Från Rilpedia

En fragmentskiva (eng. debris disk) är en ringformad cirkumstellär skiva av rymdstoft och spillror i omlopp runt en stjärna. För att hamna i denna klass bör skivan uppfylla flera omständigheter enligt Lagrange et al., (2000))^[1]:

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

Detta medför att

• Det gäller ett utvecklat system och skiljer sig från en protoplanetär skiva
• Eventuell planetbildning är redan överstökad
• 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 fragmentskiva i bana runt en neutronstjärna.^[2] Dessa kan utgöra ett skede i tillkomsten av planetsystem efter fasen med protoplanetär skiva.^[3] Fragmentskivor är dock alltid spillror som tillkommit och upprätthålls som lämningar efter kollisioner mellan större kroppar och kan inte längre utgöra material för planetbildning.^[4]

Innehåll 1 Observationer 2 Ursprung 3 Några kända exempel 4 Se även 5 Referenser

Observationer

I vissa fall kan fragmentskivor observeras direkt genom att först skärma av primärstjärnan och därefter avbilda systemet.

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]

1984 fann man en fragmentskiva i bana runt stjärnan Vega med IRASsatelliten. Till att börja med trodde man att det var en protoplanetär skiva, men detta är nu avfärdat i och med att man i brist på gas i skivan anser den vara en fragmentskiva. Därefter har man hittat oregelbundenheter i skivan, vilka kan peka på närvaron av planetkroppar.^[6] Liknande upptäckter av fragmentskivor gjordes kring stjärnorna Fomalhaut och Beta Pictoris.

1998 observerade tyska forskare en fragmentskiva runt den närbelägna stjärnan 55 Cancri, ett system vars vinglande gång genom rymden redan visat tecken på planeter.^[7] Strukturer i fragmentskivan kring Epsilon Eridani antyder också störningar av en planetarisk kropp i bana runt den stjärnan, vilka kan användas att sätta gränser för planetens massa och bana.^[8]

Även solsystemet 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. Nej, detta och rester från protoplanetära skivor har "blåsts bort" av stjärnans strålning sedan länge. Källan till stoft, både för solens del och på andra håll, är kometer och små asteroider. Dessa finns i stora mängder och krockar så småningom med varandra.

Typiska fragmentskivor innehåller små korn 1–100 μm i storlek. Strålning från värdstjärnan kan få dessa partiklar att spiralisera inåt till följd av Poynting-Robertson-effekten, en process som sätter en skivas livstid 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 kan företrädesvis ske 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 pass gravitationellt störda att det åstadkommer relativt höga kollisionshastigheter. 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

• HD 69830s asteroidbälte
• Ackretionsskiva
• Asteroidbältet
• Kuiperbältet
• Protoplanetär skiva

Referenser