[論文レビュー] On the Ionisation Fraction in Protoplanetary Disks I: Comparing Different Reaction Networks

M. Ilgner, Richard P. Nelson|ArXiv.org|Sep 19, 2005

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 17被引用数 102

ひとこと要約

この論文は、X線放射を受ける原始惑星系円盤におけるイオン化度のモデル化を目的として、気相反応ネットワークとガス・ダスト反応ネットワークを比較している。複雑なネットワークは、特に重金属が存在する場合、単純なモデルよりも顕著に大きな磁気的に不活性（デッド）ゾーンを予測する。また、ダストの成長と沈降が、円盤が磁気的に活性化され乱流を示すために不可欠であることが示された。

ABSTRACT

We calculate the ionisation fraction in protostellar disk models using a number of different chemical reaction networks, including gas-phase and gas-grain reaction schemes. The disk models we consider are conventional alpha-disks, which include viscous heating and radiative cooling. The primary source of ionisation is assumed to be X-ray irradiation from the central star. We consider a number of gas-phase chemical networks. In general we find that the simple models predict higher fractional ionisation levels and more extensive active zones than the more complex models. When heavy metal atoms are included the simple models predict that the disk is magnetically active throughout. The complex models predict that extensive regions of the disk remain magnetically uncoupled even with a fractional abundance of magnesium of 10(-8). The addition of submicron sized grains with a concentration of 10(-12) causes the size of the dead zone to increase dramatically for all kinetic models considered. We find that the simple and complex gas-grain reaction schemes agree on the size and structure of the resulting dead zone. We examine the effects of depleting the concentration of small grains as a crude means of modeling the growth of grains during planet formation. We find that a depletion factor of 10(-4) causes the gas-grain chemistry to converge to the gas-phase chemistry when heavy metals are absent. 10(-8) is required when magnesium is included. This suggests that efficient grain growth and settling will be required in protoplanetary disks, before a substantial fraction of the disk mass in the planet forming zone between 1 - 10 AU becomes magnetically active and turbulent.

研究の動機と目的

• 異なる化学反応ネットワークが原始惑星系円盤におけるイオン化度と磁気的活性度の予測に与える影響を評価すること。
• 重金属（例：マグネシウム）およびサブミクロンサイズのダストが、磁気的に活性な領域とデッドゾーンの広がりに与える影響を調査すること。
• 簡略化された化学モデル（例：Oppenheimer & Dalgarno 1974）が、複雑な気相反応およびガス・ダスト反応を的確に表現できるかを評価すること。
• 金属が存在する／存在しない状況下で、ガス・ダスト化学が気相反応化学と一致するためのダストの枯渇係数を特定すること。
• これらの発見が、円盤内でのMHD乱流の発生および惑星形成に与える影響を検討すること。

提案手法

• 粘性加熱と放射冷却を仮定した標準的なαディスクモデルを用い、X線によるイオン化を主なイオン化源とする。
• 複数の化学反応ネットワークを適用：単純な5種類の種のモデル（Oppenheimer & Dalgarno 1974）およびUMISTデータベースから導出されたより複雑なネットワーク。
• 固定濃度（$x_{\text{gr}} = 10^{-12}$）のサブミクロンサイズのダストを含めることで、ガス・ダスト相互作用を組み込む。
• 元素の分圧（例：$x_{\text{Mg}} = 10^{-8}$ から $10^{-12}$）およびダストの枯渇係数（$10^{-4}$ から $10^{-8}$）を変化させ、モデル間の収束をテストする。
• 定常状態の化学平衡解を用いて、イオン化度、磁気レーリノルズ数、磁気的に活性な領域の空間的広がりを計算する。
• モデル間の結果を比較し、一貫性を評価するとともに、簡略化モデルが破綻する条件を特定する。

実験結果

リサーチクエスチョン

• RQ1 異なる化学反応ネットワーク（単純 vs. 複雑）が、原始惑星系円盤におけるイオン化度と磁気的活性度の予測に与える影響は何か？
• RQ2 重金属（例：マグネシウム）を含めることで、磁気的に不活性（デッド）ゾーンのサイズと構造にどのような影響があるか？
• RQ3 サブミクロンサイズのダストが、さまざまな化学モデルにおいてイオン化度とデッドゾーンの広がりに与える影響は何か？
• RQ4 ガス・ダスト化学が気相反応化学の予測するイオン化度を再現するためには、どの程度のダスト枯渇係数が必要か？
• RQ5 どのような条件下で、簡略化された気相反応化学モデルが、原始惑星系円盤のイオン化構造を信頼性高く予測できるか？

主な発見

• 単純なOppenheimer & Dalgarno（1974）モデルは、$x_{\text{Mg}} \geq 10^{-11}$ のとき、全体として磁気的に活性な円盤を予測するが、複雑な気相反応ネットワークでは、$x_{\text{Mg}} = 10^{-8}$ であっても広大なデッドゾーンを予測する。
• 複雑な気相反応ネットワークでは、中程度の金属量であっても、電子再結合において分子イオンが優勢になるため、単純モデルよりも大きなデッドゾーンを予測する。
• $x_{\text{gr}} = 10^{-12}$ のサブミクロンサイズのダストを追加すると、すべてのモデルでデッドゾーンのサイズが著しく拡大する。これは、効率的な電子捕集によるものである。
• ガス・ダスト化学ネットワークは、基盤となる反応ネットワークにかかわらず、活性ゾーンのサイズと構造を非常に良好に一致して予測する。これは、ダストがイオン化度を支配するためである。
• 金属が存在しない状況では、ガス相反応化学を再現するためには、$\sim 10^{-4}$ のダスト枯渇係数が必要であるが、金属が含まれる場合には $\sim 10^{-8}$ が必要である。
• これらの結果は、ガス相反応モデルが円盤におけるイオン化度と磁気的活性度を信頼性高く予測できるようになるには、効率的なダストの成長と沈降が不可欠であることを示唆している。