圖1：顯示一顆軌道運行的行星以典型的光曲線從恒星前面經(jīng)過的示意圖，軌道傾角由i表示。光曲線測量通量隨時間的變化，通量遞減(ΔF)表示行星的存在。

介紹

外行星是圍繞太陽以外的恒星運行的行星，多年來，它們的探測和表征一直處于天文學的前沿。到目前為止，已經(jīng)通過一系列不同的方法確認了4000多顆系外行星，還有5000多顆候選系外行星。在接下來的十年里，表征宜居系外行星將是天文學的關(guān)鍵研究領(lǐng)域之一，目標是尋找類地行星。盡管有多種探測方法，但凌日光度法和徑向速度是系外行星探測/表征最常見的技術(shù)，每種方法分別發(fā)現(xiàn)71.3%和22.9%的系外行星。

凌日光度計

凌日光度法是一種間接方法，用于測量由軌道行星從恒星前方經(jīng)過引起的恒星通量減少[2]。對恒星通量的測量會產(chǎn)生一條光曲線，當一顆行星從恒星前面經(jīng)過時，它的一些光會被阻擋，這表明光曲線略有下降。圖1顯示了一顆系外行星凌日的示意圖和產(chǎn)生的典型光線曲線(圖僅為說明，曲線被夸大了)。

通過假設(shè)行星的通量可以忽略不計，并且恒星和行星都是球形的，光線曲線可以用來確定行星的相對大小、軌道傾角和軌道周期。只要有基于徑向速度測量的軌道解決方案，凌日光度法也可以與軌道元件相結(jié)合(見下文)。在這種情況下，軌道的傾角可以用來確定行星的質(zhì)量。結(jié)合質(zhì)量和行星半徑，我們得到了平均密度和表面重力。這些參數(shù)代表了行星表征的第一步，有助于區(qū)分氣態(tài)巨星、冰行星和巖石行星[2]。

大氣特征也可以通過凌日光度法來實現(xiàn)。通過使用不同的濾光器測量行星的凌日，光線曲線的變化可以表明某些分子的存在。例如，水分子吸收近紅外光，因此如果它們存在于行星的大氣層中，大氣層對近紅外波長將是不透明的。當使用近紅外濾光器時，由于大氣層的透明度較低，行星將阻擋更多的光線。這意味著，與光學波長相比，日食將更早開始，晚結(jié)束，產(chǎn)生一條最小值更深、更寬的光曲線。

然而，這種方法受到幾何結(jié)構(gòu)的限制，因為只有相對于地球從恒星前方經(jīng)過的行星才能用這種方式進行研究。凌日光度法也存在誤報，盡管測量了凌日行星的光曲線特征，但通量可能來自多恒星系統(tǒng)。假陽性的一個例子是與一顆明亮的雙星在同一視線上的食雙星。單個恒星的通量減少了由食雙星引起的光曲線下降的視深度。由此產(chǎn)生的光線曲線在形狀上類似于凌日行星[2]。為了確認凌日行星候選者不是假陽性，需要對系統(tǒng)進行徑向速度測量。

徑向速度

徑向速度是另一種間接的技術(shù)，它測量恒星的光譜，以尋找可變的多普勒頻移，表明行星在軌道上運行。恒星與行星的相互作用受引力控制，因此當恒星拉動行星時，行星也會拉動恒星，導致恒星以周期性運動運動，通常被稱為“擺動”。通過測量恒星的光譜，任何朝向和遠離地球的運動都將分別被觀察為光譜的藍移或紅移，表明有一顆軌道行星。

通過這種方式，多普勒效應(yīng)可以用來確定行星的軌道周期、軌道大小和軌道速度。后者可以提供軌道行星的最小質(zhì)量。行星質(zhì)量越大，速度振幅就越大。然而，為了確定行星的真實質(zhì)量，需要凌日光度法，因為徑向速度本身無法解釋軌道的傾斜[3]。圖2顯示了恒星-行星相互作用的示意圖，以及這如何影響恒星的光譜。

圖2：系外行星的引力如何導致恒星圓周運動的示意圖，當恒星分別向地球移動和遠離地球時，會導致藍移和紅移。圖像未按比例縮放。

由于徑向速度測量軌道天體的相對質(zhì)量，因此可以用來排除凌日光度法檢測到的系外行星的任何誤報。在食雙星的情況下，預期的多普勒頻移幅度很大，因為物體的質(zhì)量相當。因此，每秒幾百米或更高的球場中的徑向速度變化將有力地區(qū)分雙星和凌日行星，從而證實任何假陽性。

凌日光度法和徑向速度都測量恒星通量隨時間或波長的最微小變化。因此，這些技術(shù)在很大程度上依賴于先進的探測器技術(shù)來成功探測和表征系外行星。

攝像頭要求

通過凌日光度法對系外行星的探測和表征依賴于對恒星通量微小變化的探測。這些通量的變化或下降通常小于恒星真實通量的1%。因此，高精度的相機對于測量通量的任何輕微下降都是至關(guān)重要的。此外，具有大動態(tài)范圍和低噪聲的相機進一步提高了識別系外行星的可能性，因為任何傾斜或光譜特征都可以與噪聲水平區(qū)分開來。

凌日光度測量通常需要在行星穿過恒星前方時進行密集的觀測。這些高幀率觀測對于捕捉每次凌日的最大數(shù)據(jù)量和抵消恒星的不均勻性至關(guān)重要，特別是恒星邊緣或行星在凌日過程中可能覆蓋的活動區(qū)域(恒星斑點)。它還允許確定行星大小和傾角等參數(shù)。因此，具有高占空比(即，相對于曝光的最小讀出)的相機對于實現(xiàn)這種高節(jié)奏成像至關(guān)重要。高精度、低噪聲、大動態(tài)范圍和高占空比的組合允許在保持高信噪比的同時進行密集的觀測。

徑向速度，雖然是一種光譜技術(shù)，但仍然需要先進的相機參數(shù)，如上述參數(shù)。邊緣化(相機傳感器內(nèi)光子的干擾)對徑向速度來說可能是非常有問題的，因為它會在任何測量光譜的頂部造成正弦調(diào)制。徑向速度依賴于光譜的互相關(guān)，因此任何邊緣偽影都會影響互相關(guān)的準確性，從而降低系外行星特征的準確性。

此外，在相機傳感器上具有良好的電荷傳輸效率是重要的。如果留下了一些電荷，或者像素之間存在一些相關(guān)的噪聲，這將影響相互關(guān)聯(lián)，對系外行星的探測或表征產(chǎn)生負面影響。然而，這只是在使用CCD或EMCCD傳感器時需要考慮的問題。

用于凌日探測和徑向速度測量的COSMOS

COSMOS是Teledyne Princeton Instruments的大幅面背光高級CMOS相機，具有凌日測光和徑向速度測量所需的許多相機質(zhì)量。由于其背光傳感器，COSMOS在可見光范圍內(nèi)具有>90%的峰值量子效率，如圖3所示。因此，即使使用高階成像，COSMOS也能夠?qū)⒏甙俜直鹊墓庾愚D(zhuǎn)換為光電子。COSMOS還可以實現(xiàn)低至0.7的電子讀取噪聲，使COSMOS適合于檢測光線曲線中最輕微的下降。結(jié)合高量子效率，這種低讀取噪聲為最終的大格式CMOS靈敏度提供了高信噪比。

圖3：COSMOS相機的量子效率曲線，顯示了在可見光范圍內(nèi)的高量子效率和>90%的峰值量子效率。

大的動態(tài)范圍在凌日光度法和徑向速度中很重要，因為它允許確定輕微的波動。它還允許測量較暗的信號，而不會使來自周圍較亮物體的探測器飽和。動態(tài)范圍是一個取決于相機線性、模數(shù)轉(zhuǎn)換器位深度和增益的參數(shù)。為了擴展動態(tài)范圍，CMOS相機通常以高增益和低增益對信號進行多次采樣。然而，這些高增益和低增益讀數(shù)之間的交叉點可能會產(chǎn)生偽影，從而限制測量精度[4]。

先進的CMOS設(shè)計，如COSMOS中的設(shè)計，確保了兩個ADC之間的精確交叉，以實現(xiàn)低噪聲和高線性的操作。通過與更高比特深度的ADC相結(jié)合，該技術(shù)提供了無與倫比的動態(tài)范圍。更多關(guān)于LACera大動態(tài)范圍的詳細信息? COSMOS中使用的技術(shù)可以在我們的文章《高動態(tài)范圍CMOS的新時代》中找到。

傳統(tǒng)的全畫幅CCD傳感器依靠機械快門來阻擋讀出過程中的任何入射光。打開和關(guān)閉機械快門是一個相對緩慢的過程，為高節(jié)奏成像引入了定量誤差。機械快門的使用壽命也有限，在相機大量使用時經(jīng)常需要更換。由于COSMOS是一種CMOS探測器，它利用了一個快速的電子快門，在讀出之前，通過將檢測到的光電子轉(zhuǎn)移到幀存儲區(qū)域來停止曝光。電子快門不僅比機械快門更精確，而且可以減少檢測器的死區(qū)時間，在此期間相機不會暴露在光線下。這意味著，當信號從存儲區(qū)域讀出時，可以開始后續(xù)曝光，從而提供100%的占空比。這使得能夠?qū)y量系外行星的特征參數(shù)進行密集、高節(jié)奏的成像。

結(jié)論

外行星探測和表征將在未來十年成為天文學的前沿。凌日光度法和徑向速度這兩種互補技術(shù)已被用于發(fā)現(xiàn)累計94.2%的系外行星。凌日光度法是一種間接的方法，用于尋找由于行星在恒星前方穿行而導致的恒星亮度下降，而徑向速度則用于尋找由于軌道行星的引力而導致的行星多普勒頻移。

這兩種技術(shù)都需要高精度，以及低噪聲、大動態(tài)范圍和高靈敏度的相機。凌日測光還需要一臺高占空比的相機，因為在潛在行星穿過恒星表面時，通常會使用以高節(jié)奏拍攝的密集幀來對其進行成像。徑向速度，一種光譜技術(shù)，可能會受到邊緣的極大阻礙，因此需要一臺邊緣盡可能小的相機。

COSMOS具有>90%的峰值量子效率、0.7 e-的低讀取噪聲和大動態(tài)范圍，滿足凌日光度和徑向速度的最低相機要求。此外，CMOS傳感器架構(gòu)和電子快門使100%的占空比成為可能，從而實現(xiàn)了系外行星探測和表征的高節(jié)奏成像。這使得COSMOS對于凌日光度法和徑向速度法來說是不錯的。

審核編輯 黃宇