若くて高速自転する恒星からは、X 線/極端紫外線と恒星風の放射が強力なことから岩石惑星の原始大気を剝がしてしまう。剝き出しの岩石惑星は恒星風との相互作用でバウショック、磁気圏など地球から観測可能な構造物を発生させる。以下、機械翻訳。
高速回転する星の恒星風の中にある大規模な構造物 地球に似た惑星の存在。
概要
若くて高速回転する太陽に似た星の周りに形成される惑星は、強力な X 線/極端紫外線放射場にさらされます。
そして、これらの星の高い磁気活動の結果として、強く磁化された星風が発生します。 このような状況下では、
地球に似た系外惑星は、原始水素大気の急速な喪失を経験し、その結果、大気のない岩石が生じる可能性がある
恒星風の障害物。 恒星風とこれらの惑星との相互作用は、潜在的に観察可能なものの形成につながります。
船首など、これらの惑星の近くでの大規模な磁場の形成と密度の擾乱による構造
衝撃、磁気圏の誘発、彗星のような尾。 この研究では、活動的な恒星風の相互作用を研究します。
地球に似た、磁化されていない希薄な大気、惑星状の超高速磁気音域にある高速回転する太陽に似た星。
PLUTO 磁気流体力学コードを使用した数値 3D シミュレーションを通じて障害物を解析します。 AB Doradus の特性
これをパラメータ化するために、小さな自転周期 (0.51日) と強いフレア活動を持つ近くの若い星が使用されました。
初期の風の状態。 船首衝撃と誘導磁気圏形成は、アルフヴェニックマッハ数 𝑀𝐴 によって特徴付けられます。
風、さまざまな恒星の風構成に対応します。 最大で惑星半径約 7.0 の範囲に及ぶ大きな弓衝撃が見られます。
低𝑀𝐴風 周囲に形成されたこれらの大規模構造における密度、温度、磁場の一般的な増加
惑星は潜在的に検出可能なスペクトル特徴をもたらす可能性があります。
キーワード: MHD – 系外惑星 – 星:風 – 手法:数値 – 衝撃波
1 はじめに
若い太陽に似た星は、より速い自転周期を示すだけでなく、
より進化したものと比較して磁気活性が強化されました
対応者。 X 線/極紫外線 (XUV) 放射線 加熱、膨張、流体力学的損失を担う星
水素に富んだ一次大気の場合、非常に高い値に達する可能性があります
高速回転する磁気的に活動的な星の場合、XUV 束が発生します
それは現代のものよりも数桁大きい可能性があります
Sun (Güdel et al. 1997; Pizzolato et al. 2003; Ribas et al. 2005)。
この放射線の影響下で進化する地球に似た惑星
非常に短期間で原初の水素雰囲気全体が失われる可能性がある
タイムスケール (Johnstone et al. 2015; Stökl et al. 2015)。 強力な光電離放射線は、表面の薄い層を急速に電離させることもあります。
地球の周りに残っているガス (Ayres 1997) は、岩石が多いことを示唆しています。
大気の枯渇/薄い電離層の障害物は一般的なものである可能性があります
これらの若い高速回転星の周りのシナリオ。 地球に似た惑星における原始水素大気の喪失は、実際に次のように考えられています。
居住可能性を実現するための必須の要件である（ジョンストン他。 2015年; オーウェン＆モハンティ、2016）。
XUV放射、コロナ恒星風の影響に加えて、高速回転する磁気的に活動的な星からの流れは、
現在の太陽風 (Johnstone 2017)に比べて、より速く、より磁化され、より熱く、より高密度になります。
。 磁気流体力学
(MHD) これらの岩石の障害物と磁化された恒星風との間の相互作用は、付近の構造物の形成につながります。
船首衝撃を含む、恒星の風の背景における認識可能な磁気および密度の擾乱の形での、惑星の影響、磁気圏、アルフベンの翼、彗星のような航跡。 のアクション
これらの強風は、惑星の障害物の周りに、より広範で強力な放出構造を生成し、その結果、明らかな影響を与える可能性があります。
太陽に似た若い星の周囲に存在する足跡。
これらの構造の形成とその特性は、惑星の特性 (つまり、固有の磁場や大気の存在、可能性のある物質の導電率など) の両方に依存します。
現在の電離層など）と入射星の特徴
風。 強い恒星風や惑星と大気や固有磁場との相互作用は広く研究されています。
惑星外の状況では、形成されたプラズマ構造は予測され、特徴付けられている（例、Cohen et al. 2014; Matsakos他。 2015年; デイリー・イェーツ＆スティーブンス 2017; ビジャレアル ディアンジェロ 他2018年; コダチェンコら。 2021年; ハルバッハら。 2021年; カネとゴメスデ・カストロ2021; バレラら。 2022年; コーエンら。 2022年）。
しかしこの場合、これらの構造の形成は特徴付けられていません。
かつては原始水素であった、裸の磁化されていない岩石惑星の大気はほぼ完全に除去されました。 の目的
この作品はこのギャップを埋めるものです。
強い恒星風と、大気がなく惑星磁場が弱い/存在しない惑星との相互作用の場合には、異なる風惑星プラズマ構造が予想される。
恒星風によって運ばれる惑星間磁場は、惑星の電離層または表面と直接相互作用します。 惑星の電離層は、高伝導性の媒体をもたらします。
高度にイオン化された星風が、惑星の周りの電離層空洞に電流を生成し、太陽系の周囲で発見された誘導磁気圏の場合
火星や金星のような岩石の非磁性惑星の研究 (Bertucci et al.2011）。 これらの構造は非磁化でも予測されています。
強い恒星の風の影響下にある熱い木星 (Erkaev et al.2017）。
惑星の障害物の周りでバウショックが形成されるのは、これらの天体と超高速磁気音響恒星風との相互作用の自然な結果であり、大気圏になく磁化されていない惑星の場合も同様です。 バウショックは走行時の圧縮を構成します。
媒体の状態を自然に変化させる波。
それは風が超アルヴェニック速度から減速して移動します。
衝撃によりアルフヴェニック以下の速度に達します。 弓の存在
衝撃は恒星の風の局所的な性質を変化させ、
衝撃の上流部分の局所的な密度と温度、
惑星の表面に近い。 ターミナルの場所とプロパティ
衝撃の背後にある非磁性の岩石については広く研究されています
火星や金星のような太陽系の惑星、および系外惑星の文脈でも (Canet & Gómez de Castro 2021、以下論文 I を参照)
強風と、拡張された外気圏を持つ地球に似た惑星との相互作用の研究のため）。 統計的フィッティングから弓衝撃まで
交差データセット、船首のサイズを制御する主なパラメータ
衝撃は流速とアルフベン速度の比です。
(つまり、風のアルフベン マッハ数 𝑀𝐴、Peredo et al. 1995; Verigin他。 2004)、風の高速磁気音速マッハ数 𝑀𝑚𝑠 を定義
流速と高速モード磁気超音波との比として波の速度 (Russell et al. 1988; Edberg et al. 2010; Halekas et al.2017年; ガルニエら。 2022) と極端紫外線束 (EUV、ホールら。 2016、2019）、より高いマッハ（アルフヴェニックで速い）を発見
磁気超音波) の風速とより高い太陽 EUV 束が生成するより近い距離では、より圧縮された（高密度の）衝撃が発生します。
低マッハ数の太陽風と比較した惑星表面。
地球型惑星の軌道上の太陽風の特徴は次のとおりです。
比較的高いマッハ数 (金星では𝑀𝐴 〜 4.5 〜 5.0)
軌道; 𝑀𝑚𝑠火星の軌道上で4から10の値の間で変化する可能性があります。
最も頻度の高い値 𝑀𝑚𝑠 〜8 である、Edberg et al. 2010)、その
変化は太陽活動の変化に対応します。 高いため
高速回転する若い星の磁気活動、アフベニックおよび高速モード
磁気音響マッハ数は広範囲にわたると予想されます
の値を使用すると、さまざまなボウショックの延長が期待されます。
これらの活動的な星を周回する惑星の近くで発見される（エルカエフ）
他。 2005）。 コーエンら。 (2015) 準アルヴェニ体制および超アルヴェニ体制 (最小の後者の場合、アルフヴェニック マッハ数 2.9 が考慮され、磁化されていない金星のような系外惑星と相互作用します。 彼らから
シミュレーション、惑星の前で強い衝撃の形成が検出されました
超アルフヴェニック風の中で発生しますが、その位置はパラメータ化されていません。 アルフベンの翼と拡張された航跡の形成が検出されます。
サブアルフヴェニックの場合だけでなく、低𝑀𝐴配置
強い磁化風と中程度の磁化風の間の移行。
この研究では、導電性物質と物質間の相互作用に取り組みます。
地球に似た岩石惑星で、大気の圧力が最小限に抑えられる
固有磁場のない周囲の恒星風に影響され、磁気的に活動し、高速で回転する星の強い風。
超高速磁気超音波領域、低磁化から (𝑀𝐴=14.0)
強磁化 (𝑀𝐴=1.03) の風まで。 この研究の目的は、惑星の周囲に形成される可能性のある構造を特徴付けることです。
船首衝撃などの極端な風条件下での障害物
誘導磁気圏の評価の第一歩として
若い太陽に似た星の周りの検出可能性。 応用例としては、
私たちは非常に活発な星 AB Doradus A を選択しました (以下、AB Dor) は、自転周期が 0.51 日の若い太陽に似た星で、
磁気的に活動する高速回転星のプロトタイプとしてよく使用されます。
数値 3D、単一流体、磁気流体力学シミュレーション
これらの風と地球に似た惑星の相互作用が運ばれます
冥王星磁気流体力学 (MHD) 数値コードを使用して出力します。
この記事は次のように構成されています。セクション 2 では、テスト星AB Dorの特性を調べ、パラメータを計算します。
磁気遠心力で駆動される風は、分析的に得られます。
あらゆる軌道距離。 セクション 3 では、数値設定について説明します。
この研究で実行されたシミュレーションの結果。 最後に報告させていただきますが、予測されたプラズマの特性の結果と考察
構造はそれぞれセクション 4 と 5 にあります。
図 1. 左の列: 半径方向 (上のパネル) および方位角 (中央) の速度
コンポーネント、および指定された距離での密度 (下) プロファイル、の解
固定恒星の質量損失率 1 × 10^-13𝑀⊙/𝑦𝑟 の WD 恒星風モデル、考慮される赤道磁場 Br,𝑒𝑞 を変化させます。 右列：同じ
左の列のように、表面赤道磁場の固定値 Br,𝑒𝑞 質量損失率の異なる値については 50.0G。
図 2. アルフベニック (塗りつぶされたマーカー) の位置と高速磁気超音波
(空のマーカー) 想定される質量損失率ごとに、モデルで考慮される表面赤道磁場の関数としての臨界点: 1×10^-11
(青の実線)、1 × 10^-12 (破線の赤)、および 1 × 10^-13 𝑀⊙/𝑦𝑟 (点線の緑)。
図 3. 各シミュレーションモデルの惑星障害物周囲の密度プラズマの局所分布。 密度は惑星間密度で正規化されます。
値。ドメインの右側の境界側に挿入されるように定義されます。
図 4. 惑星の中心から測定した船首衝撃位置 (黒色実線）と船首衝撃位置での衝撃全体の密度比
点（シアンの点線）、惑星と恒星を結ぶ線で測定、MA数の関数として。
図 5. モデル M5 で形成された船首衝撃（バウショック）の時間的変化。 濃度コントラスト プロファイルは、シミュレーションのさまざまなタイム ステップで表示されます。
𝑡0 基準時間ステップ。
図 6. 各シミュレートされたモデルの惑星障害物の周囲の速度場の大きさの分布。 速度の大きさは惑星間の速度によって正規化されます。
速度値。ドメインの外側境界側に注入されるように定義されます。
5 要約と結論
本研究では 3 次元 MHD を行った。
数値シミュレーションによる構造の予測と特性評価
地球に似た劣悪な大気の局所環境で形成される
超高速磁気音速恒星風の影響を受ける惑星
高速回転する低質量星の AB Dor の場合に焦点を合わせる
自転を伴う磁気的に活性な高速回転星のプロトタイプ
期間は0.51日。 形成されたものの特性が初めて明らかになりました。
惑星の弓衝撃と誘発された磁気圏は、
広範囲の恒星の風のアルフヴェニックのマッハ数について評価されました。
起こり得るシナリオとして、希薄な大気を持つ惑星の場合
活動的な恒星の周りを周回する、高度に放射線を浴びた地球に似た惑星の場合。
恒星風は主に次のような理由で加速されると考えられています。
磁気遠心力の作用。 この研究では、惑星軌道上の速度、磁場、恒星風の密度が計算されました。
1D Weber & Davis モデルの解析ソリューションを使用して導出されます。
この近似では、非常に加速された風が予想されます
AB Dor の場合、これも実行されたシミュレーションで予測されました
コーエンらにおいて。 (2010) AB Dor の冠状構造。 風が吹く
超高速磁気超音波領域は、世界の共通の特徴であるようです。
低磁化 (2.0 ～ 10.0 G) の風。 極度に磁化された星の場合、風は距離が遠くなると高速磁気超音波になります。
星の中心から約15天文単位。 予測される臨界点
ただし、Weber & Davis モデルについては慎重に検討する必要があります。
コロナ磁場の複雑な 3D 形態として、
他の加速メカニズムとしては、アルフベン波加熱などがあります。
ここでは考慮されていないため、将来の作業に含める必要があります。
超高速磁気音波風と安定した障害物の相互作用の直接の結果として、船首衝撃が形成されます。
惑星の前で。 バウショックの伸びは明らかです。
予想どおり、アルフヴェニックのマッハ数との依存関係は次のようになります。
太陽系惑星の場合に得られた結果。 拡張された
船首衝撃は低MAの風で見られ、遠くまで到達します。
〜7.0 𝑅𝑝 for 𝑀𝐴 = 1.03 風。 ただし、圧縮率が低いため、
それらの場合のショックの特徴として、バウショックには次のような特徴があります。
周囲の恒星風との低密度コントラスト (𝜌/𝜌𝑠𝑤=1.1 𝑀𝐴 = 1.03)。 活動的な軌道を周回する惑星の周囲で形成されるバウショック
太陽に似た星は、周囲で見つかった星よりも最大 5 倍の大きさになる可能性があります
太陽系の磁化されていない惑星（参考として、
金星のボウショックは、太陽の金星半径 1.4 で見つかります。
最大条件）。 衝撃の延長は明らかに次のものに依存します。
誘導磁気圏の形成、追加の影響を与える
ショックへの圧力。 誘導磁気圏が形成される
惑星間の強力なパイルアップによるすべての構成
導電性の高い障害物の上にある磁場。 拡張子
磁気圏界面によって制限される、誘導された磁気圏の
境界は低MA風の場合に大きくなります。 繰り返しますが、低𝑀𝐴の風が吹いているので、
圧縮性が低いと、衝撃内部の磁場の大きさは
高MAの風に比べて低い。他の恒星および惑星パラメータが、
恒星風の中で形成されるプラズマ構造のトポロジーと特性。 惑星に広がる大気が存在するということは、
風に対する余分な障害となり、車の減速を引き起こします。
衝突によってプラズマを風化し、惑星の上流にプラズマが堆積する原因となります。 論文 I では、地球に似たものの相互作用を研究しました。
磁化されていない惑星の完全にイオン化した水素に富んだ外気圏と、
太陽に似た若い星の超高速磁気音響恒星風。 MA より低い風の影響下で、拡張された船首衝撃が発生します。
その研究では、より進化した星に対応し、同じ恒星風の下でより密度の高い外気圏に対する衝撃の拡大
条件。 拡張された大気の存在がさらに拡大します
惑星表面からさらに離れた場所での船首衝撃。 のために
その作品の最年少星 (1 億年、MA=22)、バウショックが発見される
たとえ最も密度が高いと考えられるものであっても、惑星に非常に近い距離で
その場合に考慮された高い MA 数による外気圏。
この作業では化学反応は考慮されていないため、質量負荷は
電荷交換と光イオン化によるプロセスは無視されます。
質量負荷は、内部のイオン数の増加に寄与する可能性があります。
惑星の近くで、恒星の強い減速が発生します。
前方の磁場を強化する可能性のある風力プラズマ
惑星、より広範囲の誘導磁気圏を生成します。 マで
他。 (2013)、彼らは、ある場合とない場合の結果を比較しました。
金星の場合の大量積載プロセス。 彼らはバウショックを発見した
と比較して惑星表面にわずかに近い地層
質量荷重ケース。 次に、最初に中立成分を検討します。
惑星の薄い大気は質量負荷に寄与します。
ショックの伸びが大きくなります。
弓の伸びを強化できるその他のパラメータ
EUVの影響などの衝撃や誘導磁気圏
放射線については、この研究では扱っていません。 EUV放射圧力
衝撃のトポロジーと位置を変更することも知られています。
火星と金星で実証されたように。 恒星の影響
放射線は惑星構造の研究において極めて重要であり、私たちは
将来の研究で放射線の寄与に対処する。
この作品における模擬惑星は、
恒星の風の状態の時間的変化を考慮せずに、その軌道に沿った同じ（スーパーアルヴェニ的）体制。 また、非
より複雑な 3D 恒星風シミュレーションで予測されるように、恒星の周りにアルフベン臨界面が均一に分布していると、惑星は
亜アルフヴェニックからスーパーアルヴェニックまで変化する風の状況を体験する
(Cohen et al. 2015)。 さらに、次のような一時的なイベント
コロナ質量放出または恒星の風の活動の変化の強化
風の磁気条件、特性マッハの変更
風の数、形態の変化を導く
衝撃と誘導された磁気圏。 ただし、私たちのパラメトリック研究は、広範囲のアルフヴェニック マッハ数をカバーしています。
風、太陽風活動のさまざまな条件を収集できます。
アルフヴェニック マッハ数をより高い値 (最小値) から変更する
太陽活動に従って、値を下げる（最大活動）
風の観測。
今回の研究結果によれば、磁化されていない不良雰囲気の場合でも、拡張されたMHD構造が見出されています。
惑星。 しかし、検出される見込みはほとんどありません。
周囲の風に対するこれらの構造の比率は非常に低く、特に最も拡張された構造の場合は、惑星の後流で密度流束のかなりの増加が見られるだけです。
これにより、次のような場合には構造検出の可能性が低くなります。
これらの裸の惑星は、活動的な太陽のような星を周回しています。 その他の進化系
大気がまだ存在する段階では、分析する必要があります。
これらの地球に似た周囲の検出可能な MHD 構造を取得するため
惑星、潜在的な生命の宿りの初期進化に光を当てる
惑星。
高速回転する星の恒星風の中にある大規模な構造物 地球に似た惑星の存在。
概要
若くて高速回転する太陽に似た星の周りに形成される惑星は、強力な X 線/極端紫外線放射場にさらされます。
そして、これらの星の高い磁気活動の結果として、強く磁化された星風が発生します。 このような状況下では、
地球に似た系外惑星は、原始水素大気の急速な喪失を経験し、その結果、大気のない岩石が生じる可能性がある
恒星風の障害物。 恒星風とこれらの惑星との相互作用は、潜在的に観察可能なものの形成につながります。
船首など、これらの惑星の近くでの大規模な磁場の形成と密度の擾乱による構造
衝撃、磁気圏の誘発、彗星のような尾。 この研究では、活動的な恒星風の相互作用を研究します。
地球に似た、磁化されていない希薄な大気、惑星状の超高速磁気音域にある高速回転する太陽に似た星。
PLUTO 磁気流体力学コードを使用した数値 3D シミュレーションを通じて障害物を解析します。 AB Doradus の特性
これをパラメータ化するために、小さな自転周期 (0.51日) と強いフレア活動を持つ近くの若い星が使用されました。
初期の風の状態。 船首衝撃と誘導磁気圏形成は、アルフヴェニックマッハ数 𝑀𝐴 によって特徴付けられます。
風、さまざまな恒星の風構成に対応します。 最大で惑星半径約 7.0 の範囲に及ぶ大きな弓衝撃が見られます。
低𝑀𝐴風 周囲に形成されたこれらの大規模構造における密度、温度、磁場の一般的な増加
惑星は潜在的に検出可能なスペクトル特徴をもたらす可能性があります。
キーワード: MHD – 系外惑星 – 星:風 – 手法:数値 – 衝撃波
1 はじめに
若い太陽に似た星は、より速い自転周期を示すだけでなく、
より進化したものと比較して磁気活性が強化されました
対応者。 X 線/極紫外線 (XUV) 放射線 加熱、膨張、流体力学的損失を担う星
水素に富んだ一次大気の場合、非常に高い値に達する可能性があります
高速回転する磁気的に活動的な星の場合、XUV 束が発生します
それは現代のものよりも数桁大きい可能性があります
Sun (Güdel et al. 1997; Pizzolato et al. 2003; Ribas et al. 2005)。
この放射線の影響下で進化する地球に似た惑星
非常に短期間で原初の水素雰囲気全体が失われる可能性がある
タイムスケール (Johnstone et al. 2015; Stökl et al. 2015)。 強力な光電離放射線は、表面の薄い層を急速に電離させることもあります。
地球の周りに残っているガス (Ayres 1997) は、岩石が多いことを示唆しています。
大気の枯渇/薄い電離層の障害物は一般的なものである可能性があります
これらの若い高速回転星の周りのシナリオ。 地球に似た惑星における原始水素大気の喪失は、実際に次のように考えられています。
居住可能性を実現するための必須の要件である（ジョンストン他。 2015年; オーウェン＆モハンティ、2016）。
XUV放射、コロナ恒星風の影響に加えて、高速回転する磁気的に活動的な星からの流れは、
現在の太陽風 (Johnstone 2017)に比べて、より速く、より磁化され、より熱く、より高密度になります。
。 磁気流体力学
(MHD) これらの岩石の障害物と磁化された恒星風との間の相互作用は、付近の構造物の形成につながります。
船首衝撃を含む、恒星の風の背景における認識可能な磁気および密度の擾乱の形での、惑星の影響、磁気圏、アルフベンの翼、彗星のような航跡。 のアクション
これらの強風は、惑星の障害物の周りに、より広範で強力な放出構造を生成し、その結果、明らかな影響を与える可能性があります。
太陽に似た若い星の周囲に存在する足跡。
これらの構造の形成とその特性は、惑星の特性 (つまり、固有の磁場や大気の存在、可能性のある物質の導電率など) の両方に依存します。
現在の電離層など）と入射星の特徴
風。 強い恒星風や惑星と大気や固有磁場との相互作用は広く研究されています。
惑星外の状況では、形成されたプラズマ構造は予測され、特徴付けられている（例、Cohen et al. 2014; Matsakos他。 2015年; デイリー・イェーツ＆スティーブンス 2017; ビジャレアル ディアンジェロ 他2018年; コダチェンコら。 2021年; ハルバッハら。 2021年; カネとゴメスデ・カストロ2021; バレラら。 2022年; コーエンら。 2022年）。
しかしこの場合、これらの構造の形成は特徴付けられていません。
かつては原始水素であった、裸の磁化されていない岩石惑星の大気はほぼ完全に除去されました。 の目的
この作品はこのギャップを埋めるものです。
強い恒星風と、大気がなく惑星磁場が弱い/存在しない惑星との相互作用の場合には、異なる風惑星プラズマ構造が予想される。
恒星風によって運ばれる惑星間磁場は、惑星の電離層または表面と直接相互作用します。 惑星の電離層は、高伝導性の媒体をもたらします。
高度にイオン化された星風が、惑星の周りの電離層空洞に電流を生成し、太陽系の周囲で発見された誘導磁気圏の場合
火星や金星のような岩石の非磁性惑星の研究 (Bertucci et al.2011）。 これらの構造は非磁化でも予測されています。
強い恒星の風の影響下にある熱い木星 (Erkaev et al.2017）。
惑星の障害物の周りでバウショックが形成されるのは、これらの天体と超高速磁気音響恒星風との相互作用の自然な結果であり、大気圏になく磁化されていない惑星の場合も同様です。 バウショックは走行時の圧縮を構成します。
媒体の状態を自然に変化させる波。
それは風が超アルヴェニック速度から減速して移動します。
衝撃によりアルフヴェニック以下の速度に達します。 弓の存在
衝撃は恒星の風の局所的な性質を変化させ、
衝撃の上流部分の局所的な密度と温度、
惑星の表面に近い。 ターミナルの場所とプロパティ
衝撃の背後にある非磁性の岩石については広く研究されています
火星や金星のような太陽系の惑星、および系外惑星の文脈でも (Canet & Gómez de Castro 2021、以下論文 I を参照)
強風と、拡張された外気圏を持つ地球に似た惑星との相互作用の研究のため）。 統計的フィッティングから弓衝撃まで
交差データセット、船首のサイズを制御する主なパラメータ
衝撃は流速とアルフベン速度の比です。
(つまり、風のアルフベン マッハ数 𝑀𝐴、Peredo et al. 1995; Verigin他。 2004)、風の高速磁気音速マッハ数 𝑀𝑚𝑠 を定義
流速と高速モード磁気超音波との比として波の速度 (Russell et al. 1988; Edberg et al. 2010; Halekas et al.2017年; ガルニエら。 2022) と極端紫外線束 (EUV、ホールら。 2016、2019）、より高いマッハ（アルフヴェニックで速い）を発見
磁気超音波) の風速とより高い太陽 EUV 束が生成するより近い距離では、より圧縮された（高密度の）衝撃が発生します。
低マッハ数の太陽風と比較した惑星表面。
地球型惑星の軌道上の太陽風の特徴は次のとおりです。
比較的高いマッハ数 (金星では𝑀𝐴 〜 4.5 〜 5.0)
軌道; 𝑀𝑚𝑠火星の軌道上で4から10の値の間で変化する可能性があります。
最も頻度の高い値 𝑀𝑚𝑠 〜8 である、Edberg et al. 2010)、その
変化は太陽活動の変化に対応します。 高いため
高速回転する若い星の磁気活動、アフベニックおよび高速モード
磁気音響マッハ数は広範囲にわたると予想されます
の値を使用すると、さまざまなボウショックの延長が期待されます。
これらの活動的な星を周回する惑星の近くで発見される（エルカエフ）
他。 2005）。 コーエンら。 (2015) 準アルヴェニ体制および超アルヴェニ体制 (最小の後者の場合、アルフヴェニック マッハ数 2.9 が考慮され、磁化されていない金星のような系外惑星と相互作用します。 彼らから
シミュレーション、惑星の前で強い衝撃の形成が検出されました
超アルフヴェニック風の中で発生しますが、その位置はパラメータ化されていません。 アルフベンの翼と拡張された航跡の形成が検出されます。
サブアルフヴェニックの場合だけでなく、低𝑀𝐴配置
強い磁化風と中程度の磁化風の間の移行。
この研究では、導電性物質と物質間の相互作用に取り組みます。
地球に似た岩石惑星で、大気の圧力が最小限に抑えられる
固有磁場のない周囲の恒星風に影響され、磁気的に活動し、高速で回転する星の強い風。
超高速磁気超音波領域、低磁化から (𝑀𝐴=14.0)
強磁化 (𝑀𝐴=1.03) の風まで。 この研究の目的は、惑星の周囲に形成される可能性のある構造を特徴付けることです。
船首衝撃などの極端な風条件下での障害物
誘導磁気圏の評価の第一歩として
若い太陽に似た星の周りの検出可能性。 応用例としては、
私たちは非常に活発な星 AB Doradus A を選択しました (以下、AB Dor) は、自転周期が 0.51 日の若い太陽に似た星で、
磁気的に活動する高速回転星のプロトタイプとしてよく使用されます。
数値 3D、単一流体、磁気流体力学シミュレーション
これらの風と地球に似た惑星の相互作用が運ばれます
冥王星磁気流体力学 (MHD) 数値コードを使用して出力します。
この記事は次のように構成されています。セクション 2 では、テスト星AB Dorの特性を調べ、パラメータを計算します。
磁気遠心力で駆動される風は、分析的に得られます。
あらゆる軌道距離。 セクション 3 では、数値設定について説明します。
この研究で実行されたシミュレーションの結果。 最後に報告させていただきますが、予測されたプラズマの特性の結果と考察
構造はそれぞれセクション 4 と 5 にあります。
図 1. 左の列: 半径方向 (上のパネル) および方位角 (中央) の速度
コンポーネント、および指定された距離での密度 (下) プロファイル、の解
固定恒星の質量損失率 1 × 10^-13𝑀⊙/𝑦𝑟 の WD 恒星風モデル、考慮される赤道磁場 Br,𝑒𝑞 を変化させます。 右列：同じ
左の列のように、表面赤道磁場の固定値 Br,𝑒𝑞 質量損失率の異なる値については 50.0G。
図 2. アルフベニック (塗りつぶされたマーカー) の位置と高速磁気超音波
(空のマーカー) 想定される質量損失率ごとに、モデルで考慮される表面赤道磁場の関数としての臨界点: 1×10^-11
(青の実線)、1 × 10^-12 (破線の赤)、および 1 × 10^-13 𝑀⊙/𝑦𝑟 (点線の緑)。
図 3. 各シミュレーションモデルの惑星障害物周囲の密度プラズマの局所分布。 密度は惑星間密度で正規化されます。
値。ドメインの右側の境界側に挿入されるように定義されます。
図 4. 惑星の中心から測定した船首衝撃位置 (黒色実線）と船首衝撃位置での衝撃全体の密度比
点（シアンの点線）、惑星と恒星を結ぶ線で測定、MA数の関数として。
図 5. モデル M5 で形成された船首衝撃（バウショック）の時間的変化。 濃度コントラスト プロファイルは、シミュレーションのさまざまなタイム ステップで表示されます。
𝑡0 基準時間ステップ。
図 6. 各シミュレートされたモデルの惑星障害物の周囲の速度場の大きさの分布。 速度の大きさは惑星間の速度によって正規化されます。
速度値。ドメインの外側境界側に注入されるように定義されます。
5 要約と結論
本研究では 3 次元 MHD を行った。
数値シミュレーションによる構造の予測と特性評価
地球に似た劣悪な大気の局所環境で形成される
超高速磁気音速恒星風の影響を受ける惑星
高速回転する低質量星の AB Dor の場合に焦点を合わせる
自転を伴う磁気的に活性な高速回転星のプロトタイプ
期間は0.51日。 形成されたものの特性が初めて明らかになりました。
惑星の弓衝撃と誘発された磁気圏は、
広範囲の恒星の風のアルフヴェニックのマッハ数について評価されました。
起こり得るシナリオとして、希薄な大気を持つ惑星の場合
活動的な恒星の周りを周回する、高度に放射線を浴びた地球に似た惑星の場合。
恒星風は主に次のような理由で加速されると考えられています。
磁気遠心力の作用。 この研究では、惑星軌道上の速度、磁場、恒星風の密度が計算されました。
1D Weber & Davis モデルの解析ソリューションを使用して導出されます。
この近似では、非常に加速された風が予想されます
AB Dor の場合、これも実行されたシミュレーションで予測されました
コーエンらにおいて。 (2010) AB Dor の冠状構造。 風が吹く
超高速磁気超音波領域は、世界の共通の特徴であるようです。
低磁化 (2.0 ～ 10.0 G) の風。 極度に磁化された星の場合、風は距離が遠くなると高速磁気超音波になります。
星の中心から約15天文単位。 予測される臨界点
ただし、Weber & Davis モデルについては慎重に検討する必要があります。
コロナ磁場の複雑な 3D 形態として、
他の加速メカニズムとしては、アルフベン波加熱などがあります。
ここでは考慮されていないため、将来の作業に含める必要があります。
超高速磁気音波風と安定した障害物の相互作用の直接の結果として、船首衝撃が形成されます。
惑星の前で。 バウショックの伸びは明らかです。
予想どおり、アルフヴェニックのマッハ数との依存関係は次のようになります。
太陽系惑星の場合に得られた結果。 拡張された
船首衝撃は低MAの風で見られ、遠くまで到達します。
〜7.0 𝑅𝑝 for 𝑀𝐴 = 1.03 風。 ただし、圧縮率が低いため、
それらの場合のショックの特徴として、バウショックには次のような特徴があります。
周囲の恒星風との低密度コントラスト (𝜌/𝜌𝑠𝑤=1.1 𝑀𝐴 = 1.03)。 活動的な軌道を周回する惑星の周囲で形成されるバウショック
太陽に似た星は、周囲で見つかった星よりも最大 5 倍の大きさになる可能性があります
太陽系の磁化されていない惑星（参考として、
金星のボウショックは、太陽の金星半径 1.4 で見つかります。
最大条件）。 衝撃の延長は明らかに次のものに依存します。
誘導磁気圏の形成、追加の影響を与える
ショックへの圧力。 誘導磁気圏が形成される
惑星間の強力なパイルアップによるすべての構成
導電性の高い障害物の上にある磁場。 拡張子
磁気圏界面によって制限される、誘導された磁気圏の
境界は低MA風の場合に大きくなります。 繰り返しますが、低𝑀𝐴の風が吹いているので、
圧縮性が低いと、衝撃内部の磁場の大きさは
高MAの風に比べて低い。他の恒星および惑星パラメータが、
恒星風の中で形成されるプラズマ構造のトポロジーと特性。 惑星に広がる大気が存在するということは、
風に対する余分な障害となり、車の減速を引き起こします。
衝突によってプラズマを風化し、惑星の上流にプラズマが堆積する原因となります。 論文 I では、地球に似たものの相互作用を研究しました。
磁化されていない惑星の完全にイオン化した水素に富んだ外気圏と、
太陽に似た若い星の超高速磁気音響恒星風。 MA より低い風の影響下で、拡張された船首衝撃が発生します。
その研究では、より進化した星に対応し、同じ恒星風の下でより密度の高い外気圏に対する衝撃の拡大
条件。 拡張された大気の存在がさらに拡大します
惑星表面からさらに離れた場所での船首衝撃。 のために
その作品の最年少星 (1 億年、MA=22)、バウショックが発見される
たとえ最も密度が高いと考えられるものであっても、惑星に非常に近い距離で
その場合に考慮された高い MA 数による外気圏。
この作業では化学反応は考慮されていないため、質量負荷は
電荷交換と光イオン化によるプロセスは無視されます。
質量負荷は、内部のイオン数の増加に寄与する可能性があります。
惑星の近くで、恒星の強い減速が発生します。
前方の磁場を強化する可能性のある風力プラズマ
惑星、より広範囲の誘導磁気圏を生成します。 マで
他。 (2013)、彼らは、ある場合とない場合の結果を比較しました。
金星の場合の大量積載プロセス。 彼らはバウショックを発見した
と比較して惑星表面にわずかに近い地層
質量荷重ケース。 次に、最初に中立成分を検討します。
惑星の薄い大気は質量負荷に寄与します。
ショックの伸びが大きくなります。
弓の伸びを強化できるその他のパラメータ
EUVの影響などの衝撃や誘導磁気圏
放射線については、この研究では扱っていません。 EUV放射圧力
衝撃のトポロジーと位置を変更することも知られています。
火星と金星で実証されたように。 恒星の影響
放射線は惑星構造の研究において極めて重要であり、私たちは
将来の研究で放射線の寄与に対処する。
この作品における模擬惑星は、
恒星の風の状態の時間的変化を考慮せずに、その軌道に沿った同じ（スーパーアルヴェニ的）体制。 また、非
より複雑な 3D 恒星風シミュレーションで予測されるように、恒星の周りにアルフベン臨界面が均一に分布していると、惑星は
亜アルフヴェニックからスーパーアルヴェニックまで変化する風の状況を体験する
(Cohen et al. 2015)。 さらに、次のような一時的なイベント
コロナ質量放出または恒星の風の活動の変化の強化
風の磁気条件、特性マッハの変更
風の数、形態の変化を導く
衝撃と誘導された磁気圏。 ただし、私たちのパラメトリック研究は、広範囲のアルフヴェニック マッハ数をカバーしています。
風、太陽風活動のさまざまな条件を収集できます。
アルフヴェニック マッハ数をより高い値 (最小値) から変更する
太陽活動に従って、値を下げる（最大活動）
風の観測。
今回の研究結果によれば、磁化されていない不良雰囲気の場合でも、拡張されたMHD構造が見出されています。
惑星。 しかし、検出される見込みはほとんどありません。
周囲の風に対するこれらの構造の比率は非常に低く、特に最も拡張された構造の場合は、惑星の後流で密度流束のかなりの増加が見られるだけです。
これにより、次のような場合には構造検出の可能性が低くなります。
これらの裸の惑星は、活動的な太陽のような星を周回しています。 その他の進化系
大気がまだ存在する段階では、分析する必要があります。
これらの地球に似た周囲の検出可能な MHD 構造を取得するため
惑星、潜在的な生命の宿りの初期進化に光を当てる
惑星。
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