# Ajustador de curvas de luz de binarias eclipsantes y velocidad radial Rossiter-McLaughlin

Ajusta velocidades radiales de binarias espectroscópicas con un solver Levenberg-Marquardt, deriva el cociente de masas y la función de masas, analiza residuos O−C de tiempos de eclipse, estima el ángulo espín-órbita Rossiter-McLaughlin y previsualiza una curva de luz geométrica.

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- **Categoría:** Astronomy

- **Palabras clave:** ajuste binarias eclipsantes, órbita velocidad radial, levenberg marquardt astronomía, función de masas binaria, lambda rossiter mclaughlin, o-c tiempos de eclipse, binaria espectroscópica sb1 sb2

## Descripción general

El modelo es v(t) = γ + K[cos(ν+ω) + e cos ω] para ambas componentes; el LM se reinicia sobre una rejilla (P × fase × ω × e) para evitar mínimos falsos por envoltura de fase; las magnitudes derivadas siguen las relaciones estándar de función de masas y separaciones proyectadas; la estimación RM es de primer orden; la previsualización es un modelo de disco uniforme con solape exacto de círculos, no una solución Wilson-Devinney completa.

## Entradas

- **Datos RV primarios (tiempo vr error)** (textarea): 2459000.25 -53.10 1.2 2459001.08 -58.39 1.2 …one observation per line, HJD/BJD days and km/s
- **Datos RV secundarios (opcional, activa SB2)** (textarea): 2459000.61 122.65 1.5 …leave empty for single-lined systems
- **Pista de período (días)** (number): e.g. 4.3 — strongly recommended
- **Tiempos de eclipse para O−C (opcional)** (textarea): 2459000.0000 2459004.2775 …one minimum time per line (cycle numbers optional)
- **Masa primaria (M☉)** (number): 1.0
- **Inclinación (grados, opcional)** (number): e.g. 87 — enables individual masses
- **Cociente de radios R2/R1** (number): 0.28
- **v sen i⋆ primaria (km/s, para RM)** (number): e.g. 45
- **Amplitud RM medida (km/s)** (number): e.g. 1.9 — enables the λ estimate
- **Parámetro de impacto b** (number): 0.3

## Cuándo usarlo

- Al procesar series temporales de velocidad radial obtenidas mediante espectroscopía de una o ambas componentes estelares.
- Al calcular parámetros orbitales como excentricidad, semiamplitudes K1/K2, argumento del periastro y velocidad sistémica.
- Al evaluar residuos de tiempos de mínimos fotométricos mediante análisis O−C o caracterizar el ángulo proyectado espín-órbita λ durante eclipses.

## Cómo funciona

- Carga los datos de velocidad radial primaria (tiempo, velocidad y error en km/s) y, opcionalmente, de la componente secundaria para sistemas SB2.
- El optimizador Levenberg-Marquardt ejecuta reinicios en una rejilla multidimensional (período, fase, argumento del periastro y excentricidad) para evitar mínimos locales y ajustar la curva v(t) = γ + K\[cos(ν+ω) + e cos ω\].
- El sistema deriva parámetros físicos como la función de masas f(M), el cociente de masas q = M2/M1 y masas individuales si se proporciona la inclinación.
- Calcula los residuos O−C de los tiempos de eclipse ingresados y modela de forma geométrica la curva de luz y el efecto Rossiter-McLaughlin según los parámetros físicos provistos.

## Casos de uso

- Caracterización de órbitas de binarias espectroscópicas de línea simple (SB1) o doble (SB2).
- Detección de variaciones del período orbital mediante el análisis de residuos observados menos calculados (O−C) en eclipses.
- Estimación rápida del ángulo de desalineación espín-órbita (λ) en sistemas binarios eclipsantes con espectroscopía de alta resolución.

## Preguntas frecuentes

### ¿Qué diferencia existe entre el análisis SB1 y SB2?

Si solo ingresas datos de la estrella primaria (SB1), la herramienta deriva la función de masa y la masa mínima de la compañera. Con datos de ambas componentes (SB2), calcula directamente el cociente de masas y las masas proyectadas individuales.

### ¿Por qué es recomendable definir una pista de período?

La pista de período acota el espacio de búsqueda en la rejilla de ajuste, acelerando la convergencia del algoritmo Levenberg-Marquardt y previniendo trampas en armónicos o falsos mínimos.

### ¿Cómo se calcula la estimación del ángulo Rossiter-McLaughlin?

Se utiliza una aproximación analítica de primer orden combinando la amplitud de la anomalía de velocidad radial observada, v sen i⋆, el parámetro de impacto b y el cociente de radios.

### ¿Qué modelo utiliza la previsualización de la curva de luz?

Emplea un modelo geométrico exacto de solapamiento de dos discos uniformes para proyectar el eclipse, sin incluir efectos de distorsión por marea ni oscurecimiento de limbo complejo.

### ¿En qué formato deben introducirse los tiempos de observación?

Se deben introducir en formato tabular por líneas con marcas temporales en días (HJD o BJD) acompañadas de la velocidad radial y su incertidumbre en km/s.

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