原行星盘中去质子化 H$_3^+$

探索原行星盘中的气体和尘埃是理解行星形成过程的关键。在以太阳型原始恒星为中心的盘中，盘质量的主要部分位于外侧中平面，该区域 cold（$\leq$20 K）、dense（$\geq 10^7$ cm$^{-3}$）且 depleted of CO。因此，探测盘中平面已被证明是巨大的挑战。Ceccarelli 等 (2004) 检测到 H$_2$D$^+$ 在原行星盘中的发射，并声称其探测盘中平面气体。确实，由于所有含重元素的分子凝结于颗粒飘带上，盘中平面最丰富的离子应为 H$_3^+$ 及其同位体。在本文中，我们对原行星盘外侧中平面的化学结构进行理论研究。使用自洽的 flaring disk structure 物理模型，我们计算 H$_3^+$ 及其去质子化形式在盘中平面上的丰度。我们还提供 H$_3^+$、H$_2$D$^+$、HD$_2^+$ 和 D$_3^+$ 的平均柱密度，以及 ortho 和 para 形式 H$_2$D$^+$ 和 HD$_2^+$ 基态跃迁的线强度。我们讨论结果随 cosmic ray ionization rate、dust-to-gas ratio 和平均粒子半径的依赖性，以及一般的恒星/盘参数。一个重要因素是仍不太了解的 N$_2$ 分子凝结 onto 颗粒的 poorly understood freeze-out，我们在深入研究中进行了探讨。最后，我们总结观测 H$_3^+$ 同位体的诊断值。