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
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
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
Formation of planetary debris discs around white dwarfs I: Tidal disruption of an extremely eccentric asteroid
25%-50%的白矮星（WD）拥有可观测的和动态活跃的残余行星系，这是基于近距离的星周尘埃和气体以及光球金属污染的存在。目前被接受的理论解释包括小行星在au尺度的距离上幸存于恒星的巨大分支演化，随后在恒星质量损失后被扰动到WD掠食轨道上。在这项工作中，我们调查这些高偏心（e > 0.98）小行星的潮汐破坏，因为他们的方法和潮汐周围的WD中断。我们解析计算的破坏时间尺度和比较的结果与完全自洽数值模拟的碎石桩使用N体程序PKDGRAV。我们发现，这个时间尺度是高度依赖于轨道的近心点，并在很大程度上独立于其半长轴。我们确定，球形小行星很容易打破，并形成高度偏心碰撞环，不吸积到WD没有额外的力量，如辐射或升华。这一发现突出了这种力量在WD行星系物理学中的至关重要性。
2014-09-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical evolution of an eccentric planet and a less massive debris disc
我们研究了偏心行星和质量较小的外部碎片盘之间的相互作用。这种情况可能发生在行星-行星散射或合并事件之后。我们在广泛的初始条件下，使用一套的n体积分结合理论的演变。靠近圆盘中面的行星会移除内部的碎片区域，而残留的微粒会形成一个偏心圆盘，与行星的径向对齐。内盘边缘是椭圆形的，正好位于行星的轨道之外。中等倾斜的行星（$i_{\rm plt} \gtrsim 20^\circ$代表$e_{\rm plt} = 0.8$）可能会将碎片雕刻成一个钟形结构，包裹着行星的轨道。最后，一些高度倾斜的行星（$i_{\rm plt} \sim 90^\circ$）可以保持一个垂直于行星平面的圆盘。在所有情况下，圆盘颗粒经历快速演化，而整体结构演化较慢。这些结构的形状和它们的密度分布的特点。在共面的情况下，使用偏心希尔半径参数的行星轨道周围的混沌区的宽度。这个区域在大约10个长期或扩散时间（以较长者为准）内被清除，碎片在几个长期时间内呈现其最终形状。我们量化了行星的迁移，并表明在这种质量制度下，它几乎总是很小的。我们的研究结果可能会被用来利用观测到的碎片特征来识别看不见的偏心行星。
2014-06-27 astro-ph.EP
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
Fast and Slow Precession of Gaseous Debris Disks Around Planet-Accreting White Dwarfs
一些富含金属的白矮星（WD）被认为受到行星物质的污染，对它们的光谱观测揭示了围绕它们运行的致密气态金属盘的存在。在大约一半的这类系统中观察到的不对称双峰发射谱线轮廓的变化可以解释为偏心气体碎片盘的进动特征。变异时间尺度-从几十年到$1.4$年（最近推断的围绕HE 1349- 2305的碎片盘）-与试验粒子极限的广义相对论（GR）岁差率大致一致。然而，还没有证明这种机制可以驱动由内部应力（压力）介导的径向延伸（向外到$1 R_\odot$）的气体盘的如此快速、相干的进动。在这里，我们使用的线性理论的偏心率的演变，在流体动力盘，以确定几个关键的性能偏心模式的气体碎片磁盘周围的WD。我们发现了一个临界依赖的进动周期和径向偏心率分布的模式上的内部磁盘半径，$r_\mathrm{in}$。对于小的内半径，$r_\mathrm{in} \lesssim (0.2 - 0.4) R_\odot$，模式是GR驱动的，周期为$\approx 1 - 10$ yr。对于$r_\mathrm{in} \gtrsim (0.2 - 0.4) R_\odot$，模态是压力主导的，周期为$\approx 3 - 20$ yr。观测到的磁盘的变化周期和推断的内半径之间的对应关系与这一趋势基本一致。特别是HE 1349- 2305的短周期与它的小$r_\mathrm{in}$相一致。因此，环WD碎片盘可以作为研究…
2018-04-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fomalhaut b could be massive and sculpting the narrow, eccentric debris disc, if in mean-motion resonance with it
北落师门星拥有一个狭窄的偏心碎片盘，加上一个高度偏心的伴星北落师门b。通常认为北落师门b不可能有很大的质量，否则它会很快扰动圆盘。我们表明，在内部的平均运动共振与一个大规模的，共面北落师门b的材料实际上是长期稳定的，并占据轨道类似于所观察到的碎片。此外，共振体之间碰撞释放的毫米级尘埃可以再现所观察到的圆盘的宽度、形状和方向。我们首先重新研究北落师门b的可能轨道，假设它只在重力作用下运动。如果北落师门b的轨道靠近圆盘的中平面，那么它的轨道就穿过圆盘，两者是近轴对齐的。这种排列可能暗示着一种正在进行的动态相互作用。使用观测允许的轨道，我们然后模型之间的相互作用的一个巨大的北落师门b和碎片。虽然大多数碎片是不稳定的，在这样一个极端的配置，我们确定了几个共振人口保持稳定的恒星寿命，尽管穿越轨道的北落师门b。这些碎片所处的轨道与所观察到的碎片环相似，属于低偏心率轨道。这些共振体会有一个cluerical分布，但它们之间碰撞释放的尘埃会形成一个狭窄的，相对光滑的环，类似于观测。我们表明，如果北落师门b的质量介于地球和木星之间，那么，它非但不会清除观测到的碎片，反而会通过共振相互作用对其进行雕刻。
2021-03-08 astro-ph.EP
Evidence for eccentric, precessing gaseous debris in the circumstellar absorption towards WD 1145+017
我们提出的时间序列光谱揭示了白矮星WD 1145+017的拱星线轮廓的变化。在2.2年的时间里，光谱显示了星周吸收的完全速度逆转，从2015年4月的强烈红移到2017年6月的强烈蓝移。吸收的深度也各不相同，在同一时期增加了两倍。线轮廓的戏剧性变化是一致的偏心拱星气体环进行广义相对论进动。随着环的近心点的参数相对于视线的变化，过境气体从2016年的后退转变为2017年的接近。基于所支持的模型中的岁差时间尺度，我们对未来几年的谱线轮廓进行了预测。对WD 1145+017的光谱监测将测试这些预测，并有助于开发更准确的白矮星吸积盘模型。
2017-12-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Apocenter glow in eccentric debris disks: implications for Fomalhaut and epsilon Eridani
碎片盘通常采取偏心环的形式，表面亮度具有方位不对称性。这样的圆盘通常被描述为“近心辉光”，在最靠近中心恒星的区域增强了圆盘的亮度。然而，在长波长下，盘的远心应该比它们的近心亮：在长波长极限下，我们发现远心/近心通量比与盘的偏心率e成1+e的比例。我们产生了这种“远心辉光”的新模型，以探索其原因和波长依赖性，并研究其作为尘埃颗粒特性探针的潜力。基于我们的模型，我们认为，几个远红外和（亚）毫米图像的北落师门和波江座碎片环与赫歇尔，JCMT，SHARC II，ALMA和ATCA应重新解释为建议或远心辉光的例子。这种重新解释产生了新的限制磁盘的尘埃颗粒的属性和大小分布。
2016-09-15 astro-ph.EP
Formation of sharp eccentric rings in debris disks with gas but without planets
年轻恒星周围的“碎片盘”（类似于我们太阳系中的柯伊伯带）显示出各种各样的非平凡结构，这些结构归因于行星摄动，并用于限制行星的性质。然而，这些分析在很大程度上忽略了这样一个事实，即发现有些碎片盘含有少量气体，而所有这些碎片盘都应含有某种程度的气体成分。对若干碎片盘进行了测量，其尘埃与气体的比率约为1，在这一比率下，流体动力学对碎片盘结构的影响不可忽视。在这里，我们报告了线性和非线性模型，表明尘埃-气体相互作用可以产生一些归因于行星的关键模式。我们发现了一个强大的不稳定聚集，组织成狭窄的，偏心环，类似于北落师门碎片盘的尘埃。这样的盘可能包含行星的结论并不一定需要解释这些系统。
2013-08-02 astro-ph.EP
Can eccentric debris disks be long-lived? A first numerical investigation and application to $ζ^2$ Reticuli
碎片盘的成像发现了偏心盘和偏置盘的证据。一种假设是，这些提供了大质量扰动的证据，这些扰动塑造了观察到的结构。最近，赫歇尔空间天文台在$ζ^2$ Ret周围的远红外波段观测到了这样一个圆盘。与以前报道的系统相比，磁盘是显着偏心，系统是Gyr-old。我们的目标是调查的长期演变的偏心结构的碎片盘所造成的摄动在偏心轨道。分析预测和数值N体模拟被用来调查可观察到的结构，可以产生偏心扰动。磁盘的几何形状的长期演变进行检查，特别是应用程序的$ζ^2$ Ret系统。此外，合成图像的磁盘比较与赫歇尔观测。我们发现，一个偏心的同伴可以产生所观察到的偏移和偏心盘。这种影响不是立即的，我们估计了磁盘发展到偏心状态所需的时间尺度。对于$ζ^2$ Ret的情况，我们对产生观测所需的伴星的质量和轨道加以限制。合成图像显示，在$ζ^2$ Ret周围观察到的图案可以由靠近边缘的偏心盘产生，并允许我们对我们模型的盘参数（盘通量，范围）带来额外的约束。我们确定，偏心行星或恒星的同伴可以诱导长寿命的偏心结构的碎片盘。对这种偏心结构的观测提供了在行星系中存在这种伴星的潜在证据。我们考虑$ζ^2$ Ret的例子，其观察到的偏心盘可以解释为一个遥远的同伴在几十个AU，在偏心轨道（$e_p\gtrsim 0.3$）。
2013-12-18 astro-ph.EP
Sculpting eccentric debris disks with eccentric gas rings
在散射光中看到的许多碎片盘的形状表明它们的尘埃颗粒沿着高度偏心的、近轴排列的轨道运行。拱点排列是令人惊讶的，特别是对于尘埃。即使是从一个由母天体组成的拱星环中产生的，尘埃颗粒的近星点也会被恒星辐射压分散到各个方向。在碰撞级联底部的短尘埃寿命内，近星点不能被行星重新定向。我们认为，重新排列尘埃轨道的是第二代气体施加的阻力。气体在很大程度上不受辐射压力的影响，当在母体的偏心环内通过光解吸或碰撞释放时，应该占据一个类似的偏心，拱星对齐的环。尘埃颗粒被发射到偏离轨道的轨道上，以超音速穿过偏心的气体环，并在碰撞寿命内被拖成一条直线。由此产生的尘埃结构，几乎但不完全是从侧面观察，近星点指向远离观察者，看起来像飞蛾，有扭曲的翅膀，甚至是双对翅膀，解释了HD 61005（“飞蛾”）和HD 32297中的神秘特征，包括它们的中心灯泡，当我们考虑到不规则形状粒子的强烈前向散射时。在这些系统周围，我们预测气体在柯伊伯带般的距离上沿着高度椭圆的流线运动，这些流线的伸长最终归功于高度偏心的行星。未解决的问题和另一种解释拱线对齐的概述。
2019-07-24 astro-ph.EP
Double-ringed debris discs could be the work of eccentric planets: explaining the strange morphology of HD 107146
我们调查的一般相互作用之间的偏心行星和相同质量的共面碎片盘，使用分析理论和n体模拟。这样的相互作用可能是由行星-行星散射或合并事件造成的。我们表明，当行星的质量是相媲美的光盘，前者往往是circularised几乎没有变化，其半长轴。这样一颗行星的长期效应可能会导致碎片与行星的轨道近似反对齐（与天真的预期相反），导致反直觉的结果，即低质量行星可能比高质量天体清除更大的碎片区域。这种相互作用通常会产生双环碎片盘，这与HD 107146和HD 92945中观察到的情况相当。作为一个例子，我们应用我们的研究结果HD 107146，并表明，光盘的形态和表面亮度轮廓可以很好地再现，如果光盘是一个偏心行星的质量相当（~10 - 100地球质量）。这颗假设的行星在相互作用前的半长轴为30或40 au（与现在的数值相似），离心率为0.4或0.5（后来减少到~0.1）。因此，行星（如果存在的话）目前居住在圆盘的内边缘附近，而不是像预期的那样位于两个碎片峰之间。最后，我们表明，光盘自引力可以是重要的，在这个质量制度，虽然它不会影响这些结果显着，它应该被考虑在探测碎片盘和行星之间的相互作用。
2015-07-15 astro-ph.EP
Sharp eccentric rings in planetless hydrodynamical models of debris disks
碎片盘不应完全没有气体，因为微行星和尘埃颗粒通过升华、光致解吸或碰撞放气产生了第二代气体，产生了一个尘埃与气体之比接近1的系统，其中流体动力学不能忽略。在这种结构中存在一种聚集不稳定性，迄今为止，这种不稳定性仅在一维不可压缩模型中进行了探索。我们进行了2D数值可压缩模型的磁盘与可比数量的气体和尘埃，以研究这种不稳定性的增长和发展。我们的模型解决了气体和尘埃的动量方程，以及能量和连续性方程。我们发现，从气体到尘埃牧羊人环的阻力的反作用，类似于碎片盘中观察到的，通常归因于假设的未被发现的行星的存在。我们还发现，这些环的偏心率，通常作为行星存在的令人信服的证据，实际上可以简单地解释为沿环传播的驻波。环支持一系列的振荡，其中一种特定的模式代表周转运动。表观偏心率与观测系统中的偏心率相匹配。这表明，行星的可能性，虽然令人兴奋，不一定需要解释这些系统。
2013-08-22 astro-ph.EP
The impact of initial conditions in N-body simulations of debris discs
数值模拟是了解碎片盘和行星伴星之间关系的重要工具。然而，在整个文献中的模拟已经进行了各种初始条件往往很少或没有理由。在本文中，我们的目标是研究依赖于初始条件的N体模拟建模之间的相互作用的大规模和偏心行星的外部碎片盘。为了实现这一目标，我们首先对文献中使用的三种广泛方法进行分类，并为何时使用每种方法提供一些物理背景。然后，我们运行了一系列N体模拟，其中包括作用在小颗粒上的辐射力，在这三个类别中具有不同的初始条件。我们测试的初始母体带的宽度，偏心率，并与行星上产生的碎片光盘结构的对齐的影响，并比较最终的峰值发射位置，光盘宽度和偏移的合成光盘图像产生的辐射转移代码。我们还跟踪了行星引起的尘埃颗粒的强迫偏心率的演变，以及共振尘埃捕获。我们发现，最初广泛的母体带总是导致更广泛的碎片盘比最初狭窄的母体带。虽然模拟的母体带具有低的初始偏心率（e ~ 0）和高的初始偏心率（0 < e < 0.3）导致类似的宽盘，我们发现，纯粹的长期强制初始条件，初始盘偏心率设置为强制值和磁盘与行星对齐，总是导致一个较窄的磁盘。我们的结论是，广泛的碎片盘可以通过使用动态冷或动态暖母带建模，而在相反的偏心窄碎片环复制使用一个世俗被迫母体带。
2015-09-29 astro-ph.EP
The debris disk - terrestrial planet connection
已知的太阳系外巨行星的偏心轨道提供了证据，表明大多数行星形成环境都经历了剧烈的动力学不稳定性。在这里，我们数值模拟了巨行星不稳定性对整个行星系的影响。我们发现，内部岩石和外部冰体的人口都是由巨行星动力学塑造的，并且自然相关。强烈的不稳定性--那些非常古怪的幸存的巨行星--完全清除了它们的内部和外部区域。相比之下，具有稳定或低质量巨行星的系统在其内部区域形成类地行星，并且外部冰冷的天体产生尘埃，这些尘埃在中红外波长下可以作为碎片盘观察到。15%到20%的老恒星被观察到有明亮的碎片盘（波长约为70微米），我们预测这些路标动态平静的环境应该包含类地行星。
2011-04-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Increasing planet-stirring efficiency of debris disks by "projectile stirring" and "resonant stirring"
本文提出两种新机制（抛射体搅拌和共振搅拌）以提高碎片盘的行星搅拌效率，并通过N体模拟证明其有效性，尤其在低偏心率行星和低质量抛射体情况下。
2023-11-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radial Profiles of Surface Density in Debris Discs
对碎片盘的分辨观测可用于得出方位平均表面密度的径向分布，即使存在非轴对称特征，这种分布也载有关于碎片盘结构的重要信息，并具有改进的信噪比特性。我们开发了一个（半）分析的形式主义，让一个相关的ASD的基本半长轴和偏心率分布的碎片颗粒在一个简单的方式。这种方法不涉及粒子拱线角的分布，从而简化了计算。这是一种比对碎片粒子轨道参数进行蒙特卡罗抽样更快、更灵活和更有效的计算ASD的方法。我们提出了明确的分析结果的基础上，这种技术的一些粒子偏心率分布，包括两种情况下，特别是实际的重要性：规定的径向偏心率，和瑞利分布的偏心率。然后，我们展示了我们的框架可以如何应用于碎片盘和环的观测，以检索碎片的半长轴分布或（在某些情况下）偏心率分布，从而提供有关碎片盘中运行的结构和动态过程的直接信息。我们的方法还提供了一种快速有效的正演模拟观测方法。本文还讨论了这一技术在其它天体物理系统中的应用，如M31中的核星盘或稀薄行星环。
2022-07-15 astro-ph.EP astro-ph.GA
Detection and Characterization of Extrasolar Planets through Mean-Motion Resonances. II. The Effect of the Planet's Orbital Eccentricity on Debris Disk Structures
在碎片盘中观察到的结构可能是由与行星或恒星同伴的引力相互作用造成的。这些受扰动的圆盘通常被认为表明行星的存在，并提供了对圆盘和扰动行星性质的见解。碎片盘中的间隙可能表明间隙内存在行星，但这种间隙也可能发生在远离行星轨道的平均运动共振（MMR）处，这是我们感兴趣的焦点。我们扩展我们的研究，通过MMR的行星盘相互作用，在较早的文件中，系统中的扰动行星有适度的轨道偏心率，在系外行星系统中常见的情况。特别是，一个新的结果是，3：1 MMR变得明显，在更高的偏心率，而它的影响是不存在的圆形行星轨道。我们也只考虑与至少1个木星质量的行星体的引力相互作用。我们早期的工作表明，即使是1个地球质量的行星理论上也可以打开MMR间隙;然而，考虑到低质量行星可以打开的狭窄间隙，它的可观测性将是值得怀疑的。我们发现，两个突出的结构，2：1和3：1 MMR的宽度，位置和形状，可以用来确定质量，半长轴，和偏心率的行星扰动，并提出了一个算法这样做。这些MMR结构可以用来缩小位置，甚至确定碎片盘中任何推断但尚未看到的行星的行星属性（如质量）。我们还简要地讨论了偏心盘的亮度不对称性和它们的依赖于这些磁盘观察到的波长的影响。
2017-09-28 astro-ph.EP
Dependence of a planet's chaotic zone on particle eccentricity: the shape of debris disc inner edges
一颗行星的轨道被一个混沌区所包围，附近粒子的轨道是混沌和不稳定的。Wisdom（1980）指出，混沌是由平均运动共振的重叠驱动的，这种共振发生在距离行星轨道（da/a）_chaos = 1.3 μ ^2/7的范围内。但是，平均运动共振的宽度随着粒子的偏心率的增大而增大，在较高的偏心率下，平均运动共振的宽度将增大混沌区的宽度。在这里，我们调查的混沌区的宽度，使用迭代相遇映射和N体积分。我们发现，经典的处方工程以及低偏心率轨道上的粒子。然而，在临界偏心率以上，取决于行星的质量，混沌区的宽度随偏心率增加。对Wisdom的分析论证的扩展表明，在临界偏心率以上，混沌区的宽度由（da/a）_chaos = 1.8 e^1/5 mu^1/5给出，这与相遇图的结果非常一致。临界偏心率由e_cr = 0.21 μ ^3/7给出。当一颗行星在由偏心星子组成的碎片盘的内边缘上雕刻时，这个扩展的混乱区会导致一个更大的清除区域。因此，从经典混沌区估计的行星质量可能是错误的。我们将这一结果应用于HR 8799系统，表明从圆盘的截断推断出的HR 8799 b的质量可能会根据圆盘粒子的偏心率而变化高达50%。当行星盘边缘在90天文单位时，如果行星盘粒子的偏心率较低（<0.02），则行星b的质量需要达到8-10个木星质量，但如果行星盘粒子的偏心率较高，则行星b的质量只需达到4-8个木星质量。我们的研究结果也对行星向…
2011-10-06 astro-ph.EP
Circumstellar Debris Disks: Diagnosing the Unseen Perturber
星周碎片盘存在的第一个迹象通常是探测到围绕恒星运行的小尘埃颗粒群的过量红外辐射。这些尘埃是短暂的，需要不断补充，并表明磁盘必须由一个看不见的扰动激发。先前的理论研究已经证明，一颗偏心的行星在圆盘内部运行，会搅动带中的较大天体，并通过粒子间碰撞产生尘埃。然而，最近的观察的动机，我们探索另一种可能的机制加热碎片盘：恒星质量摄动轨道外部和倾斜的磁盘和激励磁盘粒子的偏心率和倾角通过Kozai-Lidov机制。我们探讨的后果外部扰动的碎片盘的演变，使用长期分析和碰撞N体模拟。我们表明，Kozai-Lidov激发盘可以通过碰撞产生尘埃盘，我们比较Kozai-Lidov激发盘的结果与模拟磁盘由内部偏心行星扰动。最后，我们提出了两个观测测试的尘埃盘，可以区分尘埃是否是由外部的棕矮星或恒星伴侣或内部偏心行星。
2016-03-25 astro-ph.EP
ALMA Reveals an Eccentricity Gradient in the Fomalhaut Debris Disk
本研究利用ALMA存档数据发现Fomalhaut碎片盘存在负偏心率梯度，提出推广的参数模型并验证其统计优势，提出单行星构型并通过N体模拟认为盘偏心率源于原行星盘阶段、行星-盘相互作用塑造其形态。
2025-09-02 astro-ph.EP
SMACK: A New Algorithm for Modeling Collisions and Dynamics of Planetesimals in Debris Disks
我们提出了一种新的方法，同时模拟，在3-D，碰撞和动力学演化的星子在一个碎片盘与行星的柯伊伯带和碎片盘（SMACK）的碰撞的超粒子模型/算法。SMACK可以模拟方位角不对称性以及这些不对称性如何随时间演变。我们表明，SMACK在10^7年以上对数值粘性和数值加热是稳定的，并且它可以再现盘演化的解析模型。我们使用SMACK模型的碎片环包含一个行星的偏心轨道上的演变。随着环的演化，微分进动产生了一个螺旋结构，但随后的碰撞打破了螺旋，留下了一个更窄的偏心环。
2013-09-09 astro-ph.EP
Debris Disc Substructures Induced by Secular Planetary Perturbations
University of Cambridge（剑桥大学）；Institute for Advanced Study（高等研究院）；University of Arizona（亚利桑那大学）
研究长期行星摄动下碎屑盘方位平均表面密度的演化，用DebrisPy框架分析其特征及相关依赖性，可利用这些特征检测或未检测情况结合其他约束来测量或约束摄动行星参数。
2026-10-20 astro-ph.EP
Collisions and drag in debris discs with eccentric parent belts
内容：星周碎片盘的高分辨率图像揭示了偏心环，表明过去或正在进行的扰动，可能是由与看不见的恒星或亚恒星同伴的长期引力相互作用引起的。这种偏离径向对称的纯动力学方面是很好理解的。然而，观测到的尘埃会受到额外的力和影响，最明显的是碰撞和阻力。目标：为了补充动力学的研究，因此，我们的目标是了解新的不对称性是如何通过增加碰撞演化和阻力，以及现有的加强或覆盖。方法：我们增加了我们现有的数值代码“碰撞演化分析”（ACE）的方位角的维度，近点的经度。一组基准盘的全球偏心率范围从0到0.4的十亿年的时间尺度上演变。分析和解释了沙尘的粒度分布和空间变化。带偏心的光谱能量分布（SED）和图像的基本影响进行了讨论。结果：我们发现施加在特征时间尺度上的特征。首先，辐射压定义了近拱点和远拱点之间不同的大小截止点，导致了不对称的晕。大小分布的差异使得晕的可观测的不对称性取决于波长。第二，碰撞平衡倾向于母带的离星侧的较小颗粒，减少近心点辉光和整体不对称的影响。第三，坡印廷-罗伯逊阻力充满了偏心带的内部区域，使得近星侧更加脆弱。当空间和尺寸分布耦合时，散射光中的外观的解释和预测是有问题的。
2017-04-26 astro-ph.EP
Formation History of HD106906 and the Vertical Warping of Debris Disks by an External Inclined Companion
HD 106906是一个行星系，拥有一个宽轨道的伴星，以及一个偏心和扁平的碎片盘，这对它的形成和随后的演变有重要的限制。最近对伴星的观测表明，它的轨道是偏心的，相对于碎片盘的平面倾斜。在这里，我们表明，在倾斜的同伴的存在下，碎片盘迅速（$\lesssim5$ Myr）变得扭曲和膨胀。这表明该系统的当前配置是相对较新的。我们探讨了最近与自由浮动行星的近距离接触可能产生轨道参数与HD106906b观测一致的伴星的可能性。我们发现，这种情况下是能够重建的碎片盘的结构，同时产生一个同伴与观察一致。
2022-11-28 astro-ph.EP
Empty gaps? Depleting annular regions in debris discs by secular resonance with a two-planet system
我们调查长期的时间尺度上的径向扩展的碎片盘的影响下，系统的两个共面行星内部的磁盘，显示长期的共振系统可以产生一个耗尽区的光盘通过激发的偏心率的星子。利用拉普拉斯-拉格朗日理论，我们考虑了两个外部长期共振位置，时间尺度和宽度如何依赖于行星的质量，半长轴和偏心率。特别是，我们发现，除非共振是非常接近彼此，其中之一是非常狭窄的，因此不重要的确定可观察到的结构的光盘。我们将这些考虑应用于HD 107146的碎片盘，确定一个可能的未观测到的双行星系统的参数组合，该系统可以适当地配置长期共振，以再现在盘中观察到的耗尽。通过对这些系统进行N体模拟，我们发现在理论长期共振位置附近，微行星的偏心率确实变大了。对N体输出进行后处理，以设置盘的初始表面密度分布，并包括碰撞耗尽的可能影响。我们发现，这是可能的，以获得一个双环盘在这些模拟，但不是一个轴对称的，与内环有一个偏移量的大小取决于偏心的行星，和外环显示螺旋结构。
2018-06-22 astro-ph.EP
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
Chaotic rotation and evolution of asteroids and small planets in high-eccentricity orbits around white dwarfs
观测到的白矮星大气中的行星碎片主要来自高偏心率（$>0.99$）轨道上的小天体的破坏。尽管它们很重要，但这些小行星的物理和轨道演化在很大程度上仍未被探索。在这里，我们提出了一种新的方法来估计快速混沌旋转对高偏心率三轴小行星的轨道演化的影响，并正式表征其角旋转速度和轨道要素的随机时间过程的传播。通过采用冲量近似，我们证明了在近星点通过期间，剧烈的引力相互作用在轨道和小行星的旋转之间传递能量。如果自旋脉冲的分布是围绕零对称的，那么最终的结果将是半长轴的长期减小和离心率的进一步增加。然而，我们发现的证据表明，混乱的旋转可能是自我调节的方式，这些影响减少或无效。我们发现，在高偏心轨道上的小行星可以打破自己除了-在一种类型的YORP-less旋转裂变-而实际上没有进入罗氏半径，具有潜在的重大后果的碎片的分布和能量需求的引力散射在金属污染的白矮星行星系统。这种机制提供了一个稳定的物质流冲击白矮星，而不会迅速耗尽恒星系统中的小天体。
2019-08-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
Laplace surface dynamics, revisited: satellites, exo-planets and debris with distant, eccentric companions
迄今为止，对$\textit{Laplace Surface}$动力学的研究都是在一个扁中心体（粒子与之结合）和一个被捕获到四极级的遥远的倾斜伴星的组合场中，研究形状和方向固定的测试粒子轨道。虽然四极近似对于在近圆形轨道上围绕行星的卫星来说足够了，但它无法捕捉到在相当偏心的轨道上的宽的双星伴星（无论是恒星、行星还是黑洞）所引起的基本动力学特征。考虑到类似的天文环境，我们将经典的拉普拉斯框架扩展到更高的多极，并绘制出静止轨道的主干，现在由于轴对称破缺而变得复杂。偏心和倾斜的拉普拉斯平衡，这已经预示在系统足够大的相互倾斜，在这里描绘了一个广泛的相互倾斜的扰动。我们恢复他们的测试粒子在一个热的木星和广泛的偏心恒星二进制领域，突出了它们的相关性的架构的多行星系统的二进制文件。然后，我们扩展和部署我们的机器离家更近，因为我们认为在一个假定的第九颗行星的存在下，海王星外天体（TNOs）的长期动力学。我们展示了如何广义拉普拉斯平衡种子岛屿的外海王星对象被庇护周围，岛屿内的混乱的海洋，我们通过庞加莱$é$部分捕获，同时突出了一个美丽的拉普拉斯和Kozai Lidov长期动力学结构之间的相互作用。一个非常经典的故事复活的外行星21世纪！
2021-07-20 astro-ph.EP
High resolution ALMA and HST images of q$^1$ Eri: an asymmetric debris disc with an eccentric Jupiter
我们提出了\textit{ALMA} 1.3毫米和0.86毫米的观测附近（17.34 pc）F9 V星q1 Eri（HD 10647，HR 506）。这个系统的年龄为${\sim}1.4$ Gyr，拥有一颗${\sim}2$ au径向速度行星和一个碎片盘，其光度是最近的300颗FGK型恒星中最高的。\textit{ALMA}图像，分辨率${\sim}0.5''$，揭示了一个广泛的（34{-}134 au）毫米发射带倾斜$76.7{\pm}1.0$度，最大亮度在$81.6{\pm}0.5$ au。图像显示出不对称性，西南角附近的磁通量更高，也更接近恒星。哈勃太空望远镜观测到的散射光也是不对称的，更多地径向延伸到东北方向。我们适合毫米的排放与参数化模型和地方的光盘形态，半径，宽度，灰尘质量和规模的高度上的约束。我们发现西南的不对称是最好的拟合盘的内边缘上的一个扩展的团块，从一个行星的扰动与质量$8 M_{\oplus} {-} 11 M_{\rm Jup}$在${\sim}60$ au可能已经向外迁移，类似于我们太阳系中的海王星一致。如果测得的$h{=}0.04{\pm}0.01$的垂直长宽比是由于圆盘中的动力学相互作用，那么这需要大小为${>}1200$ km的扰动。我们发现一个0.86毫米的10 AU，$70{\pm}22\, μ$ Jy内的超额初步证据，这可能是由于一个内部的星子…
2021-06-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Primer on Unifying Debris Disk Morphologies
碎片盘的"最小模型"包括一个狭窄的母体环，由一颗可能偏心轨道上的行星长期推动，碰撞产生尘埃颗粒，这些尘埃颗粒受到恒星辐射压力的扰动。我们演示了如何这个最小模型可以重现各种各样的磁盘形态成像在散射星光。圆盘的形状可以分为五大类："环"、"针"、"船和尾"、"条"和"蛾"（又名"蛾"）。风扇）"，这取决于观看几何形状。蛾也可以运动"双翅。“我们从第一原理解释了形态特征的起源，探索了对行星偏心率，磁盘倾角分散和尘埃颗粒诞生的母体轨道相位的依赖。尘埃盘外观的一个关键决定因素是尘埃颗粒轨道的近轴排列程度。我们的研究一个简单的稳态（长期放松）磁盘应作为一个参考，更详细的模型，适合个别系统。我们使用的直觉，从我们的指南盘形态来解释，非正式地，一些现实世界的碎片盘的图像。这些解释表明，行星系的最远端受到偏心行星的扰动，每个行星可能只有几个地球质量。
2016-06-09 astro-ph.EP
Mass transfer between debris discs during close stellar encounters
我们研究在恒星碰撞碎片盘之间的质量转移。我们对两颗恒星近距离飞越进行了数值模拟，其中一颗恒星有一个由测试粒子代表的星子盘。我们探索了参数空间的遭遇，改变两颗恒星的质量比，他们的近心点和偏心率的遭遇，和它的几何形状。我们发现，粒子被转移到其他恒星从一个有限的径向范围内的光盘和限制半径的传输区域依赖于参数的遭遇。我们推导出该区域的内半径的近似解析描述。质量传递的效率一般会随着接触近心点的增加和最初拥有圆盘的恒星质量的增加而降低。根据相遇的参数，转移粒子在围绕其新宿主恒星的轨道要素（半长轴、偏心率、倾角和近心点幅角）空间中具有特定的分布。转移的颗粒的群体可用于约束其被递送所通过的遭遇。我们预计，许多恒星在其诞生环境中经历了碎片盘和行星系之间的转移。这种机制为任意倾角的宽轨道上的物体提供了一个形成通道，通常具有高偏心率，但也可能接近圆形（偏心率约为0.1）。根据几何学的不同，这些轨道要素可以与围绕恒星形成的物体的轨道要素不同。
2016-01-29 astro-ph.EP
From scattered-light to millimeter emission: A comprehensive view of the Gyr-old system of HD 202628 and its eccentric debris ring
我们在这里提出的偏心碎片环周围的Gyr-old太阳型恒星HD 202628：在毫米波长与ALMA，在远红外波长与\textit{Herschel}，并在散射光与\textit{HST}。发现ALMA和\textit{HST}数据之间的环内边缘是一致的。由于辐射压力会影响散射光中看到的小颗粒，因此环在光学上比在毫米波长上看起来更宽。ALMA观测到的最佳环的内缘和外缘分别位于$143.1 \pm 1.7$ AU和$165.5 \pm 1.4$，从正面看，环的倾角为$57.4^\circ \pm 0.4$。环对称中心与恒星的偏移量使我们能够量化其偏心率为$e=0.09_{-0.01}^{+0.02}$。在低分辨率\textit{Herschel} /PACS观测中也检测到这种偏心特征，其形式为心包辉光。结合红外和毫米测光，我们检索一个磁盘粒度分布指数的$\sim -3.4$，因此排除原位形成的推断带形扰动，我们提供了新的动力学约束。最后，ALMA图像显示了四个超过100 $\,μ$ Jy的点状源，其中一个就在环的内部。虽然不能排除背景物体的存在，但我们也不能排除这个来源是围绕着带状物的环行物质，在这种情况下，它的质量和轨道参数之间的简并可以被解除，使我们能够第一次在这个质量和年龄范围内充分描述这样一个遥远的行星。
2019-09-09 astro-ph.EP
Simulations of the dynamics of the debris disks in the systems Kepler-16, Kepler-34, and Kepler-35
本文研究了Kepler-16、Kepler-34和Kepler-35双星系统碎片盘中星子的长期动力学。我们的计算表明，开普勒-16和开普勒-35系统与行星环形成稳定的共轨是可能的。在Kepler-34系统中，双星和行星轨道的显著偏心可以阻止这种结构的形成。在观测双星系统时发现环联星环状结构，可以作为行星存在的证据，这些行星保留着来自尘埃和微行星的共轨环。
2019-01-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
The formation of transiting circumplanetary debris discs from the disruption of satellite systems during planet-planet scattering
本研究提出行星-行星散射期间卫星系统瓦解可自然形成观测到的凌星行星周碎片盘，通过N体模拟验证了该机制能同时解释碎片存在、盘倾角及行星偏心率等特征。
2024-04-18 astro-ph.EP
On the cavity of a debris disc carved by a giant planet
对碎片盘中的空洞的一种可能解释是嵌入的巨行星的引力扰动。微行星通过接近一个巨大的身体动态搅拌，导致一个明确的地区称为混乱区。重叠平均运动共振理论预测了这个空腔的宽度。为了测试这个空腔是否是相同的混沌区，我们调查的空腔的形成通过碰撞N体模拟假设一个1.25 - 10木星质量的行星，偏心率为0 - 0.9。在毫米波长的合成图像进行计算，以确定腔的属性，通过拟合一个椭圆的14%的轮廓水平。根据行星偏心率e_pl，椭圆形空腔壁随着行星以与行星相同（e_pl <0.2）或一半（e_pl> 0.2）周期的轨道旋转。空腔中心沿着行星的半长轴偏离恒星，以空腔尺寸为单位，距离行星的轨道远心点d = 0.1q ^-0.17e_pl ^0.5，其中q是行星与恒星的质量比。当e_pl <0.05（e_pl> 0.1）时，近心（远心）发光出现，而当e_pl <= 0.1时，两者都出现。导出了腔体尺寸的经验公式：当e_pl <= 0.05和e_pl> 0.05时，da_cav = 2.35q^0.36和da_cav = 7.87q^0.37e_pl ^0.38。空腔偏心率e_cav仅在0.3 <= e_pl <= 0.6时等于行星偏心率。本文还提出了一种基于ALMA观测的估计凹穴行星轨道参数和质量的新方法。
2017-12-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Pluto--Charon Concerto II. Formation of a Circumbinary Disk of Debris After the Giant Impact
使用一套数值计算，我们考虑了长期的演变，从冥王星-冥卫一巨大的影响环双星碎片。最初，这些固体有很大的离心率和近心附近的冥卫一的轨道。在100-1000年的时间尺度上，与冥王星和冥卫一的动力学相互作用导致了系统中大多数固体的喷射。当动力学使粒子远离重心时，碰撞阻尼降低了许多粒子的轨道偏心率。这些固体填充在冥王星-冥卫一轨道平面的环双星盘;这种物质的很大一部分位于一个“卫星区”，包括冥河，尼克斯，海王星和九头蛇的轨道。与海王星外天体（TNO）和冥卫一碰撞产生的碎片所形成的狭窄环相比，巨大撞击后产生的盘状物要长得多，可能是产生小型环双星的不太有希望的选择。
2021-02-22 astro-ph.EP
Constraints on the gas content of the Fomalhaut debris belt. Can gas-dust interactions explain the belt's morphology?
背景：4.4亿年前的主序A星北落师门被一个边缘尖锐的偏心碎片带所包围。这种形态通常归因于行星摄动，但迄今为止唯一探测到的候选行星北落师门b的轨道过于偏心，无法有效地塑造带。另一种可以在不涉及行星的情况下解释这种形态的模型是恒星相遇和气体-尘埃相互作用。目的：我们的目标是测试的可能性，气体尘埃相互作用的起源所观察到的形态，把上限的总气体含量的北落师门带。研究方法：我们推导出上限的CII 158 $μ$ m和OI 63 $μ$ m的排放使用非检测的光电探测器阵列相机和光谱仪（PACS）机载赫歇尔空间天文台。使用非局部热力学平衡（非LTE）代码RADEX将线通量转换为总气体质量。我们考虑两种不同的情况下的气体的元素丰度：太阳丰度和丰度类似的气体中观察到的$β$风景如画的碎片盘。结果如下：气体质量比毫米级尘埃质量至少低$\sim$ 3倍（对于太阳丰度）和$\sim$ 300倍（对于$β$ Pic-like丰度）。结论：缺乏气体与尘埃的共空间意味着气体-尘埃的相互作用不能有效地塑造北落师门碎片带。因此，这种形态更有可能是由于一颗尚未发现的行星（北落师门c）或恒星相遇。
2015-01-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
Why dust pressure matters in debris discs
该研究纠正了颗粒盘压力为零等误解，证明碎片盘尘埃压力非零且与粒子倾角、偏心率分布相关，压力梯度可导致运动显著偏离开普勒轨道。
2024-01-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Self-gravity of debris discs can strongly change the outcomes of interactions with inclined planets
本文通过N体模拟研究了自引力碎屑盘与内部倾斜行星的相互作用，发现自引力使系统趋于准共面且盘形态趋同，与无质量盘结果差异显著，警示需谨慎由盘外观推断隐行星动力学历史。
2023-09-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
An Inclined, Eccentric Planet and an Inner Debris Disk Could Reproduce AU Mic Structure
University of Exeter（埃克塞特大学）；University of California Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；John Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；University of Colorado Boulder（科罗拉多大学博尔德分校）
该研究提出含特定参数的倾斜偏心行星与内侧碎屑盘的相互作用机制，模拟出与AU Microscopii碎屑盘观测特征匹配的尘埃团块结构。
2026-07-30 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
Millimeter Dust Emission and Planetary Dynamics in the HD 106906 System
碎片盘是围绕在主序星周围的尘埃状光学薄结构。HD 106906 AB是一颗短周期双星，拥有一颗大分离行星HD 106906 b和一个碎片盘。只有少数已知的系统包括一个碎片盘和一个直接成像的行星，而HD 106906是唯一一个行星位于碎片盘外部的系统。碎片盘边缘朝上，在散射光下高度不对称。在这里，我们用波长为1.3 mm的Atacama大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）以0.38”（39 au）的分辨率解析了盘结构。我们用窄环和宽环材料对盘进行建模，发现径向宽，半径为$\sim$ 50-$-$ 100 μ的轴对称盘能够捕获观测的结构而没有任何不对称或偏心的证据，除了一个试探性的星心偏移。我们把严格的上限的气体和尘埃含量的一个假定的环行星盘。我们解释ALMA数据与内环的散射光观测和天体测量对行星轨道的约束相一致，并发现观测结果与行星的大分离，低偏心率轨道相一致。动力学分析表明，中心双星能有效地稳定$\sim$ 100 au以内的小行星轨道，从而放松了对偏心率和半长轴的限制.观测的限制是一致的，通过引力不稳定性在原地形成，但不能排除散射事件作为HD 106906 b当前轨道的起源。
2022-09-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Metallicity of solar-type stars with debris discs and planets
我们附近大约16%的类太阳恒星由于碎片盘而显示出红外过度，其中一小部分已知是行星的宿主。我们的目标是以均匀的方式确定已知碎片盘和行星的恒星样本的金属丰度。我们的分析包括计算的基本恒星参数，通过应用铁离子化平衡条件，几个孤立的Fe I和Fe II线。不同恒星样本的金属丰度分布表明，从既没有碎片盘也没有行星的恒星到拥有巨行星的恒星有一个向更高金属丰度的过渡。有碎片盘的恒星和既没有碎片也没有行星的恒星遵循类似的金属丰度分布，尽管第一个的分布可能会向更高的金属丰度移动。具有碎片盘和行星的恒星与拥有行星的恒星具有相同的金属丰度行为，无论行星是低质量还是气体巨星。在碎片盘和巨行星的情况下，行星通常是冷的，半长轴大于0.1 AU。这些数据还表明，具有碎片盘和冷巨行星的恒星往往具有较低的尘埃光度，并且是已知的较不明亮的碎片盘。我们还发现了尘埃的光度和行星偏心率之间的关系的证据。我们的数据表明，行星的存在，而不是碎片盘，与恒星金属丰度相关。结果证实，核心吸积模型代表了碎片盘和行星形成的合适场景。偏心巨行星产生的动力学不稳定性可以解释在具有碎片盘和行星的恒星上观察到的尘埃光度趋势。
2012-02-28 astro-ph.EP
Debris disks as signposts of terrestrial planet formation
间接证据表明，大多数已知的太阳系外行星系都是剧烈动力学不稳定性的幸存者。在这里，我们将探讨巨行星的不稳定性如何影响类地行星的形成和生存。我们模拟行星系围绕太阳恒星的演化初始条件，包括：一个内盘的星子和行星胚胎，三个巨大的行星在木星-土星的距离，和一个巨大的外星子盘。然后，我们计算尘埃生产率和碎片盘SED假设每个微行星粒子代表一个较小的机构在碰撞平衡的合奏。我们预测类地行星的存在与巨行星介导的碎片盘之间有很强的相关性。强烈的巨行星不稳定性会摧毁所有的岩石物质--包括完全形成的类地行星，如果不稳定性发生得很晚的话--以及冰冷的星子。稳定或弱不稳定的系统允许类地行星吸积，并在其外部区域产生大量尘埃。年龄超过1亿年的恒星发出明亮的冷尘埃（约70微米），标志着动态平静的环境有利于有效的陆地吸积。我们预测，虽然类地行星的典型偏心率很小，但应该存在一类新的类地行星系统，其单个行星在偏心率和倾角方面经历大幅度振荡。通过按比例缩放到观测到的巨型系外行星的半长轴分布，我们估计在同一系统中，0.5 AU的类地系外行星应该比1 AU的巨型或类地系外行星多几倍。最后，我们讨论太阳系，这似乎是不寻常的结合丰富的类地行星系统与低尘埃含量。
2011-03-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Predictions for Shepherding Planets in Scattered Light Images of Debris Disks
行星可以通过产生间隙、尖锐边缘、扭曲和其他潜在的可观察特征来影响碎片盘结构。然而，目前还没有简单的方法让观测者从观测到的圆盘特征中推断出一个圆盘牧羊行星的属性。在这里，我们提出了一个单一的方程，涉及一个牧羊行星的最大质量的碎片环的散射光观察到的宽度，随着一个程序来估计行星的偏心率和最小半长轴。我们完成这一点，通过执行动态N-体模拟模型系统包含一个恒星，一个单一的行星，和磁盘的母体和尘埃颗粒，以确定所产生的碎片磁盘属性在很大范围内的输入参数。我们发现，行星质量和碎片盘宽度之间的关系是线性的，随着行星质量的增加产生更广泛的碎片环。我们将我们的方法应用到五个成像的碎片环，以约束每个系统中假定的行星质量和轨道。观测者可以使用我们的公式作为指导，为未来的直接成像搜索行星的碎片盘系统。在偶然的情况下，一个成像的行星轨道内部的成像磁盘，行星的最大质量可以估计独立的大气模型。
2013-11-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation of eccentric gas discs from sublimating or partially disrupted asteroids orbiting white dwarfs
在白矮星周围的21个已知的气体碎片盘中，其中很大一部分显示出可以用气体偏心分布来很好地描述的观测特征。在没有嵌入物体或附加力的情况下，这些圆盘不应该长时间保持偏心，而是应该由于粘性扩散而成圆形。我们从这些恒星观察到的金属污染和红外线过量与潮汐破坏的亚恒星体的存在是一致的。我们证明，使用平滑粒子流体动力学，升华或部分破坏行星的偏心轨道上围绕一个白矮星将形成并保持一个气体盘的偏心率在0.1以内，低于，轨道上的身体。我们还证明了在白矮星SDSS J1228+1040周围观察到的偏心气体盘可以用同样的假设来解释。
2021-05-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Influence of planets on debris discs in star clusters -- II. The impact of stellar density
本文通过LPS+耦合N体模拟，研究星团恒星密度对含木星质量行星的碎片盘动力学影响，发现密度增加会缩小行星系统空间范围并改变碎片轨道分布，但结果不能直接解释星团中碎片盘稀缺现象。
2024-09-02 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
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
Debris discs in binaries: a numerical study
碎片盘分析和建模提供了关于太阳系外行星系结构和过程的重要信息。在双星系统中，这个问题更加复杂，因为圆盘还应该对伴星的扰动做出反应。我们探讨了不同的初始母体种群，不同的二元配置和光学深度的碰撞活跃的碎片盘的动力学演化。我们专注于在一个固定的状态下的光盘的径向范围和尺寸分布。我们数值跟踪$10^{5}$无质量的小颗粒的演变，最初产生于一个circumprimary光盘的母体机构的大小分布在$dN \propto s^{-3.5}$ DS。颗粒受到两颗恒星的引力和辐射压力的作用。此外，粒子被分配一个经验推导的碰撞寿命。对于所有的双星构型，圆盘都远远超出了轨道稳定的临界半长轴$a_crit$。这是由于小颗粒的稳定生产，通过辐射压力放置在偏心轨道上，到达$a_crit$之外。超越acrit的物质数量取决于碰撞产生和动力移除率之间的平衡：它会随着更大质量的盘和偏心双星的增加而增加。另一个重要的影响是，在动态稳定区域，光盘是从最小的颗粒耗尽。这两种结果都可能导致可观察到的签名。我们已经证明，伴星永远不能完全截断一个碰撞活跃的光盘。对于偏心的同伴，在不稳定的区域中的晶粒可以显着地有助于在中红外的热发射。盘与尖锐的外边缘，特别是明亮的，如HR4796A，可能是由其他机制形成。
2010-08-06 astro-ph.EP
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
