El campo magnético de exoplanetas gaseosos gigantes y su efecto en la retención de sus exolunas

Perfiles de la relación rH/rT para los radios circunferenciales del disco. La línea roja discontinua indica la relación rH/rT = 1. La región a la derecha de la línea roja discontinua con rH/rT > 1 es adecuada para la lunación y la región a la izquierda con rH/rT

Estudiamos las interacciones magnéticas y de marea de un exoplaneta gigante gaseoso con su estrella anfitriona y con sus exolunas, y nos centramos en su retención. Revisamos brevemente la ley de medición de la dinamo planetaria en términos de su masa, radio y luminosidad.

Basándonos en la teoría del virial, construimos una ley de evolución para el campo magnético planetario y encontramos que la entropía inicial es importante para la evolución del campo de un planeta de gran masa. Estimamos los pares magnéticos en órbita resultantes de las interacciones magnéticas estrella-planeta y planeta-luna, y descubrimos que los pares de marea pueden compensarse y evitar los valles de frecuencia donde la respuesta dinámica de las mareas es ineficaz. Para la retención de exolunas consideramos dos casos.

En presencia de un disco planetario circunestelar (CPD), comparando los radios interior y exterior del CPD, los planetas con campos magnéticos muy fuertes o a una distancia muy pequeña de su estrella anfitriona tienden a no albergar exolunas. Durante la evolución posterior libre de CPD, al comparar las escalas de tiempo de rotación planetaria y migración lunar, descubrimos que es poco probable que los Júpiter calientes con períodos de varios días retengan grandes exolunas, aunque pueden estar rodeados por anillos de escombros lunares. .

Por el contrario, las lunas, si se forman alrededor de Júpiter cálidos o fríos, pueden tener una escala de tiempo de migración más larga que la vida útil del sistema planetario y preservarse. Finalmente, estimamos la energía de radio y la densidad de flujo resultantes de las interacciones magnéticas estrella-planeta y planeta-luna y damos un límite superior a la distancia de detección por FAST.

Xing Wei, Comité Nacional Demócrata Lin

Temas: La Tierra y la astrofísica planetaria (astro-ph.EP); Astrofísica solar y estelar (astro-ph.SR)
Citar como: arXiv:2402.07387 [astro-ph.EP] (O arXiv:2402.07387v1 [astro-ph.EP] para esta versión)
Día de entrega
De: Dr. Sheng Wei
[v1] Lunes 12 de febrero de 2024, 03:09:54 UTC (941 KB)
https://arxiv.org/abs/2402.07387
Astrobiología