[논문 리뷰] Sequestration of noble gases by H3+ in protoplanetary disks and outer solar system composition

O. Mousis, F. Pauzat외 2명|ArXiv.org|2007. 09. 23.

Atmospheric Ozone and Climate참고 문헌 65인용 수 20

한 줄 요약

이 논문은 초기 태양운성우에서 H₃⁺ 이온이 기체상에서 희귀가스(Xe, Kr, Ar)를 XH₃⁺ 복합체 형태로 갇아내어 얼음 행 星간체에의 통합을 방지했다고 제안한다. 고수준의 양자계산을 통해 저자들은 이러한 복합체가 매우 안정적이며, 티탄과 혜성에서 관측된 Kr 및 Xe의 부족을 설명할 수 있음을 보여주며, 우주선이나 젊은 태양 활동으로부터 유래한 H₃⁺가 효율적인 갇힘을 가능하게 한다.

ABSTRACT

We study the efficiency of the noble gases sequestration by the ion H3+ in the form of XH3+ complexes (with X = argon, krypton or xenon) in gas phase conditions similar to those encountered during the cooling of protoplanetary disks, at the epoch of icy planetesimals formation. We show that XH3+ complexes form very stable structures in the gas phase and that their binding energies are much higher than those involved in the structures of X-H2O hydrates or pure X-X condensates. This implies that, in presence of H3+ ions, argon, krypton or xenon are likely to remain sequestrated in the form of XH3+ complexes embedded in the gas phase rather than forming ices during the cooling of protoplanetary disks. The amount of the deficiency depends on how much H3+ is available and efficient in capturing noble gases. In the dense gas of the mid-plane of solar nebula, H3+ is formed by the ionization of H2 from energetic particles, as those in cosmic rays or those ejected by the young Sun. Even using the largest estimate of the cosmic rays ionization rate, we compute that the H3+ abundance is two and three orders of magnitude lower than the xenon and krypton abundance, respectively. Estimating the ionization induced by the young Sun, on the other hand, is very uncertain but leaves the possibility to have enough H3+ to make krypton and xenon trapping efficent. Finally, additional source of H3+ formation may be provided by the presence of a nearby supernova, as discussed in the literature. Recent solar system observations show a deficiency of Ar, and, even more, of Kr and Xe in Titan and in comets. In this article, we consider the possibility that this deficiency is caused by the afore-mentioned process, namely trapping of those noble gases by H3+ ions in the solar nebula.

연구 동기 및 목표

• 외계행성 형성 과정에서 기대되는 농도에 비해 태양계 외곽에서 티탄과 혜성에 존재하는 크립톤과 젤레늄의 관측된 부족 현상을 설명하기 위해.
• 원형행성계 디스크 냉각 기간 동안 기체상에서 안정적인 XH₃⁺ 복합체를 통해 희귀가스가 갇힐 수 있는지 조사하기 위해.
• 태양운성우의 중앙면 조건과 관련된 상황에서 H₃⁺ 매개 희귀가스 갇힘의 실현 가능성 평가하기 위해.
• 우주선, 젊은 태양 활동, 그리고 가까운 초신성과 같은 이온화 원천이 H₃⁺ 농도를 유지하여 효과적인 희귀가스 포획을 가능하게 하는지 평가하기 위해.
• 미래의 천체 관측 또는 실험적 검증을 위한 XH₃⁺ 복합체의 이론적 스펙트럼 서명 제공하기 위해.

제안 방법

• X = Ne, Ar, Kr, Xe인 XH₃⁺ 복합체의 구조, 결합 에너지, 진동 수명을 결정하기 위해 CCSD(T)/cc-pVQZ 수준의 고수준 양자화학 계산을 수행하였다.
• 마이크로파 및 적외선 서브밴드 서명을 예측하기 위해 회전 및 진동 스펙트럼 모델링을 수행하였다.
• ArD₃⁺의 실험 데이터와 이론적 회전 상수를 비교하여 계산 모델의 정확도를 검증하였다.
• X·H₂O 수화물 및 순수한 X₂ 응축체의 결합 에너지와 비교하여 XH₃⁺ 복합체의 안정성을 평가하였다.
• 우주선 및 젊은 태양 활동으로부터의 이온화 속도를 평가하여 태양운성우 내에서 H₃⁺ 농도가 희귀가스 농도 대비 얼마나 되는지 추정하였다.
• 근처 초신성의 영향을 고려하여 H₃⁺의 대체 공급원으로서의 가능성 모델링을 수행하였다.

실험 결과

연구 질문

• RQ1 원형행성계 디스크 조건 하에서 기체상에서 XH₃⁺ 복합체가 안정적인 구조를 형성할 수 있으며, 희귀가스를 갇는 데 충분한지?
• RQ2 XH₃⁺ 복합체의 결합 에너지는 희귀가스 수화물이나 순수한 희귀가스 응축체보다 어떻게 비교되는가?
• RQ3 태양운성우 내에서 H₃⁺ 농도가 티탄과 혜성에서 관측된 Kr 및 Xe 부족 현상을 설명하는 데 충분한가?
• RQ4 우주선, 젊은 태양 활동, 또는 초신성과 같은 이온화 원천이 효과적인 희귀가스 갇힘을 위해 H₃⁺ 농도를 유지하는 데 어떤 역할을 하는가?
• RQ5 XH₃⁺ 복합체의 이론적 스펙트럼 특성이 향후 천체 또는 실험실에서의 탐지 가능성을 어떻게 높이는가?

주요 결과

• X = Ar, Kr, Xe인 XH₃⁺ 복합체는 X·H₂O 수화물이나 순수한 X₂ 응축체보다 훨씬 높은 결합 에너지를 가지며, 기체상에서 매우 안정적인 구조를 형성한다.
• 탄성 모델을 사용한 ArH₃⁺의 이론적 회전 상수(A = 1490 GHz)는 최고의 실험값과 약 2% 이내로 일치하여 CCSD(T)/cc-pVQZ 계산의 정확도를 검증한다.
• Ne–Xe까지의 XH₃⁺ 복합체의 계산된 진동 수명과 강도는 고주파 내부 진동 모드와 저주파 이종분자 운동을 보이며, 스펙트럼적 식별이 가능하다.
• 우주선으로부터 유래한 H₃⁺ 농도는 Kr 및 Xe 부족 현상을 설명하기에 부족하며, 각각 Kr 및 Xe 농도보다 2배와 3배 낮다.
• 젊은 태양 활동이나 근처 초신성으로부터의 이온화가 Kr 및 Xe의 효율적 갇힘을 가능하게 할 수 있는 충분한 H₃⁺를 제공할 수 있으며, 이는 희귀가스 부족 현상에 대한 타당한 메커니즘이다.
• XH₃⁺ 복합체를 통한 갇힘 메커니즘은 티탄과 혜성에서 관측된 Ar, Kr, Xe 부족 현상을 정량적으로 설명할 수 있으며, 허이겐스 및 FUSE 관측 결과와 일치한다.