thumb|250px|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))Lagrange, Backman, Artymowicz; Protostars and Planets IV (2000); ed. Mannings, Boss, Russel, University of Arizona Press, 639.: 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. Vissa skivor kan utgöra ett skede i tillkomsten av planetsystem efter en inledande fas med protoplanetär skiva. Fragmentskivor är dock oftast spillror kollisioner mellan större kroppar och kan inte utgöra material för ny planetbildning.
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. 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. 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. 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.
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.
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.
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:
StjärnaSpektralklassAvstånd(ly)Orbit(AU)Epsilon EridaniK2V 10.5 35–75Tau CetiG8V 11.9 35–50VegaA0V 25 86–200AU MicroscopiiM1Ve 33 50–150HD 69830K0V 41 <1HD 139664F5IV-V 57 60–109Eta CorviF2V 59 100–150HD 53143K1V 60 ?Beta PictorisA5V 63 25–550Zeta LeporisA2Vann 70 2–8HD 92945 K1V 72 45–175HD 107146G2V 88 130FomalhautA3V 25 133HD 12039G3-5V 137 5HD 15115F2V 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
Kategori:Astronomiska objekt