個人的なメモです。
「原始惑星系円盤の最終進化：円盤ガスの散逸と惑星形成」
円盤ガスについてのハテナ
・散逸機構
非常に大量の円盤ガスを中心星の重力を振り切って散逸しないといけない
← そのエネルギー源は？
・散逸のタイムスケール
・円盤の状態（温度構造など）
・惑星形成における影響
問題は、地球型惑星ができたときに円盤がどれくらい残っているのか？どういう状態なのか？逆に惑星形成への影響は？
＊円盤ガスがどの程度残っているか問題＊
円盤ガスが残っていることのメリット：
軌道離心率をガスドラッグで下げる [Kominami and Ida, 2002, 2004]
←必要条件ではない？でも微惑星の残骸では十分離心率を落とせない？（玄田さん）
円盤ガスが残っていることのデメリット：
円盤ガスの希ガスを大量に捕獲してしまう [Mizuno et al., 1980, 1982]
←円盤ガス密度を減らしても、獲得量はたいして減らない [Ikoma and Genda, 2006]
＃[Ikoma and Genda, 2006]はガスを連続体として扱っているので、連続体近似ができなくなる極低圧までは外挿できない
ガス捕獲のタイムスケールは 自由落下のタイムスケールとガスの冷却のタイムスケールの遅いほうで決まる
この場合はたぶん冷却のタイムスケールで決まる
＊本研究の目的＊
10-3 〜 10-4 MSMM のときに円盤ガスが高温になって捕獲量を減らすことを考える
等温大気でざっと見積もると 1000K ぐらいまで熱くなれば現在の地球大気とconsistent ←ここを目指す
＊モデルのお話＊
加熱・冷却のプロセスについて
abundance が多くて放射吸収にからむ CO C O などを考慮
＃水の放射吸収も効く？いま考えているところっぽい
＊結果＊
COの存在度とガス・ダスト比が結果に大きく影響（逆に言うと他は影響が小さい ＃他は何を考えてたっけ？）
COとガス・ダスト比を変えていった場合の結果群は論文参照。結構いろいろめんどいが、基本的にはストレートな解釈
CO/H が10-6程度まで小さければ、冷却があまり効かず中心面付近でも1000Kを達成
＊議論：CO存在度について＊
COを拡散させて光分解させて密度を落としていく
惑星の運動程度のかきまぜを考えると、十分に拡散できるのでCO/Hを10-6まで落とせる
＃ここでは分解だけを考えていて、再生成などは考えていない →まじめに考えると平衡点に落ち着く？低温でCOが分解されるとCOに戻れない？CH系になる？
→COの分解・生成も組み込んで同時に解くモデルにすると、けっこうやっかいなことになるかも （この辺は相川さんのモデルが使える？）
＊議論：ダストの存在度について＊
P-R効果でどれぐらい落ちるか？タイムスケールは？ ←サブミクロンの粒子に効く
ミクロンサイズで10万年ぐらい
G.I.で破片が散らばってどれぐらい増えるか？
＃ダストが円盤ガスの角運動量をもらって落ちない可能性は？
＃原始惑星程度での大気捕獲量は？
→エスケープパラメータを考えると、質量1/8、半径1/2程度だと思うと温度が4倍に対応、等温での見積もりのグラフと照らし合わせると捕獲量は相当小さい
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