用于系外行星探测和表征的 COSMOS

传输光度测定

凌日光度测量是一种间接方法，用于测量因绕轨道运行的行星经过恒星前方而引起的恒星通量减少^[2]。对恒星通量的测量会产生光变曲线，当一颗行星经过恒星前方时，其部分光将被阻挡，表现为光变曲线的轻微下降。图1显示了系外行星凌日的示意图以及所产生的典型光变曲线（该图仅是说明性的，并且曲线被夸大了）。

假设行星的通量可以忽略不计，并且恒星和行星都是球形的，光变曲线可以用来确定行星的相对大小、轨道倾角和轨道周期。只要有基于径向速度测量的轨道解决方案（见下文），凌日光度测量也可以与轨道元素相结合。在这种情况下，轨道的倾角可以用来确定行星的质量。将质量与行星半径相结合，我们可以得到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]。

大气特征也可以通过传输光度测量来实现。通过使用不同的滤光片测量行星的凌日，光变曲线的变化可以表明某些分子的存在。例如，水分子吸收近红外光，因此如果它们存在于行星的大气层中，则大气层对近红外波长将是不透明的。当使用近红外滤光片时，由于大气层透明度较低，行星总体上会阻挡更多的光线。这意味着与光学波长相比，日食将开始得更早，结束得更晚，从而产生更深更宽的最小值的光曲线。

然而，这种方法受到几何学的限制，因为只有相对于地球而言从恒星前面经过的行星才能用这种方法进行研究。凌日光度测量也存在误报，尽管测量了凌日行星的光曲线特征，但通量可能来自多恒星系统。误报的一个例子是食双星与明亮的单星位于同一视线上。单星的通量减少了食双星引起的光变曲线倾斜的表观深度。由此产生的光变曲线在形状上类似于凌日行星^[2]。为了确认凌日行星候选者不是误报，需要对系统进行径向速度测量。

径向速度

径向速度是另一种间接技术，它测量恒星的光谱，以寻找可变的多普勒频移，表明有一颗绕轨道运行的行星。恒星与行星的相互作用受重力控制，因此当恒星拉动行星时，行星也拉动恒星，导致恒星进行周期性运动，通常称为“摆动”。通过测量恒星的光谱，任何朝向和远离地球的运动都将分别被观察为光谱的蓝移或红移，表明存在一颗绕轨道运行的行星。

这样可以利用多普勒效应来确定行星的轨道周期、轨道大小和轨道速度。后者可以提供绕轨道运行的行星的最小质量。行星质量越大，速度振幅越大。然而，为了确定行星的真实质量，需要进行凌日光度测量，因为径向速度本身无法解释轨道的倾角^[3]。图 2 显示了恒星与行星相互作用的示意图以及这种相互作用如何影响恒星的光谱。

由于径向速度测量轨道天体的相对质量，因此它可用于排除通过凌日光度测量检测到的系外行星的任何误报。在食双星的情况下，预期的多普勒频移幅度很大，因为物体的质量相当。因此，球场内每秒几百米或更多的径向速度变化将有力地区分双星和凌日行星，从而确认任何误报。

凌日光度测量和径向速度测量都是恒星通量随时间或波长变化的最微小变化。因此，这些技术在很大程度上依赖于先进的探测器技术来成功探测和表征系外行星。

相机要求

通过凌日光度测量来检测和表征系外行星依赖于对恒星通量微小变化 的检测。这些通量的变化或下降通常小于恒星真实通量的 1%。因此，高精度相机对于测量光通量的任何轻微下降至关重要。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，因为任何倾角或光谱特征都可以与噪声水平区分开来。

一旦行星经过恒星前方，凌日光度测量通常需要密集观测。这些高帧速率观测对于捕获每次凌日的最大数据量并抵消恒星的不均匀性至关重要，特别是恒星的边缘或行星在其通过期间可能覆盖的活动区域（恒星斑点）。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）的相机对于实现这种高节奏成像至关重要。的组合高精度、低噪声、大动态范围和高占空比可实现密集观测，同时保持高信噪比。

径向速度虽然是一种光谱技术，但仍然需要如上所述的高级相机参数。边缘效应（相机传感器内的光子干扰）对于径向速度来说可能是一个极其严重的问题，因为它会导致任何测量光谱顶部的正弦调制。径向速度依赖于光谱的互相关，因此任何条纹伪影都会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，相机传感器具有良好的电荷传输效率也很重要。如果留下一些电荷，或者像素之间存在一些相关噪声，这将影响互相关性，从而对系外行星的检测或表征产生负面影响。然而，这只是使用CCD 或 EMCCD 传感器时需要考虑的问题。  

用于凌日检测和径向速度测量的 COSMOS

COSMOS是 Teledyne Princeton Instruments 出品的大画幅背照式高级 CMOS 相机，具有传输光度测量和径向速度测量所需的许多相机品质。由于采用背照式传感器，COSMOS 在可见光范围内具有>90% 的峰值量子效率，如图 3 所示。因此，即使采用高节奏成像，COSMOS 也能够将高比例的光子转换为光电子。COSMOS 还可以实现低至 0.7 的电子读取噪声，使 COSMOS 适合检测光曲线中最轻微的下降。与高量子效率相结合，这种低读取噪声提供了高信噪比，实现终极大幅面 CMOS 灵敏度。

大动态范围在传输光度测量和径向速度中非常重要，因为它允许确定轻微的波动。它还允许测量导致周围较亮物体的探测器饱和。动态范围是一个取决于相机线性度、模数转换器位深度和增益的参数。为了扩展动态范围，CMOS 相机通常以高增益和低增益对信号进行多次采样。然而，这些高增益和低增益读数之间的交叉点可能会产生限制测量精度的^伪影[4]。

先进的 CMOS 设计（例如 COSMOS 中的设计）可确保两个 ADC 之间的精确交叉，从而以低噪声和高线性度运行。通过与更高位深度的 ADC相结合，该技术提供了无与伦比的动态范围。有关 COSMOS 中使用的大动态范围LACera™ 技术的更多详细信息，请参阅我们的文章高动态范围 CMOS 的新时代。

传统的全画幅 CCD传感器依靠机械快门来阻挡读出期间的任何入射光。打开和关闭机械快门是一个相对较慢的过程，会给高节奏成像带来定量误差。机械快门的使用寿命也有限，并且在相机大量使用时通常需要经常更换。由于 COSMOS 是一款 CMOS 探测器，因此它采用快速电子快门，通过在读出之前将检测到的光电子转移到帧存储区域来停止曝光。电子快门不仅比机械快门更精确，而且死区时间更短探测器，在此期间相机不暴露在光线下。这意味着当信号从存储区域读出时，后续曝光就已经开始，提供100% 的占空比。这使得密集、高节奏的成像对于测量系外行星的特征参数至关重要。

结论

未来十年，系外行星的探测和表征将成为天文学的前沿。凌日光度测量和视向速度这两种互补技术已被用来发现累计 94.2% 的系外行星。凌日光度测量是一种间接方法，用于寻找由于行星在恒星前面穿过而导致的恒星亮度下降，而径向速度则用于观察由于轨道行星的引力而导致的恒星多普勒频移。

这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。凌日光度测量还需要具有高占空比的相机，因为以高节奏拍摄的密集帧通常用于在潜在行星穿过恒星表面时对其进行成像。径向速度是一种光谱技术，会受到条纹的极大阻碍，因此需要具有尽可能少的条纹的相机。

COSMOS具有>90% 的峰值量子效率、 0.7 e- 的低读取噪声和大动态范围，满足传输光度测量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了100% 占空比，可实现系外行星探测和表征中典型的高节奏成像。这使得 COSMOS 最适合凌日光度测量和径向速度方法。