年轻巨行星磁层吸积的可能特征

磁层吸积是广泛天体物理系统中的一个重要过程，并可能在气态巨行星的形成中发挥作用。将描述恒星磁层吸积的形式体系扩展到行星领域，我们证明了磁层过程可能主导处于孤立阶段的年轻气态巨行星的吸积。处于孤立阶段的行星已在其周围星周盘中清除了大间隙，并进入准静态平衡，其半径仅略大于最终尺寸（即 $r \sim 1.4 r_{\rm final}$）。在年轻气态巨行星的主要吸积阶段，磁层吸积不太可能发挥作用，因为此时行星的包层预计远大于行星的阿尔文半径。对于一个典型的 1 M$_J$ 气态巨行星，其残余孤立阶段吸积率为 $\dot{M}_{\odot} =$ 10$^{-10} M_{\odot}{\rm yr}^{-1}=10^{-7}M_{J}{\rm yr}^{-1}$，盘吸积将在 $\sim 2.7r_J$（其中 $r_J$ 是木星半径）处被截断，并驱动行星以约 7 小时的周期自转。来自行星磁层吸积的热辐射将难以观测；最有希望的观测特征可能是非热辐射，例如以远短于主星自转周期的周期清晰调制的回旋同步辐射。