图一先问恒星自己在做什么
恒星缓慢起伏的幅度，比浅浅的行星凌星大得多。第三点一节先遮去预计凌星窗口，按较长缺口分段，再用三次样条拟合剩下的恒星趋势。把原光度除以趋势，才得到适合继续拟合的展平曲线。
遮罩也是模型选择。遮少了，恒星趋势可能吃掉一部分凌星；跨缺口插值得不好，局部基线又可能移动。论文写出了节点规则，以及最初用来定位遮罩的测时目录。比较不同约化的时刻差时，这些细节很重要。
在固定 v1 中，把引言与第三点一节的深度换成相同单位：引言说浅凌星约四百 ppm，第三点一节却写百分之零点四，两者相差十倍。表二较小的行星与恒星半径比，则指向几百 ppm 的深度。结合半径比和图检查尺度，引用这个百分数之前再查正式版。
图二告诉你中心时刻为什么会动
先逐次看外行星的十次 Kepler 遮星，再看叠加曲线。几次曲线上有鼓包，与行星扫过较暗的星斑有关。灰色表示最初遮罩，红色是最终离群点遮罩，蓝线才是共同遮星形状。
第九次受到仪器问题影响，未进入约束共同形状的叠加曲线。这并不是说，动力学拟合之后可以删掉一个不好看的测时残差；选择发生在光度阶段，而且给出了观测原因。
较浅的内侧行星先确定共同遮星形状，再固定形状、逐次拟合中心时刻。这些中心误差来自上述观测模型。若把它们当成彼此独立、瞬时读取的钟，就漏掉了共同形状假设。
对应阅读：Greklek-McKeon et al. · Deck et al.
图三拼接两个波段与不完整的夜晚
前两幅是二〇一九与二〇二一年 Palomar／WIRC 的 J 波段部分遮星，第三幅是 Kepler 轮廓。约八小时的完整遮星很难从地面一夜全看完；少了进入或离开的一段，中心时刻就更依赖共同形状。
联合光度拟合共享几何参数，两个波段却有各自的半径比、临边昏暗系数，还加入波段相关的额外散布与仪器趋势。论文给 WIRC 中心精度约四分钟，Kepler 的中位精度约零点五五分钟。
看完图再打开 MRT。二〇一九年的实测中心在，二〇二一年那一行的观测栏却空着，只有预报。公开提取保留这个差异，不从画出的模型反推一个所谓观测。二十五时刻教程采用外对的 Kepler 样本，不冒充论文完整长基线结果。
图四开始了第二次推断
黑点是相对线性时刻表的 Kepler 测时，红点来自地面补测；蓝线则从动力学后验里随机抽出，不是新测量。先找出长周期，以及中间行星较短的结构，再读质量数字。
第三点三节使用 TTVFast，在注明的参考时刻二四五五八六五 BJD 积分三颗行星。测时计算把轨道倾角固定为直角、升交点经度固定为零；光度形状部分仍使用测得的投影几何，测时近似依据的是较小的互倾角散布。
这里的第三颗行星关系到适用范围。两行星谐波教学模型能拆出一种机制，它的残差却未必能匹配完整三行星动力学。教程保留下来的大额外散布，让这个区别具体可见。
对应阅读：Greklek-McKeon et al. · Deck et al. · Deck & Agol
把图十读成一个联合分布
每个非对角面板配对两个参数，倾斜或弯曲的云团表示两者能相互补偿。窄窄的一维直方图只是云团的一个投影。图注还说明，周期和初始凌星起点其实也参与了变化，只是没有放进角图。
偏心坐标采用偏心率平方根乘近心点方向的正弦或余弦。在这些坐标上均匀选取先验，与在偏心向量分量上均匀，并不是同一种概率测度；坐标与先验要一起读，不能只把它们当作画图的外观。
接着对照 Deck 与 Agol v1 第五点一节和图七。旧称 PH3 的中外行星对，在没有单独会合约束时留下弯曲质量脊；加入合适分量后区域缩小。它的精度属于特定数据版本与先验，后来的简化模型需要重新评估。
对应阅读：Greklek-McKeon et al. · Deck & Agol · Lithwick
读密度前，先核对恒星尺度
遮星深度给半径比，动力学给质量比。组成行星密度时，要分别乘采用的恒星半径与质量；恒星半径以三次方进入，因此一点半径误差也可能很重要。
在固定 v1 的表二中，把质量比与恒星质量相乘，再同绝对质量一栏比较。Kepler + Palomar 一列的外行星质量比为十万分之四十七点一九，乘图注一点零八太阳质量，约得一百六十九点七地球质量，印出的绝对质量却是一百五十七点一八，后者接近采用一个太阳质量；仅 Kepler 一列则符合一点零八尺度。相关后验乘积的中位数不一定等于中位数相乘，因此不应悄悄改掉作者数值；把这些标量列当成可互换之前，应打开正式版或作者链比较归一化。
教程独立声明固定一点零八太阳质量，不调选样本追逐其中一个印刷值。完整密度分析应传播行星与恒星的联合后验，把质量与半径的相关一起带进密度变换。
分清测时拟合与光动力学
作者先由流量拟合形状与凌星时刻，再拟合动力学测时模型。联合光动力学则在同一个似然内积分轨道，并预测每次曝光的流量，让形状、测时与动力学相关一起进入分析，计算代价也大得多。
这一区别提出了下一步问题：测时拟合若需要大额外散布，究竟是漏了一颗动力学天体、偏心展开不够、恒星活动，还是共享光度假设出了问题？单靠更精确的引力积分无法判明来源；这时需要回到原光变曲线，扩展观测模型。
论文的形成讨论又往前走了一步，把质量、半径与内部结构和盘模型相连。组成或诞生地点估计继承了这些附加假设。阅读时沿着证据顺序走：测得星光、推得时刻、动力学质量比、恒星尺度，最后才是结构解释。
对应阅读：Greklek-McKeon et al. · Deck et al. · Deck & Agol
把共振链放进联合光度拟合
接着打开已发表的 Kepler-223 研究 Mills 等 arXiv:1612.07376v1。图一先展示实测季度计时偏移；Methods 中 Photodynamic Inputs 和 Photodynamic Fits 两段，则把四颗相互作用行星放进同一套流量预测。遮星形状与引力扰动共同约束轨道、半径、质量及恒星参数。
阅读时，把稳定性筛选同观测似然分开。一组参数可以很好地拟合四年光度，却在之后失稳；作者另做长期积分，报告经过不同物理条件筛选的后验族。这些条件增加了物理信息，不是增加了望远镜曝光。扩展数据图三从观测时窗估计拉普拉斯角的变化，更晚的演化要靠后续积分检验。
下一步的目标因此很具体：让模型预测每次曝光，把恒星尺度与混光的不确定性一起传播，并说明稳定性条件怎样改变后验。本教程的两行星计时练习和另一路盘迁移课程各提供一部分推理；论文完整后验还需要四行星联合拟合与稳定性筛选，短时窗角度结论则限定在对应观测时段。
对应阅读：Mills et al. · Deck et al.