Using Limb-Darkening to Measure the Masses of Red Giants
我们提出了一种新的方法来测量演化恒星的质量，从他们的边缘变暗的观测参数化为一个线性加平方根函数的两个系数。该定律的系数与强度的积分矩有关，并携带有关恒星大气延伸的信息，这与恒星半径与质量之比R/M有关。在这里，我们展示了为什么临边暗化规律与R/M有关，并将这一结果应用于微透镜事件EROS-BLG-2000-5的临边暗化观测。
2010-11-19 astro-ph.SR
Weighing Betelgeuse: Measuring the mass of alpha Orionis from stellar limb-darkening
恒星边缘暗化是限制恒星大气性质的重要工具。我们提出了一种新的方法，有关的基本恒星参数的质量和半径的边缘暗化的法律使用网格的球形模型恒星大气。这种方法适用于干涉观测的红超巨星参宿四，在那里的恒星质量的一个独特的措施是确定的。
2011-09-21 astro-ph.SR
Limb-Darkening Coefficients for Eclipsing White Dwarfs
我们提出了广泛的线性和非线性的边缘变暗系数的计算，以及完整的强度轮廓适合于模拟食白矮星的光变曲线。我们计算的边缘变暗系数的约翰逊-克朗-林斯UBVRI测光系统以及大型综合巡天望远镜（LSST）ugrizy系统使用最新的模型大气。总之，我们提供了七种不同的边缘暗化定律的系数。我们描述了这些系数的变化作为一个功能的大气参数，包括对流在低有效温度的影响。最后，我们讨论了在目前和未来的光度调查，如LSST，帕洛玛瞬态工厂，全景巡天望远镜和快速响应系统（泛星）的背景下，有现成的边缘变暗系数的重要性。例如，LSST可能会发现约10^5颗食白矮星。这里介绍的边缘变暗计算将是所有这些系统的详细分析的重要部分。
2013-02-20 astro-ph.SR
A study of solar photospheric temperature gradient variation using limb darkening measurements
在太阳黑子周期测量的平静磁网络的面积的变化应调制的空间平均光球温度梯度，因为温度下降与光学深度更逐渐在磁通量管大气。然而，肢体暗化测量显示不依赖于活动水平，即使在0.04%的均方根精度。我们使用磁化光球的三维MHD模型研究了临边暗化对区域填充因子变化的敏感性。临边暗化变化预计从测得的11年面积变化低于测得的临边暗化变化的水平，在一个合理的范围内的磁通量在安静的网络和网络间的地区。因此，在太阳活动周期中观测到的显著的临边昏暗与静磁网络面积的11年变化并不矛盾。我们的研究结果提供了一个独立的限制光球温度梯度的变化报告从测量的太阳光谱辐照度的光谱辐照度监测器（SIM），最近，从波长差分分光光度法使用太阳光学望远镜（SOT）搭载的HINODE航天器。
2016-11-30 astro-ph.SR
New limb-darkening coefficients and synthetic photometry for model-atmosphere grids at Galactic, LMC, and SMC abundances
使用修正的对流参数和更新的不透明度分布函数计算了新的MCA 9模式网格，用于代表太阳、[M/H] =+0.3、+0.5、大麦云云（LMC）和小麦哲伦云（SMC）丰度的化学成分。网格覆盖T（eff）= 3.5- 50 kK，从log（g）= 5.0到有效Eddington极限。对于这些模型以及Castelli的可比“新ODF”网格，在UBVRIJHKLM、uvby、ugriz、WFCAM、Hipparcos/Tycho和Kepler通带中提供了临边变暗系数和合成测光。给出了新模型的磁通分布。说明了边缘暗化系数对所采用物理的敏感性。
2010-11-13 astro-ph.SR
Note on the Power-2 Limb Darkening Law
最近有一个新的兴趣，在幂2临边暗化定律建模系外行星凌日。这个定律比其他两参数定律更好地匹配了球形恒星大气模型产生的强度。为了帮助促进更广泛地使用幂2定律，我们纠正了一个小错误，并扩大了以前的工作，提出了一个参数化，可以提高采样所需的一些数值方法，如MCMC。
2019-08-30 astro-ph.SR
Solar Limb Darkening Function from Baily's Beads Observations
通过对日边定义的重新考虑，介绍了一种利用日食观测资料从地面高分辨率测量太阳直径的方法。边缘变暗函数（LDF）的外部部分是使用Beclio's Bead的光度演化和从Kaguya卫星获得的月球边缘的轮廓恢复的。所提出的方法被应用于2010年1月15日由乌干达的Richard Nugent和印度的Andreas Tegtmeier记录的日食视频。结果表明，在LDF拐点之外至少检测到0.65角秒的太阳临边光，这一事实可能建议重新考虑用肉眼对历史日食的评价。
2011-12-02 astro-ph.SR
Limb darkening in spherical stellar atmospheres
（略）背景。星缘暗化，I（μ = cosθ），是微透镜、食双星、行星凌日和干涉观测的重要限制，但通常被视为参数化曲线，例如线性加平方根定律。许多分析假设从模型恒星大气计算的边缘变暗系数。然而，以前的研究，使用来自平面平行模型的I（μ），已经发现对通量归一化曲线的拟合通过固定点，即恒星盘上的公共μ位置，对于Teff，log g和波长的所有值。目标。我们研究这个固定的μ点，以确定它是模型恒星大气的一个属性还是边缘变暗定律的一个属性。此外，我们使用这个临边暗化定律作为一种工具，以探测恒星大气的性质进行比较临边暗化的观测。方法.用平面平行和球对称Atlas模型（由三个基本参数L \star、M \star和R \star表征）计算的强度用于重新检查参数化曲线的固定μ点的存在。结果我们发现，我们的球形模型的强度没有一个固定的点，虽然曲线确实有一个最小的扩展在μ值类似的参数化曲线。我们还发现，参数化曲线有两个固定点，μ1和μ2，虽然μ2是如此接近的磁盘的边缘，它是错过了使用平面平行的大气。我们还发现，相对于平面平行模型，球对称模型似乎更好地与已发表的微透镜观测相一致。
2011-05-01 astro-ph.SR
Limb and gravity-darkening coefficients for the TESS satellite at several metallicities, surface gravities, and microturbulent velocities
我们提出了新的重力和边缘暗化系数的有效温度，重力，金属丰度，和微湍流速度的范围很广。这些系数可以用于恒星物理学的许多不同领域，如食双星和行星凌日的合成光变曲线，恒星直径，旋转恒星的线轮廓等。临边暗化系数是专门为TESS空间飞行任务的测光系统计算的，并采用最小二乘法进行计算。此外，采用通量守恒方法，还可以得到线性和双参数系数。另一方面，考虑到潮汐和旋转扭曲的影响，我们计算的通带重力暗化系数$y(λ)$使用一个一般的微分方程，其中我们认为对流和偏导数$\left(\partial{\ln I(λ)}/{\partial{\ln g}}\right)_{T_{\rm eff}}$的影响。我们采用两种恒星大气模型：ATLAS（平面平行）和PHOENIX（球形，准球形，和$r$ -方法）来产生边缘暗化系数。使用五种方法拟合比强度分布：线性、二次、平方根、对数和具有四个项的更一般的方法。这些网格覆盖了19个金属丰度，从10 $^{-5}$到10 $^{+1}$太阳丰度，0 $\leq$ log g $\leq$ 6.0和1500 K $\leq$ T $_{\rm eff}$ $\leq$ 50000 K。计算了所有平面平行ATLAS模型的重力暗化系数。
2018-04-26 astro-ph.SR
The radii and limb darkenings of Alpha Centauri A and B - Interferometric measurements with VLTI/PIONIER
光球半径是控制恒星辐射平衡的基本参数之一。本文报道了用VLTI/PIONIER光学干涉仪对最近的太阳型恒星半人马座阿尔法星A（G2 V）和B（K1 V）的新观测。VLTI的四种配置的组合使我们能够同时测量在近红外H波段（λ = 1.65微米）的两个太阳型恒星的临边暗化角直径θ LD和临边暗化参数。通过对幂律临边暗化模型的调整，得到光球角直径θ LD（A）= 8.502 +/-0.038mas（0.43%）和θ LD（B）= 5.999 +/-0.025mas（0.42%）。我们发现H波段的幂律指数α（A）= 0.1404 +/- 0.0050（3.6%）和α（B）= 0.1545 +/- 0.0044（2.8%），这与观测到的太阳值（α_sun = 0.15027）非常接近。结合最近确定的视差pi = 747.17 +/- 0.61 mas，我们推导出线性半径RA = 1.2234 +/- 0.0053 Rsun（0.43%）和RB = 0.8632 +/- 0.0037 Rsun（0.43%）。幂律指数，我们推导出的两颗恒星表明一个显着较弱的肢体暗化比预测的1D和3D恒星大气模型。由于太阳近红外临边昏暗廓线也观测到了这种差异，显然需要改进恒星大气模型的定标。报告的PIONIER阿尔法Cen A和B的能见度测量提供了一个强大的基础，以验证这些模型的未来演变。
2016-10-19 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
Empirical H- and K-band Limb Darkening for 31 CHARA Stars: A Near-Infrared Benchmark for Stellar-Atmosphere Models
The CHARA Array of Georgia State University（佐治亚州立大学CHARA阵列）；University of Michigan（密歇根大学）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；Instituto de Alta Investigación, Universidad de Tarapacá（塔拉帕卡大学高等研究院）；European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere (ESO)（欧洲南方天文学研究组织（ESO））；Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS（蔚蓝海岸大学、蔚蓝海岸天文台、法国国家科学研究中心）
研究利用CHARA阵列对31颗恒星在H和K波段进行干涉临边昏暗测量，用四种定律拟合数据并与五个恒星大气网格预测比较，测量角直径精度约0.2 - 0.3%，结果为恒星大气模型提供近红外基准。
2026-07-29 astro-ph.SR
Effect of surface magnetic fields on limb darkening in main-sequence stars
Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系统研究所）；University of Graz（格拉茨大学）；Kyung Hee University（庆熙大学）；Imperial College London（帝国理工学院）
研究表面磁场对不同基本参数主序星临边昏暗的影响，发现磁场效应在较热、富金属恒星中显著，在M矮星中可忽略，并提供了不同磁化水平的中心-临边光谱数据库。
2026-06-23 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
Gravity and limb-darkening coefficients for compact stars: DA, DB, and DBA eclipsing white dwarfs
目前的工作的主要目标是扩大这些调查计算的重力和边缘暗化系数白矮星大气模型与氢，氦，或混合成分（类型DA，DB和DBA）。我们计算了DA、DB和DBA白矮星大气模型的重力和边缘暗化系数，涵盖了斯隆、UBVRI、开普勒、TESS和盖亚测光系统的透射曲线。还对HiPERCAM仪器进行了具体计算。对于所有的边缘暗化系数的计算，我们使用最小二乘法。考虑到潮汐畸变和自转畸变的影响，我们还首次用与边缘变暗情况相同的恒星大气模型计算了白矮星的引力变暗系数$y(λ)$。引入更一般的微分方程来推导这些量，包括偏导数$\left(\partial{\ln I_o(λ)}/{\partial{\ln g}}\right)_{T_{\rm eff}}$。采用六个定律来描述比强度分布：线性，二次，平方根，对数，幂-2，和一个更一般的四个系数。计算了log[H/He] = $-$ 10.0（DB）、$-$ 2.0（DBA）和He/H = 0（DA）的化学组成，log g在5.0 ~ 9.5之间变化，有效温度在3750 K ~ 100 000 K之间。对于有效温度高于40，000 K的情况，采用非局部热平衡（DA）模型进行了计算.所采用的混合长度参数是ML 2/ $α= 0.8$（DA情况）和1.25（DB和DBA）。结果以112个表格的形式列出。可根据要求执行其他光度系统和/或log[H/He]、$\log g…
2020-01-20 astro-ph.SR
Doppler beaming factors for white dwarfs, main sequence stars, and giant stars Limb-darkening coefficients for 3D (DA and DB) white dwarf models
我们计算了DA、DB和DBA白矮星模型以及主序星和巨星的多普勒聚束因子，覆盖了斯隆、UBVRI、HiPERCAM、开普勒、TESS和盖亚测光系统的透射曲线。用最小二乘法计算了三维模型的边缘暗化系数。使用真实的恒星大气模型进行的光束因子计算表明，黑体近似是不准确的，特别是对于滤波器$u$、$u'$、$U$、$g$、$g'$和$B$。黑体方法仅对高有效温度和/或长有效波长有效。因此，为了更准确地分析光变曲线，我们建议使用本文中提出的聚束因子。关于肢体变暗，3D模型的特定强度的分布表明，一般来说，这些模型朝向肢体的亮度低于它们的1D对应物，这意味着更陡峭的轮廓。为了更好地描述这些强度，我们建议使用四项定律（也适用于1D模型），因为地球上的仪器和太空任务（如开普勒和TESS（以及未来的PLATO））正在实现的精度水平。
2020-07-30 astro-ph.SR
Stellar limb darkening. A new MPS-ATLAS library for Kepler, TESS, CHEOPS, and PLATO passbands
第一颗系外行星的探测为凌日测光太空任务时代铺平了道路，具有革命性的测光精度，旨在发现不同类型恒星周围的新系外行星系统。有了这种高精度，就有可能非常精确地推导出系外行星的半径，这对于限制它们的类型和组成至关重要。然而，它需要对主星的精确描述，特别是它们的中心到边缘的强度变化（所谓的边缘变暗），因为它会影响行星与恒星半径比的确定。我们的目标是提高准确性的临边昏暗的恒星计算范围广泛的基本参数。我们使用最近开发的一维MPS-ATLAS代码计算模型大气结构和合成恒星边缘暗化的恒星参数的一个非常精细的网格。对于计算，我们利用了最准确的信息，化学元素丰度和混合长度参数，包括对流过冲。恒星的临边昏暗拟合使用两个最准确的临边昏暗的法律：幂2和4参数非线性法律。我们提出了一个新的广泛的图书馆的恒星模型大气结构，合成恒星临边暗化曲线，和参数化的临边暗化法律的系数在开普勒，TESS，CHEOPS和PLATO通带的恒星参数的一个非常精细的网格。精细网格允许克服由于需要插值而引入的相当大的误差。我们对太阳临边暗化的计算与不同视角和波长下的太阳观测结果吻合得很好。我们的恒星边缘暗化的计算同意与现有的开普勒恒星的测量。在CDS中提供了一个新的恒星模型结构、临边暗化及其在不同宽滤波器中的拟合系数的网格。
2022-07-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
Stellar Limb-Darkening Coefficients for CoRot and Kepler
凌日系外行星提供了无与伦比的机会，可以获得太阳系外行星及其宿主恒星的基本参数。我们提出了边缘暗化系数（LDCs）的系外行星狩猎CoRot和开普勒任务。最不发达国家的计算与ATLAS恒星大气模型网格和跨越范围广泛的Teff，log g，和金属[M/H]。CoRot和开普勒都包含广泛的，非标准的响应函数，并正在产生大量的高质量的凌日光变曲线，对恒星临边变暗敏感。比较恒星模型的临边变暗的结果，从第一个七CoRot行星，我们发现更好的拟合时，发现两个模型的强度在肢体被排除在系数计算。这种计算方法可以帮助避免一个主要的不足之处，目前在四肢的一维恒星模型。
2009-12-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
The Stagger-grid: A grid of 3D stellar atmosphere models - IV. Limb darkening coefficients
我们使用真实的3D模型大气，在大范围内的恒星参数来预测恒星的临边暗化，计算从紫外到远红外的不同视角的恒星光谱。我们已经计算了全三维LTE合成光谱的基础上三维辐射流体动力学大气模式从交错网格。从在不同波长的强度，我们推导出的标准临边昏暗的法律考虑一些常用的光度过滤器的系数。此外，我们计算了理论上的过境光变曲线，以量化广泛使用的一维模型大气和我们的三维模型的预测之间的差异。3D模型经常被发现预测陡峭的临边暗化相比，1D模型，主要是由于温度分层和温度梯度是不同的3D模型相比，那些预测与1D模型的基础上的混合长度理论描述的对流能量传输。由此产生的凌日光变曲线的差异是相当小的，然而，这些可以是显着的高精度观测太阳系外凌日，并能够降低残差与1D临边暗化配置文件的拟合。我们提倡使用标准四参数非线性幂律提供的新临边暗化系数，它比其他选择更能精确地拟合临边暗化。
2014-10-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
LDTk: Limb Darkening Toolkit
我们提出了一个Python包LDTk，它使用Husser等人（2013）的PHOENIX生成的特定强度光谱库自动计算自定义恒星临边暗化（LD）轮廓和模型特定临边暗化系数（LDC）。该软件包的目的是促进需要定制生成临边暗化剖面的分析，例如系外行星凌日研究-特别是透射光谱学，其中凌日建模是针对定制窄通带进行的-食双星、干涉测量和微透镜事件。首先，LDTk可以用来计算自定义的临边暗化配置文件与传播的恒星参数估计的不确定性的不确定性。其次，LDTk可用于估计最常见的边缘暗化模型的不确定性的边缘暗化模型的具体系数。第三，LDTk可以直接集成到任何预先存在的建模代码的对数后验计算中，只需进行最小的修改。最后一种方法可以用于直接通过LD轮廓来约束LD模型参数空间，允许在LD参数空间上的边缘化，而不需要使用先验来近似来自LD轮廓的约束。
2015-08-11 astro-ph.EP astro-ph.IM 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
Measuring Limb Darkening of Stars in high magnification Microlensing Events by the Finite Element Method
引力微透镜的有限尺寸效应为测量遥远恒星的临边暗化提供了可能。我们使用有限元方法（FEM）作为反演工具的离散和反演放大临边变暗积分方程。这种方法没有对亮度剖面的形状做出明确的假设，而只是假设了恒星盘中心附近的亮度剖面是平坦的。最后，将该方法应用于OGLE-2004-BLG-254（SAAO-I）、MOA-2007-BLG-233/OGLE-2007-BLG-302的单透镜高倍率凌日事例（OGLE-I，MOA-R），MOA-2010-BLG-436（MOA-R），MOA-2011-BLG-93（Canopus-V），MOA-2011-BLG-300/OGLE-2011-BLG-0990（Pico-I）和MOA-2011-BLG-325/OGLE-2011-BLG-1101（LT-I）其中光变曲线在峰\citep{Ch}附近观察到高节奏。通过对五个光变曲线的分析，得到了与线性临边变暗相一致的光强分布，其中两个事件的光强分布与平方根分布相一致。有限元法的优点是不需要对恒星的临边暗化模型作任何假设就可以提取出恒星的临边暗化。
2020-03-13 astro-ph.IM astro-ph.SR
Stellar Surface Magnetic Fields Impact Limb Darkening
利用 MURaM 三维辐射磁流体大气模型，本研究证明恒星表面小尺度磁场集中可改变临边昏暗并解释观测偏差，从而改进系外行星半径与透射光谱分析及磁场测量。
2024-02-29 astro-ph.EP astro-ph.SR
ExoTiC-LD: thirty seconds to stellar limb-darkening coefficients
本文介绍ExoTiC-LD工具，可在三十秒内快速计算恒星临边昏暗系数，支持多种函数形式，用于系外行星探测与表征。
2024-08-19 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
Limb-darkening measurements for a cool red giant in microlensing event OGLE 2004-BLG-482
目的：我们提出了一个详细的分析OGLE 2004-BLG-482，一个相对较高的放大倍率的单透镜微透镜事件，表现出明显的扩展源的影响。这些事件相对罕见，但它们可能包含有关其源星的恒星大气特性的独特信息，如本研究所示。研究方法：我们密集的光度覆盖的整体光变曲线和适当的微透镜建模，使我们能够获得OGLE 2004-BLG-482源星的线性边缘变暗系数的测量在三个波段，包括标准的约翰逊-波塞冬我和R，以及在一个广泛的明确的过滤器。特别是，我们详细讨论了多波段和多站点建模的问题，我们的结果的预期精度。我们还获得了高分辨率的UVES光谱，作为ESO VLT的ToO计划的一部分，从中我们获得了源星的精确基本参数。结果如下：从高分辨率的UVES光谱中，我们发现OGLE 2004-BLG-482的源星是一颗晚于M3的MK型红巨星，Teff = 3667 +/- 150 K，log g = 2.1 +/- 1.0，具有太阳金属丰度。这是由OGLE校准的颜色星等图证实的。然后，我们从一个详细的微透镜建模的光变曲线的线性边缘变暗系数，我们比较模型大气的预测在文献中，并找到一个非常好的协议的I和R波段。此外，我们进行了类似的分析，使用的替代描述的临边变暗的基础上的主成分分析的ATLAS临边变暗的配置文件，也发现一个非常好的协议之间的测量和模型预测。
2010-09-28 astro-ph.SR
A new method to compute limb-darkening coefficients for stellar atmosphere models with spherical symmetry: the space missions TESS, Kepler, Corot, and MOST
在处理球对称恒星大气模型的边缘暗化系数时，我们遇到的最大问题之一是边缘和中心部分同时调整的困难。特别是，对于大多数模型，根据Teff、log g或波长，不能很好地再现下降附近的区域。即使使用四项法则，这些分歧仍然存在。在这里，我们介绍了一种新的方法，大大提高了四肢和中心部分的描述，这将使用户能够测试模型的恒星大气与球对称更准确地在环境中，如系外行星凌日，食双星等。这里介绍的方法很简单。我们不像传统方法那样在平差中考虑所有$μ$点，而是只考虑每个模型的下降点（$μ_{cri}$）之前的点。从这一点出发，我们强加一个条件${I(μ)}/{I (1)} = 0$。所有计算均采用最小二乘法进行。对于空间任务{ \sc TESS}、{ \sc KEPLER}、{\sc COROT}和{ \sc MOST}的测光系统，使用这种新方法得到的系数很好地再现了PHOENIX球形模型（COND和DRIFT）的强度分布。计算包括以下局部重力和有效温度范围：2.5 $\leq$ log g $\leq$ 6.0和1500 K $\leq$ T $_{\rm eff}$ $\leq$ 12000 K。新的球面系数可以很容易地适应最常用的光变曲线合成代码。
2018-04-26 astro-ph.SR
Solar limb darkening function and solar diameter with eclipses observations
介绍了一种从地面通过日食观测进行太阳直径高分辨率天体测量的新方法。太阳直径及其变化的讨论与边缘变暗功能（LDF）使用的光度演变的一个Becomy的珠和轮廓的月球边缘可从卫星数据。LDF的日珥点被定义为太阳临边。所提出的方法被应用于2010年1月15日由乌干达的Richard Nugent和印度的Andreas Tegtmeier记录的日食视频。日蚀的日蚀点位置的上限已经设定。
2012-01-03 astro-ph.IM astro-ph.SR
Eclipse, solar limb darkening function and diameter measurements: toward a unified approach
为了在地面上进行太阳直径的高分辨率天体测量，通过对日食的观测，对临边昏暗廓线进行了研究。了解太阳边缘的轮廓对于监测随时间变化的太阳半径和确定扁率都很有用，扁率对于广义相对论的经典检验很有意义。本文研究了边缘暗化函数（LDF），以寻找太阳直径测量中所需的边缘暗化点。将该方法应用于2010年1月15日的日环食视频。这种新方法可能会解决一些日食观测的模糊性与不同的仪器，其中所测量的太阳直径显然取决于望远镜的孔径和所使用的过滤器的密度。
2012-01-04 astro-ph.IM astro-ph.SR
Power-2 limb-darkening coefficients for the uvby, UBVRIJHK, SDSS ugriz, Gaia, Kepler, and TESS photometric systems
临边暗化是一种重要的恒星现象，在恒星光谱、食双星、凌日行星系统和微透镜事件的研究中必须考虑。幂-2边缘暗化定律与恒星大气模型预测的比强度很好地匹配：它优于其他两参数定律，仅被四参数定律超越。幂2定律的临边暗化系数的预测并不广泛可用。因此，我们计算它们，使用ATLAS（平面平行）代码生成的恒星大气模型。计算了盖亚、开普勒和TESS空间任务以及uvby、UBVRIJHK和SDSS ugriz测光系统的临边暗化系数。计算采用Levenberg-Marquardt最小二乘最小化方法进行，并以100个等距视角的分辨率进行计算。我们使用了9586模型大气覆盖19个金属丰度，有效温度为3500至50000 K，log g值从0.0至5.0，和微湍流速度为0，1，2，4和8公里。我们确认的幂-2法的优越性，在质量方面的配合，比其他两个参数的法律。这对于广泛使用的二次定律尤其重要。我们建议在需要双参数定律的情况下使用幂2定律。
2022-06-22 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
A JWST transiting survey of FGK stellar limb darkening: empirical evidence for quadratic laws and atmospheric model comparisons
Johns Hopkins University（约翰斯·霍普金斯大学）；Space Telescope Science Institute（太空望远镜科学研究所）；University of Oxford（牛津大学）；University of Exeter（埃克塞特大学）
该研究利用JWST对7颗FGK型恒星的凌星观测，通过贝叶斯模型选择证实二次临边昏暗定律更优，对比多个大气模型并校正后提供偏移先验，可提升系外行星透射光谱约束精度。
2026-09-02 astro-ph.EP 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
Efficient, uninformative sampling of limb darkening coefficients for two-parameter laws
恒星临边暗化影响了广泛的天文测量，并且经常使用视线和出射强度之间夹角的余弦多项式的参数模型来建模。双参数定律特别适用于希望自由拟合临边暗化系数（即无信息先验）的情况，这是由于紧凑的先验体积以及更复杂的模型很少用现有数据获得唯一解的事实。在这种情况下，我们表明，两个临边暗化系数的约束由三个物理边界条件，在二维参数空间中描述一个三角形区域。我们表明，均匀分布的样本可能会从这个区域的最佳效率由计算机图形编程开发的技术：三角抽样。或者，可以使用均匀的双变量Dirichlet分布进行绘制。我们提供了简单的表达式，这些参数化的技术适用于二次，平方根和对数的情况下，临边昏暗的法律。例如，对于流行的二次律，我们主张在[0，1]区间内用均匀先验拟合q_1 =（u_1 + u_2）^2和q_2 = 0.5u_1（u_1+u_2）^{-1}，以便于实现三角抽样。采用这些参数化允许一个得到的模型参数，充分考虑到我们的无知的强度分布，但从来没有探索非物理的解决方案，产生强大的和现实的不确定性估计。此外，在三角形采样与二次定律的情况下，我们的参数化导致显着降低相互相关性，并提供了一个替代的几何解释，为什么天真地拟合二次临边暗化系数沉淀强相关性摆在首位。
2013-08-14 astro-ph.EP astro-ph.SR
Reliable Transmission Spectrum Extraction with a Three-Parameter Limb Darkening Law
本文比较二次、幂和 Kipping–Sing 三参数临边昏暗定律，发现二次定律会使高碰撞参数行星的透射光谱产生可达凌星深度1%的波长相关偏差，而三参数定律反演更稳健。
2024-10-24 astro-ph.EP astro-ph.SR
Cepheid limb darkening, angular diameter corrections, and projection factor from static spherical model stellar atmospheres
上下文使用经典造父变星测量哈勃常数的一个挑战是莱维特定律或周期光度关系的校准。Baade-Wesselink方法是利用观测到的径向速度与脉动速度之比、投影因子以及恒星角直径的测量能力来确定造父变星的距离。目标。我们使用球对称模型恒星大气探索的p-因子和角直径校正作为脉动周期的函数的依赖性。方法.强度分布计算从一个网格的平面平行和球对称模型恒星大气使用SAtlas代码。投影因子和角直径校正确定从这些强度分布和以前的结果相比。结果我们预测的几何周期投影因子关系，包括以前发表的最先进的流体动力学预测是没有最近的观测约束。我们提出了一些潜在的解决方案，这种差异。模型大气的几何形状也影响了用来解释干涉观测的角直径修正的预测，这表明过去使用的修正低估了造父变星的角直径3 - 5%。结论.虽然球对称流体静力学模型大气不能解决理论和观测的投影因子之间的差异，但它们确实有助于约束必须包括在内的基本物理，包括色球和质量损失。该模型还预测了更多的物理为基础的干涉观测的边缘暗化校正。
2012-03-15 astro-ph.SR
Multi-chromatic observations of classical Cepheids using the CHARA Array interferometer: Surface brightness-colour relation, projection factor, and limb-darkening
Université Côte d’Azur, Observatoire de la Côte d’Azur, CNRS, Laboratoire Lagrange（蔚蓝海岸大学，蔚蓝海岸天文台）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）；LIRA, Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université, CNRS（巴黎天文台 LIRA 实验室，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，CY 塞尔吉巴黎大学）；French-Chilean Laboratory for Astronomy, IRL 3386, CNRS（中智天文学联合实验室）；Instituto de Alta Investigación, Universidad de Tarapacá（塔拉帕卡大学高等研究院）；Astronomy Department, University of Michigan（密歇根大学天文学系）
本研究利用CHARA阵列干涉仪多色观测经典造父变星，校准表面亮度-颜色关系并测量投影因子和临边昏暗，提高了Baade-Wesselink方法的距离测量精度。
2026-09-15 astro-ph.SR
OGLE 2008--BLG--290: An accurate measurement of the limb darkening of a Galactic Bulge K Giant spatially resolved by microlensing
引力微透镜不仅是发现遥远系外行星的成功工具，而且还可以描述透镜事件中涉及的透镜和源星。在高放大倍率事件中，透镜焦散可能会穿过源盘，这允许确定源的角尺寸，并测量其临边变暗。当这种扩展光源效应出现在最大放大率附近时，所产生的光变曲线与典型的Paczynski点光源曲线不同。接近峰值的光变曲线的确切形状取决于光源的临边暗化。密集的光度覆盖允许测量各自的边缘变暗系数。在微透镜事件OGLE 2008-BLG-290中，K巨星源星达到了大约100倍的峰值放大率。十三台不同的望远镜在八个不同的光度波段覆盖了这一事件。随后的光变曲线分析产生的线性边缘变暗系数的来源在六个光度带的测量。最佳测量系数导致源有效温度的估计约为4700 + 100 - 200 K。然而，根据色星等图的光度估计，更倾向于4200 ± 100 K的较冷温度。由于边缘暗化测量，至少在CTIO/SMARTS 2 V和I波段，是最准确的获得，上述分歧需要理解。提出了一个解决办法，这可能适用于以前的事件，这种差异也出现了。
2010-05-06 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
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
The Measurement of Solar Diameter and Limb Darkening Function with the Eclipse Observations
太阳总辐照度在11年的太阳周期内变化，也可能在更长的周期内变化。太阳的直径也会随时间变化吗？介绍了一种新的方法，通过重新考虑太阳边缘的定义，从地面上进行高分辨率的太阳直径的天体测量，通过日食的观测。对太阳直径及其变化的讨论必须联系到边缘变暗函数（LDF），使用从卫星数据中获得的贝鲁珠的光度演化和月球边缘的轮廓。这种方法将日食的LDF拐点和漂移扫描或日射测量方法统一起来定义太阳边缘。所提出的方法适用于2010年1月15日在乌干达和印度记录的日食视频。结果表明，在拐点之外至少有0.85角秒的光，这提示人们重新考虑历史上用肉眼对日食的评价。
2012-02-17 astro-ph.IM astro-ph.SR
A universal approach to the calculation of the transit light curves
我们发展了一种通用的方法来精确计算食双星系统在行星凌日过程中的亮度。这种方法是统一的系统参数的所有值和适用于大多数的临边暗化的法律在天体物理学中使用。在线性和二次边缘变暗定律的情况下，我们得到了光变曲线及其导数的初等函数、椭圆积分和分段定义的一元函数的解析表达式。在对数和平方根法律的情况下，临边昏暗的流量和其衍生物表示的积分，可以有效地计算使用高斯求积公式，考虑到奇异的被积函数。
2013-04-04 astro-ph.SR
A shortcut to calculate SPAM limb-darkening coefficients
我们发布了一个新的网格恒星边缘暗化系数（最不发达国家，使用二次，2次幂和红葡萄酒-4定律）和强度配置文件的开普勒，U，B，V和R通带，STAGGER模型的基础上的大气。数据可以从Zenodo下载（doi：10.5281/zenodo.5593162）。我们比较新发布的最不发达国家，计算的ExoTETHyS，与以前公布的值，基于相同的大气模型，使用所谓的“垃圾邮件”程序。SPAM方法依赖于合成光变曲线，以计算最能代表系外行星凌日光度学的最不发达国家。我们确认ExoTETHyS用更简单的算法实现了相同的目标。
2021-10-28 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
The diameter of the CoRoT target HD 49933. Combining the 3D limb darkening, asteroseismology, and interferometry
上下文恒星脉动的内部结构的解释依赖于基本恒星参数的知识。长基线干涉仪使我们能够确定非常精确的恒星半径，这是恒星模型的独立约束，有助于我们在HR图中定位恒星。目的：使用直接干涉测定的角直径和先进的三维（3D）建模，我们推导出的半径的CoRoT目标HD 49933和减少全球恒星参数空间与地震数据兼容。方法：采用VEGA/CHARA光谱干涉仪测量恒星的角直径。一个三维辐射流体动力学模拟的表面进行计算的临边昏暗，并从能见度曲线推导出一个可靠的直径。其他基本的恒星参数（质量，年龄和Teff）的发现，通过拟合的大，小p-模式的频率分离使用恒星演化模型，包括微观扩散。结果：我们得到了一个肢体变暗的角直径θLD = 0.445 \pm 0.012 mas。利用依巴谷视差，我们得到半径R = 1.42 \pm 0.04 Rsun。相应的恒星演化模型，适合大的和小的频率分离的质量为1.20 \pm 0.08 Msun和年龄为2.7 Gy。大气参数为Teff = 6640 \pm 100 K，log g = 4.21 \pm 0.14，[Fe/H] =-0.38。
2011-10-05 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
Kepler's Optical Secondary Eclipse of HAT-P-7b and Probable Detection of Planet-Induced Stellar Gravity Darkening
我们目前的观测跨越355个轨道相位的HAT-P-7观测开普勒从2009年5月至2011年3月（Q1-9）。我们发现一个较浅的二次日食深度比最初宣布的，符合低光学反射和检测几乎完全热发射，没有反射光的组成部分。我们发现一个约10 ppm的扰动，平均过境光变曲线附近的相位-0.02，我们归因于温度下降的表面上的恒星，定相的轨道的行星。这个较冷的点与行星引起的重力暗化一致，由于恒星大气的有限响应时间，稍微滞后于子行星的位置。HAT-P-7 b在开普勒带内的亮温为T_B = 2733 +/- 21 K，引力暗化引起的恒星地面温度偏差幅度约为-0.18 K。由于它的振幅很小，所以在统计学上并不能确定它的存在，尽管开普勒的额外观测应该能够验证这个异常的天体物理性质。
2013-01-18 astro-ph.EP astro-ph.SR
Efficient, uninformative sampling of limb-darkening coefficients for a three-parameter law
恒星边缘变暗影响了广泛的天文测量。它的建模精度限制了任何相关协变参数的精度，例如凌日行星的半径。随着越来越多的精确观测和天体物理参数的可靠估计的重要性，一个新兴的趋势是自由拟合描述边缘暗化规律的边缘暗化系数（LDCs）的选择，以传播我们的无知的真实强度轮廓。在实践中，由于对物理允许的最不发达国家范围进行采样相对容易，这种方法仅限于双参数边缘变暗定律，例如二次定律。在这里，我们提供了一个高效的方法来采样描述一个更准确的三参数非线性规律的最不发达国家。我们首先推导出分析标准，可以快速测试，如果一组最不发达国家是物理的，虽然天真的抽样与这些标准导致接受率小于1%。然后，我们表明，允许的最不发达国家的轨迹可以转化为一个锥状的体积，从中我们能够绘制均匀的样本。我们发现，均匀地从圆锥区域绘制的样本在97.3%的实现中是物理上有效的，并且包含94.4%的允许参数空间的体积。我们在https：//github.com/davidkipping/LDC3上提供了Python和Fortran代码（LDC3）来从这个区域采样（并执行反向计算），其中还包括一个子例程来有效地测试样本是否物理有效。
2015-10-30 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Re-parameterisation of four limb darkening laws and their implementation into the JKTEBOP code
临边暗化（LD）通常是使用一系列函数“定律”在食双星和凌日行星系统的光变曲线模型中参数化的。双系数LD定律的系数之间都存在很强的相关性，这使得无法从高质量的光变曲线中可靠地确定两个系数。我们使用数值模拟，提出重新参数化的二次，对数，平方根和立方LD法，表现出弱得多的相关性，并将它们实现到JKTEBOP代码。我们建议在拟合两个LD系数时使用这些重新参数化。相反，当仅拟合一个系数时，应使用标准定律以避免将系数固定在较差值的问题。我们发现这些选择对光曲线模型的其他拟合参数几乎没有影响。我们还建议使用2次幂LD定律作为默认值，因为它提供了一个很好的理论预测，并应避免二次和线性定律，因为它们不。
2023-01-06 astro-ph.EP astro-ph.SR
GIARPS simultaneous optical and infrared high-spectral-resolution observations of Cepheids I. Limb darkening from cross-correlated radial velocities
Université Côte d’Azur（蔚蓝海岸大学）；Observatoire de Paris, Université PSL, Sorbonne Université, Université Paris Cité, CY Cergy Paris Université（巴黎天文台，巴黎文理研究大学，索邦大学，巴黎西岱大学，塞吉-蓬图瓦兹大学）；French-Chilean Laboratory for Astronomy, IRL 3386, CNRS and U. de Chile（中法天文学联合实验室）；Universidad de Concepción（康塞普西翁大学）；Leibniz Institute for Astrophysics（莱布尼茨天体物理研究所）；Nicolaus Copernicus Astronomical Center, Polish Academy of Sciences（波兰科学院尼古拉·哥白尼天文学中心）；European Southern Observatory（欧洲南方天文台）
本研究通过首次比较五颗造父变星的同步光学与H波段径向速度，发现V波段振幅比H波段大5%，验证了投影因子几何部分与恒星大气模型预期一致。
2026-09-21 astro-ph.SR
First release of PLATO consortium stellar limb-darkening coefficients
我们发布了由行星凌日和恒星振荡（PLATO）联盟计算的恒星边缘变暗系数（LDCs）和强度分布（IP）的第一个网格，这是欧洲航天局（ESA）正在开发的下一个中型（M3）任务，将于2026年发射。我们用\texttt{TurboSpectrum}在\texttt{MARCS}模型大气网格上进行了光谱合成。最后，我们采用了\texttt{ExoTETHyS}卷积的高分辨率光谱（$R=2\times10^5$）与所有PLATO相机的最先进的响应函数，并计算最接近的卷积IP的最不发达国家。除了PLATO产品，我们还为开普勒任务提供新的LDC和IP，基于相同的恒星大气模型和计算程序网格。数据可从以下链接下载：\url{https://doi.org/10.5281/zenodo.7339706}。
2022-11-29 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Limb-Darkening Coefficients for the 4-Term and Power-2 Laws for the JWST Space Mission, Adopting PHOENIX Spherical Models at High Resolution
本研究为JWST的NIRCam、NIRISS和NIRSpec仪器提供基于PHOENIX球面模型的临边昏暗系数表，采用4项和幂2定律，推荐优先使用4项定律。
2025-06-08 astro-ph.EP 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
Correcting the effect of stellar spots on ARIEL transmission spectra II.The limb darkening effect
这篇论文是修正围绕活跃恒星运行的凌日行星的透射光谱的努力的一部分。在论文I（Cracchiolo et al. 2020）中，我们已经证明了一种方法，可以最大限度地减少透射光谱上未被遮蔽的星点引起的潜在偏差，假设一个由填充因子和温度参数化的星点模型。在这项工作中，我们介绍了临边暗化效应，因此，在恒星盘中的位置和过境行星的碰撞参量现在起着关键作用。在ARIEL分辨率下，对三种有代表性的行星系的凌日过程进行了数值模拟。我们发现，一个现实的治疗的肢体变暗需要可靠地估计两个点的参数和过境行星的透射光谱。此外，我们表明，点onthe检索的行星透射光谱的影响是显着的斑点靠近恒星的中心，覆盖一个分数大于0.05，温度对比度大于500 K，对于这些情况，我们的方法可以自信地提取出掩星和非掩星情况下过境行星的透射光谱和碰撞参量掩星点，只要我们有一个准确的恒星参数和仪器性能的可靠模拟器的特性。
2021-08-27 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
The Ariel 0.6 - 7.8 $μ$m stellar limb-darkening coefficients
我们在这里提供的表恒星边缘暗化系数（LDCs）的阿里尔欧空局M4空间任务。这些表格包括对应于NIRSpec、AIRS-Ch 0和AIRS-Ch 1光谱仪的不同波长箱和白色波段的最不发达国家，以及对应于VISPhot、FGS 1和FGS 2光度计的最不发达国家。用开源软件ExoTETHyS计算了ATLAS 9和PHOENIX程序获得的三个完整网格的恒星大气模型的最不发达国家。这三个模型网格是互补的，因为PHOENIX代码采用了更现代的输入物理和球面几何，而ATLAS 9计算的模型涵盖了更广泛的恒星参数。文中还对ATLAS 9和PHOENIX网格下相应模型的最不发达国家进行了比较。所有这些模型涵盖了有效温度（$1\,500 \, K \le T_{\mbox{eff}} \le 50\,000 \, K$）、表面重力（0.0 dex $\le \log{g} \le 6.0$ dex）和金属丰度（$-5.0 \le [M/H] \le 1.0$）的以下范围。
2021-04-18 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
