Chromospheric emission of planet candidate systems - a way to identify false positives
有人假设，在近轨道运行的巨行星的存在与其宿主恒星色球层发射增强有关。这种关系的主要原因可能是行星引起的发电机作用增强。我们目前的测量色球发射在234行星候选系统的开普勒任务。这个集合包括37个具有巨行星候选者的系统，它们显示出明显的发射增强。然而，增强，消失时，系统也被确定为食二进制候选人从合奏中删除。这表明，色球层发射强于太阳的大部分巨行星候选系统不是巨行星系统，而是假阳性。这种假阳性系统可能是具有强烈色球辐射的潮汐相互作用双星。这一假说得到了对188个食双星候选者的分析的支持，这些候选者显示出色球层发射的增加是轨道周期减小的函数。
2016-08-30 astro-ph.SR
Small Planets in the Galactic Context: Host Star Kinematics, Iron, and $α$ Element Enhancement
我们探索了$\textit{Kepler}$目标恒星中小型近距离行星的出现率与铁丰度和恒星总速度$V_\mathrm{tot}$的函数关系。我们通过结合LAMOST和加利福尼亚- $\textit{Kepler}$巡天（CKS）的信息估计了这些行星的出现率，发现贫铁恒星的$V_\mathrm{tot}$出现率从$ V_\mathrm{tot} < 30\ \mathrm{km~s}^{-1}$的$f < 0.2$行星/恒星增加到$V_\mathrm{tot} > 90\ \mathrm{km~s}^{-1}$的$f \sim 1.2$。我们认为这种行星的丰富可能是由于与贫铁高速恒星相关的$α$元素丰度较高。此外，我们已经确定了铁丰度的小行星发生率的增加，特别是对于较慢的恒星（$V_\mathrm{tot} < 30\ \mathrm{km~s}^{-1}$），在富铁域中，每颗恒星的发生率增加到$f \sim 1.1$行星。我们的研究结果表明，在$([\mathrm{Fe}/\mathrm{H}],[α/\mathrm{Fe}])$平面上有两个区域，恒星倾向于形成和维持小行星。我们认为，不包括铁和$α$元素增强的信息，对行星发生的整体金属含量的影响的分析是不完整的。
2019-06-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dynamical constraints on planet engulfment as the origin of lithium enhancement in TOI-5882
Pontificia Universidad Católica de Chile（智利天主教 Pontificia 大学）
研究TOI-5882系统锂增强起源，结合恒星演化模型与N体模拟探索行星吞噬情景动力学可行性，发现吞噬是可能结果，但成功案例少，因未考虑额外过程，需更多系统原始结构约束来评估该情景可能性。
2026-07-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Epoch of Giant Planet Migration Planet Search Program. I. Near-Infrared Radial Velocity Jitter of Young Sun-like Stars
我们目前的早期结果，从大行星迁移计划的时代，精确的RV调查超过100个中间年龄（$\sim$ 20 $-$ 200百万年）G和K矮星与可移动带行星光谱仪（HPF）在麦当劳天文台的霍比-埃伯利望远镜（HET）。该计划的目标是确定巨行星迁移到类太阳恒星水冰线内部的时间尺度和主导物理机制。在这里，我们总结了该计划前14个月的结果，重点是我们为HPF定制的RV管道，测量年轻太阳类似物的固有近红外RV活动，并对恒星抖动的潜在人口水平分布进行建模。我们证明了在2 m s $^{-1}$以下的K2标准HD 3765使用最小二乘匹配方法提取精确的RV水平的天空稳定性。基于我们计划中至少进行三次RV测量的29颗恒星的子样本，我们发现中值RMS水平为34 m s $^{-1}$。这几乎是一个因素，低于60米秒的$^{-1}$的光学中值RMS水平的比较样品与相似的年龄和光谱型作为我们的目标。该子样本的近红外抖动测量结果与$μ=4.15$和$σ=1.02$的对数正态母体分布吻合良好。最后，通过编译RMS值从以前的行星搜索计划，我们表明，G和K矮星的近红外抖动一般随着年龄的衰减以类似的方式光学波长，虽然有一个较浅的斜率和较低的整体价值年龄$\lesssim$ 1 Gyr。
2021-01-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Is there a metallicity enhancement in planet hosting red giants?
宾夕法尼亚州立大学/托鲁托大学演化恒星周围行星天文学搜索中心是一个高精度的径向速度（RV）调查，旨在探测巨星周围的行星。它是基于9.2米霍比-埃伯利望远镜获得的观测结果。由于红巨星高精度RV数据的正确解释需要对目标进行完整的光谱分析，因此我们对调查中包含的所有恒星进行光谱建模。通常情况下，除了恒星的光度和温度之外，自转速度和金属丰度也被确定，这使我们能够估计恒星的年龄和质量。在这里，我们提出了在我们的样品中的金属丰度研究的初步结果。我们搜索一个金属丰度的依赖性类似的矮星通过比较我们的结果为样本的22个巨人早于K5显示显着的RV变化与对照样本的58个相对RV稳定的恒星。
2009-04-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
TAPAS - Tracking Advanced Planetary Systems with HARPS-N. II. Super Li-rich giant HD 107028
富锂巨星是罕见的天体。对于其中一些恒星来说，锂的富集程度超过了太阳系陨石中发现的这种元素的丰度，这表明这些恒星经历了锂的增强过程。我们在宾夕法尼亚州托伦行星搜索中观察到的演化恒星样本中发现了一个富含Li的巨星HD 107028，A（Li）> 3.3。在这项工作中，我们研究不同的增强方案，我们试图确定一个负责锂富集HD 107028。我们用三种不同的仪器收集了高分辨率光谱，覆盖了不同的光谱范围。我们确定恒星参数和丰度的选定元素的等效宽度测量和分析，光谱合成。我们还收集了多历元的高精度径向速度，试图发现一个伴星。HD 107028是红巨星分支底部的一颗恒星。除了高锂丰度外，我们还没有发现它的化学成分有任何其他异常，也没有迹象表明它有低质量或恒星伴星。我们排除了RGB上亮度函数凹凸处的Li产生，因为有效温度和亮度表明演化状态比RGB凹凸早得多。我们也无法确认污染导致的Li增强，因为我们没有观察到任何与该情况相关的异常。通过对各种Li富集情景的评价，我们认为HD 107028的Li富集起源于主层序演化，可能是扩散过程造成的。
2015-07-09 astro-ph.SR
Neutron-Capture elements in planetary nebulae: first detections of near-Infrared [Te III] and [Br V] emission lines
我们在行星状星云（PNe）的光谱中发现了两条新的近红外发射线：[Te III] 2.1019 $μ$ m和[Br V] 1.6429 $μ$ m。[Te在NGC 7027和IC 418中都检测到[III]，而在NGC 7027中观察到[Br V]。这些观测是由位于拉帕尔马的10.4米加那利大望远镜上的中分辨率光谱仪EMIR和位于麦克唐纳天文台的2.7米哈兰·J·史密斯望远镜上的高分辨率光谱仪IGRINS获得的。新的计算这些离子的原子数据，特别是A值和碰撞强度，提出并用于获得离子丰度的Te $^{2+}$和Br $^{4+}$。我们还推导出在近红外光谱中检测到的其他中子捕获元素的离子丰度，并估计总元素丰度的Se，Br，Kr，Rb和Te校正后未观察到的离子。我们推导的富集AGB演化模型的理论预测的比较表明，合理的协议的太阳金属丰度祖星的$\sim$ 2 - 4 M $_{\odot}$。光谱隔离的[Br V] 1.6429 $μ$ m线具有确定星云Br丰度超过光学[Br III]发射线，可以与其他功能混合的优势。最后，Te的测量是特别感兴趣的，因为这个元素超出了S-过程的第一个峰值，从而提供了新的杠杆作用的AGB星产生的反式铁物种的丰度模式。
2018-06-14 astro-ph.GA astro-ph.SR
Magnetic cycles of the planet-hosting star Tau Bootis: II. a second magnetic polarity reversal
在本文中，我们提出了新的分光偏振观测的行星托管恒星牛，使用ESPaDONS和Narval分光偏振仪在加拿大-法国-夏威夷望远镜（CFHT）和望远镜伯纳德Lyot（TBL），分别。我们在2008年的三个时期探测到了这颗恒星的磁场。它是一个只有几个高斯的弱磁场，在一月的主要环形分量和六月和七月的主要极向分量之间振荡。2007年6月，相对于磁拓扑结构观察到磁极反转。这是两年来在这颗恒星上观察到的第二次这样的逆转，表明Tau Boo的磁周期约为2年。这是第一次探测到太阳以外的恒星的磁周期。在恒星短暂的活动周期中，近距离大质量行星的作用受到质疑。Tau Boo具有较强的差异自转，这是具有浅对流包层的恒星的常见趋势。在纬度40度，恒星表面层的自转周期为3.31 d，等于轨道周期。同步表明，由行星引起的潮汐效应可能足够强大，至少可以迫使薄对流包络进入共转。Tau Boo显示了Ca H & K和Halpha在整个夜晚以及夜间时间尺度上的变化。我们没有发现恒星活动的增强，这可能与行星的结合有关。还需要更多的数据来得出关于行星活动增强的结论。
2009-06-24 astro-ph.SR
Coronal properties of planet-bearing stars
太阳系外行星会影响其宿主恒星的活动吗？色球活动增强的迹象已被发现的少数目标，但在X射线制度，确凿的观测证据仍然失踪。我们希望建立一个良好的观测基础，以确认或拒绝恒星X射线辐射中的星-行星相互作用（SPI）的主要影响。因此，我们进行了统计分析的恒星X射线活动的所有已知的行星轴承恒星在30 pc的距离依赖于行星参数，如质量和半长轴。我们发现，在我们的样本中，X射线光度和活动性指标L_X/L_bol与行星参数之间没有显著的相关性，这不能用选择效应来解释。日冕SPI似乎是一种现象，可能只表现为对少数个别目标的强烈影响，但对一般的行星恒星没有重大影响。
2010-03-30 astro-ph.SR
Searching for Li-rich giants in a sample of 12 open clusters: Li enhancement in two stars with substellar companions
这项工作的目的是在已经搜索到行星的星团样本中寻找富锂巨星，因此我们可以研究行星吞没的情况，以解释Li补充，使用适当的恒星比较样本，而没有检测到巨行星。我们使用标准的光谱合成技术和高分辨率光谱（来自HARPS和UVES）推导出了12个不同疏散星团中67颗红巨星样本的Li丰度。我们还确定了质量，年龄和半径从PARSEC恒星等时线约束这些恒星的演化阶段。我们在不同的星团中发现了三颗恒星，与星团内的其他恒星相比，它们的锂丰度明显增强。有趣的是，在我们的样本中，仅有的两颗拥有亚恒星伴星的恒星属于这一组。其中一颗行星NGC 2423 No3可能位于HR图上的光度凸起附近，这是一个由Cameron-Fowler过程产生的Li的阶段，通过额外的混合将新鲜的Li带到表面。另一方面，NGC 4349 No127是一颗质量更大、演化程度更高的巨星，它似乎并不处于其他富锂恒星所处的演化阶段。考虑到近距离行星很难在RGB-tip和早期AGB阶段幸存下来，我们讨论了这颗恒星的Li增强是由行星吞噬引发的可能性。
2016-01-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Kepler-77b: a very low albedo, Saturn-mass transiting planet around a metal-rich solar-like star
我们报告发现开普勒-77b（别名KOI-127.01），这是一颗土星质量的凌日行星，围绕一颗富含金属的类太阳恒星运行3.6天。我们将公开可用的开普勒测光（1-13分位数）与Sandiford@McDonald和FIES@NOT光谱仪的高分辨率光谱相结合。我们推导出的系统参数，通过同时联合适合的光度和径向速度测量。我们的分析是基于贝叶斯方法，并进行抽样的参数后验分布，使用马尔可夫链蒙特卡罗模拟。开普勒77 b是一颗中等膨胀的行星，质量为Mp=0.430+/-0.032 Mjup，半径为Rp=0.960+/-0.016 Rjup，体积密度为0.603+/-0.055 g/cm^3。它围绕一颗缓慢旋转（P=36+/-6天）的G5 V恒星旋转，M*=0.95+/-0.04 Msun，R*=0.99+/-0.02 Rsun，Teff=5520+/-60 K，[M/H]=0.20+/-0.05，年龄为7.5+/-2.0 Gyr。没有可探测到的行星掩星深度超过百万分之10，意味着行星的几何和邦德轨道半径分别为Ag<0.087+/-0.008和Ab<0.058+/-0.006，这使得开普勒-77 b成为迄今已知轨道半径最小的气态巨行星之一。我们既没有发现额外的行星凌日信号，也没有发现约0.5分钟水平的凌日时间变化，这与近距离气态巨行星似乎属于单行星系统的趋势一致。开普勒在近1.2年的时间里以短节奏…
2013-09-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
TOI-2046b, TOI-1181b and TOI-1516b, three new hot Jupiters from \textit{TESS}: planets orbiting a young star, a subgiant and a normal star
我们提出了TESS太空任务发现的三个热彗星TOI-1181 b，TOI-1516 b和TOI-2046 b的确认和表征。据报道，热彗星的轨道周期在1.4到2.05天之间。这三颗行星的质量分别为$1.18\pm0.14$ M $_{\mathrm{J}}$、$3.16\pm0.12$ \、M $_{\mathrm{J}}$和2.30 $\pm 0.28$ M $_{\mathrm{J}}$，分别对应于TOI-1181 b、TOI-1516 b和TOI-2046 b。TOI-1181 b的主星是一颗F9 IV型恒星，而TOI-1516 b和TOI-2046 b的主星轨道是F型。前两个系统的年龄在2-5 Gyrs之间。然而，TOI-2046是少数几个已知的拥有热木星的最年轻的行星系之一，年龄估计为1亿至4亿年。用于对这三颗行星进行径向速度跟踪的主要仪器位于翁德杰约夫、陶滕堡和麦克唐纳天文台，这三颗行星都安装在2-3米孔径望远镜上，这表明中孔径望远镜网络可以在对\textit{TESS}发现的气体巨星以及未来由\textit{PLATO}发现的气体巨星进行跟踪方面发挥重大作用。
2022-05-04 astro-ph.EP astro-ph.SR
Discovery of Rubidium, Cadmium, and Germanium Emission Lines in the Near-Infrared Spectra of Planetary Nebulae
我们确定[Rb IV] 1.5973和[Cd IV] 1.7204微米的发射线在高分辨率（R= 40，000）的近红外光谱的行星状星云（PNe）NGC 7027和IC 5117，获得与IGRINS光谱仪上的2.7米望远镜在麦克唐纳天文台。我们还在NGC 7027中发现了[Ge VI] 2.1930 $μ$ m。基于不存在其他多重峰成员和/或具有相同上能级的跃迁，排除了这些特征的替代鉴别。Ge，Rb和Cd可以富集在PNe的s-过程核合成过程中的渐近巨星分支（AGB）的演化阶段。为了确定离子丰度，我们计算[Rb IV]碰撞强度，并使用近似的[Cd IV]和[Ge VI]。我们对[Rb IV] 1.5973 $μ$ m的鉴定得到了从这条线上发现的Rb 3 +/H+丰度与NGC 7027中5759.55 A特征之间的一致性的支持。元素Rb，Cd和Ge的丰度与电离校正的基础上检测到的离子和O和Ne电离状态之间的电离电位范围的相似性。我们的分析表明，丰富的2-4倍太阳Rb和Cd在这两个星云。在NGC 7027中，Ge位于太阳下，但由于电离修正大且不确定，其丰度不确定。测得的相对s-过程富集与适用于这些PNe（2.0-2.5 M_sun，[Fe/H]= -0.37）的模型的预测的一般一致性表明了使用PN组合物来测试s-过程核合成模型的潜力。
2016-02-09 astro-ph.GA astro-ph.SR physics.atom-ph
Is the activity level of HD 80606 influenced by its eccentric planet?
目标：一些研究表明，行星宿主恒星的活动水平可能会受到附近轨道行星的影响。此外，已经提出的相互作用机制，磁相互作用和潮汐相互作用，表现出非常不同的依赖于恒星和行星之间的轨道分离。探测活动增强并描述其对行星轨道距离的依赖性，原则上可以使我们描述活动增强背后的物理机制。研究方法：我们使用HARPS-N摄谱仪测量了HD 80606在行星近星点通过期间的恒星活动水平，并将测量到的活动与接近近星点的活动进行了比较。该系统的特点是离心率为0.93，轨道周期为111天，轨道间隔的极端变化使其成为检验我们假设的完美目标。结果如下：我们没有发现任何证据表明恒星的活动水平随行星轨道距离的变化而变化，这些变化是由log（$R'_{HK}$）、H $_α$、NaI和HeI等所有活动指标测量的。无论是磁相互作用还是潮汐相互作用，所采用的模型都不能很好地描述数据。结论：在HD 180606的极偏心行星通过近星点时刻，我们没有发现星-行星相互作用的证据。对未探测到的直接解释是，由于行星或恒星上的低磁场强度强度以及两者之间的低水平潮汐相互作用，因此没有相互作用。然而，我们不能排除两种情况：i）相互作用可能是瞬时的，并且是磁源的，集中在亚恒星点及其周围区域，ii）相互作用可能导致延迟的活动增强。（节略）
2016-06-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Searching for signatures of planet formation in stars with circumstellar debris discs
尘埃碎片盘和低质量行星之间存在的初步相关性已经提出。与此同时，详细的化学丰度研究报告了行星和非行星宿主样本之间的不同趋势。我们确定在一个均匀的方式的金属丰度，和251颗恒星的样本，包括已知的碎片光盘，碎片光盘和行星，只有行星的恒星丰度。具有碎片盘和行星的恒星具有与拥有行星的恒星相同的[Fe/H]行为，并且它们也显示出类似的<[X/Fe]>-Tc趋势。在没有行星的恒星样品和行星宿主样品之间发现了<[X/Fe]>-Tc趋势的不同行为。特别是，当只考虑耐火元素时，负斜率显示在冷的巨行星宿主中，而正斜率显示在承载低质量行星的恒星中。只有近距离巨行星的恒星具有更高的金属丰度和正的<[X/Fe]>-Tc斜率。对<[X/Fe]>-Tc斜率与恒星性质之间相关性的研究表明，与恒星半径之间存在中等但显著的相关性，与恒星年龄之间也存在弱相关性。具有碎片盘的恒星和具有低质量行星的恒星既没有表现出金属增强，也没有不同的<[X/Fe]>-Tc趋势，这一事实可能表明碎片盘的存在与低质量行星的存在之间存在相关性。我们从以前的工作，报告的差异，在<[X/Fe]>-Tc的趋势行星主机和非主机之间的结果进行了扩展。然而，只有当恒星拥有一颗冷的遥远行星时，这些差异才会出现，而不是在只有低质量行星的恒星中。
2015-02-25 astro-ph.SR
Stellar parameters and chemical abundances of 223 evolved stars with and without planets
我们提出了基本的恒星参数和化学丰度的86个演化的恒星与行星的样本和137颗恒星没有行星的控制样本。分析是基于高S/N和分辨率阶梯光栅光谱。这项工作的目标是：i）研究有行星和没有行星的恒星之间的化学差异; ii）探索巨星和亚巨星周围行星性质之间的电势差; iii）寻找这些性质与其宿主恒星化学丰度之间可能的相关性。与以前的研究一致，我们发现有行星的亚巨星平均比没有行星的亚巨星更富含金属~ 0.16 dex。有行星的巨星的[Fe/H]分布集中在略低于太阳的金属丰度，相对于没有行星的巨星的[Fe/H]分布，没有金属丰度增强。此外，与最近的结果相反，我们没有发现M > 1.5 Msun的巨星在有行星和没有行星的恒星的金属丰度分布之间有任何明显的差异。关于其他化学元素，[X/Fe]分布的分析显示了有行星和没有行星的巨星之间某些元素的差异，特别是V，Co和Ba。分析行星属性，可能会出现一些有趣的趋势：i）与单行星系统相比，进化恒星周围的多行星系统显示出轻微的金属丰度增强; ii）具有$\lesssim$ 0.5 AU的行星绕[Fe/H] > 0的亚巨星运行，而拥有$\lesssim$ 1 AU行星的巨星[Fe/H] < 0; iii）质量较高的行星倾向于围绕M < 1.5 Msun的贫金属巨星运行，而围绕亚巨星运行的行星似乎遵循在矮星宿主上观察到的行星质量金属丰度趋势; iv）围绕巨星运行的行星…
2014-11-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
51 Pegasi - a planet-bearing Maunder minimum candidate
我们观察了51 Peg，第一个检测到的行星轴承恒星，在55 ks XMM-牛顿指向和5 ks指向每个钱德拉HRC-I和ACIS-S。这颗恒星在XMM观测中的计数率非常低，但由于探测器在低X射线能量下的灵敏度不同，因此在钱德拉图像中清晰可见。这使得51 Peg日冕的温度估计为T<1 MK;检测到的ACIS-S光子可以通过200 eV附近非常冷的等离子体的发射线来解释。持续低的X射线表面通量和在光学CaII数据中看到的平坦活动轮廓表明，Peg 51是蒙德最小的恒星;最近的研究提出的热木星引起的活动增强似乎并不存在。该恒星的X射线通量在不同仪器中是一致的，除了HRC成像仪，它可能有一个更大的有效面积低于200 eV的校准。
2009-11-25 astro-ph.SR
H-alpha Activity of Old M Dwarfs: Stellar Cycles and Mean Activity Levels For 93 Low-Mass Stars in the Solar Neighborhood
通过麦克唐纳天文台M矮行星搜索，我们已经获得了近3,000个高分辨率光谱的93晚型（K5-M5）恒星超过十年使用HET/HRS。这个样本为研究低质量恒星长期恒星活动周期的发生提供了一个独特的机会。在本文中，我们研究我们的目标，反映在H-α功能的恒星活动。我们已经确定了6颗恒星的周期信号，周期从几天到10年以上不等，并发现了其他7颗恒星的长期趋势。P > 1年的恒星周期至少占我们目标的5%。此外，我们提出了我们的样本的时间平均活动水平的分析，并寻找与其他恒星属性的相关性。特别是，我们发现更大质量的早期类型（M0-M2）恒星往往比后期类型的矮星更活跃。此外，高金属量恒星在给定的恒星质量下往往更活跃。我们还评估了H-α变异性作为活动引起的径向速度（RV）变化的示踪剂。对于M矮星GJ 1170，H-alpha变化揭示了与RV中所见相匹配的恒星活动模式，模仿了巨行星的信号，并且我们发现了先前确定的GJ 581恒星活动周期可能是该系统中最近缩回的行星f（Vogt et al. 2012）的证据。然而，一般来说，我们发现在我们测量的精度（通常为6-7 m/s）下，H-α与RV并不经常相关。
2012-11-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Super-Earth ingestion can explain the anomalously high metal abundances of M67 Y2235
我们调查的假设，摄入的陆地或超级地球的行星可能会导致令人不安的高金属丰度在一个关闭的恒星在疏散星团M67，当与其他关闭的恒星在同一个集群。我们表明，在恒星的对流信封的质量可能只有$3.45\,\times 10^{-3}\,{\rm M}_\odot$，因此$5.2\,{\rm M}_\oplus$的岩石是需要获得所观察到的0.128 dex金属增强。岩石行星完全溶解在对流信封，如果他们进入它有足够的切向轨道：我们发现溶解的临界条件是，行星的径向速度必须小于40%的总速度在恒星表面;或者，相当于，碰撞参量必须大于约0.9。我们的模型交付的岩石行星的恒星表面的行星-行星散射在一个现实的多行星系统，并由Lidov-Kozai周期驱动的一个更大的行星或恒星的同伴。在这两种情况下，几乎所有被吸收的行星都是以掠食轨道到达恒星的，因此会在表面对流区溶解。我们的结论是，超级地球的摄入是一个很好的解释M67 Y2235中的金属增强，和高分辨率的光谱调查的恒星丰度周围的关闭和主要序列的M67有可能限制的频率晚时间动力学不稳定的行星系统。
2019-08-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Searching for star-planet magnetic interaction in CoRoT observations
近距离的大质量行星通过潮汐和磁场机制与它们的宿主恒星相互作用。在本文中，我们回顾了恒星-行星相互作用的间接证据，这些证据是由一些CoRoT行星宿主恒星的光球磁活动所揭示的，特别是CoRoT-2，CoRoT-4和CoRoT-6。这些现象进行了讨论的一般框架中的活动引起的功能，在恒星伴随着热的彗星。本文还简要地评述了可能与热木星有关的活动增强的理论机制，着重讨论了光球层水平上的可能效应。指出了利用CoRoT和Kepler观测来检验这些模型的独特优势。
2011-09-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
A comprehensive statistical assessment of star-planet interaction
我们调查是否在近距离巨行星和他们的宿主恒星之间的磁相互作用产生可观察到的统计增强恒星日冕或色球活动。新的钱德拉观测12个附近的（d<60 pc）行星托管太阳类似物与档案钱德拉，XMM-牛顿，和ROSAT覆盖的11个类似的恒星，以构建一个样本接种对固有的恒星类和行星检测偏差。生存分析和贝叶斯回归方法（包括测量误差和X射线上限; 13/23的恒星有安全的检测）被用来测试“热木星”的主机是否比具有更远或更小行星的可比恒星系统地更X射线发光。相互作用强度（Mp/a ^2或1/a）与日冕活动（Lx或Lx/Lbol）之间没有显著的相关性。与此相反，198颗FGK主序星的样本显示X射线光度随着Mp/a ^[2]的增加而显著增加（置信度约为99%）。虽然在主序序列样本中无可争议地存在着选择偏差，但我们证明，这种效应主要是由少数Mp/a^2 >450 Mjup/AU^2的极热木星系统驱动的，这些系统都是X射线发光的，但在一定程度上与它们的Ca II H和K活动相称，与目前预测的Lx相对较大的磁性恒星-行星相互作用情景相反。我们讨论了这些结果的背景下，积累的潮汐自旋的恒星托管近在气体巨星（可能其次是行星的陷落和破坏）。我们还测试了我们的主序列样本的行星属性和紫外线光度或钙II H和K的排放之间的相关性，并没有发现显着的依赖。
2014-11-12 astro-ph.HE astro-ph.SR
Planet Engulfment Signatures in Twin Stars
行星被吞没可以从吞噬恒星的光球层中的耐火元素的增强来推断，这些耐火元素是由岩石行星物质的吸积引起的。这种难熔富集受到恒星内部混合过程，即热盐混合诱导的对流信封和辐射核心之间的平均分子量梯度的倒数。使用MESA恒星模型，我们量化了行星吞没后吞没签名的强度和持续时间。我们发现，热盐混合占主导地位的第一个$\sim$ 5 $-$ 45百万年后吞没，削弱签名的一个因素$\sim$ 2之前让位于耗尽通过重力沉降在较长的时间尺度。太阳金属丰度在0.5 - 1.2 $M_{\odot}$质量范围内的恒星，其可观测到的特征时间尺度为$\sim$ 1百万年$-$ 8千兆年，这取决于吞噬恒星的质量和被吞噬物质的数量。早期型恒星表现出较大的初始不熔增强，但更快的耗尽。类太阳恒星（$M$ = 0.9 $-$ 1.1 $M_{\odot}$）在$\sim$ 2000万年$-$ 1.7 Gyr的时间尺度上维持可观测的特征（$>$ 0.05 dex），标称10个$M_{\oplus}$吞没事件，低金属丰度和/或较热的恒星（1 $M_{\odot}$，$\sim$ 2 $-$ 3 Gyr）出现较长的特征。由于氦的重力沉降抑制了热盐混合，在零龄主层序之后发生的吞没事件产生了更大的信号（1 $M_{\odot}$，$\sim$ 1.5 Gyr）。这些结果表明，可能很难在几个Gyr年龄的类太阳恒星中观察到吞没签名。
2023-02-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Close-in Super-Earths: The first and the last stages of planet formation in an MRI-accreting disc
我们探讨了近距离超级地球和迷你海王星的原位形成和随后的演化。我们采用了稳态的内部原行星气盘结构，由于磁旋转不稳定性（MRI）的粘性吸积所产生的。我们考虑了尘埃在内盘中的演化过程，包括尘埃颗粒的生长、径向漂移和破碎，发现径向漂移到内盘中的尘埃颗粒由于MRI诱导的湍流而严重破碎。这一结果有两个后果：（1）内部盘内颗粒的径向漂移被淬灭，导致内部区域的尘埃增强，其尺度为尘埃与气体质量通量比约为1 AU;（2）然而，尽管这种增强，小颗粒尺寸阻碍了星子的形成。然而，假设行星核心存在于内部盘，我们然后调查吸积的大气到核心和随后的光蒸发。然后，我们将我们的结果与观测到的系外行星质量-半径关系进行比较。我们发现：（1）与最小质量太阳星云相比，内部圆盘中的低气体表面密度和高温减少了核心上的气体吸积，防止核心成长为热的恒星，与数据一致;（2）然而，我们预测的包层质量通常仍然大于观测到的质量。最后，我们勾勒出一个定性的图片，如何颗粒可能会增长和星子的形式，如果颗粒的电离水平和磁共振成像和气体上的尘埃的反反应（在我们的计算中被忽略）占内盘。
2019-01-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
A statistical search for Star-Planet Interaction in the UltraViolet using GALEX
目前已知的4000多颗已确认的系外行星中，大多数（约82%）的轨道非常靠近它们的主恒星，在0.5天文单位之内。轨道距离如此之小的行星可能会导致与其宿主恒星的显着相互作用，这可能会导致它们的活动水平增加。在这项工作中，我们已经搜索了统计证据的恒星行星相互作用（SPI）在紫外线（UV）使用最大的样本1355 GALEX检测到的主机恒星与确认系外行星，并利用改进的主机恒星参数从盖亚DR 2。从我们的分析中，我们没有发现宿主恒星的紫外线活动与它们的行星性质之间有任何显着的相关性。我们进一步比较了行星宿主恒星的紫外线特性与RAVE巡天中色球活跃恒星的紫外线特性。我们的研究结果表明，由于恒星-行星相互作用而引起的宿主恒星色球活动的增强可能不足以反映它们的近紫外和远紫外宽带通量。
2020-03-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
Chemical abundances and kinematics of 257 G-, K-type field giants. Setting a base for further analysis of giant-planet properties orbiting evolved stars
我们进行了统一和详细的丰度分析12难熔元素（Na，Mg，Al，Si，Ca，Ti，Cr，Ni，Co，Sc，Mn和V）的样本257 G-和K-型演化恒星的CORALIE行星搜索计划。到目前为止，已知这些恒星中只有一颗拥有行星伴星。我们的目标是在化学丰度和运动学方面描述这个大样本的演化恒星，从而为进一步分析巨星周围的行星性质奠定坚实的基础。该样品经过均匀分析，可用作其他行星相关研究的比较样品，以及与恒星和星系天体物理学相关的不同类型的研究。化学元素的丰度是使用相对于太阳的LTE丰度分析，光谱合成代码MOOG和库鲁茨ATLAS 9大气网格确定的。为了分离银河系中的恒星星族，人们采用了纯粹的运动学方法和化学方法。我们证实了过剩的钠在巨星相比，外地FGK矮星。这种增强可能具有恒星演化的特征，但偏离LTE也可能产生类似的增强。我们对恒星星族的化学分离也表明了厚盘和高α金属富集恒星之间金属丰度的“差距”，正如以前在HARPS的矮星样本中观察到的那样。与大多数巨星样品一样，本样品也受到B-V色截止的影响，这排除了具有高金属丰度的低logg星和具有低[Fe/H]的高logg星。对于未来的研究行星的发生依赖于恒星金属丰度在这些演化的恒星，我们建议使用一个子样本的恒星在logg - [Fe/H]图中的“切矩形”，以克服上述问题。
2015-03-28 astro-ph.EP astro-ph.SR
Lithium Enrichment in a Subgiant Star with a Brown Dwarf Companion: A Planetary Engulfment Candidate
University of Michigan（密歇根大学）；University of Wisconsin–Madison（威斯康星大学麦迪逊分校）；Massachusetts Institute of Technology（麻省理工学院）；University of California, Santa Cruz（加州大学圣克鲁兹分校）；Texas Advanced Computing Center, University of Texas, Austin（德克萨斯大学奥斯汀分校高级计算中心）；University of Wisconsin-Whitewater（威斯康星大学惠特沃分校）
研究通过分析亚巨星TOI-5882的锂含量，验证了行星吞噬理论，发现其锂富集可能源于吞噬了一颗超级地球至海王星质量的行星。
2026-05-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
From Planetesimal to Planet in Turbulent Disks. II. Formation of Gas Giant Planets
在核心吸积的情况下，气体巨行星是通过气体吸积形成的固体核心与几个地球质量。我们研究了这种核心的形成，通过碰撞生长从更大的大小的星子在湍流盘。形成核心的搅动导致碰撞碎裂，周围的微行星被碾碎，直到径向漂移。由于碰撞碎裂和径向漂移，周围的星子被耗尽，核心的生长因此停滞。星子的碰撞强度决定了星子耗尽的时间尺度，对于大的星子，这是延长。生长核心周围的星子的大小取决于失控生长开始时的星子大小分布。强烈的湍流延迟了失控增长的开始，导致大的微行星。因此，核心质量的演变取决于湍流参数$α$;形成足够大的核心，而不显着耗尽周围的星子需要强大的湍流$α\gtrsim 10^{-3}$。然而，强烈的湍流与$α\gtrsim 10^{-3}$导致一个显着的延迟失控增长的开始，并防止在磁盘的寿命内形成大量的核心。因此，在几百万年内形成足够大质量的核心需要固体表面密度的几倍增强，这是在内部圆盘$\lesssim 10$ AU中由于漂移的尘埃聚集体堆积而实现的。此外，碰撞强度$Q_{\rm D}^*$，即使是更大规模或更小的机构影响核心的增长; $Q_{\rm D}^* \gtrsim 10^7 \,{\rm erg/g}$机构$\lesssim 1$公里是可能的，这种气体巨星形成。
2018-06-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Dwarf carbon stars are likely metal-poor binaries and unlikely hosts to carbon planets
矮碳星是银河系中碳星的最大组成部分，迄今为止已知的候选者约有1200个，主要来自斯隆数字巡天。它们要么拥有原始的碳增强，要么被来自进化的同伴的质量转移所污染，使得C/O被增强到超越统一。为了直接检验双星假说，对28颗矮碳星进行了径向速度监测调查，发现了21个目标的变化。使用蒙特卡罗模拟，发现这个检测分数与100%的二进制人口和数百天的数量级的轨道周期是一致的。这一结果支持了矮碳星的后质量转移性质，并暗示它们不太可能是碳行星的宿主。
2018-06-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Coordinated X-ray and Optical observations of Star-Planet Interaction in HD 17156
大量的近距离行星大小的系外行星提出了一个问题，即是否可以检测到恒星-行星相互作用（SPI）效应。我们把注意力集中在HD 17156系统上，它有一颗质量为1000亿美元的行星，轨道非常偏心。在这里，我们提出的XMM-牛顿观测和五个月的协调光学运动与HARPS-N摄谱仪的结果。我们用XMM-牛顿观测HD 17156时，行星正在接近远地点，然后在接下来的近地点通过，准同时与HARPS-N。我们仅在近星点访视时获得了清晰的（$\approx 5.5σ$）X射线检测，并伴随着$R'_{\rm HK}$色球指数的显著增加。我们讨论了两种可能的情况下的活动增强：磁重联和耀斑或吸积到恒星的物质潮汐剥离的行星。在任何情况下，这可能是第一个证据表明，磁性SPI效应正在发挥作用。
2015-09-15 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar coronal magnetic fields and star-planet interaction
晚型恒星和近距离巨行星之间的磁相互作用的证据是由与行星同步旋转的恒星热点的观测提供的，并显示出色球和X射线通量的增强。本文在恒星日冕磁场模型的框架下研究了恒星与行星的相互作用，考虑了日冕磁场与行星磁层之间的相互作用。假设行星可能通过降低其相对螺旋度来触发日冕能量的释放，讨论了星-行星相互作用的能量收支。观测到的恒星-行星相互作用的间歇性字符解释恒星日冕场的拓扑变化，其相对螺旋度的变化引起的。该模型预测，在高度活跃的恒星的情况下，由于积累的物质从行星内的方位角通量绳在外日冕蒸发形成许多类似双折射的结构。此外，该模型还可以解释为什么有近距离行星的恒星比有远距离行星的恒星具有更高的X射线光度。它预测，最好的条件来检测无线电发射从系外行星和他们的宿主恒星时，实现的领域拓扑结构的特点是连接到恒星表面的磁力线，导致色球热点与行星同步旋转。该模型的主要预测可以用目前的观测技术进行验证，通过对色球通量和X射线（或无线电）发射的同时监测，以及对光球磁场的分光偏振观测。
2009-06-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
Rocky planet engulfment in the binary system HIP 71726-37
双星被认为是化学上均匀的，因为它们是从同一个分子云中诞生的。然而，高精度的化学丰度显示，一些双星系统显示出成分之间的化学差异，这可能是由于行星吞没。在这项工作中，我们确定了精确的基本参数和化学丰度的二进制系统HIP 71726/ HIP 71737。我们的研究结果表明，这对是真正的conatal，coeval和comoving。我们还发现，HIP 71726比HIP 71737更富含铁等难熔元素，$Δ$ [Fe/H] $= 0.11 \pm 0.01$ dex。此外，HIP 71726的锂丰度比HIP 71737高1.03 dex，这是在$Δ$ $T_{\rm eff}$ $\leq$ 50 K的双星系统中检测到的最大差异。$9.8^{+2.0}_{-1.6}$ M $_{\oplus}$的岩石物质的摄入充分解释了在HIP 71726中观察到的难熔元素和高Li含量的增强，从而加强了一些双星系统中的行星吞没情景。
2021-09-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Observational Signatures of Planets in Protoplanetary Disks II: Spiral Arms Observed in Scattered Light Imaging Can be Induced by Planets
利用三维全球流体模拟结合辐射转移计算，研究了在近红外波段的直接成像观测中，由巨行星引起的密度波的出现。我们发现，在一个典型的磁盘中的一个6兆焦行星围绕一个1兆太阳恒星可以产生突出的和可检测的螺旋臂的内部和外部的轨道。内臂具有（1）两个大致m=2对称的良好分离的臂，（2）表现出约10-15度的螺距角，（3）在方位角方向上约180-270度的延伸，以及（4）约150%的表面亮度增强，所有这些都与SAO 206462和MWC 758系统中观察到的螺旋臂大致一致。外臂不能解释观测结果，因为它们在典型的圆盘刻度高度下缠绕得太紧。我们证实了以前的结果，外密度波激发的1兆焦耳的行星表现出低对比度的IR和实际上是不可检测的。我们还发现，波的3D效果是重要的。与等温模型相比，密度波在绝热盘表现出较弱的表面密度的对比度，但在散射光图像的对比度较强，由于在前者更明显的垂直结构所造成的冲击加热。为了在圆形轨道上驱动观测到的具有外部伴星的成对臂，需要一颗大质量行星，可能是棕矮星，在SAO 206462中大约[r~0.7”，PA~10度]（位置角PA从北到东），在MWC 758中[r~0.6”，PA~10度]。它们的存在可以通过直接成像行星搜索来证实。
2015-07-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Effect of stellar flares on the upper atmospheres of HD 189733b and HD 209458b
恒星耀斑经常发生在年轻的低质量恒星上，许多探测到的系外行星围绕着这些恒星运行。耀斑是能量充沛的脉冲事件，在解释凌日观测时需要考虑到它们对系外行星大气的影响。我们已经发展了一个模型来描述太阳系外巨行星（EGP）的高层大气的恒星。该模型模拟了近距离EGPs高层大气的热逃逸。电离由太阳辐射和电子的影响，包括光化学和扩散传输过程进行了模拟。利用该模型研究了类太阳G星HD 209458和年轻K星HD 189733的耀斑对各自行星的影响。一个假设的HD 209458b类行星围绕活跃的M星AU Mic也被模拟。我们发现EGPs的中性高层大气不受典型耀斑的显著影响。因此，恒星耀斑本身不会引起足够大的变化，行星质量损失来解释在以前的研究中看到的HD189733b过境深度的变化，虽然我们表明，这可能是一个极端的恒星质子事件可能会导致所需的质量损失。然而，我们的模拟确实揭示了这些行星电离层中电子数密度的增强，其峰值位于恒星X射线被吸收的层中。电子密度达到2.2至3.5倍前耀斑的水平和增强的电子密度持续约3至10小时后爆发。耀斑的强度和光谱能量分布的宽度影响电离增强的高度范围。在非常年轻的耀斑恒星（如AU Mic）的耀斑光谱的XUV部分中，有一个大的宽带连续分量，导致绕这颗恒星运行的行星受到广泛的影响。
2017-10-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Impact of Binary Stars on Planet Statistics -- I. Planet Occurrence Rates, Trends with Stellar Mass, and Wide Companions to Hot Jupiter Hosts
近距离双星抑制了星周（S型）行星的形成，因此显着偏差推断行星的发生率和统计趋势。在综合了各种径向速度和高分辨率成像巡天后，我们确定a < 1 au的双星完全抑制S型行星，a = 10 au的双星以15%的单星出现率拥有近距离行星，而a > 200 au的宽双星对近距离行星形成的影响可以忽略不计。我们发现，F = 43% +/- 7%的太阳型主恒星由于受到近距离恒星同伴的抑制而没有近距离行星。通过从它们的样本中去除光谱双星，对巨行星的径向速度测量将它们的探测率提高了1/（1-F）= 1.8 +/- 0.2倍。这种选择偏差完全解释了从这两种探测方法推断出的热木星发生率的差异。修正了近距离双星的行星压制和宽距离双星的凌日稀释，小行星绕单个G矮星运行的概率比开普勒巡天中所有G矮星的概率大2.1 +/- 0.3倍。此外，大约一半（但不是全部）的小，短周期行星向低质量宿主的增加可以解释为相应的减少在二元分数。最后，我们证明了广泛的恒星同伴热木星主机的明显增强是由于多重选择效应。非常近距离的双星、褐矮星伴星和M_2 > 7 MJ且a < 0.2 au的大质量行星优先拥有贫金属的寄主和宽的第三系伴星，而通过核吸积形成的M_p = 0.2-4 MJ的真正热的类星体则更倾向于富金属的寄主，在统计上并不表现出宽的伴星过剩。
2020-09-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planet Engulfment Detections are Rare According to Observations and Stellar Modeling
行星系内部的动力学演化可能导致行星被其宿主恒星吞没。在吞噬之后，恒星光球的丰度模式将反映出行星岩石物质的吸积。多星系统是寻找这种丰度趋势的绝佳环境，因为恒星伴星是从同一个诞生气体云形成的，因此预计它们的原始化学成分在0.03 $-$ 0.05 dex之内。天文观测偶尔会发现岩石增强，但很少有观测针对已知的行星系。为了解决这一差距，我们对36个多星系统进行了一次调查，其中至少有一颗恒星是已知的行星宿主。我们发现，只有HAT-P-4表现出的丰度模式暗示吞没，但更有可能是原始的基础上，其大的预计分离（30,000 $\pm$ 140 AU），超过了典型的湍流尺度在分子云。为了了解我们的系统之间缺乏吞没检测，我们量化的强度和持续时间的难熔富集恒星光球MESA恒星模型。我们发现，可观察到的签名从10 $M_{\oplus}$吞没事件持续$\sim$ 90万年在1 $M_{\odot}$星。1.1 $-$ 1.2 $M_{\odot}$星的特征是最大和最长的，但在吞噬后的$\sim$ 2 Gyr不再观测到。这表明，在几个陀螺的老系统中很少能检测到吞没。
2022-10-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Tidally driven inertial waves enhance eccentricity damping and spin evolution in planets and stars
University of Massachusetts Amherst（马萨诸塞大学阿默斯特分校）
研究显示，潮汐驱动的惯性波能显著增强行星和恒星的偏心率阻尼，有助于解释双星系统圆化问题。
2025-10-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
The peculiar chemical pattern of the WASP-160 binary system: signatures of planetary formation and evolution?
具有相似成分的宽双星为探索恒星-行星的化学联系提供了有利的机会。我们进行了详细的描述太阳型恒星的WASP-160双星系统。WASP-160 A周围还没有行星被报道，而WASP-160 B已知拥有一颗过境土星质量的行星WASP-160 B b。对于这颗行星，我们还从文献和新的观测中获得了更新的属性。此外，使用TESS测光，我们限制了WASP-160 A周围的凌日行星和WASP-160 B周围的其他行星的存在。恒星定性包括首次根据高质量Gemini-GRACES光谱计算25种元素的高精度差分大气和化学丰度。我们的分析揭示了差异丰度和冷凝温度的元素之间的相关性的证据。特别是，我们发现一个小的，但显着的赤字的挥发性和增强的难熔元素在WASP-160 B相对于WASP-160 A。在WASP-94之后，这是第二个显示这种特殊化学模式的行星宿主双星名单中的恒星对。虽然我们讨论了几个合理的行星形成和演化的WASP-160 A和B的情况下，可以解释所观察到的化学模式，他们都不能被最终接受或拒绝。未来对WASP-160 A和B进行高精度的光度和光谱跟踪以及高对比度成像观测，可能会进一步限制所检测到的化学差异的真正来源。
2021-09-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Sun. A typical star in the solar neighborhood?
太阳是化学丰度研究的基本标准，因此了解太阳丰度模式是否代表太阳邻域是很重要的。虽然在低精度（0.05 - 0.10 dex）下，太阳似乎是一个典型的太阳金属丰度盘星，但在高精度（0.01 dex）下，它的丰度模式与太阳双星相比似乎是异常的。太阳显示出耐火元素的缺乏，这可能是由于类地行星的形成。巨行星的形成也可能在恒星的化学成分中引入一个签名。我们讨论了行星的签名，也增强了中子捕获元素的太阳双星18斯科。
2013-07-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Which stars can form planets: Planetesimal formation at low metallicities
该研究通过一维黏性盘演化模拟探究低金属丰度环境下的星子形成，明确了星子形成的最低金属丰度下限，揭示了盘尺寸、湍流对星子形成的影响及亚太阳金属丰度下的行星形成限制。
2024-02-05 astro-ph.EP 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
On the detectability of star-planet interaction
“热彗星”与其宿主恒星之间的磁（或潮汐）相互作用可能会增强色球和日冕活动。极端的WASP-18系统提供了研究这种效应的理想试验平台，该系统具有一个巨大的（约10倍木星）近距离（约1天周期）过境行星，围绕一颗年轻的F6恒星运行。2011年11月对WASP-18进行了光学和X射线观测。6.5米麦哲伦克莱望远镜使用了高分辨率阶梯光栅光谱仪MIKE，获得了13个光谱，跨越行星轨道相位0.7-1.4，而雨燕上的X射线望远镜提供了同期监测，叠加曝光量约为50 k s。核心的钙II H和K线没有显示出显着的变化，在多个轨道跨度~8天，在相对于相位依赖色球活动增强有效的恒星-行星相互作用的预期。这颗恒星也是X射线暗弱的，log Lx < 27.6 erg/s（0.3-2 keV），表明日冕活动同样很低。在这个极端的系统中，缺乏可检测的恒星-行星相互作用，这就要求任何这样的效应在这里必须是短暂的，如果确实存在的话。我们表明，搜索钙II H和K的变化可能会错误的恒星热点，如果观察到在一个短的旋转周期，行星引起的活动。总之，这些结果表明，恒星-行星相互作用作为估计系外行星磁场强度的可靠方法的效用可能是有限的。
2012-07-30 astro-ph.EP astro-ph.SR
C3PO III: On the Lithium Signatures Following Planet Engulfment by Stars
本研究通过测量125对共动恒星对的锂丰度，发现行星吞噬的锂特征仅在高度相似的恒星双胞胎中可辨，但恒星内在散布可掩盖该特征，质疑了仅用锂作为行星吞噬指标的做法。
2024-12-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Search for planets around stars with wide brown dwarfs
目标。该项目旨在更好地了解宽棕矮星伴星在行星系中的作用。方法.我们用SONG、CARMENES和STELLA高分辨率摄谱仪获得了六颗明亮恒星的高分辨率光谱，这些恒星都有共同运动的宽亚恒星伴星。我们用这些光谱来推导径向速度连同一套完整的恒星物理参数。然后，我们研究了径向速度信号，并讨论了行星在这样的系统中的比例。我们还重新分析了我们的目标，这是用来推导宽棕矮星同伴的物理参数的年龄。最后，编译系统与已知的行星从文献中被认为是随着我们的样本，以寻找可能的特点，在他们的参数分布。结果根据六个观测系统的推导年龄，我们重新计算了宽伴星的质量，证实了它们的亚星性质。我们确认了HD 3651和HIP 70849系统中的行星，并在HD 46588系统中发现了一颗新的行星候选者。在我们的调查中，主要是在几天的短周期内对海王星质量的行星敏感，而在数百天的长周期内对土星质量的行星敏感，我们得出了行星绕恒星运行的频率低于70%，包括不确定性。比较我们的样本与单星的参数分布，我们观察到增强的行星短周期低于六天的系统中，一个广泛的恒星伴侣。最后，在有大范围BD伴星的系统中，行星遵循自己的离心率分布，最大值在$\sim0.65$，周期大于40天，质量大于$0.1\,M_J$，离心率大于0.4。
2022-12-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
The impact of tidal friction evolution on the orbital decay of ultra-short period planets
揭示超短周期（USP）行星的命运可能有助于我们理解潮汐理论与观测到的系外行星分布之间的定性一致性。然而，由于恒星-行星系统中自旋-轨道角动量的时变交换，潮汐摩擦的预期量是未知的，取决于恒星和行星内部的耗散性质。在这项工作中，我们耦合结构变化的恒星和行星所产生的能量释放每个潮汐周期和模拟的轨道演化的USP行星和自旋上产生的主恒星。这是第一次，我们允许磁制动的强度在一个模型内变化，该模型包括光蒸发，恒星风引起的阻力，恒星质量损失和由于USP行星下落引起的恒星风增强。我们将我们的模型应用于迄今为止已知周期最短的两颗系外行星NGTS-10 b和WASP-19 b。我们预测，它们将经历轨道衰变的时间尺度，这取决于恒星内部的潮汐耗散水库的演变，以及恒星对流信封的角动量转移的贡献。与以前的工作，预测中期运输时间的变化超过10年的$\sim30-190$，我们发现，这样的变化将小于10秒。我们注意到，这是敏感的假设系统的耗散性质。我们的研究结果具有重要的意义，在USP行星的轨道衰减的观测证据的搜索，使用目前和未来的观测活动。
2021-04-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
FAUST XXX: Dust enhancement in the young binary L1551 IRS 5
Univ. Grenoble Alpes（格勒诺布尔阿尔卑斯大学）；CNRS（法国国家科学研究中心）；IPAG（格勒诺布尔天体物理研究所）；INAF, Osservatorio Astrofisico di Arcetri（意大利国家天体物理研究所阿切特里天文台）；Excellence Cluster ORIGINS（卓越集群ORIGINS）；Instituto de Radioastronomía y Astrofísica, Universidad Nacional Autónoma de México（墨西哥国立自治大学射电天文学与天体物理研究所）；Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik (MPE)（马克斯·普朗克地外物理学研究所）；National Radio Astronomy Observatory（美国国家无线电天文台）；RIKEN Cluster for Pioneering Research（理化学研究所先锋研究集群）；ESO（欧洲南方天文台）；NRC Herzberg Astronomy and Astrophysics（加拿大国家研究委员会赫茨伯格天文学与天体物理研究所）；University of Victoria（维多利亚大学）；Center for Frontier Science, Chiba University（千叶大学前沿科学中心）；Centro de Astrobiología (CSIC/INTA)（天体生物学中心（西班牙国家科学技术研究委员会/国家航空航天技术研究所））；SOKENDAI（综合研究大学院大学）
FAUST XXX研究年轻双星L1551 IRS 5周围星盘的尘埃增强现象，通过分析星盘形态和动力学，揭示双星与星盘相互作用导致尘埃集中。
2025-12-11 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
