天文学进展 38卷 滤波器初步去除噪声;(2)利用BLS算法筛选出周期在3~72h或24h以内的信噪比(SNR) 大于10的目标;(3)进一步限制目标的凌星深度和凌星持续时间;(4)人工对筛选出的光变 曲线进行审核,判断是否为行星凌星事件;(5)通过调整光变曲线周期,再次去除明显的噪 声信号和非行星信号;(⑥)拟合光变曲线,根据光变曲线排除伪阳性USP行星候选体。 除了文章中介绍的常规USP行星,还可能存在其他超短周期天体,如:可以产生高频 凌星现象的异常轨道构型的行星、小行星以及掩食双星等。WD1145+-017就是一个特殊的 系统,该系统由一颗白矮星和其周围一系列崩解的小行星组成,该系统内的小行星可产生周 期为45~49h的凌星事件,且凌星事件持续时间为10min~1h。对于USP行星搜寻和 认证,高精度的观测数据与采用高效的数据处理和分析方法同样重要 22视向速度测量 凌星观测数据得到的是UsP行星候选者,需要通过进一步的后续观测筛选出真实的 USP行星。为了实现这一目标,可通过视向速度测量和高分辨率成像法来排除伪USP行 星,并确定由附近恒星星光引起行星半径测量的误差 视向速度测量是探测系外行星的重要方法之一,通过观测恒星光谱的多普勒频移,可以 精确地测量恒星朝向或远离观测者的移动速度。在已知观测者相对于太阳系质心的运动和 其他运动的情况下,可得到有行星围绕的目标恒星产生的视向运动信息。在一颗质量为MD 的行星引力作用下,质量为M,的恒星产生的视向速度信号变化振幅K可表示为 1 其中,P是行星轨道周期,e是行星轨道的偏心率。如前所述, Adams等人除了在K2任 务观测结果中筛选出19颗符合条件的USP行星候选体,还利用光变曲线特征和视向速度跟 踪观测结果,发现了4颗非行星目标:产生间歇凌星现象的EPIC211152484系统和3个伪 JSP行星候选体。 同时,由式(2)可知,视向速度测量信号与P-1/3呈正相关,故USP行星是适宜通 过视向速度法精确测定质量的重要目标。USP行星 Kepler78b便是视向速度测量的典型 案例。2013年,来自CPS( (the California Planet Search)和 HARPS-N( the harPs-north consortium)的两个研究团队分别尝试用HRES光谱仪和视向速度观测法测定 Kepler78b 质量,测量结果可见参考文献[⑦7,32]。最新的研究发现 Kepler78b的半径和质量为: Bp=(1.20±0.09)R、M=(1.87±0.27)M,由此可得平均密度为60+14gcm-3 这与地球的平均密度5.5g·cm-3十分接近。然而,由于USP行星质量往往很小,视向速度 测量信号的振幅只有每秒几米,因此它们很难探测到。 还有一些学者在研究中也使用了视向速度测量。 Malavolta等人利用位于 Lapalma 的 Telescopio Nazionale Galileo(TNG)收集了44个 HARPS-N光谱数据,并从中获取恒 星旋转期间目标的光谱变化,以此模拟恒星活动。这项工作有助于理解恒星活动对于恒星光 谱观测结果的影响,进而去除视向速度中的恒星活动干扰,提高USP行星搜寻和确认的准 确度
6 天 文 学 进 展 38 卷 滤波器初步去除噪声；(2) 利用 BLS 算法筛选出周期在 3∼72 h 或 24 h 以内的信噪比 (SNR) 大于 10 的目标；(3) 进一步限制目标的凌星深度和凌星持续时间；(4) 人工对筛选出的光变 曲线进行审核，判断是否为行星凌星事件；(5) 通过调整光变曲线周期，再次去除明显的噪 声信号和非行星信号；(6) 拟合光变曲线，根据光变曲线排除伪阳性 USP 行星候选体。 除了文章中介绍的常规 USP 行星，还可能存在其他超短周期天体，如：可以产生高频 凌星现象的异常轨道构型的行星、小行星以及掩食双星等。WD 1145+017 就是一个特殊的 系统，该系统由一颗白矮星和其周围一系列崩解的小行星组成，该系统内的小行星可产生周 期为 4.5∼4.9 h 的凌星事件[32]，且凌星事件持续时间为 10 min∼1 h。对于 USP 行星搜寻和 认证，高精度的观测数据与采用高效的数据处理和分析方法同样重要。 2.2 视向速度测量 凌星观测数据得到的是 USP 行星候选者，需要通过进一步的后续观测筛选出真实的 USP 行星。为了实现这一目标，可通过视向速度测量和高分辨率成像法来排除伪 USP 行 星，并确定由附近恒星星光引起行星半径测量的误差。 视向速度测量是探测系外行星的重要方法之一，通过观测恒星光谱的多普勒频移，可以 精确地测量恒星朝向或远离观测者的移动速度。在已知观测者相对于太阳系质心的运动和 其他运动的情况下，可得到有行星围绕的目标恒星产生的视向运动信息。在一颗质量为 Mp 的行星引力作用下，质量为 M⋆ 的恒星产生的视向速度信号变化振幅 K 可表示为： K = ( 2πG P )1/3 Mp sin i (M∗ + Mp) 2/3 1 √ 1 − e 2 . (2) 其中，P 是行星轨道周期，e 是行星轨道的偏心率。如前所述，Adams 等人[15]除了在 K2 任 务观测结果中筛选出 19 颗符合条件的 USP 行星候选体，还利用光变曲线特征和视向速度跟 踪观测结果，发现了 4 颗非行星目标：产生间歇凌星现象的 EPIC 211152484 系统和 3 个伪 USP 行星候选体。 同时，由式 (2) 可知，视向速度测量信号与 P −1/3 呈正相关，故 USP 行星是适宜通 过视向速度法精确测定质量的重要目标。USP 行星 Kepler78b 便是视向速度测量的典型 案例。2013 年，来自 CPS (the California Planet Search) 和 HARPS-N (the HARPS-North consortium) 的两个研究团队分别尝试用 HIRES 光谱仪和视向速度观测法测定 Kepler 78b 的质量，测量结果可见参考文献 [7, 32]。最新的研究发现 Kepler 78b 的半径和质量为： Rp = (1.20 ± 0.09) R⊕、Mp = (1.87 ± 0.27) M⊕，由此可得平均密度为 6.0 +1.9 −1.4 g · cm−3 [34]， 这与地球的平均密度 5.5 g · cm−3 十分接近。然而，由于 USP 行星质量往往很小，视向速度 测量信号的振幅只有每秒几米，因此它们很难探测到。 还有一些学者在研究中也使用了视向速度测量。Malavolta 等人[13]利用位于 LaPalma 的 Telescopio Nazionale Galileo (TNG)[35]收集了 44 个 HARPS-N 光谱数据，并从中获取恒 星旋转期间目标的光谱变化，以此模拟恒星活动。这项工作有助于理解恒星活动对于恒星光 谱观测结果的影响，进而去除视向速度中的恒星活动干扰，提高 USP 行星搜寻和确认的准 确度
1期 黄秀敏,等:超短周期系外行星研究进展 2.3其他探测方法 Cuha等人提出引力波探测也是发现USP行星的一种有效方法,未来可以利用引力 波探测发现邻近的系外行星系统或双星宿主恒星发出的有趣信号,这需要借助新一代空间 探测设备如LISA( Laser Interferometer Space Antenna)空间天文台。 Cunha等人列举了 组周期小于80min的系外行星,并计算了这些USP行星系统的3个引力波参数:引力光度 LGw、引力应变h和频率fGw,它们都在LISA的探测灵敏度内。 此外,脉冲星计时法也能探测到超短周期轨道上的行星。脉冲星是快速自转的中子星 在其磁轴方向能发出射电脉冲信号。脉冲星自转周期分为秒级和毫秒级,毫秒脉冲星的自 转周期十分稳定,其自转周期的变化率仅约10-19。如果脉冲星周围存在行星,可测量因行 星对恒星引力扰动的径向分量造成的脉冲信号光行差,以此确认行星的存在。考虑到天体 物理中引起时间变化的因素很多,通常选择毫秒脉冲星进行系外行星探测。1992年1月9 日,天文学家 Wolszczan和 Frail发现了两颗围绕脉冲星PSR1257+12旋转的行星,这 发现得到了证实,并且该工作被认为是对系外行星的首次确认。经过进一步的观测确认,于 1994年发现了该系统内第三颗行星,最靠近PSR1257+12的行星b轨道周期仅为25d 行星引力扰动对毫秒脉冲星造成的光行差信号为: M 其中,c为光速,a为行星轨道的半长径。 脉冲星计时法的探测原理本质上与视向速度法相同,前者对时间信号进行测量,后者对 恒星视向速度进行测量。与视向速度法相似,脉冲星计时法的测量信号也存在行星质量与轨 道倾角的耦合,只能得到行星最小质量 mn sin i. HTRU( High Time Resolution Universe) 是一个全天区的巡天项目,由两台望远镜( Effelsberg100m望远镜和 Parkes望远镜)分别 执行南、北天区两个部分的探测工作,且灵敏度相同。2013年,HTRU北天项目发现一个 自转周期为58ms的脉冲星PSRJ719-1438周围存在轨道周期为22h的伴星体。利用 脉冲星质量计算得到该伴星体的质量约为1.2M1mter,最小平均密度为23g:cm-3,这表 明它可能是白矮星的超小质量残留物,其组成成分十分接近钻石,故被称为“钻石行星” Bailes等人回提出该系统可能曾经是小质量X射线双星,其中白矮星将质量传递到中子星 而演化成为行星。所以毫秒脉冲星计时法可以作为一种USP行星的探测方法,并且为今后 在脉冲星周围探测到的USP行星提供了一种起源机制和演化理论。 3USP行星分布统计 以下USP行星数据来自系外行星网站,该网站持续记录和更新已发现并且得到确认 的系外行星数据,包括行星相关参数、探测手段及宿主恒星相关参数等。行星自身参数有: 行星质量、半径、轨道周期、轨道半长径等,宿主恒星的信息包括:恒星质量、半径、有效 温度及金属丰度等
1 期 黄秀敏，等：超短周期系外行星研究进展 7 2.3 其他探测方法 Cunha 等人[36]提出引力波探测也是发现 USP 行星的一种有效方法，未来可以利用引力 波探测发现邻近的系外行星系统或双星宿主恒星发出的有趣信号，这需要借助新一代空间 探测设备如 LISA (Laser Interferometer Space Antenna) 空间天文台。Cunha 等人列举了一 组周期小于 80 min 的系外行星，并计算了这些 USP 行星系统的 3 个引力波参数：引力光度 LGW、引力应变 h 和频率 fGW，它们都在 LISA 的探测灵敏度内。 此外，脉冲星计时法也能探测到超短周期轨道上的行星。脉冲星是快速自转的中子星， 在其磁轴方向能发出射电脉冲信号。脉冲星自转周期分为秒级和毫秒级，毫秒脉冲星的自 转周期十分稳定，其自转周期的变化率仅约 10−19。如果脉冲星周围存在行星，可测量因行 星对恒星引力扰动的径向分量造成的脉冲信号光行差，以此确认行星的存在。考虑到天体 物理中引起时间变化的因素很多，通常选择毫秒脉冲星进行系外行星探测。1992 年 1 月 9 日，天文学家 Wolszczan 和 Frail[37]发现了两颗围绕脉冲星 PSR 1257+12 旋转的行星，这一 发现得到了证实，并且该工作被认为是对系外行星的首次确认。经过进一步的观测确认，于 1994 年发现了该系统内第三颗行星，最靠近 PSR1257+12 的行星 b 轨道周期仅为 25 d。 行星引力扰动对毫秒脉冲星造成的光行差信号为[38]： τp = 1 c a sin iMp M∗ , (3) 其中，c 为光速，a 为行星轨道的半长径。 脉冲星计时法的探测原理本质上与视向速度法相同，前者对时间信号进行测量，后者对 恒星视向速度进行测量。与视向速度法相似，脉冲星计时法的测量信号也存在行星质量与轨 道倾角的耦合，只能得到行星最小质量 mp sin i。HTRU (High Time Resolution Universe) 是一个全天区的巡天项目，由两台望远镜 (Effelsberg 100 m 望远镜和 Parkes 望远镜) 分别 执行南、北天区两个部分的探测工作，且灵敏度相同。2013 年，HTRU 北天项目发现一个 自转周期为 5.8 ms 的脉冲星 PSR J1719-1438 周围存在轨道周期为 2.2 h 的伴星体[39]。利用 脉冲星质量计算得到该伴星体的质量约为 1.2 MJupiter ，最小平均密度为 23 g · cm−3，这表 明它可能是白矮星的超小质量残留物，其组成成分十分接近钻石，故被称为“钻石行星”。 Bailes 等人[39]提出该系统可能曾经是小质量 X 射线双星，其中白矮星将质量传递到中子星 而演化成为行星。所以毫秒脉冲星计时法可以作为一种 USP 行星的探测方法，并且为今后 在脉冲星周围探测到的 USP 行星提供了一种起源机制和演化理论。 3 USP 行星分布统计 以下 USP 行星数据来自系外行星网站[12]，该网站持续记录和更新已发现并且得到确认 的系外行星数据，包括行星相关参数、探测手段及宿主恒星相关参数等。行星自身参数有： 行星质量、半径、轨道周期、轨道半长径等，宿主恒星的信息包括：恒星质量、半径、有效 温度及金属丰度等
天文学进展 38卷 第2章围绕USP行星的探测方法和进展讨论了USP行星的探测现状,本章将结合已有 的USP行星探测数据和研究成果,介绍USP行星在数量及宿主恒星类型等方面的分布特 征。短周期行星研究团队( the short- period planets group, SuPerPiG)也正致力于探索USP 行星统计特征对行星形成理论的影响。 3.1出现率 Sanchis-Ojeda等人利用FT光变曲线分析算法对 Kepler观测数据进行系统和自动化 处理,发现几乎所有探测到的USP行星的半径均小于2R。他们还发现大约每200颗类 太阳恒星(G型恒星)周围就有一颗USP行星,且USP行星的数量分布与宿主恒星的光谱 类型有关。对于M型矮星,USP行星出现率为(1.1±0.4)%,而对于F型星,此概率仅为 (0.15±0.05)%。但由于目前USP行星探测样本还比较小,以上数据仍然具有很大的不确定 性。图3给出了围绕G型和K型恒星的USP行星出现率分布情况,且随轨道周期增加符合 幂律增长,随行星半径增加在2R附近急剧下降 咪归咪 4.06.39.8 5.324.0 1.00 1.68 834.00 轨道周期P/h 行星半径RR1 图3围绕G和K型恒星的USP行星出现率随周期和半径的分布 图4为Lee和 Chiang将USP行星出现率随轨道周期变化情况(蓝色数据点)与亚海 王星的出现率分布进行比较的结果,可见USP行星的出现率变化趋势与周期为1~10d的亚 海王星变化趋势相似。M矮星和FGK型恒星周围的亚海王星出现率随周期变化趋势相同 均在周期为20d附近达到截断周期 Break,之后亚海王星的出现率不再增加。 32主星金属丰度及有效温度 31节已经介绍了USP行星的数量分布与宿主恒星光谱类型有关,为了进一步通过宿主 恒星物理特性的分布来解释USP行星的起源,本节将主要讨论USP行星随宿主恒星金属丰 度和有效温度的分布情况。 Valsecchi等人提出,USP行星是热木星的固体核,由于光致 蒸发或洛希瓣超流而失去了气体包层。Wimn等人通过研究USP行星与恒星金属丰度的 关系来检验这一假设,因为拥有短周期轨道巨行星(如热木星)的恒星比太阳系邻近的其他 恒星具有更高的金属丰度"。wim等人“对USP行星、热木星和小质量密近轨道行星 的主星金属丰度进行了研究,结果如图5所示。为便于统计工作,win等人挑选的行星样
8 天 文 学 进 展 38 卷 第 2 章围绕 USP 行星的探测方法和进展讨论了 USP 行星的探测现状，本章将结合已有 的 USP 行星探测数据和研究成果，介绍 USP 行星在数量及宿主恒星类型等方面的分布特 征。短周期行星研究团队 (the short-period planets group, SuPerPiG) 也正致力于探索 USP 行星统计特征对行星形成理论的影响。 3.1 出现率 Sanchis-Ojeda 等人[3]利用 FT 光变曲线分析算法对 Kepler 观测数据进行系统和自动化 处理，发现几乎所有探测到的 USP 行星的半径均小于 2R⊕。他们还发现大约每 200 颗类 太阳恒星 (G 型恒星) 周围就有一颗 USP 行星，且 USP 行星的数量分布与宿主恒星的光谱 类型有关。对于 M 型矮星，USP 行星出现率为 (1.1 ± 0.4)%，而对于 F 型星，此概率仅为 (0.15 ± 0.05)%。但由于目前 USP 行星探测样本还比较小，以上数据仍然具有很大的不确定 性。图 3 给出了围绕 G 型和 K 型恒星的 USP 行星出现率分布情况，且随轨道周期增加符合 幂律增长，随行星半径增加在 2R⊕ 附近急剧下降。 图 3 围绕 G 和 K 型恒星的 USP 行星出现率随周期和半径的分布[3] 图 4 为 Lee 和 Chiang[40]将 USP 行星出现率随轨道周期变化情况 (蓝色数据点) 与亚海 王星的出现率分布进行比较的结果，可见 USP 行星的出现率变化趋势与周期为 1∼10 d 的亚 海王星变化趋势相似。M 矮星和 FGK 型恒星周围的亚海王星出现率随周期变化趋势相同， 均在周期为 20 d 附近达到截断周期 Pbreak，之后亚海王星的出现率不再增加。 3.2 主星金属丰度及有效温度 3.1 节已经介绍了 USP 行星的数量分布与宿主恒星光谱类型有关，为了进一步通过宿主 恒星物理特性的分布来解释 USP 行星的起源，本节将主要讨论 USP 行星随宿主恒星金属丰 度和有效温度的分布情况。Valsecchi 等人[43]提出，USP 行星是热木星的固体核，由于光致 蒸发或洛希瓣超流而失去了气体包层。Winn 等人[44]通过研究 USP 行星与恒星金属丰度的 关系来检验这一假设，因为拥有短周期轨道巨行星 (如热木星) 的恒星比太阳系邻近的其他 恒星具有更高的金属丰度[45, 46]。Winn 等人[44]对 USP 行星、热木星和小质量密近轨道行星 的主星金属丰度进行了研究，结果如图 5 所示。为便于统计工作，Winn 等人挑选的行星样