Fragmentskiva

Fragmentskiva runt stjärnan AU Microscopii. Bilden tagen av Rymdteleskopet Hubble

En fragmentskiva (eng. debris disk) är en ringformad cirkumstellär skiva av rymdstoft och spillror i omlopp runt en stjärna. För att betecknas som fragmentskiva måste ett antal krav vara uppfyllda enligt Lagrange et al., (2000))[1]:

  • Värdstjärnan ska befinna sig på huvudserien
  • Stoftets luminositet ska vara mycket lägre än stjärnans
  • Värdstjärnans massa ska vara mer än hundra gånger större än massan av stoft och gas
  • Gasfattig; gasens massa ska vara mindre än 10x stoftets massa
  • Stoftkornens livstid ska vara mycket kortare än stjärnans

Detta medför att

  • Det gäller ett utvecklat system och skiljer sig från en protoplanetär skiva
  • Eventuell planetbildning är redan avklarad
  • gas inte påverkar stoftkornens dynamik
  • Systemet eroderar genom kollisioner och innehåller inte ursprungligt material

Man har hittat fragmentskivor kring såväl utvecklade som unga stjärnor, och enstaka fragmentskivor i bana runt en neutronstjärna.[2] Vissa skivor kan utgöra ett skede i tillkomsten av planetsystem efter en inledande fas med protoplanetär skiva.[3] Fragmentskivor är dock oftast spillror kollisioner mellan större kroppar och kan inte utgöra material för ny planetbildning.[4]

Observationer

År 2001 hade man funnit över 900 stjärnor med en trolig fragmentskiva. De lokaliseras vanligtvis genom att undersöka stjärnsystem i infrarött ljus och då särskilt söka efter så kallad infraröd excess, ett överskott av strålning utöver det som stjärnan avger. Man har slutit sig till att detta överskott är strålning från stjärnan som har absorberats av stoftkorn i skivan och energin därefter återstrålats ut i infrarött.[5] I vissa fall kan fragmentskivor observeras direkt genom att skärma av primärstjärnan och därefter avbilda systemet.

År 1984 fann man med IRAS-satelliten en fragmentskiva i bana runt stjärnan Vega. Till att börja med trodde man att det var en protoplanetär skiva, men detta har avfärdats eftersom gasinnehållet är för lågt. Man har observerat oregelbundenheter i skivan, vilka kan peka på närvaron av planetkroppar.[6] Liknande upptäckter av fragmentskivor gjordes kring stjärnorna Fomalhaut och Beta Pictoris.

Tyska forskare observerade 1998 en fragmentskiva runt den närbelägna stjärnan 55 Cancri, ett system vars vinglande gång genom rymden visar tecken på planetförekomst.[7] Strukturer i fragmentskivan kring Epsilon Eridani antyder också störningar orsakade av en planetarisk kropp i bana runt stjärnan. Störningarna kan användas att beräkna planetens massa och bana.[8]

Även vårt eget solsystem är inbäddat i en eller flera stoftskivor. Vissa kvällar och morgnar på mycket mörka platser kan man mot den svarta himlen se ett svagt skimmer sträcka sig snett upp från skymnings- och gryningsljuset. Detta så kallade zodiakalljus kommer från stoftet i solsystemets innersta del. En utomjordisk iakttagare skulle dock snarare uppfatta vårt Edgeworth-Kuiperbälte som en kraftfull fragmentskiva.

Ursprung

Fragmentskivor är inte delar av stjärnsystemens ursprungsstoft som dröjer kvar. Detta och rester från protoplanetära skivor blåser tidigt bort av stjärnans strålning. Källan till stoft är i stället kometer och små asteroider. Dessa finns i stora mängder i systemen och kolliderar så småningom med varandra.

Typiska fragmentskivor innehåller små korn 1–100 μm i storlek. Strålning från värdstjärnan kan få dessa partiklar att spiralisera inåt mot stjärnan till följd av Poynting-Robertson-effekten, en process som begränsar en skivas livslängd till storleksordningen 10  miljoner år eller mindre. För att en skiva ska förbli intakt, behövs därför en process som kontinuerligt fyller på skivan. En sådan sker företrädesvis genom kollisioner mellan större kroppar. Spillrorna kolliderar i sin tur med varandra i fortlöpande kaskader och mal ner objekten till allt mindre kroppar och stoft.[9]

För att kollisioner ska fortgå i en fragmentskiva, måste kropparna vara så gravitationellt störda att relativt höga kollisionshastigheter åstadkoms. Ett planetsystem kring stjärnan kan orsaka sådana störningar, lika väl som en dubbelstjärna eller en nära passage av en annan stjärna.[9]

Några kända exempel

Bälten av stoft eller spillror har utöver Solens Kuiperbälte även upptäckts runt andra stjärnor, bland andra som 4U 0142+61 även följande:

Stjärna Spektral
klass[10] 		Avstånd
(ly) 		Orbit
(AU)
Epsilon Eridani[8] K2V 10.5 35–75
Tau Ceti[11] G8V 11.9 35–50
Vega[6][12] A0V 25 86–200
AU Microscopii[13] M1Ve 33 50–150
HD 69830[14] K0V 41 <1
HD 139664[15] F5IV-V 57 60–109
Eta Corvi[16] F2V 59 100–150
HD 53143[15] K1V 60 ?
Beta Pictoris[12] A5V 63 25–550
Zeta Leporis[17] A2Vann 70 2–8
HD 92945[18] K1V 72 45–175
HD 107146[19] G2V 88 130
Fomalhaut[6] A3V 25 133
HD 12039[20] G3-5V 137 5
HD 15115[21] F2V 150 315–550

Omloppsbanans avstånd för skivan är ett uppskattat medelavstånd eller ram, baserat antingen på direkt mått genom avbildning eller framräknat ur skivans temperatur.

Se även

Referenser

  1. ^ Lagrange, Backman, Artymowicz; Protostars and Planets IV (2000); ed. Mannings, Boss, Russel, University of Arizona Press, 639.
  2. ^ Z. Wang, D. Chakrabarty, D. L. Kaplan (26 december 2006). ”A debris disk around an isolated young neutron star”. Nature "440" (7085): ss. 772–775. doi:10.1038/nature04669. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006astro.ph..4076W. 
  3. ^ ”Spitzer Team Says Debris Disk Could Be Forming Infant Terrestrial Planets”. NASA. 14 december 2005. Arkiverad från originalet den 8 september 2006. https://web.archive.org/web/20060908075059/http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20051214/. Läst 15 juni 2008. 
  4. ^ ”Spitzer Sees Dusty Aftermath of Pluto-Sized Collision”. NASA. 10 januari 2005. Arkiverad från originalet den 8 september 2006. https://web.archive.org/web/20060908075059/http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20051214/. Läst 15 juni 2008. 
  5. ^ ”Debris Disk Database”. Royal Observatory Edinburgh. Arkiverad från originalet den 10 augusti 2008. https://web.archive.org/web/20080810004849/http://www.roe.ac.uk/ukatc/research/topics/dust/identification.html. Läst 15 juni 2008. 
  6. ^ [a b c] Joint Astronomy Centre (April 21, 1998). ”Astronomers discover possible new Solar Systems in formation around the nearby stars Vega and Fomalhaut”. Pressmeddelande. Läst 15 juni 2008. Arkiverad från originalet den 16 december 2008.
  7. ^ ”University Of Arizona Scientists Are First To Discover Debris Disk Around Star Orbited By Planet”. ScienceDaily. 23 oktober 1998. http://www.sciencedaily.com/releases/1998/10/981023073211.htm. Läst 24 maj 2006. 
  8. ^ [a b] J.S. Greaves; W.S. Holland; M.C. Wyatt; W.R.F. Dent; E.I. Robson; I.M. Coulson; T. Jenness; G.H. Moriarty-Schieven; G.R. Davis; H.M. Butner; W.K. Gear; C. Dominik; H. J. Walker (26 december 2005). ”Structure in the Epsilon Eridani Debris Disk” (Scholar search). The Astrophysical Journal "619": ss. L187 – L190. doi:10.1086/428348. 
  9. ^ [a b] Scott Kenyon & Benjamin Bromley (2007). ”Stellar Flybys & Planetary Debris Disks”. Smithsonian Astrophysical Observatory. http://www.cfa.harvard.edu/~kenyon/pf/dd/flyby.html. Läst 15 juni 2008. 
  10. ^ ”SIMBAD: Query by identifiers”. Centre de Données astronomiques de Strasbourg. http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-fid. Läst 15 juni 2008. 
  11. ^ J. S. Greaves, M. C. Wyatt, W. S. Holland, W. R. F. Dent (26 december 2004). ”The debris disc around tau Ceti: a massive analogue to the Kuiper Belt”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society "351" (3): ss. L54–L58. doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07957.x. http://adsabs.harvard.edu/abs/2004MNRAS.351L..54G. Läst 15 juni 2008. 
  12. ^ [a b] Backman, D. E. (26 december 1996). ”Dust in beta PIC / VEGA Main Sequence Systems”. Bulletin of the American Astronomical Society "28": ss. 1056. http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=1996DPS....28.0122B. Läst 17 juni 2007. 
  13. ^ Sanders, Robert (8 januari 2007). ”Dust around nearby star like powder snow”. UC Berkeley News. http://www.berkeley.edu/news/media/releases/2007/01/08_dust.shtml. Läst 11 januari 2007. 
  14. ^ Lisse, C. M.; Beichman, C. A.; Bryden, G.; Wyatt, M. C. (26 december 1999). ”On the Nature of the Dust in the Debris Disk around HD 69830”. The Astrophysical Journal "658" (1): ss. 584–592. doi:10.1086/511001. http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...658..584L. Läst 15 juni 2008. 
  15. ^ [a b] Kalas, Paul; Graham, James R.; Clampin, Mark C.; Fitzgerald, Michael P. (26 december 2006). ”First Scattered Light Images of Debris Disks around HD 53143 and HD 139664”. The Astrophysical Journal "637" (1): ss. L57–L60. doi:10.1086/500305. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...637L..57K. Läst 15 juni 2008. 
  16. ^ Wyatt, M. C.; Greaves, J. S.; Dent, W. R. F.; Coulson, I. M. (26 december 2005). ”Submillimeter Images of a Dusty Kuiper Belt around Corvi” (Scholar search). The Astrophysical Journal "620": ss. 492–500. doi:10.1086/426929. Läst 17 juli 2007. 
  17. ^ M. M. Moerchen, C. M. Telesco, C. Packham, T. J. J. Kehoe (26 december 2006). ”Mid-infrared resolution of a 3 AU-radius debris disk around Zeta Leporis”. Astrophysical Journal Letters. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0612550. 
  18. ^ D. Golimowski et al (2007). ”Observations and Models of the Debris Disk around K Dwarf HD 92945”. University of California, Berkeley Astronomy Department. http://astro.berkeley.edu/~kalas/lyot2007/Presentations/Golimowski_David_poster.pdf. Läst 17 juli 2007. 
  19. ^ Jonathan P. Williams et al (26 december 2004). ”Detection of cool dust around the G2V star HD 107146”. Astrophysical Journal "604": ss. 414–419. doi:10.1086/381721. http://arxiv.org/abs/astro-ph/0311583. Läst 15 juni 2008. 
  20. ^ Hines, Dean C. et al (26 december 2006). ”The Formation and Evolution of Planetary Systems (FEPS): Discovery of an Unusual Debris System Associated with HD 12039”. The Astrophysical Journal "638" (2): ss. 1070–1079. doi:10.1086/498929. http://adsabs.harvard.edu/abs/2006ApJ...638.1070H. Läst 15 juni 2008. 
  21. ^ Kalas, Paul; Fitzgerald, Michael P.; Graham, James R. (26 december 2007). ”Discovery of Extreme Asymmetry in the Debris Disk Surrounding HD 15115”. The Astrophysical Journal "661" (1): ss. L85–L88. doi:10.1086/518652. http://adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...661L..85K. Läst 15 juni 2008.