A maioria das estrelas, incluindo o sol, geram atividade magnética que impulsiona um movimento rápido, vento ionizado e também produz emissão de raios-X e ultravioleta (freqüentemente chamada de radiação XUV). A radiação XUV de uma estrela pode ser absorvida na atmosfera superior de um planeta em órbita, onde é capaz de aquecer o gás o suficiente para que ele escape da atmosfera do planeta. Estrelas M-anãs, o tipo mais comum de estrela, de longe, são menores e mais frios que o sol, e eles podem ter campos magnéticos muito ativos. Suas temperaturas superficiais frias resultam em suas zonas habitáveis ​​(HZ) próximas à estrela (HZ é a faixa de distâncias dentro das quais a água da superfície de um planeta em órbita pode permanecer líquida). Qualquer exoplaneta rochoso que orbita um anão M em seu HZ, porque eles estão perto da estrela, são especialmente vulneráveis ​​aos efeitos da fotoevaporação, que podem resultar na remoção parcial ou mesmo total da atmosfera. Alguns teóricos argumentam que os planetas com invólucros substanciais de hidrogênio ou hélio podem na verdade se tornar mais habitáveis ​​se a fotoevaporação remover uma quantidade suficiente do cobertor de gás.

Os efeitos da radiação XUV em atmosferas de exoplanetas foram estudados por quase vinte anos, mas os efeitos do vento estelar nas atmosferas de exoplanetas são mal compreendidos. Os astrônomos CfA Laura Harbach, Sofia Moschou, Jeremy Drake, Julian Alvarado-Gomez, e Federico Frascetti e seus colegas completaram simulações modelando os efeitos de um vento estelar em um exoplaneta com uma atmosfera rica em hidrogênio orbitando perto de uma estrela anã M. Como um exemplo, eles usam a configuração de exoplaneta no TRAPPIST-1, uma estrela anã M legal com um sistema de sete planetas, seis dos quais estão perto o suficiente da estrela para estar em seu HZ.

As simulações mostram que, dependendo dos detalhes, o vento estelar pode gerar fluxos de saída da atmosfera de um planeta. A equipe descobriu que os campos magnéticos da estrela e do planeta desempenham papéis significativos na definição de muitos dos detalhes do fluxo de saída, que podiam ser observados e estudados via linhas de hidrogênio atômico no ultravioleta. Os resultados de simulação complexos indicam que os planetas em torno de estrelas hospedeiras anãs M são susceptíveis de apresentar uma gama diversificada de propriedades atmosféricas, e algumas das condições físicas podem variar em escalas de tempo curtas, tornando mais complexas as interpretações observacionais dos trânsitos sequenciais de exoplanetas. Os resultados da simulação destacam a necessidade de usar simulações 3D que incluem efeitos magnéticos para interpretar os resultados observacionais para planetas ao redor de estrelas anãs M.