系外行星探测

系外行星是围绕太阳以外恒星运行的行星，其探测与表征多年来一直是天文学的前沿。迄今已确认的系外行星超过 4000 颗，另有 5000 多颗候选系外行星。

系外行星是围绕太阳以外恒星运行的行星，其探测与表征多年来一直是天文学的前沿。迄今已确认的系外行星超过 4000 颗，另有 5000 多颗候选系外行星。未来十年，表征宜居系外行星将是天文学的关键研究领域之一，目标是发现类地行星。尽管存在多种探测方法，凌日光度法和径向速度法是系外行星探测/表征最常用的两种技术，分别发现了 71.3% 和 22.9% 的系外行星 [1]。

凌日光度法是一种间接方法，通过测量轨道行星从恒星前方经过时引起的恒星通量下降 [2]。测量恒星通量产生光变曲线，当行星从恒星前方经过时，其部分光线被遮挡，表现为光变曲线中的轻微下降。图 1 显示了系外行星凌日的示意图及产生的典型光变曲线（图仅为示意，曲线被夸大）。

假设行星通量可忽略不计，且恒星和行星均为球形，光变曲线可用于确定行星的相对大小、轨道倾角和轨道周期。每当基于径向速度测量（见下文）获得轨道解时，凌日光度法也可与轨道要素结合。此时轨道倾角可用于确定行星质量。将质量与行星半径结合，可得平均密度和表面重力。这些参数代表行星表征的第一步，有助于区分气态巨行星、冰行星和岩石行星 [2]。

大气表征也可通过凌日光度法实现。使用不同滤光片测量行星凌日，光变曲线的变化可指示某些分子的存在。例如，水分子吸收近红外光，因此若行星大气中存在水分子，大气对近红外波长将不透明。使用近红外滤光片时，由于大气透明度降低，行星将整体遮挡更多光线。这意味着与光学波长相比，食的开始更早、结束更晚，产生更深、更宽最小值的光变曲线。

然而，该方法受几何限制，因为只有从地球看从恒星前方经过的行星才能以这种方式研究。凌日光度法还存在假阳性问题，尽管测量到凌日行星的典型光变曲线，通量可能来自多星系统。假阳性示例是与亮单星共视线的食双星。单星通量降低了食双星引起的光变曲线下降的表观深度。由此产生的光变曲线形状类似于凌日行星 [2]。为确认凌日行星候选体不是假阳性，需要对该系统进行径向速度测量。

径向速度是另一种间接技术，通过测量恒星光谱寻找可变的多普勒频移，指示轨道行星的存在。星-行星相互作用由引力支配，因此当恒星拉拽行星时，行星也拉拽恒星，导致恒星呈周期性运动，通常称为“摆动”。通过测量恒星光谱，任何朝向或远离地球的运动将分别表现为光谱的蓝移或红移，指示轨道行星的存在。

这样，多普勒效应可用于确定行星的轨道周期、轨道大小和轨道速度。后者可提供轨道行星的最小质量。行星质量越大，速度振幅越大。然而，要确定行星的真实质量，需要凌日光度法，因为径向速度本身无法考虑轨道倾角 [3]。图 2 显示了星-行星相互作用的示意图以及这如何影响恒星光谱。

由于径向速度测量轨道体的相对质量，它可用于排除凌日光度法探测到的系外行星中的任何假阳性。在食双星情况下，预期的多普勒频移振幅很大，因为两个天体质量相当。因此，每秒数百米量级的径向速度变化将稳健地区分双星与凌日行星，确认任何假阳性。

凌日光度法和径向速度均测量恒星通量随时间或波长的最轻微变化。因此，这些技术严重依赖先进探测器技术以成功探测和表征系外行星。

通过凌日光度法探测和表征系外行星依赖于检测恒星通量的小幅变化。这些通量变化或下降通常小于恒星真实通量的 1%。因此，具有高精度的相机对于测量任何轻微通量下降至关重要。此外，具有大动态范围和低噪声的相机进一步提高了识别系外行星的可能性，因为任何下降或光谱特征可与噪声水平区分。

凌日光度法通常需要在行星从恒星前方经过时进行密集观测。这些高帧率观测对于捕获每次凌日的最大数据量以及抵消恒星的不均匀性至关重要，特别是行星在过境期间可能覆盖的恒星边缘或活动区（恒星黑子）。它还允许确定行星大小和倾角等参数。因此，具有高占空比（即相对于曝光的最小读出）的相机对于允许这种高采样频率成像至关重要。高精度、低噪声、大动态范围和高占空比的结合允许密集观测同时保持高信噪比。

径向速度虽是光谱技术，仍需要上述先进相机参数。条纹（相机传感器内光子的干涉）对径向速度可能极为棘手，因为它会在任何测量光谱顶部引起正弦调制。径向速度依赖光谱的互相关，因此任何条纹伪影将影响 互相关的准确性，从而降低系外行星表征的准确性。

此外，相机传感器上良好的电荷传输效率很重要。若部分电荷被遗留，或像素之间存在相关噪声，这将负面影响互相关，不利于系外行星探测或表征。然而，这仅在使用 CCD 或 EMCCD 传感器时需要考虑。

COSMOS 是 Teledyne Princeton Instruments 的大画幅、背照、先进 CMOS 相机，具备凌日光度法和径向速度测量所需的诸多相机品质。由于其背照传感器，COSMOS 在可见范围内峰值量子效率 >90%，如图 3 所示。因此，即使进行高采样频率成像，COSMOS 也能将高比例光子转化为光电子。COSMOS 读出噪声可低至 0.7 e-，使其适合检测光变曲线中最轻微的下降。结合高量子效率，这一低读出噪声为极致大画幅 CMOS 灵敏度提供高信噪比。

大动态范围在凌日光度法和径向速度中很重要，因为它允许确定轻微波动。它还允许测量更弱的信号而不使周围更亮物体的探测器饱和。动态范围是取决于相机线性度、模数转换器位深和 gain 的参数。为扩展动态范围，CMOS 相机通常以高 gain 和低 gain 多次采样信号。然而，这些高 gain 和低 gain 读出之间的 cross-over 点可能产生伪影，限制测量精度 [4]。

COSMOS 等先进 CMOS 设计确保两个 ADC 之间精确的 cross-over，以低噪声和高线性度运行。结合更高位深 ADC，该技术提供无与伦比的动态范围。有关 COSMOS 内使用的 LACera™ technology 大动态范围的更多详情，请参阅我们的文章 New Era in High Dynamic Range CMOS。

传统全帧 CCD 传感器依赖机械快门在读出期间阻挡任何入射光。开合机械快门是相对缓慢的过程，为高采样频率成像引入定量误差。机械快门寿命有限，相机大量使用时常需频繁更换。由于 COSMOS 是 CMOS 探测器，它利用快速电子快门，在读出前将检测到的光电子移入帧存储区以停止曝光。电子快门不仅比机械快门更精确，还导致探测器更少的死区时间，即相机未对光曝光的时间。这意味着可在从存储区读出信号的同时开始后续曝光，提供 100% 占空比。这允许测量系外行星特征参数所必需的密集、高采样频率成像。

系外行星探测与表征将在未来十年处于天文学前沿。凌日光度法和径向速度是两种互补技术，已用于发现全部系外行星的 94.2%。凌日光度法是一种间接方法，寻找因行星从恒星前方经过而导致的恒星亮度下降，而径向速度则观察因轨道行星引力拉拽引起的恒星多普勒频移。

两种技术都需要高精度，以及低噪声、大动态范围和高灵敏度的相机。凌日光度法还需要具有高占空比的相机，因为通常以高采样频率采集大量帧来成像潜在行星穿越恒星表面。径向速度作为光谱技术，可能在很大程度上受条纹干扰，因此需要尽可能少条纹的相机。

COSMOS 峰值量子效率 >90%、0.7 e- 低读出噪声和大动态范围，满足凌日光度法和径向速度的最低相机要求。此外，CMOS 传感器架构和电子快门实现的 100% 占空比，允许系外行星探测与表征典型的高采样频率成像。这使 COSMOS 成为凌日光度法和径向速度方法的最优选择。

Teledyne Princeton Instruments 感谢 Uppsala University 的 Nikolai Piskunov 教授对本应用说明的宝贵贡献。

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