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
High-precision stellar limb-darkening in exoplanetary transits
凌日系外行星大气层的表征依赖于在多个波长下精确测量行星光学厚度区域的范围，精确度为百万分之$\lesssim$ 100（ppm）。詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）上的下一代仪器预计将对几十个目标实现$\sim$ 10 ppm的精度。只有当其他天体物理效应，包括恒星边缘变暗，被正确地解释时，才能在建模中获得类似的精度。在本文中，我们探讨了由于目前采用的数学公式来近似恒星边缘暗化的精度限制，以及使用从恒星大气模型或经验获得的边缘暗化系数。我们提出了一个新的边缘变暗法与两个系数，“功率-2”，它优于其他两个系数的法律在大多数情况下，在文献中采用，特别是对冷星。即使光曲线残差几乎受到光子噪声的限制，基于双系数公式的经验性肢体变暗也可能存在显着偏差。我们展示了一个最佳的策略，以适应四个系数的边缘变暗的可见光，使用先验信息的系外行星轨道参数，以打破一些退化，否则将阻止收敛的拟合。用詹姆斯·韦伯太空望远镜（JWST）进行的红外观测将以前所未有的精度提供系外行星轨道参数的准确测量，这些参数可用作改进恒星边缘变暗特征的先验，从而从可见光观测中推断系外行星参数，例如开普勒/K2，JWST，其他过去和未来的仪器。
2017-08-31 astro-ph.EP
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
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
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
A Fast Concentric-disk Contour Integration Method For Microlensing Limb-darkening Effect
The Kavli Institute for Astronomy and Astrophysics, Peking University（北京大学科维理天文与天体物理研究所）；Department of Astronomy, School of Physics, Peking University（北京大学物理学院天文学系）
研究微引力透镜暗边效应计算难题，提出新的同心圆盘方法，重新制定暗边积分并应用高阶自适应求积，加速计算，收敛速度更快，计算成本更低，已在代码中实现，为高精度微引力透镜观测分析提供高效精确工具。
2026-07-15 astro-ph.EP astro-ph.GA astro-ph.IM
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
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
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
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
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
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
Microlensing with advanced contour integration algorithm: Green's theorem to third order, error control, optimal sampling and limb darkening
微透镜光变曲线通常通过光线投射图或通过格林定理的轮廓积分来计算。我们提出了一个改进的版本的第二种方法，包括抛物线修正格林线积分。此外，我们还提出了对残余误差的准确分析估计，这使得可以实施轮廓采样的最佳策略。最后，我们给出了一个处方，用于处理达到任意精度的边缘变暗源。这些优化导致轮廓积分代码的大幅加速以及对错误的完全掌握。
2010-04-16 astro-ph.EP
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
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
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
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
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
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
Limb-darkening and exoplanets II: Choosing the Best Law for Optimal Retrieval of Transit Parameters
地面和空间观测站对系外行星凌日光变曲线的非常精确的测量使得现在有可能在凌日拟合过程中拟合临边变暗系数，而不是将其固定在理论值上。这种策略已被证明可以得到更好的结果，因为将系数固定到理论值会产生重要的系统误差，其直接影响从诸如行星半径的光变曲线导出的系统的物理性质。然而，临边暗化假设对检索参数的影响的研究大多集中在广泛使用的二次临边暗化法，遗漏了其他提出的法律，无论是更简单或更好的描述模型强度分布。在这项工作中，我们表明，法律，如对数，平方根和三参数法比二次和线性法更好地工作时，从过境光变曲线参数，无论是在偏差和精度方面，为广泛的情况。因此，我们建议在个案基础上研究使用哪种法律。我们提供的代码来指导决定何时使用这些法律，并选择最佳的均方误差意义上，我们注意到有依赖于恒星和过境参数。最后，我们证明了所谓的指数定律是非物理的，因为它通常会在肢体附近产生负强度，因此不应该使用。
2016-01-28 astro-ph.EP
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
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
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
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
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
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
TOI-1408: the limb darkening models, photometric and Doppler noises, and the exoplanetary system
Saint Petersburg State University（圣彼得堡国立大学）；Special Astrophysical Observatory, Russian Academy of Sciences（俄罗斯科学院特别天文台）
本研究对TOI-1408系外行星系统进行自洽分析，确认轨道构型但发现似然函数多峰，导致行星b半径约束不佳，并强调天体物理先验对模型结果的关键影响。
2026-10-05 astro-ph.EP astro-ph.IM
Power-2 limb-darkening coefficients for the $uvby$, $UBVRIJHK$, SDSS $ugriz$, Gaia, Kepler, TESS, and CHEOPS photometric systems II. PHOENIX spherically symmetric stellar atmosphere models
本文使用PHOENIX球对称模型计算了多种测光系统和空间任务的Power-2临边昏暗系数，采用两种边缘截断方法并更新了四参数定律计算，发现四参数定律的拟合优度优于Power-2定律。
2023-05-02 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Latitudinal variation of methane mole fraction above clouds in Neptune's atmosphere from VLT/MUSE-NFM: Limb-darkening reanalysis
我们对海王星的可见/近红外（480-930 nm）观测进行了重新分析，该观测是在2018年用MUSE仪器在窄场自适应光学模式下在甚大望远镜（VLT）上进行的，由Irwin等人报道，伊卡洛斯，311，2019年。我们发现，在我们以前的分析，这是基于中央子午线观测的甲烷丰度与纬度的推断变化，低估了检索错误相比，更完整的评估海王星的肢体变暗。此外，我们以前的分析介绍了虚假的纬度变化的丰度和它的不确定性，我们在这里重新评估。我们对这些数据的重新分析结合了基于Minnaert近似的边缘变暗的影响，该近似对云结构和甲烷摩尔分数提供了更强的约束，更好地利用了现有的数据，并且计算效率更高。我们发现，远离离散云的功能，从800-900 nm的观测反射率光谱是非常好的近似的背景云模型，是纬度变化，但纬向对称，组成的H $_2$ S云层，在3.6-4.7酒吧与可变的不透明度和尺度高度，和平流层霾。背景云模型与在所有波长和纬度上观察到的临边暗化相匹配，我们发现，在2-4巴，H $_2$ S云上方，但低于甲烷冷凝水平的甲烷摩尔分数从赤道的4- 6%到南极附近的2- 4%不等，与以前的分析一致，对于我们假设的云/甲烷模型，赤道/极点比为$1.9 \pm 0.2$。离散云区的光谱拟合，一个很好的近似，通过添加一个单一的垂直薄甲烷冰云的不透明度范围从0 - 0.75和压力小于$\sim 0.4$巴。
2021-01-04 astro-ph.EP
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
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
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
A SEA BASS on the exoplanet HD209458b
我们在这里提出的第一个应用恒星和系外行星大气贝叶斯分析同时光谱（SEA BASS）的真实数据集。SEA BASS是一个能够同时从多个波长的系外行星凌日导出四系数恒星边缘变暗剖面、凌日深度和轨道参数的方案。它依赖于系统几何结构的波长无关性和红外中的边缘变暗效应的减少。Morello等人（2017）（没有SEA BASS首字母缩略词）介绍了这种方法，他们讨论了对合成数据集的几个测试。在这里，我们（1）通过使用多个Spitzer/Spitzer Red阵列相机通带和一组更有效的几何参数来改进原始算法，（2）使用哈勃太空望远镜/太空望远镜成像光谱仪数据集证明其能力，通过（3）在290- 300 nm波段测量HD 209458恒星边缘暗化剖面，570 nm范围内的高精度测量，排除了以往文献中采用的一些理论模型;（4）同时提取了系外行星大气的透射光谱。下一代仪器的更高光度精度，例如詹姆斯韦伯太空望远镜上的仪器，将能够以前所未有的细节模拟恒星-行星系统，并增加SEA BASS的重要性，以避免不准确的恒星边缘暗化模型引入的潜在偏差。
2018-09-26 astro-ph.EP
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
SAGE: A tool to constrain impacts of stellar activity on transmission spectroscopy
本文介绍SAGE工具，通过像素化建模校正恒星活动对透射光谱的随时间污染，并利用TESS数据反演WASP-69的活动区分布，增强多历元透射光谱的联合解释能力。
2023-11-28 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
A regularisation technique to precisely infer limb darkening using transit measurements: can we estimate stellar surface magnetic fields?
本研究针对恒星临边昏暗参数反演的偏差与简并问题，提出带二阶导数正则化的复杂临边昏暗模型拟合方法，提升测量精度，结合三维MHD模拟证实三颗恒星的强磁场，为利用凌星观测估算恒星表面磁场提供新途径。
2024-10-10 astro-ph.EP astro-ph.SR
The CARMENES search for exoplanets around M dwarfs. A homogeneous catalogue of projected rotational velocities accounting for limb-darkening
Instituto de Astrofísica de Andalucía, CSIC（安达卢西亚天体物理研究所，西班牙高等科学研究委员会）；INAF- Palermo Astronomical Observatory（意大利国家天体物理研究所巴勒莫天文台）；Institut für Astrophysik und Geophysik, Georg-August-Universität Göttingen（哥廷根大学天体物理学与地球物理学研究所）；Centro de Astrobiología, CSIC-INTA（天体生物学中心，西班牙高等科学研究委员会-国家航空航天技术研究所）；Universidad de Granada（格拉纳达大学）；Landessternwarte, Zentrum für Astronomie der Universität Heidelberg（海德堡大学天文学中心州立天文台）
提出一种结合真实临边昏暗模型的过采样卷积方法，从 CARMENES 光谱精确测量 M 矮星的投影自转速度，构建了目前最大的均匀星表，测量精度显著优于文献。
2026-04-16 astro-ph.EP astro-ph.SR
The ExoTETHyS package: Tools for Exoplanetary Transits around Host Stars
我们在这里介绍了开源Python包ExoTETHyS的第一个版本，它旨在提供一套独立的工具，用于对凌日系外行星的分光光度观测进行建模。特别是，我们描述：（1）一种新的恒星边缘变暗系数计算器，在光变曲线模型精度方面比现有软件高一个数量级，即，低至<百万分之10（ppm）;（2）基于整个恒星强度剖面而不是边缘变暗系数的精确凌日光变曲线发生器。在以后的版本中将添加新的工具来模拟系外行星凌日和食双星的各种影响。ExoTETHyS是一个高精度系外行星大气光谱学的参考包，用于即将到来的JWST和ARIEL任务。
2020-02-03 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
batman: BAsic Transit Model cAlculatioN in Python
我介绍了batman，一个用于建模系外行星凌日光变曲线的Python软件包。蝙蝠侠软件包支持计算任何径向对称恒星临边暗化规律的光变曲线，它使用了一种新的积分算法，用于无法快速解析计算的模型。该代码使用C扩展模块来加速模型计算，并与OpenMP并行化。对于具有100个数据点的典型光变曲线，蝙蝠侠可以在30秒内使用单个1.7 GHz Intel Core i5处理器计算100万个二次肢体变暗模型。使用四参数非线性临边暗化模型（计算精度为1 ppm）进行相同的计算需要7分钟。集成模型的最大截断误差是一个输入参数，可以设置为低至0.001 ppm，确保社区为我们预期使用即将到来的设施测量的精确过境光变曲线做好准备。batman包是开源的，可在https://github.com/lkreidberg/batman上公开获取。
2015-08-19 astro-ph.EP
Know the Planet, Know the Star: Precise Stellar Densities from Kepler Transit Light Curves
凌日行星的主恒星的性质写在它的凌日光变曲线上。光变曲线除了可以反映行星及其轨道的特征外，还可以反映恒星的密度和临边暗化轮廓。对于轨道偏心率有很强约束的行星，我们可以直接从光变曲线测量这些恒星性质;这种方法有望大大有助于描述即将到来的NASA TESS任务所针对的凌日行星宿主恒星以及在同一系统中发现的任何长周期单凌日行星。使用贝叶斯推断，我们适合过境模型，包括一个非线性的临边昏暗的法律，66开普勒过境行星主机来测量他们的恒星属性。我们目前的恒星密度，边缘变暗系数，和其他系统参数的后验分布这些恒星。我们对大多数目标恒星的密度测量精度在5%以内，主要的精度限制因素是凌日的信噪比。我们测量的恒星密度中有95%与以前发表的文献值在3-sigma或更好的一致性。我们为所有目标KOI提供后验分布，可供在线下载。
2017-11-01 astro-ph.EP astro-ph.SR
The EBLM project -- XIV. TESS light curves for eclipsing binaries with very low mass companions
为解决先前研究中低金属丰度类太阳恒星样本缺乏的问题，本研究分析19颗具凌日M矮星伴星的TESS光变曲线，扩展limb-darkening测量范围，发现低金属丰度类太阳恒星也存在观测与预测limb-darkening的系统偏移，并精确估计M矮星半径和温度。
2025-02-13 astro-ph.EP astro-ph.SR
An Investigation into Exoplanet Transits and Uncertainties
描述了一个简单的过境模型，以及该模型对4个系外行星系统（开普勒-1，2，8和77）的已发表结果的测试。使用了开普勒任务的数据。马尔可夫链蒙特卡罗（MCMC）方法，以获得现实的误差估计。临边暗化系数的优化受数据质量的影响。MCMC更有可能推导出信噪比大于15的光变曲线的经验临边暗化系数。最后，该模型被应用到开普勒数据的4个开普勒候选系统（KOI 760.01，767.01，802.01和824.01）与以前未发表的结果。这些系统的误差估计通过MCMC方法获得。
2017-06-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
An Analytic Model for Rotational Modulations in the Photometry of Spotted Stars
由于恒星黑子的光度旋转调制仍然是最常见和最容易的方式来研究恒星活动。在开普勒时代，现在存在精确的，连续的测光约150，000恒星提供了前所未有的机会，统计分析这些调制。模拟旋转调制允许将观测结果反演为几个基本参数，如旋转周期、光斑覆盖率、恒星倾角和差分旋转速率。这种反演最广泛使用的分析模型来自Budding（1977）和Dorren（1987），他们认为圆形的灰色星斑是线性边缘变暗的恒星。在这项工作中，我们将该模型推广到更适合于高精度测光分析，如开普勒。我们新的免费提供的Fortran代码，黄斑，提供了几个改进，如非线性的肢体昏暗的恒星和斑点，一个单域的解析函数，偏导数的所有输入参数，时间偏导数，稀释光补偿，仪器偏移normalisations，差分旋转，星点演变和预测过境深度变化，由于未被掩盖的斑点。通过数值试验，我们发现，对于开普勒带通观测的类日恒星，非线性临边暗化意味着黄斑的最大光度误差比Dorren（1987）的最大光度误差小一个数量级。该代码的执行速度比可比的数字代码快三个数量级，使其非常适合推理问题。
2012-11-01 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Modeling the Orbital Sampling Effect of Extrasolar Moons
有卫星的太阳系外行星的相位折叠凌日光变曲线中存在轨道取样效应。迄今为止，分析OSE模型忽略了恒星边缘暗化和非零的过境碰撞参量，并假设月球是在一个圆形的，共面的轨道围绕行星。在这里，我们提出了一个分析OSE模型偏心月球轨道，我们实现在一个数值模拟器与恒星临边暗化，允许任意过境碰撞参量。我们还描述并公开发布了一个完全数值化的OSE模拟器（PyOSE），它可以模拟过境月球轨道的任意倾角。我们对OSE和PyOSE的分析解决方案都可以用于在长期恒星光变曲线中搜索外卫星，例如开普勒和即将到来的PLATO任务。我们更新的OSE模型提供了一种独立的方法，通过过境时间变化和过境持续时间变化来验证未来可能的exomoon索赔。光度安静的K和M矮星是使用OSE发现系外卫星的特别有希望的目标。
2016-03-23 astro-ph.EP
What's in Your Transit? Towards Reliably Getting $5\times$ More Science from Exoplanet Transit Data
针对系外行星凌星深度测量精度受光子噪声外因素限制的问题，定义放大因子A表征精度偏差，发现临边昏暗系数相关性是主因，提出最优拟合定律，指出改进恒星模型可将科学产出提升5倍。
2025-09-30 astro-ph.EP astro-ph.IM
Toward the Detection of Exoplanet Transits with Polarimetry
相对于测光凌日，其峰值信号发生在中天，由于掩星的最亮的区域的磁盘，偏振凌日提供了一个信号后，由于掩星的偏振恒星的肢体入口和出口。临边偏振是临边变暗的明亮必然结果，它是由光子在临边处经历的$90^\circ$散射角和低光学深度引起的。除了比率$R_{\rm p} / R_*$之外，偏振凌日的振幅预计还受恒星边缘偏振剖面的强度和宽度控制，这取决于恒星边缘的散射与总不透明度的比率。我们提出了一个简短的列表中的系统提供最高的预期信噪比检测这种影响，我们提请特别注意HD 80606 b。这颗行星的自旋/轨道不一致，有三个小时的入口，并且有一颗明亮的母星，这使它成为一个有吸引力的目标。我们报告的HD 80606 b入口的测试观测与POLISH 2旋光仪在利克天文台谢恩3米望远镜。我们的结论是，未建模的望远镜系统的影响，阻止偏振检测这一事件。我们概述了进一步改进系外行星偏振测量的路线图，其最终的成功将需要进一步减少系统噪声的10倍。
2014-09-10 astro-ph.EP
Role of the impact parameter in exoplanet transmission spectroscopy
透射光谱学是一种很有前途的工具，用于过境系外行星的大气特性。由于行星信号很微弱，关于个别目标的报道存在差异。我们调查的依赖性的估计的透射光谱的恒星行星系统的轨道参数的偏差，是由于边缘变暗的影响的宿主恒星。我们描述了如何将轨道参数的不确定性转化为行星光谱斜率的不确定性。我们在七个不同的波长波段，从近紫外线到近红外线，创建合成的过境光曲线，并将它们与过境模型参数化的固定偏差值的碰撞参量$b$。我们的模拟显示了一个波长依赖的偏移，这是更明显的蓝色波长的边缘变暗的效果更强。该偏移在行星变速箱频谱中引入了一个斜率，该斜率随着$b$值的增加而变陡。$b$在其不确定性区间内的正值或负值的变化引入正斜率或负斜率，从而形成误差包络。对于$b$上的典型不确定性，从蓝光到近红外波长的振幅对应于一个大气压标度高度或更多。这碰撞参量简并确认为不同的主机类型，K星目前显着陡峭的斜率，而M星表示在蓝色波长的功能。我们证明，透射光谱可能很难解释，基本上是因为在定义一个精确的碰撞参量值过境系外行星的限制。因此，这限制了对其大气层的定性。
2020-07-15 astro-ph.EP astro-ph.IM astro-ph.SR
Retrieval of the fluid Love number $k_2$ in exoplanetary transit curves
我们目睹了对系外行星的内部结构、组成和演化的巨大和日益增长的兴趣。然而，直接测量的系外行星质量和半径不能唯一地解释内部结构，证明需要一个额外的观察。第二度流体勒夫数，$k_2$，与朝向身体中心的质量浓度成比例，因此提供关于内部结构的有价值的额外信息。当行星内部假设流体静力平衡时，$k_2$是行星形状的直接函数。以前的尝试是联系所观察到的潮汐和旋转引起的行星扁率在光度光变曲线$k_2$使用椭球形状模型。在这里，我们构建了一个分析的3D形状模型函数的真正的行星平均半径，适当占潮汐和旋转变形。当人们希望将测量的$k_2$与内部理论期望值进行比较时，测量真正的行星平均半径是至关重要的。我们说明了我们的方法的可行性，并显示，通过应用差分进化马尔可夫链的合成数据的WASP-121 b，一个精确的$\leq$ 65 ppm/ $\sqrt{2\,min}$是需要可靠地检索$k_2$与目前的恒星临边暗化的理解，从而提高最近的结果的基础上椭圆形模型。任何对恒星边缘暗化的改进都会提高这种性能。
2019-05-08 astro-ph.EP
Transit Signatures of Inhomogeneous Clouds on Hot Jupiters: Insights From Microphysical Cloud Modeling
我们通过后处理大气环流模型，包括使用云微物理模型计算的云分布，确定热对流层的四肢上的非均匀云量传输的可观测性。我们发现，东翼和西翼经常形成云，但这些云的不同属性增强了翼到翼的差异相比，明确的情况。使用JWST，应该可以通过比较多个波长的过境光变曲线的形状来检测云的不均匀性的存在，因为不均匀的云赋予一个特性，波长依赖的签名。即使在有限的波长覆盖、临边暗化系数的不确定性和不精确的渡越时间的情况下，该方法也是统计稳健的。我们预测，短波长的斜率随温度变化强烈。最热行星的热边缘形成由较小颗粒组成的高海拔云，导致强烈的瑞利斜率。云的近红外光谱特征几乎总是可检测的，即使在光学上没有可见的光谱斜率。在我们的一些模型中，5到9微米之间的光谱窗口可以用来探测云层并检测化学光谱特征。我们的云粒子大小分布不是对数正态分布，并且因物种而异。与使用预测的粒度分布相比，使用面积或质量加权的粒度显着改变云光谱特征的相对强度。最后，一个给定行星的云含量对物种的解吸能和接触角很敏感，这两个参数将来可以通过实验来限制。
2019-10-16 astro-ph.EP
An independent analysis of the Spitzer/IRAC phase curves of WASP43 b
我们在这里提出了一个重新分析的斯皮策空间望远镜的热木星WASP 43 b的相位曲线，使用小波像素独立分量分析，盲信号源分离方法。所分析的数据是用红色阵列照相机记录的，包括两次在3.6 $μ$ m处的访问和一次在4.5 $μ$ m处的访问，每次访问包括一次凌日和两次日食事件。为了测试我们的技术的鲁棒性，我们在相位曲线的较小部分上重复分析，并采用不同的仪器斜坡模型。与WASP 43 b原始相位曲线研究中报告的行星参数相比，我们的再分析提供了显着的更新。特别是，我们发现（1）夜面温度较高，（2）热点偏移较小，（3）在两次3.6~ $μ$访问之间有更大的一致性（$\sim$ 1 $σ$），（4）与大气环流模式的预测有更大的相似性。我们的参数结果是一致的，在1 $σ$与最近的重新分析相同的数据集。对于每一次访问，我们研究了检索的过境参数的变化作为一个函数的各种设置的恒星边缘变暗系数，发现显着的边缘变暗模型和分析输出之间的简并。此外，我们还对单次凌日和日食事件进行了分析，并检验了这些结果与全相位曲线所得结果之间的差异。最后，我们提供了一个公式，用于优化过境系外行星的观测精度和持续时间之间的权衡。
2019-08-19 astro-ph.EP
A new view on exoplanet transits: Transit of Venus described using three-dimensional solar atmosphere Stagger-grid simulations
恒星活动，特别是对流相关的表面结构，可能会导致波动，影响凌日光变曲线。地面对流模拟可以帮助解释ToV。我们使用现实的三维辐射流体动力学模拟的太阳交错网格和合成图像计算的辐射转移代码Optim3D提供预测的金星凌日在2004年观察到的卫星ACRIMSAT。我们计算了太阳的RHD模拟的强度图，并产生了合成的恒星盘图像。我们计算了光变曲线，并将其与ACRIMSAT观测结果进行了比较，还与使用具有不同边缘变暗规律的径向剖面进行太阳表面表示所获得的光变曲线进行了比较。我们还采用了相同的球形瓦片成像方法的观测中心到肢体太阳颗粒与HINODE。我们设法解释ACRIMSAT观测2004年ToV，并表明，颗粒图案的原因在过境光曲线的波动。我们评估了颗粒对ToV的贡献。我们发现，颗粒模式可以部分解释模型和数据之间观察到的差异。这证实了在3D RHD Sun中模拟的边缘变暗和颗粒图案很好地代表了HINODE的成像。最后，我们发现在ToV期间金星的光环贡献不如太阳光球强烈，因此可以忽略不计。能够一致地解释2004年ToV的数据是3D RHD模拟的一个新的进步，对于系外行星的探测和表征至关重要。他们表明，由于恒星的变异性，颗粒必须被认为是一种内在的不确定性，对系外行星凌日的精确测量，最有可能是小直径的行星。
2015-01-25 astro-ph.EP astro-ph.SR
Physical properties and optical-infrared transmission spectrum of the giant planet XO-1b
我们给出了XO-1行星系统中四次凌日的十条高精度光变曲线，这些光变曲线是用$u$、$g$、$r$、红移H $α$、$I$和$z$滤波器获得的。我们使用这些来测量物理特性，轨道星历，以及覆盖整个光学波长范围的行星的透射光谱。我们增加了这与已公布的HST/WFC 3的观测，以构建一个传输光谱的行星覆盖0.37至1.65 $μ$ m。我们对这一光谱的最佳拟合模型是H $_2$ /He丰富的大气，其中含有水（3.05 $σ$置信度）、含氮分子NH $_3$和HCN（1.5 $σ$）以及斑片状云（1.3 $σ$）。我们发现，在这种情况下，将光学数据添加到近红外数据并不会对行星大气产生更精确的约束。我们进行了详细的调查恒星临边暗化对我们的结果的影响，得出的结论是临边暗化的法律和系数的选择是不重要的，这样的结论可能不适用于其他系统，所以应该重新评估所有高质量的数据集。我们在$g$波段测量的行星半径非常小，应该在未来的观测中以更高的光谱分辨率进行研究。从测得的过境时间，我们确定一个改进的轨道星历，计算下限的修改后的恒星潮汐质量因子的$Q_\star^{\,\prime} > 10^{5.6}$，并排除了先前假设的正弦变化的过境时间。
2018-09-11 astro-ph.EP astro-ph.SR
