[论文解读] 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 102

一句话总结

本文比较了气相和气-尘化学反应网络，以模拟X射线辐射下原行星盘中的电离分数。研究发现，复杂网络预测的磁性非活跃（死区）范围显著大于简单模型，尤其是在存在重元素时；且尘埃增长与沉降对于使盘成为磁性活跃并产生湍流至关重要。

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.

研究动机与目标

• 评估不同化学反应网络对原行星盘中电离分数和磁性活动预测的影响。
• 研究重元素（如镁）和亚微米颗粒在决定磁性活跃区与死区范围中的作用。
• 评估简化化学模型（如Oppenheimer & Dalgarno 1974）在表征复杂气相和气-尘化学方面的有效性。
• 确定在有无金属存在的情况下，气体-尘埃化学与气相化学收敛所需的尘埃耗竭因子。
• 探讨这些发现对磁流体动力学湍流和行星形成在盘中启动的影响。

提出的方法

• 采用标准α-盘模型，包含粘性加热和辐射冷却，假设X射线电离为主要电离源。
• 应用多种化学反应网络：一个简单的五组分模型（Oppenheimer & Dalgarno 1974）和基于UMIST数据库推导出的更复杂网络。
• 通过包含固定浓度（$x_{\text{gr}} = 10^{-12}$）的亚微米尺寸颗粒来模拟电子捕获，引入气-尘相互作用。
• 改变元素丰度（如$x_{\text{Mg}} = 10^{-8}$至$10^{-12}$）和尘埃耗竭因子（$10^{-4}$至$10^{-8}$），以测试模型间的收敛性。
• 利用稳态化学平衡解计算电离分数、磁雷诺数以及磁性活跃区域的空间范围。
• 在不同模型间比较结果，以评估一致性，并识别简化模型失效的条件。

实验结果

研究问题

• RQ1 不同化学反应网络（简单与复杂）如何影响原行星盘中电离分数和磁性活动的预测？
• RQ2 包含重元素（如镁）对磁性非活跃（死区）范围的大小和结构有何影响？
• RQ3 亚微米尺寸颗粒如何影响不同化学模型中电离分数和死区范围？
• RQ4 在何种尘埃耗竭因子下，气体-尘埃化学能重现气相化学预测的电离分数？
• RQ5 在何种条件下，简化气相化学模型可可靠预测原行星盘的电离结构？

主要发现

• 当$x_{\text{Mg}} \geq 10^{-11}$时，简单Oppenheimer & Dalgarno（1974）模型预测全局磁性活跃的盘，而复杂气相网络即使在$x_{\text{Mg}} = 10^{-8}$时也预测出广泛的死区。
• 由于分子离子在电子复合过程中占主导地位，即使在中等金属丰度下，复杂气相网络预测的死区也大于简单模型。
• 添加浓度为$x_{\text{gr}} = 10^{-12}$的亚微米颗粒显著增大了所有模型中的死区范围，这是由于电子高效捕获所致。
• 气体-尘埃化学网络在预测活跃区域的大小和结构方面表现出极好的一致性，因为无论底层反应网络如何，尘埃都主导了电离分数。
• 在无金属情况下，需约$10^{-4}$的尘埃耗竭因子才能重现气相化学；当存在金属时，需约$10^{-8}$的耗竭因子。
• 结果表明，高效的尘埃增长与沉降是气体-相模型能够可靠预测盘中电离分数和磁性活动之前必不可少的条件。