INSIDE-OUT PLANET FORMATION
Sourav Chatterjee and Jonathan C. Tan
コンパクトで複数のトランジット天体のある惑星系がケプラーによって見つかった。現在の軌道位置で惑星形成がなされたと考えるには MMSN を 10 倍する必要があり非現実的→inside-out formation: cm-m サイズの石からなる重力不安定なリングが gas drag で内側に移動していくことによってできる。
岩は MRI の働く層と dead-zone の間の圧力が最大の場所に集められる。岩のリングは、重力不安定で 1M⊕の惑星を直接作るか、core accretion で徐々に惑星を作るまで成長する。
形成された惑星は type I migration を起こし得る、この際は active な領域に移動することにより再び ring が形成され、外側にまた惑星ができる。Migration が効かない場合は、accretion flow から孤立できるまで質量が増え続ける。
密度の多様性は、孤立した後の惑星に残ったガスがどれくらい降着するのかによるのかも知れない。これは新しい ring が何回形成されるかによる。
→この単純な解析モデルで、惑星質量や、軌道半径と惑星質量の比率、軌道の最小差分値が観測値と一致した。これは狭く整った系(典型的な PPD の状況)で重い惑星をどう作るかを説明する。

On the corotation torque for low-mass eccentric planets
Stephen M. Fendyke and Richard P. Nelson
低質量の惑星が固定された楕円軌道を PPD の中で動くときの様子を高解像度で 2D 計算した→惑星の受ける持続した非線形の共回転トルクが軌道離心率やディスクのパラメータ、惑星質量によってどう変化するのかを求める。
先行研究と同様に、e が増えると共回転トルクが減少した。ディスク内の流線を時間平均して解析すると、→e が増えると馬蹄形領域の幅が狭くなる →トルク減少のせいかも知れない
3 つの別個の方法で共回転トルクをシミュレーションから求め、empirical な fitting を行った。
→共回転トルクが exp(-e/ef)に比例する単純なモデルが大局的に計算結果をよく一致した。
(ef は惑星のある地点のディスクのスケールハイトに比例する量)5-10M⊕なら適用できることを確認
惑星-惑星間の作用で生じた軌道離心率の増加によって、ディスク-惑星間の共回転トルクに変化が生じ、disk-driven の migration が起きるかもしれない。より忠実なモデルのよってこの現象の説明がなされるはずである。

THREE-DIMENSIONAL RADIATION-HYDRODYNAMICS CALCULATIONS OF
THE ENVELOPES OF YOUNG PLANETS EMBEDDED IN PROTOPLANETARYDISKSGennaro D'Angelo and Peter Bodenheimer

太陽質量の中心星から 5 or 10AU 離れたところにある、5,10,15M⊕の若い惑星コアのエンベロープについて global 3D radiation-hydrodynamics 計算を行った。
→orbital-radius length scale でのディスクの熱力学と、core-radius length scale でのエンベロープの熱力学を nested-grid technique を適用して計算した。
ガス組成は太陽混合比率の水素分子及び水素原子、ヘリウム原子とそれらのイオン。状態方程式はガスと輻射を考慮し、さらに水素分子の振動と回転の準位と原子の電離の寄与を含めたガスのエネルギーも考慮した。ダストのオパシティーはミー理論から第一原理的に計算した。固体降着によるエンベロープのエネルギー析出量は惑星形成の 1D 計算を用いて3D 計算を補足している。
→1D 計算と 3D 計算の間で質量とガス降着量は 2 倍以内の差、エンベロープ温度も同様。
3D エンベロープの大きさの定義には passive tracers の軌道を用いた→Hill 半径や Bondi 半径よりも小さくなった。
エンベロープの慣性モーメントと角運動量、回転数は rigid-body approximation を用いて算出したので、slow bulk rotation になっている。極の flattening≲0.05。
Accretion flow の dynamics はエンベロープに向かって動く tracer の運動を追って評価した。
→この流れの異方性は元々のものと、エンベロープ表面とぶつかる場所で特徴付けられる。
ガスはエンベロープの中~高緯度地点で優先的に降着する。

A lithium depletion boundary age of 21 Myr for the Beta Pictoris movinggroup
A. S. Binks and R. D. Jeffries
8 つの低質量 the young Beta Pic moving group (BPMG)候補天体を可視分光観測し、その確認を行った。
→Li I 6708Å resonance feature の有無を確認し、他の BPMG グループ天体の文献値と合わせて the age-dependent lithium depletion boundary (LDB)を求めた。(同年代のグループ内で Li が燃えない光度)→LDB から求めた BPMG の年齢は 21 ± 4Myr で、低質量星の進化モデルに依らなかった。
これは従来の想定より年老いた結果となったが、より正確な結果と考えられる。従ってBPMG 天体に付随する substellar や惑星の質量が本当はもっと重いのかも知れない。

CO (3 − 2) HIGH-RESOLUTION SURVEY OF THE GALACTIC PLANE: R1
J. T. Dempsey, H. S. Thomas, and M. J. Currie
銀河面 12CO (J = 3 → 2)サーベイ the CO High-Resolution Survey (COHRS)の最初のリリース(R1)についての報告。
JCMT を用いた分解能~14”のサーベイで、最終的には|b| ≤0. ◦ 5 between 10◦< l < 65◦の範囲をカバーする。R1 は|b|≤0. ◦ 5 between 10. ◦ 25 < l < 17. ◦ 5 and 50. ◦ 25 < l < 55. ◦ 25及び|b|≤0. ◦ 25 between 17. ◦ 5 < l < 50. ◦ 25 の観測範囲が公開された。

データは速度幅~1km/s、分解能~16”にスムージングされ、平均 rms~1K を達成している。
この論文ではデータ取得とそのリダクション手法について、そしてデータのノイズ特性について述べられている。高空間分解能はバブルやフィラメント構造を調べるのに、そして速度情報は渦状腕や outflow の調査に役立つはず。サーベイデータは既存の、そして将来のサーベイを補完することを意図している。(BGPS, ATLASGAL,Hi-GAL,JPS)

Radiation Magnetohydrodynamics In Global Simulations Of Protoplanetary
Disks
M. Flock, S. Fromang, M. González, and B. Commerçon
輻射輸送と MRI による MHD 乱流を含む global な simulation で PPD の熱的、力学的な進化を追いたい。
→flux-limited diffusion approximation を用いた周波数依存の主星からの輻射を含む輻射
輸送の hybrid な計算手法を PLUTO コード内で実現した。より高いパフォーマンスの輻射輸送計算を目指した結果、MHD 計算ステップより 3 倍早い計算を実現した。
→初めて階層化した PPD の大局的な輻射 MHD 3D シミュレーションを行った。ディスクモデルは Ophiuchus の AS209 系の近似モデルを採用。
輻射静水圧平衡の初期条件から、MRI が直ぐに MHD 乱流を起こし、ディスクを加熱した。
乱流の特性は、近年の局所等温な global simulation の結果と似ている。(α~a few 10-3)
ディスク内の乱流散逸で midplane の温度が passive disk model に比べて 15%上昇し、垂直方向の温度プロファイルでは midplane にピークはなかった。
→midplane 付近で光学的に厚いディスク:古典的な viscous disk model で再現可能(2Dviscous disk: the stress tensor is constant in the bulk of the disk and vanishes in thedisk corona)
結果として現状の PC 環境で global な 3D 輻射 MHD 計算を初めて実現した。
→今後同様の計算で観測的制限の多い PPD ディスク内側の力学計算ができるはず。

Multiple spiral patterns in the transitional disk of HD100546
A. Boccaletti, E. Panti2, A.-M. Lagrange, J.-C. Augereau, H. Meheut, S. P.
Quanz
PPD に惑星形成に関係する様々な構造が見つかっている。特に数例見つかっている渦状の構造は、重力不安定による重い惑星の形成や、既にある惑星の摂動によるものだと期待されている。中でも HD100546 は特徴的なサンプル。
→高コントラスト、高空間分解能観測で惑星形成のプロセスを解明したい→Gemini/NICI で NIR(Ks)の観測を行った。
大局的な構造はデータ処理中に消えてしまったが、HST で見つかっていた渦をかつてない高空間分解能で撮像することに成功した。
HST で 1 つの渦だった南東の構造が 3 つに分解された。
→2 つの摂動モデルを用いて、各渦が独立だとした際に定性的に摂動に制限を与えることに成功した。
北東部分には HST では渦が見えなかった→放射強度比の下限値が求まった。可視光で見られるより大きな前方散乱の異方性が示唆される。
渦はだいたい 5-10AU の厚みだった。先行研究(Lp band)で見つかった惑星は見つからず、質量の上限が求まった(16 − 18MJ)。

Deuterated water in the solar-type protostars NGC 1333 IRAS 4A and IRAS
4B
A. Coutens et al.
水の重水素比を調べる→水の形成メカニズムや原始星フェーズから惑星形成フェーズへの変化に応じた進化メカニズムについて適切な手段
太陽型の原始星 NGC 1333 IRAS 4A and IRAS 4B の重水素比を調べ、他の原始星と比較。
Herchel/HIFI で原始星周辺からその outflow 領域までの観測を行い(Eup/k = 22–168 K)の幅広いレンジでラインを取得した。nonLTE 計算で HDO のアバンダンスを求めた。
→HDO fundamental line profile は非常に幅広い、outflow をトレースしている。他に幅の狭い輝線や吸収線を受けた。
原始星の内側(T≥100K)と外側(T<100K)での H2 に対するアバンダンスは 4A で 7.5*10-9,1.2*10-11、4B で 1*10-8,1.2*10-10 であった。これは他の low-mass 天体 IRAS 16293-2422
で見られる、465 と 894 GHz の吸収を説明するために外層領域での HDO アバンダンスの増加が必要な状況に非常によく似ている。この外層は 2 天体を取り囲み、更に outflow の一部まで覆っているかも知れない。2 天体内側領域の水の重水素比はより冷たい 4A の方が高く、これは HDO と H2O の形成プロセスに拠るものかもしれない。
低質量原始星の HDO の外側領域でのアバンダンスは 10-11~a few 10-10 と狭いレンジ内にあった。
→特に中心星の光度や温度や質量に依存していない。
→但し、内側領域と外側領域のアバンダンス比は Lsmm と相関があるように見える。

Deep near-infrared imaging of W3 Main: constraints on stellar cluster
formation
A. Bik et al.
W3 Main の様な埋もれたクラスター:複雑で力学的に進化している系、星形成プロセスの重要なフェーズを調べられる。
→W3 Main の星を統計的に扱い、進化段階毎の違いを調べ、そこから埋もれた重いクラスターの形成過程を調査する。
いくつかの W3 Main の sub region について深い JHKs 撮像を行い、disk を持つ星の割合や Ks 光度関数や質量関数を求めた。

→disk の割合は 7.7%、領域の中心部でやや高く外縁部でやや低い。質量関数は Kroupa andChabrier mass function と一致。IRSN 領域の質量関数は 0.14M までコンプリートなものが得られ、0.5M でブレークが見られた。
Disk の割合の場所による変化→クラスターの中心部の方が若い？
大質量星の年齢のばらつきと小質量星の evolutionary sequence は一致した。
質量関数の解析結果からは、質量分離は見られなかった。
全体的に disk fraction が低い→しかし領域全体がまだ星形成中で OB 星の ionized photon の及ぶ範囲は狭い→FUV の広範囲な feedback が有力？

DIFFUSE IONIZING RADIATION WITHIN HH JETS
A. Esquivel & A. C. Raga
流体力学シミュレーションで時間変動する ejection velocity と jet 形成を計算した。高励起
HH 天体である HH80/81 のようなモデルをパラメータ設定で用いた。Jet のショック領域の ionizing radiation の輸送を含めて計算した。一定の emissivity を越える全てのセルでray-tracing scheme で輻射輸送を計算した。
radiative precursor の時間発展を調べ、diffuse radiation の入っていないモデルと形状を比較した。
→計算の有無で Hαの形状に影響を与える。
→PV 図のゼロ速度部分に比較的強い成分：radiative precursor に相当、観測とも定性的に一致する。