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
Spherically symmetric model stellar atmospheres and limb darkening II: limb-darkening laws, gravity-darkening coefficients and angular diameter corrections for FGK dwarf stars
临边昏暗是解释行星凌日、食双星、光学/红外干涉测量和微透镜事件观测的基本成分。然而，这种建模传统上表示由一个简单的法律，有一个或两个系数，已来自平面平行模型恒星大气，这已经做了许多研究人员的临边暗化。最近，研究人员已经超越了平面平行模型，并考虑了其他几何形状。我们以前研究了冷巨星和超巨星的球对称和平面平行模型恒星大气的边缘变暗系数，在这次调查中，我们将同样的技术应用于FGK矮星。我们提出了边缘暗化系数，重力暗化系数和干涉角直径校正从阿特拉斯和SAtlas模型恒星大气。我们发现，球度是很重要的，即使是矮模型大气，导致显着差异的预测系数。
2013-06-27 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
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
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
Spherically-symmetric model stellar atmospheres and limb darkening I: limb-darkening laws, gravity-darkening coefficients and angular diameter corrections for red giant stars
模型恒星大气是理解恒星干涉测量、微透镜、食双星和行星凌日观测的基本工具。然而，计算还包括假设，例如模型的几何形状。我们使用的强度分布计算的平面平行和球对称模型的大气，以确定拟合系数在BVRIHK，CoRot和开普勒波段的临边昏暗使用几种不同的拟合法律，重力暗化和干涉角直径校正。比较每种几何结构的预测变量，我们发现球对称模型几何结构导致对表面重力log g < 3的不同预测。特别是，最常用的临边暗化法律产生的球对称模型大气，这表明需要更复杂的法律的强度分布拟合差。球对称模型的角直径校正范围为0.67至1，而平面平行模型的范围为0.95至1。
2013-05-06 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
Comparison of limb-darkening laws from plane-parallel and spherically-symmetric model stellar atmospheres
临边变暗是模拟食双星和行星凌日光变曲线的基本约束。随着开普勒、CoRot和Most的观测变得越来越精确，有必要对边缘变暗有更深入的了解。然而，边缘暗化通常被建模为简单的参数化适合平面平行模型恒星大气，忽略恒星大气的扩展。在这项工作中，我计算线性，二次和四个参数的边缘变暗的法律从网格的平面平行和球对称模型恒星大气中的温度和重力范围代表恒星的红巨星分支上发展。每个几何形状的边缘变暗的关系进行了比较，发现适合平面平行模型比球对称模型好得多。假设球对称模型大气的边缘变暗比平面平行模型更能代表实际的恒星边缘变暗，那么这些边缘变暗定律将不适合恒星盘的边缘，导致光变曲线拟合的误差。这个误差会随着恒星大气层的延伸而增加。
2011-09-21 astro-ph.SR
Using limb darkening to measure fundamental parameters of stars
上下文临边暗化是了解恒星大气的重要工具，但大多数测量临边暗化的观测都假设了各种参数化，无法得到有关恒星大气结构的重要信息。目标。我们使用一个特定的边缘暗化关系，研究如何最佳拟合系数与基本恒星参数从球对称模型恒星大气。方法.利用球对称的Atlas模型大气网格，我们计算了边缘暗化系数，并发展了一种新的方法来预测恒星的基本参数。结果我们发现，我们提出的方法预测恒星大气模型的质量只给出半径和边缘变暗系数，这表明微透镜，干涉，过境和日食观测可以约束恒星质量。结论.这种新的方法表明，边缘暗化参数化包含有关恒星大气结构的重要信息，有可能成为测量恒星质量的有价值的工具。
2012-07-30 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
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
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
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 coefficients from line-blanketed non-LTE hot-star model atmospheres
我们提出了从非LTE，线覆盖的TLUSTY模型大气计算的边缘暗化系数的网格，覆盖有效温度和表面重力范围为15- 55 kK和4.75 dex（cgs）到有效爱丁顿极限，在1x，1x，0.5x（LMC），0.2x（SMC）和0.1x太阳。结果给出了贝塞尔UBVRIJKHL，斯隆ugriz，Stromgren ubvy，WFCAM ZYJHK，依巴谷，开普勒和第谷通带，在每种情况下，其特征在于几个不同的边缘变暗的“法律”。我们研究了临边暗化对温度、重力、金属丰度、微湍流速度和波长的敏感性，并与LTE模型进行了比较。对金属丰度的依赖是非常弱的，但临边暗化是一个中等强的函数的log（g）在这个温度制度。
2015-11-06 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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
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
The Measurement of Solar Diameter and Limb Darkening Function with the Eclipse Observations. Thesis work
对太阳直径及其变化的讨论必须与临边昏暗函数（LDF）联系起来。本文介绍了一种新的方法，通过对日食的观测，利用卫星观测到的贝娄珠的光度变化和月球边缘的轮廓，从地面进行高分辨率的太阳直径的天体测量。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。我们得到了一个详细的轮廓约束的拐点位置。这一结果建议重新考虑对历史上用肉眼观察到的日食的评价。
2013-02-14 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
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
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
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
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
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
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
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
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
