曹鵬程 劉 瓊 廖能惠

(貴州大學(xué)物理學(xué)院 貴陽 550000)

1 引言

在早期演化過程中新生恒星被富含大量氣體的星周盤所包圍,盤的質(zhì)量通常為中心恒星質(zhì)量的百分之幾,且盤大部分質(zhì)量由氣體貢獻(xiàn),只有少部分質(zhì)量存在于小的、亞微米級塵埃顆粒中[1],通常稱為原行星盤.隨著恒星的演化,大多數(shù)原行星盤在10 Myr時消失[2],其中塵埃顆粒通過形成更大的星子、小行星或行星被清除,而氣體通過粘性吸積、光蒸發(fā)或行星形成被清除.隨后,在一些沒有消失殆盡的恒星盤中,星子通過不斷碰撞產(chǎn)生了新的塵埃[3],由這些第2代塵埃顆粒形成的碎片盤可能伴隨恒星幾乎整個生命周期[4].碎片盤通常被描述為貧氣盤,因為與原行星盤中的標(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].由于冰粒或星子的碰撞、蒸發(fā)和光解析等過程只能產(chǎn)生少量的二次氣體,而其中最容易探測到的分子氣體CO也會在星際輻射和恒星輻射下快速光解,所以在碎片盤中很少探測到氣體[6].

通過不同類型的望遠(yuǎn)鏡,在碎片盤中也逐漸發(fā)現(xiàn)了不同類型的氣體存在,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)行觀測.對于明亮的目標(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中被探測到.HSO(Herschel Space Observatory)能夠檢測OI和CII精細(xì)結(jié)構(gòu)線.位于不同天文臺的多臺望遠(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)等在碎片盤中也觀測到了金屬氣體.根據(jù)氣體溫度,也常將觀測到的氣體分為冷氣體與熱氣體兩種類型,冷氣體諸如CO、CI、CII、OI等,熱氣體諸如CaII、FeII、NaI等金屬氣體.

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

目前碎片盤中氣體的研究主要圍繞以下幾個方面:一是通過觀測尋找新的含有氣體的碎片盤[9–11];二是通過對已知含有冷氣體的碎片盤和已知含有熱氣體的碎片盤的研究,分析冷熱氣體之間的關(guān)系[5,9].Rebollido等人分別在2018年和2022年通過對15個含冷氣體碎片盤中的熱氣體探測和8個含熱氣體碎片盤中的冷氣體探測來研究冷熱氣體之間的關(guān)系,由于探測率小,分別為10/15和1/8,暫時沒有建立起熱氣體和冷氣體之間明顯的聯(lián)系[5,9];三是通過已知含有氣體的碎片盤信息,利用模型預(yù)測星子間碰撞產(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)量存在探測的下限10-7M⊕(地球質(zhì)量),當(dāng)距離大于100 pc時,CO質(zhì)量需要大于10-6M⊕才能被探測到[12].而關(guān)于氣體的起源,目前主要有兩種可能:一是原行星盤剩余的氣體;二是原行星盤演化后期二次起源的氣體.通常原行星盤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];而原行盤演化后期二次起源的氣體通常具有更低的質(zhì)量,因為星子間的碰撞只能產(chǎn)生少量的氣體[6].

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

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

2 樣本搜集與統(tǒng)計

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

2.1 樣本介紹

通過搜集目前已經(jīng)發(fā)表的探測到氣體的碎片盤文獻(xiàn),我們總計找到了37個源,列于表1中(方括號中的數(shù)字為參考文獻(xiàn)的序號):列(1)表示序號;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)表示碎片盤的相對光度,即碎片盤的紅外光度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.為了了解含不同類型氣體的碎片盤的特性,我們根據(jù)探測到氣體的類型將樣本分成了3個子樣本:子樣本I為只存在冷氣體的12個系統(tǒng);子樣本II為只存在熱氣體的14個系統(tǒng);子樣本III為同時存在冷氣體和熱氣體的11個系統(tǒng).后面章節(jié)將研究3個子樣本的參數(shù)分布.

表1 續(xù)Table 1 Continued

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

2.2 樣本恒星光譜型分布

首先我們對樣本及子樣本的恒星光譜型進(jìn)行了統(tǒng)計.如圖1(a)所示,總樣本的恒星光譜類型分布范圍較廣,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個子樣本的光譜類型分布如圖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,含冷氣體的碎片盤其宿主恒星光譜類型分布范圍較廣,從B型到M型.從圖1(c)可知,目前探測到的只含熱氣體的碎片盤其宿主恒星只有B型和A型,從圖1(d)可知,同時探測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.由此可見含熱氣體的碎片盤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相對光度

接下來,我們統(tǒng)計了恒星的年齡與碎片盤相對光度,對3個子樣本進(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),且碎片盤都具有較高的相對光度LIR/L*＞10-4,隨著年齡的增加,其相對光度呈下降的趨勢.由圖2中的三角形所示,只含有熱氣體的碎片盤的恒星年齡分布范圍較廣,有6顆超過了50 Myr,有兩顆年齡尚不可知,且碎片盤的相對光度LIR/L*＞10-5.而從圖2中的五角星則可以看到,同時存在冷熱氣體的碎片盤的恒星年齡都小于50 Myr,碎片盤都具有高相對光度(10-3左右),隨著年齡的增加,其相對光度也呈下降的趨勢.由此可見,含有冷氣體的碎片盤相對光度更高,宿主恒星年齡更小,隨著年齡的增加相對光度有下降的趨勢.

圖2 子樣本恒星年齡與相對光度的分布.圖中源的序號與表1第(1)列序號對應(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 探測到氣體的碎片盤樣本與已知碎片盤樣本的比較

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

關(guān)于光譜型,在已知碎片盤樣本中,我們總計搜集到了其中356個源的光譜型,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虛線所示,而本文探測到氣體的碎片盤樣本如實線所示:兩樣本都是A型恒星居多;已知碎片盤樣本的宿主恒星中B型恒星的數(shù)量小于F型恒星的數(shù)量,而探測到氣體的碎片盤其宿主恒星中B型恒星數(shù)量多于F型恒星的數(shù)量;K型恒星的碎片盤中暫時還沒探測到氣體.

圖3 已知碎片盤樣本與探測到氣體的碎片盤樣本的光譜型分布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光度,我們總計搜集到了363個源的數(shù)據(jù),其分布如圖4黑點所示,而探測到氣體的碎片盤樣本源如圖空心五邊形所示:大于500 pc的碎片盤中暫時沒有探測到氣體的存在,探測到氣體的碎片盤的相對光度分布相對已知碎片盤更窄,在10-5–10-2區(qū)間范圍.

圖4 已知碎片盤樣本和探測到氣體的碎片盤樣本的相對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

為了驗證探測到氣體的碎片盤與已知碎片盤樣本是否來源于同一分布,我們對兩個樣本的參數(shù)分布進(jìn)行了對比.通過對兩個樣本恒星光譜型做K-S(Kolmogorov-Smirnov)檢驗以及對距離和相對光度做二維K-S檢驗,得到樣本的顯著性P值都小于10-3,說明兩樣本不屬于同一種分布.在碎片盤樣本中,高相對光度、距離地球更近的早型星周圍的碎片盤中的氣體更容易被探測到.

3 討論

上一章統(tǒng)計得到了探測到氣體的碎片盤及宿主恒星的總體性質(zhì),本章主要從探測到的氣體著手,對氣體的成分及質(zhì)量和氣體的起源兩個方面進(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:冷氣體和熱氣體.如表1第(3)列所示:含有冷氣體的碎片盤中,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)的氣體是碎片盤中探測得最多的分子氣體CO.如表1所示,在37個探測到氣體的碎片盤中,21個探測到了分子氣體CO.我們找到了其中20個源的CO氣體質(zhì)量和塵埃質(zhì)量,列于表2:列(1)表示序號(與表1序號相對應(yīng));列(2)表示恒星的名字;列(3)表示碎片盤中CO氣體的相對質(zhì)量MCO/M⊕;列(4)表示碎片盤中塵埃的質(zhì)量Mdust/M⊕;列(5)表示碎片盤中氣體的可能來源.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,距離我們越遠(yuǎn)的恒星,CO氣體質(zhì)量越大.CO氣體質(zhì)量存在探測下限10-7M⊕,當(dāng)距離大于100 pc時,CO質(zhì)量大于10-6M⊕才能被探測到,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,屬于觀測效應(yīng).

圖5 探測到CO氣體的碎片盤中CO氣體質(zhì)量與恒星離地球距離的分布.圖中源的序號與表2第(1)列序號對應(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)量的觀測限制,我們現(xiàn)在可以解釋2.3節(jié)圖2中冷熱氣體碎片盤中相對光度分布的差異.冷氣體一般都在紅外光度較亮的盤中被探測到,因為紅外相對光度與氣體質(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)量依賴于CO氣體的產(chǎn)生率和光解壽命,CO的產(chǎn)生率可以通過MCO=Mloss×γ來估算,其中γ是CO+CO2冰態(tài)固體的質(zhì)量分?jǐn)?shù)[36],Mloss是碰撞級聯(lián)的質(zhì)量損失,它與相對光度(LIR/L*)2有很強的相關(guān)性[3].由于望遠(yuǎn)鏡分辨率限制,CO氣體質(zhì)量存在探測下限,這就導(dǎo)致了只有紅外光度較亮的盤中才能探測到較大質(zhì)量的CO氣體.

對于熱氣體卻沒有這種限制,因而含有熱氣體的碎片盤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;而對于只探測到熱氣體未探測到冷氣體的子樣本II則多為紅外光度較暗的盤.

3.2 氣體的起源

碎片盤中氣體的起源與中心恒星及盤的演化過程相關(guān),Wyatt等人將原行星盤演化到碎片盤過程大致分為5個階段:過渡盤、外盤中毫米級塵埃耗盡、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與碎片盤的年齡分界線,所以碎片盤一度被認(rèn)為是鮮有氣體存在的[3].但隨著觀測發(fā)現(xiàn)了碎片盤中也存在氣體,關(guān)于氣體的起源,目前主流觀點有兩種:一是原行星盤剩余的氣體;二是原行星盤演化后期二次起源的氣體.對于熱氣體而言,起源通常解釋為二次起源,即來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剩余的氣體[1,27].

正因為冷氣體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有23個碎片盤中探測到了冷氣體.其中冷氣體CO是碎片盤中探測得最多的氣體,我們統(tǒng)計到了20個源中的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個盤的氣體被解釋為原始的,這些盤通常被定義為混合盤(Hybrid disk,命名來自K′osp′al等人2013年的文章[1],即它們的氣體是原行星盤剩余的氣體,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個盤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個盤中的氣體起源由于沒有找到相關(guān)論述,其氣體起源尚未明確(uncertain disk).除了表2中的20個源,冷氣體還有3個源分別為HD172555、HD181296以及HD158643,前兩者由于其碎片盤中的氣體不是CO氣體,后者由于沒有查到其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由于沒有找到相關(guān)論述,其氣體起源尚未明確.綜上可知,23個含有冷氣體的源中,有10個源的氣體被解釋為原始的,9個源的氣體被解釋為二次起源的,4個源中的氣體起源尚未確定.

對碎片盤中冷氣體起源的解釋,常認(rèn)為與氣體質(zhì)量有關(guān),通過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)不同起源的盤氣體質(zhì)量有明顯不同:處于混合盤的系統(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,分界線在10-4M⊕左右.

雖然氣體質(zhì)量高低常用來判斷冷氣體的起源,但長期以來關(guān)于氣體的起源仍存在爭議,基于不同的模型往往有著不同的結(jié)論:Hughes等人利用簡單模型[38]對HD9672(49Ceti)進(jìn)行擬合,發(fā)現(xiàn)內(nèi)盤氣體已經(jīng)被恒星輻照清空,但外盤40–200 au處仍存在一個氣體環(huán),認(rèn)為該恒星可能正處于過渡階段,氣體是原始遺留的[14];Mo′or等人利用開普勒盤模型對HD21997進(jìn)行解釋,認(rèn)為無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HD9672和HD21997進(jìn)行了解釋,認(rèn)為HD9672和HD21997不太可能在超過數(shù)百萬年的時間段內(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].

以上都是基于個源的討論,之后Kral等人對多數(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中的氣體起源,但無法利用該模型合理解釋HD21997、HD131835和HD1388 13這3個高氣體質(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[41])和/或CO產(chǎn)率較高時,CO的屏蔽變得重要,通過對9個混合盤系統(tǒng)進(jìn)行研究(如圖6,除了HD141569),運用二次起源模型解釋了這些含有大質(zhì)量氣體的盤不是混合盤而是二次起源盤.即CO分子光解產(chǎn)生的C原子的遮蔽效應(yīng),在一定時間內(nèi)避免了CO被快速光解從而累計到了更高的質(zhì)量,基于這個遮蔽效應(yīng),Rebollido等人提出具有較大氣塵比的碎片盤其冷氣體也可以僅用二次起源來解釋[9].為此我們還統(tǒng)計了可能來自原行星盤剩余氣體的混合盤與不確定起源盤的氣塵比分布,如圖7所示.我們發(fā)現(xiàn)在CO氣體含量較高的混合盤中其氣塵比也較大,大于10-4,猜測處于混合盤的10個系統(tǒng)其冷氣體可能也是二次起源.通過圖7我們還發(fā)現(xiàn)了3個具有質(zhì)量數(shù)據(jù)的不確定起源盤的氣塵比也比較大,猜測其氣體可能也是二次起源的.

圖7 混合盤與不確定起源盤的氣塵比分布.圖中源的序號與表2第(1)列序號對應(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)于碎片盤中氣體起源的解釋:對于熱氣體都傾向于二次起源來解釋;對于冷氣體具有一定爭議,一種觀點認(rèn)為氣體質(zhì)量高的盤中氣體傾向于原始的(混合盤),氣體質(zhì)量低的盤中氣體傾向二次起源的,如圖6所示,混合盤對應(yīng)的是相對年輕的源.而另一種觀點認(rèn)為大部分混合盤(10個中的9個,除了HD141569)中的氣體也可以通過二次起源來解釋,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解釋.

圖6 探測到CO氣體的碎片盤中的CO氣體質(zhì)量分布.圖中源的序號與表2第(1)列序號對應(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

本文通過搜集已經(jīng)發(fā)表的探測到氣體的碎片盤文獻(xiàn),總計找到了37個碎片盤的樣本.通過對樣本盤及其宿主恒星參數(shù)的統(tǒng)計分析,對探測到氣體的碎片盤的性質(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,相對光度分布相比于已知碎片盤更為集中,在10-5–10-2區(qū)間范圍.含冷氣體的碎片盤其宿主恒星光譜類型分布從B型到M型,其中A型星最多;含熱氣體的碎片盤其宿主恒星光譜類型傾向于B型和A型.含冷氣體的碎片盤其宿主恒星年齡更小且相對光度LIR/L*＞10-4,隨著年齡的增加其相對光度有下降的趨勢;含熱氣體的碎片盤其宿主恒星年齡跨度更大且相對光度LIR/L*＞10-5.因此在未來探測氣體盤的目標(biāo)上應(yīng)傾向于選擇年輕的具有高相對光度的早型星樣本.

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