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岩屑盤

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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

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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

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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-羅伯遜效應的作用，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

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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：

Star 光譜
分類[9] 		距離
(ly) 		軌道
(AU)
波江座 ε[7] K2V 10.5 35–75
鯨魚座 τ[10] G8V 11.9 35–50
織女[5][11] A0V 25 86–200
顯微鏡 AU[12] M1Ve 33 50–150
HD 69830[13] K0V 41 <1
巨蟹座55 A[6] G8V 41 27–50
大熊座 π1[14] G1.5Vb 46.5 ?
HD 139664[15] F5IV-V 57 60–109
烏鴉座 η[16] F2V 59 100–150
HD 53143[15] K1V 60 ?
繪架座 β[11] A5V 63 25–550
天兔座 ζ[17] A2Vann 70 2–8
HD 92945[18] K1V 72 45–175
HD 107146[19] G2V 88 130
北落師門[5] A3V 133 25
HD 98800[20] unknown 150 1
HD 12039[21] G3-5V 137 5
HD 15115[22] F2V 150 315–550
HR 4796 A[23][24] A0V 220 200
HD 141569[24] B9.5e 320 400
HD 113766 A[25] F4V 430 0.35–5.8

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

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參考資料

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  1. ^ Wang, Z.; Chakrabarty, D.; Kaplan, D. L. A debris disk around an isolated young neutron star. Nature. 2006, 440 (7085): 772–775 [2008-10-24]. doi:10.1038/nature04669. （原始內容存檔於2016-06-01）. 
  2. ^ Spitzer Team Says Debris Disk Could Be Forming Infant Terrestrial Planets. NASA. 2005-12-14 [2007-01-03]. （原始內容存檔於2006-09-08）. 
  3. ^ Spitzer Sees Dusty Aftermath of Pluto-Sized Collision. NASA. 2005-01-10 [2007-01-03]. （原始內容存檔於2006-09-08）. 
  4. ^ Debris Disk Database. Royal Observatory Edinburgh. [2007-01-03]. （原始內容存檔於2008-08-10）. 
  5. ^ 5.0 5.1 5.2 Astronomers discover possible new Solar Systems in formation around the nearby stars Vega and Fomalhaut (新聞稿). Joint Astronomy Centre. 1998-04-21 [2006-04-24]. （原始內容存檔於2008-12-16）. 
  6. ^ 6.0 6.1 University Of Arizona Scientists Are First To Discover Debris Disk Around Star Orbited By Planet. ScienceDaily. 1998-10-03 [2006-05-24]. （原始內容存檔於2006-08-30）. 
  7. ^ 7.0 7.1 Greaves, J. S.; Holland, W. S.; Wyatt, M. C.; Dent, W. R. F.; Robson, E. I.; Coulson, I. M.; Jenness, T.; Moriarty-Schieven, G. H.; Davis, G. R.; Butner, H. M.; Gear, W. K.; Dominik, C.; Walker, H. J. Structure in the Epsilon Eridani Debris Disk. The Astrophysical Journal. 2005, 619: L187 – L190. doi:10.1086/428348. 
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  10. ^ Greaves, J. S.; Wyatt, M. C.; Holland, W. S.; Dent, W. R. F. The debris disc around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 2004, 351 (3): L54–L58 [2007-08-14]. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x. （原始內容存檔於2013-10-28）. 
  11. ^ 11.0 11.1 Backman, D. E. Dust in beta PIC / VEGA Main Sequence Systems. Bulletin of the American Astronomical Society. 1996, 28: 1056 [2007-06-17]. （原始內容存檔於2016-06-01）. 
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  15. ^ 15.0 15.1 Kalas, Paul; Graham, James R.; Clampin, Mark C.; Fitzgerald, Michael P. First Scattered Light Images of Debris Disks around HD 53143 and HD 139664. The Astrophysical Journal. 2006, 637 (1): L57–L60 [2007-05-25]. doi:10.1086/500305. （原始內容存檔於2016-06-01）. 
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  24. ^ 24.0 24.1 Villard, Ray; Weinberger, Alycia; Smith, Brad. Hubble Views of Dust Disks and Rings Surrounding Young Stars Yield Clues. HubbleSite. 1999-01-08 [2007-06-17]. （原始內容存檔於2007-08-02）. 
  25. ^ Meyer, M. R.; Backman, D. Belt of Material Around Star May Be First Step in Terrestrial Planet Formation. University of Arizona, NASA. 2002-01-08 [2007-07-17]. （原始內容存檔於2011-06-07）. 

外部連結

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取自「https://zh.wikipedia.org/w/index.php?title=岩屑盤&oldid=65448427」