探測(cè)到氣體的碎片盤(pán)統(tǒng)計(jì)研究*

曹鵬程 劉 瓊 廖能惠

(貴州大學(xué)物理學(xué)院 貴陽(yáng) 550000)

1 引言

在早期演化過(guò)程中新生恒星被富含大量氣體的星周盤(pán)所包圍,盤(pán)的質(zhì)量通常為中心恒星質(zhì)量的百分之幾,且盤(pán)大部分質(zhì)量由氣體貢獻(xiàn),只有少部分質(zhì)量存在于小的、亞微米級(jí)塵埃顆粒中[1],通常稱(chēng)為原行星盤(pán).隨著恒星的演化,大多數(shù)原行星盤(pán)在10 Myr時(shí)消失[2],其中塵埃顆粒通過(guò)形成更大的星子、小行星或行星被清除,而氣體通過(guò)粘性吸積、光蒸發(fā)或行星形成被清除.隨后,在一些沒(méi)有消失殆盡的恒星盤(pán)中,星子通過(guò)不斷碰撞產(chǎn)生了新的塵埃[3],由這些第2代塵埃顆粒形成的碎片盤(pán)可能伴隨恒星幾乎整個(gè)生命周期[4].碎片盤(pán)通常被描述為貧氣盤(pán),因?yàn)榕c原行星盤(pán)中的標(biāo)準(zhǔn)氣塵比100:1相比,該比率雖然不受限制,但明顯更低[5].由于冰?；蛐亲拥呐鲎?、蒸發(fā)和光解析等過(guò)程只能產(chǎn)生少量的二次氣體,而其中最容易探測(cè)到的分子氣體CO也會(huì)在星際輻射和恒星輻射下快速光解,所以在碎片盤(pán)中很少探測(cè)到氣體[6].

通過(guò)不同類(lèi)型的望遠(yuǎn)鏡,在碎片盤(pán)中也逐漸發(fā)現(xiàn)了不同類(lèi)型的氣體存在,包括分子氣體與原子氣體.其中,分子氣體主要通過(guò)單碟望遠(yuǎn)鏡如JCMT(James Clerk Maxwell Telescope)、APEX(Atacama Pathfinder Experiment telescope)和射電望遠(yuǎn)鏡陣列ALMA(Atacama Large Millimeter/submillimeter Array)、SMA(Sub-Millimeter Array)等在亞毫米范圍進(jìn)行觀(guān)測(cè).對(duì)于明亮的目標(biāo),ALMA的高分辨率和高靈敏度特性能讓我們獲得諸如CO及其同位素等譜線(xiàn)信息,顯示CO帶的位置并可估算其氣體質(zhì)量.而原子氣體和離子氣體也在一些碎片盤(pán)中被探測(cè)到.HSO(Herschel Space Observatory)能夠檢測(cè)OI和CII精細(xì)結(jié)構(gòu)線(xiàn).位于不同天文臺(tái)的多臺(tái)望遠(yuǎn)鏡/光譜儀如Mercator Telescope/HERMES(High Efficiency and Resolution Mercator Echelle Spectrograph)、NOT(Nordic Optical Telescope)/FIES(The highresolution FIbre-fed Echelle Spectrograph)、MPG(Max Planck Gesellschaft)/ESO(The European Southern Observatory)2.2-metre telescope/FEROS(The Fiber-fed Extended Range Optical Spectrograph)等在碎片盤(pán)中也觀(guān)測(cè)到了金屬氣體.根據(jù)氣體溫度,也常將觀(guān)測(cè)到的氣體分為冷氣體與熱氣體兩種類(lèi)型,冷氣體諸如CO、CI、CII、OI等,熱氣體諸如CaII、FeII、NaI等金屬氣體.

此前在碎片盤(pán)中很少檢測(cè)到氣體,因而對(duì)碎片盤(pán)中的氣體了解很少,對(duì)碎片盤(pán)的研究主要集中在塵埃上,紅外和亞毫米連續(xù)譜觀(guān)測(cè)解釋了塵埃質(zhì)量如何隨時(shí)間減少[3].隨著探測(cè)到氣體的碎片盤(pán)數(shù)量的增多,人們逐漸展開(kāi)了對(duì)碎片盤(pán)中氣體的研究.研究碎片盤(pán)中的氣體有助于更好地了解原行星盤(pán)的演化情況,從而對(duì)于了解該演化對(duì)行星形成機(jī)制的影響也有重要意義[7–8].

目前碎片盤(pán)中氣體的研究主要圍繞以下幾個(gè)方面:一是通過(guò)觀(guān)測(cè)尋找新的含有氣體的碎片盤(pán)[9–11];二是通過(guò)對(duì)已知含有冷氣體的碎片盤(pán)和已知含有熱氣體的碎片盤(pán)的研究,分析冷熱氣體之間的關(guān)系[5,9].Rebollido等人分別在2018年和2022年通過(guò)對(duì)15個(gè)含冷氣體碎片盤(pán)中的熱氣體探測(cè)和8個(gè)含熱氣體碎片盤(pán)中的冷氣體探測(cè)來(lái)研究冷熱氣體之間的關(guān)系,由于探測(cè)率小,分別為10/15和1/8,暫時(shí)沒(méi)有建立起熱氣體和冷氣體之間明顯的聯(lián)系[5,9];三是通過(guò)已知含有氣體的碎片盤(pán)信息,利用模型預(yù)測(cè)星子間碰撞產(chǎn)生的氣體質(zhì)量和探究氣體的起源[12–13].Kral等人利用模型估算了不同源二次起源的CO氣體質(zhì)量,發(fā)現(xiàn)CO氣體質(zhì)量存在探測(cè)的下限10-7M⊕(地球質(zhì)量),當(dāng)距離大于100 pc時(shí),CO質(zhì)量需要大于10-6M⊕才能被探測(cè)到[12].而關(guān)于氣體的起源,目前主要有兩種可能:一是原行星盤(pán)剩余的氣體;二是原行星盤(pán)演化后期二次起源的氣體.通常原行星盤(pán)剩余的氣體具有更高的質(zhì)量,若氣體是二次起源的,則不能合理解釋其星子之間碰撞的高氣體產(chǎn)生率[1];而原行盤(pán)演化后期二次起源的氣體通常具有更低的質(zhì)量,因?yàn)樾亲娱g的碰撞只能產(chǎn)生少量的氣體[6].

以上3方面研究?jī)?nèi)容中,尋找更多的含氣體碎片盤(pán)是研究的基礎(chǔ)和重點(diǎn).然而大范圍搜尋所有碎片盤(pán)中的氣體非常耗費(fèi)時(shí)間.因而為了更好更快地選擇探測(cè)的目標(biāo)源,需要根據(jù)該類(lèi)源的特性擇選更小范圍樣本.為此,本文搜集了已經(jīng)發(fā)表探測(cè)到氣體的碎片盤(pán)的文獻(xiàn),目的在于通過(guò)統(tǒng)計(jì)碎片盤(pán)及其宿主恒星的參數(shù)總結(jié)出該類(lèi)碎片盤(pán)的總體性質(zhì).

在第2節(jié)介紹了樣本的搜集,并對(duì)其宿主恒星的光譜類(lèi)型、年齡、離地球距離和碎片盤(pán)的相對(duì)光度等信息進(jìn)行了統(tǒng)計(jì)分析,并與已知碎片盤(pán)樣本進(jìn)行了對(duì)比;第3節(jié)討論了樣本碎片盤(pán)的氣體成分、質(zhì)量以及起源;最后第4節(jié)對(duì)樣本碎片盤(pán)的性質(zhì)進(jìn)行了總結(jié).

2 樣本搜集與統(tǒng)計(jì)

本章介紹樣本的搜集,并根據(jù)氣體類(lèi)型對(duì)樣本進(jìn)行了分類(lèi),通過(guò)統(tǒng)計(jì)恒星的光譜型、年齡、離地球距離與碎片盤(pán)的相對(duì)光度分布得到樣本及子樣本的總體性質(zhì).

2.1 樣本介紹

通過(guò)搜集目前已經(jīng)發(fā)表的探測(cè)到氣體的碎片盤(pán)文獻(xiàn),我們總計(jì)找到了37個(gè)源,列于表1中(方括號(hào)中的數(shù)字為參考文獻(xiàn)的序號(hào)):列(1)表示序號(hào);列(2)表示恒星的名字;列(3)表示冷氣體;列(4)表示熱氣體;列(5)表示碎片盤(pán)的相對(duì)光度,即碎片盤(pán)的紅外光度LIR與宿主恒星的光度L*之比;列(6)表示恒星的光譜類(lèi)型;列(7)表示恒星的年齡;列(8)表示恒星離地球的距離.表1中我們搜集到的源分為冷氣體與熱氣體兩大類(lèi).為了了解含不同類(lèi)型氣體的碎片盤(pán)的特性,我們根據(jù)探測(cè)到氣體的類(lèi)型將樣本分成了3個(gè)子樣本:子樣本I為只存在冷氣體的12個(gè)系統(tǒng);子樣本II為只存在熱氣體的14個(gè)系統(tǒng);子樣本III為同時(shí)存在冷氣體和熱氣體的11個(gè)系統(tǒng).后面章節(jié)將研究3個(gè)子樣本的參數(shù)分布.

表1 續(xù)Table 1 Continued

表1 樣本源的盤(pán)和恒星參數(shù)Table 1 Disk and stellar parameters of our sample stars

2.2 樣本恒星光譜型分布

首先我們對(duì)樣本及子樣本的恒星光譜型進(jìn)行了統(tǒng)計(jì).如圖1(a)所示,總樣本的恒星光譜類(lèi)型分布范圍較廣,從B型到M型,包括6顆B型恒星、26顆A型恒星、3顆F型恒星、1顆G型恒星以及1顆M型恒星.3個(gè)子樣本的光譜類(lèi)型分布如圖1(b)、1(c)、1(d)所示:子樣本I有1顆B型恒星、7顆A型恒星、2顆F型恒星、1顆G型恒星以及1顆M型恒星;子樣本II有4顆B型恒星、10顆A型恒星;子樣本III有1顆B型恒星、9顆A型恒星以及1顆F型恒星.從圖1(b)、1(d)可知,含冷氣體的碎片盤(pán)其宿主恒星光譜類(lèi)型分布范圍較廣,從B型到M型.從圖1(c)可知,目前探測(cè)到的只含熱氣體的碎片盤(pán)其宿主恒星只有B型和A型,從圖1(d)可知,同時(shí)探測(cè)到熱冷氣體的子樣本III中除了B型和A型外,也僅有一顆F型恒星.由此可見(jiàn)含熱氣體的碎片盤(pán)其宿主恒星更傾向于早型星,含冷氣體和含熱氣體的碎片盤(pán)其宿主恒星都是A型恒星最多.

圖1 樣本和子樣本恒星的光譜型分布Fig.1 Distributions of spectral types of the sample and subsample stars

2.3 樣本恒星年齡與碎片盤(pán)相對(duì)光度

接下來(lái),我們統(tǒng)計(jì)了恒星的年齡與碎片盤(pán)相對(duì)光度,對(duì)3個(gè)子樣本進(jìn)行了分析,如圖2所示.由圖2中的圓圈可知,只含有冷氣體的碎片盤(pán)的恒星年齡大部分都小于50 Myr,只有兩顆年老的恒星,分別是HD109085(1400 Myr)、HD216956(440 Myr),且碎片盤(pán)都具有較高的相對(duì)光度LIR/L*＞10-4,隨著年齡的增加,其相對(duì)光度呈下降的趨勢(shì).由圖2中的三角形所示,只含有熱氣體的碎片盤(pán)的恒星年齡分布范圍較廣,有6顆超過(guò)了50 Myr,有兩顆年齡尚不可知,且碎片盤(pán)的相對(duì)光度LIR/L*＞10-5.而從圖2中的五角星則可以看到,同時(shí)存在冷熱氣體的碎片盤(pán)的恒星年齡都小于50 Myr,碎片盤(pán)都具有高相對(duì)光度(10-3左右),隨著年齡的增加,其相對(duì)光度也呈下降的趨勢(shì).由此可見(jiàn),含有冷氣體的碎片盤(pán)相對(duì)光度更高,宿主恒星年齡更小,隨著年齡的增加相對(duì)光度有下降的趨勢(shì).

圖2 子樣本恒星年齡與相對(duì)光度的分布.圖中源的序號(hào)與表1第(1)列序號(hào)對(duì)應(yīng).Fig.2 Distribution of stellar ages and fractional luminosities of subsample stars.The serial number of the source in the figure corresponds to the number shown in column(1)of Tab.1.

2.4 探測(cè)到氣體的碎片盤(pán)樣本與已知碎片盤(pán)樣本的比較

最后,我們將探測(cè)到氣體的碎片盤(pán)樣本與已知碎片盤(pán)樣本做了對(duì)比,從而分析性質(zhì)分布上的差異.通過(guò)搜集已經(jīng)發(fā)表的關(guān)于碎片盤(pán)研究的文獻(xiàn),我們總計(jì)在近30篇文獻(xiàn)中找到了373個(gè)參數(shù)信息比較全的碎片盤(pán),參數(shù)主要包括光譜型、離地球距離和相對(duì)光度.因大部分源都沒(méi)有恒星年齡數(shù)據(jù),這里不做統(tǒng)計(jì).下面我們將比較搜集到的已知碎片盤(pán)樣本和本文探測(cè)到氣體的碎片盤(pán)樣本在這3個(gè)參數(shù)分布上的差異.

關(guān)于光譜型,在已知碎片盤(pán)樣本中,我們總計(jì)搜集到了其中356個(gè)源的光譜型,包括49顆B型恒星、125顆A型恒星、98顆F型恒星、52顆G型恒星、26顆K型恒星以及6顆M型恒星,其分布如圖3虛線(xiàn)所示,而本文探測(cè)到氣體的碎片盤(pán)樣本如實(shí)線(xiàn)所示:兩樣本都是A型恒星居多;已知碎片盤(pán)樣本的宿主恒星中B型恒星的數(shù)量小于F型恒星的數(shù)量,而探測(cè)到氣體的碎片盤(pán)其宿主恒星中B型恒星數(shù)量多于F型恒星的數(shù)量;K型恒星的碎片盤(pán)中暫時(shí)還沒(méi)探測(cè)到氣體.

圖3 已知碎片盤(pán)樣本與探測(cè)到氣體的碎片盤(pán)樣本的光譜型分布Fig.3 Distribution of spectral types of the known debris disks’sample and gas-detected debris disks’sample

關(guān)于離地球距離與相對(duì)光度,我們總計(jì)搜集到了363個(gè)源的數(shù)據(jù),其分布如圖4黑點(diǎn)所示,而探測(cè)到氣體的碎片盤(pán)樣本源如圖空心五邊形所示:大于500 pc的碎片盤(pán)中暫時(shí)沒(méi)有探測(cè)到氣體的存在,探測(cè)到氣體的碎片盤(pán)的相對(duì)光度分布相對(duì)已知碎片盤(pán)更窄,在10-5–10-2區(qū)間范圍.

圖4 已知碎片盤(pán)樣本和探測(cè)到氣體的碎片盤(pán)樣本的相對(duì)光度與恒星離地球距離的分布Fig.4 Distribution of fractional luminosities and distance from Earth in the known debris disks’sample and gas-detected debris disks’sample

為了驗(yàn)證探測(cè)到氣體的碎片盤(pán)與已知碎片盤(pán)樣本是否來(lái)源于同一分布,我們對(duì)兩個(gè)樣本的參數(shù)分布進(jìn)行了對(duì)比.通過(guò)對(duì)兩個(gè)樣本恒星光譜型做K-S(Kolmogorov-Smirnov)檢驗(yàn)以及對(duì)距離和相對(duì)光度做二維K-S檢驗(yàn),得到樣本的顯著性P值都小于10-3,說(shuō)明兩樣本不屬于同一種分布.在碎片盤(pán)樣本中,高相對(duì)光度、距離地球更近的早型星周?chē)乃槠P(pán)中的氣體更容易被探測(cè)到.

3 討論

上一章統(tǒng)計(jì)得到了探測(cè)到氣體的碎片盤(pán)及宿主恒星的總體性質(zhì),本章主要從探測(cè)到的氣體著手,對(duì)氣體的成分及質(zhì)量和氣體的起源兩個(gè)方面進(jìn)行了討論.

3.1 氣體的成分及質(zhì)量

關(guān)于氣體的成分,本文搜集到的樣本源中的氣體主要分為兩大類(lèi):冷氣體和熱氣體.如表1第(3)列所示:含有冷氣體的碎片盤(pán)中,其氣體成分主要是分子氣體CO、原子氣體OI、CI以及離子氣體CII;如表1第(4)列所示:含有熱氣體的碎片盤(pán)中,其氣體成分主要是金屬氣體CaII,少部分含有金屬氣體NaI、FeII、TiII.

關(guān)于氣體的質(zhì)量,我們搜集到的具有質(zhì)量數(shù)據(jù)的氣體是碎片盤(pán)中探測(cè)得最多的分子氣體CO.如表1所示,在37個(gè)探測(cè)到氣體的碎片盤(pán)中,21個(gè)探測(cè)到了分子氣體CO.我們找到了其中20個(gè)源的CO氣體質(zhì)量和塵埃質(zhì)量,列于表2:列(1)表示序號(hào)(與表1序號(hào)相對(duì)應(yīng));列(2)表示恒星的名字;列(3)表示碎片盤(pán)中CO氣體的相對(duì)質(zhì)量MCO/M⊕;列(4)表示碎片盤(pán)中塵埃的質(zhì)量Mdust/M⊕;列(5)表示碎片盤(pán)中氣體的可能來(lái)源.由表2可以看出CO氣體質(zhì)量分布范圍較廣,在10-7–10-1M⊕區(qū)間范圍內(nèi).表2源中CO氣體質(zhì)量與恒星離地球的距離的關(guān)系,如圖5所示,距離我們?cè)竭h(yuǎn)的恒星,CO氣體質(zhì)量越大.CO氣體質(zhì)量存在探測(cè)下限10-7M⊕,當(dāng)距離大于100 pc時(shí),CO質(zhì)量大于10-6M⊕才能被探測(cè)到,這與Kral等人2017年的文章描述一致[12].該分布主要受望遠(yuǎn)鏡分辨率的限制,屬于觀(guān)測(cè)效應(yīng).

圖5 探測(cè)到CO氣體的碎片盤(pán)中CO氣體質(zhì)量與恒星離地球距離的分布.圖中源的序號(hào)與表2第(1)列序號(hào)對(duì)應(yīng).Fig.5 Distribution of CO gas masses and distance from Earth around CO-detected debris disks.The serial number of the source in the figure corresponds to the number shown in column(1)of Tab.2.

表2 具有CO氣體質(zhì)量的源列表Table 2 List of sources with CO gas mass

由于氣體質(zhì)量的觀(guān)測(cè)限制,我們現(xiàn)在可以解釋2.3節(jié)圖2中冷熱氣體碎片盤(pán)中相對(duì)光度分布的差異.冷氣體一般都在紅外光度較亮的盤(pán)中被探測(cè)到,因?yàn)榧t外相對(duì)光度與氣體質(zhì)量具有一定相關(guān)性:根據(jù)Kral等人2017年的工作介紹[12],CO氣體質(zhì)量依賴(lài)于CO氣體的產(chǎn)生率和光解壽命,CO的產(chǎn)生率可以通過(guò)MCO=Mloss×γ來(lái)估算,其中γ是CO+CO2冰態(tài)固體的質(zhì)量分?jǐn)?shù)[36],Mloss是碰撞級(jí)聯(lián)的質(zhì)量損失,它與相對(duì)光度(LIR/L*)2有很強(qiáng)的相關(guān)性[3].由于望遠(yuǎn)鏡分辨率限制,CO氣體質(zhì)量存在探測(cè)下限,這就導(dǎo)致了只有紅外光度較亮的盤(pán)中才能探測(cè)到較大質(zhì)量的CO氣體.

對(duì)于熱氣體卻沒(méi)有這種限制,因而含有熱氣體的碎片盤(pán)其紅外光度分布很廣泛,從高光度到低光度都有:其中紅外光度更大的源才可能探測(cè)到冷氣體,即冷熱氣體共存的子樣本III多為紅外光度高的源;而對(duì)于只探測(cè)到熱氣體未探測(cè)到冷氣體的子樣本II則多為紅外光度較暗的盤(pán).

3.2 氣體的起源

碎片盤(pán)中氣體的起源與中心恒星及盤(pán)的演化過(guò)程相關(guān),Wyatt等人將原行星盤(pán)演化到碎片盤(pán)過(guò)程大致分為5個(gè)階段:過(guò)渡盤(pán)、外盤(pán)中毫米級(jí)塵埃耗盡、內(nèi)部區(qū)域熱塵埃的演化、氣體消失以及環(huán)狀小行星結(jié)構(gòu)的形成[37].氣體的消失大約在10 Myr,也是通常界定原行星盤(pán)與碎片盤(pán)的年齡分界線(xiàn),所以碎片盤(pán)一度被認(rèn)為是鮮有氣體存在的[3].但隨著觀(guān)測(cè)發(fā)現(xiàn)了碎片盤(pán)中也存在氣體,關(guān)于氣體的起源,目前主流觀(guān)點(diǎn)有兩種:一是原行星盤(pán)剩余的氣體;二是原行星盤(pán)演化后期二次起源的氣體.對(duì)于熱氣體而言,起源通常解釋為二次起源,即來(lái)自靠近恒星的地方由于外彗星碎裂釋放出的大量氣體[5,10,31].對(duì)于冷氣體而言,因受到氣體質(zhì)量、氣體與塵埃的位置以及恒星年齡的影響,其起源就有兩種可能:氣體質(zhì)量越低、氣體與塵埃位置越近或恒星年齡越大則氣體多解釋為二次起源;反之,氣體多解釋為原行星盤(pán)剩余的氣體[1,27].

正因?yàn)槔錃怏w的起源具有兩種可能,本節(jié)主要討論搜集到的冷氣體起源.在我們總樣本中共計(jì)有23個(gè)碎片盤(pán)中探測(cè)到了冷氣體.其中冷氣體CO是碎片盤(pán)中探測(cè)得最多的氣體,我們統(tǒng)計(jì)到了20個(gè)源中的CO氣體質(zhì)量,如表2所示.第5列是我們查到的氣體起源,其中10個(gè)盤(pán)的氣體被解釋為原始的,這些盤(pán)通常被定義為混合盤(pán)(Hybrid disk,命名來(lái)自K′osp′al等人2013年的文章[1],即它們的氣體是原行星盤(pán)剩余的氣體,塵埃是二次起源的),分別是HD9672[14]、HD21997[1]、HD32297[15]、HD1211 91[4]、HD121617[4]、HD131488[4]、HD131835[21]、HD138813[19]、HD141569[22]、HD156623[19];有7個(gè)盤(pán)中的氣體被解釋為二次起源(secondary disk),分別是HD39060[16]、HD95086[11]、HD109085[17]、HD129590[20]、HD181327[27]、HD216956[28]、TWA7[30];有3個(gè)盤(pán)中的氣體起源由于沒(méi)有找到相關(guān)論述,其氣體起源尚未明確(uncertain disk).除了表2中的20個(gè)源,冷氣體還有3個(gè)源分別為HD172555、HD181296以及HD158643,前兩者由于其碎片盤(pán)中的氣體不是CO氣體,后者由于沒(méi)有查到其CO氣體質(zhì)量,因此都未列入表2中.關(guān)于它們的氣體起源,Riviere-Marichalar等人指出HD172555[25]和HD181296[26]中的氣體屬于二次起源,而HD158643由于沒(méi)有找到相關(guān)論述,其氣體起源尚未明確.綜上可知,23個(gè)含有冷氣體的源中,有10個(gè)源的氣體被解釋為原始的,9個(gè)源的氣體被解釋為二次起源的,4個(gè)源中的氣體起源尚未確定.

對(duì)碎片盤(pán)中冷氣體起源的解釋,常認(rèn)為與氣體質(zhì)量有關(guān),通過(guò)碰撞二次起源的氣體質(zhì)量較少,質(zhì)量高的氣體就可能是原始遺留的.為此,我們分析了表2中碎片盤(pán)的氣體質(zhì)量分布,結(jié)果如圖6所示,我們發(fā)現(xiàn)不同起源的盤(pán)氣體質(zhì)量有明顯不同:處于混合盤(pán)的系統(tǒng)其氣體質(zhì)量較高,而氣體解釋為二次起源的系統(tǒng)其氣體質(zhì)量較低,分界線(xiàn)在10-4M⊕左右.

雖然氣體質(zhì)量高低常用來(lái)判斷冷氣體的起源,但長(zhǎng)期以來(lái)關(guān)于氣體的起源仍存在爭(zhēng)議,基于不同的模型往往有著不同的結(jié)論:Hughes等人利用簡(jiǎn)單模型[38]對(duì)HD9672(49Ceti)進(jìn)行擬合,發(fā)現(xiàn)內(nèi)盤(pán)氣體已經(jīng)被恒星輻照清空,但外盤(pán)40–200 au處仍存在一個(gè)氣體環(huán),認(rèn)為該恒星可能正處于過(guò)渡階段,氣體是原始遺留的[14];Mo′or等人利用開(kāi)普勒盤(pán)模型對(duì)HD21997進(jìn)行解釋,認(rèn)為無(wú)論是原始起源還是二次起源,都不能明確解釋其氣體的存在[39].Zuckerman等人利用碰撞彗星模型對(duì)HD9672和HD21997進(jìn)行了解釋,認(rèn)為HD9672和HD21997不太可能在超過(guò)數(shù)百萬(wàn)年的時(shí)間段內(nèi)一直處于穩(wěn)定狀態(tài),氣體傾向于二次起源的[40].Kral等人利用自洽模型對(duì)HD39060進(jìn)行解釋,認(rèn)為其氣體是二次起源[16].Marino等人利用馬爾可夫鏈蒙特卡羅方法研究了HD181327,從CO的密度和位置出發(fā)認(rèn)為其是二次起源[27].

以上都是基于個(gè)源的討論,之后Kral等人對(duì)多數(shù)源進(jìn)行探究,在其2017年的文章[12]中利用二次起源模型解釋了大部分盤(pán)中的氣體起源,但無(wú)法利用該模型合理解釋HD21997、HD131835和HD1388 13這3個(gè)高氣體質(zhì)量系統(tǒng),判斷這3系統(tǒng)中的氣體是原始的.然而在其2019年的文章[13]中利用半解析模型(描述起源于富含揮發(fā)性的星子帶中的CO、C和O的演化),發(fā)現(xiàn)當(dāng)粘性演化緩慢(即粘性參數(shù)α?10-3時(shí)[41])和/或CO產(chǎn)率較高時(shí),CO的屏蔽變得重要,通過(guò)對(duì)9個(gè)混合盤(pán)系統(tǒng)進(jìn)行研究(如圖6,除了HD141569),運(yùn)用二次起源模型解釋了這些含有大質(zhì)量氣體的盤(pán)不是混合盤(pán)而是二次起源盤(pán).即CO分子光解產(chǎn)生的C原子的遮蔽效應(yīng),在一定時(shí)間內(nèi)避免了CO被快速光解從而累計(jì)到了更高的質(zhì)量,基于這個(gè)遮蔽效應(yīng),Rebollido等人提出具有較大氣塵比的碎片盤(pán)其冷氣體也可以?xún)H用二次起源來(lái)解釋[9].為此我們還統(tǒng)計(jì)了可能來(lái)自原行星盤(pán)剩余氣體的混合盤(pán)與不確定起源盤(pán)的氣塵比分布,如圖7所示.我們發(fā)現(xiàn)在CO氣體含量較高的混合盤(pán)中其氣塵比也較大,大于10-4,猜測(cè)處于混合盤(pán)的10個(gè)系統(tǒng)其冷氣體可能也是二次起源.通過(guò)圖7我們還發(fā)現(xiàn)了3個(gè)具有質(zhì)量數(shù)據(jù)的不確定起源盤(pán)的氣塵比也比較大,猜測(cè)其氣體可能也是二次起源的.

圖7 混合盤(pán)與不確定起源盤(pán)的氣塵比分布.圖中源的序號(hào)與表2第(1)列序號(hào)對(duì)應(yīng).Fig.7 Distribution of gas to dust ratio of hybrid disks and uncertain disks.The serial number of the source in the figure corresponds to the number shown in column(1)of Tab.2.

綜上所述,關(guān)于碎片盤(pán)中氣體起源的解釋:對(duì)于熱氣體都傾向于二次起源來(lái)解釋;對(duì)于冷氣體具有一定爭(zhēng)議,一種觀(guān)點(diǎn)認(rèn)為氣體質(zhì)量高的盤(pán)中氣體傾向于原始的(混合盤(pán)),氣體質(zhì)量低的盤(pán)中氣體傾向二次起源的,如圖6所示,混合盤(pán)對(duì)應(yīng)的是相對(duì)年輕的源.而另一種觀(guān)點(diǎn)認(rèn)為大部分混合盤(pán)(10個(gè)中的9個(gè),除了HD141569)中的氣體也可以通過(guò)二次起源來(lái)解釋,這是基于多人利用模型得出的結(jié)論[13,16,27,40].總之,不論冷氣體還是熱氣體的起源大多都可以用二次起源來(lái)解釋.

圖6 探測(cè)到CO氣體的碎片盤(pán)中的CO氣體質(zhì)量分布.圖中源的序號(hào)與表2第(1)列序號(hào)對(duì)應(yīng).Fig.6 Distribution of CO gas masses around CO-detected debris disks.The serial number of the source in the figure corresponds to the number shown in column(1)of Tab.2.

4 結(jié)論

本文通過(guò)搜集已經(jīng)發(fā)表的探測(cè)到氣體的碎片盤(pán)文獻(xiàn),總計(jì)找到了37個(gè)碎片盤(pán)的樣本.通過(guò)對(duì)樣本盤(pán)及其宿主恒星參數(shù)的統(tǒng)計(jì)分析,對(duì)探測(cè)到氣體的碎片盤(pán)的性質(zhì)進(jìn)行了總結(jié):樣本的宿主恒星多為B型和A型恒星且年齡大部分小于50 Myr,相對(duì)光度分布相比于已知碎片盤(pán)更為集中,在10-5–10-2區(qū)間范圍.含冷氣體的碎片盤(pán)其宿主恒星光譜類(lèi)型分布從B型到M型,其中A型星最多;含熱氣體的碎片盤(pán)其宿主恒星光譜類(lèi)型傾向于B型和A型.含冷氣體的碎片盤(pán)其宿主恒星年齡更小且相對(duì)光度LIR/L*＞10-4,隨著年齡的增加其相對(duì)光度有下降的趨勢(shì);含熱氣體的碎片盤(pán)其宿主恒星年齡跨度更大且相對(duì)光度LIR/L*＞10-5.因此在未來(lái)探測(cè)氣體盤(pán)的目標(biāo)上應(yīng)傾向于選擇年輕的具有高相對(duì)光度的早型星樣本.

致謝本文利用了法國(guó)斯特拉斯堡多內(nèi)斯天文學(xué)中心的SIMBAD數(shù)據(jù)庫(kù).