岩屑盤

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]。

環繞著顯微鏡 AU的岩屑盤。影像來源：哈伯太空望遠鏡。

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：

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。

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