岩屑盤
環繞著顯微鏡 AU 的岩屑盤。影像來源:哈伯太空望遠鏡 。
岩屑盤 (Debris disk)是由塵埃和岩屑組成,環繞在恆星 周圍成盤狀的星周盤 ,在年輕的和發展中的恆星都曾經發現過,而且至少也已經發現一顆中子星 有岩屑盤環繞著[1] 。它們在行星系形成的過程,可以被視為是原行星盤 的階段[2] 。它們也可能是星子在碰撞階段產生和剰餘下來的殘骸[3] 。
迄2001年,可能有岩屑盤的候選者已經超過900顆恆星。它們通常都是在紅外光 觀察時特別明亮的恆星系,並且看起來發射出過量的輻射。這些過量的紅外線輻射都是由恆星發射出的能量被星周盤吸收,然後再以紅外線輻射出來的[4] 。
在聯星 系統中,當主星在被掩蔽的情況下,有些岩屑盤的影像可以直接被觀測到。
觀測的歷史
在1984年,IRAS 在織女星 周圍發現了第一個岩屑盤。開始時,相信它是一個原行星盤 ,隨後在盤中找到的不規則性被認為是行星體已經出現了。但是因為盤中缺乏氣體,現在認為他只是一個岩屑盤[5] 。在北落師門 和繪架座 β 也都發現了相似的岩屑盤。
到了1998年,在鄰近的巨蟹座55 發現了岩屑盤,這也是一個已知有行星系的恆星[6] 。環繞著波江座 ε 的岩屑盤所受到的攝動 顯示有行星環繞著這顆恆星,並且可以據此推測行星的質量和軌道[7] 。
起源
典型岩屑盤中的小顆粒大約是1–100 μm 的大小。來自炙熱恆星 的輻射 ,因為坡印亭-罗伯逊效应 的作用,會使這些顆粒以螺旋 的路徑內移,因此岩屑盤的生命期大約是一千萬年 或更短些。所以,若要維持盤的存在,就需要有連續不斷的過程來補充,例如,盤中較大顆粒的互相碰撞就是一種可能性。碰撞可以使大的顆粒變小,繼續不斷的碰撞可以使顆粒變得更小[8] 。
為了讓碰撞能在岩屑盤中持續,必須有足夠大的物體在盤中產生重力擾動 來產生足夠的碰撞速度。一個環繞著恆星的行星系,或是聯星 的伴星或是另一顆恆星的接近,都可以可以產生如此的攝動[8] 。
已知的環帶
除了太陽之外,已經知道一些鄰近的恆星有岩屑或塵埃構成的環帶。表列如下:
環帶的軌道距離只是一個估計的距離或範圍,可能是從影像上直接測量得到的,也可能是依據溫度推導出來的。地球 到太陽 的平均距離是1AU 。
相關條目
參考資料
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外部連結