了多行星系统在共振之外的部分。
2012-07-27 astro-ph.EP
Planetesimal Disk Microlensing
受碎片盘研究的启发，我们研究了前景恒星周围的星子盘对背景星光的引力微透镜效应。我们使用动力学生存模型来构建一个看似合理的例子，一个星子盘和研究其微透镜性质，使用已建立的小机构的微透镜的想法。当一颗太阳型的源星经过一个微行星盘的后面时，微透镜光变曲线可能会呈现出由比地球质量低几个数量级的微行星引起的短期、低振幅的残差。探测到的最小星子质量取决于光度灵敏度和源星的大小，当星子透镜离我们更近时，它会更低。微行星透镜可能比恒星透镜更靠近恒星，因为微行星质量分布的陡度改变了微透镜信号对透镜/光源距离比的依赖。微透镜搜索微行星需要基本上连续的监测程序，这些程序已经可行，并且可能对碎片盘模型（假设的太阳系外柯伊伯带类似物）设置限制。
2009-10-19 astro-ph.EP astro-ph.IM
Planets, debris and their host metallicity correlations
最近对碎片盘的观测，相信是由残留的星子组成的，带来了一些惊喜。碎片盘的存在与主恒星的金属丰度无关，可能与气体巨行星的存在反相关。这些观测结果与非常成功的行星形成核心吸积模型的假设和预测相矛盾。在这里，我们探讨预测的替代潮汐缩小（TD）的情况下，行星形成。在TD中，小行星和微行星碎片只有在气体碎片（巨行星的前身）被潮汐破坏时才会形成。我们发现，这些中断是罕见的高金属丰度恒星周围的光盘，但释放更多的碎片，每个中断比他们的低[M/H]类似物。这预示着碎片盘的存在和宿主恒星的[M/H]之间没有简单的关系，正如所观察到的那样。探测到的气体巨星意味着它的前身碎片没有争议，这可能解释了为什么在气体巨星周围发现DD的可能性较小。质量较小的行星应该与DD的存在相关，而亚土星行星（$M_{p} \sim 50 \M_{\oplus}$）与DD的存在相关性应该比亚海王星（$M_{p} \leq 15 \M_{\oplus}$）更强。由于行星系的长期演化和忽略了多碎片效应，这些预测的行星-DD相关在观测中会被冲淡和削弱。最后，虽然目前很难观测到，但M矮星周围的DD应该比太阳型恒星周围的DD更普遍。
2016-05-26 astro-ph.EP
Herschel imaging of 61 Vir: implications for the prevalence of debris in low-mass planetary systems
本文描述了由DEBRIS巡天在70- 500微米范围内对附近（8.5pc）G5 V多系外行星宿主星61 Vir进行的赫歇尔观测。这些照片显示出的辐射延伸到> 15弧秒，其形态可以用一个近边缘（倾角为77度）的径向宽（从30天文单位到> 100天文单位）的碎片盘来拟合，碎片盘的分数光度为2.7 × 10 ^-5，附近有两个不相关的源，它们在较长的波长下更为突出。在1.4GHz频率下与背景天体的偶然对准可能会造成混淆，但这颗恒星1.4”/年的自行允许斯皮策70微米的图像证实我们所解释的圆盘发射确实是拱星的。虽然星盘内缘的确切形状没有很好的限制，但在30天文单位以内的区域一定是微行星的显著减少。如果在0.5- 30天文单位的区域内有其他行星，这很容易解释，但也与碰撞侵蚀相一致。我们还发现了初步的证据表明，附近恒星周围可检测到的碎片的存在与当前径向速度调查中可检测到的最低质量行星的存在相关。在最近的60颗G恒星中，有11颗已知有行星，其中6颗（包括61颗Vir）的行星质量都小于土星，其中4颗有碎片的证据。其中一颗行星（HD 20794）的碎片是首次报道的。这一比例（4/6）高于对附近场星的预期（15%），这意味着形成低质量行星的系统也能够保留明亮的碎片盘。我们认为，这种相关性可能会出现，因为这样的行星系是动态稳定的，包括与微行星的形成过程中，微行星可以保持不受扰动的陀螺时间尺度的人口区域。
2012-06-18 astro-ph.EP
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
Inner edges of planetesimal belts: collisionally eroded or truncated?
本文提出三阶段解析模型研究碎片盘碰撞演化，结合ALMA观测发现7个宽碎片盘中4个内边缘由碰撞侵蚀形成，3个可能被行星截断，并揭示HD 107146的宽间隙实为两个窄间隙。
2023-05-16 astro-ph.EP
Multi-Wavelength Modelling of the Beta Leo Debris Disc: 1, 2 or 3 planetesimal populations?
在本文中，我们提出了一个模型的β狮子座碎片光盘，重点是建模的解决PACS图像作为赫歇尔的关键程序DEBRIS的一部分。我们还提出了新的SPIRE图像的光盘在250微米，以及新的限制光盘从SCUBA-2，中红外和散射光成像。结合所有现有的观测限制，我们发现Beta Leo（HD 102647）碎片盘的三种可能的模型：（一）一个2组件模型，包括一个热组件在2天文单位和冷组件从15-70天文单位。(ii)一个3分量模型，热尘在2天文单位，暖尘在9天文单位，冷组分在30-70天文单位，是同样有效的，因为冷发射在30天文单位内无法分辨。(iii)另一种不太可能的可能性是，该系统由一个非常偏心的小行星群组成，近心点在2天文单位，远心点在65天文单位。因此，尽管有大量的观测限制，但仍存在显着的模糊性; 30 AU内的尘埃分布的深中红外和散射光成像似乎是解决简并性的最有希望的方法。我们讨论了可能的行星系统架构的影响;例如，2分量模型表明行星可能存在于2-15天文单位处，而3分量模型表明行星可能存在于2-30天文单位之间，其中稳定区域包含9天文单位处的尘埃带，并且在偏心微行星模型中2-65天文单位之间不应该存在行星。我们认为，热尘埃可能起源于彗星的解体分散在从冷盘，并检查所有已知的A型恒星港口热和冷尘埃考虑的可能性，热和冷尘埃光度的比例是指示介入行星系统的架构。
2011-07-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stirred but not shaken: a multi-wavelength view of HD 16743's debris disc
本文利用HST和ALMA对HD 16743侧向碎屑盘进行多波段观测，发现其垂直尺度高度显著大于未受搅动值，表明盘内星子可能受到质量介于数倍冥王星至18.3地球质量之间的天体搅动。
2023-03-30 astro-ph.EP
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
Eccentric debris belts reveal the dynamical history of the companion exoplanet
近年来，在太阳系外观测到了一些偏心碎片带。对于它们的形状，最常见的解释是附近有一颗偏心的行星伴星。来自这样一个伴星的引力扰动会导致带内微行星的周期性偏心率变化，并具有一定范围的岁差频率。总体预期形状是具有有限最小宽度的偏心带。然而，已经发现几个观察到的偏心碎片盘的宽度比理论预期的要窄。在本文中，我们研究了两种机制，可以产生这种小的宽度：（i）原行星盘可以与行星和/或星子相互作用，缓慢地驱动前者的偏心率和阻尼后者的偏心率;（ii）伴星可以通过行星-行星散射随机获得偏心率。我们表明，在适当的条件下，这两种情况下提供了一个合理的方法来减少一个扰动行星外部的偏心带的最小宽度。然而，原行星盘的影响在大的分离（a > 10 au）由于缺乏气体和有限的盘寿命而减弱。这些发现表明，人们可以利用碎片盘的形状和宽度来揭示太阳系外系统的演变，限制原行星盘的特性和行星-行星散射的普遍性。对碎片藏匿系统的进一步观测可以证实，薄碎片带是一种常见现象，还是罕见的初始条件或演变过程的结果。
2022-09-26 astro-ph.EP
Probing the formation of planetesimals in the Galactic Centre using Sgr A* flares
在银河系中心（GC）的超大质量黑洞（SBH）的静态发射上方，以大约每天一次的速度观测到X射线和近红外的耀斑。这些耀斑的一个拟议的能源是潮汐的小行星的半径为$\gtrsim 10$公里通过$\sim$ 1天文单位的SBH内的中断。对于像GC这样的星系核中的星子的形成和演化知之甚少，使得对耀斑事件发生率的预测不确定。我们探讨了GC中星子形成的两种情况：（1）在与SBH绑定的大尺度云中，（2）在恒星周围的碎片盘中。我们使用Fokker-Planck方程模拟了它们围绕SBH的轨道演化，并研究了引力与各种相关扰动的相互作用。我们预测的耀斑速率$\approx 0.6 \, \mathrm{day^{-1}}$几乎与扰动的分布无关。此外，它对场景（1）或（2）不敏感。假设的每颗恒星的星子数量与太阳附近恒星周围的碎片盘一致。在场景（1）中，这意味着在大尺度云中形成的星子数量与恒星数量密切相关，这需要微调我们的结果与观测到的耀斑速率一致。我们赞成另一种解释，即在GC的星子形成在恒星周围的碎片盘，类似于太阳附近。
2014-10-21 astro-ph.EP astro-ph.GA
Conglomeration of kilometre-sized planetesimals
我们研究的效率，形成大型机构，从海洋的等大小的星子。这可能是行星形成的早期步骤之一，与小行星带、柯伊伯带和太阳外碎片盘的形成有关。在这里，我们考虑的情况下，种子星子碰撞不够频繁的动力学碰撞是重要的（碰撞限制），使用新构建的凝聚代码，并仔细比较数值结果与分析缩放。在没有碰撞冷却的情况下，随着大天体通过吸积小天体而生长，小天体的速度色散（$u$）越来越受激发。增长从众所周知的失控阶段（当$u$高于大天体的丘速度时）过渡到新发现的跨丘阶段（当$u$和大天体都增长，但$u$保持在大天体的丘速度时）。我们发现，与Lithwick（2014）的分析理解以及以前的数值研究一致，尺寸谱$dn/dR \propto R^{-4}$结果，以及形成效率，定义为远大于初始尺寸的物体的质量分数，是$\sim {\mathrm{ a \,\, few}}\times R_\odot/a$，或者在柯伊伯带的距离上是$\sim 10^{-3}$。我们认为，这种极端的低效率使我们的柯伊伯带和太阳外碎片盘形成的传统聚集模型无效。新的理论，可能涉及直接的引力坍缩，或强大的碰撞冷却的小行星，是必要的。
2015-01-13 astro-ph.EP
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
