파편 원반

Debris disk
허블 우주 망원경 관측 결과 파편이 포말하우트 주변에서 울립니다.원반의 안쪽 가장자리는 오른쪽 아래에 있는 포말하우트 b의 궤도에 의해 형성되었을 수 있습니다.

파편 원반(미국식 영어), 또는 파편 원반은 별 주위를 공전하는 먼지와 파편들로 이루어진 별 주위의 원반입니다.오른쪽에 있는 포말하우트의 이미지에서 볼 수 있듯이 이러한 원반에는 눈에 띄는 고리가 포함되어 있을 수 있습니다.파편 원반은 성숙한 행성계를 가진 별 주변에서 발견되는데, 여기에는 진화[1]중성자별 주위의 궤도에 있는 파편 원반이 적어도 하나 이상 포함되어 있습니다.잔해 원반은 소행성과 [2]혜성으로 알려진 미행성 사이의 충돌의 잔해로 생성되고 유지될 수 있다.

2001년까지 900개 이상의 후보 별들이 파편 원반을 가지고 있는 것으로 밝혀졌다.이들은 보통 적외선으로 항성계를 조사하여 별이 방출하는 것보다 더 많은 방사선을 조사함으로써 발견됩니다.이 초과는 별에서 방출된 방사선이 원반 안에 있는 먼지에 흡수된 후 [3]적외선 에너지로 다시 방출된 것으로 추정됩니다.

파편 원반은 종종 태양계의 파편과 유사한 물질로 묘사된다.대부분의 알려진 파편 원반은 10-100 천문단위(AU)의 반지름을 가지고 있으며, 이는 태양계의 카이퍼 벨트와 유사하지만, 카이퍼 벨트는 가장 가까운 별 주위에서조차 감지될 만큼 먼지 질량이 높지 않습니다.일부 파편 원반에는 중심별에서 10AU 이내에 위치한 따뜻한 먼지의 성분이 포함되어 있습니다.이 먼지는 때때로 태양계의 황도대 먼지와 유추하여 엑소조디악 먼지로 불린다.

관찰 이력

AU 현미경 [4]주변의 디스크의 VLT 허블 이미지.

1984년 IRAS 위성을 이용해 베가 별 주변에서 파편 원반이 발견되었다.처음에는 원시 행성계 원반으로 생각되었지만, 원반 안에 가스가 부족하고 별의 나이가 오래되었기 때문에 지금은 잔해 원반으로 알려져 있습니다.IRAS와 함께 발견된 최초의 네 개의 잔해 원반은 베가, 베타 픽토리스, 포말하우트, 엡실론 에리다니로 알려져 있습니다.그 후, 베타 픽토리스 원반의 직접적인 이미지는 먼지의 불규칙성을 보여주었는데, 이는 보이지 않는 외계 [5]행성에 의한 중력 섭동에 기인한 것이었다.이 설명은 2008년 외계행성 '픽토리스 베타 b'[6] 발견으로 확인됐다.

직접 영상(HR 8799)을 통해 처음 발견된 별들을 포함한 다른 외계 행성 호스트 별들도 파편 원반을 가지고 있는 것으로 알려져 있다.5개의 행성을 포함하고 있는 것으로 알려진 근처의 별 55개에도 파편 [7]원반이 있다고 보고되었지만,[8] 그 발견은 확인되지 않았다.엡실론 에리다니 주변의 잔해 원반 구조에 따르면, 이 별 주위를 도는 행성체의 섭동이 행성의 [9]질량과 궤도를 제한하는 데 사용될 수 있습니다.

2014년 4월 24일, NASA는 1999년과 2006년 사이에 허블 우주 망원경으로 처음 본 몇몇 젊은 별 HD 141943HD 191089의 기록 영상에서 새롭게 개선된 영상 처리 [10]과정을 사용하여 잔해 원반을 발견했다고 보고했다.

2021년에 별 VV-WIT-08이 200일 동안 가려진 것은 별과 [11]지구상의 관측자 사이를 지나는 파편 원반의 결과일 수 있다.다른 두 별인 엡실론TYC 2505-672-1은 정기적으로 일식이 일어나는 것으로 보고되었으며, 이 현상은 다양한 주기로 그들 주위를 도는 원반들의 결과라는 것이 밝혀졌는데, 이는 VV-WIT-08이 유사할 수 있고 지구 관찰자들이 방금 경험한 것보다 훨씬 더 긴 공전 주기를 가지고 있다는 것을 암시한다.VV-WIT-08은 궁수자리의 태양의 10배 크기입니다.

기원.

HD 141943HD 191089의 HST 보관 이미지에서 향상된 영상 처리로 잔해 원반이 감지되었습니다(2014년 [10]4월 24일).

태양과 비슷한 별이 형성되는 동안 이 물체는 가스가 풍부한 원반 모양의 성운으로 둘러싸인 T-타우리 단계를 통과합니다.이 물질들 중 미행성들이 형성되어 있는데, 미행성들과 원반 물질들이 행성을 형성하기 위해 계속해서 축적될 수 있습니다.이 성운은 방사선 압력과 다른 과정으로 사라질 때까지 1 ~ 2천만 동안 주계열성 전 궤도를 계속 돈다.그 후 미행성들 간의 충돌에 의해 별 주위에 2세대 먼지가 생성될 수 있으며, 미행성들은 그 결과로 생긴 잔해에서 원반을 형성한다.일생 중 어느 시점에 이러한 별들의 적어도 45%는 파편 원반으로 둘러싸여 있으며, 적외선 망원경을 사용한 먼지의 열 방출로 이를 탐지할 수 있습니다.충돌이 반복되면 [12]원반이 별의 수명 대부분을 지속할 수 있습니다.

일반적인 파편 원반에는 1~100μm 크기의 작은 입자가 포함되어 있습니다.충돌은 이 입자들을 미량 미량 크기로 분해할 것이며, 이는 숙주의 복사 압력에 의해 시스템에서 제거될 것입니다.태양계의 원반과 같이 매우 약한 원반에서는 포인팅-로버트슨 효과가 입자를 안쪽으로 나선형으로 만들 수 있습니다.두 프로세스 모두 디스크의 수명을 10Myr 이하로 제한합니다.따라서 디스크를 그대로 유지하려면 디스크를 지속적으로 보충하는 프로세스가 필요합니다.이것은 예를 들어, 더 큰 물체들 사이의 충돌에 의해 발생할 수 있고, 그 다음에 관찰된 작은 [13]알갱이들로 물체를 분쇄하는 계단식으로 발생할 수 있다.

파편 원반에서 충돌이 일어나려면 상대적으로 큰 충돌 속도를 낼 수 있도록 물체가 중력에 의해 충분히 교란되어야 한다.항성 주위의 행성계는 쌍성 동반성이나 다른 [13]별의 근접 접근과 같은 섭동을 일으킬 수 있습니다.파편 원반이 존재한다는 것은 [14]항성 주위를 도는 외계 행성이 존재할 가능성이 높다는 것을 나타낼 수 있습니다.또한, 많은 잔해 원반은 [6]원반 내에 하나 이상의 외계행성이 존재함을 나타내는 먼지 내 구조(예: 덩어리, 뒤틀림 또는 비대칭성)를 보여준다.우리 자신의 해왕성 횡단 벨트에 비대칭이 존재하는지 여부는 비록 [15]존재할지라도 여전히 논란의 여지가 있다.

기존의 벨트

태양을 포함한 많은 별 주위에서 다음과 같은 먼지 또는 파편 띠가 감지되었습니다.

스펙트럼
학급
[16]
거리
(ly)
궤도
(AU)
메모들
엡실론 에리다니 K2V 10.5 35–75 [9]
타우세티 G8V 11.9 35–50 [17]
베가 A0V 25 86–200 [18][19]
포말하우트 A3V 25 133–158 [18]
AU 현미경 M1Ve 33 50–150 [20]
HD 181327 F5.5V 51.8 89-110 [21]
HD 69830 K0V 41 1 미만 [22]
HD 207129 G0V 52 148–178 [23]
HD 139664 F5IV-V 57 60–109 [24]
콜비 에타 F2V 59 100–150 [25]
HD 53143 K1V 60 ? [24]
베타 픽토리스 A6V 63 25–550 [19]
제타 레포리스 A2밴 70 2–8 [26]
HD 92945 K1V 72 45–175 [27]
HD 107146 G2V 88 130 [28]
오피우치 감마 A0V 95 520 [29]
HR 8799 A5V 129 75 [30]
오피우치 51 B9 131 0.5–1200 [31]
HD 12039 G3~5V 137 5 [32]
HD 98800 K5e(?) 150 1 [33]
HD 15115 F2V 150 315–550 [34]
HR 4796 A A0V 220 200 [35][36]
HD 141569 B9.5e 320 400 [36]
HD 113766 A F4V 430 0.35–5.8 [37]
HD 141943 [10]
HD 191089 [10]

벨트의 궤도 거리는 이미징에서 직접 측정하거나 벨트의 온도에서 도출한 추정 평균 거리 또는 범위입니다.지구는 태양으로부터 평균 1AU의 거리를 가지고 있다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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외부 링크