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
Identification of a 4.3 billion year old asteroid family and planetesimal population in the Inner Main Belt
通过重新评估主带内侧已知动力学小行星族，发现了一个年龄约43±17亿年的古老小行星族，并整理出最全面的幸存星子列表。
2023-06-13 astro-ph.EP
Forecasting Catastrophe: Constraints on the Fomalhaut Main Belt Planetesimal Population from Observed Collisional Remnants
Lunar and Planetary Laboratory, The University of Arizona（亚利桑那大学行星科学实验室）；Steward Observatory, The University of Arizona（亚利桑那大学斯图尔德天文台）；James C. Wyant College of Optical Sciences, The University of Arizona（亚利桑那大学詹姆斯·C·怀扬特光学科学学院）；NASA Goddard Space Flight Center（美国国家航空航天局戈达德太空飞行中心）；European Space Agency (ESA)（欧洲空间局）；European Space Astronomy Centre (ESAC)（欧洲空间局天文中心）
通过分析法米劳特系统中的碰撞残骸，研究确定了主带小天体群体的约束，发现其总质量范围及碰撞率，为系外行星系统的小天体研究提供新视角。
2026-03-07 astro-ph.EP
Planetesimal driven migration as an explanation for observations of high levels of warm, exozodiacal dust
在很大一部分主序星的内部区域已经观测到了高水平的外黄尘。考虑到观测到的小尘埃颗粒的寿命很短，这些“exozodis”很难解释，特别是对于古老的（> 1亿年）恒星。外黄尘可以通过中红外线或干涉测量法观测到。我们假设exozodi是由行星分散的星子从外星子带向内，那里的碰撞时间尺度很长。在这项工作中，我们使用N体模拟来表明，在微行星散射的驱动下，行星向外迁移到带中，可以增加或维持微行星从外带散射到exozodi区域的速率。我们假设这种增加足以维持Gyr时间尺度上观察到的exozodi。这种假设不需要外带和外索动物的观测之间的相关性，因为外带可能太微弱而无法探测。如果星子驱动的迁移确实解释了观测到的exozodi，这项工作表明，exozodi的存在表明外行星和星子带的存在。
2014-04-09 astro-ph.EP
Circularizing Planet Nine through dynamical friction with an extended, cold planetesimal belt
柯伊伯带以外的小天体轨道要素意外聚集，导致人们猜测我们的太阳系实际上拥有九颗行星，其中八颗已确定，另一颗假设的“第九行星”。最近的几项研究表明，一颗质量约为10个地球质量的行星，在一个遥远的偏心轨道上，近日点远远超出柯伊伯带，可以创造和维持这种集群。然而，导致第九行星轨道的进化路径并不容易解释。在这里，我们调查是否一颗行星分散远离巨行星区域可以提升到一个轨道类似于一个建议的第九行星通过动力学摩擦与寒冷，遥远的星子带。最近通过流动不稳定性对微行星形成的模拟表明，微行星可以在100天文单位以上容易地形成。我们探索这种循环的动态摩擦与一组数值模拟。我们发现，一颗行星从海王星附近的区域分散到偏心轨道上，有20-30%的机会在4.6 Gyr之后获得与第九行星相似的轨道。我们的模拟结果也在强大的或部分的星子集群，然而，这种集群是否是可观察到的取决于星子带的内边缘的位置。如果内边缘位于200 au处，则可观察对象之间的聚类程度是显著的。
2018-01-10 astro-ph.EP
The formation of wide exoKuiper belts from migrating dust traps
是什么决定了柯伊伯带类似物（外柯伊伯带）的宽度，这是一个悬而未决的问题。如果得到解决，这种理解将为系外行星系统的结构、动力学和形成提供有价值的见解。ALMA最近的观测揭示了这一领域的一个明显的悖论，在原行星盘中存在径向狭窄的带，这些带可能是星子的诞生地，而在成熟系统中，外柯伊伯带的宽度几乎是其四倍。如果这种类型的碎片盘的母星子确实通过尘埃被捕获的流动不稳定性在这些狭窄的原行星环中形成，我们提出，如果这些尘埃陷阱在径向迁移时形成星子，这种宽度二分法可能会自然出现，例如由迁移行星引起的。使用尘埃演化软件DustPy，我们发现，如果初始的原行星盘和陷阱条件有利于星子的形成，尘埃仍然可以有效地积累和形成星子的陷阱移动。这导致了向内的径向速度和最终的星子带宽度之间的正相关性，在1000万年的演化过程中形成了高达$\sim$ 100 au的带。我们发现，虽然星子形成是最有效的低粘度（$α= 10^{-4}$）盘陡峭的尘埃陷阱触发流不稳定性，最观察到的星子带的大宽度约束$α$值$\geq4\times 10^{-4}$在几十个AU，否则陷阱不能迁移足够远。此外，外柯伊伯带的宽度和半径的大幅度扩展可能是由于不同的陷阱迁移速度（或原行星盘寿命）和不同的起始位置。我们的工作是连接外柯伊伯带和原行星盘环的第一步。
2021-10-08 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
Jovian Early Bombardment: planetesimal erosion in the inner asteroid belt
小行星带是了解太阳系历史的一扇敞开的窗户，因为它保存了其形成过程和长期演化的记录。今天小行星的祖先形成于太阳星云，几乎与巨行星同时代。产生第一代小行星的实际过程是不确定的，在很大程度上取决于太阳星云的物理特性，不同的设想产生了非常不同的初始大小-频率分布。在这项工作中，我们调查的影响，木星的形成，可能是第一个巨大的行星形成的原始小行星带的演变。木星的形成引发了一段短暂但强烈的原始撞击，这是以前无法解释的，这导致了小行星带早期碰撞演化的增强。我们的研究结果表明，这种木星早期轰击造成的侵蚀或破坏的机构小于一个阈值大小，这强烈依赖于原始星子的大小频率分布。如果小行星带主要是直径小于100公里的微行星，那么原始撞击就会造成直径小于200公里的天体被侵蚀。如果小行星带被较大的星子所控制，撞击将导致500公里大的天体被摧毁。
2012-02-22 astro-ph.EP
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
The fate of planetesimal discs in young open clusters: implications for 1I/'Oumuamua, the Kuiper belt, the Oort cloud and more
我们执行$N$体模拟的早期阶段的疏散星团的演变，包括大量的星子，最初安排在柯伊伯带盘周围的每颗恒星。在图形处理器（GPU）上使用一种新的四阶时间可逆的$N$体程序，在恒星引力作用下对整个系统进行了演化，即把星子作为测试粒子，并分别考虑了两种类似于IC 348和Hyades的初始星系团模型.在这两种情况下，微行星都可以在早期的星团演化过程中被动态激发，在恒星之间转移，或者被释放成为自由浮动的（如A/2017 U1或'Oumuamua）。我们发现，从另一颗恒星捕获的微行星不一定是动态不同于那些原生恒星。在一次相遇之后，原生的和捕获的微行星都可以表现出对齐的近星点，在性质上类似于在太阳系中看到的，通常被认为是第九行星的标志。我们讨论了我们的研究结果对我们的太阳系和系外行星系统的影响。
2019-04-12 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
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
Isotopic Trichotomy of Main Belt Asteroids from Implantation of Outer Solar System Planetesimals
本研究通过N体模拟表明，外太阳系CI星子被巨行星散射至小行星带并因气体拖曳稳定轨道，揭示了CI小行星与其他C型小行星同位素差异的成因。
2023-11-27 astro-ph.EP
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
More Realistic Planetesimal Masses Alter Kuiper Belt Formation Models and Add Stochasticity
本研究模拟含约10^5大质量星子的原始带，发现海王星共振解锁及迁移过程改变柯伊伯带形成，且行星不稳定性引入的随机性使最终性质难以约束早期条件。
2024-03-18 astro-ph.EP
All planetesimals born near the Kuiper Belt formed as binaries
冷的经典柯伊伯带天体具有较低的倾角和偏心率，是柯伊伯带中唯一被怀疑在原地形成的天体。与动态激发的星族相比，它们呈现出广泛的颜色范围和~10%的低二进制分数，冷的经典柯伊伯带天体通常具有红色光学颜色，约30%的星族是在二进制对中发现的;这些差异的起源仍然不清楚。我们报告的检测人口的蓝色，tenually绑定二进制居住在寒冷的经典柯伊伯带对象。在这里，我们表明，广泛分离的双星可能已经生存推出到寒冷的经典地区在早期阶段的海王星的迁移。蓝色双星可能是污染物，起源于~38 au，可以提供一个独特的探测器的形成条件，在一个地区，现在几乎没有对象。蓝色天体主要是双星，是推出的产物，这一观点要求星子完全是以倍数形式形成的。合理的形成途径包括通过卵石吸积形成星子，随后通过动态摩擦产生双星，以及在固体云坍塌过程中形成双星。
2017-05-01 astro-ph.EP
Water transport throughout the TRAPPIST-1 system: the role of planetesimals
观测数据表明，在原行星盘的雪线附近，预计会有一条微行星带。假设在TRAPPIST-1系统中存在这样一条带，我们研究了水从该带通过星子输送到行星的可能性。通过对一个假想的小行星带动力学演化的数值模拟，完成了这项研究。我们的研究结果表明，该带的内部是动态不稳定的，位于该区域的微行星很快被散射，其中许多进入行星周围的区域。造成不稳定的主要动力机制是与最外层行星Trappist-1h的近距离相遇。位于同一区域的Trappist-1h的低阶平均运动共振2：3也有助于物体的传输。在我们的名义模型中，行星接收了不可忽略的水量，其中最小的$15$ \%是当前地球水量（EWA）的输送到行星1b，而行星Trappist-1 e和Trappist-1g接收了超过$60$ \%的EWA。我们发现，虽然水输送到行星的估计效率是稳健的，但输送到每个行星的水量可能会根据行星的初始质量和轨道而显着变化。估计的动态“半衰期”表明，撞击物的源区应在不到100万年的时间内清空。因此，所获得的结果表明，通过该系统的星子运输最好发生在早期阶段的行星系演化。
2020-07-09 astro-ph.EP
Characterization of the dust content in the ring around Sz 91: indications for planetesimal formation?
在行星形成领域中最重要的问题之一是毫米-厘米大小的尘埃颗粒如何克服径向漂移和碎裂障碍形成更大尺寸的星子。ALMA观测原行星盘，特别是过渡盘或具有明显子结构迹象的盘，可以为晶粒生长和星子形成理论提供新的约束，因此代表了在这个问题上取得进展的一种可能性。我们在这里提出的ALMA波段4（2.1毫米）的过渡盘系统Sz 91的观察，并结合他们与以前获得的波段6（1.3毫米）和7（0.9毫米）的观察。Sz 91有着清晰的毫米环，更大的气体盘，以及靠近恒星的更小的尘埃颗粒的证据，这是尘埃过滤和在气体压力隆起中积累毫米大小颗粒的明显例子。我们计算的光谱指数（几乎恒定在$\sim$ 3.34），光学深度（边缘光学厚），和最大晶粒尺寸（$\sim\,0.61$ mm）的尘埃环的多波长ALMA观测和比较的结果与最近发表的模拟磁盘子结构中的晶粒生长。我们的观测结果是在非常好的协议与模型的预测，包括碎片和星子形成通过流动的不稳定性尘埃环中的颗粒生长。
2021-08-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
A "no-drift" runaway pile-up of pebbles in protoplanetary disks II. Characteristics of the resulting planetesimal belt
从卵石中形成星子是我们目前对行星形成的理解中的一个主要挑战。在原行星盘中，卵石通过气体阻力向内漂移到盘中面附近，它们可能进入死区。在这种情况下，我们确定了卵石对气体的阻力的反作用可能导致卵石的失控堆积，即所谓的无漂移机制。我们改进了以往的研究的无漂移机制，通过调查的性质和特点，由此产生的星子带。我们进行了一维扩散平流模拟漂移卵石在死区的外部区域，包括反作用的径向漂移卵石，包括通过流动不稳定性的星子形成。我们认为，调节气体吸积和垂直搅拌的卵石在磁盘中平面的参数。在本研究中，将卵石-气体质量通量（$F_{\rm p/g}$）固定为参数。我们发现，星子最初形成一个狭窄的环，其宽度扩大积累卵石径向扩散随着时间的推移。系统最终达到一个稳定状态，此时微星带的宽度不再改变。一个不可忽略的星子总质量（多于一个地球质量）形成用于具有多于$\sim 10-100$ kyr的$F_{\rm p/g} \gtrsim 0.1$的盘，其中标称参数为：$\gtrsim10^{-8} {\rm M}_\oplus$/yr、$τ_{\rm s} \simeq 0.01-0.1$、$α_{\rm mid} \lesssim 10^{-4}$和$α_{\rm acc} \simeq 10^{-3}-10^{-2}$在$r \lesssim 10$ au的气体质量通量，其中$r$、$τ_{\rm s}$、$α_{\rm…
2022-02-15 astro-ph.EP
Linking the formation and fate of exo-Kuiper belts within solar system analogues
对穿过太阳系和白矮星行星系的系外小行星及其被摧毁的残骸的观测不断增加，促使人们了解柯伊伯带和小行星盘的轨道历史和命运。在这里，我们探讨如何在一个40-1000 au环的微行星轨道内的太阳系模拟，本身是最初嵌入在一个星团环境的结构变化，通过其所有的恒星阶段的恒星演变。我们尝试这个计算上具有挑战性的链接在四个部分：（1）通过执行星团模拟持续1亿年，（2）通过对随后的静态11 Gyr主序列的演变的假设，（3）通过执行模拟整个巨型分支阶段的演变，和（4）通过对带的演变在白矮星阶段的假设。在这些阶段中，我们估计的星子的引力响应类似的四个太阳系巨行星，以及碰撞研磨，银河系潮汐，恒星飞掠，恒星辐射。我们发现，在恒星演化的所有阶段，除非剧烈的引力不稳定性被触发（1）之间的巨行星，或（2）由于一个密切的（$\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
Growth of asteroids, planetary embryos and Kuiper belt objects by chondrule accretion
球粒是毫米大小的小球，主要是来自小行星带的原始陨石。陨石球粒与小行星体的结合一定是行星形成的重要一步，但其机制尚不清楚。我们表明，小行星的主要增长可能是由于气体阻力辅助吸积的球粒。特征半径为100公里的最大星子群在约300万年内经历了陨石球粒的逃逸吸积，形成了火星大小的行星胚胎以及大小分布与主带小行星相匹配的较小小行星。空气动力吸积导致球粒的大小排序与陨石一致。毫米大小的球粒和冰粒的吸积也驱动了微行星在冰线之外的生长，但在25 AU之外，微行星的生长时间增加到了盘的寿命。直接的星子吸积对小行星和柯伊伯带天体的增长贡献很小。相比之下，在类地行星形成区，星子吸积和球粒吸积对月球大小的胚胎的形成起着更为平等的作用。这些胚胎彼此分离，并且仅以低速率共生星子。然而，球粒的持续吸积破坏了寡头结构的稳定性，并通过球粒直接吸积和巨大撞击的结合形成了火星大小的胚胎和类地行星。
2015-03-25 astro-ph.EP
Neptune on tiptoes: dynamical histories that preserve the cold classical Kuiper belt
柯伊伯带目前的动力学结构是由巨行星，特别是海王星，在行星形成之后的轨道演化所形成的，当时巨行星可能经历了行星-行星散射和/或微行星驱动的迁移。这个过程的数值模拟，虽然再现了许多属性的带，未能产生高倾角和偏心率观察到的一些对象，同时保持观察到的动态“冷”人口。我们提出的第一个三部分的参数研究如何不同的动力学历史的海王星造型的星子盘。在这里，我们确定哪些动力学历史允许原位小行星盘保持动态冷，成为今天的冷柯伊伯带种群。我们发现，如果海王星经历了一个时期的偏心率和/或倾斜度升高，它secularly激发的偏心率和倾斜的星子盘。我们证明，有几个定义明确的制度，这种长期的激励，这取决于海王星的迁移，阻尼海王星的轨道倾角和/或偏心率的相对时间尺度，和长期的星子的演变。我们模拟这种长期的激励分析在每个政权，允许参数空间的一个彻底的探索。海王星的离心率和倾角可以在有限的时间内保持在较高的水平，而不会破坏冷经典带。在缓慢衰减和缓慢迁移的区域，如果海王星位于20天文单位，那么它的偏心率必须保持在0.18以下，倾角必须保持在6°以下。
2012-02-27 astro-ph.EP
On the Ubiquity and Stellar Luminosity Dependence of Exocometary CO Gas: Detection around M Dwarf TWA 7
在微行星带中CO气体的毫米波观测表明，A型星附近CO气体的探测率很高，而晚型星的探测率很低。我们提出了第一个CO检测在一个M星，TWA 7周围的星子带。光学薄的CO（J=3-2）发射与之前识别的来自带的尘埃发射位于同一位置，并且发射速度结构与围绕中心恒星的克卜勒旋转一致。检测到的CO没有很好地屏蔽光解，因此必须不断补充气体释放带内的外彗星。我们详细分析了年轻M矮星周围的彗星气体释放和破坏过程，以及这个过程与早期类型恒星的比较。考虑到这些差异，我们发现，CO产生通过系外彗星气体释放自然解释了增加CO探测率与恒星光度，主要是因为CO生产率从碰撞级联是成正比的恒星光度。因此，平均而言，更明亮的恒星将拥有更大质量（因此更容易检测到）的系外彗星CO盘，从而导致观察到更高的检测率。目前的CO探测率是一致的，与无处不在的释放外彗星气体的小行星带，独立的光谱型。
2019-01-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
ALMA Observations of the Debris Disk of Solar Analogue Tau Ceti
我们目前的1.3毫米观测类太阳恒星鲸鱼座$τ$与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）探测角尺度的$\sim1$ "（4 AU）。这是$τ$ Ceti系统的第一张干涉仪图像，该系统拥有碎片盘和可能的多行星系统，显示了来自一个几乎面对面的冷尘埃带的辐射，其位置角为$90^\circ$，围绕着恒星位置的未解析中心源。为了表征这种发射结构，我们将参数模型拟合到毫米波段。由此产生的最佳拟合模型产生一个内带边缘的$6.2^{+9.8}_{-4.6}$ AU，符合较低的分辨率，远红外赫歇尔观测的推论。虽然有限的数据在足够短的基线排除了我们把更强的约束带的属性和它的关系，拟议的五个行星系统，观测确实提供了一个强大的下限的分数宽度的带，$ΔR/R > 0.75$与$99\%$的信心。这个分数宽度更类似于HD 107146这样的宽盘，而不是像柯伊伯带和北落师门这样的窄带。未解决的中央源有一个更高的通量密度比预测的恒星光球通量在1.3毫米。鉴于以前的测量过量的一个因素，$\sim2$在8.7毫米，这种排放可能是由于热恒星色球。
2016-07-08 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
Trans-Neptunian Binaries as Evidence for Planetesimal Formation by the Streaming Instability
行星在原行星盘中出现的关键一步是由较小的盘成分吸积大小为1-1000 km的星子。这个过程是知之甚少，部分原因是我们缺乏良好的观测限制的复杂的物理过程，有助于星子的形成。在外太阳系，寻找线索的最佳地点是柯伊伯带，在那里，冰冷的星子存活到今天。在这里，我们报告的证据表明，柯伊伯带微行星形成的流动不稳定性，一个过程中，空气动力学集中的卵石块引力坍缩成100公里级的机构。引力坍缩曾被用来解释柯伊伯带中普遍存在的等大小双星。我们分析了新的流体动力学模拟的流不稳定性，以确定模型的期望二元轨道的空间取向。预测的广泛的倾角分布与80%的海王星外双星轨道相匹配的观测。形成模式，这意味着主要逆行双星轨道可以排除。鉴于它适用于广泛的原行星盘条件，预计流动不稳定性种子星子形成也在其他地方的太阳系，超越。
2019-06-26 astro-ph.EP
The Formation of the Cold Classical Kuiper Belt by a Short Range Transport Mechanism
经典柯伊伯带由一组轨道倾角低、颜色微红的天体组成，通常属于双星系统。这个所谓的冷经典柯伊伯带被认为是由原始的冰卵石在原地形成的，这些冰卵石凝结成直径数百公里的星子。根据这种假设，卵石吸积成大的微行星可能是通过流动不稳定机制发生的，这种机制在原始的太阳系气体和固体盘中是有效的。然而，在与海王星的2：1平均运动共振之后，也可以遇到其他与冷经典柯伊伯带中发现的物体具有相同颜色特征的分散或分离物体。在这里，我提出了一个机制，可以解释冷的经典柯伊伯带的对象和其他红色的对象以外的经典柯伊伯带。根据所提出的设想，红色的物体主要位于微行星盘的外部，但在42 au以下的某个地方被截断。以这种方式，冷的经典柯伊伯带及其分散/分离的对应物分别被短距离向外输送或稍微分散到它们现在的位置。共振物体也是通过同样的过程形成的。这一机制旨在解释所有具有相同颜色特征的物体的分布，这些物体来自原始星子盘外部边界的共同起源。根据这里提出的设想，冷经典柯伊伯带将在其目前位置内约4 au形成，总质量是其目前值的20至100倍。
2020-09-26 astro-ph.EP
Overview of initial results from the reconnaissance flyby of a Kuiper Belt planetesimal: 2014 MU69
NASA新视野号第一次柯伊伯扩展任务（KEM-1）的核心目标是近距离飞越柯伊伯带天体KBO）2014 MU 69，绰号Ultima Thule。2019年1月1日，这次飞越达到高潮，首次近距离观察了一个小型KBO。最初的飞越后轨迹重建表明，航天器在5：33：19 UT接近MU 69的约3500公里。在这里，我们总结了从那次成功飞越中获得的最早结果。在提交本报告时，只有4天的数据从飞越向下链接;到2019年3月的月球和行星科学大会演讲时，将有超过一个数量级的数据向下链接。因此，在提交本摘要时无法获得的许多其他结果将在本综述演讲中介绍。
2019-01-24 astro-ph.EP
Dust Populations in the Iconic Vega Planetary System Resolved by ALMA
织女星行星系拥有太阳系外柯伊伯带的原型，并且富含从亚金到100金的尘埃，这表明了强烈的动力学活动。我们提出的ALMA毫米观测，检测和解决外部尘埃带的恒星首次。干涉条纹图表明，该带可用高斯模型或具有陡内缘的幂律模型（在60-80 au处）拟合。这条带非常宽，延伸到至少150-200 au。我们强烈地探测到这颗恒星，并对先前在红外线中探测到的温暖尘埃排放设定了严格的上限。我们讨论了三种可能解释织女星行星系结构的情况，包括新的{ALMA}约束：没有外行星，低质量行星链和单个巨行星。无行星的假设只有在外层带具有观察到的尖锐内边缘时才是可行的。相反，如果内边缘目前正被行星截断，那么该行星必须是$\gtrsim$ 6 M $_{\oplus}$，并且在$\lesssim71$ au，以清除其在系统年龄内的混乱区。在行星链假设中，向外的行星迁移和向内的星子散射可能会产生在系统内部区域观察到的热和温暖的尘埃。在单一巨行星的情况下，一个小行星带可能是造成热尘埃的原因，与行星的平均运动共振可能会使小行星进入掠星轨道，产生热尘埃。
2020-06-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
Towards Initial Mass Functions for Asteroids and Kuiper Belt Objects
我们的目标是了解第一个星子的原始吸积。原始的陨石记录表明，小行星带在超过一百万年的时间内形成了相当大的星子，每个星子完全由一种不寻常的，但均匀的毫米大小颗粒的混合物组成。我们勾画了一个场景，其中10- 100公里大小的星子的主要吸积直接进行，如果零星的，从空气动力学分选毫米大小的颗粒（一般“球粒”）。这些小行星的大小与目前观测到的直径接近100公里的小行星质量峰值大体一致，后者被确定为侵蚀前、耗尽前小行星群的“化石”性质。我们扩展我们的主要吸积理论作出预测外太阳系星子，这也可能有一个首选的大小在100公里的直径范围。我们估计星子的形成率，并评估所需的条件，以匹配小行星和柯伊伯带天体（KBO）形成率的估计。对于满足观测到的百万年前原行星状星云的质量吸积率的星云参数，这种情况不仅与小行星的“化石”大小及其估计的生产率大致一致，而且与观测到的给定球粒陨石中球粒形成年龄的分布大致一致，在形成和增生之间的这段时间里，有相当小的径向扩散混合（该模型自然有助于解释此类天体中陨石球粒的特殊尺寸分布）。该方案还产生10- 100公里直径的初级KBO。然而，与太阳星云的“规范”模型相比，最佳参数范围代表了更高的气体密度和固体丰度分数，以及开普勒轨道速度和压力支持轨道速度之间更小的差异。我们讨论了这些差异的几种可能的解释。
2010-04-02 astro-ph.EP
Initial Planetesimal Sizes and the Size Distribution of Small Kuiper Belt Objects
我们表明，通过比较观测与理论模型，观测到的柯伊伯带的大小分布是很好地匹配的凝聚模型，从一个初始的小行星人口半径约为1公里，随后的碰撞演化。我们发现，在太阳系年龄段内，观测到的R > 30 km的尺度分布没有受到碰撞演化的影响，而R ~ 30 km以下的尺度分布受到了碰撞的影响，其斜率与使用已发表的强度定律的碰撞演化模型很好地匹配。我们详细地研究了从0.01公里到30公里的天体的尺寸分布，发现其斜率在接近R <0.1公里的物质强度主导的天体的平衡碰撞级联的预期值之前作为半径的函数变化了几次。与0.01 ~ 30 km范围内的单一幂律尺度分布相比，我们发现R ~ 10 km范围内的天体数量严重不足，而2km范围内的天体数量严重过剩。这种赤字和过剩是由在公里大小范围内的小微行星的过剩质量造成的，这是从失控的增长阶段遗留下来的，在4.5 Gyrs的碰撞演化后，在尺寸分布中留下了一个签名。因此，对小KBO尺寸分布的观测可以测试大KBO是否是由于失控生长而生长的，并限制初始的星子尺寸。我们发现，从最近的KBO掩星调查的结果和所观察到的KBO的大小分布可以最好地匹配的初始星子人口，包含约相等的质量，每个对数质量箱的机构，从0.4公里到4公里的半径。此外，我们发现，我们不能匹配所观察到的KBO的大小分布，如果大部分的星子质量包含在半径为10公里或更大的机构。
2013-04-02 astro-ph.EP
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
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
A gap in HD 92945's broad planetesimal disc revealed by ALMA
在过去的几年里，多波长观测揭示了环周盘中普遍存在的缝隙/环。在这里，我们报告的第一ALMA观测HD 92945在0.86毫米，揭示了一个差距约73 $\pm$ 3 AU内的一个广泛的盘的星子，从50至140 AU。我们发现，差距是$20^{+10}_{-8}$所有宽。如果被一颗行星在原地清除，这颗行星的质量必须小于0.6 $M_\mathrm{Jup}$，或者甚至更低，如果这个间隙被一颗在原行星盘早期形成的行星清除，并阻止了在那个半径形成星子。通过比较圆盘的相对侧，我们还发现圆盘可以是不对称的。动机的不对称性和事实，行星可能会更频繁地接近恒星的系外行星系统，我们表明，差距和不对称性可以产生由两个行星内部的光盘通过长期共振。这些行星激发了特定圆盘位置的天体的偏心率，在星子分布中打开了径向间隙。新的观测是必要的，以确认如果光盘是真正的不对称，从而有利于长期共振模型，或者如果明显的不对称是由于背景星系，有利于在原地行星的情况。最后，我们还报告了未检测到CO和HCN气体，证实没有原始气体存在。CO和HCN的未检测与富含挥发物的太阳系类彗星的毁灭是一致的。
2019-01-09 astro-ph.EP
Planetesimal clearing and size-dependent asteroid retention by secular resonance sweeping during the depletion of the solar nebula
与太阳系的其他地方相比，小行星主带区域的重元素分布非常低。观测调查还表明，小行星（$ \le 50$ ~公里大小）的数量不足，比碰撞凝聚和碎裂平衡产生的单一幂律分布所预期的数量低两个数量级。在这里，我们考虑的可能性，一个主要部分的原始小行星人口可能已被清除的木星的长期共振，因为它扫过主小行星带期间耗尽的太阳星云。这种效应导致小行星轨道偏心率的激发。同时，流体动力阻力和行星盘潮汐相互作用有效地阻尼偏心率的次100公里大小和超月球大小的微行星，分别。这些综合效应导致小行星的轨道衰减，并从现在的主带区域（$\sim 2.1-3.3$ ~AU）清除。因此，中等大小（50到几百公里）的微行星在它们的出生地附近优先保留为主带小行星，具有适度的渐近偏心率。较小的小行星是后来发生的分裂性碰撞的碎片，正如当今的小行星家族所表明的那样。这一假设为观测到的主带小行星表面密度低和大小分布提供了一个自然的解释。它还提供了一个解释有限的空间范围内的类地行星积木没有广泛的迁移木星的要求。
2016-10-30 astro-ph.EP
On The Effect of Giant Planets on the Scattering of Parent Bodies of Iron Meteorite from the Terrestrial Planet Region into the Asteroid Belt: A Concept Study
在他们的铁陨石母体的起源模型中，Bottke等人提出了在最初的150万年期间在1-2 AU区域形成的分化的星子作为母体，并认为这些物体及其碎片由于与行星胚胎的相互作用而分散到小行星带中。虽然这个模型是可行的，但它并没有考虑到一颗可能存在于外层区域或在外层区域生长的巨大行星的影响。我们提出了一个概念研究的结果，我们已经研究了在木星轨道上的行星体的早期散射的星子从陆地区域到小行星带的影响。我们将大量星子的轨道整合在行星胚胎盘中，并研究了它们在行星质量不同值下的演化。结果表明，当行星质量小于10个地球质量时，它对星子和行星胚胎之间相互作用的影响可以忽略不计。然而，当行星质量在10到50个地球质量之间时，模拟指出一个过渡状态，大约50个地球质量是行星扰动效应不能再被忽略的值。模拟还表明，行星质量的进一步增加会大大降低星子从类地行星区域向小行星带散射的效率。我们提出了我们的模拟结果，并讨论其可能的影响，巨大的行星形成的时间。
2012-02-14 astro-ph.EP
Collisional evolution of eccentric planetesimal swarms
低偏心率微行星带的稳态碰撞演化模型将具有1AU热尘的碎片盘（如eta Corvi和HD 69830）确定为异常，因为碰撞处理应该在其>1 Gyr的寿命内消除大部分微行星质量。本文着眼于大的星子偏心率（e>>0.3）对它们的碰撞寿命和质量的数量，可以保留在后期时间M_{late}的影响。对于具有共同近心点和偏心率e的轴对称小行星盘，我们发现M_{late} \propto e^{-5/3}（1+e）^{4/3}（1-e）^{-3}.对于分散的盘状种群（即，在没有动力学演化的情况下，后期的质量演化就好像只有离心率最大的星子存在。尽管剩余质量增加，但更高的离心率不会增加碰撞级联的热辐射，直到e>0.99，部分原因是大多数碰撞发生在近心点附近，从而增加了尘埃吹出的直径。然而，在高偏心率（e>0.97）下，从近心点向外延伸的井喷人口可能在碰撞级联上方被检测到;更高的偏心率也增加了见证最近碰撞的可能性。所有的成像和光谱限制都可以用一个近心点在0.75天文单位，远心点在150天文单位，质量为5 M_ \oplus的小行星群来解释;然而，如此高偏心率的小行星群的起源仍然具有挑战性。中红外线超过HD 69830可以解释为在最近的一次偏心星子带碰撞中产生的碎片带正在被破坏，但缺乏远红外线辐射需要小的结合颗粒从母星子带中消失，可能是由于升华。
2009-10-25 astro-ph.EP astro-ph.GA
Colliding in the shadows of giants: Planetesimal collisions during the growth and migration of gas giants
巨行星迁移是行星系演化过程中的重要现象。最近的工作表明，巨行星生长和迁移可以塑造小行星带，但这些工作没有考虑微行星之间的相互作用。我们计算了气体巨行星生长和迁移过程中星子盘的演化，包括星子-星子碰撞。这些碰撞的数量、位置和碰撞速度取决于具体的生长和迁移路径，我们发现巨行星生长本身对碰撞速度的影响很小，并且大部分被生长中的巨行星散射的星子在生长期间不会相互碰撞。与此相反，我们发现，巨行星迁移诱导大量的高速碰撞的星子。这些撞击有足够的速度引起冲击波引起的水冰和星子的硅酸盐成分的蒸发，并导致身体的灾难性破坏。撞击碎片可能会形成新的物体。碰撞演化降低了小行星通过巨行星生长和迁移注入小行星带的效率。植入小行星带的一小部分最大的星子可能是通过碰撞处理的。我们确定了重要的后果，行星吸积模型中没有考虑的星子碰撞。在巨行星迁移过程中高速碰撞的普遍性，以及它们与陨石性质和球粒形成的潜在联系，使得撞击蒸发成为一个至关重要的现象。小行星成分蒸发的后果需要进一步的详细研究。需要新的星云内碰撞结果模型和新的星子形成模型。
2020-08-12 astro-ph.EP
Closing the Gap: A Test of the Streaming Instability Using Simulations and Observations of the Cold-Classical Kuiper Belt Size Distribution
Iowa State University（爱荷华州立大学）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）
本研究通过模拟与冷经典柯伊伯带观测的对比，验证流不稳定性理论可定量重现星子大小分布的高质量端，支持该星子形成模型。
2026-10-06 astro-ph.EP
Efficient planet formation by pebble accretion in ALMA rings
在过去的十年中，ALMA的观测揭示了大部分原行星盘在尘埃连续体中包含环。这些环是卵石聚集的地方，这有利于微行星的形成和随后的行星组装。我们研究ALMA环内的行星形成的可行性，其中鹅卵石被困在一个高斯形的压力颠簸或强大的尘埃反作用。星子通过流动不稳定性在环的中平面形成。通过进行N体模拟，我们研究了碰撞合并和卵石吸积这些星子的增长。由于环中卵石的高度集中，通过卵石吸积的星子的生长在它们出生时就变得有效。我们发现，行星迁移在环和行星的演化中起着决定性的作用。对于行星可以从环向内迁移的盘，只要环被供给来自外盘的材料，就达到稳定状态，其中环产生${\sim}20 M_\oplus$行星芯。该环作为一个长寿的行星工厂，它可以解释在DSHARP大型计划中观察到的尘埃环的“微调”光学深度。相比之下，如果没有行星迁移机制，一颗大质量行星就会形成并摧毁环。在行星形成环的位置将留下一条宽而大的星子带。环中的行星形成可以解释在碎片盘中观察到的成熟行星系。
2022-11-08 astro-ph.EP
Runaway Growth During Planet Formation: Explaining the Size Distribution of Large Kuiper Belt Objects
跑道生长是行星形成的一个重要阶段，在此期间，大型原行星形成，而大部分初始质量仍保留在小星子中。转换成大型原行星的质量数量及其产生的大小分布还没有很好的了解。在这里，我们使用通过凝聚模拟确认的分析工作来描述失控的生长和相应的速度弥散演变。我们发现，失控的增长过程如下：最初所有的质量都存在于小的星子中，质量表面密度为σ，大型原行星开始通过吸积小的星子形成。这种增长一直持续到合并大型原行星的增长变得与星子吸积的增长相当。当Σ/σ~α^{3/4} ~ 10^{-3}时，这一条件成立，其中Σ是原行星在给定对数质量区间内的质量表面密度，α是天体大小与希尔半径之比。从那时起，原行星的生长和速度色散的演变变得自相似，并且由于小微行星的吸积而增加的速度色散被由于与大原行星合并而减少的速度色散所平衡，因此速度色散大致保持不变。我们发现，这种增长导致原行星的大小分布由N（>R）\propto R^{-3}给出，其中N（>R）是半径大于R的物体的数量（即，微分幂律指数为4）。我们将我们的结果应用于柯伊伯带，这是一个失控增长的遗迹。我们的结果成功地匹配了观测到的柯伊伯带尺寸分布，它们阐明了形成它的物理过程，并解释了今天大型柯伊伯带天体（KBO）中存在的总质量。这项工作表明，目前在大型KBO的质量是原始的，它还没有被显着耗尽。删节
2010-10-31 astro-ph.EP
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
Formation of Multiple Dynamical Classes in the Kuiper Belt via Disk Dissipation
本研究整合多类天体物理过程构建统一建模框架，证实盘耗散阶段可形成柯伊伯带三类动力学星子群，为外太阳系形成提供了新的可行路径。
2025-11-14 astro-ph.EP
Searching for a cometary belt around Trappist-1 with ALMA
今天，低质量恒星可能是探测和探测行星系的最佳机会，特别是那些拥有近距离低质量温带行星的行星。在这些恒星中，TRAPPIST-1是一个例外，因为它有七颗地球大小的行星，其中三颗可以在其表面维持液态水。在这里，我们提出了新的和深ALMA观测TRAPPIST-1寻找外柯伊伯带，可以提供有关该系统的形成和结构的线索。我们在0.88 mm处的观测没有探测到尘埃排放，但如果带小于4 au，则可以将上限设置为23 $μ$ Jy，如果解析和半径为100 au，则可以设置为0.15 mJy。这些限制对应于低尘埃质量的$\sim10^{-5}-10^{-2}$ $M_\oplus$，这是预计后8 Gyr的碰撞演化，除非该系统出生的$>20$ $M_\oplus$带100公里大小的星子超过40 AU或遭受动力学不稳定。这个$20$ $M_\oplus$的质量上限与TRAPPIST-1行星的总质量相当，因此这个系统中大部分可用的固体质量可能都被用来形成已知的行星。对Proxima Cen的ALMA数据进行类似的分析，我们得出结论，在100公里大小的微行星中，一个带出生时具有质量$\gtrsim1$ $M_\oplus$，可以解释它在30 au处的假定外带。我们建议，如果可能的话，未来对低质量恒星周围碎片盘的表征应该集中在附近和年轻的系统上。
2020-01-27 astro-ph.EP
Dynamical origin of the Dwarf Planet Ceres
矮行星谷神星揭示了氨的存在和其他独特的性质相比，其他小行星在主带，这表明它不是在原地形成的。我们模拟了外太阳系早期的动力学演化，研究了在跨土星区域的小行星带中植入谷神星大小的微行星的可能动力学机制。我们计算出谷神星大小的微行星在小行星带中被捕获的比例在2.8e-5到1.2e-3的范围内，这取决于外微行星盘的初始位置。被捕获的天体有70%的概率具有2.5和3 au之间的半长轴，33%的概率具有小于0.2的偏心率和45%的概率具有小于10度的轨道倾角。假设在跨土星盘的内部存在3，600颗谷神星大小的微行星，与Nesvorny & Vokrouhlicky（2016）对跨海王星盘的估计一致，我们估计的捕获概率和随后的巨行星不稳定期间小行星带最终80%的耗尽，导致在小行星带捕获1颗谷神星，概率为15%，分布于内、中、外带者分别占34%、51%。
2022-02-18 astro-ph.EP physics.space-ph
Dust size and spatial distributions in debris discs: predictions for exozodiacal dust dragged in from an exo-Kuiper belt
一些附近恒星的SED显示出来自温暖的宜居带尘埃（被称为外黄带尘埃）的中红外过度。这些尘埃可能起源于在被向内拖拽之前的小行星带碰撞。本文提出了一个分析模型，在这种情况下，在不同的径向位置的粒子的尺寸分布，考虑到由于破坏性碰撞和坡印廷-罗伯逊（P-R）阻力的演变。从更准确的，但计算昂贵的数值模拟这个过程的结果被用来验证模型，并适合其自由参数。该模型预测11 $μ$米过剩（$R_{11}$）光盘的范围内的尘埃质量和微行星带半径使用现实的晶粒特性。我们表明，P-R阻力应产生exozodiacal尘埃水平可检测的大型双目望远镜干涉仪（LBTI）（$R_{11} > 0.1\%$）在系统中与已知的外带;非检测可能表明尘埃耗尽，例如，由一个干预的行星。我们还发现，LBTI可以检测到从一个带拖进来的外黄道尘埃太微弱，在远红外波长检测，与分数光度$f\sim 10^{-7}$和半径$\sim 10-80$ au。应用LBTI观测系统表明，P-R阻力可能可以解释大多数（5/9）的exozodiacal尘埃探测系统与已知的外带;两个系统（$β$乌玛和$η$ Corvi）与明亮exozodi可能是由于exocomets。我们认为，这三个系统与exozodiacal尘埃检测，但没有已知的带可能有冷的星子带太微弱，在远红外线检测。即使没有外层辐射带探测的系统也可能有外黄道尘埃水平$R_{11} > 0.04\…
2020-07-02 astro-ph.EP
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
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
The Scattered Disc of HR 8799
HR~8799是一颗年轻的F0型恒星，有四颗直接成像的巨行星和两个碎片带，一个位于行星轨道区域的外部，另一个位于行星轨道区域的内部。HR~ 8799的结构与我们的太阳系相似，但也揭示了不同之处，如大质量的行星，巨大的径向范围和大质量的外部碎片带，HR~8799被认为是测试行星系形成和演化模型的基准。在这里，我们重点关注外部碎片环及其与行星的关系。我们证明，模型的外盘，提出以前再现赫歇尔观测，是不一致的ALMA数据，反之亦然。在试图找到一个物理动机的模型，将同意这两个观测集，我们进行碰撞模拟。我们发现，一个狭窄的星子带和辐射压力引起的尘埃晕不能解释所观察到的径向亮度轮廓。一个单一的，宽的星子盘也不能复制数据。相反，我们提出了一个两个人口模型，包括一个柯伊伯带状结构的低偏心率的星子人口（“经典柯伊伯带”）和高偏心率的彗星人口（“分散盘”）。我们认为，这种结构的外柯伊伯带的HR~8799可以解释与行星迁移的情况类似的柯伊伯带的太阳系。
2018-11-23 astro-ph.EP
The ALMA survey to Resolve exoKuiper belt Substructures (ARKS). X. Interpreting the peculiar dust rings around HD 131835
Konkoly Observatory, HUN-REN Research Centre for Astronomy and Earth Sciences（孔科利天文台，匈牙利研究与创新学院天文学与地球科学研究中心）；Millennium Nucleus on Young Exoplanets and their Moons (YEMS)（年轻系外行星及其卫星千年核心）；Center for Interdisciplinary Research in Astrophysics Space Exploration (CIRAS), Universidad de Santiago, Chile（智利圣地亚哥大学跨学科天体物理空间探索研究中心）；Departamento de Astrofísica, Universidad de La Laguna, La Laguna, E-38200, Tenerife, Spain（拉帕尔马大学天体物理系）；Institute of Physics and Astronomy, ELTE Eötvös Loránd University, Pázmány Péter sétány 1/A, 1117 Budapest, Hungary（罗兰大学物理与天文学研究所）；Max-Planck-Insitut für Astronomie, Königstuhl 17, 69117 Heidelberg, Germany（马克斯·普朗克天文学研究所）；Institute of Physics Belgrade, University of Belgrade, Pregrevica 118, 11080 Belgrade, Serbia（贝尔格莱德大学物理研究所）；Institut für Astrophysik, Universität Wien, Türkensch（维也纳大学天体物理研究所）
ALMA观测揭示HD 131835尘埃环的异常亮度，探讨了行星esimal带碰撞和气体驱动两种可能的成因。
2026-01-16 astro-ph.EP
A gap in the planetesimal disc around HD 107146 and asymmetric warm dust emission revealed by ALMA
虽然探测几十个天文单位的低质量系外行星超出了目前的仪器，但碎片盘提供了一个独特的机会来研究行星系的外部区域。在这里，我们报告了新的ALMA观测的80-200万年前的太阳类似物HD 107146，揭示了其外柯伊伯带的径向结构在波长为1.1和0.86毫米。我们发现，星子盘是广泛的，从40至140 au，并且其特征在于从60到100 Au延伸的圆形间隙，其中连续发射下降约50%。我们还报告未检测到CO J=3-2发射谱线，证实没有足够的气体影响粉尘分布。迄今为止，HD 107146是唯一一个在毫米级颗粒分布中显示多个环的贫气体系统。这些环表明产生小尘埃颗粒的微行星的类似分布，可以解释为一个或多个扰动行星的存在。由于圆盘是轴对称的，这样的行星应该在圆形轨道上。通过比较N体模拟与观测到的vibrium，我们发现，要解释间隙的径向范围和深度，需要存在多个低质量行星或单个行星穿过圆盘。内部HD 107146的exo-Kuiper带，我们发现扩展发射峰值在~20 AU和一致的内部暖带，这是以前预测的基础上22 $μ$ m多余的许多其他系统。这条暖带是第一个被成像的，尽管出乎意料地表明它是不对称的。这可能是由于一个大的皮带偏心率，或由于cluberous结构产生的共振捕获与一个额外的内行星。
2018-07-03 astro-ph.EP
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
How eccentric is the debris disk of epsilon Eridani? ALMA reveals a near-circular belt
School of Physics, Trinity College Dublin, the University of Dublin（都柏林三一学院物理学院，都柏林大学）；Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian（哈佛-史密森尼天体物理中心）；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）；UK Astronomy Technology Centre, Royal Observatory Edinburgh（英国天文学技术中心，爱丁堡皇家天文台）
本研究利用 ALMA 观测重新分析 ε Eridani 碎片盘，发现其外带近乎圆形且动力学冷，并约束了额外行星的质量与轨道范围。
2026-10-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
