SFN	  291	  No.46-­‐50	  	2017/05/26	  担当 原田遼平	

• Planetesimal	  forma;on	  near	  the	  snowline:	  in	  or	  out?	  	  • Orbi;ng	  Clouds	  of	  Material	  at	  the	  Keplerian	  Co-­‐Rota;on	  Radius	  of	  Rapidly	  Rota;ng	  Low	  Mass	  WTTs	  in	  Upper	  Sco	  	  • Spiral	  Arms,	  Infall,	  and	  Misalignment	  of	  the	  Circumbinary	  Disk	  from	  the	  Circumstellar	  Disks	  in	  the	  Protostellar	  Binary	  System	  L1551	  NE	  	  • Secular	  evolu;on	  of	  eccentricity	  in	  protoplanetary	  discs	  with	  gap-­‐opening	  planets	  	  • Characterising	  face-­‐on	  accre;on	  onto	  and	  the	  subsequent	  contrac;on	  of	  protoplanetary	  discs	  Planetesimal	  forma.on	  near	  the	  snowline:	  in	  or	  out?	  	  hZp://arxiv.org/pdf/1702.02151	  	  Djoeke	  Schoonenberg	  and	  Chris	  W.	  Ormel	  •
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原始惑星系円盤の微惑星の形成はよく理解されていない。	  
Streming不安定性は、小石サイズの粒子から微惑星を形成する有望なメカニズム	  しかし、なめらかな円盤では固体対ガス比の局所的な向上は難しい。	  
水の拡散と凝縮によるスノーライン近くのStreming不安定性による微惑星形成を調べる	  我々は粘性ディスクモデルを採用	  円筒形、1Dグリッド上の蒸気と固体の輸送方程式を数値的に解く	
• 氷のプロファイルは両方のモデルで非常に似ていますが、	  • dirt表面密度に追加のピーク	  • 遊離ケイ酸塩が蒸気のように挙動するためである。	  
(b)	  (d)	両方のモデルとも、スノーラインのすぐ外側に明確なピークがある	
Fig.	  4	conclusion	
1. スノーライン付近の水の拡散と凝結は、氷面密度の増大をもたらす。固体対ガス比の上昇はストリーミングの不安定性を引き起こす可能性がある。	  
2. 氷面密度のピークは、スノーラインの外側（rpeak>	  rsnow）。 より大きいpebble	  ﬂuxでは、ピークがより広くなる。 乱気流強度に依存して、ピークの幅は~1au程度になる	  3. そのような広いピークには、数十地球質量が含まれていて、電波で明るい環として現れる。	  
4. icy	  pebbleの蒸発時に多くのミクロンサイズのシリケート粒子が放出されると、シリケートの拡散とsweep-­‐upのために、スノーラインの外側の「ロックされた」ケイ酸塩にピークができます。 このピークは氷のピークに加わり、したがってスノーラインの外側の固体 -­‐	  気体比を増加させる。	  
5. スノーラインの内部では、蒸発中に多くのミクロンサイズのケイ酸塩粒子が放出されると、固体-­‐ガス比が引き上げられる。なぜなら、それらがtraﬃc	  jim	  eﬀectを引き起こすからである。 しかしながら、ケイ酸塩粒子は、スノーラインを横切る前にバックグラ
ウンドガスと混合するので、rsnowの内部の固体 -­‐	  ガス比の向上は限られている。	  
6. 固体とガスの降着率の比は数10％の固体 –	  ガス比に達するために~0.1のオーダーである必要がある。 このメカニズムは、中間のturbulence	  parameter	  α値で最良に作用する。 したがって、ディスクの進化の初期段階では、微惑星が形成される可能性がある	

Orbi;ng	  Clouds	  of	  Material	  at	  the	  Keplerian	  Co-­‐Rota;on	  Radius	  of	  Rapidly	  Rota;ng	  Low	  Mass	  WTTs	  in	  Upper	  Sco	  John	  Stauﬀer1,	  Andrew	  Collier	  Cameron5,	  Moira	  Jardine5,	  Trevor	  J.	  David2,	  Luisa	  Rebull1,3,	  Ann	  Marie	  Cody4,	  Lynne	  A.	  Hillenbrand2,	  David	  Barrado6,	  ScoZ	  Wolk7,	  James	  Davenport8,	  Marc	  Pinsonneault	  hZps://arxiv.org/pdf/1702.01797	  	  • K2データを用いて、ρOphとUpper	  Scorpius星形成領域の23個の非常に小質量のメンバーを同定	  • これまでに得られた小質量前主系列星のための高品質な高度曲線を提供。	  
• 非常に若い年齢および非常に低質量で有意な程度にしか起こらない珍しい光線タイプを探すことを可能にした。	
• 多くの極大および極小を伴う複雑な段階的な光の曲線を示す	
• scallop-­‐shells	  -­‐	  段階的な光度曲線。。 期間は常に0.65日未満。 11個がこのカテゴリー。	  
• persistent	  ﬂux	  dip	  class	  -­‐	  離散的な三角形のﬂux	  dip。8つ。	  
• transient,	  narrow	  dip	  class	  –深さがいつも変わる。4つ	  Fig.	  1 光度曲線	

• すべて、活発な降着の証拠がなく、測光期間が一般的に1日未満の中〜後期のM矮星です。	  
• 8つは、急速な「状態遷移」を示す。多くの場合、強いフレアによって引き起こされる。	  
• 短期間のﬂux	  dipおよび高度に構造化された光度曲線は、光度変動の原動力としてのstar	  spotと両立しないように見える	  • Keplerian共回転半径に位置する構造化したトロイダル形状の暖かいガス雲は、これらの特性のもっともらしい説明であるようである	  • Upper	  Scorpiusで発見される異常な光度曲線は、初期の進化の短い時間間隔の間に少数の星にしか存在しないかもない	Spiral	  Arms,	  Infall,	  and	  Misalignment	  of	  the	  Circumbinary	  Disk	  from	  the	  Circumstellar	  Disks	  in	  the	  Protostellar	  Binary	  System	  L1551	  NE	  	  Shigehisa	  Takakuwa1,2,	  Kazuya	  Saigo3,	  Tomoaki	  Matsumoto4,	  Masao	  Saito5,	  Jeremy	  Lim6,	  Tomoyuki	  Hanawa7,	  Hsi-­‐Wei	  Yen2,8	  and	  Paul	  T.	  P.	  Ho	  	  hZp://arxiv.org/pdf/1702.05562	  	  • 原始連星L1551	  NE	  • 0.9	  mmダスト連続波、C18O（J	  =	  3-­‐2）、13CO（J	  =	  3-­‐2）、SO（JN	  =	  78-­‐67）、CS（J	  =	  7-­‐6）	  • 角度分解能で~0.18”(サイクル0の4倍)	  0.9	  mm	  dust	  con;nuum	Fig.	  1	••••source	  A	  CSDは、40×26	  AU、θ=	  144°±3°、i	  =	  50°、	Bは36×27	  AU、θ=	  147°±11°、i	  =	  41°である。	  
source	  A,BのCSDはCBD（θ=	  160°+	  12°、i	  =	  62°+	  9°）とは異なる、	  	  CBDは2つの腕のような特徴を示し、アームBはsource	  BのCSDに接続する。	

gray	  scale	  :	  0.9mm	  con;nuum	コントア:C18O(3-­‐2)	

blushited成分CSDの北西半分	  red成分はscource	  Aには見られるがBには見られない	  source	  AはCSDの長軸の向きに速度勾配	  
CBD内のソースAの周りの東（赤） -­‐	  西（青）の速度勾
配は、source	  Aに向かって落ちる動きを示す。アーム
AおよびBに見られる反対の速度勾配は、 アーム内のexpanding	  mo;onを示す。	
• source	  Aはケプラー回転をトレース	  • C18Oの速度勾配の方向は、ソースAの周りのCSDの長軸に沿っている。	  
• source	  Bは、推測されたケプラー回転曲線からそれる。	
• source	  Aから駆動されたNIRジェットノットの軸は、CSDの長軸に直角で過去〜1.6軌道周期（1軌道周期〜1700年）にわたって変化しないように見えるので、 CSDのずれは静的	  • CBDからの物質および角運動量は円滑にCSDの最外半径に接続されず、直接CSDの表面に落ちる	

P-­‐V図	••••Fig.	  7	Secular	  evolu;on	  of	  eccentricity	  in	  protoplanetary	  discs	  with	  gap-­‐opening	  planets	  	  Jean	  Teyssandier⋆	  and	  Gordon	  I.	  Ogilvie	  ••••

hZp://arxiv.org/pdf/1702.04543	  	  円盤の大きな隙間を開くのに十分な質量を惑星によって摂動される降着円板の偏心の進化を探る	  我々は、流体力学的シミュレーションによって偏心の成長をもたらす線形不安定性を特徴づける。 	  
惑星と星の質量比が3×10-­‐3を超えると椎間板の偏心成長が可能である	  この閾値より大きい質量比では、偏心モードの形状だけでなく、シミュレーションから得られる歳差速度および成長速度も、偏心円板の線形理論の予測とよく比較される。 	  Fig.	  6	• 惑星の質量が増加するにつれて、ギャップは次第に大きくなる	  • 共鳴半径付近の面密度がますます低下するにつれて、共鳴が徐々に弱くなる	

偏心成長率	• ディスクの偏心の増加は、Qp>	  3×10^-­‐3の場合にのみ発生する	  • Qp	  =	  3.5	  -­‐	  10×10^-­‐3の範囲では、質量による成長速度の増加はほぼ直線的	Fig.	  8	線形理論から得られた歳差運動率	

• ECRの飽和が偏心の成長を決定する際に重要な役割を果たさない	

惑星質量との重力相互作用の効果の増加により、歳差運動率は質量とともに増加する	
Fig.	  14	Characterising	  face-­‐on	  accre;on	  onto	  and	  the	  subsequent	  contrac;on	  of	  protoplanetary	  discs	  T.P.G.	  Wijnen1,2,	  O.R.	  Pols1,	  F.I.	  Pelupessy2,3,	  S.	  Portegies	  Zwart	  	  hZp://arxiv.org/pdf/1702.04383	  	  • 一般的に約5Myrの時間スケールで原始惑星円盤を失うが、どのメカニズムがディスク散逸の原因であるかは依然として議論されている。	
• ディスクの散逸させる可能性として、周囲媒体の動きを調べる	  • 周囲媒体の密度および速度の関数として、ディスク半径、質量および表面密度プロファイルの進化を記述する降着円盤理論から理論モデルを導く。	  
• 異なる速度と密度のflowに埋め込まれた原始惑星系円盤の流体力学シミュレーションを実行することによってモデルをテスト	  Results.	
• 私たちのモデルは、ディスク半径と降着率の進化の適切な記述を与える	  • シミュレーションの円盤総質量は理論的に予想される傾向に従う	  • モデルの予測とシミュレーションの間にはいくつかの量的な違いがあります。	

• 低密度と速度のシミュレーションでは、ディスクはISMフローに達する前に一定量の粘性を持ち、ディスクはフローと接触した後に最初に収縮し、次に平衡に広がります。	  
• 我々の解析モデルは、シミュレーションからのディスク半径の時間発展を非常によく表している	  Fig.	  3	点線は理論からの見積もり	

表面密度プロファイル	

我々の理論モデルはまた、シミュレーションにおける表面密度プロファイルの進化の主な特徴を正確に捕捉するが、量的な違いがある。	  
これらは、円盤内の粘性効果によって引きcontribu;on	  of	  the	  ISM	Fig.	  7	起こされ、シミュレーションの解像度に依存する	  Conclusions		
• 私たちのモデルは、原始惑星系円盤へのface-­‐onの降着を控えめに推定するために使用できる	
実線:シミュレーション	  点線：モデル