Hot debris dust around HD 106797
A0 V主序星HD 106797与AKARI和双子座/T-ReCS的测光是用来检测超过预期的10和20微米之间的恒星光球层发射，这是最好的归因于热拱星周围的碎片尘埃的恒星。碎片尘埃的温度被推导为Td ~ 190 K，通过假设过量发射近似为一个单一的温度黑体。推导出的温度表明，碎片盘的内半径约为14 AU。碎片盘的分光度比我们自己的黄道带云亮1000倍。在HD 106797周围存在如此大量的热尘埃，不能用碰撞造成碎片盘稳态演变的简单模型来解释，很可能是瞬态事件起了重要作用。我们的数据还显示了一个狭窄的光谱特征之间的11和12微米归因于结晶硅酸盐，这表明尘埃加热过程中发生的碎片盘的HD 106797的形成和演变。
2009-03-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the Morphology and Chemical Composition of the HR 4796A Debris Disk
我们使用麦哲伦自适应光学系统与Clio-2和VisAO配对，呈现HR 4796 A碎片盘的分辨图像。我们在0.77 \microns、0.91 \microns、0.99 \microns、2.15 \microns、3.1 \microns、3.3 \microns和3.8 \microns检测到椎间盘。我们发现，环的dprojected中心是从恒星偏移4.76 $\pm$ 1.6 AU和dprojected偏心率为0.06 $\pm$ 0.02，在一般协议与以前的研究。我们发现，环的平均宽度为14 $^{+3}_{-2}%$，也与以前的测量。这样一个狭窄的环排除了质量超过\about 4 \mj的牧羊行星的存在，与我们在预计分离的\about 60 AU之外探测到的热启动行星相当。结合我们新的散射光数据与档案HST/STIS和HST/NICMOS数据在\about 0.5-2 \microns，随着以前未发表的斯皮策/MIPS热发射数据和所有其他文献热数据，我们开始限制尘埃颗粒的化学成分。在测试了19种单独的根成分和这些成分的8，400多种独特混合物之后，我们发现单独的散射光和单独的热发射的良好拟合是不一致的，这表明如果仅拟合其中一种或另一种，则应谨慎行事。当我们同时拟合散射光和热发射时，我们发现拟合一般（约简卡方\about 2）。然而，总的来说，我们发现硅酸盐和有机物是最受…
2014-10-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
New Debris Disks Around Young, Low Mass Stars Discovered With The Spitzer Space Telescope
作为斯皮策保证时间计划的一部分，我们对70颗A到M型矮星进行了24和70微米MIPS观测，估计年龄从800万年到1.1千兆年。我们的样本选自具有常见年轻指标的恒星，如锂丰度，X射线活动，色球活动和快速旋转。我们将我们的MIPS观测结果与经验推导的K-[24]颜色作为恒星有效温度的函数进行比较，以确定24和70微米的过量。我们确认之前发布的HD 92945、HD 112429和AU Mic的70微米超标。我们目前发现了五颗恒星70微米的超差：HD 7590，HD 10008，HD 59967，HD 73350和HD 135599。我们还提出了对10颗恒星的24微米超差的检测：HD 10008，GJ 3400 A，HD 73350，HD 112429，HD 123998，HD 175742，AT Mic，BO Mic，HD 358623和GI 907.1。我们发现，大70微米的过剩是不太常见的恒星周围的有效温度小于5000 K（3.7%）比周围的恒星有效温度在5000 K和6000 K（21.4%），尽管较冷的恒星有一个年轻的中位年龄在我们的样本（12与3.4亿年）。我们发现，先前报道的TWA 13 A在70微米处的过量是由于附近的背景星系。在附录中，我们提出了一个更新的分析尘埃颗粒去除时间尺度由于颗粒颗粒碰撞和辐射压力，坡印廷-罗伯逊阻力，恒星风阻力和行星尘埃动力学相互作用。
2009-04-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
A background galaxy in the field of the beta Pic debris disk
赫歇尔在六个测光波段的图像显示了β Pic周围碎片盘的热辐射。在70微米、100微米和160微米的三个PACS波段以及250微米的SPIRE波段中，盘具有良好的分辨率，并且在350微米和500微米的SPIRE波段中可获得额外的光度测定，其中盘仅具有边缘分辨率。SPIRE地图显示β Pic西南方向有一个斑点，与圆盘中过量发射的亚毫米探测相吻合。我们调查了这个斑点的性质。我们的颜色，光谱能量分布和大小的斑点，磁盘和背景源的比较表明，斑点最有可能是一个背景源的红移之间的z =1.0和z = 1.6。
2012-03-02 astro-ph.CO astro-ph.EP
A Recurrent Infrared Modulation in the Warm Post-impact Debris Disk NGC 2547 ID8
National Astronomical Observatories, Chinese Academy of Sciences（中国科学院国家天文台）；Beijing Normal University（北京师范大学）；University of Chinese Academy of Sciences（中国科学院大学）；Beihang University（北京航空航天大学）
本研究通过19年中红外观测，发现NGC 2547 ID8碎片盘存在956.8天周期的红外调制，由偏心轨道物质与温暖岩石储库相互作用驱动，支持其处于早期撞击后阶段。
2026-10-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Steady-state evolution of debris disks around solar-type stars
我们使用Wyatt等人（2007年）的稳态分析模型对太阳型恒星（光谱类型F0-K5）周围的碎片盘数据进行了分析。模型拟合公布的数据FEPS（迈耶等人，2006年）项目和各种GTO程序获得的MIPS的斯皮策空间望远镜在24微米和70微米，并与以前发表的分析碎片盘周围的A星使用相同的进化模型。我们发现，该模型再现了数据集中发现的大多数功能，注意到太阳型恒星的模型盘参数是不同的A星。虽然这可能意味着太阳型恒星周围的星盘与早期类型恒星周围的星盘具有不同的性质，但也有可能不同光谱类型恒星周围的星盘的性质看起来比实际上更不相同，因为黑体星盘半径低估了真实星盘半径，低估的因子为$X_r$，而该因子随光谱类型而变化。我们使用现实的粮食建模的结果来量化这种影响的太阳型恒星和A星。我们的研究结果意味着，太阳型恒星周围的星子平均比A型恒星周围的星子大几倍，但正如预期的那样，FGK型恒星周围的圆盘质量较低。我们还建议，我们的模型预测的24微米统计的进化时间尺度之间的差异，并在以前的调查中观察到的，可以解释的存在下，在这些调查的样本中的两个组件磁盘，或瞬态事件负责的24微米冷盘超过几百万年的排放。进一步研究双组分盘的普遍性，以及对$X_r$的限制，并增加检测到的盘样本的大小，对于在解释太阳型恒星周围盘的演化方面取得进展是重要的。
2011-02-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Constraints on the presence of SiO gas in the debris disk of HD 172555
我们进行了两组观测，以量化不寻常的HD 172555碎片盘中SiO气体的性质：（1）用APEX亚毫米望远镜和863微米外差接收器，从振动基态开始寻找J=8-7的转动跃迁，和（2）在8.3微米处搜索气相SiO的P（17）振转跃迁，用分辨率为30000的VLT/VISIR进行，$λ/Δλ$。APEX的测量结果是3 $σ$没有探测到一个星际特征，但只探测到HD 172555的径向速度和线宽的上限。VLT/VISIR结果也是上限。这些被用来提供在一定温度范围内的气相SiO丰度的限制。我们的APEX探测的上限，假设一个8000 K的主星光球激发，下降超过一个数量级以下的自屏蔽稳定性阈值由约翰逊等人（2012）得出。因此，我们的研究结果有利于固态起源的8.3微米的功能中看到的斯皮策IRS光谱的拱星多余的排放，和生产拱星O $^+$和硅$^+$的SiO紫外光解。这些估计的影响进行了探讨的框架内的模型HD 172555拱盘。
2016-06-03 astro-ph.EP astro-ph.SR
Incidence of debris discs around FGK stars in the solar neighbourhood
碎片盘是行星形成过程的结果，构成了微行星系统的指纹。它们在太阳系中的对应物是小行星和埃奇韦尔-柯伊伯带。本文的目的是提供强大的数字FGK恒星周围的碎片盘在太阳附近的发病率。本文给出了DUNES巡天中177颗d<20 pc的FGK星的完整样本。Herschel/PACS观测在100和160微米补充数据在70微米，并在250，350和500微米SPIRE测光，获得。由DUNES合作观测到的123个物体在以前的论文中介绍过。剩余的54颗恒星，与DEBRIS财团共享，并由他们观察，并结合完整的样本进行了研究。对每种光谱类型的碎片盘的发生率进行了分析，并将其与样品的其他参数（如金属丰度、旋转和活动以及年龄）结合起来。105颗d<15 pc的恒星的子样本包含23颗F星、33颗G星和49颗K星，F星的子样本是完整的，G星的子样本几乎是完整的，并且包含大量的K星，可以对这种光谱类型的天体得出可靠的结论。每种光谱类型的碎片盘的发生率分别为0.26（23颗F星中有6颗物体有多余的碎片）、0.21（33颗G星中有7颗）和0.20（49颗K星中有10颗），所有三种光谱类型的碎片盘发生率总和为0.22（105颗星中有23颗）。在文本中给出了所有这些数字对应于95%置信水平的不确定度。各光谱型的L_dust/L_* 上限的中位数分别为7.8E-7（F）、1.4E-6（G）和2.2E-6（K），最低值在4.0E…
2016-05-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Comprehensive Dust Model Applied to the Resolved Beta Pictoris Debris Disk from Optical to Radio Wavelengths
我们调查是否不同的尘埃成分（描述的光学常数）可以解决一个持续存在的问题，在碎片盘建模-无法适应的热发射，而不过度预测的散射光。我们模拟了五幅β Picardian盘的图像：两幅来自0.58微米的HST/STIS和1.16微米的HST/WFC3的散射光，三幅来自24微米的Spitzer/MIPS、70微米的Herschel/PACS和870微米的ALMA的热发射。WFC3和MIPS数据首次在此发布。我们把我们的建模集中在这个磁盘的外部，由母体环和小颗粒的晕组成。首先，我们确认，使用天文硅酸盐模型不能同时适合的热和散射光数据。接下来，我们使用一个简单的，通用的函数的光学常数表明，改变尘埃成分可以大大提高拟合。最后，我们将尘埃建模为最合理的碎片成分的混合物：天文硅酸盐，水冰，有机耐火材料和真空。我们实现了对所有数据集的良好拟合，其中颗粒主要由硅酸盐和有机物组成，而冰和真空至多存在少量。这一成分类似于以前对HR 4796A磁盘的工作。我们的模型也适合这个磁盘的热SED，散射光的颜色，和高分辨率的中红外数据从T-ReCS。此外，我们表明，子井喷颗粒是一个必要的组成部分的晕。
2016-05-05 astro-ph.EP
Explorations Beyond the Snow Line: Spitzer/IRS Spectra of Debris Disks Around Solar-Type Stars
我们用斯皮策太空望远镜上的红外光谱仪（IRS）观测了152颗邻近的太阳型恒星。包括符合我们标准但在其他调查中观察到的恒星，我们在长波长IRS波段（30-34微米）发现过量的总体成功率为11.8% +/-2.4%。在短波长波段（8.5-12微米）的过量成功率约为1%，包括来自其他调查的源。对于在8.5-12微米没有过量的恒星，IRS数据设定的3 σ极限约为我们太阳系中黄道辐射水平的1,000倍，而在30-34微米设定的极限约为我们太阳系水平的100倍。其中两颗恒星（HD 40136和HD 10647）的光谱特征很弱，其他恒星的过量辐射没有特征。如果发射物质由大（10微米）颗粒组成，因为缺乏光谱特征，我们发现这些颗粒通常位于雪线或雪线以外，距离主星约1-35 AU，平均距离为14 +/- 6 AU;然而，较小的颗粒可能位于距离主星更远的距离。这些距离对应的尘埃温度范围为~50-450 K。几个磁盘很好地模拟了一个单一的尘埃温度，可能表明一个环状结构。然而，单个尘埃温度与样本中其他圆盘的数据不匹配，这意味着这些圆盘内的温度分布。对于大多数过剩的恒星，我们在IRS和MIPS波长处都检测到过剩。在这个样本中，只有三颗恒星的MIPS超过70微米，而没有IRS超过，这意味着在太阳型恒星周围非常冷的尘埃是罕见的。
2009-09-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
Simultaneous infrared and optical observations of the transiting debris cloud around WD 1145+017
我们提出了多波长光度监测WD 1145+017，一个白矮星表现出周期性的变暗事件解释为轨道，解体的星子过境。我们的观测包括第一组近红外光变曲线的对象，获得了多个夜晚超过一个月的跨度，并记录了多个过境事件的深度变化之间的20至50%。同时近红外和光学观测的最深和最长的持续时间过境事件获得了两个时代的英澳望远镜和三个光学设施，在0.5至1.2微米的波长范围内。这些观察结果表明，多个光度通带的过境深度没有可测量的差异，这使我们能够对假定的过境碎片云中的粒度设置0.8微米的2西格玛下限。这一结论与该系统的光谱能量分布一致，它可以与最小颗粒尺寸为10 + 5/-3微米的光学薄碎片盘相吻合。
2016-09-10 astro-ph.EP
Does the Debris Disk around HD 32297 Contain Cometary Grains?
我们提出了一个自适应光学成像探测的HD 32297碎片盘在L'（3.8 \microns）获得的LBTI/LMIRcam红外仪器在LBT。在每分辨率元件的信噪比约为3-7.5（从约0.3-1.1”（30-120 AU））时检测到磁盘。在L'处的圆盘是弯曲的，正如在较短波长处所看到的那样。这可能表明磁盘不是完美的边缘上，并包含高度向前散射的颗粒。在~ 50 AU的内部，L'的表面亮度在盘的两侧急剧上升，这也是以前在Ks波段看到的。这些证据共同指向了位于$\lesssim$ 50天文单位的包含第二个内部组件的圆盘。将L'处盘的外部（50 $< r$ /AU $< 120$）部分的颜色与1-2 \microns处盘的HST/NICMOS存档图像进行比较，使我们能够测试唐纳森等人最近提出的彗星颗粒模型。我们发现，该模型未能同时匹配磁盘的表面亮度和光谱（减少卡方= 17.9）。当我们修改模型圆盘的密度分布时，我们获得了更好的整体拟合（约简卡方= 2.9）。所有数据的最佳拟合是纯水冰模型（约化卡方= 1.06），但在3.1 \microns的额外解析成像是必要的，以限制有多少（如果有的话）水冰存在于磁盘中，这可以帮助完善最初提出的彗星颗粒模型。
2014-01-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
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
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
Gas emission from debris disks around A and F stars
在一些碎片盘系统中发现了气体。这种气体可能是由晶粒升华或晶粒光解吸产生的。它通过大量的电荷和热交换与周围的尘埃颗粒相互作用。因此，研究这种气体的化学成分和物理状态可以揭示许多关于这些碎片盘中尘埃成分的信息。我们已经产生了一个新的代码，onceptor，以解决气体排放的尘埃气体贫磁盘周围的A-F恒星。该代码自洽地计算气体电离和热平衡，特别注意加热/冷却机制。然后通过原子/离子能级的统计平衡计算产生每个物种（直到锌）的线发射光谱。对于类似于所观察到的β Picture气体盘的参数，我们发现气体主要由尘埃颗粒的光电发射加热，并主要通过CII 157.7微米线发射冷却。气体可以被加热到比灰尘的温度更高的温度，并且在某些情况下可以达到热逃逸的温度。主要的冷却线，CII 157.7微米，应该可以被赫歇尔在这些磁盘中检测到，而OI 63.2微米的线太微弱了。我们还研究了冷却线通量对各种磁盘参数的依赖关系，特别是赫歇尔，SOFIA和ALMA提供的中/远红外和亚毫米波长的热线发射的灵敏度大大提高。这些新仪器将提供许多关于尘埃碎片盘的新信息。
2010-07-20 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
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
Silica-Rich Bright Debris Disk around HD 15407A
本文报道了F3 V恒星HD 15407 A附近的一个有趣的碎片盘，其中探测到了大量的温暖的细尘（~ 10^（-7）M_Earth）。尘埃温度为~ 500-600 K，碎片尘埃的位置估计为0.6-1.0 AU，从中央恒星，一个类地行星区域。碎片盘的分光度为~ 0.005，这比微行星碰撞产生的碎片盘的稳态模型预测的要大得多。斯皮策获得的中红外光谱表明存在大量微米级的硅尘，这表明这些尘埃来自差异化的大型岩石体的表面层，可能被困在恒星周围。
2012-03-13 astro-ph.EP
MAMBO image of the debris disk around epsilon Eridani : robustness of the azimuthal structure
距离地球最近的碎片盘是围绕恒星波江座的碎片盘，距离为3.2 pc。它是详细研究除柯伊伯带以外的其他行星形成早期阶段留下的星子带的主要目标。波江座周围的非均匀环状结构，最初是用测辐射热相机SCUBA在λ =850微米处发现的，可能是在盘内部看不见的长周期行星的路标，这些行星通过平均运动共振与它发生引力相互作用。然而，一直存在争议的850微米结构的可靠性直到现在还没有得到独立观测的验证。我们提出了一个高的信噪比图像的这种结构在λ =1.2毫米的测辐射热相机MAMBO和比较这与水肺图像。我们发现，四个发射团（东北，西北，西南）和两个深空洞的东部和西部是在相同的位置在MAMBO和SCUBA图像内的天体测量的不确定性。SE团块不一致，在SCUBA中比在MAMBO图像中明显更亮且更延伸，但这种不匹配可能是伪影。我们的结论是，这种程度的位置重合提供了初步的证据，所观察到的结构是强大的。此外，我们提出了我们的MAMBO图像的径向亮度轮廓，并表明，在波江座周围的星子带的宽度比22 AU，更严格的上限比以前的观测确定窄。相应的相对宽度是$0.1 < ΔR / R < 0.4$，比柯伊伯带的要小。
2015-03-10 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
LBT Reveals Large Dust Particles and a High Mass Loss Rate for K2-22 b
正在解体的候选行星K2-22 b表现出周期性和随机性的凌日现象，最好的解释是逃逸的碎片云。然而，产生碎片云的机制尚不清楚。碎片的颗粒大小以及它的升华率可以帮助理解分解行星的环境。在这里，我们提出了同时测光与g波段在0.48微米和KS波段在2.1微米使用大双目望远镜。在尘埃活动非常低的事件中，我们对行星的大小设定了一个新的上限，即0.71地球半径或4500公里。我们还发现了一个中等深度的过境，可以用来限制尘埃粒子的大小。我们发现，中值粒径必须大于约0.5至1.0微米，这取决于碎片的组成。这导致约3e 8 kg/s的高质量损失率，这与流体动力学逃逸模型一致。如果它们是由某种替代机制产生的，比如火山爆发，那就需要非凡的地质活动。结合我们对行星大小的上限和高质量损失率，我们发现行星的寿命不到3.7亿年。当采用流体动力学模型预测的0.02地球质量时，这一数字下降到2100万年。
2021-06-14 astro-ph.EP
Composition of planetary debris around the white dwarf GD 362
该研究利用JWST光谱分析白矮星GD 362的碎屑盘，发现硅酸盐和碳颗粒构成盘体，元素丰度接近陨石，但缺少含氢物质，揭示了行星碎屑的组成特征。
2025-10-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Faint warm debris disks around nearby bright stars explored by AKARI and IRSF
背景：碎片盘是了解行星系统形成过程的重要观测线索。特别是，微弱温暖的碎片盘可能与1 AU附近的行星形成后期有关。对微弱的温暖的碎片盘进行系统的搜索是揭示陆地行星形成的必要条件。目的：微弱的暖碎片盘显示出在中红外波长处达到峰值的过量发射。因此，我们探索碎片盘使用AKARI中红外全天空点源目录（PSC），第二代无偏红外全天空调查的产品。研究方法：我们调查红外多余的发射678孤立的主序星，有18微米的检测在AKARI中红外全天空目录通过比较他们的通量与预测的光球的光通量的基础上，近红外通量和模型光谱。首先从2MASS PSC获取近红外通量。然而，在我们的样本中，286颗Ks<4.5的恒星由于饱和而在2MASS测光中具有较大的通量误差。因此，我们已经测量了准确的J，H，和Ks波段的通量，应用中性密度（ND）过滤器的同时无偏测量的红外成像仪（SIRIUS）的IRSF，在南非的1.4米近红外望远镜，并提高了通量的精度从14%到1.8%的平均。结果：我们从678颗主序星的样本中确定了53个碎片盘候选者，包括8个新的检测。碎片盘的检测率为8%，这是与斯皮策和赫歇尔以前的作品。结论：本研究的重要性在于探测到附近场星周围微弱的暖碎片盘。至少有9个天体有大量的尘埃，这是传统的稳态碰撞级联模型无法解释的。
2016-08-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
IR-excesses around nearby Lambda Boo stars are caused by debris disks rather than ISM bow waves
Lambda Boo星主要是A型恒星，拥有丰富的太阳能C、N、O和S，但耐火元素的丰度低于2 dex。恒星表面异常的丰度可能是由于挥发性气体在尘埃上的选择性吸积。有人提出，在Lambda Boo现象和IR-过量之间存在相关性，IR-过量是碎片盘或星际介质（ISM）相互作用提供吸积物质的结果。我们观察70或100和160 $μ$ m的过量排放9确认Lambda Boo星与赫歇尔空间天文台，区分尘埃排放是否是从碎片盘或ISM头波。我们发现，3/9的恒星观察主机以及解决碎片盘。虽然其余的6/9没有解决，他们是不一致的ISM头波的基础上，灰尘排放更紧凑的温度和预测的头波模型产生热的排放比观察到的。我们发现在Lambda Boo星周围明亮的红外线过剩的发生率比正常的A星高。为了解释这一点，我们的观察，我们探讨坡印廷-罗伯逊（PR）阻力作为一种机制，从碎片盘吸积，但发现它不够。作为一种替代方案，我们提出的相关性是由于更高的动态活动在磁盘目前正在进行中。星子的大规模撞击或彗星的大量涌入可以为吸积提供足够的挥发性气体。需要进一步研究星周物质的运输与丰度异常的关系，以解释通过外部吸积的现象。
2015-11-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Absence of Cold Dust around Warm Debris Disk Star HD 15407A
我们报告了Herschel和AKARI在F3 V星HD 15407 A周围碎片盘的远红外（FIR）波长的测光观测，其中存在着大量的温暖的尘埃（~500-600 K）已被中红外（MIR）测光和光谱学建议。观测到的60-160微米碎片盘的通量密度明显高于恒星的光球层水平，这表明在远红外和中红外波长处有过量的辐射。所观察到的远红外线过量发射与从和平号红外线过量外推的连续谱水平一致，表明它起源于内部温暖的碎片尘埃，而冷尘埃（~50-130 K）不存在于盘的外部区域。冷尘埃的缺乏并不支持HD 15047 A周围大量温暖碎片尘埃的起源是一个类似于晚期重轰炸的事件。
2012-10-12 astro-ph.EP
The polarisation properties of the HD 181327 debris ring. Evidence for sub-micron particles from scattered light observations
本文利用 VLT/SPHERE 和 HST/NICMOS 的散射光观测，测量了 HD 181327 碎片环尘埃的近红外散射相函数和线偏振度，发现其最大偏振度为 23.6%，并证明高折射率含铁矿物构成的亚微米粒子可同时解释偏振与强度观测，且其偏振特性与彗星高度相似。
2023-12-04 astro-ph.EP astro-ph.IM
Molecular gas in debris disks around young A-type stars
根据目前的环星盘演化模式，富含气体的原始盘演化为由第二代尘埃组成的贫气碎片盘。为了探索这些阶段之间的过渡，我们在波段6中使用ALMA在年轻A型恒星周围的七个富含尘埃的碎片盘中搜索了$^{12}$ CO，$^{13}$ CO和C $^{18}$ O发射。我们在三个碎片盘中发现了分子气体。在所有这些磁盘中，$^{12}$ CO线是光学厚，突出的重要性，在可靠的质量估计不丰富的分子。补充我们的目标清单的文献数据，我们编制了一个体积有限的样本的尘埃丰富的碎片盘周围的年轻的A型恒星在150 pc。我们在样品中获得了高于$\sim 1.4 \times 10 ^4$ Jykms $^{-1}$ pc $^2$的$^{12}$ CO J=2 $-$ 1线光度阈值的CO检测率为11/16。这种高发生率意味着年轻的A型恒星周围明亮的碎片盘中存在CO气体可能更像是规则而不是例外。有趣的是，年轻的FG型恒星周围的尘埃丰富的碎片盘表现出，与A型恒星相同的可探测性阈值，显着较低的气体入射。虽然从原行星到碎片阶段的过渡与一滴尘埃含量有关，我们的研究结果显示出在我们的碎片样本中CO质量的大范围传播，峰值与原行星Herbig Ae磁盘中的峰值相当。在特别富含CO的碎片系统中，气体可能具有原始起源，具有混合盘的特征。
2017-09-25 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Probing the Terrestrial Regions of Planetary Systems: Warm Debris Disks with Emission Features
对碎片盘的观测可以用来研究行星系，即使是在尚未发现行星的地方。然而，碎片盘的特点往往只是未解决的红外线过剩，类似于无特征的黑体，和发射尘埃的位置是不确定的，由于与尘埃颗粒属性的简并性。在这里，我们的特点斯皮策IRS光谱的22碎片磁盘表现出10微米的硅酸盐发射功能。这些特征来自小的暖尘埃颗粒，它们的存在可大大限制发射碎片的轨道位置。我们发现，这些功能可以解释的存在下，额外的尘埃成分在陆地区的行星系，即外黄道带。除了拥有外黄尘，这些碎片盘并不是特别独特;它们的最小粒度与其系统的井喷大小一致，它们的亮度与无特征的温暖碎片盘相当。这些盘存在于不同年龄的系统中，尽管具有特征的较老系统只在A型恒星周围发现。年轻系统中的特征可能是类地行星形成的标志。分析具有发射特征的未分辨碎片盘的光谱可能是研究行星系陆地区域的最简单和最容易的方法之一。
2014-07-28 astro-ph.EP
Hubble Space Telescope Optical Imaging of the Eroding Debris Disk HD 61005
我们提出了哈勃空间望远镜光学日冕偏振成像观测的尘埃碎片盘HD 61005。散射光强度图像和偏振结构揭示了一个高度倾斜的盘，具有明显的不对称，后掠分量，暗示与周围的星际介质的显着相互作用。我们的新数据与已发表的1.1微米发现图像的结合表明，这些颗粒是蓝色散射的，没有强烈的颜色梯度作为半径的函数，这意味着主要是亚微米尺寸的颗粒。我们调查可能的解释，可以解释所观察到的后掠，不对称的形态。先前的研究表明，HD 61005可能与一个寒冷、异常密集的星际云相互作用。然而，从HD 61005的Na I D谱线的光谱中，对中间星际气体柱密度的限制使得这种可能性不太可能。相反，HD 61005可能嵌入在一个更典型的温暖，低密度的云，引入长期扰动尘埃颗粒轨道。这种机制可以显着扭曲的合奏磁盘结构在一个典型的云穿越时间。对于一个违反直觉的相对流动方向-平行于磁盘中平面-我们发现，这些扭曲产生的结构可以非常粗略地近似HD 61005形态。因此，未来的观测研究限制相对星际介质流的方向将为未来的建模提供重要的约束。独立于对HD 61005的解释，我们预计星际气体阻力可能在产生其他碎片盘系统（如HD 15115和Delta-Velorum）中观察到的不对称性方面发挥作用。
2009-10-27 astro-ph.EP
SONS: The JCMT legacy survey of debris discs in the submillimetre
碎片盘是小行星之间正在进行的毁灭性碰撞的证据，它们在恒星周围的存在也表明行星存在于这些系统中。在本文中，我们展示了碎片盘热发射的亚毫米图像，这些碎片盘形成了SCUBA-2观测附近恒星（SONS）调查，这是2012年至2015年期间在James Clerk Maxwell望远镜上进行的七次遗留调查之一。调查的总体结果以850微米（和450微米，在可能的情况下）图像和观测场通量的形式呈现。在100个观测场中，有49颗恒星的热辐射超过了恒星光球层的预期。光盘的特点是在他们的通量密度，大小（径向分布的灰尘）和衍生的灰尘属性从他们的光谱能量分布。结果显示，圆盘的大小范围很大，通常是我们太阳系中埃奇韦尔-柯伊伯带直径的1-10倍。圆盘的质量，对于几毫米大小的粒子来说，是唯一可以通过亚毫米观测获得的，这个数量是作为宿主恒星年龄的函数呈现的，表明质量随着年龄的推移而暂时下降。SONS调查的关键遗留产品之一是提供一个全面的目标清单，以便使用亚毫米/毫米干涉仪以高角分辨率进行观察（例如，ALMA、SMA）。
2017-06-05 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
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
Debris disc candidates in systems with transiting planets
碎片盘已知存在于许多行星宿主恒星周围，但到目前为止，在有凌日行星的系统中还没有发现碎片尘埃。使用公开的目录，我们搜索在这样的系统中的红外过量。在最近出版的广角红外巡天探测器（WISE）目录中，我们发现了52颗有凌日行星的恒星。有两个系统，每个都有一个过境的"热木星"，TrES-2和XO-5，在12和22微米处都表现出> 3西格玛水平的小过量。如果这两个探测中的一个或两个都是真实的，那么在2 - 4%的凌日行星系统中，过度温暖的频率与斯皮策的MIPS和IRS仪器在类似波长下探测的太阳型恒星周围的频率相当。模型表明，观测到的过量可能来自半径为几个天文单位的尘埃环。推断出的尘埃量接近理论上从小行星带类似物的碰撞级联中预期的最大值。如果得到证实，在有凌日行星的系统中碎片盘的存在可能会对热彗星的形成和迁移情况产生重要的限制。
2011-08-16 astro-ph.EP
The vertical structure of debris disks and the impact of gas
碎片盘的垂直结构提供了关于其动力学演化和看不见的微行星碰撞率的线索。由于现代仪器和设施的角分辨率不断提高，我们开始限制少数碎片盘的尺度高度，无论是在近红外还是毫米波长。然而，这通常只针对个别目标。我们在这里提出了八个磁盘的几何建模接近边缘上，所有观察到同一仪器（SPHERE），并使用相同的模式（双光束偏振成像）。动机CO气体的存在下，在两个八个磁盘，然后我们调查的影响，气体可以通过执行N体模拟，包括气体阻力和碰撞的规模高度。我们表明，气体可以迅速改变粒子的动力学（在径向和垂直方向），否则由重力和辐射压力。我们发现，在存在气体的情况下，小于几十微米的颗粒可以有效地向中平面沉降，同时它们向外迁移超出出生环。对于第二代气体（$M_\mathrm{gas} \leq 0.1$ $M_\oplus$），与毫米波长下的观测相比，在散射光图像中应能最好地观测到垂直沉降。但如果气体有一个原始的起源（$M_\mathrm{gas} \geq 1$ $M_\oplus$），磁盘将出现非常平坦的近红外和亚毫米波长。最后，远远超出出生环，我们的研究结果表明，表面亮度轮廓可以作为$\sim -2.25$浅。
2022-02-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
The sulphur species in hot rocky exoplanet atmospheres
本文通过热化学平衡模型研究热岩石系外行星大气中的硫物种，发现SO2、SO、H2S和S2最丰富，其中SO2在透射光谱中具有可探测特征，而H2S难以探测，PS虽浓度低但可在特定条件下产生强吸收，硫分子探测有助于表征行星表面。
2023-10-31 astro-ph.EP
A Self-Consistent Model of the Circumstellar Debris Created by a Giant Hypervelocity Impact in the HD172555 System
对HD 172555的斯皮策IRS光谱中大量红外过剩的光谱建模表明，该系统中有超过10^19公斤的亚微米尘埃。使用物理参数和观测的限制，我们排除了由岩浆海洋行星或环行星盘或环面产生的红外过量的可能性。我们表明，红外过量是一致的，位于约6天文单位，这是由行星尺度的超高速撞击的拱星碎片盘或环面。我们发现，辐射压力应该在不到一年的时间内从碎片盘中清除亚微米尘埃。然而，该系统的中红外光度通量，主要是亚微米颗粒，在过去的27年里一直稳定在4%以内，从IRAS（1983）到WISE（2010）。我们新的光谱建模工作和HD 172555中细尘辐射压力的计算为这一明显的矛盾提供了自洽的解释。我们还探讨了一个未经证实的说法，即需要10^47个SiO蒸气分子才能解释HD 172555的斯皮策IRS光谱中8 μ m处的发射特征。我们发现，除非系统中有10^48个原子或0.05地球质量的原子Si和O蒸汽，否则SiO蒸汽应该在不到0.2年的时间内被光解破坏。我们认为，第二个合理的解释，8微米的功能可以从固体一氧化硅，这自然发生在亚微米硅酸盐“烟雾”快速冷凝蒸发硅酸盐创建的排放。
2012-10-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Very deep images of the innermost regions of the beta Pictoris debris disc at Lp
用波长超过3微米的散射光对碎片盘成像的情况很少，因为天空和望远镜的热辐射相对于碎片盘的微弱辐射来说通常太强了。我们在这里提出的第一个分析的高角分辨率图像的光盘的β Picasso在3.8微米。我们的主要目标是探测最里面的部分β Piccadic碎片盘，并描述其形态。我们进行了广泛的正演模拟，以纠正由角差分成像对扩展对象引起的偏差，并推导出光盘的物理参数。这项工作依赖于对在Lp波段用VLT/NaCo观察到的7个β Piccadine档案数据集的新分析，与光盘前向建模相关，以纠正该技术引起的偏差。在0.4”和3.8”之间的5 sigma水平以上检测到光盘。两个延伸导线在误差条内具有相似的亮度。我们证实了以前观察到的不对称性，在更大的距离从恒星和更短的波长：等照度线更广泛地间隔在西北侧（以上的光盘表观中平面）比在东南侧。这被解释为与各向异性散射相结合的盘的小倾斜。我们的最佳拟合模型具有86度的倾角，各向异性Henyey-Greenstein系数为0.36。这一解释得到了在圆盘中检测到的新的不对称性的支持：圆盘在3”（在表观中平面上方）内明显地向西北弯曲。我们还检测到1”内可能的新不对称性，但在这个阶段，我们无法区分真实特征和潜在的斑点。
2014-05-14 astro-ph.EP astro-ph.IM
Warm Debris Disks Produced by Giant Impacts During Terrestrial Planet Formation
在我们的太阳系中，在类地行星形成的最后阶段，火星大小的原行星经常相互碰撞，这一阶段被称为巨型撞击阶段。巨大的撞击将大量物质从碰撞的原行星喷射到类地行星区域，这可能形成碎片盘，并有可观察到的红外线过剩。事实上，已经观察到数十个温暖的碎片盘围绕着年轻的太阳型恒星。在这里，我们定量地估计在巨大的影响阶段喷出的物质的总质量。我们发现，在整个大撞击阶段，总喷射出地球质量的$\sim$ 0.4倍。喷射出的材料被碰撞级联研磨，直到微米级的颗粒被辐射压力吹出。这些喷射物质的耗尽时间尺度主要取决于其中最大物体的质量。我们对巨大撞击进行了高分辨率模拟，以准确获得最大喷射体的质量。然后，我们计算了一系列的巨大的碰撞产生的碎片盘的演化和碰撞级联耗尽，以获得的碎片盘的红外过量演化。我们发现，在整个大撞击阶段（$\sim$ 1亿年），红外过量几乎总是高于恒星红外通量，有时在大撞击后立即高出$\sim$ 10倍。因此，巨大的撞击阶段可以解释大多数观测到的温暖碎片盘的红外过量。观察到的具有温暖碎片盘的恒星比例表明，类似太阳系的类地行星的形成概率约为10%。
2015-08-05 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
Disk Detective: Discovery of New Circumstellar Disk Candidates through Citizen Science
磁盘侦探公民科学项目旨在利用美国宇航局WISE任务的数据，从星周尘埃中发现22微米过量发射的新恒星。AllWISE星表的初始削减提供了277，686个源的输入星表。然后志愿者们在线观看10个不同波段的每一个来源的图像，以识别假阳性（星系、背景恒星、星际介质、图像伪影等）。在这次在线审查中幸存下来的来源将在FLWO Tillinghast望远镜上进行光谱学跟踪。这种方法应该允许我们释放WISE的全部潜力，以寻找新的碎片盘和原行星盘。我们宣布了该项目发现的37个新磁盘候选者的第一份名单，我们描述了我们的审查和后续过程。其中一个系统似乎包含第一个在具有白矮星伴星的恒星周围发现的碎片盘：HD 74389。我们还报告了四个新发现的经典Be星（HD 6612，HD 7406，HD 164137和HD 218546）和一个新的检测到的22微米的过剩周围以前已知的碎片盘主星，HD 22128。
2016-07-19 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Constraining the Planetary System of Fomalhaut Using High-Resolution ALMA Observations
行星系的动力学演化在碎片盘中留下了可观察到的特征。光学图像跟踪微米大小的颗粒，这些颗粒受到恒星辐射的强烈影响，不需要与它们的母体人口相一致。对毫米大小颗粒的观测准确地追踪了母体，但以前的图像缺乏描述环形态所需的分辨率和灵敏度。在这里，我们提出ALMA 350 GHz观测北落师门碎片环。这些观察结果表明，母体种群宽13-19 AU，具有清晰的内外边界。我们讨论了三种可能的起源环，并建议碎片被牧羊人行星限制是最符合环的形态。
2012-03-30 astro-ph.EP
An ALMA 1.3 millimeter Search for Debris Disks around Solar-type Stars in the Pleiades
来自不同年龄恒星周围碎片盘的毫米辐射对星子的碰撞演化提供了约束。我们提出了ALMA 1.3毫米观测样本的76个太阳型恒星在~115万年的古老的昴星团星团。这些ALMA观测补充了以前对该样品的红外观测，提供了对较低温度下星周尘埃发射的灵敏度，对应于与柯伊伯带及更远半径相当的碎片。观测得到的光束尺寸为1.5弧秒（200 au），均方根噪声中值为54 μ m/光束，这对应于样品中典型恒星40 K尘埃的分光度$L_{dust}/L_{star} \sim 10^{-4}$。ALMA图像显示没有明显的目标恒星的检测。我们解释这些限制的背景下，一个稳态的碰撞级联模型碎片磁盘的演变，提供了一个很好的描述观测的现场人口在太阳附近，但没有很好地校准对年轻的population.The ALMA非检测的昴星团系统是兼容的磁盘通量预测模型。我们没有发现高分数光度异常值，从这些ALMA数据，可能与增强碰撞所产生的活动不占稳态演化。然而，我们注意到，两个系统（HII 1132和HD 22680）显示24微米的超出远高于该模型的预测，可能是由于涉及行星的动力学事件产生的异常高的尘埃。
2022-07-14 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
The ALMA survey to Resolve exoKuiper belt Substructures (ARKS) XI: Gas-dust interactions and radial offsets between micron and millimetre-sized grains
The University of Tokyo（东京大学）；Universidad de La Laguna（拉各拉纳加大学）；Millennium Nucleus on Young Exoplanets and their Moons (YEMS)（年轻系外行星及其卫星千年核）；Center for Interdisciplinary Research in Astrophysics Space Exploration (CIRAS), Universidad de Santiago（圣地亚哥大学天体物理与空间探索跨学科研究中心）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Institute of Physics Belgrade, University of Belgrade（贝尔格莱德大学物理研究所）；Department of Physics and Astronomy, University of Exeter（埃克塞特大学物理与天文学系）；Astrophysikalisches Institut und Universitätssternwarte, Friedrich-Schiller-Universität Jena（耶拿弗里德里希·席勒大学天体物理研究所及大学天文台）；Univ. Grenoble Alpes, CNRS, IPAG（格勒诺布尔阿尔卑斯大学、法国国家科学研究中心、IPAG）；National Astronomical Observatory of Japan（日本国立天文台）
本研究通过数值模拟和表面亮度剖面分析，探讨气体-尘埃相互作用如何导致碎片盘中微米级与毫米级尘埃颗粒的径向分布偏移，发现气体质量和光学深度是关键因素。
2026-05-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
High resolution ALMA and HST imaging of $κ$CrB: a broad debris disc around a post-main sequence star with low-mass companions
$κ$ CrB是一颗${\sim}2.5\,$ Gyr古老的K1次巨星，有一个在${\sim}2.8\,$ au处的偏心外木星和一个在数十au处的碎片盘。我们目前ALMA带6（$1.3\,$毫米）和HST散射光（$0.6\,μ$米）的图像，展示$κ$ CrB的广泛的碎片盘，覆盖范围$50{-}180\,$金毫米（峰值在$110\,$金），和$51{-}280\,$金散射光（峰值在$73\,$金）。通过模拟毫米排放，我们估计的尘埃质量为${\sim}0.016\,M{\oplus}$，并限制下限星子的大小为$D_{\rm{max}}{>}1\,$公里和星子带质量为$M_{\rm{disc}}{>}1\,M_{\oplus}$。我们约束的属性的外体造成的线性趋势，在17年的径向速度数据有一个半长轴$8{-}66\,$ AU和质量$(0.4{-}120)\,M_{\rm{Jup}}$。在毫米发射中看到了一个大的内腔，我们表明这与这样一个外部大质量伴星与一串低质量行星的雕刻是一致的。我们的散射光模型表明，尘埃必须有一个高的各向异性散射因子（$g{\sim}0.8{-}0.9$），但倾斜度（$i{\sim}30{-}40\,$度）被推断为显着低于$i{\sim}61\,$度毫米倾斜。这种差异的起源尚不清楚，但可能是由微米和毫米大小的灰尘未对准造成的。我们把一氧化碳气体质量的上限$M_{\rm…
2022-09-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Debris from terrestrial planet formation: the Moon-forming collision
我们研究的是在类地行星形成的最后阶段，在巨大的撞击中产生的碎片的演化。起点是在模拟月球形成的影响中产生的碎片。动力学的演变是遵循10万年，包括地球，金星，火星和木星的影响。空间分布从最初几个月的一个团块演变为最初1万年的不对称环，最后在撞击后约100万年成为轴对称环。在撞击后的1000万年，20%的粒子被吸积到地球上，17%的粒子被吸积到金星上，8%的粒子被木星和其他天体喷射出来。然而，碎片的命运在很大程度上还取决于碰撞消耗的速度，而碰撞消耗的速度又取决于撞击碎片的大小分布没有得到很好的控制。假设碎片是由30%的质量毫米-厘米大小的蒸汽冷凝物和70%的巨石高达500公里，我们发现，冷凝物迅速耗尽约1000年的时间尺度，而巨石耗尽主要是动态的。通过考虑碰撞产生的尘埃在巨石碎片分布的光度，我们发现，月球形成的影响将很容易检测到周围的其他恒星在斯皮策24微米的调查约25百万年后的影响，与排放水平相比，许多已知的热尘埃系统。与此同时，蒸汽冷凝物会产生一种短暂的、光学厚度很大的发射尖峰。我们利用这些巡天来估算形成类地行星的恒星比例F_TPF。由于目前的类地行星形成模型采用了多次巨大撞击的方法，所以发现的10-100百万年恒星中有很低比例的热尘埃（~150 K）意味着F_TPF ~<10%。
2012-06-19 astro-ph.EP
A 5 Micron Image of beta Pictoris b at a Sub-Jupiter Projected Separation: Evidence for a Misalignment Between the Planet and the Inner, Warped Disk
我们提出并分析了一个新的M'检测年轻的系外行星β Picasso b从2008年VLT/NaCo数据在分离的~ 4 AU和高信号噪声再减少的L'数据在2009年12月。根据我们的轨道分析，这颗行星的轨道几乎是完美的边缘（i ~ 89度），并且有一个类似土星的半长轴9.50（+3.93，-1.7）AU。有趣的是，这颗行星的轨道与外盘的主轴（欧米茄~ 31度）对齐，但可能与80 AU的翘曲/倾斜盘不对齐，通常被认为是这颗行星存在的路标。我们的研究结果激发了新的研究，以澄清$β$ Pic b如何雕刻碎片盘结构，以及是否需要第二颗行星来解释翘曲/倾斜盘。
2011-06-22 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Imaging the 44 AU Kuiper Belt-analogue debris ring around HD 141569A with GPI polarimetry
我们提出了第一次偏振检测的内盘组件周围的前主序星HD 141569 A。双子座行星成像仪H波段（1.65微米）偏振差分成像揭示了该环迄今为止最高的信噪比检测，并将结构向内追踪到0.25”（28 AU，距离111 pc）。径向偏振强度图像显示了圆盘的东侧，强度峰值在0.40”（44 AU），并延伸到0.9”（100 AU）。在南部有一个螺旋臂状的增强，让人想起圆盘外环上已知的螺旋结构。旋臂的位置与ALMA探测到的12 CO J=3-2辐射相一致，暗示了一个动态活跃的内周区。我们的观测还显示了该系统以前观测到的约220 AU的中间尘埃环的一部分。我们用连续辐射转移Mie模型来拟合极化H带辐射。我们的最佳拟合模型有利于一个光学薄磁盘的最小灰尘颗粒大小接近吹出的大小为这个系统：正在进行的尘埃生产的磁盘的内部达到的证据。这个模型的热辐射几乎占了整个HD 141569 A盘的所有远红外和毫米波通量，这与缺乏ALMA连续谱和超过~100 AU的CO辐射一致。剩余的8-30微米的热过剩，比我们的模型高出2倍，这表明盘的最里面5-15 AU的部分是一个尚未解决的温暖部分。
2019-11-26 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
Direct Imaging of the HD 35841 Debris Disk: A Polarized Dust Ring from Gemini Planet Imager and an Outer Halo from HST/STIS
我们提出了新的高分辨率图像的光散射尘埃环和光环周围的年轻恒星HD 35841。利用双子座行星成像仪H波段（1.6微米）的光谱和偏振数据，我们首次探测到高度倾斜（i=85度）的碎片环，预计分离度为~12 au（~0.12”）。来自HST/STIS的光学图像显示了一个平滑的尘埃晕，从环向外延伸到>140 au（>1.4”）。我们测量的环的散射相函数和偏振分数的散射角为22-125度，示出了前向散射的偏好和偏振分数的峰值在〜 30%附近的袢。对散射光圆盘的模拟表明，该环的半径约为60-220 au，垂直厚度与其他已分辨的尘埃环相似，并且包含直径小至1.5微米的颗粒。这些模型还表明，这些颗粒的孔隙率很低，更可能由碳而不是星状硅酸盐组成，并且含有大量的水冰。光环的表面亮度轮廓与主环辐射压力推到高偏心但仍受约束的轨道上的颗粒的预期一致。我们还简要地调查我们的光谱能量分布模型所暗示的一个可能的内部磁盘组件的安排，并推测Mie理论的局限性做详细的分析碎片磁盘尘埃人口。
2018-06-07 astro-ph.EP
Physical conditions of gas components in debris disks of 49 Ceti and HD 21997
碎片盘中气体成分的表征对于了解其起源具有重要意义。为了实现这一目标，我们进行了非LTE（本地热力学平衡）的旋转光谱线的CO，包括那些罕见的同位素（$^{13}$ CO和C $^{18}$ O）观察到的气体碎片盘的49鲸鱼和HD 21997与阿塔卡马大型毫米/亚毫米阵列（ALMA）和阿塔卡马紧凑阵列（ACA）的分析。对H $_{2}$密度的宽范围进行了分析，发现只要H $_{2}$密度高于10 $^{3}$ cm $^{-3}$，观察到的谱线强度就可以重现。CO柱密度和气体温度被评估为（1.8-5.9）$\times$ 10 $^{17}$ cm $^{-2}$和8-11 K（49头鲸），HD 21997的（2.6-15）$\times$ 10 $^{17}$ cm $^{-2}$和8-12 K，其中H $_{2}$碰撞被假定为CO的转动激发。即使考虑电子碰撞，结果也没有显著变化。因此，CO分子可以在没有H $_{2}$或少量H $_{2}$分子的环境下被激发，即使在除了H $_{2}$之外，与CO、C、O和C $^{+}$的碰撞将对CO激发做出重要贡献的情况下。同时，我们的结果并不排除H $_{2}$分子大量存在的情况。在碎片盘中观察到的低气体温度是从星际和恒星紫外辐射加热效率低的角度进行讨论的。
2020-10-30 astro-ph.EP astro-ph.GA
Spectral energy distribution simulations of a possible ring structure around the young, red brown dwarf G196-3B
中间年龄（$\sim$ 10 - 500 Myr）的L型矮星的非常红的光学和红外颜色的起源仍然未知。有人认为，含有大量尘埃的低重力大气可能是观测到的红色性质的原因。我们通过模拟G196- 3 B周围的原行星和碎片盘探索了另一种情况，G196- 3 B是一颗L3年轻的棕矮星，质量为$\sim 15$ $M_{\rm Jup}$，年龄在20 - 300百万年之间。G196-3B从光学波长到24 $μ$ m的光度光谱能量分布的最佳拟合解对应于未红化的L3大气的组合（$T_{\rm eff} \approx 1870$ ~K）和一个温暖的（$\approx$ 1280 K），一个狭窄的（$\approx$ 0.07 - 0.11 R $_{\odot}$）碎片盘，距离中央褐矮星非常近（$\approx$ 0.12 - 0.20 R $_{\odot}$）。这个推定的光学厚尘埃带的存在与相对年轻的系统年龄相一致，其质量为$\ge 7\times 10^{-10}$ M $_{\oplus}$，由亚微米/微米特征尘埃颗粒组成，温度接近硅酸盐的升华阈值。考虑到尘埃带的全球性质和盘与棕矮星的质量比，G196- 3 B周围的尘埃环可能类似于海王星和木星的环，除了它的高温和厚的垂直高度（$\approx 6 \times 10^3$ km）。我们推断的碎片盘模型能够再现G196-3B的光谱能量分布，达…
2016-09-09 astro-ph.EP
Water ice in the debris disk around HD 181327
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory（约翰斯·霍普金斯大学应用物理实验室）；University of Oviedo（奥维耶多大学）；University of Central Florida（中佛罗里达大学）；The University of Arizona（亚利桑那大学）；Goddard Space Flight Center（戈达德太空飞行中心）
HD 181327尘埃盘中发现水冰，揭示了水冰的动态变化及可能与太阳系柯伊伯带天体的关联。
2026-01-06 astro-ph.EP
A DEBRIS Disk Around The Planet Hosting M-star GJ581 Spatially Resolved with Herschel
碎片盘主要在中等和太阳质量的恒星（光谱型A-K）周围发现，但很少在低质量的M型恒星周围发现。作为赫歇尔空间天文台碎片计划的一部分，我们使用70，100和160微米的深PACS图像在空间上解决了M3型恒星GJ 581周围的碎片盘托管多个行星。这是在年轻恒星AU Mic（1200万年）周围发现的第二个空间分辨碎片盘。然而，GJ 581要老得多（2-8 Gyr），在ROSAT数据中是X射线安静的。我们将盘的轴对称模型拟合到三个PACS图像，发现最佳拟合模型是径向延伸从25+/-12 AU到超过60 AU的盘。这样一个冷的盘状物让人想起柯伊伯带，但它围绕着一颗低质量恒星（0.3 M_sol），其尘埃光度比值L_dust/L_*（\sim 10^-4）要高得多。在我们的分析中发现的磁盘的倾斜限制，使行星的质量足够小，以确保系统的长期稳定性，根据一些动力学模拟。由于GJ 581的低光度和低X射线光度，尘埃不能被辐射或风压从系统中驱逐出去。我们认为，最近在G型恒星上发现的低质量行星和碎片盘之间的相关性也适用于M型恒星。最后，已知的低质量行星，距离恒星0.3天文单位以内的行星，在恒星的年龄内不能动态地扰动盘，这表明在更远的距离上存在另一颗行星，它正在搅动盘以补充尘埃。
2012-11-20 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
