岩屑盘（Debris disk）是由尘埃和岩屑组成，环绕在恒星周围成盘状的星周盘，在年轻的和发展中的恒星都曾经发现过，而且至少也已经发现一颗中子星有岩屑盘环绕著[1]。它们在行星系形成的过程，可以被视为是原行星盘的阶段[2]。它们也可能是星子在碰撞阶段产生和剰馀下来的残骸[3]。
迄2001年，可能有岩屑盘的候选者已经超过900颗恒星。它们通常都是在红外光观察时特别明亮的恒星系，并且看起来发射出过量的辐射。这些过量的红外线辐射都是由恒星发射出的能量被星周盘吸收，然后再以红外线辐射出来的[4]。
在联星系统中，当主星在被掩蔽的情况下，有些岩屑盘的影像可以直接被观测到。
观测的历史
在1984年，IRAS在织女星周围发现了第一个岩屑盘。开始时，相信它是一个原行星盘，随后在盘中找到的不规则性被认为是行星体已经出现了。但是因为盘中缺乏气体，现在认为他只是一个岩屑盘[5]。在北落师门和绘架座 β也都发现了相似的岩屑盘。
到了1998年，在邻近的巨蟹座55发现了岩屑盘，这也是一个已知有行星系的恒星[6]。环绕著波江座 ε的岩屑盘所受到的摄动显示有行星环绕著这颗恒星，并且可以据此推测行星的质量和轨道[7]。
起源
典型岩屑盘中的小颗粒大约是1–100 μm的大小。来自炙热恒星的辐射，因为坡印亭-罗伯逊效应的作用，会使这些颗粒以螺旋的路径内移，因此岩屑盘的生命期大约是一千万年或更短些。所以，若要维持盘的存在，就需要有连续不断的过程来补充，例如，盘中较大颗粒的互相碰撞就是一种可能性。碰撞可以使大的颗粒变小，继续不断的碰撞可以使颗粒变得更小[8]。
为了让碰撞能在岩屑盘中持续，必须有足够大的物体在盘中产生重力扰动来产生足够的碰撞速度。一个环绕著恒星的行星系，或是联星的伴星或是另一颗恒星的接近，都可以可以产生如此的摄动[8]。
已知的环带
除了太阳之外，已经知道一些邻近的恒星有岩屑或尘埃构成的环带。表列如下：
| Star | 光谱 分类[9] |
距离 (ly) |
轨道 (AU) |
|---|---|---|---|
| 波江座 ε[7] | K2V | 10.5 | 35–75 |
| 鲸鱼座 τ[10] | G8V | 11.9 | 35–50 |
| 织女[5][11] | A0V | 25 | 86–200 |
| 显微镜 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 |
| 乌鸦座 η[16] | F2V | 59 | 100–150 |
| HD 53143[15] | K1V | 60 | ? |
| 绘架座 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 |
| 北落师门[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 |
环带的轨道距离只是一个估计的距离或范围，可能是从影像上直接测量得到的，也可能是依据温度推导出来的。地球到太阳的平均距离是1AU。
相关条目
参考资料
外部链接
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