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-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
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
參考資料
外部連結
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