第38卷第1期 天文学进展 2020年4月 PROGRESS IN ASTRONOMY Apr.2020 doi:10.3969/ J.Issn.10008349.2020.01.01 超短周期系外行星研究进展 黄秀敏12,季江徽-23 (1.中国科学院紫金山天文台,南京210008:2.中国科学技术大学天文与空间科学学院,合肥23002 3.中国科学院行星科学重点实验室,南京210033) 摘要:超短周期( ultra- short- period,UsP)行星是指轨道周期小于1d的系外行星,是近年来 系外行星研究领域中一个新的前沿目标。USP行星的搜寻与确认需要借助傅里叶变换( Fourier transform,FT)和盒最小二乘法( the box least,BLS)等光变曲线分析算法,以筛选和确认精准 的周期信号。利用统计方法可得到目前UsP行星的轨道周期、行星半径、宿主恒星类型等分布 特征。大部分USP行星半径小于2R,受行星质量限制,大多数USP行星无法通过视向速度 信号测得精确的行星质量。根据已有的观测结果可算出,部分USP行星的质量小于10M,由 此推测这些USP的组成更接近金属与岩石混合的类地行星。由于密近轨道可能发生光致蒸发 物质损失过程,USP行星大气的存在情况尚不明确。目前,USP行星被认为起源于热木星 (hot- Jupiters)或亚海王星( sub-Neptunes),但USP行星与热木星的主星金属丰度的分布存在 较大差异,亚海王星的光致蒸发起源理论可能性更高。USP行星轨道演化机制包括低偏心率轨 道迁移和潮汐耗散的原位起源模型等。 关键词:系外行星:USP行星:统计分析:行星形成及演化 中图分类号:P145.2 文献标识码:A 引言 系外行星硏究领域的突破性进展时常伴随着特殊行星族群的发现, Mayor和 Queloz于 1995年前后发现了轨道周期仅几天的热木星族群。研究者针对热木星的大气、热木星起源 和演化也开展了一些研究工作,使热木星的研究成为系外行星研究的前沿。近年来,USP tra-short-period)行星作为继热木星之后另一特殊系外行星族群,吸引了天文学家的关 注。USP行星是指轨道周期小于1d的系外行星,且绝大多数为R<2R(表示地球半 径)的类地行星。由于USP行星十分靠近宿主恒星,行星表面温度可达数千开尔文(K), 因此人们可以通过凌星信号以及行星表面的热辐射对USP行星进行观测。自2009年起,美 收稿日期:2019-09-23:修回日期:2019-11-2 资助项目:国家自然科学基金(11773081):中国科学院创新交叉团队项目;紫金山天文台小行星基金会」 讯作者:季江徽, jijhapmo.ac.cn
第 38 卷 第 1 期 天 文 学 进 展 Vol. 38, No. 1 2020 年 4 月 PROGRESS IN ASTRONOMY Apr., 2020 doi: 10.3969/j.issn.1000-8349.2020.01.01 超短周期系外行星研究进展 黄秀敏1,2，季江徽1,2,3 (1. 中国科学院 紫金山天文台，南京 210008； 2. 中国科学技术大学 天文与空间科学学院，合肥 230026； 3. 中国科学院 行星科学重点实验室，南京 210033) 摘要： 超短周期 (ultra-short-period, USP) 行星是指轨道周期小于 1 d 的系外行星，是近年来 系外行星研究领域中一个新的前沿目标。USP 行星的搜寻与确认需要借助傅里叶变换 (Fourier transform, FT) 和盒最小二乘法(the box least, BLS) 等光变曲线分析算法，以筛选和确认精准 的周期信号。利用统计方法可得到目前 USP 行星的轨道周期、行星半径、宿主恒星类型等分布 特征。大部分 USP 行星半径小于 2R⊕，受行星质量限制，大多数 USP 行星无法通过视向速度 信号测得精确的行星质量。根据已有的观测结果可算出，部分 USP 行星的质量小于 10M⊕，由 此推测这些 USP 的组成更接近金属与岩石混合的类地行星。由于密近轨道可能发生光致蒸发 等物质损失过程，USP 行星大气的存在情况尚不明确。目前，USP 行星被认为起源于热木星 (hot-Jupiters) 或亚海王星 (sub-Neptunes)，但 USP 行星与热木星的主星金属丰度的分布存在 较大差异，亚海王星的光致蒸发起源理论可能性更高。USP 行星轨道演化机制包括低偏心率轨 道迁移和潮汐耗散的原位起源模型等。 关 键 词： 系外行星；USP行星；统计分析；行星形成及演化 中图分类号： P145.2 文献标识码： A 1 引 言 系外行星研究领域的突破性进展时常伴随着特殊行星族群的发现，Mayor 和 Queloz[1]于 1995 年前后发现了轨道周期仅几天的热木星族群。研究者针对热木星的大气、热木星起源 和演化也开展了一些研究工作[2]，使热木星的研究成为系外行星研究的前沿。近年来，USP (ultra-short-period) 行星作为继热木星之后另一特殊系外行星族群，吸引了天文学家的关 注。USP 行星是指轨道周期小于 1 d 的系外行星，且绝大多数为 R < 2R⊕ (R⊕ 表示地球半 径)的类地行星[3]。由于 USP 行星十分靠近宿主恒星，行星表面温度可达数千开尔文 (K)， 因此人们可以通过凌星信号以及行星表面的热辐射对 USP 行星进行观测。自 2009 年起，美 收稿日期：2019-09-23 ； 修回日期：2019-11-27 资助项目：国家自然科学基金 (11773081)；中国科学院创新交叉团队项目；紫金山天文台小行星基金会 通讯作者：季江徽，jijh@pmo.ac.cn
天文学进展 38卷 国国家航空航天局( National Aeronautics and Space Administration,NASA)启动开普勒望 远镜,对大约20000颗恒星进行了长达4a的凌星观测,发现一颗USP行星可发生数千 次的凌星现象 截至目前,通过多种观测方法发现并确认的USP行星已超过100个,如目前测得周 期最短的系外行星KOI184303,其轨道周期仅为425h:质量和半径数据均可精确测量 的最小类地行星 Kepler78b,其轨道周期仅为8.5h。其余较为典型的USP行星还包括 55Cmce,CoRo-7b", Kepler-10b等。55Cnce是第一颗被发现的超短周期系外行星 行星半径约为2.0Ba,处于USP行星半径范围的上限。图1为系外行星主要族群的轨道 周期和行星质量分布情况,M表示地球质量 10000 经典巨行星 10000 超级地球 USP行星 1000 100000 道周期P/d 图1系外行星族群及质量分布12 USP行星的搜寻工作仍在进行之中,未来会对更多不同周期、不同质量范围、不同 物理特性的USP行星进行观测和研究。了解行星组成将有助于追溯这些USP行星的起 源,同时需要更精确的质量和密度测量数据以完善现有的USP行星样本。 Malavolta等 人通过K2观测任务的恒星测光数据、高精度的视向速度测量数据以及 HARPS-N光谱 测量数据得到了USP行星K2-141b精确的质量和半径,分别为R=(1.51±0.05)R和 M=(5.08±0.41)M 根据已有的观测数据,USP行星和热木星在数量分布上十分相似且有交叉,已知的巨 行星类USP行星有KELT16b4,WASP18b,19b,43b,103b以及HATS-18b。但是,基于 现有的行星形成和演化的理论来解释USP行星的起源仍存在一些挑战。本文第2章主要介 绍USP行星的搜寻与确认流程及数据处理方法;第3章根据观测结果总结了目前USP行星
2 天 文 学 进 展 38 卷 国国家航空航天局 (National Aeronautics and Space Administration, NASA) 启动开普勒望 远镜[4]，对大约 200 000 颗恒星进行了长达 4 a 的凌星观测，发现一颗 USP 行星可发生数千 次的凌星现象。 截至目前，通过多种观测方法发现并确认的 USP 行星已超过 100 个，如目前测得周 期最短的系外行星 KOI 1843.03[5]，其轨道周期仅为 4.25 h；质量和半径数据均可精确测量 的最小类地行星 Kepler 78b[6, 7]，其轨道周期仅为 8.5 h。其余较为典型的 USP 行星还包括 55 Cnc e[8] , CoRoT-7b[9] , Kepler-10b[10]等。55 Cnc e 是第一颗被发现的超短周期系外行星， 行星半径约为 2.0R⊕，处于 USP 行星半径范围的上限[11]。图 1 为系外行星主要族群的轨道 周期和行星质量分布情况[12]，M⊕ 表示地球质量。 图 1 系外行星族群及质量分布[12] USP 行星的搜寻工作仍在进行之中，未来会对更多不同周期、不同质量范围、不同 物理特性的 USP 行星进行观测和研究。了解行星组成将有助于追溯这些USP 行星的起 源，同时需要更精确的质量和密度测量数据以完善现有的 USP 行星样本。Malavolta 等 人 [13]通过 K2 观测任务的恒星测光数据、高精度的视向速度测量数据以及 HARPS-N 光谱 测量数据得到了 USP 行星 K2-141b 精确的质量和半径，分别为 R = (1.51 ± 0.05)R⊕ 和 M = (5.08 ± 0.41)M⊕。 根据已有的观测数据，USP 行星和热木星在数量分布上十分相似且有交叉，已知的巨 行星类 USP 行星有 KELT-16b[14] , WASP-18b, 19b, 43b, 103b 以及 HATS-18b。但是，基于 现有的行星形成和演化的理论来解释 USP 行星的起源仍存在一些挑战。本文第 2 章主要介 绍 USP 行星的搜寻与确认流程及数据处理方法；第 3 章根据观测结果总结了目前 USP 行星
1期 黄秀敏,等:超短周期系外行星研究进展 的轨道周期、行星半径、宿主恒星类型等参数的相关性和分布特征,并根据统计数据计算出 不同光谱型恒星周围USP行星出现率;第4章介绍USP行星结构与组成、行星大气和行星 系统轨道构型等主要科学问题的最新硏究成果:第5章介绍USP行星形成和演化理论的研 究进展:最后对全文进行总结与展望。 2USP行星的搜寻和观测 截至目前,在发现并确认的USP行星中,约80%是用凌星法观测所得,其余的用视向 速度测量法和引力波探测法所观测到。已确认的USP行星十分靠近宿主恒星,并且具有极 短的轨道周期,该特性极大地提高了凌星事件被探测到的频率。因此,跟踪恒星亮度变化是 搜寻超短周期系外行星的有效途径。但是探测到的凌星信号可能还包含一些掩食双星或非 行星的天体信号,故需要结合其他观测特征对USP行星候选体进行筛选,并对恒星亮度 特征进行处理,从而得到较精确的USP行星轨道周期数据。 此外,USP行星中的大质量行星会对宿主恒星绕系统质心的运动产生明显的引力扰 动作用,产生较强的视向速度( radial velocity,RV)测量信号。对于绝大多数凌星行星的观 测数据,均可测量轨道法线与观测者视线之间的夹角i,再结合高精度视向速度信号,即 可计算行星的质量。仅少数凌星的行星系统可以观测到 Rossiter- mclaughlin信号。根据 Rossiter-Mclaughlin效应,也可以计算行星轨道平面与恒星自转平面的投影夹角”,确 定轨道空间位置。 USP行星研究团队 (the short- period planets group, SuPer Pig)利用 Kepler1,K2 ( Kepler's second mission)和TESs( Transiting Exoplanet Survey Satellite)的观测数 据搜寻和确认USP行星。到目前为止,已发现超过240颗USP行星候选体,其中拥有视向 速度测量数据、光谱测量数据以及高分辨率直接成像数据的候选体分别占5%,52%,63% 为了排除凌星观测中的假阳性候选体, SuPer Pig利用上述光度测量、光谱测量以及高分辨 率成像数据对 Kepler和K2观测到的UsP行星候选体进行了筛选 2.1凌星观测 若观测者视线方向与系外行星轨道平面夹角足够小,行星从恒星前方经过时会遮挡恒 星发出的光,该现象称为凌星,故可通过地球上观测到的恒星亮度变化观测到这颗系外行星 的凌星事件。凌星事件的周期性将其与恒星旋转运动与恒星固有活动区别开,凌星观测可用 于探测系外行星的大小和轨道周期。忽略恒星的临边昏暗效应,凌星事件产生的中央恒星视 亮度下降可用凌星深度表示 △C (是) 其中,△C为恒星亮度下降值,C为恒星初始视亮度,Rp和R,分别为行星半径和恒星 半径
1 期 黄秀敏，等：超短周期系外行星研究进展 3 的轨道周期、行星半径、宿主恒星类型等参数的相关性和分布特征，并根据统计数据计算出 不同光谱型恒星周围 USP 行星出现率；第 4 章介绍 USP 行星结构与组成、行星大气和行星 系统轨道构型等主要科学问题的最新研究成果；第 5 章介绍 USP 行星形成和演化理论的研 究进展；最后对全文进行总结与展望。 2 USP 行星的搜寻和观测 截至目前，在发现并确认的 USP 行星中，约 80% 是用凌星法观测所得，其余的用视向 速度测量法和引力波探测法所观测到。已确认的 USP 行星十分靠近宿主恒星，并且具有极 短的轨道周期，该特性极大地提高了凌星事件被探测到的频率。因此，跟踪恒星亮度变化是 搜寻超短周期系外行星的有效途径。但是探测到的凌星信号可能还包含一些掩食双星或非 行星的天体信号[15]，故需要结合其他观测特征对 USP 行星候选体进行筛选，并对恒星亮度 特征进行处理，从而得到较精确的 USP 行星轨道周期数据[15]。 此外，USP 行星中的大质量行星会对宿主恒星绕系统质心的运动产生明显的引力扰 动作用，产生较强的视向速度 (radial velocity, RV) 测量信号。对于绝大多数凌星行星的观 测数据，均可测量轨道法线与观测者视线之间的夹角 i，再结合高精度视向速度信号，即 可计算行星的质量[16]。仅少数凌星的行星系统可以观测到 Rossiter-Mclaughlin 信号。根据 Rossiter-Mclaughlin 效应[17]，也可以计算行星轨道平面与恒星自转平面的投影夹角[18]，确 定轨道空间位置。 USP 行星研究团队 (the short-period planets group, SuPerPig) 利用 Kepler[19] , K2 (Kepler’s second mission)[20]和 TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite)[21]的观测数 据搜寻和确认 USP 行星。到目前为止，已发现超过 240 颗 USP 行星候选体，其中拥有视向 速度测量数据、光谱测量数据以及高分辨率直接成像数据的候选体分别占 5%, 52%, 63%。 为了排除凌星观测中的假阳性候选体，SuPerPig 利用上述光度测量、光谱测量以及高分辨 率成像数据对 Kepler 和 K2 观测到的 USP 行星候选体进行了筛选[22]。 2.1 凌星观测 若观测者视线方向与系外行星轨道平面夹角足够小，行星从恒星前方经过时会遮挡恒 星发出的光，该现象称为凌星，故可通过地球上观测到的恒星亮度变化观测到这颗系外行星 的凌星事件。凌星事件的周期性将其与恒星旋转运动与恒星固有活动区别开，凌星观测可用 于探测系外行星的大小和轨道周期。忽略恒星的临边昏暗效应，凌星事件产生的中央恒星视 亮度下降可用凌星深度表示： ∆L L = ( Rp R∗ )2 , (1) 其中，∆L 为恒星亮度下降值，L 为恒星初始视亮度，Rp 和 R∗ 分别为行星半径和恒星 半径
天文学进展 38卷 2.1.1凌星观测任务 2009年,欧洲的 CoRot( convection Rotation and Planetary Transits)发现了USP 行星 CoRot-7b, CoRot是在 Kepler与TESS之前较为成功的系外行星凌星观测项目。此 后, Kepler望远镜观测到大约200000颗恒星亮度的时序测量信号,发现了与 CoRot7b相 似的USP行星 Kepler-10b。 Kepler后续观测任务K2同样获得了大量恒星亮度测量数据 由于望远镜在每个目标天区仅停留80d,因此很难探测到长周期的系外行星:;轨道周期为 4h的USP行星可以在80d内发生480次凌星现象,故UsP行星仍然可以很容易被探测 到。 Adams等人通过分析K2任务所获得的数据,发现了19颗轨道周期小于1d的USP 行星候选体(其中9颗为首次观测到)。这些候选行星的半径为地球的0.7~16倍,轨道周 期为4.2~235h 与 Kepler观测目标相比,TESS观测目标的宿主恒星亮几星等,也扩大了目标宿主恒 星年龄和半径的范围,为搜寻更多适用于视向速度质量测量的USP行星提供可能。2018 年7月25日一8月22日期间,TESS观测到一颗围绕M矮星运动的超短周期系外行星 LHS384b,这颗行星的半径为(1.32±0.02)R,轨道周期为11h 在 Kepler和TESS执行空间观测任务之前,地基凌星观测方法也是研究USP行星的有 效手段。2016-2018年期间,天文学家利用地面望远镜阵列 MEarthSouth对LHS3844b系 统进行为期2a的观测,共进行了1935次光度测量。天文学家利用BLS算法对光变曲线进 行分析时,发现了周期和振幅与TESS观测结果一致的凌星特征,且 MEarth数据显示恒星 旋转周期为128d。因此,地基凌星观测也是搜寻系外行星的重要方法,如TESS的后续 观测任务TFOP。2018年9月6日,位于智利的 EISauce天文台 Planewave CDK14望远 镜,在L波段也观测到一次完整凌星事件1 2.1.2光变曲线分析 对于凌星观测数据的处理和USP行星目标的筛选,人们已提出许多不同的方法,在已 发表的研究工作中人们使用的方法和流程也各有差异。在利用 Kepler观测数据进行USP行 星候选体搜寻时,通常需要去除时序观测信号中的仪器噪声,但同时需保留探测目标的天体 物理信号, Stumpe等人提出的数据预处理模块 (the presearch data conditioning module, PDC)即可实现这一目标 去除仪器噪声后,需要进行光变曲线分析,并采用周期信号处理算法可得到USP行星 的周期,如经典BLS( box least squares)算法和FT( Fourier transform)算法等。两种 算法的主要原理是通过匹配滤波器,对光变曲线中的谐波信号进行叠加或折叠,得到增强的 或更清晰的周期信号。当凌星持续时间远小于行星轨道周期时,BLS算法效率最高。BLS 算法可以有效地将所有高次谐波归结为一个单一的检测统计量。FT算法的工作原理是:在 具有周期凌星信号的光变曲线中,傅里叶谱包含一个处在轨道周期处的峰值和一系列强谐 波,通过峰值信号的规律间隔可以得到凌星周期信号。 Sanchis-Ojeda通过FT算法得到 的4个不同行星系统的光谱信号,如图2所示:图2a)表示短周期行星 Kepler-78b,FT 谐波振幅随频率升高逐渐减小;图2b)表示一对掩食双星,两种高度不同的峰值交替出现:
4 天 文 学 进 展 38 卷 2.1.1 凌星观测任务 2009 年，欧洲的 CoRot (convection Rotation and Planetary Transits)[23, 24]发现了 USP 行星 CoRot-7b，CoRot 是在 Kepler 与 TESS 之前较为成功的系外行星凌星观测项目。此 后，Kepler 望远镜观测到大约 200 000 颗恒星亮度的时序测量信号，发现了与 CoRot-7b 相 似的 USP 行星 Kepler-10b[25]。Kepler 后续观测任务 K2 同样获得了大量恒星亮度测量数据， 由于望远镜在每个目标天区仅停留 80 d，因此很难探测到长周期的系外行星；轨道周期为 4 h 的 USP 行星可以在 80 d 内发生 480 次凌星现象[15]，故 USP 行星仍然可以很容易被探测 到。Adams 等人[15] 通过分析 K2 任务所获得的数据，发现了 19 颗轨道周期小于 1 d 的 USP 行星候选体 (其中 9 颗为首次观测到)。这些候选行星的半径为地球的 0.7 ∼ 16 倍，轨道周 期为 4.2 ∼ 23.5 h。 与 Kepler 观测目标相比，TESS 观测目标的宿主恒星亮几星等，也扩大了目标宿主恒 星年龄和半径的范围，为搜寻更多适用于视向速度质量测量的 USP 行星提供可能。2018 年 7 月 25 日―8 月 22 日期间，TESS 观测到一颗围绕 M 矮星运动的超短周期系外行星 LHS 3844b，这颗行星的半径为 (1.32± 0.02) R⊕，轨道周期为 11 h。 在 Kepler 和 TESS 执行空间观测任务之前，地基凌星观测方法也是研究 USP 行星的有 效手段。2016―2018 年期间，天文学家利用地面望远镜阵列 MEarthSouth 对 LHS 3844b 系 统进行为期 2 a 的观测，共进行了 1 935 次光度测量。天文学家利用 BLS 算法对光变曲线进 行分析时，发现了周期和振幅与 TESS 观测结果一致的凌星特征，且 MEarth 数据显示恒星 旋转周期为 128 d[16]。因此，地基凌星观测也是搜寻系外行星的重要方法，如 TESS 的后续 观测任务 TFOP。2018 年 9 月 6 日，位于智利的 ElSauce 天文台 Planewave CDK 14 望远 镜，在 IC 波段也观测到一次完整凌星事件[16]。 2.1.2 光变曲线分析 对于凌星观测数据的处理和 USP 行星目标的筛选，人们已提出许多不同的方法，在已 发表的研究工作中人们使用的方法和流程也各有差异。在利用 Kepler 观测数据进行 USP 行 星候选体搜寻时，通常需要去除时序观测信号中的仪器噪声，但同时需保留探测目标的天体 物理信号，Stumpe 等人[26]提出的数据预处理模块 (the presearch data conditioning module, PDC) 即可实现这一目标。 去除仪器噪声后，需要进行光变曲线分析，并采用周期信号处理算法可得到 USP 行星 的周期，如经典 BLS (box least squares) 算法[27]和 FT (Fourier transform) 算法[3]等。两种 算法的主要原理是通过匹配滤波器，对光变曲线中的谐波信号进行叠加或折叠，得到增强的 或更清晰的周期信号。当凌星持续时间远小于行星轨道周期时，BLS 算法效率最高。BLS 算法可以有效地将所有高次谐波归结为一个单一的检测统计量。FT 算法的工作原理是：在 具有周期凌星信号的光变曲线中，傅里叶谱包含一个处在轨道周期处的峰值和一系列强谐 波，通过峰值信号的规律间隔可以得到凌星周期信号[3]。Sanchis-Ojeda[3]通过 FT 算法得到 的 4 个不同行星系统的光谱信号，如图 2 所示：图 2a) 表示短周期行星 Kepler-78b[6]，FT 谐波振幅随频率升高逐渐减小；图 2b) 表示一对掩食双星，两种高度不同的峰值交替出现；
黄秀敏,等:超短周期系外行星研究进展 图2c)表示较长周期的行星 Kepler-63b,谐波谱线十分密集,长周期行星的存在使短周期 行星的FT探测信号变得复杂;图2d)表示亚巨星的轨道振荡信号。目前使用BLS算法进 行凌星信号周期搜寻的研究工作较多测,但是两种算法并无明显优劣之分,实际工作中 尝试使用不同的方法 KIC8435766周期为85h 103 KIC2556127周期为10h的双星 10-4 频率/d 频率/(d a) TTTTTT KIC1155435周期为9.5h KIC2450318振荡 频率/d 频率/d c) 图2不同周期行星系统的FT谱线振幅变化 Sanchis-Ojeda等人使用凌星时刻以及信噪比等参数对USP行星候选体作进一步认 证,以从样本中去除非凌星特征及凌星事件中的非行星特征。对USP行星候选体筛选产生 干扰的主要是双星掩食现象。在EPIC2101957和EPIC201754505这两个观测目标的恒星 光变曲线中, Adams等人发现除了凌星信号之外还包含了正弦变化的背景信号,且凌星 现象每隔半个周期出现在背景信号的峰值和低谷处。这可能是由大小相近的双星引起的光 变曲线信号变化,对于双星系统中的行星,其凌星的强度可能会因为另一颗恒星亮度过大而 被弱化,导致增大行星半径测量数据的偏差。 wASP103b也是一颗UsSP行星,通过透射谱观测,人们发现其半径随波长有明显变 化,但是无法用行星大气活动解释该现象。后续观测发现wASP103附近存在另一颗恒星, Southworth等人通过对光变曲线进行多次分析,认为这颗黯淡恒星的光对恒星WASP 103的光变曲线产生污染,从而导致观测到的WASP103b的半径异常。因此,WASP103 系统也同时成为研究USP行星特征和双星系统特性的典型案例 完整的凌星信号搜寻USP行星候选体过程可总结为:(1)下载恒星亮度测量数据,通过
1 期 黄秀敏，等：超短周期系外行星研究进展 5 图 2c) 表示较长周期的行星 Kepler-63b[28]，谐波谱线十分密集，长周期行星的存在使短周期 行星的 FT 探测信号变得复杂；图 2d) 表示亚巨星的轨道振荡信号。目前使用 BLS 算法进 行凌星信号周期搜寻的研究工作较多[5, 29, 30]，但是两种算法并无明显优劣之分，实际工作中 可尝试使用不同的方法。 图 2 不同周期行星系统的 FT 谱线振幅变化[3] Sanchis-Ojeda 等人[3]使用凌星时刻以及信噪比等参数对 USP 行星候选体作进一步认 证，以从样本中去除非凌星特征及凌星事件中的非行星特征。对 USP 行星候选体筛选产生 干扰的主要是双星掩食现象。在 EPIC21041957 和 EPIC201754505 这两个观测目标的恒星 光变曲线中，Adams 等人[15]发现除了凌星信号之外还包含了正弦变化的背景信号，且凌星 现象每隔半个周期出现在背景信号的峰值和低谷处。这可能是由大小相近的双星引起的光 变曲线信号变化，对于双星系统中的行星，其凌星的强度可能会因为另一颗恒星亮度过大而 被弱化，导致增大行星半径测量数据的偏差。 WASP 103b 也是一颗 USP 行星，通过透射谱观测，人们发现其半径随波长有明显变 化，但是无法用行星大气活动解释该现象。后续观测发现 WASP 103 附近存在另一颗恒星， Southworth 等人[31]通过对光变曲线进行多次分析，认为这颗黯淡恒星的光对恒星 WASP 103 的光变曲线产生污染，从而导致观测到的 WASP 103b 的半径异常。因此，WASP 103 系统也同时成为研究 USP 行星特征和双星系统特性的典型案例。 完整的凌星信号搜寻 USP 行星候选体过程可总结为：(1) 下载恒星亮度测量数据，通过