Vega 类星的亚毫米观测与建模

我们present新的亚毫米观测和建模 Vega 过剩星，使用真实的尘埃粒子模型。对于已分辨的盘，我们发现不同对象需要非常不同的尘埃粒子属性才能同时拟合图像数据和 SED。Fomalhaut 和 Vega 需要致密尘埃粒子，而 HR4796 和 HD141569 只能使用多孔粒子来拟合。较老的星倾向于具有较少多孔的粒子，这可能表明碰撞已致密粒子。Eps Eri 似乎在小粒子丰度上不足，以至于无法匹配我们的最佳拟合模型。这可能是由于影响靠近辐射压飘移极限处粒子尺寸分布的因素，或者可能是由于盘外部影响（例如行星）所致。当模型应用于未分辨目标时，可以估计盘的大小。然而，已分辨盘中尘埃成分的差异大，这意味着我们不能可靠地假设未分辨盘中粒子的成分，因而对盘大小存在相应不确定性。此外，Eps Eri 的拟合差差，这表明即使盘大小已知，模型也无法始终解释 SED。这两个因素意味着可能无法在实际分辨盘之前确定盘的大小。