Two regimes of interaction of a Hot Jupiter's escaping atmosphere with the stellar wind and generation of energized atomic hydrogen corona
利用二维轴对称多流体动力学模型，模拟了HD 209458b的逃逸大气层与其宿主G型星的星风在不同轨道距离上的相互作用.一个现实的太阳一样的光谱的XUV辐射电离和加热的行星大气，氢光化学，以及恒星行星潮汐相互作用被考虑到产生自洽的大气流体动力外流。两个不同的制度的行星和恒星风的相互作用已经建模。这些是：1）“被恒星捕获”状态，当潮汐力和压力梯度驱使行星物质越过洛希瓣朝向恒星时，和2）“被风吹”状态，当足够强的恒星风限制逃逸的行星大气并将其引导到尾部时。该模型详细模拟了行星原子、质子和恒星风之间的流体动力学相互作用，以及行星原子和恒星质子之间的电荷交换导致的行星周围高能中性原子（ENA）的产生。ENA云的位置和形状无论是作为电离层顶和弓形激波之间的抛物面壳（对于“风吹”状态），还是作为行星流和恒星风之间接触边界处的湍流层（对于“恒星捕获”状态），对于解释系外行星凌日谱中Lyα吸收特征和表征等离子体环境都是重要的。
2017-01-26 astro-ph.EP astro-ph.SR
Incorporating magnetic field observations in wind models of low-mass stars
冷的主序星的星风非常稀薄，难以观测。尽管它们只带走了少量的恒星质量，但它们对调节恒星的旋转以及其活动和磁性非常重要。当恒星风穿过行星际空间时，它会与途中遇到的任何系外行星相互作用，直到到达星际介质（ISM）。这些相互作用可能导致复杂的物理过程，这取决于风的特性。为了更好地约束风的特性，更现实的风模型，占因素，如恒星旋转和复杂/多样的观测得出的恒星磁场配置的冷恒星是必需的。在本文中，我提出了一个三维模型的冷星风，它采用的边界条件观测导出的磁地图。我还讨论了这些研究是如何相关的，例如，星风和行星之间相互作用的表征/ISM，以及宇宙射线的传播。
2014-05-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Evolution of solar-type stellar wind
通过扩展我们对太阳风的自洽MHD模拟，我们研究了太阳型恒星从主序星早期到红巨星阶段的星风演化。年轻的太阳型恒星非常活跃，质量损失率比现在的太阳大100倍。研究了光球层磁场强度和波动幅度增大时，对星风的影响。虽然质量损失率敏感地取决于输入能量从表面，因为全球不稳定性有关的反射和非线性耗散的阿尔芬波，它饱和在~ 100倍，因为大部分的能量是用于辐射损失，而不是风的动能。在主序星阶段结束后，当恒星半径膨胀约10倍时，温度为$10^6$ K的稳定热日冕突然消失。色球物质，由于热不稳定性而嵌入热气泡，直接流出;红巨星风不是稳定的流，而是结构性流出。
2013-01-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar wind effects on the atmospheres of close-in giants: a possible reduction in escape instead of increased erosion
高度辐射的系外行星的大气层被观察到经历流体动力逃逸。然而，由于强大的压力，恒星风可以限制行星大气，减少它们的逃逸。在这里，我们调查在何种条件下，近距离巨星的大气逃逸可能受到其宿主恒星风的巨大压力的限制。为此，我们模拟了在轨道距离（[0.04，0.14] au），行星引力（木星引力的[36%，87%]）和年龄（[1，6.9] Gyr）范围内的行星逃逸。对于这些模拟中的每一个，我们计算这些逃逸大气的冲压压力，并将其与预期的恒星风外部压力进行比较，以确定给定的大气是否受限。我们表明，虽然年轻的近距离巨星应该经历更高水平的大气逃逸，由于更高的恒星辐射，恒星风在年轻时也更强，可能会减少年轻系外行星的逃逸。无论年龄，我们还发现，在我们的参数空间中，总有一个区域的大气逃逸是有限的，最好发生在更高的行星引力和轨道距离。我们调查了一些已知的系外行星的禁闭，并发现其中几个行星的大气层，包括pi Men c，应该受到其宿主恒星风的限制，从而可能阻止高度辐射行星的逃逸。因此，最近报告的π Men c缺乏氢逃逸可能是由恒星风引起的。
2020-03-23 astro-ph.EP astro-ph.SR
Three-dimensional, Time-dependent MHD Simulation of Disk-Magnetosphere-Stellar Wind Interaction in a T Tauri, Protoplanetary System
本文通过三维含时MHD模拟T Tauri系统中原行星盘与恒星日冕的短期相互作用，发现自洽日冕加热和恒星风会将盘推至$10R_\star$以外，仅产生微弱零星吸积，并解释X射线光变与盘蒸发行为。
2023-03-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Large-scale structures in the stellar wind of fast-rotating stars spawned by the presence of Earth-like planets
本研究通过三维数值模拟探究快速自转活跃类太阳恒星的星风与无磁化类地行星的相互作用，发现低阿尔芬马赫数星风会形成大尺度弓激波等结构，其密度、温度和磁场升高可能产生可探测光谱特征。
2023-07-20 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar magnetism, winds and their effects on planetary environments
在这里，我回顾了一些最近的工作，冷，主序星的磁性，他们的风和对周围系外行星的潜在影响。这些恒星的风非常微弱，在它们的一生中都持续存在。虽然只携带恒星质量的一小部分，但这些磁风带走了角动量，从而调节了恒星的旋转。由于冷恒星很可能被行星包围，因此了解主恒星风和磁性是描述系外行星环境的关键一步。由于旋转和活动密切相关，恒星的自旋下降导致恒星活动随着年龄的增长而减少。因此，随着恒星年龄的增长，高能（X射线，极紫外线）照射的减少被观察到，这可以影响系外行星大气的蒸发，从而也改变了系外行星的演化。
2016-08-12 astro-ph.EP astro-ph.SR
Numerical quantification of the wind properties of cool main sequence stars
本研究利用三维MHD代码模拟21颗F型到M型冷主序星的磁化星风，量化星风参数与驱动条件的关联，给出宜居带边缘星风动压，为行星大气相关研究提供参考。
2023-07-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar winds and planetary atmospheres
恒星风与行星的磁层和大气层之间的相互作用涉及许多过程，包括粒子的加速，上层大气的加热以及各种各样的大气损失过程。恒星风会带走恒星的角动量，导致旋转减速和磁场活动衰减，从而保护大气层免受侵蚀。虽然风的相互作用受到恒星的X射线和紫外线活动以及大气的化学成分的强烈影响，但行星磁场的作用尚不清楚。在这一章中，我回顾了我们对恒星活动和风的性质和演化的认识，并讨论了这些过程对行星大气长期演化的影响。我不认为大量的重要过程发生在行星表面，导致大气层和行星内部之间的交换。
2021-05-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Hydrodynamical interaction of stellar and planetary winds: effects of charge exchange and radiation pressure on the observed Ly$α$ absorption
Lyman $α$对凌日系外行星HD 209458 b的观测使得能够研究暴露于恒星EUV通量的系外行星系外球以及相互作用的恒星风特性。在这项研究中，我们提出了三维流体动力学模型的恒星-行星风的相互作用，包括辐射压力和电荷交换，以及光电离，复合和碰撞电离过程。我们的模型探讨了辐射压力和电荷交换对Ly $α$吸收剖面的流体动力学框架中的贡献，并为一组适合HD 209458的恒星风参数。我们发现大部分的吸收是由来自行星的物质产生的，其次是通过电荷交换中和的恒星离子。与此同时，水动力冲击加热了行星物质，导致了广泛的热分布。同时，辐射压力使吸波材料的速度产生了微小的移动。虽然电荷交换和辐射压力都没有提供足够的中性粒子的速度，需要单独解释在$-100~\mathrm{km~s^{-1}}$的意见，我们发现，这两个效果结合广泛的热分布能够解释的意见。
2019-07-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
Developing a vision for exoplanetary transit spectroscopy: a shared window on the analysis of planetary atmospheres and of stellar magnetic structure
我们描述了如何在ELT和JWST时代的系外行星大气的准确表征将不可避免地需要考虑对流和磁场引起的恒星不均匀性。现有的证据表明，在观测到的凌日光谱的恒星和行星的签名的混合物。最后，我们讨论了如何通过多管齐下的方法，包括新的太阳参考光谱，改进的MHD建模，以及所涉及的社区之间的协同合作，从太阳到恒星和系外行星天文学家解开这两个组件。
2019-04-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Exoplanets as probes of the winds of host stars: the case of the M dwarf GJ 436
冷矮星的风很难观测到，只有少数M矮星呈现出观测导出的质量损失率（Mdot），跨越几个数量级。距离较近的系外行星很方便地位于恒星风的内部区域，因此可以用来探测它们的主恒星风的其他不可观测的局部性质。在这里，我们使用的本地恒星风的特征观测导出的研究中的大气蒸发的暖海王星GJ 436 b导出的全球特征的风的M-矮星主机。利用等温风模型，我们将恒星风温度限制在[0.36，0.43] MK范围内，其中Mdot=[0.5，2.5] × 10^{-15} Msyn/yr。通过计算恒星风和星际介质之间的压力平衡，我们得出GJ 436的天体层的大小约为25 au，比日光层明显更紧凑。在本文中，我们表明，传输光谱，再加上行星大气蒸发和恒星风模型，可以是一个有用的工具，约束大尺度的风结构的行星托管恒星。将我们的方法扩展到未来的行星系统发现将为行星外大气层和冷矮星风的综合表征开辟新的视角。
2017-06-19 astro-ph.EP astro-ph.SR
Simulations of Winds of Weak-Lined T Tauri Stars: The Magnetic Field Geometry and The Influence of the Wind on Giant Planet Migration
通过数值模拟，研究了前主序星的磁化星风。特别是，我们分析了在哪些情况下这些恒星会呈现出细长的磁性特征（例如，头盔飘带、弹弓发射器等）。我们专注于弱线金牛座T星，作为存在的稀薄吸积盘预计不会有强烈的影响，对结构的恒星风。我们表明，等离子体β参数（热磁能密度的比率）是一个决定性的因素，在定义的恒星风的磁配置。使用这些恒星的观测范围内的初始参数，我们表明，日冕磁场配置可以在偶极状配置和配置之间变化，具有强准直极线和封闭的流在赤道（多分量配置的磁场）。我们表明，只有当日冕底部的等离子体β参数为β <<1时，才会出现拉长的磁性特征。使用我们自洽的三维MHD模型，我们估计这些恒星风的行星迁移的时间尺度，由于恒星风对热木星施加的阻力。与Lovelace等人（2008）的发现相反，他们使用Weber & Davis模型估计了这样的时间尺度，我们的模型表明，这些多成分日冕的恒星风预计不会对热彗星迁移产生重大影响。进一步的模拟是必要的，以调查在更强的表面磁场强度（~2-3千克）和更高的日冕基底密度，以及在倾斜的恒星磁层的结果。
2009-08-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar winds as a mechanism to tilt the spin axes of Sun-like stars
太阳的自转轴偏离太阳系的平均角动量平面约6度。这种倾斜度大大超过了行星轨道之间的1-2度倾角分布，因此需要一个物理解释。与此同时，已知类太阳恒星在其一生中会以一个数量级的速度自转。这种自旋下降是由恒星风驱动的，恒星风携带着恒星的角动量。如果恒星风的平均角动量轴偏离恒星自转轴，就会产生使恒星倾斜的下旋力矩分量。在这里，我们表明，太阳的倾斜度为6度自然出现在行星形成后的第一个10-100百万年期间，作为恒星风偏离恒星自转轴约10度的结果。这些结果适用于偶极场的理想情况，轻微倾斜的自旋轴。磁极和自旋极之间的不对准的时间变化被建模为随机波动，在时间尺度上的自相关可比的原始自旋下降时间的几百万年。除了风向外，质量损失率和恒星寿命期间的磁拓扑结构的时间变化也可能产生磁场。我们假设年轻的疏散星团的气体环境可能在足够的时间尺度上提供强迫，使年轻恒星的天体层倾斜，从而激发适度的引力。太阳系外行星系统更极端的逆行恒星引力可能是通过不同的机制产生的。
2019-05-22 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar Wind -- Magnetosphere Interactions in Hot Jupiters
一个潜在的恒星-行星相互作用机制涉及行星加热通过恒星风和行星磁层之间的相互作用建立的电流。早期的模拟结果表明，这种电流，这是类似于地球的全球电路（GEC），有可能提供足够的加热，以考虑到额外的半径膨胀看到一些热彗星。在这里，我们提出了一个更详细的模型，这种现象，探索的规模的影响，在何种情况下，它可能是显着的，行星磁层结构的影响，和观测签名。
2015-11-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
The space weather around the exoplanet GJ 436 b. II. Stellar wind-exoplanet interactions
本研究利用GJ 436的磁场图模拟其三维阿尔文波驱动恒星风，发现其风功率低于太阳，且行星轨道位于亚阿尔文区，恒星风与行星相互作用可解释异常紫外耀斑，并强调观测需同步。
2023-09-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetary Evaporation and the Dynamics of Planet Wind/Stellar Wind Bow Shocks
我们提出了一个新的运动模拟的初步结果，重点是行星风与恒星环境的相互作用，使用自适应网格细化方法。我们已经证实了Stone & Proga 2009的结果，即由于昼夜温差，行星风中会产生方位流结构。我们表明，对地球的回流将发生的强度取决于逃逸参数。当恒星外流包括在内时，我们看到不稳定的头波通过外流与行星风的相互作用形成。
2015-08-04 astro-ph.EP
Stabilization of the astropause by periodic fluctuations of the stellar wind
本文的主要目标是探索为什么许多天体球（或拱星气泡）的观测显示出相当稳定和光滑的天体悬浮结构-切向不连续分离恒星和星际风，而理论和数值模拟都表明切向不连续是不稳定的，由于众所周知的开尔文-亥姆霍兹（KH）不稳定性。以前人们认识到，磁场可以稳定天体悬浮点。在本文中，我们探讨了另一种机制，以减少的K-H不稳定性的天体暂停。这种机制是恒星风动压的周期性变化。恒星风参数的波动是完全可以预料的。例如，太阳的全球活动周期为11年，尽管太阳风的波动周期也较短。我们进行了参数化的数值研究，并证明了K-H不稳定性的发展依赖于无量纲参数$χ$，它是恒星风终端速度和星际流速度的比值。参数$χ$越大，K-H不稳定性引起的涨落越大。结果表明，K-H不稳定性是对流性的，这与以前的线性分析是一致的。证明了恒星风导程的周期性波动对天体顶的稳定作用。结果表明，对于太阳风，当恒星参数变化的周期为1 - 4年时，稳定作用最有效。对于11年太阳活动周期，稳定效应较弱。
2022-12-12 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar winds can affect gas dynamics in debris disks and create observable belt winds
背景：现在在许多太阳系外的系统中，在年龄在1000万年到$\sim$ 1 Gyr之间的成熟恒星周围都发现了气体，这些恒星都有小行星带。这些成熟盘中的气体被认为是从微行星中释放出来的，并且已经使用粘性盘方法进行了建模。在低密度下，这可能不是一个好的假设，因为气体可能会被恒星风吹走。研究方法：我们开发了一个分析模型A到M星，可以遵循气体流出和目标的演变时，发生之间的过渡盘或风。关键的标准是气体密度，气体粒子停止受到保护，从恒星风质子高速撞击径向轨迹。结果如下：我们发现：1）径向宽度为$ΔR$且气体密度为$< 7 \, (ΔR/50 {\rm \, au})^{-1}$ cm $^{-3}$的带将产生风而不是盘，这将解释NO Lup中最近的流出气体检测。2)这种星带风的性质可以用来测量恒星风的性质，例如它们的密度和速度。3)具有低分光度$f$的碎片盘更有可能产生气风，这可以用现有的设施观测到。结论：含有低气体质量的系统，如北落师门或TWA 7，或更一般的碎片盘，具有部分光度$f \lesssim 10^{-5} (L_\star/L_\odot)^{-0.37} $或恒星光度$\gtrsim 20 \, L_\odot$（A0 V或更早），宁愿产生气体外流（或带风），而不是气体盘。在年轻的NO Lup系统中观察到的高速外流气体可能是这种带风的一个例子。这些气体风的检测是可能的ALMA（C…
2022-11-08 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.SR
Stellar Winds Drive Strong Variations in Exoplanet Evaporative Outflows and Transit Absorption Signatures
恒星风和光子辐射与行星的相互作用可能导致大气层枯竭，这可能对行星的可居住性产生潜在的灾难性影响。虽然已经在一定程度上研究了光蒸发对大气侵蚀的影响，但关于恒星风对大气损失的影响的研究仍处于起步阶段。在这里，我们使用三维磁流体动力学模拟模拟恒星风对磁层和外流的一个假设的行星，建模有一个富氢蒸发信封与预定义的质量损失率，轨道在接近低质量M矮星的宜居带。我们以TRAPPIST-1系统为原型，模拟的行星位于TRAPPIST-1 e的轨道上。我们发现，大气外流被拖动和加速后，与风的相互作用，导致在不同范围的行星磁层形态和等离子体分布的当地恒星风条件的变化。我们认为潜在的氢莱曼α（Lya）观测的行星大气过境期间的风外流相互作用的影响。Lya观测特征强烈依赖于观测时的当地风况，并且可能在短至一小时的时间尺度上发生相当大的变化。我们的研究结果表明，观测到的系外行星Lya过境签名的变化可以解释风外流的相互作用。
2020-12-10 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.space-ph
An evaporating planet in the wind: stellar wind interactions with the radiatively braked exosphere of GJ436 b
在恒星Ly-alpha线的三个不同时期，用HST/STIS观测到温暖的海王星GJ 436 b，显示出由巨大的中性氢散逸层引起的深，重复的凌日。来自M矮星的低辐射压力被证明在逃逸气体的动力学中起着重要作用。然而，它本身不能解释在每次凌日中检测到的随时间变化的光谱特征。在这里，我们调查的辐射制动和恒星风的相互作用，使用数值模拟与蒸发系外行星代码（EVE）的综合作用，我们通过模拟和观测光谱的直接比较得出大气和恒星的属性。我们的模拟很好地匹配了最后两个时期。观测到的早期急剧侵入来自恒星风对行星彗发的磨损。在凌日期间观测到的光谱可以由行星中性粒子（从行星的高层大气逃逸）和中性质子（通过与恒星风的电荷交换产生）的双重外逸层产生。我们发现，在这两个时期的行星逃逸率（2.5 × 10 $^{8}$ g/s），恒星光电离率（2 × 10 $^{-5}$ /s），恒星风的整体速度（85公里/秒），其动力学色散速度（10公里/秒）相似的属性。我们发现逃逸气体的速度很高（50-60 km/s），这可能表明MHD波在高层大气中消散并驱动行星外流。在最后一个纪元，高密度的恒星风（3 × 10 $^{3}$ /cm 3）导致了主要由中性质子组成的外逸层尾部的形成。GJ 436 b的观测首次清楚地分离了辐射压和恒星风的贡献，并探测了由每种机制形成的散逸层区域。
2016-05-25 astro-ph.EP
Axisymmetric Simulations of Hot Jupiter-Stellar Wind Hydrodynamic Interaction
气体巨星系外行星在近距离运行的母恒星受到大的辐射和恒星风通量。在本文中，流体动力学模拟的行星高层大气及其与恒星风的相互作用进行了解可能的流动制度，以及它们如何影响莱曼α传输谱。继Tremblin和Chiang之后，电荷交换反应被包括在内，以探索高能原子与热粒子相比的作用。为了理解尾部相对于行星气体前缘的作用，模拟是在轴对称条件下进行的，包括光电离和恒星风电子碰撞电离反应，以限制中性粒子远离行星的程度。通过改变行星气体的温度，发现了两种状态：在高温时，发现了一种超音速行星风，它被恒星风转向，在行星后面形成一条尾巴。在较低的温度下，当恒星风穿透音速点的内部时，行星风就会关闭。在这种情况下，质量会因行星风和恒星风气体之间边界处的粘性相互作用而损失。冷氢原子的吸收在行星表面附近很大，并且如预期的那样在远离行星的地方减少。热氢的吸收是在一个环带中，通常由尾部主导，在大碰撞参量，而不是由靠近亚恒星点的混合层的薄前缘。
2016-01-20 astro-ph.EP
Morphology of Hydrodynamic Winds: A Study of Planetary Winds in Stellar Environments
沐浴在强烈的电离辐射中，近距离的气态行星经历流体动力学大气逃逸，这将其大气层的上部扩展到行星际介质中。对凌日行星周围逃逸气体的紫外线探测证实了这一框架。暴露在恒星环境中，外流是由它与恒星风的相互作用和行星的轨道形成的。我们使用雅典娜模型这些影响进行3-D辐射流体动力学模拟潮汐锁定氢大气接收大量的电离极紫外线通量在各种恒星环境中的低磁场的情况下。通过逐步探索轨道风和恒星风对行星外流的影响，我们发现三种结构不同的恒星风制度：弱，中间和强。我们进行合成莱曼- $α$的意见，并找到独特的观测签名，为每个政权。微弱的恒星风$\textrm{---}$无法限制行星外流，导致恒星$\textrm{---}$周围有一个物质环面，在凌日前有一个红移的昼侧臂，在凌日期间有一个轻微的红偏斜光谱。中间状态截断了离行星很远的向阳面流出，并导致流出的周期性中断，产生模拟双凌的观测信号。这些下降中的第一个是蓝移的，并且在光学转变之前。最后，强烈的恒星风将外流完全限制在彗星尾部，并加速外流，产生大量的蓝移信号。在所有三个制度中，大信号发生在远离过境的地方，这为在直接过境之外继续进行紫外观测提供了动力。
2018-11-22 astro-ph.EP
Effect of stellar wind induced magnetic fields on planetary obstacles of non-magnetized hot Jupiters
本文研究了磁化恒星风等离子体与非磁化或弱磁化热彗星逃逸高层大气的部分电离流体动力氢外流之间的相互作用。我们以热木星HD 209458 b为例，假设其内禀磁矩可以忽略不计。对于这颗行星，恒星风等离子体相互作用在行星的高层大气中形成了一个障碍，其中磁层顶的位置取决于恒星风和膨胀大气之间的压力平衡条件，并由恒星极紫外（EUV）辐射加热。结果表明，中性大气原子进入恒星风主导的区域，在那里它们被光电离和电荷交换电离，然后与恒星风混合。使用三维磁流体动力学（MHD）模型，我们表明，诱导磁场的形式在前面的行星障碍，这似乎是更强的相比，由太阳风与金星和火星的相互作用产生的。根据恒星风的参数，由于感应磁场，行星障碍物可以移动到接近行星的0.5-1行星半径。最后，我们讨论了如何估计热彗星的内禀磁矩可以推断耦合流体动力学的上层行星大气和MHD恒星风相互作用模型与紫外观测。特别是，我们发现HD 209458 b的内禀磁矩可能是木星的10-20%。
2017-08-04 astro-ph.EP
The Interaction of Venus-like, M-dwarf Planets with the Stellar Wind of Their Host Star
我们使用多物种磁流体动力学（MHD）模型研究了类金星、非磁化系外行星围绕M-矮星的大气层与恒星风之间的相互作用。我们集中我们的调查增强恒星风和增强EUV通量的影响，从恒星的行星距离减少。我们的模拟揭示了不同的拓扑结构的行星空间环境的亚和超Alfvenic恒星风的条件下，这可能会导致动态能量沉积在大气层中沿行星轨道过渡。我们发现，非磁化行星的恒星风穿透非常深，可达数百公里。我们估计了大气质量损失率的下限，发现它在行星的一生中是微不足道的。然而，我们预测，当考虑到大气离子加速时，大量的行星大气可能会在10亿年的时间里被侵蚀。
2015-06-03 astro-ph.EP
Stellar wind impact on early atmospheres around unmagnetized Earth-like planets
该研究通过三维磁流体动力学模拟，分析了不同自转速率恒星的活动相关恒星风对无磁场类地行星原始大气早期演化的影响，揭示快速自转恒星风会显著缩减大气范围，慢速则影响甚微，为系外行星宜居性研究提供参考。
2024-05-17 astro-ph.EP
Colliding Planetary and Stellar Winds: Charge Exchange and Transit Spectroscopy in Neutral Hydrogen
当它们穿越宿主恒星时，热彗星吸收了恒星莱曼α发射谱线两翼大约10%的光。吸收发生在多普勒频移的波长从线中心+/- 100公里/秒-大于热的速度，部分中性，10 E4 K氢从热木星大气逃逸。有人提出，这种吸收来自于来自主恒星风的10 E6 K氢，通过与行星H I进行电荷交换而暂时成为中性。+/-100 km/s的速度将归因于质子在恒星风中的典型速度分散--这是从航天器对太阳风的测量中推断出来的。为了测试这一提议，我们对热木星和恒星风的碰撞进行了二维流体动力学模拟，并通过化学模块来计算电荷交换产生的热中性氢的数量。开尔文-亥姆霍兹不稳定性混合了两种风;在混合层中，电荷交换反应在几十秒内建立。产生足够的热中性氢来再现凌日观测，并且吸收量随着空间分辨率和时间收敛。我们的计算支持这样一种观点，即碰撞风之间的电荷转移正确地解释了莱曼-α过境观测-模的磁场的影响，我们没有模型，但可能会抑制混合。其他被忽视的影响包括，以减少的重要性，旋转力有关的轨道运动，重力和恒星辐射压力，我们定量讨论我们的近似引入的错误。当热恒星氢与冷行星氢碰撞时如何冷却也被考虑;更仔细地处理混合层如何热平衡可能解释最近在凌日热彗星中检测到巴耳末H-α吸收。
2012-10-18 astro-ph.EP
Impact of M-dwarf Stellar Wind and Photoevaporation on the Atmospheric Evolution of Small Planets
本文通过模拟恒星风和光致蒸发对38颗M矮星行星大气质量损失的影响，发现近距离宜居带行星主要依靠光致蒸发剥离原始H/He包层，而恒星风作用有限。
2023-09-19 astro-ph.EP
Deviation of Stellar Orbits from Test Particle Trajectories Around Sgr A* Due to Tides and Winds
监测Sgr A* 周围恒星的轨道提供了探测它们的轨道平面由于标架拖曳而产生的进动、测量黑洞的自旋和四极矩以及检验无毛定理的可能性。在这里，我们调查是否偏离恒星轨道的测试粒子的轨道，由于风的质量损失和潮汐耗散的轨道能量妥协这样的测量。我们发现，恒星风的影响，一般来说，可以忽略不计。另一方面，对于最偏心的轨道（e>0.96），光学干涉仪（如重力仪）将检测到由于坐标系拖曳引起的轨道平面进动，轨道能量的潮汐耗散发生的时间尺度与由于黑洞的四极矩引起的进动的时间尺度相当。因此，在用恒星轨道检验无毛定理时，这种非保守效应是系统不确定性的一个潜在来源。
2012-12-13 astro-ph.EP astro-ph.HE gr-qc
