প্ল্যানেটারি-কস্টিক চ্যানেলের মাধ্যমে দুটি মাইক্রোলেনসিং গ্রহ: বিমূর্ত এবং ভূমিকা

লিঙ্কের টেবিল

• বিমূর্ত এবং ভূমিকা
• পর্যবেক্ষণ
• হালকা বক্ররেখা বিশ্লেষণ
• শারীরিক পরামিতি
• (log s , log q ) সমতলে মাইক্রোলেনসিং গ্রহ
• অস্ত্রোপচার
• তথ্যসূত্র

বিমূর্ত

বিষয় শিরোনাম: মহাকর্ষীয় লেন্সিং: মাইক্রো-প্ল্যানেটারি সিস্টেম

1। পরিচিতি

একটি মাইক্রোলেনিং গ্রহের স্বাক্ষর প্রায় সবসময়ই গ্রহের হোস্ট দ্বারা উত্পাদিত মসৃণ এবং প্রতিসম লেন্সিং আলোর বক্ররেখায় একটি স্বল্প-স্থায়ী অসঙ্গতি। নীতিগতভাবে, স্বাক্ষরটি লেন্সিং লাইট কার্ভের যেকোনো অবস্থানে উপস্থিত হতে পারে (Gaudi 2012)। বাস্তবে, যাইহোক, লেন্সিং পরীক্ষা-নিরীক্ষার আগের পর্যায়ে শনাক্ত করা গ্রহের স্বাক্ষরগুলি প্রধানত লেন্সিং আলোর বক্ররেখার শীর্ষের কাছে উপস্থিত হয়েছিল।

কেন্দ্রীয় অসঙ্গতির প্রতি পক্ষপাত বেশিরভাগই প্রাথমিক লেন্সিং সমীক্ষার সীমাবদ্ধতার জন্য দায়ী। প্রথম প্রজন্মের জরিপ পরীক্ষা-নিরীক্ষার মোটামুটি 1 দিনের ক্যাডেন্সের সাথে, যেমন, MACHO (Alcock et al. 1995), OGLE-I (Udalski et al. 1992), MOA-I (Bond et al. 2001) সমীক্ষা, এটি জরিপ পরীক্ষায় 1 দিন বা তার কম সময়ের জন্য স্থায়ী গ্রহের সংকেত সনাক্ত করা কঠিন ছিল। গ্রহ সনাক্তকরণের জন্য ক্যাডেন্সের প্রয়োজনীয়তা মেটাতে, গোল্ড অ্যান্ড লোয়েব (1992) একটি পর্যবেক্ষণমূলক মোড প্রস্তাব করেছিলেন, যেখানে কম ক্যাডেন্স সহ প্রশস্ত ক্ষেত্র সমীক্ষাগুলি মূলত লেন্সিং ইভেন্টগুলি সনাক্ত করতে আকাশের একটি বিশাল অঞ্চল পর্যবেক্ষণ করে এবং ফলোআপ পরীক্ষাগুলি উচ্চ ক্যাডেন্স পর্যবেক্ষণ পরিচালনা করে একাধিক সংকীর্ণ-ক্ষেত্র টেলিস্কোপের একটি নেটওয়ার্ক ব্যবহার করে সমীক্ষা দ্বারা শনাক্ত করা অল্প সংখ্যক লেন্সিং ইভেন্ট। যাইহোক, পর্যবেক্ষণের এই মোডের ত্রুটি ছিল যে শুধুমাত্র কয়েকটি লেন্সিং ইভেন্ট ফলো-আপ পর্যবেক্ষণ দ্বারা পর্যবেক্ষণ করা যেতে পারে। গ্রহগত বিভ্রান্তির কম সম্ভাবনার সাথে মিলিত, এটি পরীক্ষাগুলির এই পর্যায়ের জন্য একটি কম গ্রহ সনাক্তকরণ হার বোঝায়। প্রকৃতপক্ষে, প্রথম কয়েক বছর ধরে, এই মোড ব্যবহার করে কোনো নিরাপদে শনাক্ত করা গ্রহ ছিল না, যদিও MACHO 98-BLG-35 (Rhie et al. 2000) ইভেন্টে একটি অস্থায়ী সনাক্তকরণ ছিল।

জরিপ + ফলোআপ কৌশল ব্যবহার করে প্রথম তিনটি মাইক্রোলেনসিং সনাক্তকরণ পাওয়া গেছে। প্রথম ইভেন্টে, OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53 (Bond et al. 2004), জরিপগুলি দ্বারা গ্রহটি পাওয়া গিয়েছিল, কিন্তু MOA জরিপ গ্রহের অসামঞ্জস্যতার প্রতিক্রিয়া হিসাবে অতিরিক্ত ফলোআপ পর্যবেক্ষণ চালিয়েছিল৷ পরবর্তী দুটি গ্রহ, OGLE-2005-BLG-071Lb (Udalski et al. 2005) এবং OGLE-2005-BLG-390Lb (Beaulieu et al. 2006), উভয়ই পরিচিত মাইক্রোলেনসিং ইভেন্টগুলির ব্যাপক ফলোআপ পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে পাওয়া গেছে যা আগে শুরু হয়েছিল। গ্রহের অসঙ্গতি শুরু হয়। OGLE-2005-BLG-071Lb-এর আবিষ্কার ফলোআপ পর্যবেক্ষণের মাধ্যমে গ্রহ সনাক্ত করার জন্য উচ্চ-বিবর্ধন ইভেন্টের (Griest & Safizadeh 1998) মূল্যের একটি বাস্তব পাঠ প্রদান করেছে।

পরের বছরগুলিতে, সমীক্ষা + ফলোআপ মোড ব্যবহার করে গ্রহ সনাক্তকরণের হার অত্যন্ত উচ্চ বিবর্ধনের সাথে ইভেন্টগুলিতে ফোকাস করে যথেষ্ট পরিমাণে বৃদ্ধি করা হয়েছিল। বেশ কয়েকটি কারণ সনাক্তকরণের হার বৃদ্ধিতে অবদান রেখেছে। প্রথমত, উচ্চ-বিবর্ধন ইভেন্টগুলির জন্য গ্রহ সনাক্তকরণের দক্ষতা বেশি। এর কারণ হল তার হোস্টের লেন্সিং জোনে অবস্থিত একটি গ্রহ সর্বদা হোস্টের অবস্থানের কাছাকাছি একটি ছোট কেন্দ্রীয় কস্টিক প্ররোচিত করে এবং একটি উচ্চ-বিবর্ধন ঘটনার গতিপথ কেন্দ্রীয় কস্টিকের কাছাকাছি চলে যায়। এটি একটি উচ্চ সম্ভাবনা তৈরি করে যে একটি গ্রহ একটি বিক্ষিপ্ততা তৈরি করবে এবং সেই বিশৃঙ্খলাকে একটি স্বল্প সময়ের জন্য সীমাবদ্ধ করবে যখন ঘটনাটি সম্পূর্ণ ইভেন্ট জুড়ে নয়। ফলস্বরূপ, গ্রহের সংকেতের সময়, অর্থাৎ, আলো বক্ররেখার শিখর, আগাম ভবিষ্যদ্বাণী করা যায় এবং ফলোআপ পর্যবেক্ষণের জন্য সম্পদগুলিকে দক্ষতার সাথে ব্যবহার করতে সক্ষম হয়। বিপরীতে, অন্যান্য চ্যানেলের মাধ্যমে একটি গ্রহের সংকেতের সময় ভবিষ্যদ্বাণী করা কঠিন। অবশেষে, অত্যন্ত বিবর্ধিত উৎস নক্ষত্রগুলি ছোট-অ্যাপার্চার টেলিস্কোপ, সাব-মিটার অপেশাদার-শ্রেণির টেলিস্কোপগুলির সাহায্যে পর্যবেক্ষণ করার জন্য যথেষ্ট উজ্জ্বল, এবং এটি ফলোআপ পর্যবেক্ষণের জন্য উপলব্ধ টেলিস্কোপগুলিকে সর্বাধিক করতে সক্ষম করে, যেমন, OGLE-2005-BLG-071 ( Udalski et al 2005; Dong et al. এইভাবে, সমীক্ষা+অনুসরণ পরীক্ষা থেকে সনাক্ত করা গ্রহগুলি প্রধানত উচ্চ-বিবর্ধন চ্যানেলের মাধ্যমে সনাক্ত করা হয়েছিল, এবং এটি কেন্দ্রীয় কস্টিক বিভ্রান্তির দিকে পক্ষপাতের দিকে পরিচালিত করেছিল।

উচ্চ-ক্যাডেন্স জরিপ পরিচালনার সাথে, গ্রহের সনাক্তকরণের হার দ্রুত বৃদ্ধি পাচ্ছে। সনাক্তকরণের হার দ্রুত বৃদ্ধির একটি গুরুত্বপূর্ণ কারণ হল যে গ্রহগুলি শুধুমাত্র কেন্দ্রীয়-কস্টিক চ্যানেলের মাধ্যমেই নয়, অতিরিক্ত গ্রহ-কস্টিক চ্যানেলের মাধ্যমেও সনাক্ত করা যেতে পারে। প্ল্যানেটারি-কস্টিক চ্যানেলের মাধ্যমে গ্রহগুলিকে "প্ল্যানেটারি কস্টিক" এর কাছাকাছি উত্সের দৃষ্টিভঙ্গির দ্বারা উত্পাদিত অসামঞ্জস্য হিসাবে সনাক্ত করা হয়, যা হোস্ট থেকে দূরে থাকা গ্রহ-প্ররোচিত কস্টিকগুলির দুটি সেটের একটিকে বোঝায়। গ্রহের কস্টিক s − 1/s এর হোস্ট থেকে বিচ্ছিন্ন অবস্থায় অবস্থান করে এবং এইভাবে এই কস্টিক দ্বারা উত্পাদিত গ্রহের সংকেতগুলি গ্রহ-হোস্ট বিচ্ছেদ s এর উপর নির্ভর করে লেন্সিং আলো বক্ররেখার যে কোনও অংশে উপস্থিত হতে পারে (স্বাভাবিকভাবে কৌণিক আইনস্টাইন ব্যাসার্ধ θE)। গ্রহের কস্টিক কেন্দ্রীয় কস্টিক থেকে যথেষ্ট বড় এবং এইভাবে একটি গ্রহের বিভ্রান্তির সম্ভাবনা বেশি। প্ল্যানেটারি-কস্টিক চ্যানেলের মাধ্যমে গ্রহগুলি সনাক্ত করার আরেকটি গুরুত্ব হল যে গ্রহের সংকেত ব্যাখ্যা করা সাধারণত ক্লোজ-ওয়াইড অবক্ষয়ের (Griest & Safizadeh 1998; Dominik 1999) সাপেক্ষে হয় না, যা বেশিরভাগ গ্রহের জন্য গ্রহ-হোস্ট বিচ্ছেদ অনুমান করতে অস্পষ্টতা সৃষ্টি করে। কেন্দ্রীয়-কস্টিক চ্যানেলের মাধ্যমে সনাক্ত করা হয়।

এই কাগজে, আমরা দুটি প্ল্যানেটারি মাইক্রোলেনসিং ইভেন্ট OGLE2018-BLG-0567 এবং OGLE-2018-BLG-0962-এর বিশ্লেষণ উপস্থাপন করি, যার জন্য গ্রহ উভয়ই একটি প্ল্যানেটারি-কস্টিক চ্যানেলের মাধ্যমে সনাক্ত করা হয়। উভয় ইভেন্টের জন্য, গ্রহগুলির স্বাক্ষরগুলি ঘন এবং অবিচ্ছিন্নভাবে দুটি উচ্চ-ক্যাডেন্স লেন্সিং সমীক্ষা দ্বারা আচ্ছাদিত ছিল এবং এটি আমাদেরকে দ্ব্যর্থহীনভাবে গ্রহের সংকেত ব্যাখ্যা করতে পরিচালিত করে।