SFN #279 (16-20)
藤井 通子

The inner structure of the TW Hya Disk as revealed in scattered light• TW Hya• D13で使ったモデルでフィット（80auのギャップより内側の10-70au）
ギャップの深さ↓ ギャップの位置↓↓ギャップの幅• Jang-Condell & Turner (2012, 2013)の円盤のself-shadowing入り輻射輸送コードで計算• 30auと80auにギャップがあると観測と合うが、モデルの輝度が観測より高い• 30auにあるギャップによるshadowingが30au以下の表面輝度を下げる• しかし、20auより内側はどのモデルも合わなかった• 4auにあるinner wallによるshadowing? (Rapson15) 今回のコードは内側4auまで扱えないので確かめられない

議論
30auあたりでN2H+(CO凝結のトレーサー)が検出されている→モデルだと30au付近でCO凝結温度
100auでN2H+リングを観測→N2凝結 円盤の化学的な変化と散乱光で見える構造が関係している？

MNRAS Letter

Two mechanisms for dust gap opening in protoplanetary discs
Giovanni Dipierro, Guillaume Laibe, Daniel J. Price, and Giuseppe Lodato• PHANTOMというSPHコードで円盤の３Dシミュレーションを行った• ガス、ダスト、惑星あり。人口粘性、惑星と主星はsink粒子。
• ガスとダスト間のdragは二流体アルゴリズム(Laibe & Price 2012)• 初期条件：主星1.3Msun, 円盤半径1-120au、円盤の質量0.0002Msun、ダストのサイズ1mm、ダスト/ガス0.01• 惑星がギャップを作る２つのメカニズムを提案
１．軽い惑星の場合• 惑星がガスの腕を励起• ダストにdrag torque（式1）が働き、ダストは内側へ運ばれる• Tidal torqueは惑星の軌道のから離れるようにダストに働く• 惑星の軌道より外側では、tidal torqueがdrag torqueに勝って、ギャップを作る• ガスはギャップができるほどではない２．重い惑星がガスとダストにギャップを作る• 惑星が重い(ここでは>0.5MJ)と、tidal torqueがviscous torqueより強いので、ガスにギャップができる• ダストのギャップと、ガスの面密度が減ったおかげで惑星と共回転の位置にダストのリングができる

惑星を3つ置くとHL Tauみたいなものもできる
13.2, 32.3, 68.8 auに、0.08, 0.1, 0.52MJの惑星

Astronomy reports

Variations of accretion rate and luminosity in gravitationally unstable
protostellar disks
Vardan Elbakyan, Eduard Vorobyov,, and Galina Glebova

In this study, we perform a self-consistent numerical hydrodynamics
simulation of a protostar and protostellar disk during the early stages ofevolution. The mass accretion rate at a distance of a few astronomical
units from the protostar is essentially variable, which is also reflected in
the character of protostellar luminosity. The amplitude of luminosity andaccretion rate variations in our model increases with the increasing timesampling period, which can be expected for gravitationally unstable
protostellar disks. A comparison of the model luminosity variations withthose found from observations of nearby star formation regions showsthat the model variations are much smaller than the observed ones ontimescales less than 10 years. This indicates the presence of additionalsources of variability on dynamically small distances from the protostar.
Astro-phへのリンクなし

The Herschel Orion Protostar Survey: Spectral Energy Distributions
and Fits Using a Grid of Protostellar Models

ApJS

E. Furlan, W.J. Fischer, B. Ali, A.M. Stutz, T. Stanke, J.J. Tobin, S.T. Megeath, M. Osorio, L. Hartmann, N.
Calvet, C.A. Poteet, J. Booker, P. Manoj, D.M. Watson, L. Allen• Herschel Orion Protostar Survey (HOPS): Orion分子雲にある330個のYSOとprotostarのSEDフィットとモデルフィットを行った• ２MASS(近赤)、Spitzer, Herschel(中間、遠赤外)、APEX(サブミリ)のデータで1.2-870μmをカバー• 中間赤外のスペクトルインデックスとbolometric温度から、サンプルをClass I 125個、flatspectrum102個、Class II pre-main-sequence 11個に分類• エンベロープの密度とinclination angleの中央値は、Class 0 -> Class I -> flat-spectrum
protostarの順に減少• 進化段階だけでなく、inclination angleもSEDの見た目を決めている

Fig 41 Medianの値を使ったSEDMulti-dimensional structure of accreting young stars
C. Geroux, I. Baraffe, M. Viallet, T. Goffrey, J. Pratt, D. Folini, M. V. Popov and R. Walder• 星への降着がある場合の星の混合の様子を2Dで計算した。

• コードMUSIC• モデル：若い太陽• パラメータ：降着するもののエントロピー（降着率、降着する面積は固定）• 結果：エントロピーが高い降着は降着したものが表面にたまって、星の内部に混ざっていかない（1Dで考えられていたものとは異なる結果）• 降着後の星の進化が変わってくるはず（これまでの結果は星の膨張を過大評価している）

A&A