1樓：物理學徒妖妖夢
β Pictoris光譜中觀測到高度時變的金屬吸收線Doppler頻移，可被解釋為彗星墜落[1]，如圖1[2]。
圖1圖2
白矮星氫氦為主的大氣中觀測到金屬吸收線或紅外過量，可能是小行星或彗星被其潮汐瓦解[4]。
η Corvi周圍~152 au處觀測到大量熱塵埃如圖3，以及~20 au處發現CO發射線。CO發射線可能是冰彗星向內越過雪線造成的，熱塵埃可能是由於晚期重轟炸(LHB)，或塵埃、星子等被行星散射[5]。
圖3HD 172555周圍觀測到成分反常的紅外過量如圖4，不含水冰，以矽酸鹽為主，很可能是由於》10 km/s的岩質星子撞擊，像導致月球形成的大撞擊事件一樣[6]。
圖4HD 191089周圍觀測到空間特徵與Kuiper帶極其相似的殘骸盤[7]，圖5是不同波長下的影象。Kuiper帶受海王星擾動，軌道週期比為整數時會因共振而出現空隙，我們想知道該系統中是否也存在這樣的牧羊行星。雖然使用目前的技術並未觀測到顯著的點光源，但可以嘗試擬合空隙，結果如圖6，白線是空隙，黃線是猜測的行星軌道。
圖5圖6
殘骸盤在發生晚期重轟炸(LHB)之前，現有技術可以在遠紅外處觀測到；但發生之後，質量丟失將導致其過於暗淡而無法被觀測到。圖7為太陽系LHB的模擬結果[8]，四張圖對應不同階段，b為LHB之前，c為LHB過程中，d為LHB之後。圖8也為殘骸盤光度在LHB過程中隨時間演化的模擬結果[9]，星號表示觀測到的事例，水平虛線表示目前大致的觀測能力極限。
圖7圖8
星子向內遷移時，Poynting-Robertson(PR)效應和相互碰撞哪個佔主導將在很大程度上影響殘骸盤的密度分布，從而影響觀測的可行性。圖9為計算出的在 處一粒子源形成的殘骸盤穩態下的光深分布[10]， 為衡量PR效應作用的引數， 表示星子在遷移直到墜向恆星的過程中完全無碰撞， 表示碰撞時標與PR效應時標相當，a為不同 時的分布，b為不同粒子生成率時的分布。可以看到，無碰撞時光深均勻分布，殘骸盤相當稀薄；碰撞劇烈時塵埃被限制為帶狀。
可以認為， 1" eeimg="1"/>時殘骸盤才會足夠緻密，而不會被恆星光球層掩蓋住。圖10為殘骸盤光度與半徑的關係[11]，虛線表示大致的計算結果，細點表示模擬結果，粗點表示觀測到的事例，實線表示在主要的兩個觀測視窗處Spitzer空間望遠鏡的能力極限，點線表示 。
圖9圖10
此外，長時間的相互碰撞又會導致盤內星子平均尺寸縮小，使盤逐漸暗淡。圖11為殘骸盤光通量（殘骸盤總通量與恆星光球層通量之比）隨時間的演化[11]，細點表示模擬結果，粗點表示觀測到的事例。
圖11仔細考察星子被軌道上行星散射的動力學[12]，在行星（假設它是唯一行星）質量-半長軸引數空間上，星子的主要命運可被分為六個區域：accreted（與行星碰撞），ejected（離開系統），remaining（留在系統中），escaping（不久會離開系統，但暫時還會經歷散射），oort cloud（進入Oort雲），depleted oc（進入Oort雲，但後續會離開系統）。圖12是太陽系的結果，彩色細點表示環繞不同質量恆星的系外行星，藍色粗點表示太陽系行星，藍線表示相應結果的時標，橙線表示相應結果的星子軌道半長軸。
圖12劇烈的撞擊-並合事件很可能在類地行星形成末期發生，例如導致月球形成的大撞擊事件。而從圖12的左下方可以看出，當行星足夠接近恆星時，撞擊殘骸可以在相當長時間內留在其附近而不散去，從而很有可能被觀測到。更定量的描述如圖13，藍色點線表示重新吸積的時標，藍色虛線表示相互碰撞使盤暗淡的時標，其他曲線表示能保持一定程度紅外過量的時標。
圖13圖12也可以幫助我們思考：怎樣的行星系容易觀測到彗星？首先，彗星向內運動而離恆星足夠近時，將形成黃道光，甚至發生凌星，這樣我們才有希望觀測到。
要想向內的彗星多，主要有三點：1)行星的引數不在ejected區域，即離恆星較遠的行星質量不能大，否則彗星將離開系統而不是向內；太陽系中的木星和土星都在ejected區域。2)行星的空間分布緊密，並且處在更內部的行星散射時標更短，即質量更大，這樣彗星可以接連著被向內散射；3)存在補充機制，例如外行星遷移，造成與它共振的軌道半長軸變化，原來處在穩定軌道上的天體開始受到週期性擾動而被散射；或是殘骸盤內存在行星，像Kuiper帶內的矮行星一樣，導致星子被逐漸逐出。
HD 80606b過近星點時，觀測到射電波段訊號[13]，可能是恆星風與其磁場相互作用導致的，然而：此時它的亮度是木星典型值的3000倍；按此機制估算出的訊號頻率遠低於觀測。
HD 209458b數次凌星時，對它和恆星的Lyman α，O I，C II，Si III，Mg I譜線觀測[14]
[15]
[16]
[17]
[18]
[19]
[20]表明，它的上層大氣在逃逸。這很可能和恆星風與其磁場的相互作用有關，基於此機制的數值模擬[21]能復現觀測到的譜線特徵，如圖14。
圖14從淩星光變曲線可以獲得恆星黑子位置的資訊，連續觀測結合恆星表面的磁流體力學模擬，則可擬合出黑子所在緯度隨時間的演化，得到類似太陽蝴蝶圖的圖形[22]。
觀測到HD 189733不對稱的凌星光變曲線，這可能是由於恆星風與行星的磁層頂相遇時形成的弓激波具有不對稱性。激波形狀、方向以及恆星風密度的變化都會導致凌星時吸收星光特徵的變化，反映在光變曲線上。圖15為模擬結果[23]，虛線表示不形成激波的情形，實線表示形成激波的情形。
圖15目前對系外行星的射電觀測尚未有實錘結果，一類原因是技術上的。圖16為對已觀測到的系外行星（該圖只關注最亮的那些，且宿主恆星是主序和主序前矮星）因恆星風與其磁場相互作用導致的射電輻射性質的估測結果[24]，底部橫軸是輻射的最高頻率，頂部橫軸是行星的磁場強度，縱軸是輻射的通量密度，顏色表示不同的行星軌道半長軸，左上角的箭頭表示估測的不確定程度，左右兩圖基於不同的模型，暗色陰影表示目前三個低頻射電望遠鏡的5σ靈敏度極限。
圖16此外可能還有乙個重要原因：在行星軌道的很長一段上，來自它的射電輻射都被光深較大的恆星風吸收了，如圖17：黑線是行星軌道，綠線上30 MHz處的輻射會被吸收一半。
這一現象也可用於限制恆星風和行星軌道的性質[25]。圖17
2樓：天苑四
其實大部分觀測仍是間接的，可以理解為從觀測系外恆星來推測星系內的物理過程。
想了想，GJ 3470b 應該算乙個。Hubble PanCET 觀測恆星的Lyman-α吸收線，找到每次GJ 3470b 凌日時存在遠超出行星重力影響範圍內的Lyman-α吸收，從而推斷出GJ 3470b 在恆星輻射和風的作用下正在逃逸 氫，形成了遠超行星半徑的氫散逸層[1]。其他的還有類似GJ 436b[2]。
剛剛Nature 上，觀測GJ 1151 恆星射電。本來一顆年齡偏大安靜的紅矮星，射電通量密度堪比年輕時代，而且只出現了一次，符合一顆行星軌道穿過恆星磁場時製造的強無線電波[3]，推斷一顆短週期地球尺寸行星和恆星的互相作用。
還有行星相位曲線，觀測 LHS 3844b 公轉經過不同軌道相時行星表面反射光，推斷向陽面溫度達到1,040K、沒有大氣層、地殼上部是玄武岩質[4]。
紅外線觀測新生行星系統的熱過量現象，PDS 70b 一顆剛形成的巨行星周圍存在紅外過量，推測是環行星盤吸積，一顆或多顆系外衛星正在醞釀中[5]。
另乙個是白矮星的純氫氦大氣層裡的天體碎屑汙染，測白矮星大氣光譜重元素豐度來推斷墜入的天體碎屑成分。目前已經找到了地殼碎屑（富集鈣）、地幔碎屑（富集鎂）和地核碎屑（富集鐵），說明系外岩石天體內部分異是非常普遍的現象，而且系外岩石天體氧逸度也非常接近太陽系類地行星[6]
[7]。
Chandra X-ray 觀測HR 9024 重元素發射譜線的都卜勒位移，也暗示一團熱等離子體運動與強耀斑爆發同時性，很可能就是系外日冕物質拋射[8]。
通過觀測恆星風（平時損失質量+CME）和星際物質碰撞產生的氫原子導致的Lyman-α吸收，可以反推出恆星質量損失率/風強度，配合觀測到達恆星X-射線通量，可以建立出X-射線通量和系外恆星質量損失率的經驗公式[9]。
Spitzer 紅外望遠鏡觀測年輕恆星星盤的紅外射線過量的變化，特別是剛發生過巨大碰撞後的星盤會產生大量碎屑和過量紅外射線，P1121 和 ID8 碎屑盤的亮度通量演化符合在近幾年內發生過一次地球-月球系統形成級別的大規模碰撞[10]。
還有就是研究星際天體 1I/Oumuamua 和 2I/Borisov 來探索系外行星系統。
目前暫時想到的就這些。
3樓：Pjer
太陽系中的過程在其他星系中有很多對應，這些對應能讓我們感覺到太陽系並不那麼孤單。
太陽活動中非常著名的乙個表象是日冕物質拋射（Coronal Mass Ejection：CME），這也是太陽物理中研究的重點。
然而觀測研究也發現，日冕物質拋射並不是太陽的特權，深空的星系中的恆星也有這樣的現象。因為恆星中存在磁場是普遍的現象，。
這是太陽的日冕物質拋射：
但是目前天文中的解析度還不支援我們能看到其他恆星的表面結構，事實上大部分都沒有空間解析度，我們能得到的資訊就是像題主說的這篇文章裡的輻射通量值，通過光變曲線來猜測發生的過程。
或者是通過輻射通量的變化側面反映出恆星所在星系的其他活動（比如恆星日食）。
而日冕物質拋射這種發生在恆星表面的活動相比於星系尺度的彗星活動尺度更小，它同樣無法使用有空間解析度的觀測。它用的是光譜
對於一團富含氫的等離子體，觀測到的H-alpha光譜應該是完美而對稱的高斯。這偏離高斯就說明這團等離子體有運動，對應了紅移和藍移。就是所謂「潛在」的日冕物質拋射。
當然這裡的觀測沒有空間解析度，所以沒有辦法確定到底發生了什麼，只能猜它是日冕物質拋射。
題主如果感興趣的話可以看看這篇文章：「The quest for stellar coronal mass ejections in late-type stars 」
題外話，其實這裡的翻譯會給人一種（欽定）先入為主的感覺：
Coronal Mass Ejection -> 日冕物質拋射，
Stellar Coronal Mass Ejection -> 恆星冕物質拋射
日冕物質拋射CME中的Coronal指日冕，但是恆星也有所謂的「冕」，太陽的冕【日冕】嚴格起來說應該是「Solar Coronal」，而恆星的冕叫恆星冕（Stellar Coronal），對應的物質拋射是 Stellar Coronal Mass Ejection。所以在不做特殊說明的時候Coronal被翻譯做「日冕的」而不是「冕的」（聽起來很奇怪）。
還有乙個例子就是「eclipse」，都直接叫日食，但是真的日食應該是「Solar eclipse」。
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小毛驢 土星。土星，木星，天王星和海王星 都有環，但土星的環系是最廣泛的 也是最著名的 科學家仍不確定到底土星有多少環，但據 科學 雜誌稱，可能在500至1000之間。天王星在已知環的數量上排名第二，為13個。土星的環系統延伸到距地球175,000英里之外，但據美國航空航天局估計，其主環的高度僅約3...
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重銘 規則有兩種，假設規則就是公式吧。一種擬合或測量方法得到的，大體上會有很多沒來由的項，指數不是整數，較少出現 e等特殊數字，較少微積分，這種很好弄的，可以認為太陽系外與裡邊不同，因為環境不同，擬合結果不一樣。另一種由第一性原理得到，指數常見234，e頻出，經常需要一組微積分方程聯立使用的，式子非...