Herschel discovery of a new class of cold, faint debris discs
我们提出了赫歇尔PACS 100和160微米的太阳型恒星阿尔法人，HD 88230和HD 210277，这是赫歇尔开放时间关键计划（OTKP）沙丘（尘埃周围的Earby Stars）的FGK星样本的一部分的观测。我们的观测显示，所有三颗恒星在160微米处都有小的红外线过量。HD 210277在100微米处也显示出少量的过量，而阿尔法人和HD 88230的100微米通量与恒星光球的预测一致。我们把这些红外线的过度现象归因于一类新的寒冷、暗淡的碎片盘。alpha Men和HD 88230在PACS 160微米图像中具有空间分辨率，而HD 210277在该波长下呈点状。扩展发射的投影线性大小在~ 115 ~~ 250 AU之间。由100和160微米的通量估计的黑体温度为$\lesssim$ 22 K，而冷尘埃的分光度为Ldust/Lstar ~ 10 E-6，接近太阳系柯伊伯带的光度。这些碎片盘是迄今为止在成熟恒星周围发现的最冷和最暗的盘，并且不能很容易地用“经典”碎片盘模型来解释。
2011-10-21 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
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
Carbon Monoxide in the Cold Debris of Supernova 1987A
我们报告的光谱和成像观测冷CO和SiO的SN 1987 A，第一次这样的发射在超新星遗迹中检测到的喷出物的旋转转变。除了CO J=1-0，2-1，6-5和7-6跃迁的线光度外，我们还提供了J=13-12的所有其他跃迁的上限，这些跃迁是由阿塔卡马大型毫米波阵列（ALMA），阿塔卡马探路者实验（APEX）和赫歇尔光谱和光度成像接收器（SPIRE）共同测量的。简单的模型显示，这些谱线是从至少0.01太阳质量的CO在> 14 K的温度下发射的，被限制在以~ 2000 km/s膨胀的球形体积的至多35%之内。此外，我们将发射定位在中心碎片的1“以内。这些观测结果，以及对SiO的部分观测，证实了超新星遗迹中存在冷分子气体，并提供了对喷出物中物理条件和化学过程的深入了解。此外，我们展示了强大的新窗口超新星喷出物提供的亚毫米观测。
2013-07-24 astro-ph.SR
ALMA continuum observations of a 30 Myr old gaseous debris disk around HD 21997
年龄超过1000万年的恒星周围的星周盘预计是缺乏气体的。然而，有两个例子的旧（30-40百万年）碎片状磁盘包含可检测到的冷CO气体量。在这里，我们提出了ALMA和赫歇尔空间天文台观测这些磁盘之一，围绕HD 21997，并研究尘埃的分布和起源及其与气体的联系。我们的ALMA连续图像在886微米清晰地解决了一个广泛的发射环的直径约4.5角秒，添加HD 21997到十几个碎片磁盘解决（亚）毫米波长。用辐射转移代码对ALMA图像的形态进行建模，结果表明其内外半径为~55和~150 AU，尘埃质量为0.09 M_Earth。我们的数据和模型暗示了一个延伸的寒冷的环外围。与在磁盘中的CO气体的形态比较，揭示了一个内部的无尘孔，但可以检测到气体。基于尘埃颗粒的寿命，我们建议，这个气体盘的尘埃含量是由星子产生的第二个来源。由于气体成分可能是原始的，HD 21997是已知的第一个混合环星盘的例子之一，这是迄今为止很少研究的环星盘演化的晚期阶段。
2013-10-18 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
First ALMA observations of the HD 105211 debris disc: A warm dust component close to a gigayear-old star
本研究利用ALMA 1.3毫米观测和SED建模分析HD 105211碎屑盘，发现其冷尘埃为窄低偏心率环，并揭示恒星附近存在毫米级暖尘埃成分。
2024-04-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Resolving the cold debris disc around a planet-hosting star: PACS photometric imaging observations of q1 Eri (HD10647, HR506)
大约有24个太阳系外碎片系统已得到空间分辨。这些碎片盘通常显示出各种结构特征，如团块、环、带、偏心分布和螺旋图案。在大多数情况下，这些特征被认为是由围绕主恒星运行的行星的动力学影响形成、塑造和维持的。在极少数情况下，通过直接观测推断出动力学上重要的行星的存在。已知太阳型恒星q1 Eri被碎片包围，尺度<30“。已知这颗恒星至少有一颗行星，尽管它的轨道太小，无法使它负责数十到数百AU距离的结构。目前的调查有两个目的：确定碎片的光学和物质特性，并推断尘埃的空间分布，这可能暗示存在其他行星。赫歇尔空间天文台上的光电探测器阵列相机和光谱仪（PACS）可以以前所未有的分辨率进行远红外成像观测，即在60 μm至210 μm的波长范围内，分辨率优于6“至12”。这些空间分辨数据与地面观测的结果一起，可以建立模型，从而比单独利用未分辨数据更可靠地确定碎片的性质及其演变。这是第一次在远红外波长下分辨出q1 Eri圆盘。PACS在70、100和160 μm波段的观测结果显示，在所有波段都显示出一个椭圆形的盘状结构，其尺寸随波长的增加而增加。假设一个圆形的形状产生其赤道平面相对于天空的倾角，i > 53度。图像去卷积的结果表明i可能大于63度，其中90度对应于边缘上的盘。（略）
2010-05-18 astro-ph.SR
The Correlation Between Metallicity and Debris Disk mass
我们发现，行星碎片盘中的初始尘埃质量与其中心恒星的金属丰度相关。我们汇编了大量的系统样本，包括斯皮策、赫歇尔沙丘和碎片调查以及WISE碎片盘候选者。我们还合并了33个金属丰度目录，以提供均匀的[Fe/H]和$σ_{[Fe/H]}$值。我们分析了这个合并的样本，包括总共187个系统（一些具有多个组件）周围的222个检测到的磁盘（74个热磁盘和148个冷磁盘）和440个仅具有上限的磁盘（125个热磁盘和315个冷磁盘），总共360个系统。在一个共同的早期演化点的磁盘尘埃质量的时间确定使用我们的数字磁盘演化代码，进化一个独特的模型，为每个662磁盘向后的年龄为100万年。我们发现，盘星的金属丰度很少小于[Fe/H] = -0.2，而在低金属丰度（[Fe/H] < -0.085）的恒星周围，暖组分质量的分布缺乏大质量的例子。以前寻找相关性的努力在很大程度上是不成功的;支持我们结果的主要改进是：1。基于尘埃质量的研究，而不仅仅是红外过量检测; 2.）以定量方式包括粉尘质量的上限; 3.）考虑到随着系统老化，碎片盘过剩的演变; 4.）充分考虑金属丰度测量中的不确定性范围; 5.）具有足够大的统计样本。
2016-04-25 astro-ph.SR
Planet populations inferred from debris discs: insights from 178 debris systems in the ISPY, LEECH and LIStEN planet-hunting surveys
我们对行星系中最外层的系外行星知之甚少，因为我们的探测方法对宽轨道上的中等质量行星不敏感。然而，碎片盘可以探测外行星的人口，因为观测到的盘的动力学模型可以揭示扰动行星的性质。我们使用四个雕刻和搅拌参数推断行星属性的178碎片盘系统从ISPY，LEECH和LISTEN行星狩猎调查。通常对单个光盘进行类似的分析，但我们以一致的方式考虑大样本。我们的目标是预测宽分离行星的人口，深入了解行星系的形成和演化历史，并确定在不久的将来探测这些行星的可行性。我们表明，一个“典型的”冷碎片光盘可能需要一个海王星到土星质量的行星在10-100 AU，与一些需要木星质量的扰动。我们预测的行星目前无法探测到，但适度的探测极限改进（例如JWST）应该会揭示许多这样的扰动。我们发现，行星被认为是扰动碎片盘在晚些时候是类似的推断是形成在原行星盘，所以这些可能是相同的人口，如果新形成的行星不迁移到目前认为。或者，年轻的行星可能在向内迁移之前迅速雕刻碎片，这意味着负责的行星比碎片盘研究假设的更大（并且位于更向内）。我们结合自搅拌和尺寸分布模型表明，许多碎片盘不能自搅拌没有不合理的高质量，行星或同伴搅拌，因此可能是占主导地位的机制，在许多（也许是所有）碎片盘。最后，我们提供行星预测目录，并确定未来行星搜索的有前途的目标。
2022-01-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radial Velocity Survey for Planets around Young stars (RVSPY) A transiting warm super-Jovian planet around HD 114082, a young star with a debris disk
为了通过径向速度方法检测具有碎片盘的年轻恒星的行星伴星，我们在2018年4月至2022年8月期间观察了HD114082，作为我们RVSPY计划（年轻恒星周围行星径向速度调查）的目标之一。我们使用的FEROS摄谱仪，安装在MPG/ESO 2.2米望远镜在智利，获得高信噪比的光谱和时间序列的精确径向速度（RV）。此外，我们分析了档案HARPS光谱和TESS光度数据。我们使用CERES、CERES ++和SERVAL管道来导出RV和活性指标，并使用ExoStriker对RV和TESS光度进行独立和组合分析。我们报告发现一个温暖的超木星的伴侣HD 114082的基础上，109.8 $\pm$ 0.4天的信号在合并RV数据从FEROS和HARPS，并在一个过境事件在TESS测光。最佳拟合模型表明，8.0 $\pm$ 1.0 Mjup的伴星半径为1.00 $\pm$ 0.03 Rjup，轨道半长轴为0.51 $\pm$ 0.01 au，离心率为0.4 $\pm$ 0.04。伴星的轨道与已知的位于28天文单位的近边缘碎片盘一致。HD 114082 b可能是最年轻的（15 $\pm$ 6百万年），也是仅有的三颗小于1亿年的巨行星伴星之一，它们的质量和半径都是通过观测确定的。它可能是第一个正确的模型约束巨行星，允许区分热启动和冷启动模型。它与冷启动模式更加兼容。
2022-11-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
A resolved debris disk around the candidate planet-hosting star HD95086
最近，一颗新的行星候选者在年轻（10-17百万年）的A型恒星HD 95086周围的直接图像上被发现。该系统的强红外线过剩表明，与HR 8799、Pic和北落师门类似，该恒星也有一个拱星盘。为了研究HD 95086盘的结构和气体含量，并研究其与新发现的行星的可能相互作用，我们在这里提出了新的光学，红外和毫米观测。我们没有检测到CO排放，排除了演化的气态原始盘的可能性。简单的黑体模型的光谱能量分布表明存在两个空间上分离的尘埃带在径向距离为6和64 AU。我们用赫歇尔空间天文台获得的解析图像显示了一个特征性的圆盘大小约为6.0x5.4弧秒（540 x490 AU），圆盘倾角约为25度。假设候选行星的轨道倾角相同，它与恒星的径向距离为62天文单位，非常接近外部冷尘环的黑体半径。HD 95086的行星系统结构与HR 8799相似。这两个系统都有一个温暖的内部尘埃带和一个广阔的较冷的外部磁盘和两个尘埃区域之间的巨大行星。模拟结果表明，如果候选行星的轨道偏心率大于0.4，那么它可以通过其长期摄动动态地激发甚至到270 AU的微行星的运动。我们的分析为三个已知系统增加了一个新的例子，其中直接成像的行星和碎片盘共存。
2013-09-06 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
A catalog of collected debris disks: properties, classifications and correlations between disks and stars/planets
本文构建了包含1095个碎片盘的目录，并通过偏差较小的样本系统分析了盘与恒星、行星之间的相关性，揭示了碎片盘、气体、行星在不同恒星类型、年龄和金属丰度下的分布规律，发现带盘和冷木星的恒星性质分布更广。
2023-05-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Deposition of steeply infalling debris around white dwarf stars
高金属丰度污染在拥有残余行星系的白矮星（WD）恒星中很常见。然而，它们很少有可检测的碎片吸积盘，可能是因为大部分流入的碎片是在掠星轨道上快速下降的碎片，产生比缓慢吸积盘更微弱的信号。到目前为止，罗氏半径和光球之间的沉积过程管理很少受到关注，我们在这里分析他们的模型，通过扩展最近的工作，掠日彗星WD系统。我们发现cm到km尺寸（a_0）的升华子的演化最强烈地依赖于两个参数的组合，这两个参数有效地测量了升华速率和结合强度。然后，我们提供了一个算法来确定任何WD的infallers的命运，并将该算法应用到四个限制组合的热与冷（年轻/老）WD与雪（弱，挥发性）与岩石（强，耐火）infallers。我们发现：（i）光球层上的总升华作用发生在整个WD温度（T_WD）范围内的所有小的下沉层，阈值大小随T_WD而增加，岩石比雪大100倍。(ii)所有非常大的天体无论T_WD如何，都会在潮汐中碎裂：对于岩石，a_0 >= 10^5 cm;对于雪，a_0 >= 10^3 -- 3x10^4 cm，跨越所有WD冷却年龄。(iii)一个相当大的a_0范围避免了碎裂和完全升华，产生影响或与冷WD擦肩而过。这个范围随T_WD的增加而迅速变窄，特别是对于雪体。最后，我们简要讨论了各种形式的沉积碎片可能最终到达光球表面本身。
2017-02-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Eccentric debris disc morphologies I: exploring the origin of apocentre and pericentre glows in face-on debris discs
在偏心碎片盘中表面亮度最大值（例如远心点和近心点辉光）的位置经常被用来推断组成碎片盘的尘埃和微行星的基本轨道。然而，有一个误解，偏心光盘具有较高的表面密度在远心，因此必然表现出远心辉光在长波长。这是因为在远心点速度较慢会导致尘埃“堆积”，而远心点尘埃散布的面积更大。相反，我们表明，与理论和模拟三个不同的制度，面对碎片盘的形态和表面亮度分布强烈依赖于他们的偏心轮廓（即无论这是恒定的，上升或下降的距离）。我们表明，在较短的波长的经典近心发光效果仍然是真实的，而在较长的波长光盘可以表现出远心发光或近心发光。我们还表明，在长波长相同的光盘形态可以产生远心辉光或近心辉光取决于观测分辨率。最后，我们表明，使用线密度解释偏心碎片盘的经典方法仅在极其有限的情况下有效，随着碎片盘观测结果变得越来越好，这种情况不太可能得到满足。
2021-12-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Target selection for the SUNS and DEBRIS surveys for debris discs in the solar neighbourhood
碎片盘--类似于太阳系中的小行星带和柯伊伯-埃奇沃思带--到目前为止，大多数都是在100微米的热辐射短距内被识别和研究的。Herschel空间天文台和James Clerk Maxwell望远镜上的SCUBA-2照相机将允许在70至850微米处进行有效的光度测量，这使得能够探测尚未发现的较冷盘，并在与较短波长光度测量相结合时测量盘的质量和温度。SCUBA-2无偏邻近恒星（SUNS）调查和DEBRIS Herschel开放时间关键项目是免费的传统调查，观察约500个邻近恒星系统的样本。为了最大限度地发挥这些调查的遗产价值，在目标选择过程中非常谨慎。本文介绍了目标的选择过程，并提出了这两个调查的目标清单。
2009-11-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Feasibility of transit photometry of nearby debris discs
碎片盘中的灰尘不断通过较大物体之间的碰撞而补充。在本文中，我们研究了一种方法来检测这些碰撞。我们生成的模型的基础上最近的结果在北落师门碎片盘，在那里我们模拟一个背景恒星过境背后的光盘，由于北落师门自行。通过模拟碎片盘中碰撞引起的尘埃云膨胀，我们研究了是否有可能观察到背景恒星亮度的变化。我们的结论是，在北落师门碎片盘的情况下，可以观察到光学深度的变化，光学深度的值范围从$10^{-0.5}$的致密尘埃云$10^{-8}$的最弥漫的云相对于背景光学深度的$\sim1.2\times10^{-3}$。
2014-02-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Observability of Debris Discs around M-stars
碎片盘是由微行星碰撞形成的第二代尘埃盘。在热恒星和太阳型恒星周围发现并解析了许多碎片盘。然而，只有少数在M星周围被发现，其原因尚不清楚。在这里，我们检查是否灵敏度和波长覆盖范围的现代望远镜只是不利于检测这些光盘，或者如果他们真的很罕见。我们通过研究Herschel/DEBRIS调查来解决这个问题，该调查已经搜索了包括M型恒星在内的碎片盘。假设这些冷恒星盘在某种意义上与较热恒星的盘“相似”（即，根据尘埃的位置、温度、分光度或质量），我们检查这次调查是否应该发现它们。通过我们的程序，我们可以重现DEBRIS调查的M星碎片盘的$2.1^{+4.5}_{-1.7}$ %检测率，这意味着这些盘确实可以类似于更热的恒星周围的盘，只是避免检测。然后，我们将此程序应用于IRAM NIKA-2和ALMA波段3，6和7，以预测可能的检测率，并为未来的观测提供建议。我们不赞成使用IRAM进行观察，因为它导致检测率低于碎片调查，15分钟观察的检测率为0.6%-4.5%。ALMA观测的探测率为0.9%-7.2%，也没有提供显着的改善，因此我们得出结论，需要更灵敏的远红外和单碟亚毫米望远镜来发现M星碎片盘的失踪人口。
2020-08-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Herschel/PACS photometry of transiting-planet host stars with candidate warm debris disks
碎片盘中的尘埃是由碰撞或蒸发的星子产生的，星子是行星形成过程的残余物。温暖的尘埃盘，以其小于24微米的发射而闻名，是罕见的（FGK主序星的4%），特别有趣的是，它们在可能拥有类地行星的区域追踪物质，那里的尘埃具有非常短的动力学寿命。对中红外宽视场红外巡天探测器（WISE）发现的过量源计数的统计分析表明，为开普勒过境行星的主恒星候选者发现的暖尘候选者可以通过偶然与目标恒星对齐的河外或银河背景辐射来解释。这些统计分析并不排除这样的可能性，即一个给定的WISE过量可能是由于与目标有关的瞬时尘埃种群。在这里，我们报告了Herschel/PACS 100和160微米的后续观测开普勒和非开普勒过境行星候选者的宿主恒星的样本，候选者WISE温暖的碎片盘，旨在检测其中任何一个可能的冷碎片盘。在任何一个波长的物体中都没有发现清晰的探测信号。我们的上限证实，样本中的大多数物体都没有像β Pic那样的巨大碎片盘。我们还表明，行星托管恒星WASP-33没有一个碎片盘相比，围绕eta Crv。虽然这些数据不能用来排除开普勒行星周围的候选行星周围的罕见的暖盘，但在远红外波长处发现的探测和邻近发射的特征的缺乏支持了早期的结果，这表明大多数WISE选择的开普勒候选恒星周围的红外过量可能是由于与背景红外明亮星系和/或星际发射的机会对齐。
2014-09-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stirring in massive, young debris discs from spatially resolved Herschel images
相当一部分主序星被尘埃碎片盘所包围，其中短暂的尘埃颗粒通过微行星之间的碰撞得到补充。大多数破坏性碰撞发生在较小天体的轨道被动态搅动时，要么是由于当地形成的冥王星大小的微行星的引力效应（自搅动情景），要么是由于内部巨行星引起的长期扰动（行星搅动）。这些设想在碎片系统中的相对重要性尚不清楚。在这里，我们提出了新的赫歇尔空间天文台图像的11个磁盘选择从最大规模和最广泛的已知碎片系统。所有的圆盘都被发现在远红外波长下延伸，其中五个是第一次被解析。我们评估了自搅拌方案的可行性，通过比较测得的光盘大小与我们的目标的年龄计算的模型的预测。我们的结论是，自我搅拌的解释适用于七张光盘。然而，在四种情况下，预测的搅拌前向外传播的速度，假设合理的初始光盘质量，是太低，以解释冷尘埃的径向范围。因此，对于HD 9672、HD 16743、HD 21997和HD 95086，需要另一种解释。我们对RIPPic和HR 8799进行了类似的分析，得出了相同的结论。我们认为，行星搅拌是一个很有前途的可能性来解释这些系统中的磁盘属性。在HR 8799和HD 95086中，我们可能已经知道了潜在的扰动，因为它们已知的外巨行星可能是搅拌过程的原因。我们的研究表明，在最大和最重的碎片盘中，自我搅动可能不是唯一的活跃情况，行星搅动可能是一些系统中破坏性碰撞和碎片尘埃产生的原因。
2014-11-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radial velocity analysis of stars with debris discs
本研究分析了29颗具有碎屑盘的恒星，利用碎屑盘倾角假设轨道共面性，确定了径向速度系外行星的“盘对齐”质量，发现部分行星可能是经历II型盘迁移的热或暖木星。
2024-09-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Near-ultraviolet and optical effects of Debris Disks around White Dwarfs
对白矮星（WD）周围碎片盘的研究主要集中在红外波长上，因为碎片盘比恒星冷得多，并且被认为只在更长的波长上对光谱有贡献。然而，这些磁盘是由尘埃颗粒组成的，这些尘埃颗粒吸收和散射来自WD的近紫外线和可见光子，从而留下可用于进一步限制磁盘属性的指纹。我们的目标是表明，它是可能的，以检测近紫外线和光学效应的碎片磁盘在恒星+磁盘集成光谱。我们进行了理论计算，并讨论了必要的观测条件，以检测近紫外和光学效应。我们展示了如何这些影响可以用来推断磁盘的质量，组成，光学深度，和相对于视线的倾斜度。如果红外过量是由于磁盘，那么近紫外线和光学效应应该只在某些系统中观察到，而不是所有系统，而尘埃壳的影响应该在所有系统中观察到。
2009-09-25 astro-ph.SR
Debris disks around M dwarfs: The Herschel DEBRIS survey
本文分析赫歇尔DEBRIS巡天中94颗M矮星的PACS观测数据，发现2个debris盘，探测率2.1%±2.7%/-0.7%，指出其巡天深度较FGK星浅，相同深度下K星与M星探测率一致，质疑亮盘的代表性。
2025-02-06 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Discovery of the Fomalhaut C debris disc
北落师门是最有趣和研究最充分的邻近恒星之一，拥有至少一颗行星，一个壮观的碎片环，和两个遥远的低质量恒星同伴（TW PsA和LP 876-10，又名。北落师门B & C）。我们观测了赫歇尔的两个伴星，虽然在第二个伴星TW PsA周围没有发现圆盘，但我们在北落师门系统中发现了第二个碎片圆盘，在LP 876-10周围。这只是在多星系中发现的两个碎片盘的第二个例子，这两个碎片盘都相对较宽（HD 223352/40的$\gtrsim$ 3000 AU和北落师门/LP 876-10的158 kAU [0.77 pc]）。这个圆盘温度较低（24 K），相对较亮，光度分数为$L_{\rm disc}/L_\star = 1.2 \times 10^{-4}$，代表了罕见的M矮星周围的碎片圆盘。进一步的工作应该试图找出北落师门系统中两个圆盘的存在是否是巧合，也许仅仅是因为相对年轻的系统年龄为4.4亿年，或者恒星成分是否动态相互作用，系统是否比现在看起来更复杂。
2013-12-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Effect of a Magnetic Field on the Dynamics of Debris Discs Around White Dwarfs
对受污染的白矮星周围碎片盘的寿命和推断的吸积率的观测估计，往往与盘中尘埃颗粒受到屏蔽的坡印廷-罗伯逊阻力模型的预测不一致。此外，许多冷污染的白矮星没有显示出任何伴随圆盘的观测证据。如果碎片盘的寿命比仅用坡印廷-罗伯逊阻力预测的短，而吸积率比预测的高，这在一定程度上可以得到解释。我们认为潮汐破坏的反磁性碎片和其随后的影响的碎片盘的形成，演变和吸积率的磁场的作用。我们估计，磁场强度大于$\sim$ 10千克可能会减少所需的时间循环和光盘的寿命由几个数量级，并增加相关的吸积率由一个类似的因素，相对于坡印廷-罗伯逊阻力。我们认为，一些污染的白矮星可能拥有低于典型的可检测极限的磁场，这些领域可能占污染的白矮星与失踪的碎片光盘的比例。我们还建议，抗磁阻力可能占较高的吸积率估计污染的白矮星，不能单独由坡印廷-罗伯逊阻力预测，并找到一个依赖于磁场强度，轨道近心点距离，和颗粒大小的预测光盘寿命和吸积率。
2021-01-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Another one grinds the dust: Variability of the planetary debris disc at the white dwarf SDSS J104341.53+085558.2
我们报告了9年的光谱的金属污染的白矮星SDSS J104341.53+085558.2，它提出了形态的变化的8600 Ca II三重态发射的气体成分的碎片盘的线轮廓。在另外两个拥有气体盘的系统中也观察到了Ca II三重态形状的类似变化，并且可能与相同的机制有关。我们报告了在SDSS J1043+0855的光球层中检测到的碎片的Mg、Si和Ca丰度，对O和Fe设置了上限，并得出了（2.5 - 12）x $10^8$ g/s的吸积速率，与在其他具有检测到碎片盘的系统中发现的吸积速率一致。的Mg/Si比和上限的Fe/Si比的吸积材料大致同意那些发现的地壳。我们还回顾了观测到的具有行星碎片盘的白矮星的变化范围。
2016-07-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
An unusually large gaseous transit in a debris disc
我们提出了一个异常大的瞬态气体吸收在几个电离物质的碎片盘星HD 37306使用高分辨率的光谱检测。我们一直在分析大量的碎片盘样本，寻找星周气体爆炸，目的是确定碎片盘中气体的频率。HD 37306突出显示了叠加在几个光球Ca ii，Fe ii和Ti ii线上的非常广泛的反射。与典型的系外彗星凌日不同，观测到的彗星凌日至少持续了8天。在这里，我们分析了该事件的同步光谱和光度数据，并评估了可能解释观察到的特征的不同场景。我们的结论是，最有可能的情况可能是系外彗星分裂释放出大量的气体接近恒星，产生一个掩星的“环”/“环面”形状。
2019-10-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
The frequency of gaseous debris discs around white dwarfs
1-3%的白矮星的轨道上有行星尘埃碎片，这些碎片可通过超过白矮星通量的红外辐射探测到。在这些系统的一个罕见的子集，气态盘组件也检测到通过发射谱线的钙II 8600氘三重态，扩大了开普勒速度的光盘。我们提出了第一个统计研究的碎片光盘中含有可检测量的气体排放在白矮星内的大小和信号噪声有限的样本的分数。我们选取了斯隆数字巡天（SDSS）和$Gaia$（$g$ $\leq$ 19等）光谱观测到的7705颗单颗白矮星。我们确定了五个气体盘主机，所有这些都是以前发现的。我们计算出，通过Ca II发射谱线可探测到的碎片盘所在的白矮星的发生率为0.067 $\pm$ $_{0.025}^{0.042}$ %。这对应于尘埃碎片盘在发射中具有可观测到的气体成分的发生率为4 $\pm$ $_{2}^{4}$ %。鉴于可变性是气体碎片盘发射剖面的共同特征，以及最近在SDSSJ 122859.93 +104032.9星盘内发现的一颗小行星，我们提出气体成分是星盘内存在小行星的示踪物，并提出了一个定性模型。我们还提出了光谱学的钙II三重态8600欧姆区域的20个白矮星托管尘埃碎片盘，试图确定气体排放。我们在这20个系统中没有检测到任何气体成分，与我们计算的发生率一致。
2020-02-05 astro-ph.EP 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
Fomalhaut's debris disc is not dominated by primordial Plutos
University of Warwick（华威大学）；Friedrich-Schiller-Universität Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学）
通过N体动力学和碰撞理论，证明Fomalhaut碎片盘质量不可能由原始冥王星体主导，而应由半径在5至300公里之间的较小天体主导，为碎片盘质量分布提供了动力学约束。
2025-10-08 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
Narrow belt of debris around the Sco-Cen star HD 141011
我们开始了对天蝎座-半人马座A-F恒星的深度成像调查，预测了温暖的内部和寒冷的外部碎片带，让人想起HR 8799等标志性系统的架构。我们在2015年，2016年和2019年的调查中观察到了F5型恒星HD 141011周围的狭窄碎片环的解析SPHERE图像。在2016年和2019年获得的IRDIS和IFS数据中，该环从恒星延伸到~1.1”（~141 au）。在2015年的数据中未检测到该磁盘，其质量较差。圆盘的最佳复制模型是以恒星为中心的非偏心环，倾角为$69.1\pm0.9^{\circ}$，位置角为$-24.6 \pm 1.7^{\circ}$，半长轴为$127.5\pm3.8$ au。结合径向速度和成像数据排除了棕矮星（M>13.6 MJup）的同伴，从0.1到0.9 au和从20 au到500 au（90%的概率）与盘共面。HD 141011增加了在Sco-Cen中解决的碎片磁盘的不断增长的列表。它是从地面分辨出的最暗的圆盘之一，其径向范围和分数宽度（$\sim$ 12.5%）让人想起北落师门。它的中等倾角和大的半长轴使它成为詹姆斯·韦伯太空望远镜的一个很好的目标，应该可以更深入地寻找塑造尘埃分布的假定同伴。
2021-11-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Does warm debris dust stem from asteroid belts?
许多碎片盘揭示了一种双组分结构，具有冷的外部和热的内部组分。虽然前者可能是柯伊伯带的巨大类似物，但后者的起源仍然是一个争论的问题。在这项工作中，我们调查是否温暖的尘埃可能是小行星带类似物的签名。在这里测试的情况下，目前的两带结构源于最初扩展的原行星盘，其中行星打开了一个将其分隔为外部和内部盘的间隙，在气体扩散后，经历了稳态碰撞衰变。这一想法是探索与分析碰撞演化模型的样品225碎片盘从斯皮策/IRS目录，可能拥有一个双组分结构。我们发现，绝大多数系统（225个系统中的220个，或98%）都与这种情况兼容。对于它们的祖先，原始的原行星盘，我们发现$-0.93\pm0.06$的平均表面密度斜率和$\left(3.3^{+0.4}_{-0.3}\right)\times 10^{-3}$太阳质量的平均初始质量，这两者都与从亚毫米测量推断的值一致。然而，短周期彗星产生的尘埃以及（更罕见的情况下）从外带向内输送的尘埃可能是可行的，而不是相互排斥的，可以替代小行星带的设想。其余五个圆盘（占样品的2%：HIP 11486、HIP 23497、HIP 57971、HIP 85790、HIP 89770）含有内部成分，这些成分似乎与"小行星带"中的尘埃产生不一致。"这些系统中的温暖尘埃必须从彗星来源补充，或者代表最近罕见事件的后果，如重大碰撞或行星系不稳定。
2017-02-20 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
Doppler-imaging of the planetary debris disc at the white dwarf SDSS J122859.93+104032.9
围绕白矮星运行的碎片盘是残留行星系统的标志。我们提出了12年的光学光谱的金属污染的白矮星SDSS J1228+1040，它显示了稳定的变化形态的8600 Ca II三线态线轮廓从气体成分的碎片盘。我们确定了额外的发射线的O I，Mg I，Mg II，Fe II和Ca II在深共添加的光谱。这些发射功能（包括钙H & K）表现出广泛的强度和形态相对于彼此和钙II三重态，表明不同的强度分布的这些离子物种内的光盘。使用多普勒层析成像，我们表明，钙II三重态配置文件的演变可以被解释为一个固定的发射模式，在24-30年的范围内的周期的进动。钙II线配置文件的时间尺度上的变化，大致符合广义相对论进动的碎片光盘。
2015-11-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation of planetary debris discs around white dwarfs II: Shrinking extremely eccentric collisionless rings
数十个致密碎片盘的形成通道仍然未知，这些碎片盘以一个太阳半径的距离围绕白矮星（WD）运行。在巨分支恒星阶段幸存下来的小行星超过几个天文单位被认为是动态地推向WD，并在其罗氏半径内被潮汐破坏，产生极偏心（e>0.98）环。在这里，我们建立WD辐射压缩和circularizes的轨道的超微米到厘米大小的环成分完全在WD的罗氏半径。我们推导出一个封闭的代数公式，以及近似的WD冷却年龄，恒星的物理性质和环粒子的物理和轨道特性的函数的收缩时间。收缩的时间尺度增加与颗粒尺寸和冷却年龄，产生年龄相关的WD碎片盘尺寸分布。
2015-05-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation of the polar debris disc around 99 Herculis
我们调查的形成机制，观察到的近极对齐（垂直于二进制轨道平面）碎片环的偏心轨道的二进制99武仙座。一个最初倾斜的非极性碎片环或盘将不会保持平坦，也不会演变成极性结构，这是由于微分波节进动的影响改变了其平坦结构。然而，由于保持盘平坦度的压力以及允许盘增加其倾斜度的粘性耗散，偏心二元体周围具有嵌入的良好耦合固体的气盘可能演变成极性配置。一旦气体盘分散，碎片盘处于极对准状态，其中几乎没有进动。我们使用三维流体动力学模拟，线性理论，和粒子动力学研究的一个错位的circumbinary气体盘的演变，并探讨初始盘倾斜，质量和大小的影响。我们发现，在很宽的参数空间范围内，极性排列的时间尺度是短于寿命的气体盘。使用观察到的3度对准水平。从极坐标出发，我们认为气体扩散时的气盘质量上限约为0.014M_sun。我们的结论是，99 Her附近的极性碎片盘可以解释为一个最初适度倾斜的气体盘嵌入固体的结果。这样的圆盘可能为极地行星的形成提供了环境。
2020-03-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Post-main sequence evolution of A star debris discs
虽然主序星碎片盘的数量受到很好的限制，但人们对演化恒星周围的碎片盘知之甚少。本文提供了一个理论框架，考虑恒星演化对碎片盘的影响，特别是其中的尘埃的产生和损失。在这里，我们重复一个稳态模型适合光盘演化统计的主序星，这一次使用现实的粮食光学性质，然后发展人口，以考虑其在以后的时代的可探测性。我们的模型预测，巨星周围的碎片盘比主序星更难探测，因为辐射压力在去除高光度恒星周围的小尘埃方面更有效。只有12%的第一次上升的巨星在100 pc内被预测有赫歇尔在160微米处可探测到的圆盘。然而，这是受不确定的影响升华的光盘，我们建议，因此可以约束与这样的意见。我们的模型还发现，恒星光度的快速下降导致只有非常年轻的白矮星具有发光盘。由于这样的系统平均距离更远，所以很难被探测到，但我们预测最有可能探测到圆盘的恒星参数是一颗200 pc的白矮星，冷却年龄为0.1Myr，与对哈勃星云的观测一致。我们的模型并没有预测到在某些白矮星中观测到的近距离（<0.01天文单位）尘埃，但是我们发现在AGB阶段结束时，恒星风拖曳会在圆盘内部留下相当大的质量（~10^{-2}Msolar），直径可达~ 10米，可能会补充这些圆盘。
2010-07-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Eccentric debris disc morphologies II: Surface brightness variations from overlapping orbits in narrow eccentric discs
本文研究自由偏心率对窄偏心碎片盘毫米波观测的影响，发现轨道重叠导致的远心点/近心点增亮同时依赖于盘的分数宽度和观测分辨率，挑战了其仅依赖波长的传统观点。
2023-07-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
An interferometric study of the Fomalhaut inner debris disk. I. Near-infrared detection of hot dust with VLTI/VINCI
主序星周围尘埃碎片盘的最里面部分目前知之甚少，因为它们与母星的对比度很高，角距很小。使用近红外干涉测量，我们的目标是检测附近的A4 V星北落师门周围的热尘埃的签名，这已经被认为是除了位于约140 AU的冷尘埃环外，还含有一个温暖的尘埃群。在VLTI的VINCI仪器获得的档案数据被用来研究北落师门系统的条纹能见度在投影基线长度从4米到140米的K波段。在短基线上观察到的唯一恒星光球层的预期能见度明显不足。这被解释为星周辐射的特征，相对于恒星光球层产生0.88% +/- 0.12%的相对通量。虽然我们的干涉测量数据不能直接约束的形态的多余的发射源，从文献中的补充数据，使我们能够放弃轴外的点状物体作为源的拱星发射。我们认为，热尘埃颗粒位于北落师门6 AU内的热辐射是最合理的解释检测到的过剩。我们的研究还提供了一个修正的边缘变暗的北落师门直径（2.223 +/- 0.022 mas），考虑到解决拱星发射的影响。
2009-08-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Interpreting the extended emission around three nearby debris disc host stars
冷的碎片盘是围绕其宿主恒星的微行星形成过程的遗迹，类似于太阳系的埃奇-柯伊伯带。因此，它们可以被用作探测像我们这样的行星系统的起源和形成的代理。赫歇尔开放时间关键方案“近地恒星周围的尘埃”（DUNES）和“通过红外/亚毫米波无偏侦察的盘状发射”（DEBRIS）在远红外波长观测了许多邻近的类太阳恒星，试图探测其星周尘埃的发射并确定其特征。在大约$\sim$ 20%的恒星中发现了由于尘埃存在而产生的过量辐射。Herschel的高角分辨率（$\sim$ 7”FWHM，100 $μ$ m）提供了分辨邻近恒星周围的碎片带的能力，其径向范围与太阳系相当（50至100天文单位）。作为DUNES和DEBRIS巡天的一部分，我们用Herschel PACS仪器在远红外波段观测了三颗碎片盘星HIP 22263（HD 30495）、HIP 62207（HD 110897）和HIP 72848（HD 131511）。结合这些新的图像和光度与辅助数据从文献中，我们进行了同时多波长建模的光盘的径向轮廓和光谱能量分布使用三种不同的方法：单环，修改黑体，和辐射转移代码。我们目前的第一个远红外空间分辨图像的这些光盘和新的单组分碎片光盘模型。我们表征的能力的模型，以再现光盘参数的基础上，通过分析两套模拟系统（基于HIP 22263和HIP 62207数据）的赫歇尔图像的典型噪声水平的边缘解决的排放。我们发现，输入参数…
2014-08-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Detection of H$_2$ in the TWA 7 System: A Probable Circumstellar Origin
利用HST-COS FUV谱，我们在TWA 7系统中发现了热分子氢。TWA 7是一颗$\sim$ 900万年前的M2.5恒星，有一个冷的碎片盘，以前没有吸积的迹象。预计在碎片盘中，氢分子是极其罕见的。虽然分子氢可以在恒星黑子或冷恒星（如TWA 7）的低色球层中产生，但Ly $α$的翅膀所泵送的进展通量表明，这种分子氢可能是拱星的，因此TWA 7的吸积水平非常低，可能在近拱星环境中保留了气体库。
2021-08-18 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
Is there really a debris disc around $ζ^2\,\mathrm{Reticuli}$ ?
$\mathit{Spitzer}$红外过量探测表明，在Gyr-old太阳型恒星$ζ^2\,\mathrm{Reticuli}$周围存在着一个碎片盘。使用$\mathit{Herschel}$ /PACS进行的随访观察显示了双叶特征，显示亮度和位置不对称。因此，认为椎间盘边缘朝上且明显偏心。在这里，我们提出的ALMA/ACA的观察波段6和7，明确地表明，这些叶没有共同的自行与$ζ^2\,\mathrm{Reticuli}$。在这些观测中，在$ζ^2\,\mathrm{Reticuli}$周围未检测到超过$3σ$水平的通量。我们得出结论，表面亮度上限的碎片盘周围的$ζ^2\,\mathrm{Reticuli}$是$5.7\,\mathrm{μJy/arcsec^2}$在1.3毫米，和$26\,\mathrm{μJy/arcsec^2}$在870微米。我们的研究结果总体上证明了ALMA/ACA跟踪碎片盘的$\mathit{Herschel}$观测并澄清背景混淆的影响的能力。
2018-09-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Collisions in a gas-rich white dwarf planetary debris disc
WD 0145+234是一颗白矮星，它正在从行星物质的环星盘中吸积金属。自2018年以来，它表现出3-5微米通量的大幅持续增长。后续的斯皮策测光显示，到2019年底，圆盘的发射已经开始减少。叠加在亮度下降的随机增亮事件表明，在拱星固体碰撞演化过程中释放的尘埃。一个简单的模型被用来表明观测结果确实与正在进行的碰撞相一致。在这个系统中已经探测到了罕见的星周气体发射谱线，支持了白矮星碎片盘作为碰撞气体和尘埃产生场所的新图像。
2021-06-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Emerging trends in metallicity and lithium properties of debris disc stars
具有碎片盘和行星的矮星似乎是研究行星形成的核心吸积理论的绝佳实验室。然而，这些系统没有得到充分的研究。在本文中，我们提出的主要金属丰度和锂丰度的性质，这些恒星连同恒星只有碎片盘和恒星只有行星。没有发现行星或盘的恒星也被考虑。分析的样品是由主序星FGK场单星组成的。除了基本的恒星参数，我们还包括尘埃盘质量的使用。主要结果首次表明，尘埃质量的碎片盘星与行星的金属丰度相关。我们确认，这些盘状尘埃质量与它们的中心恒星质量有关。另外，恒星和行星的质量也与金属丰度相关。我们的结论是，两个条件是必要的，以形成巨行星：有足够的金属，也有足够的原行星质量的气体和尘埃。没有巨行星的恒星的碎片盘质量与金属丰度无关，因为它们不满足这两个条件。关于锂，通过采用基于恒星与原行星盘之间的强相互作用的锂耗尽恒星模型，我们发现，与模型预测一致，观测表明主要的锂耗尽发生在初始的原行星演化阶段。我们表明，锂的最终耗尽是独立的存在或不存在的行星，似乎只是年龄依赖。
2019-05-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Multi-wavelength aperture polarimetry of debris disc host stars
本文利用英澳望远镜高精度偏振仪对12个明亮碎片盘进行百万分之一灵敏度的多波长孔径偏振测量，结合已知盘结构探测到HD 377和HD 39060的显著星周尘埃偏振信号，为尘埃颗粒性质研究提供新手段。
2023-03-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Deep ALMA Search for CO Gas in the HD 95086 Debris Disc
与原行星盘相比，碎片盘的一个决定性特性是缺乏气体，但近年来在越来越多的碎片盘周围发现了少量的气体。这些被发现含有气体的碎片盘往往既年轻又明亮。在本文中，我们进行了深入的搜索系统HD 95086的CO气体-一个1700万年的老，已知的行星主机，也有一个碎片盘与高分数光度$1.5\times10^{-3}$。使用阿塔卡玛大型毫米/亚毫米阵列（ALMA），我们搜索CO发射谱线在波段3，6和7。通过实施光谱空间滤波技术，我们发现初步的证据CO $J$ =2-1排放在光盘位于一个速度，8.5 $\pm$ 0.2公里秒$^{-1}$，与径向速度的恒星。初步的探测表明圆盘东侧的气体正向我们移动。在同一地区的连续辐射检测，我们发现一个集成线通量为9.5 $\pm$ 3.6 mJy km s $^{-1}$，对应于CO质量（1.4-13）$\times10^{-6}$ M $_\oplus$。我们的分析证实，在光盘中存在的气体的水平是不一致的原始气体在系统中的存在，并通过碰撞级联与第二代生产是一致的。
2018-11-01 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
Alignment in star-debris disc systems seen by Herschel
在碎片、沙丘和保证时间的关键项目范围内，利用远红外赫歇尔卫星对许多附近的主序星进行了碎片搜索。我们在这里讨论11颗恒星的光谱类型A到M的恒星倾角是已知的，可以比较的空间分辨尘埃带。这些圆盘被发现与恒星赤道很好地对齐，就像太阳的柯伊伯带一样，而不像在凌日调查中看到的许多近距离行星。这里的恒星系综可以用~<10度的星盘倾斜来拟合。这些结果表明，提出的机制倾斜的明星或光盘，实际上很少运作。少数系统也有成像的行星，其轨道在数十天文单位与碎片盘对齐，与外部扰动引起倾斜的模型中可能预期的相反。
2013-10-25 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
