Az exobolygók keresésének ún. fedési módszere a látszó fényesség periodikus ingadozásának észlelésén alapul, amely értelemszerűen alkalmazható kettőscsillagok esetén is. A program ilyen fényesség görbe észleléseket szimulál abban az esetben, amikor a keringési síkra élből látunk rá. Tanulmányozhatjuk, hogyan függ az észlelt fényességgörbe időbeli alakulása az égitestek és a pálya jellemzőitől.

A program legfeljebb két bolygóval számol és feltételezi, hogy azok nem fedik egymást. Elhanyagoljuk továbbá a bolygó(k) fényvisszaverését és hőmérsékleti sugárzását.

A zaj szimulálásakor figyelembe vesszük, hogy a jel/zaj arány a megfigyelt rendszer távolságának növekedésével romlik.

Tranzitmegfigyelés beállításkor az átvonulás idejére a program lelassítja a szimulációt.

Bal, illetve jobb egérkattintással az ábra 0,5x és 2x, a grafikon 0,25x és 4x határok között kicsinyíthető illetve nagyítható az alapértelmezett mérethez képest.

Kettőscsillagok esetén azt feltételezzük, hogy viszonylag közel keringenek egymáshoz. A csillagokat abszolút fekete testnek tekintjük, az általuk kibocsájtott sugárzás észlelt intenzitását arányosnak vesszük látszó felületük nagyságával és abszolút hőmérsékletük negyedik hatványával.

Az adatok beállításánál érdemes figyelembe venni az alábbiakat.

A csillagok sugara, effektív felszíni hőmérséklete és luminozitása között a következő kapcsolat áll fenn:

L(R,T)=4•Pi•R^2•s•T^4    (s: Stefan–Boltzmann-állandó).

Tehát: L(r,t)/L(R,T)=(r/R)^2•(t/T)^4.

Megfigyelések alapján fősorozati csillagok esetén a tömeg és a luminozitás között az alábbi közelítő arányosság is érvényes:

L(M) ~ M^3,5, ezért L(m)/L(M)=(m/M)^3,5.

Mindezek alapján fősorozati csillagokra nagyjából igaz a következő összefüggés:

(m/M)^3,5=(r/R)^2•(t/T)^4.

A tömörített program a következő linkről tölthető le:

https://www.dropbox.com/s/nn141y3oqmaegd7/exobolygo.zip?dl=0