Star Formation Newsletter#312 19-18
⼤橋聡史

• 52. Disc formation and fragmentation using radiative non-ideal
magnetohydrodynamics• 53. G5.89: An Explosive Outflow Powered by a Proto-Stellar Merger?
• 54. A transiting exocomet detected in broadband light by TESS
intheβPictoris system• 55. A Large Catalog of Accurate Distances to Local Molecular
Clouds: The Gaia DR2Edition• 1. First grids of low-mass stellar models and isochrones with selfconsistent treatment ofrotation : From 0.2 to 1.5M⊙at 7 metallicities
from PMS to TAMS
• 2. Planet-forming material in a protoplanetary disc: the interplay
between chemical evo-lution and pebble drift• 3. IRAS 23385+6053: An embedded massive cluster in the making• 4. Emerging trends in metallicity and lithium properties of debris discstars• 5. Evidence for a circumplanetary disc around protoplanet PDS70 b• 6. Separating extended disc features from the protoplanet in PDS 70
using VLT/SINFON

Disc formation and fragmentation using radiative non-ideal magnetohydrodynamics
Accepted by MNRASJames Wurster and Matthew R. Bate

http://adsabs.harvard.edu/pdf/2019MNRAS.486.2587W
http://arxiv.org/pdf/1904.07263

l 磁場なし、磁場あり(Ideal & Non ideal MHD)で円盤形成と進化を調べ、磁場と初期条件による円盤構造の違い

弱い磁場□円盤なし、○smooth 円盤△spiral、※分裂

速い回転

結構分裂する円盤が多い（半分くらい？）回転が速いとNon MHDの効果が重要ではなく、結局分裂する

Disc formation and fragmentation using radiative non-ideal magnetohydrodynamics
James Wurster and Matthew R. Bate
円盤誕⽣から分裂までの時間

分裂spiral

分裂する
場所

磁場が強いと分裂する時間がかかるが、分裂が起こる場所は相関がない
質量降着率と円盤質量も無相関

Toomre Qと分裂を⽐較したが、Qが1程度でも分裂しないものもある→ Toomre Q < 1-1.4は必要条件• まとめ• 初期条件で回転が速いか磁場が強いと円盤形成が遅い• 105モデル中、41 fragment, 21 spiral, 12 smooth, 31 nodisk• 回転が速いか磁場が弱いと分裂しやすい、Non MHD効果
は磁場が強いときにきく• 分裂の時間や距離は初期条件によらない• Toomre Qも使えない• アウトフローがNon MHDだと出なくなる• Counter rotating envelopeは遅い回転で強い磁場（B=Bzor Bxで）

Evidence for a circumplanetary disc around protoplanet PDS70 b
Valentin Christiaens, Faustine Cantalloube, Simon Casassus, Daniel J. Price, Olivier Absil, Christophe Pinte, Julien Girard, Matias
Montesinos
Accepted by ApJLPDS 70 bのemissionの起源を調べた
1. Planet alone
2. Planet alone (extinction変動)
3. Planet and CPD (accretion 変動）
CPDモデルが⼀番合う
Fluxの変動はaccretion rate?
→𝑀𝑏𝑀̇ 𝑏 ~ 10-6.4 - -6.8 MJ2 yr-1
Teff ~ 1500 -1600 K
Log (g) ~ 4.0
R ~ 1.6 RJ
M ~ 10MJ
Planet modelでは
age ~ 9 ‒ 11 My
Star age は⼀致する論⽂(Pecaut & Mamajek 2016)と不⼀致5.4 Myr (Muller+18)がある

http://arxiv.org/pdf/1905.06370

Planet-forming material in a protoplanetary disc: the interplay between chemical evolution and pebble drift
R.A. Booth and J.D. Ilee

Accepted by MNRAS
http://arxiv.org/pdf/1905.12639

𝛼 = 10*+ガス

Hot jupiterなどのC/O⽐から惑星形成に制限がつくかも
⼤きなダストの表⾯にvolateile分⼦を作り、carrierとして内側に運ぶ
円盤の化学組成からpebble accretionの現場を探る

𝛼 = 10*+𝛼 = 10*,ダスト分布に変化なし→ダスト成⻑より先にaccretionし、radial driftが寄与しない
𝛼 = 10*,
ダストが成⻑し、radial drift

ダストchemical reactionとtransportのせめぎ合い

Initial conditionで決定

Radial driftなし→ダストとガスがカップル

Radial driftあり→⼤きなダストが落ち込む
Snow lineの内側でダストに運ばれた分⼦がガス中へTrans port time scaleが短い分⼦(H2O, CO2)はダストから多くものが運ばれる

CH4 + C+→C2H2→C2H6
absorption & desorptionのみ

Radial drift
H2COがCOへ
CO2もRadial driftの寄与はmoderateNH3のchemical reactionが遅いので、Initial conditionで決まる

C2H2, CnHn
dust grain
CO2とCOがgas phase
H2O iceSnow lineによるC/Oのspikesが⾒える
𝛼 = 10*+でradial driftの効
果は薄れる

Caveats?
Viscous accretion?
→αが観測より⼤きい
Turbulence?
Dust trap?
→⼤きなダストがトラッ
プされてドリフトしない
Grain surface process?