Total solar eclipse 2024 modelling with COCONUT
KU Leuven（荷语鲁汶大学）；University of Maria Curie-Skłodowska（玛丽亚·居里-斯凯多夫斯卡大学）
本研究利用动态3D MHD模型预测2024年4月8日总日食期间的日冕配置，发现动态模拟比准稳态模拟更准确。
2025-11-09 astro-ph.SR
Estimation of the Eclipse Solar Radius by Flash Spectrum Video Analysis
2017年8月21日日全食期间的日食太阳半径值估计为$S_{\odot} = (959.95\pm 0.05)"$在$1\,au$，对波长没有显着的依赖性。测量是通过分析在本影路径南端记录的日食闪光光谱的视频获得的。我们的分析是通过从闪光光谱中提取光变曲线并将其与模拟光变曲线进行比较来进行的。通过积分光球暴露区域的临边暗化函数（LDF）进行模拟。这些数值积分依赖于对月球和太阳边缘相对运动的非常精确的计算。
2021-07-20 astro-ph.SR
The solar interface from the photosphere to the chromosphere and corona : contribution of eclipses and EUV filtergrams
由于掩星发生在太空中，没有来自掩星盘（月球）的寄生光，因此掩星非常有利于光球-色球和日冕界面的观测。独立地，在空间中获得的边缘区域的EUV滤波图使用一维流体静力学VAL模型进行分析，但该方法忽略了与色球网络相关联的普遍存在的磁场出现现象。在2 Mm高度及更高高度附近观察到温度从0.01到1 MK的跳跃，进一步产生永久性的太阳风流。导致这种温度跳变和流动的加热过程尚未完全了解。在这篇论文中，我们重新考虑这些问题与新的高节奏CCD闪光光谱，白光（W-L）日食图像和新的EUV图像获得的空间仪器。我们说明了低的第一电离势（FIP）发射线存在于太阳大气层的低层，和附近的双折射的机制。我们详细描述了He壳和太阳界面区域。主要结果：㈠太阳边缘和温度分叉：构造和讨论所分析的低FIP线和临边以上400至600公里高度的真实连续区，发射机制; ㈡界面区可见的中间层和色球层发射线，包括从临边上方800公里处开始的Paschen α HeII线，产生的光电离显示壳周围的太阳和探测的日冕界面; iii）的贡献，小规模的动态针状体和宏观针状体开始在1毫米以上的肢体表明，一维流体静力分层模型不适合上层。
2013-12-17 astro-ph.SR
Radial velocity observations of the 2015 Mar 20 eclipse - A benchmark Rossiter-McLaughlin curve with zero free parameters
2015年3月20日，我们在哥廷根天文物理研究所用太阳望远镜和FTS获得了159个太阳光谱，其中76个光谱是在日偏食期间拍摄的。我们获得的RV使用$I_2$作为波长参考，并确定RM曲线的峰-峰振幅几乎为1.4 km s $^{-1}$在典型的RV精度优于1 m s $^{-1}$。我们模拟磁盘集成太阳能RV使用表面速度，临边变暗，对流蓝移的信息从三维磁流体动力学模拟。我们确认，对流蓝移是至关重要的了解日食期间的太阳RV。我们最好的模型再现的观测结果的相对精度为10%，残差小于30 m s $^{-1}$。我们交叉检查参数化的速度场使用多普勒从太阳动力学天文台，并得出结论，磁盘集成的多普勒不提供正确的信息对流蓝移所需的MS $^{-1}$ RV工作。作为日食期间模拟RV的主要限制，我们确定了关于对流蓝移和线形作为太阳临边角函数的有限知识。我们怀疑，我们的模型线的轮廓是太浅，在肢体角大于$μ= 0.6$，导致不正确的加权的速度在整个太阳盘。其他的解释也不能被排除，比如在日食观测期间，磁区对流的抑制和未被发现的系统学。提出了精确观测日线剖面的建议。我们公布我们的RV采取日食期间作为基准曲线的代码计算RM效应和太阳表面速度和线轮廓的模型。
2016-09-05 astro-ph.EP astro-ph.SR
Fast Transit Computation Using Tabulated Stellar Intensities
临边暗化定律是恒星强度中心到临边变化的方便参数化，它们在日食和凌日建模中无处不在。但它们在任何意义上都不是“定律”--它们是真实强度变化的简单近似值，随着恒星大气模型的改进和更高精度的数据变得可用，它们的局限性变得越来越明显。在拟合日食和凌日光变曲线时，理想的情况是使用基于基本恒星参数的模型强度，如恒星的质量、半径和有效温度，而不是临边暗化定律及其系数。当试图探测更高阶的效应时，如行星扁率，环，卫星或大气层，尤其如此。然而，使用模型强度需要对模型恒星表面上的许多小面积“瓦片”进行数值积分，这在传统上对于一般使用来说计算成本太高。在这里，我们提出了一个快速的技术来计算光变曲线和罗斯特-麦克劳克林效应，使用列表恒星模型强度。这是开发工具的一个步骤，该工具满足了对临边暗化定律的需求。
2020-10-27 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Coronal Densities, Temperatures and Abundances During the 2019 Total Solar Eclipse: The Role of Multi-Wavelength Observations in Coronal Plasma Characterization
机载红外光谱仪（AIR-Spec）为探索近红外（NIR）波长范围提供了前所未有的机会。它曾在2017年和2019年的两次日全食中飞行。在第二次飞行（2019年7月2日）中，大大改进的仪器的波长范围被转移到覆盖S XI的两条密度敏感线。在本文中，我们研究了详细的诊断温度，电子密度和元素丰度的比较结果从AIR-Spec狭缝位置以上的东，西翼与Hinode/EIS，PolarCam探测器和SDO/AIA。我们发现从EIS EUV线比率获得的电子密度，从NIR S XI比率获得的电子密度和从偏振亮度PolarCam测量获得的电子密度非常一致。电子密度的范围从靠近肢体的Log Ne [cm] $^{-3}]$ = 8.4，下降到$R_0=1.3$的7.2。EIS谱表明，西翼以上的温度分布是近等温的约1.3 MK，而在东部有一个额外的高T分量。AIR-Spec在Si X和S XI中的辐射率以及AIA在171、193和211埃波段的数据与EIS结果一致。EIS和AIR-Spec数据表明，硫丰度（相对于硅）在这两个地区都是光球，证实了我们之前对2017年日食的结果。AIA数据还表明，铁的绝对丰度是光球的。我们的分析证实了近红外波长范围的诊断潜力的重要性，这一重要的波长范围可以可靠地和独立地用于确定日冕等离子体参数。
2022-12-22 astro-ph.SR
Restoring the top-of-atmosphere reflectance during solar eclipses: a proof of concept with the UV Absorbing Aerosol Index measured by TROPOMI
在日食期间，到达大气层顶部（TOA）的太阳辐照度在月球阴影中减少。太阳辐照度通常是由地球观测卫星在日食开始之前测量的，并且没有对这种减少进行校正，这导致计算的TOA反射率减少。因此，来自TOA反射光谱的空气质量产品，如紫外线（UV）吸收气溶胶指数（AAI），在月球的阴影中被扭曲或不确定。然而，日食期间半影和反影的空气质量卫星数据的可用性对研究大气对日食的反应的用户特别有意义。给定地球表面上一个点的时间和位置，我们解释了如何计算在日食期间考虑到波长依赖的太阳临边变暗的遮蔽。利用计算得到的遮蔽率，我们恢复了TROPOMI/S5 P仪器在2019年12月26日和2020年6月21日日全食期间测量的半影阴影中的TOA反射率和AAI。在修正后的产品中，月球阴影的签名消失了，但只有当波长依赖的太阳临边昏暗被考虑在内。我们的结论是，本文的校正方法可以用来检测真正的AAI上升现象在日食期间，并有可能恢复来自TOA反射光谱的任何其他产品。这将解决卫星空气质量测量中的日食异常现象，并将允许从空间研究日食遮蔽对地球大气组成的影响。
2021-05-27 astro-ph.EP astro-ph.SR physics.ao-ph
Polarization of the Corona Observed During the 2017 and 2019 Total Solar Eclipses
我们在2017年8月21日和2019年7月2日发生的日全食期间对白光日冕进行了偏振观测，并成功地在两个不同的地点获得了两次日食的数据。在消除天空背景后，我们导出了K+F日冕的亮度、偏振亮度和偏振度，从临边上方到大约4 $R_\odot$。此外，我们隔离的K-和F-电晕与合理程度的极化的K-电晕。覆盖了大约4个$R_\odot$的视场使我们能够将导出的亮度和偏振与广泛的其他观测结果进行比较。比较的结果显示出显着的分散性，而一些观察与我们的结果呈现出很好的一致性，其他的表现出系统的差异。
2021-09-25 astro-ph.SR
High precision ground-based measurements of solar diameter in support of PICARD mission
太阳直径的测量是在太阳可变性和太阳对地球气候的影响的更广泛的框架内进行的。古代的日食和行星凌日将允许通过参数W=dLogR/dLogL将太阳辐照度的知识扩展到三个世纪。本文讨论了月食期间Bebs珠计时的方法，并通过由Bebs珠的光变曲线和相应的月谷轮廓重建边缘变暗函数的Bebs珠计时点，取得了较近40年来的显著改进。2010年1月15日日的日环食以及最近两次金星凌日的情况都得到了详细的研究。2006年日食期间，由IOTA成员在全球范围内贡献的Because的珠子地图集与太阳直径一起呈现。跟踪了月球边缘摄影图集（Watts，1963年）与2009年由Kaguya月球探测器制作的激光高度计图之间的转换。替代PICARD / PICARD-sol飞行任务的另一种精确测量太阳直径的方法是漂移扫描法，由太阳等高仪或较大的望远镜使用。洛迦诺天文台和巴黎天文台已经用这种方法开始了一项太阳观测计划，并取得了令人鼓舞的结果。这是第一次在1/100 Hz的频率下探测到整个太阳的图像运动。这或许可以解释1850 - 1955年在格林尼治和罗马进行的观测活动所得到的令人困惑的结果。罗马的天使圣母堂的子午线是一个巨大的针孔望远镜，它允许教学性地介绍几乎所有的经典天体测量的论点。继续支持PICARD任务，分析金星凌日和2012年月全食。
2012-11-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
Solar diameter, eclipses and transits: the importance of ground-based observations
卫星的寿命是有限的，其校准可能不稳定，有必要继续使用受大气湍流和光学像差影响较小的方法对太阳直径进行地面测量：行星凌日和日全食。这些方法的艺术，优点和局限性的状态被认为是。
2013-01-18 astro-ph.IM astro-ph.SR
Analysis of a Failed Eclipse Plasma Ejection Using EUV Observations
日食白光（W-L）图像的测光显示一个移动的斑点是第一次解释与观测从空间与机载自主（PROBA-2）任务（欧空局）项目。利用工作在174 A附近的EUV中的SWAP成像仪（使用有源像素系统探测器和图像处理的太阳观察者）分析了在W-L中看到的非常详细的离边事件。它是一个直径为25毫米的细长等离子体团结构，在E-翼上方移动，下方有日冕环。除了2010年7月11日从几个地点拍摄的日食W-L图像外，还使用20小时序列对求和和共对齐的SWAP图像进行评估。太阳动力学天文台（SDO）上的大气成像组件（AIA）仪器记录了这一事件，表明在高中性点附近发生了磁重联;因此，我们也称之为磁等离子体团。测得的该团块的自行速度高达12 km s^-1。孤立的凝聚（云或斑点或等离子体）的电子密度光度评估。在r=1.7 R时，典型值为10^8 cm^-3，叠加在密度为10^7 cm^-3的背景日冕上。最大亮度附近的云质量为1.6 × 10 ^13 gr，通常是日冕总质量的0.6 × 10 ^-4。根据外推的磁场，云在一个相当广阔的开放区域内发展，但在达到其最大亮度后减速。注意到这些小事件对普遍存在的慢风提供物质的影响。准确地去除杂散光后的EUV光度数据的精确评估，表明由于在Fe IX/X线的共振散射的云的弱174 A辐射的解释。
2018-01-28 astro-ph.SR
Ground-based measurements of solar diameter
太阳的直径是否会改变？无论答案是什么，用于测量的方法都越来越具有挑战性，并且面临着新的天体物理和光学问题，因为所需的空间分辨率具有天体测量质量。这里介绍了不同方法的快速概述，以及日食期间闪光光谱之后出现的太阳临边定义问题。
2011-06-13 astro-ph.IM astro-ph.SR
Coronal Plasma Characterization via Coordinated Infrared and Extreme Ultraviolet Observations of a Total Solar Eclipse
我们提出了2017年8月21日日全食的协调日冕观测与机载红外光谱仪（AIR-Spec）和极紫外成像光谱仪（EIS）。这些仪器在近中红外（IR）和极紫外（EUV）两种不同的波长范围内提供了前所未有的日冕视图，为表征复杂的日冕等离子体环境开辟了新的途径。在日全食期间，AIR-Spec在赤道西翼附近采集了日冕红外光谱，在1.4 - 4 $μ$ m的两个通带中探测到了Mg VIII、S XI、Si IX和Si X的强源。我们应用发射测量（EM）轨迹分析这些红外发射线，以测试其作为日冕温度诊断的能力。密度敏感的Fe XII 186.9 <$/192.4 <$线对提供空间分辨的视线电子密度，支持EM位点分析。由此，我们发现EM轨迹交点在距离肢体30弧秒处的温度为$10^{6.13}$ K，在距离肢体100弧秒处的温度为$10^{6.21}$ K。应用相同的EM位点分析27 EIS发射线与7个离子物种（Fe X-XIV，S X，和Si X）证实了这些结果，显示了强有力的证据，等温等离子体在整个区域。然而，IR EM轨迹分析遭受适度的不确定性。可能的来源包括：弱信号，来自日珥的红外污染，以及连续辐射的光激发。无论如何，我们证明了EUV光谱数据是有价值的限制日冕红外发射模型，并将是未来的红外太阳观测站，特别是DKIST的有力补充。
2019-02-14 astro-ph.SR
A Total Solar Eclipse Earth-Based Mission: Multi-wavelength Observations from Land, Sea and Air to Probe the Critical middle Corona
在可见光和近红外（V+NIR）中从空间观测日冕发射线方面存在着一个令人遗憾的空白。它们独特的科学优势源于它们形成时辐射激发的主导地位，因此它们的发射可以在边缘以上的几个太阳半径范围内被检测到。因此，V+NIR发射线可以产生日冕等离子体的物理性质的唯一推断，例如物种温度，密度，元素丰度，以及沿着和垂直于视线的速度。这些诊断已经在日全食期间数十年无与伦比的高分辨率成像和光谱观测中得到了证明。该白皮书呼吁为日全食地球任务提供专项资金，用于从2024年开始的未来十年内对日冕进行地面，空中和海上观测。拟议的飞行任务利用了V+近红外日冕发射线提供的独特诊断潜力，以推断距离太阳表面至少5 Rs范围内的关键等离子体参数。这一关键的日冕空间目前在现有的和拟在拟议的时间框架内发射的日冕仪中缺失。每次日食的多站点观测平台将进一步捕获日冕等离子体在至少1小时的时间跨度内的时间变化，时间分辨率为几分之一分钟。此外，该任务为探索未来使用日冕仪的新技术提供了无与伦比的机会。这一任务具有独特的、重大的、更广泛的影响，为公众和年轻一代提供了从一个令人敬畏的宇宙事件中参与日光层科学的外联机会。
2023-02-23 astro-ph.IM astro-ph.SR
Daytime Seeing and Solar Limb Positions
提出了一种利用漂移扫描太阳凌日过程中拍摄的视频测量视宁度的方法。太阳的边缘投影在均匀间隔的规则网格上。太阳临边与网格行接触的时间间隔的时间离散度与大气视宁度成正比。用快速傅立叶变换数值计算了视宁度对临边光度分布图上散射点位置的影响。从洛迦诺和巴黎天文台的观测实例显示的不对称的贡献，看到在开始和结束的每个漂移扫描过境。
2011-06-13 astro-ph.IM astro-ph.SR
Spectroscopic Coronal Observations during the Total Solar Eclipse of 11 July 2010
在2010年7月11日智利复活节岛的日全食之前、之后和期间，使用无狭缝摄谱仪测量了太阳色球层和日冕的闪光光谱。这次日食发生在第24个太阳活动周期的开始，在太阳活动延长的最小值之后。在日食期间拍摄的光谱显示，与2008年8月1日日全食期间拍摄的光谱相比，红色和绿色日冕线的强度比不同，这发生在太阳活动周期23结束时。在太阳东、西翼相对于太阳自转轴相对对称的四个区域观测到了Fe XIV（5303 <$m）的特征日冕禁戒发射线。减去连续闪光光谱背景，识别出几条极弱的发射线，包括禁用的Ca XV（5694 nm），通常仅在非常高的激发区域检测到，例如，在耀斑期间或在大的太阳黑子之上。色球层的高度是利用轻元素的谱线通过衍射法测量的，并与利用重元素的谱线测量的较低色球层的等效高度进行比较。
2012-02-07 astro-ph.SR
The influence of eclipses in the stellar radio emission
在这里，我们模拟了在无线电波段观测到的行星凌日的形状。模拟使用K4恒星HAT-P-11及其热木星伴星的光变曲线作为代理。根据HAT-P-11的光学光变曲线，鉴定出一个显著的斑点（1.10 Rp和0.6 Ic）。在射电波段，用二次函数模拟30%的临边亮度，并假设活动区与光斑大小相同。考虑到行星的大小是恒星半径的6.35%，对于安静的恒星区域，凌日深度小于0.5%，然而，当覆盖一个5.0倍安静恒星亮温的活动区域时，这个值可以增加到~2%。
2017-03-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Where does the simplified Stellar Contamination Model fail in Exoplanet Transmission Spectroscopy?
Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology（加州理工学院喷气推进实验室）；Center for Radio Astronomy and Astrophysics Mackenzie (CRAAM), Mackenzie Presbyterian University（麦肯锡长老会大学射电天体物理学中心）
该研究探讨了简化恒星污染模型在系外行星传输光谱学中的局限性，指出需考虑边缘暗化和几何因素以提高精度。
2026-01-07 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Detection of "diffuse" coronal He I 1083 during the April 8 2024 Solar Eclipse: evidence for terrestrial atmospheric scattering origin
本文利用CHEESE仪器在2024年4月8日日全食期间观测He I 1083 nm光谱，发现该信号在日冕和月面均出现，证明其源于地球大气散射而非太阳日冕中性氦。
2025-06-03 astro-ph.SR
Eclipses observed by LYRA - a sensitive tool to test the models for the solar irradiance
我们分析了最近的日食光变曲线测量的赫茨伯格通道（200-220 nm）的大产量辐射计（LYRA）机载PROBA-2。测量使我们能够准确地检索太阳亮度的中心到边缘变化（CLV）。辐射的形成高度取决于观测角度，因此CLV的检查提供了有关太阳大气中广泛高度的信息。我们采用一维NLTE太阳辐照度辐射转移编码（COSI）来模拟测量的光变曲线和相应的CLV依赖性。该模型被用来测试和约束现有的太阳大气的一维模型，例如光球的温度结构和在赫兹伯格连续谱范围内的伪连续谱不透明度的处理。我们表明，COSI不仅可以准确地再现整个太阳盘面的辐照度，而且还测量CLV。因此，它可以被用来作为一个可靠的工具，模拟光谱太阳辐照度的变化。
2012-01-31 astro-ph.SR
Comparison of the power-2 limb-darkening law from the Stagger-grid to Kepler light curves of transiting exoplanets
不准确的边缘变暗模型可能是凌日系外行星和食双星系统光变曲线分析的一个重要误差来源，特别是对于光学波长的高精度光变曲线。最近提出了幂2的肢体暗化定律，$I_λ(μ) = 1 - c\left(1-μ^α\right)$，作为治疗肢体暗化的复杂性和精确性之间的良好折衷。我使用基于交错网格的3D恒星大气模型的合成光谱来计算多个通带（UBVRI、CHEOPS、TESS、Kepler等）的边缘变暗。使用最小二乘法拟合直接从列表$I_λ(μ)$值计算的模拟光变曲线来优化幂-2边缘变暗定律的参数。我使用转换后的参数$h_1 = 1-c\left(1-2^{-α}\right)$和$h_2 = c2^{-α}$直接比较这些优化的边缘变暗参数的边缘变暗测量开普勒光变曲线的16个过境系外行星系统。发现从光变曲线分析得到的转换参数$h_1$和$h_2$的后验概率分布（PPD）的相关性远低于$c$和$α$的PPD。（$h_1$，$h_2$）的计算值和观测值之间的一致性通常非常好，但开普勒17的观测值和计算值之间存在显着差异，开普勒17是样本中唯一一颗因磁活动（星点）而在日食之间显示出显着变化的恒星。这里提供的$h_1$和$h_2$的表格可以用来精确地模拟凌日系外行星的光变曲线。我还提供了估计的先验，应适用于转换参数$h_1$和$h_2$的基础上，我的分析开普勒光变曲线的16颗恒星过境系外行星。
2018-04-21 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Decoding of the light changes in eclipsing Wolf-Rayet binaries I. A non-classical approach to the solution of light curves
我们提出了一种技术来确定食偏心沃尔夫-拉叶+O-星双星的轨道和物理参数，其中一个日食是由O-星光的吸收的W-R星的恒星风产生的。我们的方法是基于使用的经验矩的光变曲线，从观察到的光变曲线的积分变换评估。沿视线的光学深度和边缘变暗的W-R星的建模由简单的数学函数，我们推导出的光变曲线的时刻作为轨道参数的函数和关键参数的透明度和边缘变暗功能的解析表达式。这些解析表达式，然后倒置，以获得的值的轨道倾角，恒星半径，分数光度，风的透明度和临边昏暗的法律和参数。该方法适用于SMC W-R食双星HD 5980，一个显着的对象，经历了LBV的事件在1994年8月。分析参考了突出前的观测资料。基于系统导出的元素的合成光变曲线可以对所获得的结果进行质量评估。
2009-06-25 astro-ph.IM astro-ph.SR
High-resolution spectroscopy and spectropolarimetry of the total lunar eclipse January 2019
对月球外的地照的观测为测量大尺度地球大气提供了独特的机会。另一个机会是在月全食期间实现的，如果从月球上看，就像地球在太阳前面过境。因此，我们的目标是通过跟踪2019年1月21日月全食期间的太阳光谱来实现地球过境的透射光谱。第谷陨石坑的时间序列光谱是用波茨坦中阶梯偏振光谱仪（PEPSI）在大型双目望远镜（LBT）上以斯托克斯IQUV的偏振模式拍摄的，光谱分辨率为130000（0.06流明）。特别地，光谱覆盖了7419-9067 nm之间的光谱的红色部分。摄谱仪的曝光计被用来获得月食的光变曲线。在本影月食期间，月亮的亮度减弱了10.75等。我们发现两个分支的O $_2$ A带几乎完全饱和，以及一个强烈的增加H $_2$ O吸收在全食。深半影光谱显示，除了MnI的几条超精细结构线，甚至BaII的几条超精细结构线外，NaI 5890 nm的双重峰、CaII 8600 nm附近的红外三重峰和KI 7699 nm处的线都有显著的过量吸收。后两种元素的探测可能是由于非典型的太阳中心到边缘效应，而不是地球的大气层。在整个阴蚀过程中，Ca Ⅱ和KI的吸收仍然可见。在6.3 $σ$处探测到O $_2$ A带在本影日食期间0.12%的小的连续偏振。在日食内外都没有探测到O $_2$ A波段的线偏振或任何其他谱线特征。它将传输通过地球大气层和磁层期间的线偏振度的上限设定为$\approx$ 0.2\%。
2020-02-20 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Transit polarimetry of exoplanetary system HD189733
我们提出并讨论了一个偏振效应所造成的行星过境恒星盘，从而打破了对称性的光分布，并导致线偏振的偏食恒星。对于凌日行星的这种效应的估计只是最近才做出的。特别是，我们证明了凌日期间的最大偏振强烈依赖于主恒星的线偏振的中心到肢体的变化。然而，临边偏振的观测和理论研究主要集中在太阳上。在这里，我们解决了偏振光的辐射转移问题，并计算了中心到边缘的偏振最亮的过境行星主机HD 189733考虑到各种不透明度。利用该模型，我们模拟了HD189733的凌日效应，并估计了该事件期间的通量和线偏振的变化。由于星盘上的斑点也破坏了边缘偏振对称性，我们模拟了由于星盘上的斑点引起的通量和偏振变化。
2014-08-21 astro-ph.SR
Limb darkening and exoplanets: testing stellar model atmospheres and identifying biases in transit parameters
临边变暗是确定凌日光变曲线形状的基础，通常由各种定律来模拟，这些定律将正在凌日的恒星的强度分布参数化。面对凌日光变曲线，一些作者固定这些定律的参数，即所谓的边缘变暗系数（LDCs），而另一些作者则倾向于让它们在光变曲线拟合过程中浮动。然而，这些策略中的哪一个是最好的策略，仍然不清楚，以及这些策略中的每一个如何以及在多大程度上可以使检索到的过境参数产生偏差。在这项工作中，我们试图澄清这些点，首先重新计算这些最不发达国家，比较它们的测量值从开普勒过境光变曲线使用的算法，考虑到不确定性的几何形状的过境和恒星主机的参数。我们发现，有显着偏离预测模型值，表明我们的理解肢体变暗仍然需要改进。然后，我们通过模拟表明，如果使用二次边缘变暗法参数化边缘变暗，固定和拟合的最不发达国家可能会导致显着的偏见-高达$\sim 3\%$和$\sim 1\%$在$R_p/R_*$，分别-这是重要的几个确认和候选系外行星。我们的结论是，在这种情况下，最好的办法是让最不发达国家在安装程序中自由。战略，以避免偏见的数据，从目前和未来的任务，涉及高精度测量过境参数的描述。
2015-04-01 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Coronal Magnetic Field Topology From Total Solar Eclipse Observations
测量太阳日冕的全球磁场仍然是非常具有挑战性的。在全太阳活动（TSE）期间拍摄的白光图像中观察到的精细尺度密度结构是目前推断日冕中从太阳边缘到几个太阳半径（Rs）的磁场方向的最佳代理。我们提出，第一次，冠状磁场连续1和6 Rs之间的拓扑结构，定量推断与滚动霍夫变换（RHT）为14个独特的日食日冕，跨越几乎两个完整的太阳周期。我们发现，日冕磁场的方向不会成为径向，直到至少3 Rs，与1.5和3 Rs之间的太阳周期的不同纬度和阶段的高方差。我们发现，大多数非径向日冕场拓扑结构发生在光球层中磁场强度较弱的区域上方，而较强的光球场与日冕中的高度径向场线相关。此外，我们发现了丰富的磁力线，从太阳表面连续延伸到几个太阳半径在所有纬度，无论冕洞的存在。这些结果对测试和约束日冕磁场模型，以及将现场太阳风测量与其太阳源联系起来具有意义。
2020-04-19 astro-ph.SR
Measuring solar disk shape up to relativistic accuracy: the role of scintillation in ancient naked eye data
从月球激光测距数据中可以知道月球轨道位移的精度在厘米量级，而月球轮廓的置信水平仍然只有大约200米。月球的运动被用来测量太阳的直径在中央日食与准确的时间在本影路径的限制贝索斯珠。月食珠的出现或消失是由于月球边缘的山谷和太阳光球层之间的对齐：这个时间是在我们的大气层之外确定的。由于闪烁，肉眼对这种现象的评价可能与望远镜有系统的不同。本文以金星掩星为例，分析其呈珠状的情形，以推论历史上日全食报告中对肉眼报告的考量。
2011-06-13 astro-ph.IM astro-ph.SR
On stellar limb darkening and exoplanetary transits
本文探讨了如何比较恒星的边缘暗化系数从模型大气和测光得出的。一个给定的模式大气的不同特征可以给出完全不同的数值结果（即使对于一个给定的临边暗化“定律”），而光变曲线分析产生的临边暗化系数取决于系统的几何形状，并且不能直接与任何模式大气表示法相比较。这些问题的背景下，系外行星凌日，这提供了显着的优势，比传统的双星食系统在恒星临边暗化的研究。通过合成测光法，对少量恒星样本进行了光变曲线分析与新模型大气结果之间的“同类”比较。由此产生的合成测光/大气模型（SPAM）的边缘暗化系数和经验值之间的协议范围从非常好到相当差，即使调查的目标只显示一个小的分散在基本恒星参数。
2011-08-05 astro-ph.SR
Limb Darkening and Planetary Transits: Testing Center-to-limb Intensity Variations and Limb-Darkening Directly from Model Stellar Atmospheres
由MOST、\emph{Kepler}和各种地面测量所采用的凌日方法使太阳系外行星的特征描述达到了前所未有的精确度。这些结果足够精确，可以开始测量行星大气成分、行星扁率、恒星黑子和其他百万分之几百的现象。然而，这些结果取决于我们对恒星临边变暗的理解，也就是说，当行星过境时，恒星盘上的强度分布被顺序阻挡。通常情况下，恒星的边缘暗化被假定为一个简单的参数化与两个系数，来自恒星大气模型或直接拟合。在这项工作中，我们重新审视这一假设和计算合成行星过境光变曲线直接从模型恒星大气中心到边缘强度变化（CLIV）使用平面平行\textsc{Atlas}和球对称\textsc{SAtlas}代码。我们将这些光变曲线与使用最佳拟合的边缘变暗参数化构建的光变曲线进行比较。我们发现，采用参数恒星边缘变暗的法律导致系统的差异，从几何更现实的模型恒星大气CLIV约50 - 100 ppm的过境中心和高达300 ppm的入口/出口。虽然这些误差很小，但它们是系统性的，似乎限制了测量次级效应所需的精度。我们的研究结果也可能有显着的影响过境光谱。
2017-07-08 astro-ph.EP astro-ph.SR
Toward Next Generation Solar Coronagraph: Diagnostic Coronagraph Experiment
韩国天文学和空间科学研究所（KASI）一直在与美国航天局合作开发下一代日冕仪（NGC），使用四种不同的400 nm左右的滤光片同时测量日冕电子密度、温度和速度。KASI组织了一支探险队，通过2017年美国的日全食（TSE）展示日冕测量计划和仪器技术。观测地点位于美国怀俄明州杰克逊霍尔。我们建立了一个日食观测系统，即所谓的诊断日冕实验（DICE），它由两个相同的望远镜组成，以提高信噪比。这次观测是在约140秒的有限日全食时间内，按计划用4个波长和3个线偏振方向进行的。从观测数据中成功地获得了日冕的偏振信息，但由于光学系统的低信噪比和位于西翼的日珥的强辐射，我们无法获得日冕电子温度和速度的全局信息。在这项研究中，我们报告了DICE的发展和日食探险的观测结果。利用自行研制的仪器对TSE进行了观测和分析，得到了一个重要的启示，即为了达到本研究的科学目的，必须精心设计日冕仪。这是一个非常有用的经验，为成功的后续NASA-KASI联合任务称为日冕中电子温度和速度的卫星调查（BITSE）和日冕诊断实验（CODEX）。
2020-06-11 astro-ph.IM astro-ph.SR
Solar Surface Magnetic Field Simulation Enabled Prediction of the Large-Scale Coronal Structure of the 21 August 2017 Great American Eclipse: An Assessment of Model Predictions and Observations
2017年8月21日，日全食横扫美国本土，为诊断日冕提供了绝佳的机会。太阳的日冕结构是出了名的难以观测，除非是在日食期间;因此必须依赖理论模型来推断太阳外层大气的潜在磁性结构。这些模型对于理解磁场在日冕加热到一百万度和产生严重空间天气中的作用是必要的。在这里，我们提出了一种方法来预测的日冕磁场的结构的基础上，长期的表面通量输运模拟的输出是用来推断的日冕磁场结构。这一处方适用于2017年8月21日的日食。日食后的分析显示，模型模拟和观测到的日冕结构及其在边缘上的位置之间有很好的一致性。我们表明，在太阳表面的磁场分布驱动的长期磁通量出现和演变的缓慢变化，管理大规模的日冕结构（可接受的周期相位依赖）的动态记忆时间尺度上的顺序几个太阳旋转-开放的可能性，大规模的全球日冕预测至少提前一个月。
2017-09-30 astro-ph.SR
Structure in the disc of epsilon Aurigae: Spectroscopic observations of neutral Potassium during eclipse ingress
本文报道了御夫座双星7699A中性钾线在食入和全食过程中的等效宽度变化。线强度的增加和平台与新的系统参数和干涉成像的限制，加上辅助数据同时报告。总之，这些数据揭示了过境光盘的结构细节，以前从未测量过。测量的环和间隙的位置不立即适合任何建议的模型，使用简单的潮汐估计。然而，我们预测出口时间的利益，并敦促继续监测这颗星在平衡的日食，并鼓励理论治疗的光盘子结构进行追求。
2010-03-19 astro-ph.IM astro-ph.SR
The 2019 July 2 Total Solar Eclipse: Prediction of the Coronal Magnetic Field Structure and Polarization Characteristics
在2019年7月2日，日全食-在南太平洋，智利和阿根廷的部分地区可见-将使太阳的大规模日冕结构的观测成为可能。太阳日冕的结构和它们的发射特征是由下面的磁场决定的，磁场也控制着日冕加热和太阳喷发事件。然而，日冕磁场测量仍然是一个突出的挑战。日冕磁场的计算模型在这方面起着重要的作用。早期的工作已经表明，大规模的日冕场是由缓慢的表面通量演变和记忆积累，允许预测的日冕结构上的太阳旋转的时间尺度。利用这一想法，并基于数据驱动的太阳表面通量传输模型和势场源表面模型的51天向前运行，我们预测了2019年7月2日日食的太阳日冕结构。我们还从预测的磁场的日冕发射的偏振特性的前向模型。我们预测两个大规模的流光结构和它们的位置上的东，西翼的太阳和讨论的可能性的发展的伪流光场线拓扑结构的分析的基础上。这项研究是相关的日冕磁力测量倡议，从地面设施，如丹尼尔K。Inouye太阳望远镜和日冕多通道偏振仪，以及即将推出的空间仪器，如太阳紫外成像望远镜和ISRO Aditya-L1空间任务上的可变发射线日冕仪。
2019-06-24 astro-ph.SR
Limb Darkening and Planetary Transits II: Intensity profile correction factors for a grid of model stellar atmospheres
观测太阳系外行星凌日的能力已经深刻地改变了我们对这些行星系统的理解。然而，这些测量取决于我们对宿主恒星性质的了解程度，例如半径，光度和边缘暗化。传统上，临边暗化被视为分析中的参数化，但这些简单的参数化并不能准确地表示实际的中心到临边强度变化（CLIV），以解释这些过境观测所需的精度。这种影响导致了测量的行星半径和相应的测量光谱特征的系统误差。我们计算合成行星凌日使用模型恒星大气CLIV和相应的最佳拟合边缘暗化法律的网格球对称模型恒星大气。从这些光变曲线中，我们测量了通量的差异，作为恒星有效温度、重力、质量和行星轨道倾角的函数。
2018-05-07 astro-ph.EP astro-ph.SR
qpower2 - a fast and accurate algorithm for the computation of exoplanet transit light curves with the power-2 limb-darkening law
幂2定律，$I_λ(μ)=1- c (1 - μ^α)$，精确地描述了冷恒星的边缘变暗轮廓。迄今为止，它已经在几个过境模型中使用数值积分实现，但目前还没有普遍可用的解析形式的幂2定律的实现。使用所需积分的近似和幂2定律的泰勒展开的组合来实现幂2定律的算法。恒星和行星半径的准确性进行测试，通过拟合过境光变曲线与这种近似使用光变曲线计算的数值积分的边缘变暗的配置文件从3D恒星模型大气。我们的算法（qpower 2）是精确到约100 ppm的宽带系统的恒星行星半径比p = 0.1的光学光变曲线。该实现需要不到40行Python代码，因此可以在图形处理单元（GPU; $\sim$每秒100万个模型，用于分析1000个数据点）上运行得非常快。模拟光变曲线的最小二乘拟合表明，当p < 0.2时，恒星和行星半径恢复到优于1%。qpower 2算法可用于使用蒙特卡罗方法高效准确地分析大量高精度的凌日光变曲线。
2018-12-04 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Analytic solutions to the maximum and average exoplanet transit depth for common stellar limb darkening laws
在遥远恒星的光变曲线中，系外行星凌日的深度通常近似为行星与恒星半径比的平方（R_p/R_s）^[2]。然而，恒星边缘变暗会导致明显更深的凌日。在这里，我们推导出了由恒星临边暗化引起的中天深度过冲的解析解，并与任意中天碰撞参量的（R_p/R_s）^2估计值进行了比较。反过来，这使我们能够计算出真正的行星与恒星的半径比从过境深度为一个给定的参数化的临边昏暗的法律和一个已知的过境碰撞参量。我们计算的最大新兴的特定恒星强度所涵盖的行星过境，并推导出解析解的过境深度过冲。解的线性，二次，平方根，对数，和非线性恒星临边黑暗与任意过境碰撞参量。我们还导出了计算沿凌日弦平均强度的公式，这使我们能够从平均凌日通量估计实际凌日深度（从而R_p/R_s）。与（R_p/R_s）^[2]估计值相比，系外行星的凌日深度超调量从A主序星的15%增加到类太阳恒星的20%，K和M恒星的30%。我们的小行星近似解析解的R_p/R_s的误差比实际光变曲线中的典型噪声和不确定的临边暗化引起的不确定性小几个数量级。我们的方程可以用来预测与太阳系外行星的预期过境深度高精度。如果恒星边缘暗化可以被正确地参数化，并且如果凌日碰撞参量是已知的，那么实际的行星半径可以从测得的凌日深度或者从平均凌日通量计算出来。不需要光曲线拟合。
2019-03-21 astro-ph.EP astro-ph.SR
Solar Total Eclipse of 21 August 2017: Study of the Inner Corona Dynamical Events Leading to a CME
日全食（TSE）日冕大、小尺度事件在历史文献中均有报道，但缺乏明确的天气学覆盖，无法研究与太阳盘更普遍的磁背景的关系。我们在这里分析了2017年8月21日日全食之前，期间和之后的日冕时间变化，这些变化来自一组地面和太空观测。高质量的地面白光（W-L）观测和深度图像处理使我们能够以不到一分钟的时间分辨率首次揭示这些变化。在这些小的径向距离，使用衍射有限的仪器在一个单一的网站上首次测量了一些精细的日冕功能的位移。与天基观测，包括从{ \it日地关系观测站}（STEREO）飞行任务观测的比较表明，这些特征属于缓慢的日冕物质抛射（CME），以几乎恒定的250公里/秒的速度通过日冕传播。我们的TSE图像提供了与在距离表面一个太阳半径处测量的相同的典型速度。这一事件是由日冕动力学引发的，表现为日珥爆发，就在日食观测之前开始，以及在AIA 171 A通道中可见的U形结构的上升，我们假设这是日冕空洞的下部。观测到日珥物质沿着日珥拱向下流向色球层。当日珥在临边上方约6 $^{\prime}$的高度处在STEREO-A视场中消失时，相应的通量绳似乎继续流向外日冕并产生具有湍流运动的缓慢CME。移动特征的整体质量基于从我们最好的W-L日食图像中提取的绝对光度数据进行评估。
2020-01-28 astro-ph.SR
Biases in Exoplanet Transmission Spectra Introduced by Limb Darkening Parametrization
本文揭示二次临边昏暗参数化会在JWST透射光谱中引入波长相关偏差，并提出采用宽无信息先验的标准参数化及原生分辨率拟合以减少误差、最大化信息提取。
2024-09-05 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
A planetary eclipse map of CoRoT-2a. Comprehensive lightcurve modeling combining rotational-modulation and transits
我们分析了行星宿主恒星CoRoT-2a的表面结构，使用了一个一致的模型，用于“全球”（即，旋转调制）光变曲线和凌日光变曲线，使用CoRoT任务提供的数据。选择一个时间间隔，涵盖两个恒星旋转和六个过境的行星伴侣CoRoT-2b，我们采用了“条”模型的表面再现光度调制内和外的过境同时。我们的重建表明，它是可以实现适当的适合整个子区间使用低分辨率的表面模型与36条。表面重建表明，恒星表面被遮蔽部分的亮度比其余表面的平均亮度低（6 +/- 1）%。这一结果表明，恒星活动集中在恒星赤道周围的一个带中，类似于在太阳上观察到的行为。
2009-09-17 astro-ph.SR
Planetary eclipse mapping of CoRoT-2a. Evolution, differential rotation, and spot migration
CoRoT-2的光变曲线显示了由恒星黑子引起的行星凌日轮廓的大量旋转调制和变形。我们一致地模拟了整个光变曲线，包括旋转调制和凌日，延伸到大约30个恒星旋转和79个凌日。利用凌日路径下的高分辨率，给出并分析了非食面和食面截面上的光斑分布及其演化，测得食面截面上的平均表面亮度比非食面低（5 \pm 1）%。采用太阳黑子对比度，黑子在整个表面上的覆盖率达到19%，在日食部分最高接近40%。过境路径下的特征，即靠近赤道的特征，以接近4.55天的周期旋转。显着较高的旋转周期被发现的功能上的noneclipsed部分表示差异旋转的$ΔΩ> 0.1$。两个表面部分的斑点和非斑点区域集中在大约180 °分开的优选的条纹上。
2010-02-22 astro-ph.SR
BeyonCE -- Light Curve Modelling Beyond Circular Eclipsers I. Shallot Explorer
本研究提出拟合代码BeyonCE，通过排除无法匹配光变曲线梯度的盘几何结构，缩减具有方位对称非均匀光深剖面的次周盘系统凌星的参数空间，经J1407和PDS 110的光变曲线验证有效。
2024-04-10 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
TEE, a simple estimator for the precision of eclipse and transit minimum times
背景：凌日或日食时间变化已被证明是系外行星研究中的一个有价值的工具。然而，还没有简单的方法来估计这种定时措施的潜在精度，也没有关于定时误差和采样率之间的关系的指导方针。目的：提出了一种只需要基本过境参数作为输入的“定时误差估计器”（TEE）方程。使用TEE，可以直接估计实际数据以及未来仪器（如TESS和PLATO太空任务）的计时精度。方法：给出了基于梯形中天形状的定时误差的推导。我们还使用蒙特卡罗模拟验证TEE在现实建模的过境，并确定其有效性范围，特别是探索入口/出口时间和采样率之间的相互作用。结果如下：仿真结果表明，TEE给出的定时误差非常接近正确的值，只要时间采样是快于过境入口/出口持续时间和过境非常低的S/N被避免。结论：TEE是一个有用的工具，估计日食或过境的时间误差在实际和未来的数据集。结合估计周期误差的方程（Deeg 2015），也可以预测长覆盖观测的星历精度。TEE的有效性范围的测试也导致了仪器设计的影响：时间采样必须比过境或出口持续时间更快，否则将发生时间精度的损失。TESS任务的应用表明，接近其检测极限的凌日在获得后的几个月内将具有超过1小时的时间不确定性。需要及时进行后续观测，以避免“丢失”星历表。
2017-01-13 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Limb darkening laws for two exoplanet host stars derived from 3D stellar model atmospheres
我们比较了两个过境系外行星系统HD 209458和HD 189733的主恒星的3D流体动力学模型大气和1D流体静力学MARCS模型的临边暗化规律。使用3D LTE光谱形成和不透明度采样计算恒星盘的表面亮度分布。我们测试我们的预测使用最小二乘拟合模型的光变曲线与观测到的哈勃太空望远镜（HST）的主要日食。从HD 209458在2900 A和5700 A之间的3D模型导出的临边暗化定律产生了与HST数据的显著更好的拟合，去除了先前基于1D预测的模型光变曲线观察到的系统残差。这种差异主要来自3D模型的较浅的平均温度结构，这是表面颗粒化的显式模拟的结果。在HD 189733的情况下，模型大气在2900 A和5700 A之间产生实际上等效的临边暗化曲线，部分原因是谱线的阻挡，并且数据不足以区分光变曲线。我们还分析了5350 A和10500 A之间的HST观测这颗星的3D模型导致更好的拟合相比，1D预测。HD 209458系统拟合质量的显著改善表明了3D模型的更高真实度以及表面颗粒化对晚型恒星大气辐射场形成的重要性。这一结果与最近对太阳连续谱临边暗化的研究和其他观测试验相吻合。HD 189733的情况并不矛盾，因为模型的光变曲线对大气的温度分层不太敏感，并且在2900 A - 5700 A区域的观测数据不足以更清楚地区分3D和1D临边暗化。
2012-02-02 astro-ph.EP astro-ph.SR
Empirical limb-darkening coefficients & transit parameters of known exoplanets from TESS
虽然凌日系外行星勘测卫星（\textit{TESS}）的主要目标是寻找新的凌日系外行星，但其数据也可用于进一步详细研究已知系统。\textit{TESS}带通对于研究恒星宿主的边缘变暗效应特别有趣，因为广泛使用的\textsc{phoenix}和\textsc{atlas}恒星模型预测了不同的边缘变暗轮廓。在这里，我们研究了这种效果，通过拟合的过境光变曲线的176个已知的系外行星系统观测的\textit{TESS}，这使我们能够提取经验的临边变暗系数（LDCs）的广泛使用的二次定律，但也更新过境参数（包括星历表细化）作为副产品。比较我们的经验获得的最不发达国家与理论预测，我们发现显着的偏移时，使用列表\textit{TESS}最不发达国家。具体而言，使用\textsc{phoenix}模型获得的$u_2$系数显示出最大的差异，这取决于用于导出它们的方法，平均偏移量可以达到$Δu_2 \approx 0.2$。然而，如果使用Howarth（2011）介绍的SPAM算法来计算最不发达国家，那么这些平均偏移量中的大多数都会消失。然而，我们的研究结果表明，对于温度低于约5000 K的恒星，没有任何方法能够很好地解释边缘变暗效应：我们观察到这些冷恒星的$Δu_1, Δu_2 \approx 0.2$阶二次最不发达国家之间的测量和预测的最不发达国家之间的急剧偏差。我们建议在假设边缘变暗系数是完…
2022-03-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
New deep coronal spectra from the 2017 total solar eclipse
日全食允许使用来自电子（K-日冕）的连续白光（W-L）辐射，来自离子（E-日冕）的禁用发射线的叠加光谱和具有F-线（F-日冕）的尘埃成分对日冕的内部和外部进行深入分析。通过对W-L谱进行充分的色散，可以得到日冕尘埃成分的夫琅和费（F）谱，并可以计算出连续汤姆逊辐射。研究了具有不同电离度的离子的叠加发射线，以允许测量温度、非热速度、多普勒频移和丰度。我们描述了一个高光谱分辨率的狭缝光谱实验，用于分析2017年8月21日从美国爱达荷州观测的日全食期间观测到的准最小型日冕的最典型部分。利用深谱对流光、活动区增强和极冕洞进行了很好的测量。在日全食期间，用长狭缝获得了60个光谱，覆盖510至590 nm范围内的+/-3个太阳半径。K+F连续谱日冕在2个太阳半径范围内暴露良好。F日冕甚至可以在太阳边缘测量。发现或证实了新的弱发射谱线。几乎到处都能记录到罕见的高FIP ArX线;到处都能很好地记录到FeXIV和NiXIII线。这是第一次在CH区域内测量热线。各谱线的非热湍动速度的径向变化与平均值的偏差不大。在日冕的内部和中部没有明显的大多普勒频移。FXIV线的两翼显示出一些非高斯性。
2019-11-05 astro-ph.SR
The center-to-limb variation across the Fraunhofer lines of HD 189733; Sampling the stellar spectrum using a transiting planet
中心-边缘变化（CLV）描述了恒星盘的亮度作为边缘角的函数。在强吸收线上，CLV可以变化相当显著。我们获得了一个密集采样的时间序列的高分辨率过境光谱的活动行星的主恒星HD 189733与UVES。使用通过行星盘的热木星HD 189733 b作为探针，我们研究了CLV的翅膀的钙II H和K和钠I D1和D2夫琅和费线，这是不强烈的活动引起的变化。与模型预测一致，我们的分析表明，研究的夫琅和费线的翅膀是临边增亮相对于（准）连续。CLV引起的效应的强度可以与热木星大气层的信号相同。因此，仔细处理强吸收线中恒星CLV的波长依赖性在行星凌日光谱学的解释中是高度相关的。
2015-09-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Analytical transit light curves for arbitrary power-law limb darkening: a unified framework
Peaceful Society Science and Innovation Foundation（和平社会科学与创新基金会）；Department of Occupational Science and Occupational Therapy, University of British Columbia（不列颠哥伦比亚大学职业科学与职业治疗系）；Department of Physics and Astronomy, Tarleton State University（塔伦州立大学物理与天文系）
提出统一解析框架，利用Appell二元超几何函数精确计算任意实幂律临边昏暗下的系外行星凌星光变曲线，实现超高速高精度计算。
2026-05-30 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
An Empirical Bayesian Approach to Limb-darkening in Modeling WASP-121b Transit Light Curves
我们提出了一种新的，迭代的方法，使用经验贝叶斯方法建模的肢体变暗的WASP-121 b过境从TESS光变曲线。我们的方法的动机是需要提高$R_{p}/R_{\ast}$估计系外行星大气建模，是特别有效的临边昏暗（LD）的二次定律，不需要事先从恒星大气模型的中心值。由于采用了非线性LD律，该方法具有不需要大气模型的优点，但不收敛。与现有的非迭代方法相比，迭代方法在1 $σ$的显著性水平下给出了WASP-121 b的不同$R_{p}/R_{\ast}$。为了评估这种差异的起源和影响，我们生成和分析光变曲线与已知值的临边暗化系数（LDCs）。我们发现，非迭代模拟与LDC先验恒星大气模型的结果不一致的$R_{p}/R_{\ast}$在1.5 $σ$水平时，已知的LDC值是以前发现的模拟真实数据时，通过迭代方法。相比之下，来自迭代建模的LDC值产生$R_{p}/R_{\ast}$的正确值，其在0.25 $σ$内。对于更一般的情况下，不同的已知输入，蒙特卡罗模拟表明，迭代方法获得无偏的最不发达国家和正确的$R_{p}/R_{\ast}$内的显着性水平为0.3 $σ$。偏置的LDC先验可导致偏置的LDC后验，并导致$R_{p}/R_{\ast}$中的偏置，对于二次律，偏置高达0.82 $\%$、2.5 $σ$，对于非线性律，偏置高达0.32 $\%$、1.0 $σ$。我们在$R_{p}/R_{\…
2021-04-16 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Limb darkening measurements from TESS and Kepler light curves of transiting exoplanets
不准确的边缘变暗模型可能是分析凌日系外行星和食双星系统光变曲线的一个重要误差来源。为了测试已发表的边缘变暗模型的准确性，我比较了恒星大气模型预测的边缘变暗轮廓，从开普勒和TESS任务观测到的凌日系外行星系统中43颗FGK型恒星的高质量光变曲线测量的边缘变暗轮廓。使用参数$h^{\prime}_1 = I_λ(\frac{2}{3})$和$h^{\prime}_2 = h^{\prime}_1 - I_λ(\frac{1}{3})$进行比较，其中$I_λ(μ)$是在方向$μ$上发射的比强度，即视线和表面法向量之间的角度的余弦。这些参数很容易解释，并且对它们的计算细节不敏感。我发现，大多数（但不是所有）表的边缘变暗的数据符合$h^{\prime}_1$和$h^{\prime}_2$的观察值。有一个小的，但显着的偏移$Δh^{\prime}_1 \approx 0.006$相比，观测值，可以归因于平均垂直磁场强度$\approx 100$ \，G的影响，预计在这些不活跃的太阳型恒星的光球，但不占典型的恒星模型大气。简要讨论了这些结果对PLATO任务测量行星半径精度的影响。
2022-12-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Eclipse, transit and occultation geometry of planetary systems at exo-syzygy
虽然在行星系中经常发生合相和冲相，但与日食相关的现象通常是从地球中心的角度来描述的。对太阳系不同部分的空间任务，以及宜居带中已知系外行星数量的不断增加，以及向它们发送轻量级机器人航天器的可能性，促使人们进行更广泛的考虑。在这里，我们从一个主要的地球外的观点得到的日食，凌日和掩星的几何形状，并适用于太阳系和三种类型的三体系外行星系的公式：与1星和2行星（情况I），与2星和1行星（情况II），与1行星，1星和1月球（情况III）。我们推导出日全食、日偏食和日环食发生在外朔望点的一般条件，并在每种情况下与稳定性准则相一致地实现它们。然后，我们应用的形式主义的TRAPPIST-1，开普勒-444和开普勒-77系统-其中第一个包含多个潜在的宜居行星-并提供参考表的太阳系和TRAPPIST-1 syzygy属性。最后，我们详细介绍了一个基本的代数算法，可用于快速描述日食属性在任何三体系统。
2017-03-09 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Effects of Barycentric and Asymmetric Transverse Velocities on Eclipse and Transit Times
人们早就认识到，有限的光速会影响事件的观测时间。例如，当光源径向地朝向或远离观察者移动时，路径长度以及因此到观察者的光行进时间减小或增加，从而分别导致事件比预期的更早或更晚出现。这种光旅行时间效应（LTTE）已经被应用于凌日和日食的各种目的，包括研究日食时间变化（ETV）和凌日时间变化（TTV），揭示系统中存在其他天体。在这里，我们强调了另一个非相对论性的影响日食或过境时间所产生的有限的光速-造成的不对称的横向速度的两个日食对象，相对于观察者。这种不对称性可能是由于非统一的质量比或外部重心运动的存在。虽然这种重心和不对称的横向速度（BATV）效应通常是恒定的，但如果两个物体之间的路径长度或重心横向速度随时间变化，则会在连续的日食之间发生变化。我们讨论了这种BATV效应，并估计其幅度的时间依赖性和时间无关的情况下。对于随时间变化的情况下，我们认为双星的轨道倾角，偏心系统和无拱点运动的变化，和层次的三重系统。我们还考虑了独立于时间的情况下，通过影响不同的主和次日食，可以影响推断的系统参数，如轨道偏心率。
2018-02-27 astro-ph.EP astro-ph.SR
Explicit relations and criteria for eclipses, transits and occultations
太阳系、系外行星和恒星科学依赖于凌日、日食和掩星来获得动力学和物理学的洞察力。通常，这些配置的几何形状通过假设特定的视点来建模。在这里，相反，我从第一原理独立的观点和三维导出用户友好的公式。我概括了Veras & Breedt（2017）的结果，通过（i）表征在运输中但不一定完全对齐的三体系统，以及（ii）纳入运动。对于一个给定的快照的时间，我推导出明确的标准，以确定是否系统是在或出过境，如果日食是全或环形，和表达式的阴影的大小，包括其极值和吞没的条件。这些结果是准确的。对于轨道运动，我得到的是近似结果。通过假设固定的轨道，我得出一个单一的隐式代数关系，可以解决，以获得过境事件的频率和持续时间-包括入口和出口-为组合的卫星，行星和恒星在任意倾斜的圆形轨道;偏心的情况下，需要开普勒方程的解决方案，但仍然是代数。我证明了一个过境阴影-无论是本影，antumbral或半影-需要一个抛物柱面的形状，并最终提出几何约束地球上的观察者希望检测到一个三体合（或完美的对齐）-无论是在太阳系外的系统或在太阳系-潜在的双日环食。
2018-11-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
The effect of stellar limb darkening values on the accuracy of the planet radii derived from photometric transit observations
我们研究的精度的系外行星半径的测定是如何影响我们目前的知识，在两种情况下：当我们固定的临边昏暗系数，当我们调整它们。我们还研究了单色测光中斑点的影响。我们通过解析表达式和数值实验研究了临边昏暗对行星半径测定的影响。我们还比较了一些现有的临边暗化表。当恒星斑点影响的拟合，我们取代的临边昏暗系数，计算的无斑点的情况下，有效的临边昏暗系数来描述斑点的效果。有两个重要的案例。(1)当我们根据某些理论预测来确定临边暗化值时，如果主星的表面有效温度高于5000 K，则表中的不一致性使我们无法达到行星半径的1-10%（取决于碰撞参量）的精度。在5000 K以下，半径比的确定可能包含甚至20%的误差。(2)当允许调整临边暗化系数时，如果信噪比足够高，a/Rs比、行星-恒星半径比和碰撞参量可以以足够的精度（<1%）确定。然而，恒星斑点和光斑的存在可能会破坏临边暗化表和拟合的临边暗化系数之间的一致性，但这并不影响行星半径测定的精度。我们还发现，它是必要的，以适应污染因子，太。我们的结论是，目前的理论恒星临边暗化表的不一致性表明，不应该固定的临边暗化系数。当允许它们被调整时，则行星半径、碰撞参量和a/Rs可以以所需的精度获得。
2012-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
Interferometry of $ε$ Aurigae: Characterization of the asymmetric eclipsing disk
我们报告的光学干涉观测的$ε$御夫座系统，在过去的14年中，在三个不同的干涉设施的四个光束组合共106个夜晚。这一长序列的数据提供了一个理想的评估系统之前，期间和之后，最近的2009-2011年日食。我们已经重建了独立于模型的图像，从10个日蚀时期，这表明一个盘状物体确实是负责日食。使用新的3D，时间依赖的建模软件，我们得出的F-星（直径，临暗）的属性，确定以前未知的轨道要素（$Ω$，$i$），并访问全球结构的光学厚的部分食盘使用几何模型和近似的天体物理学相关的密度分布。这些模型可能是有用的，在未来的流体动力学模拟系统。最后，我们解决了几个突出的研究问题，包括月食中期增亮，F型主星可能的收缩，以及盘中的任何扭曲或子特征。
2015-08-08 astro-ph.SR
