找出塑造凌星信号的那颗星

先比较被挡区域与整颗恒星

从 Rackham 第2.3节开始，比较凌星路径上的光谱与整个可见星盘的平均光谱。二者若不同，用整颗星的光归一化被挡部分，就会把恒星表面结构写进深度。

取一个有限例子：路径仍经过普通光球面，未被行星挡住的暗区覆盖比例为 $f$ ，在某波段只有普通表面 $s$ 倍亮。盘面基线降为 $1-f(1-s)$ ，行星仍挡普通表面，于是：

若原深度百分之一，暗区占十分之一、亮度为普通表面一半，基线因子便是零点九五，表观深度约零点零一〇五三。按均匀面积估半径，会增加约百分之二点六。它与恒定伴星光的作用方向相反，后者让凹口变浅。

D_{\rm observed}=\frac{D_{\rm ordinary}}{1-f(1-s)}

这是原文光谱污染因子的两成分示例。这个示例假设两种表面亮度，以及一条无斑路径。

图2展示构造的表面和旋转时加总得到的光变。先看哪片区域转进视线，再看峰到谷振幅怎样定义。这是光度测量响应什么的模型演示，不是某颗真实恒星的表面照片。

再比较图4的不同斑点尺寸。横轴是覆盖比例，纵轴是变光振幅；阴影显示，在相应模拟分布中，同一振幅可对应一段覆盖范围。斑点的大小和排布都会改变关系。

近乎对称的分布，能覆盖不少面积却很少随旋转变亮变暗。监测光变因此主要约束不均匀部分；表面看似安静，不能唯一给出无斑参考光谱。把数值预测用到另一类恒星时，还应带上原文的 M 矮星温差与光谱模型。

图6画指定表面模型的污染光谱，纵轴是凌星深度的相对变化。行星大气的吸收还需另外建模，再与这份污染一同解释。较冷表面的光谱特征，可能落进我们用来解释大气分子的波段。

被穿过的斑点与路径外斑点还不一样。行星挡到暗斑时，少挡一些光，凹口中可能鼓起一块；暗斑位于路径外时，则压低基线，让凌星显得更深。宽波段光变与透射光谱，看到这些作用的方式也不同。

固定 TESS 拟合没有反演表面地图，也没有做这份光谱计算。假定路径亮度，会改变固定 TESS 拟合推得的半径。保存的临边敏感性结果，对一个宽波段展示这份影响。

转到 Morton 第2节。候选解释包括行星，以及几种恒星互食的排布，其中有与目标混在一起的系统。深食的光被稀释后，也能留下浅凹口。概率比较既看每种排布有多常见，也看它可能给出的形状与数据多合。

第3节列出深度以外的信息：恒星性质、污染光源可存在的天空区域、次食上限。质心变化约束哪里在变暗，高分辨率图像则能排查普通孔径混在一起的近邻。

一条拟合得好的行星曲线，只提供这种比较中的一项似然，还没有给全候选解释及其先验频率。若行星绕的是未分辨伴星，它仍可以是行星，半径估计却用了错误的主星尺度。分类与大小准确度，需要分别处理。

读到很小的假阳性概率前，先看第4.2节。该计算在指定的天体遮食解释之间选择，不包含所有仪器伪迹或恒星本身的变光；是否适合进入这种比较，需要另外筛查。

第4.7节再列出拟合不物理、输入缺失和形状链不收敛等失败。概率缺失不等于零。计算形式上成功，但变暗位置不支持目标星时，也要回看条件。NASA 官方表说明保留这些限制，并区分固定目录输入与后续恒星参数更新。

面对下一颗候选体，可以按顺序查：变暗的图像位置、重复事件与次食、主星信息和允许的混合光源，最后再按实际假设集读概率。对于已确立的行星，要解释半径或光谱时，再回到表面亮度问题。