HD209458b 大气镁逃逸建模

对 HD209458b 的 MgI 线凌星观测揭示了中性镁从行星高层大气逃逸的特征，而在 MgII 双重线中未发现大气吸收。在此，我们提出了一个关于中性和电离镁种群动力学的 3D 粒子模型，并与外逸层以下大气的解析模型相结合。理论 MgI 吸收线轮廓直接与行星凌星期间观测到的该线蓝翼吸收进行比较。观测结果与中性镁逃逸率在 $2\times10^7$-$3.4\times10^7$ g/s 范围内、外逸层接近洛希瓣（$R_{exo}$ 在 $2.1$-$4.3 R_p$ 范围内，其中 $R_p$ 为行星半径）以及外逸层处行星风速 $v_{pl}=25$ km/s 的情况拟合良好。观测到的高达 -60 km/s 的行星逃逸镁速度可以通过辐射压加速很好地解释，前提是紫外光电离被电子复合所补偿，直至约 $13 R_p$ 处。如果将外逸层属性约束为更深层大气理论模型给出的值（$R_{exo}=2 R_p$ 且 $v_{pl}=10$ km/s），则在类似的电子密度和 $2\sigma$ 范围内的逃逸率下可找到对观测的最佳拟合。在所有情况下，外逸层以下大气的平均温度必须高于约 6100 K。模拟预测吸收轮廓将从凌星开始到结束发生红向展宽。扩展大气的空间和光谱结构是辐射压、行星引力和自屏蔽之间复杂相互作用的结果，可以通过分析 MgI 线中的凌星吸收轮廓来探测。