Star Formation Newsletter#352 7–12
崔仁士（ASIAA）

7. First look at the multiphase interstellar medium with synthetic observations of low- frequency Faraday tomography
A. Bracco, E. Ntormousi, V. Jelić, M. Padovani, B. Šiljeg, A. Erceg, L. Turić, L. Ceraj, I. Šnidarić
8. A Self-Consistent Model for Dust-Gas Coupling in Protoplanetary Disks
Konstantin Batygin, Alessandro Morbidelli
9. Possible Implications of Relatively High Levels of Initial 60Fe in Iron Meteorites for the Non-Carbonaceous –Carbonaceous Meteorite Dichotomy and Solar Nebula Formation
Alan P. Boss
10.The Gaia-ESO Survey: Constraining evolutionary models and ages for young low mass stars with measurements oflithium depletion and rotation
A. S. Binks, R. D. Jeffries, G. G. Sacco, R. J. Jackson, L. Cao, A. Bayo, M. Bergemann, R. Bonito, G. Gilmore, A. Gonneau,
F. Jiminéz-Esteban, L. Morbidelli, S. Randich, V. Roccatagliata, R. Smiljanic, S. Zaggia
11.Two Rings and a Marginally Resolved, 5 AU, Disk Around LkCa 15 Identified Via Near Infrared Sparse ApertureMasking Interferometry
Dori Blakely, Logan Francis, Doug Johnstone, Anthony Soulain, Peter Tuthill, Anthony Cheetham, Joel Sanchez-Bermudez,
Anand Sivaramakrishnan, Ruobing Dong, Nienke van der Marel, Rachel Cooper, Arthur Vigan, Faustine Cantalloube
12.Water UV-shielding in the terrestrial planet-forming zone: Implications from water emission
Arthur D. Bosman, Edwin A. Bergin, Jenny Calahan, Sara E. Duval2

8. A Self-Consistent Model for Dust-Gas Coupling in Protoplanetary Disks
Konstantin Batygin, Alessandro Morbidelli

背景と概要• 惑星形成を含む原始惑星系円盤内での様々なプロセスはダストとガスの相互作用に非常に影響される• ダストとガスのカップリング具合はストークス数（St）で記述されるà Stと円盤の性質をリンクさせるモデルが必要• 本論文ではStをセルフコンシステントに扱ったモデルを作って円盤/ダストの性質を調べた
円盤モデル• 粘性円盤 (Lynden-Bell & Pringle74, Shakura&Sunyaev73)• ストークス数• 衝突破壊で決まる最大ダストサイズ• iceの有無に依存• 二次元温度分布（粘性加熱と放射冷却）(Blum & Münch93; Stewart & Leinhardt09)• その他パラメータ
fdust=100, κdust=30 m2/kg, Tice=170 K, αは定数

3円盤モデル: α vs Macc

vs Tvs St

E.g., α~10–3, Macc~10–8 Msun/yr（Mdisk~MMSNのそれに相当）• St~2x10–4 at 1 au, St~10–1 at 5 au
• Snow lineの内側ではダストはガスと非常によくカップル，外側ではややカップル

4結果（α=10–3, Macc~10–8 Msun/yr）:
Dust settling & radial drift（※添字●はダストのパラメータ）• ダスト沈澱
(Dubrulle+95)• 半径小でダストとガスはよくカップルà
ダスト円盤はガス円盤と同じくらい厚い• 半径大でSt>>α，ダストはよく沈澱• Radial drift(Nakagawa+86)—ηはガス抵抗の強さを決めるsub-Keplerian factor• Snowlineの内側と外側でダストのドリフト機構が異なる••

内側ではdrift速度はケプラー回転と比べて遅く，ガスのinflowに従って落下外側ではガスの抵抗により落下

5• ダストサイズ
結果（α=10–3, Macc~10–8 Msun/yr）:
Dust size & mass accretion to (proto)planets

Adopt ρ●=1 g/cc for icy, 3g/cc for rocky grains• 半径小でダストはmmサイズ• 半径大でa few to 10 cmまで成長• 原始惑星への質量降着• (Bondi) 2D vs 3D accretionß• Bondi accretion vs Hill accretion• Pebble accretion limit• 半径によって質量降着機構が変わる••

半径小で3D Bondi accretion (非効率らしい)
半径大で2D accretion

611.Two Rings and a Marginally Resolved, 5 AU, Disk Around LkCa 15 Identified Via Near Infrared
Sparse Aperture Masking Interferometry
Dori Blakely, Logan Francis, Doug Johnstone, Anthony Soulain, Peter Tuthill, Anthony Cheetham, Joel
Sanchez-Bermudez, Anand Sivaramakrishnan, Ruobing Dong, Nienke van der Marel, Rachel Cooper,
Arthur Vigan, Faustine Cantalloube
背景と概要• 遷移円盤のサブストラクチャーà惑星形成の可能性• 高空間分解能の円盤観測でさらに内円盤を特徴づけたい/形成中の惑星を見つけたい• Sparse Aperture Masking Interferometry (SAM) 観測• 光学望遠鏡に穴あきマスクをかけ疑似的に干渉計を作る方法• 大きな望遠鏡ほど口径スケールで波面の揺らぎを補正するのは難しい• 大気揺らぎの補正が穴のスケールでいいこと，理論上口径で決まる回折限界より高い空間分解能が達成できることが利点（らしい）• LkCa 15はCavityと3つのリングで構成される円盤を持つT Tauri型星• M*~1.32 Msun, L*~1.3 Lsun, d~160 pc• 過去に円盤内に点源 LkCa 15 b,c,dが報告されている（with SAM）が，さらに最新の論文はこれらの放射は内リング由来であることを示唆• VLT/SPHERE-IRDISでLkCa 15のSAM観測を行った
https://www.eso.org/sci/publications/messenger/arc
hive/no.146-dec11/messenger-no146-18-23.pdf

7

観測• VLT/SPHERE-IRDIS• 7 hole SMA mode (21 baseline)àsquared visibilityとclosure phase• 最大最小基線長がカバーする空間スケール: ∼70-260 mas~10-40 au• 2.1 and 2.3 µmで観測，ビジビリティのデータ点を増やすために合わせて解析
解析• squared visibilityとclosure phaseにベイジアンモデルフィット• Polar Gaussian ringモデル:• 中心星を模した点源もビジビリティ上で足す• Likelihood:• 単一リング (1PG)，2重リング (2PG)，2重リング+内円盤（ガウシアン）(2PG+IG)の3つのモデルを主に検証• +αで他のモデルも検証• Direct imagingとも比較

8結果ln(P(D|M)) = −884.2 0.2

ln(P(D|M)) = −577.7 0.2• ベストフィットモデル（2PG+IG）• 内円盤: FWHM=32+5−5~5 au• 内リング: r=107+3-3 mas~17.1 au• 外リング: r=285+11−9 mas~45.6 au• Direct imagingでは内円盤，内リングが再現されたが，外リングは見られなかった• ベストモデルから擬似観測データを作りイメージングすると，観測データのイメージとコンシステントな結果が得られた• ベストモデルは過去の観測ともよく一致

ln(P(D|M)) = −227.7 0.3

2PG+IG model (contour)
VLT K-band image (color)

2PG+IG model (contour)
ALMA mm image (color)9結果（続き）点源(PT)モデル vs 2PG+IGモデル

2PG+IG+PTモデル●: 点源モデル/惑星候補の位置
カラー: 2PG+IGモデル

1PT

2PT

3PT

Planet candidate• 2PG+IGと比べて観測によくフィットしない（Likelihoodの値は小さい）• LkCa 15c, dとよく一致するがモデルは円盤由来のエミッションを支持• 惑星と円盤成分を切り分けるのには惑星の軌道運動を見るのが良いだろう• フィットは僅かに向上• 点源位置の確率分布はmulti-modal• コントラストは~1000

1011121314