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。它們在行星系形成的過程，可以被視為是原行星盤的階段。它們也可能是星子在碰撞階段產生和剰餘下來的殘骸。

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。

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。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。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。

 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。

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。

 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光譜分類距離(ly)軌道(AU)波江座 εK2V 10.5 35–75鯨魚座 τG8V 11.9 35–50織女A0V 25 86–200顯微鏡 AUM1Ve 33 50–150HD 69830K0V 41 <1巨蟹座55 AG8V 41 27–50大熊座 π1G1.5Vb 46.5 ?HD 139664F5IV-V 57 60–109烏鴉座 ηF2V 59 100–150HD 53143K1V 60 ?繪架座 βA5V 63 25–550天兔座 ζA2Vann 70 2–8HD 92945 K1V 72 45–175HD 107146G2V 88 130北落師門A3V 133 25 HD 98800 unknown 150 1HD 12039G3-5V 137 5HD 15115F2V 150 315–550HR 4796 AA0V 220 200HD 141569B9.5e 320 400HD 113766 AF4V 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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 參考資料 

 外部連結 


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