失控吸积过程中气态巨行星熵的演化

我们计算了气态巨行星在形成过程中的失控气体吸积阶段的演化，以理解年轻巨行星的光度如何依赖于吸积条件。我们构建了稳态包层模型，并使用恒星天体物理实验模块（MESA）代码运行了吸积行星的含时模拟。我们表明，内部熵的演化取决于内部绝热线与吸积物质熵之间的对比，该对比由激波温度T_0和压强P_0参数化。在低温下（T_0≲300–1000 K，取决于模型参数），吸积物质的熵低于内部。对流区延伸至表面，可以驱动大的光度，导致快速冷却和冷启动。对于更高的温度，吸积物质的熵大于内部，形成一个阻止冷却的辐射区。当T_0≳2000 K时，表面与内部的熵差无法被辐射包层所容纳，吸积物质以高熵积累，形成热启动。行星的最终状态取决于激波温度、吸积率以及失控吸积开始时的初始熵。冷启动（L≲5×10^{-6} L_⊙）要求低吸积率和低初始熵，并且吸积物质的温度保持接近星云温度。如果温度反而接近辐射吸积光度所需的值，即4πR^2σT_0^4∼(GMṀ/R)，正如先前在恒星形成背景下关于辐射激波的工作所建议的那样，那么气态巨行星将以热启动形成，其光度L∼10^{-4} L_⊙。