精确高效的光偏心凌星建模

行星的轨道偏心率对于理解系统当前的动力学状态至关重要，并且是其形成历史的遗迹。鉴于Kepler和TESS行星样本规模庞大且行星系统多样，测量其偏心率具有极高的科学价值。然而，Kepler和TESS光变曲线通常仅能稳健确定行星-恒星半径比 $r$、轨道周期 $P$ 和凌星中点 $t_0$。其他三个轨道性质，包括碰撞参数 $b$、偏心率 $e$ 和近星点幅角 $\omega$，测量难度更大，因为它们都通过对单一观测量——凌星持续时间 $T_{14}$ 的细微影响编码在光变曲线中。在Gilbert, MacDougall, & Petigura (2022)中，我们展示了五参数凌星描述 $\{P, t_0, r, b, T_{14}\}$ 自然产生无偏的 $r$ 和 $b$ 测量。在此，我们基于先前工作引入一种精确高效的方案来测量 $e$ 和 $\omega$。我们通过一组注入与恢复实验验证了该方法。我们的方法与先前使用七参数凌星描述 $\{P, t_0, r, b, \rho_\star, e, \omega\}$（显式拟合偏心率矢量和平均恒星密度）的方法一致。五参数方法比七参数方法更简单，并且是“面向未来”的，因为后验样本可快速重新加权（通过重要性采样）以适应更新的先验和更新的恒星性质。因此，该方法规避了对原始测光数据昂贵重新分析的需要，为来自凌星巡天的大规模偏心率群体分析提供了一条简化路径。