[论文解读] Physical and chemical vertical structure of magnetostatic accretion disks of young stars

S. A. Khaibrakhmanov, A. E. Dudorov+2 more|arXiv (Cornell University)|Oct 23, 2022

Astrophysics and Star Formation Studies参考文献 19被引用 2

一句话总结

本研究模拟了年轻T Tauri星周围磁静力吸积盘的垂直物理与化学结构，综合考虑了恒星引力、湍流加热、辐射加热以及化石大尺度磁场的影响。研究发现，磁场压力梯度可使盘厚度超过流体静力平衡值，且CN分子丰度在光球层附近及盘大气层中达到峰值，此处磁场强度约为0.01 G——这使得CN谱线的塞曼分裂成为探测这些区域磁场强度的可行方法。

ABSTRACT

The vertical structure of the accretion disks of young stars with fossil large-scale magnetic field is studied. The equations of magnetostatic equilibrium of the disk are solved taking into account the stellar gravity, gas and magnetic pressure, turbulent heating, and heating by stellar radiation. The modelled physical structure of the disk is used to simulate its chemical structure, in particular, to study the spatial distribution of CN molecules. The disk of the typical T Tauri star is considered. Simulations show that the temperature within the disk in the region $r<50$ au decreases with height and density profiles are steeper than in the isothermal case. Outside the `dead' zone, vertical profiles of the azimuthal component of the magnetic field are nonmonotonic, and the magnetic field strength maximum is reached within the disk. The magnetic pressure gradient can cause an increase in the disk thickness in comparison with the hydrostatic one. The CN molecule concentration is maximum near the photosphere and in the disk atmosphere where the magnetic field strength at chosen parameters is $\sim 0.01$ G. Measurements of the Zeeman splitting of CN lines in the submm range can be used to determine the magnetic field strength in these regions of accretion disks.

研究动机与目标

• 研究化石大尺度磁场对年轻恒星周围吸积盘垂直结构的影响。
• 模拟恒星引力、湍流加热、辐射加热与磁压共同作用对盘结构的影响。
• 模拟盘中CN分子的化学分布，尤其关注其与磁场强度的关系。
• 评估利用亚毫米波段CN谱线塞曼分裂测量盘光球层与大气层磁场强度的可行性。

提出的方法

• 在柱坐标系(r, φ, z)中求解磁静力平衡方程，包含垂直引力、气体压强、磁压强及湍流加热项。
• 通过在盘表面施加通量边界条件，引入中心恒星的辐射加热，吸收分数固定为f = 0.05。
• 采用Shakura-Sunyaev α黏性模型，并在感应方程中包含欧姆耗散、非对称扩散与霍尔效应。
• 利用五个边界条件求解方程组：z=0处对称性条件，z=z_s处有效温度条件，以及在盘中平面处零通量与方位角磁场为零。
• 使用DVODE积分器对10^6年时间尺度内的化学演化进行建模，求解一组化学平衡方程。
• 在r = 0.25、10和50 au处计算密度、温度、磁场（Bφ）及CN相对于氢的丰度（x_CN）的垂直分布。

实验结果

研究问题

• RQ1 与等温或流体静力平衡情况相比，化石大尺度磁场的存在如何改变原恒星吸积盘的垂直温度与密度结构？
• RQ2 盘中方位角磁场分量（Bφ）的空间分布如何？其随高度变化是否表现出非单调行为？
• RQ3 CN分子丰度在盘中的最大值出现在何处？何种物理条件有利于其形成或稳定存在？
• RQ4 能否利用亚毫米波段CN谱线的塞曼分裂来推断盘光球层与大气层中的磁场强度？

主要发现

• 在内盘区域（r < 50 au），温度随高度降低，导致密度分布比等温情况更陡峭，光球层附近密度相比流体静力平衡值降低约4至5个数量级。
• 方位角磁场（Bφ）在盘内达到最大值（例如，r = 50 au时，z ≈ 2H处约为0.01 G），表明在“死区”以外区域存在非单调的垂直分布。
• 磁压强梯度可使有效盘厚度超过流体静力平衡值，尤其在Bφ内部峰值区域更为显著。
• CN分子丰度（x_CN）在光球层附近（z ≈ z_s）及上层大气中达到约10⁻¹⁰至10⁻⁹的最大值，与先前观测结果一致。
• 这些高CN丰度区域的磁场强度约为0.01 G，使得亚毫米波段CN谱线的塞曼分裂成为直接测量磁场强度的可行方法。
• 该模型预测，恒星辐射加热导致光球层附近温度急剧上升，从而在上层区域引发从湍流加热向辐射加热主导的转变。