Extended Heat Deposition in Hot Jupiters: Application to Ohmic Heating
许多靠近轨道的巨大系外行星观测到的半径超过了理论预测。对这种差异的一种解释是，这些“热彗星”的大气层深处沉积了热量。在这里，我们研究扩展的电源，从光球的热量分配到地球的内部深处。我们的分析处理是一个概括的本地化“点源“以前的分析。我们模拟的沉积剖面作为一个幂律的光学深度，并发现行星冷却和收缩停止时，内部光度（即冷却速率）的行星下降到低于沉积在行星的对流区的热量。在平衡之前，进化冷却的减缓只有在没有延伸到行星中心的来源才有可能。我们估计欧姆耗散造成的大气风和行星的磁场之间的相互作用，并将我们的分析模型欧姆加热的行星。我们的模型可以解释大多数膨胀行星的观测半径，这些行星具有平衡温度$\approx 1500\textrm{K}-2500\textrm{K}$，并且膨胀到半径$\approx 1.6 R_J$。然而，我们的模型仍然无法解释一些极度膨胀的行星。我们还认为，欧姆膨胀的行星已经达到了平衡阶段，不再收缩。在Wu和Lithwick认为欧姆加热只能暂停而不能逆转收缩之后，我们计算了欧姆加热将冷行星重新膨胀到其平衡构型所需的时间。我们发现，虽然有可能重新膨胀一颗寒冷的行星，但重新膨胀的时间尺度比冷却时间长$\approx 30$倍。
2016-03-06 astro-ph.EP
Hot Jupiters are asynchronous rotators
该研究打破热木星因潮汐锁定同步旋转的传统认知，发现大气磁力矩积分非零的角动量反馈可驱动其异步旋转，经模型与多行星大气环流数据验证，高温/强磁化热木星非同步旋转程度显著，为热木星现象学研究提供新方向。
2025-01-14 astro-ph.EP
The role of Ohmic dissipation of internal currents on Hot Jupiter radii
本研究利用MESA代码模拟热木星演化，发现内部欧姆耗散能解释观测到的膨胀半径，并揭示高辐照行星的强小尺度磁场与大气-内部湍流相互作用有关。
2025-04-24 astro-ph.EP
Bayesian Analysis of Hot Jupiter Radius Anomalies: Evidence for Ohmic Dissipation?
热木星半径膨胀的原因，即具有$T_{\rm eq}$ $>1000$ K的巨行星比预期的要大得多，是一个悬而未决的问题，也是许多解释的主题。而不是单独检查这些模型，这项工作旨在描述异常加热作为入射通量的函数，$ε(F)$，需要膨胀的行星人口到他们观察到的大小。然后，我们将该结果与各种模型的理论预测进行比较。我们研究人口约300巨行星，确定的质量和半径，并应用热演化和贝叶斯统计模型来推断异常功率作为入射通量的函数，最好地再现所观察到的半径。首先，我们观察到，低于约$M=0.5 \;\rm{M}_\rm{J}$的行星的膨胀似乎与它们的高质量对应物非常不同，这可能是质量损失或无效加热机制的结果。因此，我们排除了低于这个阈值的行星。接下来，我们显示出很强的意义，$ε(F)$增加与$T_{\rm{eq}}$在$T_{\rm{eq}} \approx 1500$ K的$\sim 2.5\%$的最大值，然后随着温度的进一步增加，下降到$\sim0.2\%$在$T_\rm{eff}= 2500$ K。这种膨胀效率的高通量下降是由巨行星膨胀的欧姆耗散模型预测的，而不是其他模型。我们还明确检查热潮汐模型，发现它预测的半径变化远比观察到的要多。因此，我们的研究结果提供了欧姆耗散模型和$ε(F)$的功能形式的证据，任何未来的热木星半径的理论可以测试。
2018-03-27 astro-ph.EP
The Influence of Atmospheric Scattering and Absorption on Ohmic Dissipation in Hot Jupiters
使用半解析，一维模型，我们阐明的欧姆耗散在热木星大气的程度上的散射和吸收的影响。在Saha平衡假设下，温度的变化是电导率、感应电流和欧姆功率耗散变化的主要驱动力。在高海拔地区，具有温度反转的大气往往会在表面上耗散大部分欧姆功率，而那些没有温度反转的大气则能够在更深处耗散更大的欧姆功率。在光学波长范围内的散射往往会冷却低层大气，从而降低深层耗散的程度。吸收红外线的云层（在红外线范围内）高度有限，允许局部减少耗散，如果它们足够密集和厚，可能会逆转逆温，从而大大增强深度耗散。如果欧姆耗散是热膨胀的机制，那么大气不透明度的变化（可以解释为由金属丰度和云/雾特性的变化引起的）和磁场强度的变化自然会在给定的辐射强度下产生测量半径的散射。未来的工作将确定这些影响是否占主导地位的进化效应，这也有助于分散到测量的半径。
2012-02-15 astro-ph.EP astro-ph.GA physics.ao-ph
Non-ideal MHD simulations of hot Jupiter atmospheres
本研究通过含霍尔漂移与双极扩散的一维非理想MHD模拟，发现热木星大气磁场缠绕远强于内部背景场，浅层欧姆加热效率显著，呼吁环流模型纳入自洽MHD效应。
2025-05-20 astro-ph.EP
Variability from thermo-resistive instability in the atmospheres of hot jupiters
热木星的大气层可能会受到热阻不稳定性的影响，其中随着温度的增加，电导率会导致失控的欧姆加热。我们介绍了一个简化的模型，在赤道地区的热木星，包括对大气流动的反反应，增加电导率导致通量冻结，这反过来又淬火的流量，因此欧姆加热的本地动态。我们展示了一个新的时间依赖性的解决方案，出现了温度依赖性的电导率（而温度无关的电导率总是演变到一个稳态）。周期性循环由阿尔芬振荡的爆发组成，这些振荡被静止的间隔分开，磁雷诺数在小于和大于1的值之间交替，保持振荡。我们调查的区域的压力和温度的不稳定性工作。对于典型的赤道大气模型中看到的加速度，我们发现不稳定的压力$\sim 0.1$ -$1\ {\rm bar}$和温度$\approx 1300$ -$1800\ {\rm K}$磁场$\sim 10\ {\rm G}$。与以往基于恒定风速的研究不同，我们发现，较弱的磁场的不稳定性更强。我们的研究结果进一步支持了这样一种观点，即可变性应该是木星磁化热大气的一个特征，特别是在中等温度下。在热木星大气动力学的MHD模型中，电导率的温度依赖性是一个重要的组成部分。
2022-10-19 astro-ph.EP
Three-Dimensional Atmospheric Circulation Models of HD 189733b and HD 209458b with Consistent Magnetic Drag and Ohmic Dissipation
我们提出了第一个三维的太阳系外气体巨大气环流模型的几何和能量一致的处理磁阻力和欧姆耗散。大气湍流度不断更新，并直接从流动结构计算，强烈耦合的磁场效应与环流模式。我们对热彗星HD 189733 b（Teq \approx 1200 K）和HD 209458 b（Teq \approx 1500 K）进行了建模，并测试了0到30 G的行星磁场强度。我们发现，即使在B = 3 G的大气结构和环流的HD 209458 b的强烈影响的磁效应，而较冷的HD 189733 b保持在很大程度上不受影响，即使在B = 30 G和超太阳金属丰度的情况下。我们对HD 209458 b的模型表明，磁场效应可以大大减缓大气风，改变环流和温度模式，并改变可观测的性质。这些模型建立了经度和纬度的热点偏移，昼夜通量对比和行星半径膨胀是热彗星和其他类似被迫系外行星大气中发生的磁感应过程的相互关联的诊断。大多数欧姆加热发生在大气层的高层和行星的白天一侧，而深层的加热强烈依赖于假设的行星内部热通量，当深层大气层很热时加热更多。我们比较欧姆功率在我们的模型中的深度，并估计在散装内部的欧姆耗散（从一般的标度律），进化模型，限制加热量来解释膨胀的半径HD 209458 b。我们的研究结果表明，深欧姆加热可以成功地膨胀半径HD 209458 b的行星磁场强度为B \geq 3 - 10 G。
2013-01-04 astro-ph.EP
Inflated hot Jupiters: Inferring average atmospheric velocity via Ohmic models coupled with internal dynamo evolution
本研究以欧姆耗散框架为基础，通过MESA模拟受辐照巨行星演化，推断出热木星大气风强度范围及变化规律，揭示了发电机场与大气感应的耦合效应，为解释其膨胀半径提供了关键依据。
2025-07-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Thermal Processes Governing Hot-Jupiter Radii
对于某些凌日热彗星的半径大于预期，有许多解释，包括恒星或轨道能量沉积在大气层深处或内部深处。在本文中，我们探讨了以下因素对热木星半径演化的重要影响：（i）高层大气、深层大气和对流内部的附加热源;（ii）通过行星昼侧、夜侧和两极的深层内部的持续冷却;（iii）向夜侧的热量再分配程度;（iv）太阳辐射的强度。以及（iv）推测存在一种高层大气吸收剂，从而在某些近距离巨行星中产生异常高温的高层大气和反转。特别是，我们比较了在相同的功率水平下大气和深层内部加热的半径膨胀效应，并推导出当夜侧冷却被纳入时实现给定半径增加所需的功率。我们发现，包括一致的白天/夜晚冷却的模型更类似于各向同性照射的模型时，有更多的热量从昼侧到夜侧重新分配。此外，我们考虑了欧姆加热在大气和/或对流内部膨胀的热膨胀剂的功效。我们的结论是：（1）最高辐射的行星在其向阳面的大部分时间内不可能稳定地具有uB >（10 km/s高斯），其中u是纬向风速，B是大气中的偶极磁场强度;（2）欧姆加热本身不会导致行星半径失控。
2013-06-18 astro-ph.EP
Ohmic Dissipation in Mini-Neptunes
在存在磁场和弱电离风的情况下，欧姆耗散预计将发生在木星和低质量行星的包络中。虽然这一过程已经在前者上进行了研究，但迄今为止还没有对迷你海王星进行过研究。从结构和热演化模型，我们确定，所需的能量沉积停止收缩的迷你海王星增加行星质量和信封分数。与太阳辐射功率成比例，所需的欧姆加热是小的$\sim10^{-5}$ --比外放热器$\sim 10^{-2}$低几个数量级。相反，通过求解磁感应方程，我们发现，欧姆能量更容易消散的质量较低的行星和那些具有较大的信封分数。结合这两种趋势，我们发现热迷你海王星中的欧姆耗散足够强，可以膨胀它们的半径（$T_{eq}=1400K$的半径为$\sim 10^{15}$ W）。这意味着热的迷你海王星的半径可能部分归因于欧姆加热。因此，热迷你海王星的欧姆耗散和H/He含量之间存在权衡，为解释此类行星的组成增加了新的简并性。此外，欧姆耗散会使迷你海王星更容易受到大气蒸发的影响。
2017-09-06 astro-ph.EP
Magnetic Effects in Hot Jupiter Atmospheres
本文对温度范围为1100- 1800 K的高温超导体大气进行了磁流体动力学（MHD）模拟。在温度为$\lesssim$ 1400 K的大气中，磁效应可以忽略不计。在较高的温度下，风是可变的，在许多情况下，平均赤道气流可能会向西，与它们的流体动力学对应物相反。欧姆耗散在温度$\sim$ 1500- 1600 K时达到峰值，取决于场强，最大值$\sim 10^{18}$ W在10 bar，大大低于先前的估计。根据所做的有限参数研究，该值不能随着风力增加、温度升高、场强升高、边界条件不同或扩散率降低而显著增加。虽然在这些模拟中没有解决，但有适度的证据表明，磁浮力不稳定性可能在热大气中进行。
2014-09-01 astro-ph.EP
Thermo-Resistive Instability of Hot Planetary Atmospheres
在欧姆耗散、弱磁阻力和强风的存在下，热彗星和其他强受力系外行星的大气层容易受到热不稳定性的影响。当欧姆耗散率随温度的增加快于辐射（冷却）率时，不稳定性发生在以辐射为主的大气区域。不稳定域涵盖了特定的大气压力和温度范围，对于热的类地行星来说，通常是P ~ 3-300 mbar和T ~ 1500- 2500 K，这使得它成为解释一些这样的系外行星的昼侧热“反转”的候选机制。高水平的非热光电离抑制的不稳定性，在最近建立的观测趋势可能的协议。我们强调几个缺点的不稳定性处理在这里提出。了解的出现和结果的不稳定性，这应该会导致当地更热的大气层与更强的阻力水平，将需要全球非线性大气模型与足够的MHD处方。
2012-06-15 astro-ph.EP
Hot Spot Offset Variability from Magnetohydrodynamical Thermoresistive Instability in Hot Jupiters
本研究拓展了热木星大气的轴对称一维径向模型，通过经度方向一阶傅里叶展开表示温度与磁扩散率，预测热电阻不稳定性发展及阿尔文振荡期间的热斑偏移，发现峰值通量偏移数天内可在±60°间变化，为热木星的可观测特征提供了新解释。
2024-07-12 astro-ph.EP
Ionization and transport in partially ionized multicomponent plasmas: Application to atmospheres of hot Jupiters
我们研究了部分电离多组分等离子体中的电离和输运过程。等离子体成分计算通过耦合质量作用定律的系统。电子输运性质由电子-离子和电子-中性输运截面决定。电子-电子散射的影响被认为是通过一个修正因子的电子-离子的贡献。基于这些数据，计算了电导率和热导率以及洛伦兹数。对于热导率，我们还考虑了中性粒子的平移运动以及解离、电离和复合反应的贡献。我们将我们的方法应用于由氢，氦和一小部分金属（Li，Na，Ca，Fe，K，Rb，Cs）组成的部分电离等离子体，这是热木星大气层的典型特征。我们目前的结果等离子体的组成和传输特性的密度和温度的函数，然后沿着典型的P-T曲线的外部热木星HD 209458 b。电导率分布允许修改与行星大气中的强风有关的欧姆加热功率。我们表明，最近的内部模型所建议的较高的温度可以提高电导率，从而欧姆加热功率的值足够大，以解释所观察到的HD 209458 b的膨胀。
2021-06-06 astro-ph.EP physics.plasm-ph
Magnetic Scaling Laws for the Atmospheres of Hot Giant Exoplanets
我们提出了热巨系外行星大气中平流、辐射、磁阻力和欧姆耗散的标度律。在弱热电离极限下，欧姆耗散随行星平衡温度（T_eq >~ 1000 K）的增加比太阳辐射功率的增加快，最终达到太阳辐射功率的~ 1%，这可能足以使热彗星的半径膨胀。在较高的T_eq值仍然，磁阻力迅速制动大气风，这降低了相关的欧姆耗散功率。例如，当行星磁场强度B= 10 G时，基准标度律表明，在T_eq ~ 1300-2000 K的平衡温度范围内，欧姆耗散超过太阳辐射功率的1%，在T_eq ~ 1600 K处有一个峰值。在行星热光球层的磁拖曳风的证据可能会出现在减少纵向偏移的昼侧红外热点的形式。这表明热点偏移量和半径膨胀程度之间可能存在一种因果关系，以一种可观测的方式将热巨型系外行星的大气和内部性质联系起来。虽然提供了一个有用的框架，探索磁场的情况下，标度律也揭示了强大的参数依赖性，特别是相对于未知的行星磁场强度。
2011-11-12 astro-ph.EP
Hot Jupiters are Inflated Primarily by Shallow Heating
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）
研究发现热木星的膨胀主要由浅层加热驱动，而非深层加热，并预测大气循环相关观测指标随温度变化呈现特定趋势。
2026-03-02 astro-ph.EP
Re-inflated Warm Jupiters Around Red Giants
自从发现了第一颗凌日热巨星以来，模型一直试图解释高度辐射的气体巨星的巨大半径。我们现在知道，热木星半径异常的大小与行星的辐射水平密切相关，并且已经开发了许多模型，如潮汐加热，欧姆耗散和热潮汐，以帮助解释这些膨胀的半径。一般来说，这些模型可以分为两大类：1）通过将一部分入射辐射沉积到内部来直接膨胀行星半径的模型; 2）简单地减缓行星辐射冷却的模型，使其保留更多的热量，从而延迟收缩。在这里，我们提出了一个新的测试来区分这两类模型。以中等轨道周期围绕后主序星运行的气体巨星，随着它们的宿主星向亚巨星和红巨星分支移动，它们的辐射将大大增加。如果热木星膨胀是通过将辐射沉积到行星的内部深处来起作用的话，那么行星的半径应该会随着辐射的增加而增加。这意味着在中等轨道周期>10天的非膨胀气体巨星可以随着其宿主恒星的演化而重新膨胀。在这里，我们将探索可能导致这些“再膨胀”气体巨星产生的环境，并研究如何使用这些行星的存在或不存在来对热木星膨胀机制的物理学进行独特的约束。最后，我们探讨了探测这一潜在的重要的未发现的行星人口的前景。
2015-09-30 astro-ph.EP
Causes of Hot Jupiter Inflation from Causal Discovery
Center for Astrophysics and Space Science (CASS), New York University Abu Dhabi（纽约大学阿布扎比分校天体物理学与空间科学中心）；Center for Astronomy and Astrophysics and Department of Physics, Fudan University（复旦大学天文与天体物理系及物理系）；Carnegie Mellon University（卡内基梅隆大学）；INAF IASF-Milano（意大利国家天体物理研究所米兰天文物理研究所）；Ciela, Computation and Astrophysical Data Analysis Institute（Ciela计算与天体物理数据分析研究所）；Department of Physics, Astronomy, & Materials Science, Missouri State University（密苏里州立大学物理、天文与材料科学系）
本研究通过因果发现分析328颗短周期巨行星数据，发现热木星半径与轨道周期、恒星温度直接相关，提示Gold-Soter热潮汐等过程是其膨胀的重要成因，为热木星膨胀机制研究提供了新方法。
2026-08-19 astro-ph.EP
Influence of penetration depth on jets on giant planets: equatorial jet direction, jet numbers, and jet energy fraction
The University of Chicago（芝加哥大学）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of Exeter（埃克塞特大学）
本文通过二维准地转模型研究穿透深度如何影响喷流结构，发现穿透深度决定赤道喷流方向及能量分配，揭示了巨行星喷流差异的机制。
2026-04-17 astro-ph.EP
Magnetic winding and turbulence in ultra-hot Jupiters
本文通过超热木星昼侧大气柱的MHD模拟，揭示了强纬向风剪切在约1巴薄层内缠绕出数百高斯环向磁场，并估计了可解释热木星半径膨胀的欧姆加热。
2023-07-27 astro-ph.EP
Magnetic induction processes in Hot Jupiters, application to KELT-9b
热彗星的小半长轴导致高达几千开尔文的高大气温度。在这些条件下，热电离金属提供了丰富的带电粒子来源，从而建立了相当大的导电性。随后的电磁效应，如感应的电流，欧姆加热，磁阻力，或减弱纬向风迄今已被认为主要是在一个线性的框架内，稳态模型的感应。对于平衡温度为$T_{eq} > 1500$ K的热超导体，大气磁场的感应是一个失控过程，只能通过非线性反馈来停止。例如，磁场通过洛伦兹力对流体的反作用或磁不稳定性的发生。此外，我们还讨论了自激大气发电机的可能性。我们的研究结果表明，感应的大气磁场和电流变得独立的电导率和内部场，而是由行星的旋转速率和风速的限制。作为一个明确的例子，我们通过计算沿大气$P-T$的电导率，为白天和黑夜侧的配置文件，来计算最热的系外行星KELT-9 b的感应过程。尽管温度在3000 K和4500 K之间变化，所产生的电导率在整个大气中达到大约1 S/m的升高值。感应的磁场主要是水平的，可能达到400 mT的饱和场强，超过内部磁场两个数量级。
2022-10-07 astro-ph.EP
Magnetohydrodynamical torsional oscillations from thermo-resistive instability in hot jupiters
本文提出了一个包含电导率温度依赖性的热木星赤道一维模型，发现热-电阻不稳定性在特定温度和磁场范围内会引发自持磁流体扭转振荡，揭示了较冷磁性热木星大气变异性的一种新机制。
2023-08-02 astro-ph.EP
Evidence of Three Mechanisms Explaining the Radius Anomaly of Hot Jupiters
热行星的半径仍然没有被完全理解，所有提出的解释都是基于这些近距离的巨行星拥有热的内部的想法。我们采用统计方法来处理半径异常问题。我们推断了热彗星样本的内部光度，研究了它对内部结构的影响，并对哪种机制是主导机制提出了限制。我们开发了一个灵活和强大的分层贝叶斯模型，耦合系外行星的内部结构，其观察到的属性。我们将该模型应用于314颗热行星，并推断出每个行星的内部光度分布，并在人口水平上进行研究（{ \it i}）的质量-光度-半径分布，并作为平衡温度的函数，（{ \it ii}）加热效率，（{ \it iii}）内部温度，以及（{ \it iv}）辐射对流边界（RCB）的压力。我们发现，热彗星往往有高的内部光度导致热的内部。这对冷却速率有重要影响，我们发现RCB位于低压下。假设额外加热的最终来源是来自宿主星的辐射，我们说明了加热效率遵循高斯分布，与以前的结果一致。我们讨论了我们的研究结果的背景下提出的加热机制，并说明欧姆耗散，平流的潜在温度和热潮汐是在协议中推断出的某些趋势，从我们的分析，因此所有三个模型可以解释方面的意见。我们提供了新的见解的内部结构的热膨胀，并表明，与我们目前的知识，它仍然是具有挑战性的，以坚定地确定普遍的机制驱动膨胀半径。
2020-09-09 astro-ph.EP
Hot-Jupiter Inflation due to Deep Energy Deposition
一些太阳系外的巨行星在近轨道上-“热彗星”-表现出比被动冷却行星更大的半径。这些炽热的恒星从它们附近的恒星接收到的极端辐射$L_{\rm eq}$在它们的外壳中创造了一个厚厚的等温层，这减缓了它们的对流冷却，使它们能够更长时间地保持膨胀的大小。这还不足以解释观测到的最膨胀行星的大小。一些模型调用了一个额外的电源，沉积在行星的信封深处。在这里，我们提出了一个分析模型，这种辐射，内部加热的气体巨星的冷却。我们表明，电源$L_{\rm dep}$，沉积在光学深度$τ_{\rm dep}$，创建一个外部对流区域，光学深度之间的$L_{\rm eq}/L_{\rm dep}$和$τ_{\rm dep}$，超过它存在一个较厚的等温层，在极端情况下可能会延伸到行星的中心。这种对流层只在$L_{\rm dep}τ_{\rm dep}>L_{\rm eq}$出现，进一步延迟了行星的冷却。这样的行星相当于一颗受到$L_{\rm eq}\left(1+L_{\rm dep}τ_{\rm dep}/L_{\rm eq}\right)^β$辐射的行星，其中$β\approx 0.35$是描述对流行星$U\proptoτ^β$的辐射能量密度与光学厚度的函数关系的有效幂律指数。我们简单的分析模型再现了在以前的数值工作中发现的主要趋势，并提供了一个直观的理解。我们推导出行星冷却速率、中心温度和半径的标度律。这些标…
2015-04-24 astro-ph.EP
Rossby number regime, convection suppression, and dynamo-generated magnetism in inflated hot Jupiters
本文利用一维演化模型研究膨胀热木星内部对流与发电机磁场，发现热注入方式会显著抑制发电机区对流，使表面磁场降至木星量级或更低，从而解释其相干射电辐射难以探测的原因。
2025-07-07 astro-ph.EP
Internal-Current Lorentz-Force Heating of Astrophysical Objects
两种形式的欧姆加热的天体物理学secondaries受到特别关注：单极发电机加热与电流运行之间的初级和次级;和磁感应加热由于初级的时变场。在当代太阳系中，这两种现象似乎都没有造成显著的耗散。但是这些讨论忽略了来自次级内部初级场的空间变化的加热。这导致洛伦兹力驱动的电流完全围绕次级内部的路径，从而导致欧姆加热。我们研究了三种驱动这种电流的方法，通过以下的叉积：（1）次级的方位角轨道速度与初级的非轴对称场;（2）次级的径向速度（由于非零偏心率）与初级的场;或（3）平面外速度（由于非零倾角）与初级的场。第一种方法甚至适用于轨道偏心率为零的自旋锁定次级，这与潮汐耗散形成强烈对比。我们表明，木星的卫星木卫一今天可以消散约600千兆瓦（比可能的电流辐射加热）在其金属核心的外百米通过这种机制。如果木卫一曾经处于3个木星半径而不是现在的5.9，它可能已经耗散了15，000 GW。欧姆耗散提供了一种机制，可以在任何太阳系中运行，以驱动次级粒子向内迁移，然后在到达与初级粒子足够近的距离时必然停止。
2021-11-21 astro-ph.EP
Migration of Jupiter mass planets in discs with laminar accretion flows
近年来，人们研究了巨行星在低粘度盘中的迁移。迁移速度和盘的粘性之间的比例关系被出现在行星引起的间隙边缘的涡流所打破。我们的目标是调查涡流驱动的迁移在低粘度光盘中存在的径向平流的气体，预期从角动量去除磁化盘风。我们使用基于网格的代码FARGOCA进行三维模拟。我们模拟了盘风的影响，方法是在盘的表面层上施加一个合成扭矩，其特征是指定的柱密度Sigma_A，因此它导致盘的吸积速率为每年10^-8太阳质量。具有这种结构的盘被称为“分层”，并且施加扭矩的层被表示为“主动”。我们还考虑了吸积的情况下，集中在光盘的中平面附近，模仿输运性质引起的大霍尔效应或弱欧姆扩散。我们观察到两个迁移阶段：在第一阶段，行星的迁移是由涡旋驱动的，并指向内部。当漩涡消失时，这个阶段结束。迁移取决于来自行星的扭矩阻止吸积流的能力。当流动快速且不受阻碍（小Sigma_A）时，迁移非常缓慢。当吸积流被完全阻塞时，迁移速度更快，速度由吸积流重新填充迁移行星后面的间隙的速率控制。巨行星在层状原行星盘中的迁移速度取决于吸积层的厚度。如果吸积层足够薄，允许通过盘不受阻碍地吸积，那么大多数巨型系外行星明显经历的大规模迁移的缺乏可以解释。
2021-11-08 astro-ph.EP
Atmospheric Escape by Magnetically Driven Wind from Gaseous Planets II --Effects of Magnetic Diffusion--
通过在一维磁通量管道中进行欧姆扩散的非理想磁流体动力学（MHD）模拟，研究了Alfvenic波在热超导体弱电离大气中的作用.表面的湍流激发阿尔芬波，阿尔芬波向上传播，驱动热（~ 10^4 K）流出。磁扩散对热彗星弱电离大气中Alfvenic波的耗散起着重要作用。自发驱动的行星风的质量损失率大大降低，与理想的MHD模拟相比，因为阿尔文波在大气中的低海拔处被严重阻尼，而波加热在高层大气的加热中仍然是重要的。依赖于地面温度，行星半径，并在表面的速度色散进行了研究。我们发现了透射波能量通量的反演现象，高层大气中Alfven波携带的能量通量在一定的地面温度范围内与地面输入的能量通量存在非单调相关性，这是因为大气的整体物理性质以复杂的方式决定了电阻率。我们还指出，如果开放磁场被限制在有限的区域内，加热和质量损失预计只在有限的区域。
2015-07-16 astro-ph.EP
High-Temperature Ionization in Protoplanetary Disks
我们计算的电子和离子的丰度在热（> 500 K），尘埃部分的原行星盘，治疗的第一次的影响，电子和离子发射的尘埃颗粒。高温电离模型只是简单地假设碱金属元素，如钾，以气相原子的形式存在，并遵循萨哈方程碰撞电离。我们表明，萨哈方程往往不成立，因为自由电荷产生的电子和离子发射和破坏时，他们坚持粮食表面。这意味着电离状态不取决于碱金属原子的第一电离势，而是取决于颗粒的功函数。带电物种的丰度通常突然上升超过约800 K，与功函数，气体密度，或灰尘与气体的质量比几乎没有定性的依赖。应用我们的结果，我们发现原行星盘的死区，在那里高的扩散率抑制磁旋转湍流，其内边缘位于温度超过阈值~1000 K。阈值由双极扩散设置，除了在最高密度处，其中阈值由欧姆电阻率设置。我们发现，磁盘气体可以扩散加载到恒星磁层的温度低于类似的阈值。我们调查是否“短路”的不稳定性的电流片可以在磁盘中工作，并发现它不能，或仅在一个狭窄的范围内的条件下工作，它似乎不是球粒形成机制。我们还建议，电子发射是重要的，以确定欧姆加热的热超导体的速率。
2015-08-31 astro-ph.EP
