光時效應 (Light-Travel Time Effect, LTTE)+食聯星最小時間發現系外行星

當聯星的兩顆星相互對齊時，後者的星光會被前方的伴星遮蔽，這種系統稱為食雙星。當亮星的盤面被伴星遮蔽的面積最大時，是光度最低的時間，也稱為主食，並且約佔軌道週期一半的時間；次食是較亮的星遮蔽了伴星的盤面時造成的光度下降。光度最小的時間，或中心食，構成系統的光度很像脈衝星造成的時間脈衝戳記（不同於閃光星，它們是亮度的突增）。如果有行星環繞著聯星之中的一顆，這顆恆星將開始環繞聯行星的質量中心。當聯星中的恆星替換在行星的前方或後方時，食的最短時間將會發生改變，它們將會延後、準時、提前、準時、延後，不斷重覆。這種偏移量的週期性可能會是檢測圍繞著密接聯星系的系外行星最可靠的方法

測雙星系統中「食」發生的精確時間點，來推斷系統中是否存在第三個天體（如行星）或研究恆星物理變化的技術。

簡單來說，它就像是檢查一個宇宙時鐘是否「走時準確」。

1. 核心原理：宇宙的「光時計」

在一個食聯星（Eclipsing Binary）系統中，兩顆恆星互相繞轉，從地球的角度看，它們會互相遮掩，產生週期性的亮度下降。
理想狀態：如果系統只有兩顆恆星，且軌道完全穩定，那麼兩次「食」之間的時間間隔（週期）應該是恆定的。
擾動狀態：如果系統中存在第三個天體（行星或另一顆恆星），它的引力會拉扯這個雙星對，導致雙星相對於地球的距離發生改變。

2. 物理機制：光時效應 (Light-Travel Time Effect, LTTE)

這是該方法最主要的物理基礎。當第三個天體繞著雙星公轉時，雙星系統本身也會繞著整個系統的質心（Barycenter）移動。
a.遠離地球時：雙星發出的「食」訊號需要走更長的路徑才能到達地球，因此觀測到的食發生時間會延後。
b. 靠近地球時：訊號路徑變短，觀測到的食發生時間會提前。

這種規律性的提前或延後，就是「最小時間法」偵測系外行星的關鍵。

O−C 圖（Observed minus Calculated）
天文學家通常使用 O−C 圖來分析數據：

如果 O−C 的數值隨時間呈現正弦曲線波動，就強烈暗示存在一個隱形的伴星或行星在擾動這個系統。

優勢：
能發現距離雙星較遠的行星（這些行星用凌日法很難偵測）。
不需要昂貴的光譜儀（徑向速度法需要），只需長時間、高精度的測光（攝影觀測）。

挑戰：
需要極長的時間跨度（可能需要數年甚至數十年的數據）。
恆星本身的活動（如黑子循環）有時會模擬出類似的時間變化，造成誤判。

微重力透鏡法是看光線的「彎曲與放大」，通常是一次性的事件。

最小時間法是看時間的「提前與落後」，是週期性的監測。