[논문 리뷰] On the Ionisation Fraction in Protoplanetary Disks I: Comparing Different Reaction Networks

M. Ilgner, Richard P. Nelson|ArXiv.org|2005. 09. 19.

Astrophysics and Star Formation Studies참고 문헌 17인용 수 102

한 줄 요약

이 논문은 X선 조사에 의해 이온화 분율이 결정되는 태양계형행성원반에서 기상 반응망과 기-먼지 반응망을 비교하여 분석한다. 복잡한 반응망은 단순한 모델보다 훨씬 큰 자기적으로 비활성(마비된) 영역을 예측하며, 특히 중금속이 존재할 경우 더욱 두드러진다. 또한, 먼지의 성장과 침강은 원반의 자기적 활성화와 난류 발생을 위해 필수적임을 규명한다.

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.

연구 동기 및 목표

• 다양한 화학 반응망이 태양계형행성원반의 이온화 분율과 자기 활성도 예측에 미치는 영향을 평가하기 위해.
• 중금속(예: 마그네슘)과 마이크론 이하 크기의 먼지가 자기적으로 활성 영역과 마비 영역의 크기와 구조에 미치는 영향을 조사하기 위해.
• 간단한 화학 모델(예: Oppenheimer & Dalgarno 1974)이 복잡한 기상 반응 및 기-먼지 반응을 얼마나 정확히 표현하는지 평가하기 위해.
• 금속이 존재하거나 존재하지 않을 경우, 기-먼지 화학가 기상 화학과 수렴하기 위해 필요한 먼지 탈락 계수를 결정하기 위해.
• 이러한 결과가 원반에서 MHD 난류 발생과 행성 형성에 미치는 영향을 검토하기 위해.

제안 방법

• 비산성 열과 복사 냉각을 고려한 표준 α-디스크 모델을 사용하며, 주로 X선 이온화를 이온화의 주요 원천으로 가정한다.
• 다양한 화학 반응망을 적용: 단순한 다섯 종류의 입자 모델(Oppenheimer & Dalgarno 1974)과 UMIST 데이터베이스에서 유도된 더 복잡한 반응망.
• 고정된 농도($x_{\text{gr}} = 10^{-12}$)를 가진 마이크론 이하 크기의 먼지를 포함하여 기-먼지 상호작용을 모델링한다. 이는 전자의 흡착을 모사한다.
• 요소 농도를 변화시켜($x_{\text{Mg}} = 10^{-8}$에서 $10^{-12}$까지), 먼지 탈락 계수($10^{-4}$에서 $10^{-8}$까지)를 변화시켜 모델 간 수렴 조건을 시험한다.
• 정적 화학 평형 해를 기반으로 이온화 분율, 자기 레이놀즈 수, 자기적으로 활성인 영역의 공간적 범위를 계산한다.
• 모델 간 결과를 비교하여 일관성을 평가하고, 단순 모델이 붕괴되는 조건을 규명한다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 다양한 화학 반응망(단순 vs. 복잡)이 태양계형행성원반의 이온화 분율과 자기 활성도 예측에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ2 중금속(예: 마그네슘)을 포함시키면 마비 영역의 크기와 구조에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ3 마이크론 이하 크기의 먼지가 다양한 화학 모델에서 이온화 분율과 마비 영역의 범위에 어떤 영향을 미치는가?
• RQ4 기-먼지 화학이 기상 화학의 예측한 이온화 분율을 재현하기 위해 필요한 먼지 탈락 계수는 얼마인가?
• RQ5 어떤 조건에서 단순 기상 화학 모델이 태양계형행성원반의 이온화 구조를 신뢰할 만하게 예측할 수 있는가?

주요 결과

• 단순한 Oppenheimer & Dalgarno (1974) 모델은 $x_{\text{Mg}} \geq 10^{-11}$일 경우 전역적으로 자기적으로 활성인 원반을 예측하지만, 복잡한 기상 반응망은 $x_{\text{Mg}} = 10^{-8}$일 때조차 광범위한 마비 영역을 예측한다.
• 복잡한 기상 반응망은 중금속 농도가 중간 수준일 때조차 분자의 이온이 전자 재결합에서 지배적이기 때문에 단순 모델보다 더 큰 마비 영역을 예측한다.
• 고정된 $x_{\text{gr}} = 10^{-12}$ 농도의 마이크론 이하 크기의 먼지를 추가하면, 모든 모델에서 전자 흡착이 효율적이므로 마비 영역의 크기가 크게 증가한다.
• 기-먼지 화학 반응망은 기반 반응망에 관계없이 활성 영역의 크기와 구조를 매우 잘 예측하여 뛰어난 일치를 보인다. 이는 먼지가 이온화 분율을 지배하기 때문이다.
• 금속이 없는 경우 기상 화학과 수렴하기 위해 약 $\sim 10^{-4}$의 먼지 탈락 계수가 필요하며, 금속이 포함된 경우 약 $\sim 10^{-8}$의 탈락 계수가 필요하다.
• 결과적으로, 기상 모델이 원반의 이온화 분율과 자기 활성도를 신뢰성 있게 예측하기 위해서는 효율적인 먼지 성장과 침강이 필수적임을 시사한다.