ภาพของจานเศษซากจากการสำรวจ REASONS ^{[ 15 ]}

Eta Corvi มีจานฝุ่นสองจาน จานด้านนอกที่เย็นตั้งอยู่ที่ระยะ 150 auมีความกว้าง 50 au และเอียงทำมุม 40° จากแนวตรง^{[ 15 ]}จานด้านในที่อุ่นตั้งอยู่ภายในระยะไม่กี่ au จากดาวฤกษ์^{[ 14 ]}อุณหภูมิของฝุ่นเย็นอยู่ที่ประมาณ 40 K ในขณะที่อุณหภูมิของฝุ่นอุ่นอยู่ที่ 300–400 K ^{[ 14 ] [ 16 ]}

ฝุ่นส่วนเกินที่ล้อมรอบ Eta Corvi ถูกระบุครั้งแรกโดย ดาวเทียม IRASผ่านการตรวจจับรังสีอินฟราเรดส่วนเกินจากดาวฤกษ์^{[ 17 ]} ข้อมูล การกระจายพลังงานสเปกตรัมชี้ให้เห็นถึงการมีอยู่ของกลุ่มฝุ่นที่มีอุณหภูมิแตกต่างกัน^{[ 18 ] [ 16 ]}ฝุ่นถูกถ่ายภาพโดยตรงเป็นครั้งแรกในปี 2548 เผยให้เห็นวงแหวนของฝุ่นเย็นที่มีรัศมีประมาณ 150 au และโพรงภายในที่ค่อนข้างว่างเปล่าภายใน 100 au ซึ่งอาจถูกกำจัดออกไปโดยระบบดาวเคราะห์^{[ 16 ]}ผลลัพธ์นี้ได้รับการสนับสนุนจากความพยายามในการสังเกตการณ์ซับมิลลิเมตร ในภายหลัง ^{[ 19 ] [ 14 ]}พบว่าส่วนประกอบของฝุ่นอุ่นน่าจะอยู่ภายในไม่กี่ au จากดาวฤกษ์^{[ 20 ] [ 14 ]}

ฝุ่นภายในจานด้านนอกไม่สามารถเป็นฝุ่นดั้งเดิมได้ เนื่องจากหากเกิดการชนกันระหว่างอนุภาคฝุ่น ฝุ่นเหล่านั้นจะแตกออกเป็นอนุภาคขนาดเล็กพอที่จะถูกกำจัดออกไปได้ด้วยแรงดันรังสี สิ่งนี้ชี้ให้เห็นว่าฝุ่นได้รับการเติมเต็มอย่างต่อเนื่องโดยกระบวนการชนกันแบบต่อเนื่อง ซึ่งการชนกันระหว่างดาวเคราะห์น้อยจะทำให้วัตถุขนาดใหญ่แตกออกเป็นวัตถุที่มีขนาดต่างๆ กัน รวมถึงฝุ่นด้วย มวลรวมของดาวเคราะห์น้อยเริ่มต้นที่อนุมานได้นั้นอยู่ที่ประมาณ 20 เท่าของมวลโลก^{[ 16 ]}

ส่วนประกอบของจานฝุ่นอุ่นรอบ Eta Corvi โดดเด่นตรงที่มีความสว่างมากกว่าความสว่างสูงสุดตามทฤษฎีของจาน ซึ่งได้มาจากการชนกันระหว่างดาวเคราะห์น้อยที่ก่อตัวขึ้นภายในจานเอง^{[ 21 ]}นอกจากนี้ องค์ประกอบของฝุ่นอุ่นยังดูคล้ายกับวัสดุของดาวหาง โดยมีซิลิเกตดั้งเดิมที่ไม่ได้ผ่านกระบวนการเปลี่ยนแปลงทางน้ำ รวมถึงสารประกอบที่มีคาร์บอนและน้ำ หลักฐานของฝุ่นซิลิกายังถูกตรวจพบ ซึ่งบ่งชี้ถึงการชนกันด้วยความเร็วสูงในระดับ 5–10 กม./วินาที^{[ 22 ]}ดังนั้นจึงอาจอธิบายได้ด้วยการไหลเข้าของดาวเคราะห์น้อยจากแหล่งกักเก็บในระบบชั้นนอกที่อพยพเข้าสู่ระบบชั้นในก่อนที่จะถูกทำลายโดยการชนกัน ทำให้เกิดฝุ่นที่สังเกตได้^{[ 21 ]}การปล่อยฝุ่นอุ่นดูเหมือนจะคงที่ตลอด 30 ปี ซึ่งบ่งชี้ว่าจานชั้นในได้รับการเติมเต็มอย่างมีประสิทธิภาพ^{[ 14 ]}การขนส่งดาวเคราะห์น้อยจากจานรอบนอกไปยังระบบชั้นในอาจเกี่ยวข้องกับการกำหนดค่าสถานะคงที่ของดาวเคราะห์ที่กระจายวัสดุเข้าด้านใน หรือเหตุการณ์ครั้งเดียวที่คล้ายกับการระดมยิงครั้งใหญ่ในช่วงปลาย (LHB) ที่เกี่ยวข้องกับความไม่เสถียรระหว่างดาวเคราะห์^{[ 22 ] [ 14 ]}การสังเกตการณ์จานรอบนอกสนับสนุนแบบจำลองสถานะคงที่ เนื่องจากความไม่เสถียรแบบ LHB จะส่งผลให้จานรอบนอกกว้างขึ้น^{[ 23 ]}

ดิสก์เศษซากของ Eta Corvi ได้รับการถ่ายภาพโดยกล้องโทรทรรศน์อวกาศ James Webb (JWST) เมื่อวันที่ 20 พฤษภาคม 2025 ^{[ 24 ]}ผลลัพธ์ได้รับการนำเสนอในการประชุมครั้งที่ 247 ของสมาคมดาราศาสตร์อเมริกัน โดยภาพที่ความละเอียด 25.5 ไมโครเมตรเผยให้เห็นดิสก์ที่กะทัดรัดกว่าดิสก์ชั้นนอกมาก ซึ่งอาจบ่งชี้ถึงประวัติการชนกันอย่างเงียบๆ ในดิสก์ชั้นนอกเอง^{[ 25 ]}ณ เดือนมีนาคม 2026 ผลลัพธ์เหล่านี้ยังไม่ได้รับการเผยแพร่

ปัจจุบันยังไม่พบดาวเคราะห์รอบ Eta Corvi การวัด ความเร็วเชิงรัศมีได้ตัดความเป็นไปได้ที่ดาวเคราะห์บริวารจะมีมวลถึง 6 เท่าของมวลดาวพฤหัสบดีโคจรรอบภายใน 2,000 วัน (~3 au) ^{[ 26 ] [ 27 ] [ 23 ]}

เอกสารหลายฉบับได้ทำนายการมีอยู่ของดาวเคราะห์โดยพิจารณาจากการกระจายตัวของจานฝุ่นในระบบ การเคลื่อนย้ายของดาวเคราะห์น้อยเข้าสู่ระบบชั้นในอาจต้องอาศัยดาวเคราะห์รบกวนหนึ่งดวงหรือมากกว่านั้น และอาจมีดาวเคราะห์ชั้นในที่ถูกดาวเคราะห์น้อยพุ่งชนจนเกิดเป็นฝุ่นอุ่นที่สังเกตได้ Lisse et al. (2012) ทำนายว่ามีดาวเคราะห์ยักษ์เคลื่อนที่โคจรอยู่ที่ระยะ 100–150 au และดาวเคราะห์หินที่มีมวลน้อยกว่าโลกโดยพิจารณาจากความเร็วในการชนและความเร็วหลุดพ้น^{[ 22 ]} Marino et al. (2016) เสนอว่าอาจมีดาวเคราะห์มวลน้อยฝังตัวอยู่ภายในจานชั้นนอก ดาวเคราะห์รบกวนเพียงดวงเดียวที่โคจรอยู่ใกล้ขอบด้านในของจาน หรือกลุ่มดาวเคราะห์ที่มีมวลระหว่าง 3–30 เท่าของมวลโลก และในกรณีที่ฝุ่นอุ่นเกิดจากการชนกับดาวเคราะห์ เอกสารดังกล่าวทำนายว่ามีดาวเคราะห์มวล 4–10 เท่าของมวลโลกโดยพิจารณาจากการผลิตเศษซากที่เพียงพอที่จะตรวจจับได้เป็นเวลานาน^{[ 23 ]} Pearce et al. (2022) ทำนายว่ามีดาวเคราะห์ดวงเดียวที่แกะสลักจานเศษซากด้วยมวล ≥0.34 เท่าของมวลดาวพฤหัสบดีที่ระยะ 104 au ^{[ 28 ]}