Measuring Stellar Limb Darkening by Gravitational Microlensing
微透镜凌日事件的观测可以用来测量透镜星的临边暗化。讨论了几种微透镜光变曲线反演方法的优缺点。在这项工作中选择的方法是反演通过分解的恒星表面亮度轮廓。我们构造了一个理想的基础，通过主成分分析的亮度轮廓模式大气计算。使用这样的基础上的临边暗化近似优于那些使用标准的幂律临边暗化法律。我们进行了全面的分析，包括详细的误差分析的方法模拟单透镜微透镜过境事件。在低碰撞参量的实际事件中，可以以从源盘中心到盘半径的0.9的2%的相对精度恢复源的亮度轮廓。我们表明，在特定的情况下，观察到的CNOO警报95-30事件的透镜红巨星的内在复杂的可变性阻碍了努力恢复其表面特征。
2003-05-19 astro-ph
Cepheid Limb Darkening Models for the VLTI
提出了一种计算经典造父变星的波长和相位相关临边暗化修正的新方法。这些修正来自流体动力学模拟和辐射转移建模与一套完整的原子和分子的不透明度。具有相同的恒星参数的流体静力学模型的比较表明，在我们的模型中的大多数阶段，一个更大的临边变暗，和恒星脉动的流体动力学的时间变化。我们评估的影响，我们的结果相对于几何Baade-Wesselink方法，它使用干涉测量造父变星的角直径，以确定它们的距离和半径。我们的模型预测的脉动造父变星的临边变暗的流体动力学效应的相关性，最后讨论的VLTI的预测能力。
2003-03-19 astro-ph
Line Caustic Microlensing and Limb Darkening
在线焦散交叉微透镜事件中，穿过源星表面的焦散线提供了一种直接测量恒星积分亮度剖面的方法。结合焦散交叉处的巨大增亮，微透镜为研究恒星光度分布提供了一个有前途的工具。我们推导出放大行为的两个额外的图像，成为部分图像连接在临界曲线在一个线焦散交叉。我们确定的乘法因子，取决于焦散交叉点和恒星的相对大小，和形状函数，取决于恒星的光度分布。我们研究分析的边缘变暗模型-线性，平方根，平方-使用形状函数的解析形式。我们发现，微透镜光变曲线必须确定到优于0.3-0.8%的精度，以便能够确定线性的边缘变暗参数$c_1$与$δc_1 = 0.1$的精度。这与波普尔（1984）报告的食双星所需的精度水平相似。
1999-12-02 astro-ph
Lens binarity vs limb darkening in close-impact galactic microlensing events
虽然点焦散比（线形）折叠焦散具有更大的潜力来测量微透镜事件过程中恒星的亮度分布，但透镜二元性的影响显着限制了可实现的精度。因此，与涉及折散通道的事件相比，相应的近距离撞击事件使边缘变暗测量的情况不太有利，从折散通道可以容易地和常规地获得精确测量。涉及后来的膨胀巨星的例子表明，如果假设单透镜模型看起来是可以接受的，那么可能会导致对边缘变暗系数的约10%的错误估计，除非光度测量的精度被推到低于1%的水平，即使对于这些有利的目标。相比之下，透镜和源之间的自行测量的不确定性占主导地位的源星的角半径的评估，并保持几乎不受透镜的二元性。运行检验提供了有用的额外信息，而不是仅仅通过卡方检验来判断拟合优度，这些信息可以导致模型的拒绝和近距离撞击微透镜事件中透镜二元性的检测。
2004-10-18 astro-ph
High-Precicison Limb-Darkening Measurement of a K3 Giant Using Microlensing
我们获得了银河系隆起微透镜事件EROS BLG-2000-5的K3 III（Teff=4200 K，[Fe/H]=+0.3，log（g）=2.3）源在五个波段（V，V_E，I_E，I和H）的高精度边缘暗化测量。这些测量结果与大气模型在>10 sigma时的预测不一致。虽然在所有波段都存在这种不一致，但在I、I_E和V_E中最为明显，部分原因是数据更好，部分原因是内在的不一致更强。我们发现，当边缘变暗配置文件被归一化为有单位总通量，I带模型在很宽的温度范围内都在一个共同的点彼此交叉。太阳的轮廓也通过这一点。然而，通过微透镜测量的轮廓不。我们推测，这些模型结合了太阳物理学的某些方面，而这些方面是巨型大气层所不具备的。
2003-03-31 astro-ph
Direct multi-wavelength limb-darkening measurements of three late-type giants with the Navy Prototype Optical Interferometer
我们提出了直接测量的边缘变暗的强度配置文件的晚型巨星HR 5299，HR 7635，和HR 8621获得的海军原型光学干涉仪（NPOI）在洛厄尔天文台。使用了长度为18.9 m、22.2 m和37.5 m的三角形基线。我们利用了超过第一个最小值的平方可见度振幅，以及覆盖~650 nm至~850 nm波长范围的多达10个光谱通道中的三倍振幅和相位。我们发现，我们的数据可以最好地描述了无特征的对称边缘变暗的磁盘模型，而均匀的磁盘和完全变暗的磁盘模型可以被拒绝。我们推导出这三颗恒星的高精度角边缘变暗直径，分别为7.44 mas +/- 0.11 mas，6.18 mas +/- 0.07 mas和6.94 mas +/- 0.12 mas。使用HIPPARCOS松弛法，我们分别测定了114 R $_\odot \pm $ 13 R $_\odot$、56 R $_\odot \pm $ 4 R $_\odot$和98 R $_\odot \pm $ 9 R $_\odot$的线性肢体变暗半径。我们比较我们的数据库鲁茨恒星模型大气的网格，与他们得出的有效温度和表面重力没有额外的信息，并找到协议与独立的估计来自经验校准和热通量。这证实了模型预测和对边缘变暗效应的直接观察的一致性。
2001-08-10 astro-ph
Eclipsing binaries observed with the WIRE satellite. II. beta Aurigae and non-linear limb darkening in light curves
我们提出了迄今为止获得的最精确的食分双星的光变曲线，并利用它来研究食分双星光变曲线模型中的非线性临边暗化规律。这张御夫座β明亮系统的光变曲线是使用WIRE卫星上的恒星跟踪器获得的，包含30000个数据点，散射为0.3毫等。我们分析它使用的EBOP代码修改的版本，包括非线性的肢体变暗，并直接将观察到的时间最小的光和光谱光比的解决方案作为个人的意见。我们还使用WD代码分析数据集，以确保两个模型给出一致的结果。EBOP提供了一个很好的适合线数据。虽然分数半径仅定义为5%的精度，但包括准确的公布光谱光比将其显著提高到0.5%。使用非线性肢体暗化显著提高了拟合的质量，并使测量的半径增加了0.4%。从光变曲线可以推导出所有的临边暗化系数，尽管它们彼此之间有很强的相关性，并且它们与理论预测一致。β-Aur各分量的半径和质量分别为R_A = 2.762 +/-0.017 Rsun，R_B = 2.568 +/-0.017 Rsun，M_A = 2.376 +/-0.027 Msun和M_B = 2.291 +/-0.027 Msun。理论恒星模型可以匹配这些参数的太阳金属丰度和年龄为450 - 500百万年。依巴谷三角视差和干涉法推导出的轨道视差给出了与β Aur的距离，它们彼此之间非常吻合，并且与使用表面亮度关系和几组经验和理论热测量修正得出的距离非常吻合。
2007-03-25 astro-ph
Radiative Transfer in Accretion-Disk Winds
本文在准相对论性$(v/c)^1$（$v$为风的垂直速度）的平面平行近似下，对吸积盘风中的辐射转移方程进行了解析和数值研究。对于大光学厚度的情况，在流速和源函数几乎为常数的情况下，解析地得到了出射强度。通常的边缘暗化效应，这取决于方向余弦在零光学深度表面，不出现，因为源函数是常数。然而，由于风的垂直运动，出射强度表现出{ \it速度依赖}的边缘暗化效应，这是由多普勒效应和像差效应引起的。辐射矩和出射强度也得到了数值计算。当气流速度较小时（$v \leq 0.1c$），辐射结构类似于静止大气的辐射结构，其中源函数与光学厚度成正比，并且存在通常的边缘暗化效应。另一方面，当流速变大时，流速达到恒定的终端速度，并且出现速度依赖的边缘暗化效应。因此，当我们观察一个吸积盘风时，我们仔细地处理和估计风的光度和边缘暗化效应。
2007-11-03 astro-ph
On the Limb Darkening, Spectral Energy Distribution, and Temperature Structure of Procyon
我们用高精度VLTI干涉仪（K波段）和Mark III干涉仪（500 nm和800 nm）的高精度干涉数据拟合了南河三（F5 IV）的三维（CO 5 BOLD + PHOENIX）和一维（PHOENIX，ATLAS 12）模型恒星大气的合成光谱。这些数据集提供了一个测试的理论波长依赖的临边暗化的预测。Allenge Prieto等人的工作表明，相对于采用标准混合长度近似对流的1-D MARCS模型大气的温度结构，空间和时间平均的3-D流体动力学模型的温度结构在500 nm处产生的临边暗化明显更少。我们的直接拟合干涉数据证实了这一预测。具有"近似超调“的一维ATLAS 12模型提供了所需的温度梯度。然而，我们发现，1-D模型不能再现低于160 nm的紫外分光光度法与有效温度的范围内所测得的热通量和角直径的限制。我们发现，一个很好的匹配的全光谱能量分布，可以得到一个复合模型组成的加权平均值的12个1-D模型大气的基础上的表面强度分布的3-D颗粒模拟。我们强调，1-D模型与超调可能现实地代表F-型恒星的平均温度结构，如南河三，但相同的模型将预测红色比观察到的，因为他们缺乏多组分温度分布预期这些恒星的表面。
2005-07-14 astro-ph
PLANET observations of microlensing event OGLE-1999-BUL-23: limb darkening measurement of the source star
我们目前的行星观测OGLE-1999-BUL-23，对银河系隆起的二元透镜微透镜事件。在I和V波段的行星观测涵盖了从第一次焦散穿越之前直到事件结束的事件。特别地，通过对第二焦散交点的密集采样，我们可以得到源星的线性边缘变暗系数：cV = 0.786^{+0.080}-0.078}和cI = 0.632^{+0.047}-0.037}。结合光变曲线和色星等图的分析表明，源星是银河系核球中的一颗G/K亚巨星（T_eff = 4800 K）。由此产生的线性边缘变暗系数的来源是一致的理论预测，虽然它是可能的，非线性的恒星表面亮度分布复杂的解释，特别是对I波段。与数据拟合的全局光变曲线表明，该事件是由于质量比q = 0.39和投影分离d = 2.42的二元透镜造成的。透镜/源的相对自行为（22.8 ± 1.5）km/s/kpc，是典型的球/球或球/盘事件。
2000-11-01 astro-ph
The use of the NEXTGEN model atmospheres for cool giants in a light curve synthesis code
我们已经编写了一个光变曲线合成程序，它直接利用模型大气的比强度，特别是NEXTGEN模型的冷巨星大气网格（T_eff <= 6800 K，log（g）<= 3.5，Hauschildt et al. 1999）。我们指出，这些模型（使用球面几何计算）预测的肢体变暗的行为，显着偏离一个简单的线性或两个参数的法律（有较少的强度在肢体的明星）。一个显着的非线性临边暗化规律的存在有两个主要的后果。首先，使用NEXTGEN强度计算的潮汐畸变巨星的椭球光变曲线通常不同于使用相同几何结构计算的光变曲线，但使用黑体近似和一个或两个参数的临边暗化定律。在大多数情况下，用NEXTGEN强度计算的光变曲线比黑体强度计算的光变曲线具有更深的最小值。因此，光变曲线的解决方案与巨星组件获得的近线性临边昏暗（无论是黑体或平面平行模型的大气强度）的模型是有偏见的。在宽波长范围（即光学和红外）的观测是特别有用的区分模型与近线性临边暗化和NEXTGEN模型。第二，我们表明，旋转加宽内核罗氏瓣填充（或几乎填充）巨人可以显着不同的分析内核由于组合的非球形形状的恒星和激进的偏离一个简单的肢体暗化法律。因此，从双星系统中冷巨星的V_rot*sin（i）测量中推断出的几何信息同样是有偏差的。
2000-10-05 astro-ph
Using Stellar Limb-Darkening to Refine the Properties of HD 209458b
我们使用多波段测光来改进对过境行星系统HD 209458的行星半径和轨道倾角的估计。我们收集了1066光谱在四个不同的过渡与STIS光谱仪的哈勃太空望远镜使用两个光栅的分辨率R=1500和组合波长范围为290-1030 nm。我们将光谱分成十个分光光度带通，每个光栅五个，每个光栅内的波长跨度相等，并同时在所有带通上拟合过渡曲线。在我们的拟合中，我们使用恒星边缘变暗的理论值来进一步限制行星半径。我们发现HD 209458 b的半径为1.320 +/- 0.025 R_Jup，比目前的估计精确两倍。我们还得到了轨道周期P和凌日中心时刻T_C的改进估计。虽然原则上STIS数据的光子限制精度应该允许我们测量单个凌日的时间到2-7秒的精度，但我们发现，从航天器的一个轨道到下一个轨道的测量通量的系统仪器偏移将这些测量降低到典型的+/- 14秒的精度。在这个误差水平内，我们发现本工作中检查的八个事件的时间没有显着变化。
2007-10-16 astro-ph
HST/STIS Optical Transit Transmission Spectra of the hot-Jupiter HD209458b
本文给出了用哈勃空间望远镜上的空间望远镜成像光谱仪拍摄的热木星HD209458 b的透射光谱。我们的分析结合了两种分辨率的数据，并应用了一个完整的逐像素的边缘暗化校正，以充分揭示大气吸收特征的谱线形状。基于地面的Na I和H I污染被确定，这掩盖了Na核心中强的系外行星吸收特征，我们发现在4.4 Ang波段中达到~0.11%的总吸收水平。Na谱线分布的特征在于在最低吸收深度处的宽吸收分布，以及在较高吸收值处向窄吸收分布的急剧过渡。透射光谱还显示在约6，250 Ang处存在额外的吸收体，在中等和低分辨率下观察到。我们进行了各种边缘变暗测试，包括使用高精度的太阳边缘变暗测量来表征Atlas模型的一般趋势，以略微高估所有波长的边缘变暗量，这可能是由于模型的一维性质的限制。我们的结论是，尽管有这些局限性，阿特拉斯模型仍然可以成功地模拟边缘变暗的高信号噪声过境的太阳型恒星，如HD209458，在整个光学制度（3000 - 10000安）在第二和第三次接触之间的过渡阶段的高精度水平。
2008-05-07 astro-ph
Probing the Stellar Surface of HD 209458 from Multicolor Transit Observations
本文分析了HD 209458系统中一次行星凌日的多色测光观测。在斯特罗姆格伦测光系统中进行的观测允许重新计算恒星-行星系统的基本物理特性。这包括HD 209458的线性边缘暗化值的推导，这是第一次在观测上确定了太阳以外的恒星的边缘暗化序列。由于导出的物理性质取决于目前已知的精度有限的假设，导出的参数和假设之间的标度关系。观测到的边缘暗化与演化恒星模型结合ATLAS模型大气的理论预测非常一致，验证了HD 209458的温度（Teff ~ 6000 K），表面重力（log g ~ 4.3）和质量（~ 1.2 Msol）的这些模型。
2000-12-20 astro-ph
Microlensing extended stellar sources
我们已经开发了一个代码来计算多色微透镜光变曲线的扩展源，包括临边暗化和光球星点的影响，作为一个功能的现场温度，位置，大小和镜头轨迹。我们的模型还包括了光斑内结构和恒星源旋转的影响。我们的研究结果表明，恒星黑子通常只对凌日事件给出清晰的信号。此外，这种签名强烈抑制肢体暗化的斑点接近肢体-虽然这样的斑点可以检测到有利的镜头轨迹。
2000-04-18 astro-ph
OGLE 2004-BLG-254: a K3 III Galactic Bulge Giant spatially resolved by a single microlens
我们提出了一个OGLE 2004-BLG-254的分析，一个高放大率和相对较短的持续时间的微透镜事件，其中的源星，一个膨胀K3巨星，已被空间解决的点状透镜。我们用OGLE和PLANET望远镜获得了事件光变曲线的密集光度覆盖，以及使用UVES/VLT摄谱仪在光源仍被放大20倍时拍摄的高信噪比光谱。我们对这一事件的密集覆盖使我们能够在I和R波段测量源星的临边变暗。我们还比较了以前的测量的线性边缘变暗系数涉及GK巨星与ATLAS大气模型的预测。我们讨论的情况下，K-巨星，并发现之间的不一致的边缘变暗的测量和模型的预测，这可能是由于线性边缘变暗的法律的不足。
2006-09-11 astro-ph
Tests of stellar model atmospheres by optical interferometry: VLTI/VINCI limb-darkening measurements of the M4 giant psi phe
本文介绍了用VLTI/VINCI获得的M4巨星ψ Phoenixo边缘变暗强度剖面的K波段干涉测量。采用两个8.2米UT获得了可见度函数第二波瓣中的高精度平方可见度振幅。这是在UT发出的光第一次组合成干涉条纹后一个月成功的。此外，我们使用40厘米的测试siderostats在小的空间频率的可见性功能进行采样。我们的测量限制了恒星的直径及其CLV。我们构建了一个球形流体静力学PHOENIX模式大气的基础上，从文献中的分光光度数据和面对我们的干涉测量CLV预测。我们比较以及CLV预测平面平行流体静力学PHOENIX，ATLAS 9，ATLAS 12模型。我们发现，Rosseland角直径预测的球形PHOENIX模型与分光光度法的比较与我们的干涉直径测量是在很好的协议。我们在第二波瓣中测量的能见度函数的形状与所有考虑的PHOENIX和ATLAS模式预测一致，并且与UD和FDD模式显著不同。我们推导出高精度的基本参数psi苯丙氨酸，即8.13 +/- 0.2 mas的Rosseland角直径，与依巴谷视差对应的Rosseland线性半径R为86 +/- 3 Rsun和3550 +/- 50 K的有效温度，与R对应的光度log（L/Lsun）=3.02 +/- 0.06。结合演化模型，这些值与1.3 +/- 0.2 Msun的质量和log g = 0.68 +/- 0.11的表面重力一致。
2003-10-06 astro-ph
Primary transit of the planet HD189733b at 3.6 and 5.8 microns
热木星HD 189733 b在其主要过境期间被斯皮策太空望远镜上的红外线阵列相机观测到。在3.6和5.8微米处同时测量过渡深度。对于均匀源，我们的分析在3.6和5.8微米处分别得到2.356 ± 0.019%和2.436 ± 0.020$ %.我们估计了边缘变暗和星点效应对最终结果的贡献。我们的结论是，虽然临边暗化增加了约0.02- 0.03%的过境深度，两个IRAC波段之间的差异效应甚至更小，0.01%。此外，已知主恒星是一颗活动的斑点K星，具有观测到的光度调制。如果我们采用覆盖率为20%的极端模型，使恒星表面的点冷1000 K，则观测到的凌日将变浅0.19和0.18%。两个波段之间的差异将仅为0.01%，与临边变暗校正方向相反。如果渡越深度受到临边变暗和斑点的影响，则3.6和5.8微米波段之间的差异效应非常小。在3.6和5.8微米处的差分渡越深度以及Knutson等人最近发表的差分渡越深度。（2007）在8微米处的测量结果与地球高层大气中存在水蒸气的情况一致。这是Tinetti等人（2007年b）的姊妹论文，其中介绍了详细的大气模型。
2008-02-15 astro-ph
Possibilities of analysis of brightness distributions for components of eclipsing variables from data of space photometry
我们进行了数值实验，评估从计划中的卫星COROT和开普勒的高精度测光数据中获得食变量分量亮度分布信息的可能性。我们研究了一个简单的食双星模型，它的球形组成部分在圆形轨道上，临边变暗的线性规律。光变曲线的解决方案已获得的非线性模型，其中包括临边暗化系数的参数的数量，所以也通过解决不适定的反问题的恢复亮度分布在整个磁盘的恒星没有刚性的模型约束的形式，这些功能。结果表明，当观测精度达到0.0001时，可以求出临边暗化系数，其相对误差约为0.01。也可以以几乎相同的精度恢复跨组件的盘的亮度分布。
2006-07-12 astro-ph
Limb-Darkening of a K Giant in the Galactic Bulge: PLANET Photometry of MACHO 97-BLG-28
我们提出了行星光度数据集的二元透镜微透镜事件CAMO 97-BLG-28由696 I和V波段测量，并分析它，以确定径向表面亮度轮廓的银河系核球源星。我们的独立光谱学证明微透镜源是K巨星，穿过透镜双星的中央孤立尖点，在光变曲线中产生一个尖锐的峰值，通过智利，南非和澳大利亚的PLANET站点的密集（3 - 30分钟）和连续监测得到了很好的解决。我们对这些数据的建模产生了源星在I和V波段的恒星轮廓，这些轮廓与恒星大气模型对K巨星的预测非常一致。这里给出的边缘变暗系数是第一个从微透镜中推导出来的，也是第一个用任何技术对正常巨星推导出来的系数，也是第一个用任何距离银河系凸起那么远的恒星推导出来的系数。模型表明，透镜二进制有一个质量比q = 0.23和（瞬时）的爱因斯坦环角半径d = 0.69的单位分离。对于银河系凸起的透镜，这对应于一个典型的双星，其投影距离在1到2天文单位之间。如果透镜距离较近，则距离较小，并且其中一个或两个透镜物体处于棕矮星状态。假设源是一颗8 kpc的K2巨球，透镜-源的相对自行为mu = 19.4 +/- 2.6 km/s /kpc，与盘状或凸透镜一致。如果非透镜混合光是由于一个单一的恒星，它很可能是一个年轻的白矮星在隆起，符合混合光来自透镜本身。
1999-05-07 astro-ph
Revealing stellar brightness profiles by means of microlensing fold caustics
通过对边缘变暗系数的少量测量，银河系微透镜已经被证明是研究遥远恒星大气的强大技术。像OGLE-III这样的巡天活动每年能够提供大约10颗合适的目标恒星，这些恒星经历微透镜事件，包括通过二元透镜产生的焦散，持续几小时到几天，并允许通过频繁的宽带测光来解析恒星大气。对于持续12小时的焦散出口和1.5%的光度精度，30 min的中等采样间隔（对应于~ 25-30个数据点）足以提供线性边缘变暗系数γ的可靠测量，其不确定度为~ 8%，降低到~ 3%。对于苛性碱出口端部周围，取样间隔缩短为6 min。虽然在光变曲线的剩余部分上的一些额外的点是非常有价值的，但是在这些区域中的更密集的采样提供了很少的改进。除非需要高精度的测量，否则可以获得几个滤波器的边缘暗化系数，或者可以在同一个夜晚将观测时间花费在其他目标上。通过一个不适当的恒星强度分布产生的模型残差中的特征系统，可以区分从那些所产生的影响，造成源和焦散之间的加速度，但不太可能影响光变曲线显着的大多数事件，虽然自由加速度参数模糊的边缘暗化测量，如果通过持续时间不能准确地确定。
2004-06-23 astro-ph
Calibrating the Cepheid Period-Luminosity relation with the VLTI
VLTI是用Baade-Wesselink方法测量附近造父变星距离的理想仪器，可以精确地重新校准造父变星的周期-亮度关系。然而，这种测量所要求的高精度，只有考虑到临边暗化的影响，以及它对造父变星脉动的依赖性，才能达到。在这里，我们提出了我们的新方法来计算相位和波长相关的临边暗化配置文件，基于流体动力学模拟的经典造父变星大气。
2002-04-09 astro-ph
Analytic Lightcurves for Planetary Transit Searches
本文给出了二次或非线性临边暗化描述的恒星食的精确解析公式。在行星半径小于恒星半径的十分之一的限制下，我们证明了精确的光变曲线可以很好地近似假设恒星被行星阻挡的区域具有恒定的表面亮度。我们将这些结果应用于HD 209458的HST观测，表明行星与恒星半径之比为0.1207+-0.0003。这些公式给出了一个快速和准确的方法来计算光变曲线，从模型大气，这应该有助于探测，模拟和参数拟合的行星凌日的边缘变暗系数。
2002-10-03 astro-ph
Hubble Space Telescope Observations of SV Cam: II. First Derivative Lightcurve Modelling using PHOENIX and ATLAS Model Atmospheres
在表面亮度重建技术（如多普勒成像）中，星盘上比强度的变化是必不可少的输入参数，其中不同表面元素的相对强度贡献在检测星点中很重要。利用PHOENIX和ATLAS模型大气，对食双星SV Cam（F9 V + K4 V）的高精度（S/N ~ 5000）HST数据进行了光变曲线模拟，其中星盘上比强度的变化决定了双星系统光变曲线的接触点。这是我们第一次使用卡方比较拟合一阶导数剖面来确定最佳拟合模式大气。我们表明的临边暗化的波长依赖性和一阶导数的配置文件是敏感的临边暗化的配置文件非常接近的肢体的主星。可以得出结论，在所有波长下，两个模型大气与HST光变曲线的卡方比较拟合之间只有微小的差异（<1 σ）。的二阶导数的光变曲线测量的主要的肢体的锐度的有用性进行了研究，但我们发现，数据太嘈杂，允许定量分析。
2006-02-02 astro-ph
Radiative transfer in the refractive atmospheres of very cool white dwarfs
本文考虑恒星大气中的辐射转移问题，这里的折射率不等于1，是密度和温度的函数。本文提出了修正的Feautrier迭代法和Lambda迭代法求解平面平行大气中有折射的辐射转移方程。这些方法是通用的，可以用于任何问题的折射率是一个单调变化的函数的垂直光学深度的1-D几何。我们提出了一个非常冷的白矮星大气层的折射率偏离单位显着的应用。我们研究了光线弯曲和全内反射对临边暗化和大气压温结构的影响。折射导致大大减弱的边缘变暗效果。我们发现，通过辐射平衡的约束，全内反射加热了白矮星表面附近的大气（$τ\wig< 1$）。这种效应可能会对研究非常冷的白矮星产生重大影响。
2004-02-17 astro-ph
Probing the atmosphere of a solar-like star by galactic microlensing at high magnification
我们报告了在极高放大率微透镜事件MOA 2002-BLG-33中对类太阳恒星临边变暗的测量。一个15小时的偏差，从光变曲线轮廓预期一个单一的镜头集中监测V和I通带的五个望远镜跨越全球。我们对光变曲线的模拟显示，透镜是一个近距离的双星系统，其质心几乎直接通过源星的前面。源星被确认为F8-G2主序星。在两个通带内，测量的恒星轮廓与当前的恒星大气理论的一致性在~4%以内。测量的有效角分辨率<1微弧秒。这是第一次通过微透镜对类太阳恒星进行临边暗化测量。
2003-10-15 astro-ph
Radiative Transfer in Relativistic Accretion-Disk Winds
在平面平行近似下，在完全狭义相对论处理下，研究了相对论吸积盘风中的辐射转移。对于流速和源函数均为常数的平衡流，给出了出射光强的解析表达式。在这样的平衡流中，由于源函数是常数，通常的边缘变暗效应不会出现。然而，由于与风的相对论运动相关联的多普勒效应和像差效应，出射强度朝向流动方向强烈增强。这就是{ \it相对论峰效应}。因此，当我们在任意方向上观察相对论风和喷流时，我们仔细地对待和估计它们的出现。
2007-11-09 astro-ph
