XiaoMi-AI文件搜索系统
World File Search System外行星
岩石系外行星及其宿主星之间的难治性元素丰度的定量相关性
上下文。恒星元素丰度通常用于通过假设行星对主要耐火元件的相对丰度（Fe，Mg和Si）的相对丰度与宿主恒星相似，从而限制了岩石系外行星的内部。最近，在低质量行星及其宿主星的组成中发现了非对一的相关性。因此，进一步探索较大岩石系外行星样本的相关性是引起极大的兴趣。目标。我们专注于大量的岩石系外行星，并计算其大量元素丰度比。我们通过比较这些难治性元件的丰度比分析了岩石系外行星及其宿主星之间的定量相关性。方法。岩石系外行星的内部被认为是带有硅酸盐地幔的富铁芯。，我们使用贝叶斯统计方法从其测得的质量和半径上限制了岩石系外行星的大量组成。然后，我们使用正交距离回归（ODR）来表征岩石系外行星及其宿主星之间的组成相关性。结果。一些岩石外球星人被证明具有高铁质量的馏分，因此可能具有富含铁的超核。我们发现岩石系外行星的铁含量取决于其宿主星的金属性[Fe/H]。围绕较高金属恒星形成的行星通常跨越更大的铁质量，从而允许更高的铁含量。结果表明，大多数岩石行星相对于初始的原球盘更富含铁。此外，我们直接将岩石系外行星的铁质量分数与从其宿主恒星的难治性元素丰度比推导的铁质级分。
利用当前和未来的任务在系外行星系统中寻找技术特征
技术特征是指可以通过天文手段探测到的技术的观察表现。之前对技术特征的大多数搜索都集中在对无线电信号的搜索上，但许多现有和未来的观测设施也可能限制某些非无线电技术特征的流行。因此，天文学界的更广泛参与可能会使这项搜索受益，因为对技术特征科学的贡献也可以以负面结果的形式出现，这些结果为信号的存在提供了具有统计意义的定量上限。本文综合了 2020 年 TechnoClimes 研讨会的建议，该研讨会是一项在线活动，旨在制定研究议程，以确定优先次序并指导未来的技术特征理论和观察研究。本文从高层次概述了当前和未来任务在紫外线、光学或红外波长范围内探测系外行星技术特征的用途，特别关注大气技术特征、人工表面改造、光学信标、空间工程和巨型结构以及星际飞行的可探测性。本概述并未得出任何新的定量检测限，但旨在为使用当前和计划中的观测设施提供额外的科学依据，并启发进行此类观测的天文学家考虑他们正在进行的观测与技术特征科学的相关性。本综述还确定了当前和计划中的任务在搜索技术特征方面可能存在的技术差距，这表明在设计未来任务概念时需要考虑技术特征科学案例。
使用贝叶斯模型和机器学习的银河系中的系外行星
已经知道了几个相关年龄相关的过程。例如，许多系外行星可能在恒星辐射的影响下可能遭受近乎完全的大气损失（Fulton等人。2017，van Eylen等。 2018），无论是在其生命的头亿年（例如Owen＆Wu 2013）还是在数十亿年（Gupta＆Schlichting 2019）。 即使气氛幸存下来，它们的性质也会随着数十亿年的时间表的冷却而变化（Lopez＆Fortney 2014）。 同时，系外行星的岩心是由Fe，Mg和Si等元素制成的。 随着星系的发展，这些元素的相对丰度发生了变化，最近显示出恒星的丰度和小行星的密度是连接的（Adibekekyan等人。 2021），观察到岩石行星组成与恒星年龄之间的直接联系（Weeks等人 2024）。2017，van Eylen等。2018），无论是在其生命的头亿年（例如Owen＆Wu 2013）还是在数十亿年（Gupta＆Schlichting 2019）。即使气氛幸存下来，它们的性质也会随着数十亿年的时间表的冷却而变化（Lopez＆Fortney 2014）。同时，系外行星的岩心是由Fe，Mg和Si等元素制成的。随着星系的发展，这些元素的相对丰度发生了变化，最近显示出恒星的丰度和小行星的密度是连接的（Adibekekyan等人。2021），观察到岩石行星组成与恒星年龄之间的直接联系（Weeks等人2024）。
乙炔VUV吸收横截面的高温测量和适用于温暖系外行星大气的应用
上下文。大多数观察到的系外行星的平衡温度高（T EQ> 500 K）。了解其大气的化学和解释其观察结果需要使用包括光化学在内的化学动力学模型。这些模型中使用的真空紫外线（VUV）吸收横截面的热依赖性在高温下是鲜为人知的，从而导致不确定性在产生的丰度谱。目标。我们工作的目的是通过实验研究外部大气的VUV吸收横截面的热依赖性，并提供准确的数据以在大气模型中使用。这项研究的重点是乙炔（C 2 H 2）。方法。我们使用VUV光谱和同步辐射测量了七个温度下的C 2 H 2的吸收横截面，在115-230 nm光谱结构域中记录的296至773 K。这些数据在我们的一维热化学模型中使用，以评估它们对通用热木星样系外行星气氛的预测组成的影响。结果。C 2 H 2的绝对吸收横截面随温度而增加。这种增长从115 nm相对恒定，并从185 nm急剧上升到230 nm。这种变化还影响了其他副产品（例如甲烷（CH 4）和乙烯（C 2 H 4）的丰富曲线。结论。我们介绍了在高温下C 2 H 2的VUV吸收横截面的第一个实验测量。使用该模型计算的C 2 H 2的丰度曲线显示出略有变化，当使用C 2 H 2吸收横截面与296 K相比，在773 K时测量的5×10-5 bar接近40％，与296 K相比。这是由1530 nM的吸收率较高的230 nM，该吸收率在296 K中。光谱范围。需要对其他主要物种进行类似的研究，以提高我们对系外行星气氛的理解。
探测器和场失真校准
盖亚任务通过提供极其精确的全球参考天体测量技术，彻底改变了天体物理学。超越盖亚实现窄场微角秒 (uas) 天体测量技术，通过测量主星的反射运动，可以探测到类似地球的系外行星 (Unwin 等人，2008)。尽管径向速度 (RV) 和凌日等流行方法已经成功发现了数千颗系外行星，但只有天体测量探测方法才能让我们完全确定轨道并测量系外行星的质量 1 。系外行星的质量是确定该行星是否适合生命存在的关键参数，因为其大气和地球物理过程在很大程度上取决于质量。与 RV 方法相比，天体测量探测受恒星活动扰动的影响较小，对长周期系外行星具有更好的灵敏度，因此可以与 RV 和凌日方法相辅相成。针对这一独特的作用，NASA将“恒星反射运动灵敏度-天文测量”列为测量可居住系外行星目标质量的一级技术差距（NASA战略技术差距）。
南希·格雷斯·罗曼太空望远镜日冕仪 (CGI) 技术演示
南希·格雷斯·罗曼太空望远镜上的日冕仪 (CGI) 将通过直接成像木星大小的行星和碎片盘，展示从太空进行可见光系外行星成像和光谱分析所需的高对比度技术。这次太空体验是朝着未来更大规模任务迈出的关键一步，这些任务的目标是直接成像附近恒星宜居带中的类地行星。本文概述了当前的仪器设计和要求，重点介绍了正在演示的关键硬件、算法和操作。我们还介绍了由这些功能实现的几个系外行星和恒星周围盘科学案例。一个通过竞争选拔的社区参与计划团队将成为技术演示的一个组成部分，如果仪器性能允许，他们可以在初始技术演示之外进行额外的 CGI 观测。
