Main final dvi

2

5

10

20

50

0

5

10

15

20

25

∆ 

 ln L

2

5

10

20

50

Period [days]

0

5

10

15

20

∆ 

 ln L

2

5

10

20

50

Period [days]

0

10

20

30

∆ 

 ln L

 ln-Posterior

ln-Likelihood

HARPS+UVES pre-2016

HARPS PRD

0.1% FAP

1% FAP

ALL

10% FAP

a

b

c

Figure 1: Detection of a Doppler signal at 11.2 days. Detection periodograms of the 11.2 day

signal in the HARPS+UVES pre-2016 data (panel a), and using the HARPS Pale Red Dot cam-

paign only (panel b). Panel c contains the periodogram obtained after combining all datasets. Black

lines correspond to the

∆ ln L statistic, while the gray thick represent the logarithm of the Bayesian

posterior density (see text, arbitrary vertical offset applied to for visual comparison of the two statis-

tics). The horizontal solid, dashed and dotted lines represent a 10, 1, and 0.1 per cent false alarm

probability thresholds of the frequentist analysis, respectively.

each campaign and the photometry are detailed in the methods section. All time-series used in this

work in the online version of the paper as Source data.

The search and significance assessment of signals were performed using frequentist

14

and Bayesian

15

methods. Periodograms in Figure 1 represent the improvement of some reference statistic as a func-

tion of trial period, with the peaks representing the most probable new signals. The improvement in

the logarithm of the likelihood function

∆ ln L is the reference statistic used in the frequentist frame-

work, and its value is then used to assess the false-alarm probability (or FAP) of the detection.

14

A

FAP below 1% is considered suggestive of periodic variability, and anything below 0.1% is con-

sidered to be a significant detection. In the Bayesian framework, signals are first searched using a

specialized sampling method

16

that enables exploration of multiple local maxima of the posterior

density (the result of this process are the red lines in Figure 1), and significances are then assessed

by obtaining the ratios of evidences of models. If the evidence ratio between two models exceeds

some threshold (e.g.

B

1

/B

0

> 10

3

), then the model in the numerator (with one planet) is favoured

against the model in the denominator (no planet).

A well isolated peak at ∼11.2 days was recovered when analyzing all the night averages in the

pre-2016 datasets (Figure 1, panel a). Despite the significance of the signal, the analysis of pre-

2016 subsets produced slightly different periods depending on the noise assumptions and which

subsets were considered. Confirmation or refutation of this signal at 11.2 days was the main driver

for proposing the HARPS PRD campaign. The analysis of the HARPS PRD data revealed a single

significant signal at the same ∼

11.3 ± 0.1 day period (Figure 1, panel b), but period coincidence

3

---

0

2

4

6

8

10

Phase [days]

-4

-2

0

2

4

6

8

RV [m/s]

UVES

HARPS pre-2016

HARPS PRD

Figure 2: All datasets folded to the 11.2 days signal. Radial velocity measurements phase folded

at the 11.2 day period of the planet candidate for 16 years of observations. Although its nature is

unclear, a second signal at P∼ 200 days was fitted and subtracted from the data to produce this plot

and improve visualization. Circles correspond to HARPS PRD, triangles are HARPS pre-2016 and

squares are UVES. The black line represents the best Keplerian fit to this phase folded representation

of the data. Error bars correspond to formal 1-

σ uncertainties.

alone does not prove consistency with the pre-2016 data. Final confirmation is achieved when all the

sets were combined (Figure 1, panel c). In this case statistical significance of the signal at 11.2 days

increases dramatically (false-alarm probability

< 10

−7

, Bayesian evidence ratio

B

1

,0

> 10

6

). This

implies that not only the period, but also the amplitude and phase are consistent during the 16 years

of accumulated observations (see Figure 2). All analyses performed with and without correlated-

noise models produced consistent results. A second signal in the range of 60 to 500 days was also

detected, but its nature is still unclear due to stellar activity and inadequate sampling.

Stellar variability can cause spurious Doppler signals that mimic planetary candidates, especially

when combined with uneven sampling.

9, 17

To address this, the time-series of the photometry and

spectroscopic activity indices were also searched for signals. After removing occasional flares, all

four photometric time-series show the same clear modulation over

P ∼ 80 nights (panels b, c, d

and e in Figure 3), which is consistent with the previously reported photometric period of ∼83 d.

3

Spectroscopic activity indices were measured on all HARPS spectra, and their time-series were in-

vestigated as well. The width of the spectral lines (measured as the variance of the mean line, or

m

2

) follows a time-dependence almost identical to the light curves, a behaviour that has already

4

---