第 9 章，共 15 章
射电
有磁场的行星会在射电波段发光：沿磁力线螺旋下降进入极光区的电子通过回旋脉泽机制辐射，辐射集中在空心锥内，频率最高可达当地回旋频率（Zarka 1998；Treumann 2006）。近距离行星也能在其恒星上驱动此类辐射，就像 Io 对木星那样（Zarka 2007）。尚无任何系外行星自身的射电辐射得到确认。以下每项声明都是初步的或有争议的，并均已注明。
频率标度
回旋脉泽在 f_ce = eB/(2π m_e) 处及略低于该频率处辐射，源区每高斯磁场约对应 2.80 MHz，因此观测到的最高频率给出该处的磁场强度。较弱的行星磁场辐射频率低于数十 MHz，只有 LOFAR 等低频阵列（10–240 MHz；van Haarlem et al. 2013）才能接收；M 矮星的千高斯磁场则可达 GHz。
| 量 | 数值 | 出处 |
|---|---|---|
| 每高斯的回旋频率 | 2.799 MHz | eB/(2π m_e)，采用 SI 2019 的 e 和 CODATA 2018 的 m_e [calc] |
| τ Boötis，14–21 MHz 处的暂定爆发 | ≥ 5.0–7.5 G | 若为回旋辐射，则该谱带在源处所需的最小磁场（Turner et al. 2021 谱带）[calc] |
| YZ Ceti 在 2–4 GHz 的爆发 | ≥ 0.71–1.43 kG | 源处（恒星上）的最小磁场（Pineda & Villadsen 2023 波段）[calc] |
| LOFAR 波段 | 10–240 MHz | van Haarlem et al. 2013 |
| τ Boo Ab，存储的质量与周期 | 4.5 MJ · 3.31 d | exoplanet.eu |
| YZ Cet b，存储的 m sin i 与周期 | 0.0022 MJ · 2.02087 d | exoplanet.eu |
各项论断及其现状
初步，未确认
τ Boötis b · LOFAR
在 14–21 MHz 处有圆偏振的爆发式辐射，约 3σ，偏离波束中无任何信号；还报告了一个缓慢变化的 21–30 MHz 信号，但作者本人对其存疑（Turner et al. 2021）。后续 LOFAR 观测覆盖了 70% 的轨道，包括较早的轨道相位，未见爆发式或缓变辐射（Turner et al. 2024）。
存在争议：尚无行星能解释它
GJ 1151 · LOFAR
来自一颗宁静红矮星的低频辐射，具有行星极光的特征，被解释为该恒星与一颗轨道周期为 1–5 天的地球大小行星相互作用（Vedantham 等人 2020）。随后视向速度找到一颗轨道周期为 390 天的行星，它极不可能是该辐射源，且没有找到短周期行星（最小质量低于 1.2 个地球质量）（Blanco-Pozo 等人 2023）。
候选
YZ Ceti · VLA
在 2–4 GHz 处有相干爆发，其中两次出现在 YZ Ceti b 相近的轨道相位，该行星有可能为其提供能量；恒星活动未被排除，因此 YZ Ceti 是一个候选的恒星–行星相互作用系统（Pineda & Villadsen 2023）。
射电以另一种方式找到了最早的行星
In 1992, Wolszczan and Frail found planets around the millisecond pulsar PSR B1257+12 from the regular wobble in its pulses' arrival times (Wolszczan & Frail 1992): the planets tug the pulsar, and the light-travel time changes by milliseconds. That is radio timing, not radio from a planet. Its card on the Galaxy tour ›
| 量 | 数值 | 出处 |
|---|---|---|
| PSR B1257+12 b：计时振幅 | 0.00453 ms | (Mp/M_psr)·a/c，采用 exoplanet.eu 的质量 7e-05 MJ、a = 0.19 AU、sin i = 1，并假设脉冲星质量为 1.4 M☉（其质量未存储）[calc] |
| PSR B1257+12 c：计时振幅 | 1.59 ms | (Mp/M_psr)·a/c，使用 exoplanet.eu 的质量 0.013 MJ、a = 0.36 AU、sin i = 1，并假设脉冲星质量为 1.4 M☉（其质量未存储）[calc] |
| PSR B1257+12 d：计时振幅 | 1.88 ms | (Mp/M_psr)·a/c，使用 exoplanet.eu 的质量 0.012 MJ、a = 0.46 AU、sin i = 1，并假设脉冲星质量为 1.4 M☉（其质量未存储）[calc] |
并非系外行星探测方法
技术特征搜索（SETI）
这些项目寻找的是人工信号，而非行星或其极光，因此在此单独列出。Breakthrough Listen 使用 Green Bank 和 Parkes 在 1.10–3.45 GHz 观测了 1,327 颗邻近恒星，在排除地面干扰后，未找到任何候选；发射器功率的上限为 2×10¹² W 和 9×10¹² W（Price et al. 2020；目标来自 Isaacson et al. 2017）。
SetuHQ 不进行射电观测。此场景仅为示意：磁力线、辐射锥和轨道均未按比例绘制，暴发时间也仅为示意；只有截止频率是计算得出的。
出处
- Treumann 2006, A&ARv 13, 229（电子回旋脉泽）
- Zarka 1998，JGR 103，20159（外行星的极光射电辐射）
- Zarka 2007, Planet. Space Sci. 55, 598（恒星–行星等离子体相互作用与射电）
- van Haarlem et al. 2013, A&A 556, A2（LOFAR）
- Turner et al. 2021, A&A 645, A59（用 LOFAR 观测 τ Boötis）
- Turner et al. 2024，A&A 688，A66（τ Boötis 的 LOFAR 后续观测）
- Vedantham et al. 2020, Nature Astronomy 4, 577 (GJ 1151)
- Blanco-Pozo 等人 2023, A&A 671, A50（GJ 1151 视向速度）
- Pineda & Villadsen 2023, Nature Astronomy 7, 569 (YZ Ceti)
- Wolszczan & Frail 1992, Nature 355, 145 (PSR B1257+12)
- Isaacson et al. 2017，PASP 129，054501（Breakthrough Listen 目标）
- Price et al. 2020, AJ 159, 86（Breakthrough Listen：1,327 颗近邻恒星）