TRAPPIST-1
2017年、Emeline Bolmont らの研究チームは、TRAPPIST-1によるbとcの遠紫外線(FUV)および極紫外線(EUV / XUV)照射で予測される影響のモデル化を行った。彼らのモデル結果によると、2惑星は初期の水の含有量に応じて、地球上の海洋に含まれる量の15倍分の水を失った可能性が示唆されている(実際の損失量はさらに少ないとみられている)。それにもかかわらず、2惑星は元々は居住可能であり続けるのに十分な水を保持していた可能性があり、より外側を周回する惑星が失う水の量はさらに少ないと予測された。
しかし、その後の Peter Wheatley らによるXMM-Newtonを用いて行われた研究で、TRAPPIST-1が自身よりも遥かに大きい太陽に匹敵するレベルのX線を放射しており、Bolmontらが想定したレベルの50倍もの極紫外線が放射されていることが判明した。このことから、WheatlyらはTRAPPIST-1のハビタブルゾーンにある、地球サイズの惑星の一次大気(英語版)もしくは二次大気(英語版)が大幅に変化していると予測している。
一方で、観測期間の終了直前に単一の強いフレアが発生したことも観測されている。このフレアは、周囲を公転する惑星の大気を定期的に変化させている可能性があり、その場合、惑星表面において生命体の存在にはあまり適さなくなる。TRAPPIST-1の自転周期は約3.3日とされている。
TRAPPIST-1の高解像度スペックル・イメージング画像から、褐色矮星と同等かそれ以上の明るさを持つ伴星は存在しないことが明らかになっている。TRAPPIST-1が単独の恒星ということは、算出された周囲の惑星のトランジット減光率からその惑星の真の大きさを求められるということであり、これによりTRAPPIST-1の周りにある惑星が実際に地球サイズであることが証明された。
TRAPPIST-1のような超低温矮星は最長で12兆年という長大な寿命を持つと考えられている。金属量 [Fe/H] は0.04で、これは金属量が太陽の1.096倍であることを意味している。光度は太陽の0.05%しかなく、そのほとんどは赤外線として放出される。見かけの等級は18.80等級で、肉眼で観望することはできない。
しかし、この研究結果では「惑星大気の放射物理学と流体力学を無視」しており、大気への影響はかなり過大評価されている可能性があるとも述べられている。確かに、極紫外線による非常に厚い水素とヘリウムから成る一次大気の散逸は、実際には惑星に居住性をもたらすのに必要となるかもしれない。また高レベルの極紫外線は、Bolmontらによる予測よりも惑星dにおいて水が保持される可能性を低くすると予想されるが、高レベルの放射を受けている惑星であっても、潮汐固定された惑星の極域または夜側のコールドトラップに水が残される可能性がある。
TRAPPIST-1のハビタブルゾーンにある惑星にオゾン層による保護機能を備えた地球のような高密度の大気が存在する場合、表面の紫外線環境は現在の地球と同じような感じになると考えられている。 しかし惑星の大気が無酸素大気(Anoxic atmosphere)であるならば、より多くの紫外線が地表に到達するようになり、紫外線に対して非常に耐性のある陸上の極限環境微生物であっても厳しい表面環境になってしまう。将来の観測でTRAPPIST-1系の惑星の1つからオゾンが検出された場合、その惑星は地球外生命探査における主要候補となるだろう。
天文学者Stephen R. Kaneがアストロフィジカルジャーナル・レターズに投稿した論文では、TRAPPIST-1系の惑星が大型の衛星を持つ可能性は低いと述べられている。例えば、地球の約27%の半径を持つ月は地球の約7.4%の表面積(この値がトランジット発生時の主星の減光率となる)を持ち、仮に惑星に対してこれほどの規模を持つ惑星が存在していればトランジット法での観測で存在がすでに指摘されている可能性がある。Kaneは、論文内にて半径が200~300 km程度の小型の衛星は検出できないだろうと述べている。
Kaneによる理論的レベルでは、TRAPPIST-1系の中で内側を公転している惑星が衛星を持つには、惑星が非常に大きな密度を持つ必要があることが判明した。これは、惑星から受ける重力が恒星から受ける潮汐力よりも強いため、衛星が惑星の周囲を公転できる領域の外縁と定義されているヒル半径と、惑星から受ける潮汐力が衛星自身の重力よりも強くなることで衛星が粉砕されてしまう地点(すなわち衛星が安定して公転できる領域の内縁)であるロッシュ限界との比較に基づいている。ただしこれらの制約は、重力ではなく化学的な力によって保持されている小さな粒子からなる環のような構造には適用されない。惑星のヒル半径 R H {\displaystyle R_{H}} は以下のようにして導出される。 a p {\displaystyle a_{p}} は惑星の軌道長半径、 M p {\displaystyle M_{p}} は惑星の質量、 M s {\displaystyle M_{s}} は主星の質量を指す。