热木星中的扩展热沉积：在欧姆加热中的应用

许多处于近轨道的巨系外行星的观测半径超出了理论预测。对此差异的一种建议解释是热量沉积在这些“热木星”的大气深处。在此，我们研究了将热量从光球层分布到行星深内部的扩展功率源。我们的解析处理是对先前局部“点源”分析的推广。我们将沉积剖面建模为光学深度的幂律，并发现当行星的内部光度（即冷却率）降至沉积在行星对流区域的热量以下时，行星的冷却和收缩停止。只有在未延伸至行星中心的源的情况下，才可能在达到平衡之前出现演化冷却的减缓。我们估算了大气风与行星磁场相互作用产生的欧姆耗散，并将我们的解析模型应用于欧姆加热的行星。我们的模型可以解释大多数平衡温度 $\approx 1500\textrm{K}-2500\textrm{K}$ 且膨胀至半径 $\approx 1.6 R_J$ 的膨胀行星的观测半径。然而，一些极度膨胀的行星仍无法用我们的模型解释。我们还论证了欧姆膨胀的行星已经达到了其平衡阶段，不再收缩。继 Wu & Lithwick 提出欧姆加热只能悬浮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至其平衡构型所需的时间。我们发现，虽然重新膨胀冷行星是可能的，但重新膨胀的时间尺度比冷却时间长约 30 倍。