Autoren:  (1) Youn Kil Jung, Korea Astronomy and Space Science Institute, Universität für Wissenschaft und Technologie und die KMTNet-Zusammenarbeit;  (2) Cheongho Han, Fakultät für Physik, Chungbuk National University und The KMTNet Collaboration;  (3) Andrzej Udalski, Observatorium der Universität Warschau und The OGLE Collaboration;  (4) Andrew Gould, Korea Astronomy and Space Science Institute, Abteilung für Astronomie, Ohio State University, Max-Planck-Institut für Astronomie und The KMTNet Collaboration;  (5) Jennifer C. Yee, Zentrum für Astrophysik | Harvard & Smithsonian und The KMTNet Collaboration;  (6) Michael D. Albrow, University of Canterbury, Fakultät für Physik und Astronomie;  (7) Sun-Ju Chung, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumforschung und Universität für Wissenschaft und Technologie;  (8) Kyu-Ha Hwang, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumwissenschaften;  (9) Yoon-Hyun Ryu, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumwissenschaften;  (10) In-Gu Shin, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumwissenschaften;  (11) Yossi Shvartzvald, Abteilung für Teilchenphysik und Astrophysik, Weizmann-Institut für Wissenschaften;  (12) Wei Zhu, Kanadisches Institut für Theoretische Astrophysik, Universität Toronto;  (13) Weicheng Zang, Fakultät für Astronomie, Universität Tsinghua;  (14) Sang-Mok Cha, Korea Astronomy and Space Science Institute und School of Space Research, Kyung Hee University;  (15) Dong-Jin Kim, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumwissenschaften;  (16) Hyoun-Woo Kim, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumforschung;  (17) Seung-Lee Kim, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumforschung und Universität für Wissenschaft und Technologie;  (18) Chung-Uk Lee, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumforschung und Universität für Wissenschaft und Technologie;  (19) Dong-Joo Lee, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumforschung;  (20) Yongseok Lee, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumwissenschaften und Schule für Weltraumforschung, Kyung Hee Universität;  (21) Byeong-Gon Park, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumforschung und Universität für Wissenschaft und Technologie;  (22) Richard W. Pogge, Institut für Astronomie, Ohio State University;  (23) Przemek Mroz, Observatorium der Universität Warschau und Abteilung für Physik, Mathematik und Astronomie, California Institute of Technology;  (24) Michal K. Szymanski, Sternwarte der Universität Warschau;  (25) Jan Skowron, Sternwarte der Universität Warschau;  (26) Radek Poleski, Observatorium der Universität Warschau und Fakultät für Astronomie, Ohio State University;  (27) Igor Soszynski, Sternwarte der Universität Warschau;  (28) Pawel Pietrukowicz, Sternwarte der Universität Warschau;  (29) Szymon Kozlowski, Sternwarte der Universität Warschau;  (30) Krzystof Ulaczyk, Institut für Physik, Universität Warwick, Gibbet;  (31) Krzysztof A. Rybicki, Sternwarte der Universität Warschau;  (32) Patryk Iwanek, Sternwarte der Universität Warschau;  (33) Marcin Wrona, Sternwarte der Universität Warschau.  Linktabelle   Zusammenfassung und Einleitung   Überwachung   Lichtkurvenanalyse   Physikalische Parameter           Mikrolinseneffekt Planeten in der (log s , log q )-Ebene   Zusammenfassung und Fazit   Verweise  ABSTRAKT     Gravitationslinseneffekt: Mikro-Planetensysteme Schlagwörter:  1. Einleitung  Die Signatur eines Mikrolinsenplaneten ist fast immer eine kurzzeitige Anomalie in der glatten und symmetrischen Linsenlichtkurve, die vom Planeten selbst erzeugt wird. Im Prinzip kann die Signatur an jeder Stelle der Linsenlichtkurve auftreten (Gaudi 2012). In Wirklichkeit traten die Signaturen von Planeten, die in der frühen Phase von Linsenexperimenten entdeckt wurden, jedoch hauptsächlich in der Nähe des Höhepunkts der Linsenlichtkurven auf.  Die Tendenz zu zentralen Anomalien wird hauptsächlich auf die Beschränkung früher Linsenuntersuchungen zurückgeführt. Bei einer Frequenz von etwa einem Tag bei den Untersuchungsexperimenten der ersten Generation, z. B. den MACHO- (Alcock et al. 1995), OGLE-I- (Udalski et al. 1992) und MOA-I-Untersuchungen (Bond et al. 2001), war es schwierig, Planetensignale zu erkennen, die in der Größenordnung von einem Tag oder weniger andauerten. Um die Frequenzanforderung für Planetenerkennungen zu erfüllen, schlugen Gould & Loeb (1992) einen Beobachtungsmodus vor, bei dem Weitfelduntersuchungen mit niedriger Frequenz einen großen Bereich des Himmels überwachen, hauptsächlich um Linsenereignisse zu erkennen, und bei Folgeexperimenten mit hoher Frequenz Beobachtungen für eine kleine Anzahl von Linsenereignissen durchgeführt werden, die von den Untersuchungen mithilfe eines Netzwerks mehrerer Schmalfeldteleskope erkannt wurden. Dieser Beobachtungsmodus hatte jedoch den Nachteil, dass durch Folgebeobachtungen nur eine Handvoll Linsenereignisse überwacht werden konnten. Zusammen mit der geringen Wahrscheinlichkeit von Planetenstörungen bedeutete dies eine niedrige Planetenerkennungsrate für diese Phase der Experimente. Tatsächlich wurden in den ersten Jahren mit diesem Modus keine Planeten sicher erkannt, obwohl es beim Ereignis MACHO 98-BLG-35 (Rhie et al. 2000) eine vorläufige Erkennung gab.  Die ersten drei Mikrolinsen-Erkennungen wurden mithilfe der Strategie „Umfrage+Nachverfolgung“ gemacht. Beim ersten Ereignis, OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53 (Bond et al. 2004), wurde der Planet durch die Untersuchungen entdeckt, aber die MOA-Umfrage führte als Reaktion auf die Planetenanomalie zusätzliche Nachverfolgungsbeobachtungen durch. Die nächsten beiden Planeten, OGLE-2005-BLG-071Lb (Udalski et al. 2005) und OGLE-2005-BLG-390Lb (Beaulieu et al. 2006), wurden beide durch umfangreiche Nachverfolgungsbeobachtungen bekannter Mikrolinsen-Ereignisse entdeckt, die vor Beginn der Planetenanomalie eingeleitet wurden. Die Entdeckung von OGLE-2005-BLG-071Lb war eine praktische Lektion hinsichtlich der Bedeutung von Ereignissen mit hoher Vergrößerung (Griest & Safizadeh 1998) für die Entdeckung von Planeten durch Folgebeobachtungen.  In den darauffolgenden Jahren konnte die Planetenerkennungsrate im Modus „Survey+Follow-up“ durch die Konzentration auf Ereignisse mit sehr hoher Vergrößerung deutlich gesteigert werden. Zur Steigerung der Erkennungsrate trugen mehrere Faktoren bei. Erstens ist die Planetenerkennungseffizienz bei Ereignissen mit hoher Vergrößerung hoch. Das liegt daran, dass ein Planet, der sich in der Linsenzone seines Wirts befindet, immer eine kleine zentrale Kaustik in der Nähe der Position des Wirts induziert und die Flugbahn eines Ereignisses mit hoher Vergrößerung nahe an der zentralen Kaustik vorbeiführt. Daraus ergibt sich eine hohe Wahrscheinlichkeit, dass ein Planet eine Störung erzeugt und diese Störung auch auf eine kurze Zeitspanne beschränkt, während das Ereignis stark vergrößert ist, und nicht auf die gesamte Dauer des Ereignisses. Dadurch lässt sich der Zeitpunkt des Planetensignals, d. h. der Höhepunkt der Lichtkurve, im Voraus vorhersagen, und die Ressourcen für Folgebeobachtungen können effizient genutzt werden. Im Gegensatz dazu ist es schwierig, den Zeitpunkt eines Planetensignals über andere Kanäle vorherzusagen. Schließlich sind stark vergrößerte Quellsterne hell genug, um mit Teleskopen mit kleiner Apertur bis hin zu Amateurteleskopen mit weniger als einem Meter Durchmesser beobachtet zu werden. Dies ermöglicht es, die verfügbaren Teleskope für Folgebeobachtungen optimal zu nutzen, z. B. OGLE-2005-BLG-071 (Udalski et al. 2005; Dong et al. 2009). Daher wurden die Planeten, die in der Untersuchung und den Folgeexperimenten entdeckt wurden, hauptsächlich über den Kanal mit hoher Vergrößerung entdeckt, was zu einer Tendenz zu zentralen kaustischen Störungen führte.   Durch die Durchführung der hochkarätigen Durchmusterungen steigt die Planetenerkennungsrate rapide an. Ein wichtiger Grund für den rapiden Anstieg der Erkennungsrate ist, dass Planeten nicht nur durch den zentralen Kaustikkanal, sondern auch durch den zusätzlichen Planetenkaustikkanal erkannt werden können. Planeten werden durch den Planetenkaustikkanal als Anomalien erkannt, die durch die Annäherung der Quelle an die „Planetenkaustik“ erzeugt werden, die einen der beiden Sätze planeteninduzierter Kaustiken bezeichnet, die vom Wirt entfernt liegen. Die Planetenkaustik liegt an einer Position mit einem Abstand vom Wirt von s − 1/s, und daher können von dieser Kaustik erzeugte Planetensignale an jedem Teil der Linsenlichtkurve erscheinen, abhängig vom Abstand s zwischen Planet und Wirt (normalisiert auf den Winkelradius θE). Die Planetenkaustik ist wesentlich größer als die zentrale Kaustik, und daher ist die Wahrscheinlichkeit einer Planetenstörung höher. Ein weiterer wichtiger Aspekt der Planetenerkennung über den Planeten-Kaustik-Kanal liegt darin, dass die Interpretation des Planetensignals normalerweise nicht der Nah-Weit-Entartung unterliegt (Griest & Safizadeh 1998; Dominik 1999), die bei der Schätzung der Planeten-Wirt-Abstände für die meisten Planeten, die über den Zentral-Kaustik-Kanal erkannt werden, zu Mehrdeutigkeiten führt.  In diesem Artikel präsentieren wir die Analyse zweier planetarer Mikrolinsenereignisse OGLE2018-BLG-0567 und OGLE-2018-BLG-0962, bei denen beide Planeten über einen planetar-kaustischen Kanal erkannt wurden. Bei beiden Ereignissen wurden die Signaturen der Planeten dicht und kontinuierlich von zwei hochkarätigen Linsenuntersuchungen erfasst, was uns zu einer eindeutigen Interpretation der Planetensignale führt.  Dieses Dokument ist   . auf arxiv unter der Lizenz CC0 1.0 DEED verfügbar

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