Stellar Wind Driven Alfvén Wing Dynamics in Planetary and Exoplanetary Magnetospheres
Center of Excellence in Space Sciences India, Indian Institute of Science Education and Research Kolkata（印度空间科学卓越中心，印度科学教育研究所加尔各答分校）；Department of Physical Sciences, Indian Institute of Science Education and Research Kolkata（印度科学教育研究所加尔各答分校物理科学系）；Center for High Energy Systems and Sciences, Defence Research and Development Organization（国防研究与发展组织高能系统与科学中心）；Department of Physics, Fakir Chand College（法基尔昌德学院物理系）
通过三维磁流体模拟，研究恒星风条件如何影响阿尔文翼结构和磁层形态，发现上游阿尔文马赫数决定磁层构型，翼开角与恒星风速度相关，并揭示磁层顶与磁尾的线性标度关系。
2026-06-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Effects of M dwarf magnetic fields on potentially habitable planets
我们研究了M矮星的磁场对类地行星的影响。这些磁场可以减少行星磁层的大小，以至于行星大气的很大一部分可能会受到恒星风的侵蚀。我们使用了15颗活跃的dM恒星的样本，重建了这些恒星的表面磁场图，以确定行星轨道上的磁压，从而确定其磁层的最大尺寸，这只会通过考虑恒星风而减少。我们的方法提供了一种快速的手段来评估哪些行星最受恒星磁场的影响。我们发现，假设类地行星与类似的地球磁化（1G）轨道的内部（外部）边缘的宜居带的这些恒星将目前的磁层延伸到最多6（11.7）行星半径。为了维持地球大小的磁层，除了少数情况外，类地行星要么（1）需要在比宜居带的传统界限远得多的轨道上运行;要么（2）如果它在宜居带内运行，它至少需要一个磁场，从几个G到几千个G不等。通过假设更适合年轻地球（3.4光年前）的磁层尺寸，所需的行星磁场要弱一个数量级。然而，在这种情况下，行星的极冠面积是两倍大，这是不受行星间空间粒子运输的保护。当恒星变老，自转速率和磁场降低，行星际磁压降低，行星的磁层可能扩大。使用经验得出的旋转活动/磁性关系，.（续）
2013-06-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
MHD study of planetary magnetospheric response during extreme solar wind conditions: Earth and exoplanet magnetospheres applications
背景：恒星风和行星际磁场改变了行星磁层的拓扑结构。因此，直接暴露于恒星风的危险影响，例如对绕地球运行的卫星的完整性或系外行星的可居住性的影响，取决于空间天气条件。目的：这项研究的目的是分析类地磁层对各种空间天气条件和行星际日冕物质抛射的反应。计算了磁层顶间距、开闭场线边界和等离子体流向行星表面的流动。研究方法：我们使用球坐标系下的MHD程序PLUTO对恒星风的动压和温度以及行星际磁场强度和方向进行了参数化研究。所分析的参数范围从正常的空间天气条件到极端的空间天气条件，这些条件与太阳主序的当前和早期地球轨道上的日冕物质抛射相一致。此外，分析了亚阿文太阳风配置对地球和系外行星磁层的影响。结果如下：即使在超级日冕物质抛射期间，在赤道纬度的地球日侧，太阳风的直接降水也是极不可能的。另一方面，在沿着太阳主序的早期演化阶段，一旦太阳自转速率至少快了$5$倍（<4.4亿年），地球表面在日冕物质抛射期间直接暴露在太阳风中。如今，高轨道、地球同步轨道和中轨道的卫星在日冕物质抛射期间直接暴露于太阳风，因为地球日侧的部分轨道超出弓形激波的鼻部。
2022-03-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
A scaling relationship for non-thermal radio emission from ordered magnetospheres: from the top of the Main Sequence to planets
在本文中，我们提出了非相干非热无线电辐射的分析，从早期的B到早期的A光谱类型的热磁星的样本。跨越广泛的恒星参数和风的属性，这些恒星显示在其无线电发射的共同性，提出了新的挑战，风的情况下，最初设想的。人们认为，负责无线电发射的相对论性电子起源于风打开磁场线时形成的电流片。然而，来自较冷恒星的真实质量损失率太小，无法解释观测到的非热宽带射电光谱。相反，我们认为存在一个位于内磁层内部的辐射带，类似于木星。这样的结构解释了宽带无线电发射对风质量损失率的总体冷漠。此外，关联的无线电光度从一个更大的样本的磁星与他们的恒星参数，旋转和磁性的综合作用已经经验确定。最后，我们的早期磁星样本表明，非热射电光度和磁层共同旋转引起的电压之间存在比例关系，这似乎适用于更广泛的具有偶极主导磁层的恒星类型（如木星和超冷矮星和棕矮星）。我们的结论是，良好的秩序和稳定的旋转磁层共享一个共同的物理机制，支持非热电子的产生。
2021-07-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Interaction of Close-in Planets with the Magnetosphere of their Host Stars. II. Super-Earths as Unipolar Inductors and their Orbital Evolution
具有几个地球质量和几天轨道周期的行星已经通过径向速度和过境调查发现。不管它们的形成机制如何，一个关键的演化问题是它们在宿主恒星附近的保留效率。如果这些行星在其母星的金牛座T阶段期间或之后不久到达它们现在的轨道，那么很大一部分行星将遇到强烈的恒星磁场。由于这些行星比其恒星的大气层具有更高的传导性，因此连接行星和主恒星的磁通量管会以比穿过行星更快的速度滑过恒星的外壳。在行星直径上的感应电动势导致了一个电位降，它沿着一个通量管以阿尔芬速度传播离开行星。通量管的底部扫过恒星表面，电势降驱动一个类似于木卫一-木星电动相互作用的直流电流。这种电流的欧姆耗散在恒星包层中产生了潜在的可观察到的热点。电流加热行星，并导致洛仑兹扭矩，驱动行星的轨道朝着圆形和与恒星自转同步的方向发展。净效应是行星轨道偏心率的阻尼。在缓慢（快速）旋转的恒星周围，这个过程也会导致周期小于几天的岩石行星在几百万年内经历轨道衰变（膨胀/停滞）。原则上，这种效应可以决定短周期热地球的保留效率。我们还估计了这些行星中的欧姆耗散，并表明它可能导致严重的结构演化和挥发性物质的潜在损失。然而，这些影响可能会被感应场的重联显著削弱。
2012-01-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Evolution of High Temperature Plasma in Magnetar Magnetospheres and its Implications for Giant Flares
本文在星震模型的框架下，提出了一种描述巨耀斑初始尖峰的新机制。本文研究了磁星磁层中闭合磁通量管中等离子体在能量突然释放情况下的演化，并讨论了与观测到的巨耀斑的关系。我们在史瓦西几何中对相对论磁流体动力学进行了一维数值模拟。我们假设能量是由一个热的恒星表面包含随机扰动的横向速度的循环的足点注入。阿尔文波产生并向上传播，伴随着非常热的等离子体，这些等离子体也被非线性产生的压缩波持续加热。我们发现，火球区域的前缘在管的顶部与它们对称发射的对应物碰撞。这种碰撞导致能量释放，它可以描述巨耀斑初始尖峰的光变曲线。
2014-04-10 astro-ph.HE astro-ph.SR
Magnetospheres of hot Jupiters: hydrodynamic models & ultraviolet absorption
我们提出了恒星风磁层相互作用的流体动力学模拟热彗星，如WASP-12 b。对于基准恒星风率，我们发现几个G的行星磁场产生一个大的磁层空腔，其大小通常为6-9个行星半径。弓形激波总是在磁层前方形成，但激波前的气体只有轻微的超音速（典型的马赫数为$\simeq$ 1.6-1.8），因此激波很弱。这导致了紫外光曲线中的特征信号：一个宽吸收特征，在轨道相位中导致10-20%的光学过境。我们的合成光变曲线的形状与WASP-12 b的现有观测结果一致，但只有在冲击气体快速冷却的情况下才能实现所需的近紫外光学深度（$τ\sim 0.1$）。我们进一步表明，辐射冷却是低效的，所以我们认为这是不可能的磁层弓形激波是负责所观察到的近紫外吸收。最后，我们将我们的模型应用于另外两个经过充分研究的热彗星（WASP-18 b和HD209458 b），并建议对更大质量的短周期行星（如WASP-18 b）的紫外线观测将提供一个简单的测试来区分不同的环行吸收模型。
2015-12-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetary protection in the extreme environments of low-mass stars
最近的研究结果表明，目前在寻找类地行星的主要目标M矮星（dM）的磁场与太阳的磁场在拓扑结构和强度上都有很大的不同。特别是，环绕在dM恒星的宜居带（HZ）的行星周围的磁化环境可能与地球周围的环境有很大的不同。这些极端的磁场可以压缩行星的磁层，以至于行星大气的很大一部分可能会暴露在恒星风的侵蚀之下。利用观测到的15 dM恒星的表面磁图，我们研究了强烈的恒星磁场引起的行星磁层压缩的最小程度。我们发现，假设类地行星与类似的地球磁化（~1G）在这些恒星的HZ的内（外）边缘的轨道将提出磁层延伸到最多6.1（11.7）行星半径。为了维持地球大小的磁层，类地行星要么需要在比传统的赫兹极限更远的轨道上运行;要么，如果它在生命承载区域内运行，它将需要一个从几个G到几千个G的最小磁场。
2013-10-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Importance of Giant Impact Ejecta for Orbits of Planets Formed during the Giant Impact Era
类地行星被认为是由火星大小的原行星的巨大撞击形成的。通过巨大撞击形成的行星具有高度偏心的轨道。行星周围的一群星子可能会通过随机能量的均分（动力学摩擦）导致行星的偏心阻尼。然而，动力摩擦增加了微行星的偏心率，导致微行星之间的高速碰撞。碰撞级联将星子研磨成尘埃，直到尘埃颗粒由于辐射压力而被吹出。因此，星子的总质量由于碰撞碎裂而减少，这削弱了动力学摩擦。我们研究了原行星在星子盘中的轨道演化，并考虑了星子的碰撞碎裂。对于100公里或更小的星子，动力摩擦是微不足道的偏心阻尼的行星，因为碰撞破碎。另一方面，巨大的撞击会喷射出碰撞碎片。虽然巨大的撞击喷出物的总质量是0.1 - 0.3个地球质量，但最大的撞击喷出物大小约为1，000公里。我们还研究了初始偏心率为0.1的单行星在一群这样巨大的撞击喷出物中的轨道演化。虽然巨大的撞击喷出物的总质量每3千万年减少3倍，但由于与巨大撞击喷出物的相互作用，行星的偏心率被阻尼到地球水平（~0.01）。因此，巨大的撞击喷出物对确定类地行星轨道具有重要意义。
2019-11-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Extreme resonance line profile variations in the ultraviolet spectra of NGC 1624-2: probing the giant magnetosphere of the most strongly magnetized known O-type star
在本文中，我们提出了高分辨率的HST/COS观测的极端磁性O星NGC 1624-2。这些代表了这个原型物体的第一个紫外光谱。我们研究了它的风敏感的共振线的变化，比较它与其他已知的磁性O星。特别是，观测到的CIV和SiIV双峰在低态和高态之间的变化是在任何磁性O型恒星中观测到的最大变化，与NGC 1624-2磁层的预期特性一致。我们还观察到在低态的红移吸收分量，在大多数恒星中看不到的功能。我们提出了初步的建模工作的基础上的分析动力磁层（ADM）的形式主义，证明了使用非球对称模型来确定风/磁层性质的磁性O星的必要性。
2018-11-25 astro-ph.SR
A Planetary Mass and Stellar Radius Relationship for Exoplanets Orbiting Red Giants
外行星质量与红巨星宿主恒星半径的散点图显示了一个有趣的积极趋势：较大的恒星拥有更多的大质量行星。这意味着恒星向红巨星的演化会影响系统中行星的质量。
2018-09-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Debris disks as signposts of terrestrial planet formation. II Dependence of exoplanet architectures on giant planet and disk properties
我们提出了类地行星的形成模型，以及在包含多个不稳定气体巨星的行星系中碎片盘的碰撞演化。我们以前表明，巨行星的动力学引入了类地行星和碎片盘之间的相关性。在这里，我们提出了新的模拟表明，这种连接是定性鲁棒的变化：巨行星的质量分布，外星子盘的宽度和质量分布，以及气体的存在在磁盘中。我们讨论如何在这些参数的变化影响的演变。具有等质量巨行星的系统会经历最剧烈的不稳定性，这些不稳定性会摧毁类地行星和产生碎片盘的外星子盘。相比之下，具有低质量巨行星的系统有效地产生了类地行星和碎片盘。大部分具有低质量最外层巨行星的系统在这些行星之间有稳定的间隙，这些间隙经常被微行星占据。外巨行星之间的星子带可能会影响碎片盘SED。如果地球质量的种子存在于外星子盘中，则盘径向扩散到更低的温度。我们认为，这可以解释非常低的频率> 1 Gyr-old的太阳型恒星观察到24微米的过剩。在探索的（有限的）一组配置中，最有可能拥有大约1天文单位的类地行星的是年龄大于0.1-1 Gyr的恒星，其明亮的碎片盘在70微米，但目前没有已知的巨行星。这些系统结合了岩石建筑块的证据，巨行星的性质最不可能经历破坏性的动力学演化。我们预测碎片盘和偏心巨行星之间的反相关，和碎片盘和类地行星之间的正相关。
2012-02-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Orbital Evolution of Gas Giant Planets around Giant Stars
最近的调查显示，在演化的恒星周围缺乏质量超过1.2 Msun的近距离行星。这样的行星在太阳质量的恒星周围很常见。我们已经计算了行星围绕具有一系列初始质量的恒星的轨道演化，并展示了行星轨道如何受到恒星演化的影响，一直到红巨星分支（RGB）的尖端。我们发现，潮汐相互作用可以导致近距离行星被演化的恒星吞没。对于质量较大的行星和质量较小的恒星，吞噬的效率更高。这些结果可以解释所观察到的半长轴分布的行星周围的演化恒星质量大于1.5 Msun。我们的研究结果还表明，大质量行星可能会更有效地围绕中等质量恒星形成。
2009-10-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
The California Legacy Survey III. On The Shoulders of (Some) Giants: The Relationship between Inner Small Planets and Outer Massive Planets
我们利用FGKM星的高精度径向速度测量研究了两类行星的条件出现：近距离小行星（0.023 - 1 au，2 - 30地球质量）和远距离巨行星（0.23 - 10 au，30 - 6000地球质量）。我们发现，$41^{+15}_{-13}\%$的系统与一个接近，小行星也主机外部的巨人，相比之下，$17.6^{+2.4}_{-1.9}\%$的恒星，无论小行星的存在。这意味着，与所有具有$1.7σ$意义的恒星相比，小行星宿主可能在外部巨行星的出现中得到增强。相反，我们估计，$42^{+17}_{-13}\%$的冷巨星主机也主机内部的小行星，相比之下，$27.6^{+5.8}_{-4.8}\%$的恒星，无论冷巨星的存在。我们还发现，更大质量和更近距离的巨行星与小的内行星无关。具体地说，我们的样本表明，小行星不太可能拥有质量超过大约120个地球质量，在0.3 - 3天文单位范围内的外巨行星，而不是拥有质量较小或更遥远的巨行星，$\sim$ 2.2 $σ$置信度。这意味着0.3 - 3au的大质量气体巨星可能抑制内部小行星形成。此外，我们比较了只有小行星的系统和既有小行星又有冷巨星的系统的主恒星金属丰度分布。与以前的研究一致，我们发现在我们的调查中，只有小行星的恒星具有与更广泛的太阳金属丰度中值样本一致的金属丰度分布，而同时拥有小行星和气体巨星的恒星明显富含金属，$\sim$ 2.3 $σ$…
2022-05-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Unravelling sub-stellar magnetospheres
本研究提出利用相干无线电爆发反演超冷矮星视角与大尺度磁场结构的层析成像方法，并应用于J0623，揭示其极视、磁轴与自转轴显著错配及可能的长周期磁活动。
2024-10-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Formation of Giant Planets
本文综述了巨行星通过核吸积形成的最新证据，并讨论了气体盘引力碎裂在产生褐矮星伴星中的作用。
2025-01-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Revealing Giant Planet Interiors Beneath the Cloudy Veil
朱诺号和卡西尼号任务的观测为木星和土星的内部结构和组成提供了重要的限制，从而深刻地修正了我们对气体巨行星内部和大气层的理解。了解我们太阳系行星起源的下一步需要对它们的冰巨人兄弟姐妹天王星和海王星进行任务。
2020-12-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
On the Semimajor Axis Distribution of Extrasolar Gas Giant Planets: Why Hot Jupiters Are Rare Around High-Mass Stars
基于一套蒙特卡罗模拟，我表明，恒星质量依赖的气体盘的寿命，行星的形式可以解释缺乏热的恒星/近在巨行星周围的高质量恒星和其他关键功能的径向速度检测到的巨行星的半长轴分布。使用合理的参数的第二类迁移率，行星形成的地区，和时间尺度的气体巨星核心形成，我构建的综合分布的类木行星。一个行星形成/迁移模型假设一个恒星质量依赖的气体盘寿命再现观察到的分布的关键功能，优先搁浅行星周围的大质量恒星的半长轴。
2009-03-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Giant planet occurrence within 0.2 AU of low-luminosity red giant branch stars with K2
每一颗类太阳恒星最终都会演化成一颗红巨星，这一转变会深刻影响周围行星系的演化。行星动态演化和轨道衰减的时间尺度对行星的可居住性以及后主序星和行星的相互作用、演化和内部结构具有重要意义。在这里，我们调查这些影响，估计行星发生在2476低光度红巨星分支（LLRGB）的美国宇航局K2任务观察到的恒星。我们使用星震学测量恒星的质量和半径，平均随机不确定性为3.7%的质量和2.2%的半径。我们将这颗行星的人口与已知的类太阳矮星周围的行星人口进行比较，解释了恒星星族之间的探测效率差异。我们发现0.51% +/- 0.29%的LLRGB恒星拥有比木星大的行星，轨道周期小于10天，暂时高于拥有类似行星的主序星（0.15% +/- 0.06%）。我们的研究结果表明，恒星演化对比木星大的近距离行星的影响并不显著，直到恒星开始大幅上升到红巨星分支（>~ 5-6 Rsun）。
2019-10-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Radio Emissions from Substellar Companions of Evolved Cool Stars
现在已经报道了一些进化成冷恒星的亚恒星伴星。冷巨星在许多方面与它们的祖先主序列（MS）低质量恒星不同。首先，冷巨星的质量损失率比晚型MS星大几个数量级。第二，在林斯基-海施“分界线”的冷侧，K和M巨星不是X射线源，尽管它们确实显示出色球层的证据。因此，对于这些光谱型来说，冷星风基本上是中性的，这表明行星或褐矮星的磁层将无法有效地阻挡星风。在这种情况下，人们期望在伴星的磁层深处形成弓形激波形态。我们探索无线电发射从亚恒星的同伴与电离风或中性风的巨星。
2009-11-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
The effects of stellar winds on the magnetospheres and potential habitability of exoplanets
内容：系外行星可居住性的主要定义是它们是否能够在其表面维持液态水，即它们在宜居带内运行。然而，行星的磁层也应该被考虑，因为没有它，系外行星的大气层可能会被恒星风侵蚀。目的：本文的目的是研究行星的磁层保护免受太阳质量恒星的恒星风的影响。方法：我们以124颗太阳质量恒星为样本，研究在宿主恒星的宜居带中绕轨道运行的假设类地系外行星。这些都是Bcool协作观察到的目标。使用两个风模型，我们计算每个系外行星的磁层范围。这些风模型在计算上是廉价的，并允许社区快速估计磁层大小的磁化地球类似物绕冷恒星。结果：我们样本中的大多数模拟行星都可以维持大约5个地球半径或更大的磁层。这表明，在太阳类似物的宜居带中的磁化地球类似物能够保护它们的大气层，这与年轻活跃的M矮星周围的行星形成对比。总的来说，我们发现，年龄为1.5 Gyr或更老的太阳型恒星周围的地球类似物至少可以维持一个古太古代地球大小的磁层。我们的研究结果表明，在Vaughan-Preston间隙低活动侧的0.6 - 0.8太阳质量恒星周围的行星是可居住地球类似物的最佳观测目标。
2014-09-03 astro-ph.SR
Evidence of an Upper Bound on the Masses of Planets and its Implications for Giant Planet Formation
质量为M ~ 10 M_Jup的天体已经被发现绕着附近的恒星运行。目前还不清楚这些物体是通过核心吸积形成的气体巨行星，还是通过引力不稳定形成的恒星。我表明，对象与M <~ 4 MJup轨道富含金属的太阳型矮星，一个属性与核心吸积。M >~ 10 M_Jup的对象不共享此属性。这种转变与此类天体出现率的最小值相吻合，表明通过核心吸积形成的天体（如行星）的最大质量小于10 M Jup。因此，M >~ 10 M_Jup的天体可能是通过引力不稳定性形成的，不应该被认为是行星。在尺度最小质量的太阳星云Shakura-Sunyaev盘中形成巨型行星形成的理论模型，调整了产生巨型行星的标准参数，预测最大质量几乎大一个数量级。为了防止新形成的巨行星长大超过10兆焦耳，因此原行星盘必须比在巨行星形成的失控气体吸积阶段通常假设的粘性或质量要小得多。这两种效应都会减缓行星胚胎/巨行星的I/II型迁移，并促进它们的生存。这些推论对主星质量、行星形成位置或特征盘消散时间不敏感。
2018-01-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Study of the impact of the post-MS evolution of the host star on the orbits of close-in planets. II. A giant planet in a close-in orbit around the RGB star HIP63242
背景：在巨恒星周围发现了40多颗行星，揭示了在$\sim$ 0.6 AU的内部轨道上缺乏系统。这一观测事实与太阳型恒星周围的行星群形成对比，并被解释为行星轨道演化的结果，这是由于与主恒星的相互作用和/或由于行星在更大质量恒星周围的不同形成/迁移情景。目的：我们正在对166颗巨星的样本进行径向速度研究，目的是研究绕主序星运行的近距离行星的数量。方法：我们已经计算了精确的径向速度从多历元光谱数据，以寻找巨恒星周围的行星。结果：在本文中，我们发现了一个大质量行星周围的中等质量巨星HIP\63242。最佳开普勒拟合数据导致轨道距离为0.57 AU，偏心率为0.23，预计质量为9.2 \mjup。HIP\，63242\，b是在任何中等质量巨星周围发现的最里面的行星，也是我们调查中发现的第一颗行星。
2013-06-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Does the innermost occurrence distribution measure tidal dissipation, reveal a flow of giant planets, or both?
开普勒发现的最短周期巨型系外行星的出现分布显示出一种下降，这与恒星潮汐引起的迁移所预期的下降非常匹配。我们提出了一个比较，可以显示的潮汐耗散（摩擦）作为恒星和行星系统的年龄分布的函数的水平，与已知的基本恒星和行星参数的依赖关系。利用这种关系，可以对潮汐耗散的值施加约束，这些约束将随着年龄分布的确定而得到改善。对于巨行星来说，这导致了一个出乎意料的低潮汐耗散值。这种短周期巨行星的过剩可能是由于长周期巨行星的持续补给迁移到短周期堆积中，破坏了沿途较小行星的存在。也许接近海王星大小的行星的出现分布将更好地测量潮汐摩擦，而木星大小的行星的分布揭示了巨行星更有可能完成逐渐迁移到恒星。
2012-06-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Dynamics of Stellar Coronae Harboring Hot-jupiters II. A Space Weather Event on A Hot-jupiter
我们进行了一个数值模拟，描述了一个日冕物质抛射（CME）事件的影响，在一个太阳系外的近距离巨行星。我们以类似于模拟地球上空间天气事件的方式驱动CME。模拟包括行星轨道运动，这导致形成一个彗星状的行星磁尾，其方向几乎垂直于CME的传播方向。这一特征与CME到达行星时不会膨胀太多的事实相结合，导致了独特的CME-磁层相互作用，CME本身受到行星磁层的高度影响。我们发现这颗行星被很好地屏蔽了，即使是在相对较弱的内部磁场下。与这样的事件相关的行星角动量损失与总的行星角动量相比可以忽略不计。我们还发现，这是存储在磁层的能量是远远高于在地球的情况下，我们的模拟表明，有一个大规模的变化，磁层电离层电流系统的方向在CME事件。
2011-07-07 astro-ph.SR
New and updated stellar parameters for 71 evolved planet hosts. On the metallicity - giant planet connection
目前仍有争议的是，著名的矮恒星金属丰度-巨行星相关性是否也适用于巨恒星。因此，精确的金属丰度非常重要。不同的方法可以提供不同的结果，导致行星宿主分析的差异。为了研究不同的分析方法对演化恒星金属丰度标度的影响，我们比较了不同的铁谱线列表，用于演化恒星的大气参数推导。因此，我们使用了71颗演化恒星的样本。有了这些新的均匀参数，我们重新审视了演化恒星的金属丰度-巨行星联系。基于局部热力学平衡（LTE）下的Kurucz模式，通过MOOG程序进行光谱分析，以获得大气参数。使用了两个不同的铁线列表集，一个是一般的冷FGK恒星，另一个是巨大的FGK恒星。使用Padova模型通过等时线拟合计算质量。然后对演化恒星和红巨星的各种不同样本的金属丰度分布进行了科尔莫戈罗夫-斯米尔诺夫检验（KS检验）。所有的参数都可以用一个专门为冷的和类似太阳的恒星设计的线列表集进行比较，以提供更准确的温度。使用此线路列表集导出的所有参数均为首选，因此可用于未来分析。我们发现，进化的行星宿主比拥有巨行星的矮星更缺乏金属。然而，在寻找行星的巨大恒星样本中存在偏见。由于颜色的限制，富含金属的低重力恒星被排除在样本之外，这使得很难将矮星与巨星进行比较。此外，相对于没有行星的红巨星，没有发现有行星的红巨星（$\log g < 3.0$ \，dex）的金属丰度增强。
2013-07-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
The HARPS search for southern extrasolar planets XXI. Three new giant planets orbiting the metal-poor stars HD5388, HD181720, and HD190984
我们在三颗缺金属恒星周围发现了三颗新的巨行星：HD5388b（1.96M_Jup），HD181720b（0.37M_Jup）和HD190984b（3.1M_Jup）。所有的行星都有中等偏心率（从0.26到0.57）和长轨道周期（从777到4885天）。其中两颗恒星（HD 181720和HD 190984）是一个在大约100颗中等贫金属恒星周围寻找巨行星的计划的一部分，而HD 5388是HARPS GTO计划的体积有限样本的一部分。我们的发现表明，在长周期轨道上的巨行星在中等贫金属恒星周围并不罕见。
2010-01-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
The impact of pre-main sequence stellar luminosity on giant planet formation
本文通过卵石驱动核吸积模拟，研究主序前恒星光度演化对1-2.4倍太阳质量恒星周围巨行星形成的影响，发现高光度会降低卵石吸积效率、增加巨行星形成难度，并影响其组成。
2025-08-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Do Metal-Rich Stars Make Metal-Rich Planets? New Insights on Giant Planet Formation from Host Star Abundances
巨行星和其宿主恒星的成分之间的关系是理解行星形成的基本兴趣。太阳系巨行星的可见大气层和整体成分都高于太阳系的金属成分。一个关键的问题是，巨型系外行星的金属富集是否与它们的宿主恒星有关。Thorngren等人（2016）表明，在冷（Teq < 1000 K）的巨型系外行星中，重元素总质量随总Mp增加而增加，相对于母星的重元素富集度随总Mp减少。在他们的工作中，主恒星的金属丰度是从文献[Fe/H]测量中得出的。在这里，我们进行了一个更详细和统一的研究，以确定是否不同的主机恒星金属（C，O，Mg，Si，Fe和Ni）与其行星的大量金属丰度相关，使用相关性测试和贝叶斯线性拟合。我们提出了19个冷巨行星系统的新宿主恒星丰度，并将这些与现有的宿主恒星数据相结合，共22个冷巨行星系统（24颗行星）。令人惊讶的是，我们发现恒星金属丰度和行星剩余金属丰度（金属的相对量与预期的行星质量）之间没有明确的相关性，这与形成模型的常见预测相冲突。我们还发现了一个潜在的相关性残留的行星金属和恒星挥发难熔元素的比例。这些结果为未来行星形成的模拟研究提供了巨行星和宿主恒星成分之间有趣的新关系。
2019-11-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Metallicity Dependence of Giant Planets around M Dwarfs
本研究通过对比有无巨行星的M型矮星样本的均匀测量金属丰度，发现M型矮星巨行星偏好富金属宿主，热、温木星起源可能相似，且巨行星质量、行星数量及恒星光谱型与宿主金属丰度无显著关联。
2024-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidal dissipation in stars and giant planets
天体物理学中的流体体彼此靠近，会引起潮汐扭曲和流动，这些都是耗散过程。自旋和轨道运动在天文时间尺度上经历耦合演化，这与太阳系中许多类型的双星、短周期太阳系外行星系统和巨行星的卫星有关。我回顾的主要机制，已讨论的潮汐耗散在恒星和巨行星的线性和非线性制度。我还比较了基于理论模型的预期与最近的观察结果。
2014-06-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
A candidate giant planet companion to the massive, young white dwarf GALEX J071816.4+373139 informs the occurrence of giant planets orbiting B stars
本研究利用Spitzer IRAC数据在2195颗大质量年轻白矮星中搜寻巨行星，发现一个候选伴星并推断出初始质量大于3倍太阳质量恒星的巨行星出现率，验证了理论预测。
2025-06-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Magnetohydrodynamic modelling of star-planet interaction and associated auroral radio emission
我们目前的计算极光无线电功率的磁化热彗星绕太阳类恒星，计算使用全球磁流体动力学（MHD）模型的磁层和电离层对流所产生的磁层和恒星风之间的相互作用。传统上，系外行星极光的无线电功率是使用经验或解析推导的关系来估计的，例如辐射波德定律（Radiometric Bode's Law，RBL），它将无线电功率与恒星风-行星相互作用中耗散的磁能或动能联系起来。这种方法有可能使引起无线电发射的磁层电动力学过于简单化。作为自洽图像的下一步，我们使用3D MHD模型对恒星风-磁层-电离层耦合电流进行建模。我们计算电子回旋脉塞不稳定性驱动的辐射从计算的电离层场向电流密度。我们表明，极光的无线电功率是行星际磁场（IMF）的强度高度敏感，并表示，发射饱和的似是而非的热木星彼得森电导，表明无线电功率可能在很大程度上是独立的电离层电导。我们估计峰值无线电功率的$10^{14}$ W从一个行星暴露于IMF强度的$10^3$ nT，这意味着在距离地球15 pc的通量密度可能检测与当前和未来的射电望远镜。我们还发现了无线电功率和行星轨道距离之间的关系，这与以前热木星磁层-电离层耦合的分析模型的结果大致一致，并表明RBL可能高估了热木星政权的无线电功率高达两个数量级
2020-03-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
A Fresh Look into the Interaction of Exoplanets Magnetosphere with Stellar Winds using MHD Simulations
本研究利用 GAMERA MHD 代码模拟不同恒星与行星类型的星际磁场相互作用，并探讨了轨道距离与潮汐锁定对磁层-电离层系统总功率的影响。
2024-04-22 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
Searching for Star-Planet interactions within the magnetosphere of HD 189733
HD 189733是一颗K2矮星，被一颗半径为8.8恒星的巨行星环绕。为了研究恒星与行星之间的磁层相互作用，我们探索了主恒星的大尺度磁场和活动。我们收集光谱使用ESPaDONS和NARVAL分光偏振计，安装在3.6米加拿大-法国-夏威夷望远镜和2米望远镜伯纳德Lyot在Pic du Midi，在两个监测活动（2007年6月和2008年7月）。HD 189733主要具有环形表面磁场，其强度高达40 G。这颗恒星是差动自转的，纬向角速度切变为domega = 0.146 +- 0.049 rad/d，对应的赤道和极地周期分别为11.94 +- 0.16 d和16.53 +- 2.43 d。对恒星活动的研究表明，它主要受恒星自转的调制（而不是受轨道周期或恒星自转与轨道周期之间的差拍周期的调制）。我们报告没有明确的证据表明恒星和行星之间的磁层相互作用。我们还外推了恒星日冕中的场，并计算了HD 189733 b的行星射电辐射，给出了重建的场拓扑。我们在这个模型的框架内预测的无线电通量是随时间变化的，并可能与LOFAR检测。
2010-03-31 astro-ph.SR
Giant protostellar flares: accretion-driven accumulation and reconnection-driven ejection of magnetic flux in protostars
原恒星耀斑是与原恒星中热等离子体形成有关的快速磁能释放事件。在以往的原恒星耀斑模型中，原恒星磁层与周围盘的相互作用在磁能的积累和释放中起着至关重要的作用。然而，目前还不清楚原恒星是否真的有磁层，因为在原恒星阶段，剧烈的盘吸积和强大的盘磁场可能会破坏磁层。考虑到这种可能性，我们调查的能量积累和释放过程中的磁层使用三维磁流体动力学模拟。我们的模拟表明，原恒星耀斑重复产生，即使在这种情况下。与磁层模型不同的是，原恒星通过吸积从盘中获得大规模的磁场来积累磁能。原恒星耀斑是由于磁重联导致原恒星的一部分大规模磁场被移除而产生的。模拟中的原恒星耀斑与观测结果一致;释放的磁能（高达$\sim 3\times 10^{38}$ erg）足以驱动观测到的耀斑，耀斑产生热喷出物。排出的磁场增强了吸积作用，因此重复了能量积累和释放过程。通过重连去除磁通量导致内部磁盘中磁场的重新分布。因此，我们认为，原恒星耀斑将在原恒星附近的磁盘磁场的演化中发挥重要作用。
2019-05-22 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
X-ray emission from the giant magnetosphere of the magnetic O-type star NGC 1624-2
我们用钱德拉X射线天文台上的ACIS-S照相机对NGC 1624-2进行了X射线观测。我们的两个观测结果是在周期性的H α发射周期的最小值和最大值处获得的，对应于磁场最接近赤道和极点的旋转相位。通过这些观测，我们的目标是通过磁约束风冲击产生的X射线发射来探测恒星的磁层。我们的主要发现是：（i）观测到的NGC 1624-2光谱很硬，类似于磁性O型星Theta 1 Ori C，只有几个低于0.8 keV的光子被探测到。出射X射线通量在H α最小相位时降低30%。(ii)我们的模型表明，这看似硬光谱实际上是一个相对较软的固有发射的结果，类似于其他磁性的？p型星，结合大量的局部吸收（~1-3 x 10^22 cm^-2）。这种组合是必要的再现突出的Mg和Si的光谱特征，并在低能量的通量的缺乏。NGC 1624-2本身在X射线方面是发光的（log LX发射量~ 33.4），但磁约束风冲击产生的X射线发射量的70-95%在脱离磁层之前被吸收（log LX ISM修正~ 32.5）。(iii)高的X射线光度，它的变化与恒星旋转，和它的大衰减都符合一个大的动态磁层与磁约束风冲击。
2015-07-30 astro-ph.HE astro-ph.SR
Gas Giants in Hot Water: Inhibiting Giant Planet Formation and Planet Habitability in Dense Star Clusters Through Cosmic Time
我表明，温度的核星团，在M82星爆集群，紧凑的高Z星系，和银河系的一些球状星团可能超过冰线温度（T_冰~ 150-170 K）在形成的时间相当于行星形成的时间尺度。因此，这些系统中的原行星盘将没有冰线，减少了可用于构建原行星胚胎的总材料，抑制了气体和冰巨星的形成，如果它们是通过核心吸积形成的，并且禁止了可居住性。引力不稳定性导致的行星形成也同样受到抑制，因为除了质量最大的圆盘外，所有圆盘的托姆雷Q值都大于1。我讨论这些结果的背景下，观察到缺乏行星在47图克。我预测，在球状星团NGC 6366（[Fe/H] = -0.82）中进行类似的行星搜索应该会发现行星，而（违反直觉的）相对富含金属的球状星团NGC 6440、6441和6388应该没有巨行星。在星团中，T_Ice超过的特征恒星表面密度为~6 x 10^3 M_sun/pc ^2 f_{dg, MW} ^{-1/2}，其中f_{dg, MW}是嵌入物质的尘埃与气体的比率，标准化为银河系值。简单的估计表明，宇宙中大约5 - 50%的恒星形成于超过这个表面密度的环境中。详细说明了警告和不确定性。
2012-12-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Giant Planet Formation
气体巨行星在塑造行星系的轨道结构和影响挥发性物质向宜居带内的类地行星的输送方面发挥着根本性作用。目前的气体巨行星形成理论依赖于两种机制之一：核心吸积模型和磁盘不稳定性模型。在本章中，我们描述了这些模型建立的基本原则，并讨论了每个模型在解释绕太阳和其他恒星运行的巨行星的观测数据方面的成功和局限性。
2010-06-29 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.geo-ph
Hints for a Turnover at the Snow Line in the Giant Planet Occurrence Rate
巨行星的轨道分布对于理解类地行星如何形成和预测系外行星调查的产量至关重要。在这里，我们推导出巨行星的发生率作为轨道周期的函数，考虑到开普勒和径向速度（RV）调查的检测效率。开普勒和RV的巨行星出现率随着与恒星距离的增加而呈现出相同的上升趋势。我们确定了RV巨行星分布在~2-3 au之间的中断-接近太阳系中雪线的位置-之后发生率随着距离恒星的距离而降低。外推一个破碎的幂律分布到更大的半长轴，我们发现很好的协议与1%的行星发生率从直接成像调查。在对称幂律的假设下，我们还估计了质量为0.1- 20 MJ的行星中，质量在0.1-100 au之间的巨行星的出现率为26.6 ± 7.5 - 5.4%，而质量比木星大的行星则减少到6.2 ± 1.5 - 1.2%。这意味着在年轻恒星周围的盘中检测到的结构中只有一小部分可以归因于巨行星。各种行星人口合成模型与观测到的分布表现出良好的一致性，我们展示了如何模型和数据之间的定量比较可以用来约束行星形成和迁移机制。
2019-01-29 astro-ph.SR
Metallicities of Planet Hosting Stars: A Sample of Giants and Subgiants
这项工作提出了一个均匀的推导大气参数和铁丰度的样本的巨和亚巨星的主机巨行星，以及控制样本的亚巨星不知道主机巨行星。分析是使用相同的技术，我们以前的分析大样本的行星托管和控制样本矮星。比较这些样本中主序星、次巨星和巨星的[Fe/H]分布发现，主序星和次巨星的平均金属丰度相同，为<[Fe/H]> \simeq +0.11 dex，而巨星样本的金属丰度通常更低，平均金属丰度为<[Fe/H]> = -0.06 dex。亚巨星与矮星的平均金属丰度相同，这一事实表明，富含金属的固体物质并没有大量吸积到行星所在的恒星上，因为这些物质在从矮星到亚巨星的演化过程中会被稀释。与行星所在的矮星和次巨星相比，行星所在的巨星的金属丰度较低，这被解释为与恒星质量有关，巨星的质量更大，因此平均而言，原行星盘的质量更大。在行星形成的核心吸积模型中，较大的盘质量可以包含形成巨行星所需的临界金属量，即使在较低的金属丰度下。
2010-10-04 astro-ph.SR
The Dynamics of Stellar Coronae Harboring Hot-jupiters I. A Time-dependent MHD Simulation of the Interplanetary Environment in the HD 189733 Planetary System
首次对太阳系外行星系统进行了含时磁流体动力学数值模拟，研究了恒星磁场和风与行星磁层和外流的相互作用。我们的模型基于HD 189733系统的参数，该系统拥有一颗近距离的巨行星。我们的模拟揭示了一个高度结构化的恒星日冕，其特征在于具有不同等离子体性质的部门。恒星与行星之间的相互作用在大小和复杂程度上各不相同，这取决于行星相位、行星磁场强度以及恒星场和行星场的相对方向。它还揭示了一个长的彗星状的尾巴，这是行星磁层尾巴被其快速轨道运动包裹的结果。重联事件发生在特定的轨道相位，导致行星磁层的质量损失，从而在恒星表面产生热点。模拟还表明，该系统有足够的能量来产生在巨行星宿主恒星的Ca II线中观察到的热点。然而，重新连接事件的短持续时间表明不能持续观察到这种SPI。
2011-01-25 astro-ph.SR
Magnetar Giant Flares --- Flux Rope Eruptions in Multipolar Magnetospheric Magnetic Fields
我们解决一个主要的问题，关于触发能量释放的物理机制，并开始在磁星磁层爆发的发病。基于包含螺旋扭曲无力磁绳的无力磁场位形，建立了磁星磁层的自洽稳态轴对称模型。在磁星表面存在复杂多极磁场的情况下，我们还发展了一种求解GS方程的方便的数值格式。根据表面磁场极性的不同，存在两种磁场配置，反向和正常。对于这两种配置，磁绳平衡高度的变化响应于渐进的表面物理过程，如磁通注入和地壳运动，仔细检查。我们发现，平衡曲线包含两个分支，一个代表稳定的平衡分支，另一个代表不稳定的平衡分支。结果表明，系统的演化表现出一种灾变行为：当磁星表面磁场缓慢演化时，磁绳高度将逐渐达到一个临界值，超过该值，系统将不再维持稳定的平衡状态。随后，磁绳将失去平衡，磁星磁层的准静态演化将被快速的动态演化所取代。除了磁通注入外，活动区的相对运动也会引起灾变行为，导致磁爆发。我们建议，一个渐进的过程可能会导致磁层能量的突然释放在一个非常短的动态时间尺度上，而不是由突然断裂的磁星地壳。我们的模型的一些影响进行了讨论。
2012-08-07 astro-ph.SR
