Star Formation Newsletter#313, 9-16
武藤恭之

No. 10

arXiv: 1812.00961••••

原始惑星系円盤のそばを星が通り過ぎた時、円盤はどのような形になるか
公開 SPH コード PHANTOM を用いた、ガス・ダストの二流体計算• （おそらく）ダストの反作用ありの計算
半径 150AU の円盤に対して、放物軌道で別の星が入射する• 円盤の回転面と、入射する星の軌道面の角度 （0-180度）• 入射する星の近日点の位置 （100-300 AU）• ダストの大きさ （ガス摩擦の強さ、1um - 1cm）
• 円盤中心星と、入射する星の質量比は、基本的に 1:1
主な結果• 円盤に対して prograde に入射する場合、より円盤が乱される• 円盤に励起されるスパイラル構造は、encounter の最中はピッチ角 20-30度あるが、時間が経つと 10-20度程度になる。近日点の位置や、質量比が 1:1 に近いほど、スパイラルは強い• ダスト円盤は、ガス円盤よりもコンパクトであり、flyby の最中、影響はより受けにくい。また、ガスが飛ばされることで、ダスト・ガス比が上昇する。
• 異なるサイズのダストの分布は異なり、1mm (ストークス数で 1程度)のダストが、ガスのスパイラルに最も効果的にトラップされる。
• 入射する星が inclined orbit にあると、円盤が warp する。最大、40度程度まで warp する。
• Encounter の最中、円盤中心星への質量降着率は大きく増加する

ガス分布の進化。左： face-on view, 右： edge-on view
上から下に、入射星の軌道面の角度が変化。
上が prograde の場合、真ん中が 90度、下が retrograde の入射それぞれのパネルは、左が t=5450yr, 真ん中が t=5950yr, 右が t=8100yr

ダスト分布の進化。左： face-on view, 右： edge-on view
上から下に、入射星の軌道面の角度が変化。
上が prograde の場合、真ん中が 90度、下が retrograde の入射それぞれのパネルは、左が t=5450yr, 真ん中が t=5950yr, 右が t=8100yr

だいたい
St=1ダストの大きさを変えた時の、ダスト分布の進化。入射星の軌道面 45度の場合。
上が大きさ 1um の場合、下に行くにつれて、ダストが大きくなる
最も下の行は、ガスなしの計算。

No. 13

arXiv: 1812.11530• Hipparcos と Gaia のデータ＋視線速度・他のアストロメトリの情報などを用い、beta Pic の運動の情報から、beta Pic B の質量・軌道を求める• 使用するデータ• Hipparcos と Gaia の位置・固有運動データ• VLT, Gemini 等での beta Pic B のアストロメトリ―データ• HARPS の RV データ• 惑星進化のモデルに依存しない質量の測定• Beta Pic B の質量は、13 +/- 3 MJ と求められた• 誤差は過去の研究より大きいが、モデルに依存しない質量推定は初めて• Beta Pic moving group の年齢 (22 +/- 6 Myr) を考えると、cold start model では、惑星質量が重すぎる• Hot start か warm start を支持• Beta Pic B の離心率は、0.24 +/- 0.06 と求められた• 離心率がそこそこに大きいので、円盤からの非軸対称放射などを説明できる可能性があるFrom wikipedia

Beta Pic B の位置

視線速度の測定上： 主星の視線速度
下： beta Pic B の視線速度と主星の視線速度の差

Beta Pic の固有運動

No. 14

arXiv: 1812.10982• FUors のモデル計算• 原始星への accretion と原始星の進化を同時に解き、原始星が accretion burstを起こしたときに H-R 図上でどのように振る舞うかを議論• 二次元流体計算で accretion rate を求め、星の進化コードの input にする• 降着エネルギーのどの程度が星に取り込まれるかがパラメータになる• Cold accretion: 降着エネルギーのほとんどが輻射で逃げる• Hybrid accretion: 降着率が大きいときには、降着エネルギーの10% 程度が星に取り込まれる• H-R 図上では、降着率が大きい時には明るくなる• Cold accretion では、H-R図上で上に行く• Hybrid accretion では、H-R図上で左上に行く• バーストしている原始星と、静かな中質量星は、H-R 図上でほぼ同じ場所• H-R 図で場所が変わっている期間は、数100～数1000年程度• H-R図上の同じ領域を、静かな中質量星が滞在している時間よりも長いので、中質量星と見間違える可能性がある

Hybrid accretion による、H-R 図上の進化。色が星の年齢 (log [Myr])cold accretion による、H-R 図上の進化。
色が星の年齢 (log [Myr])

左上の赤い点線： 静かな中質量星の進化トラック

No. 9arXiv: 1812.07590- The early instability scenario と呼ばれる（地球型）惑星形成シナリオに、微惑星同士の衝突破壊の効果を入れ、どのような惑星系ができるかを、N体計算を用いて議論- 初期に離心率と傾斜角を持った木星・土星が微惑星円盤をかき乱し、惑星を作る- 衝突破壊の効果を入れると、より現実の太陽系に近い惑星系ができる

No. 11

arXiv: 1812.06993-VLT/SPHERE による、（有名な）原始惑星系円盤の Ha の直接撮像- 質量降着中の惑星探し
すでに知られている、HD142527B （M型星）は検出、Mdot ~ 10-10 Msun/yr
HD135344B は、候補天体らしい点源が見つかったTW Hya, HD100546, HD169142, MWC758 は non-detection

No. 12arXiv: 1812.10763-

原始惑星系円盤の重力不安定の計算
1Msun + 0.02 Msun の binary の周囲に、0.14Msun の円盤を置く
0.02 Msun の伴星が居ない計算と比較
初期の重力不安定の onset は、binary の方が激しいが、時間が経つと、単独星の場合と似たような結果に落ち着くNo. 15
arXiv: 1809.04607-

乱流状態の clump から、星団形成の N体シミュレーション星がゆっくりと出来ていく効果を入れたらどうなるかを調べた
自由落下時間当たりの星形成率をパラメータで入れる- 星団から eject された星の割合は、星団形成にかかる時間が長いほど多い- 動径方向の age gradient は、自由落下時間当たりの星形成率に強く依存No. 16

arXiv: 1812.04062-AS209 周囲のガス分布を、 CO, 13CO, C18O, DCO+ を用い、ALMA で観測ダストのギャップと同じ場所に、C18O のギャップがあった
DCO+ は、ギャップの場所で enhance している
0.2 MJ くらいより重い惑星でギャップを作った？