Bisherige Studien bezüglich thermischer Atmosphärenflucht von jupiterähnlichen Exoplaneten haben die jeweiligen Effektivtemperaturen für ihre Berechnungen herangezogen. Die Effektivtemperatur eines Planeten trägt in der Realität nicht zur Erwärmung von Planetenatmosphären bei. Am IWF wurde eine Methode entwickelt, mit der man die Aufheizung der oberen Planetenatmosphäre durch Röntgen- und extreme UV-Strahlung (XUV) abschätzen kann. Dabei wurde festgestellt, dass wasserstoffreiche Exoplaneten in nahen Orbits hydrodynamische Bedingungen entwickeln und sich deren Atmosphären, abhängig von der Masse des Planeten um bis zu 3 und mehr Planetenradien ausdehnen können. Bei diesem Prozess werden XUV-limitierende Fluchtraten erreicht, die bis zu einem Faktor von 10E10 bis 10E12 größer als die herkömmliche Jeans-Fluchtrate sein können.

Die am IWF durchgeführten Massenverluststudien an HD209458 b wurden kürzlich auch durch Beobachtungen einer ausgedehnten Wasserstoffatmosphäre und eines planetaren Windes durch das Hubble-Weltraumteleskop bestätigt. Da der XUV-Fluss junger Sterne bis zu 100-fach stärker ist als bei einem 4,5 Milliarden alten sonnenähnlichen Stern, ist der Massenverlust bei diesen Planeten in den ersten 100 Millionen Jahren nach ihrer Entstehung viel effektiver, sodass manche Planeten sogar verdampfen können.

Die Evaporation der Atmosphären von kurzperiodischen Exoplaneten wird durch die Anwendung eines zeitabhängigen numerischen Algorithmus berechnet, welcher das System der hydrodynamischen Gleichungen löst. Bei diesem Verfahren werden die Massen- und Energieflüsse als Funktion der absorbierten Energie in der Oberen Atmosphäre berechnet.