由卵石集中形成的星子对碎屑盘的自搅拌作用

当原行星盘失去气体时，会留下行星和一个或多个星子带。这些星子带会被动力学激发，或由行星（‘行星搅拌’）或由嵌入的大星子（‘自搅拌’）引起。星子间的碰撞变得具有破坏性并开始产生尘埃，形成可观测的碎屑盘。遵循Kenyon & Bromley (2008)，通常假设一旦首批约1000 km大小的嵌入‘冥王星体’形成，自搅拌就开始运作。然而，最先进的卵石集中模型稳健地预测，在原行星盘中会快速形成几公里至约200公里大小的星子，之后缓慢生长为冥王星大小天体。我们表明，这些星子使盘充分激发以发生碎裂的时间尺度短于冥王星体的形成时间尺度。使用基于Ida & Makino (1993)理论的解析模型，并辅以数值积分，我们发现激发时间尺度为 $T_{\rm excite} \approx 100 x_{\rm m}^{-1} M_*^{-3/2} a^3$ Myr，其中 $x_{\rm m}$ 是以最小质量太阳星云为单位的原行星盘前身总质量，$a$ 是以100 AU为单位的半径，$M_*$ 是以太阳质量为单位的恒星质量。这些结果应用于一组已被ALMA或SMA良好分辨的23个碎屑盘。我们发现其中大多数盘与自搅拌一致。然而，围绕年轻早型恒星的三个大质量盘确实需要行星作为搅拌体。它们是49 Cet、HD 95086和HR 8799，其中后两个已知拥有行星。