Auteurs:  (1) Youn Kil Jung, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales, Université des sciences et technologies et collaboration KMTNet ;  (2) Cheongho Han, Département de physique, Université nationale de Chungbuk et The KMTNet Collaboration ;  (3) Andrzej Udalski, Observatoire de l'Université de Varsovie et The OGLE Collaboration ;  (4) Andrew Gould, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales, Département d'astronomie, Ohio State University, Max-Planck-Institute for Astronomy et The KMTNet Collaboration ;  (5) Jennifer C. Yee, Centre d'astrophysique | Harvard & Smithsonian et la collaboration KMTNet ;  (6) Michael D. Albrow, Université de Canterbury, Département de physique et d'astronomie ;  (7) Sun-Ju Chung, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales et Université des sciences et technologies ;  (8) Kyu-Ha Hwang, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales ;  (9) Yoon-Hyun Ryu, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales ;  (10) In-Gu Shin, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales ;  (11) Yossi Shvartzvald, Département de physique des particules et d'astrophysique, Institut des sciences Weizmann ;  (12) Wei Zhu, Institut canadien d'astrophysique théorique, Université de Toronto ;  (13) Weicheng Zang, Département d'astronomie, Université Tsinghua ;  (14) Sang-Mok Cha, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales et 2École de recherche spatiale, Université Kyung Hee ;  (15) Dong-Jin Kim, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales ;  (16) Hyoun-Woo Kim, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales ;  (17) Seung-Lee Kim, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales et Université des sciences et technologies ;  (18) Chung-Uk Lee, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales et Université des sciences et technologies ;  (19) Dong-Joo Lee, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales ;  (20) Yongseok Lee, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales et École de recherche spatiale, Université Kyung Hee ;  (21) Byeong-Gon Park, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales et Université des sciences et technologies ;  (22) Richard W. Pogge, Département d'astronomie, Ohio State University ;  (23) Przemek Mroz, Observatoire de l'Université de Varsovie et Division de physique, mathématiques et astronomie, California Institute of Technology ;  (24) Michal K. Szymanski, Observatoire de l'Université de Varsovie ;  (25) Jan Skowron, Observatoire de l'Université de Varsovie ;  (26) Radek Poleski, Observatoire de l'Université de Varsovie et Département d'astronomie, Université d'État de l'Ohio ;  (27) Igor Soszynski, Observatoire de l'Université de Varsovie ;  (28) Pawel Pietrukowicz, Observatoire de l'Université de Varsovie ;  (29) Szymon Kozlowski, Observatoire de l'Université de Varsovie ;  (30) Krzystof Ulaczyk, Département de physique, Université de Warwick, Gibbet ;  (31) Krzysztof A. Rybicki, Observatoire de l'Université de Varsovie ;  (32) Patryk Iwanek, Observatoire de l'Université de Varsovie ;  (33) Marcin Wrona, Observatoire de l'Université de Varsovie.  Tableau des liens   Résumé et introduction   Observation   Analyse de la courbe de lumière   Paramètres physiques           Planètes à microlentille dans le plan (log s , log q )   Résumé et conclusions   Les références  ABSTRAIT     lentilles gravitationnelles : systèmes micro-planétaires Vedettes-matières :  1. Introduction  La signature d'une planète microlénée est presque toujours une anomalie de courte durée dans la courbe de lumière de lentille lisse et symétrique produite par l'hôte de la planète. En principe, la signature peut apparaître à n’importe quelle position de la courbe de lumière de lentille (Gaudi 2012). En réalité, cependant, les signatures des planètes détectées lors de la phase antérieure des expériences de lentille sont apparues principalement près du pic des courbes de lumière de lentille.  Le biais en faveur des anomalies centrales est principalement attribué aux limites des premiers levés par lentille. Avec une cadence d'environ 1 jour pour les expériences d'enquête de première génération, par exemple les enquêtes MACHO (Alcock et al. 1995), OGLE-I (Udalski et al. 1992), MOA-I (Bond et al. 2001), il Il était difficile de détecter des signaux planétaires d'une durée de l'ordre d'un jour ou moins par les expériences d'enquête. Pour répondre aux exigences de cadence pour les détections de planètes, Gould et Loeb (1992) ont proposé un mode d'observation dans lequel des relevés à grand champ avec une faible cadence surveillent une vaste zone du ciel principalement pour détecter des événements de lentille, et des expériences de suivi effectuent des observations à haute cadence pour les détections de planètes. un petit nombre d'événements de lentille détectés par les enquêtes utilisant un réseau de plusieurs télescopes à champ étroit. Cependant, ce mode d'observation présentait l'inconvénient que seule une poignée d'événements de lentilles pouvaient être surveillés par des observations de suivi. Combiné à la faible probabilité de perturbations planétaires, cela impliquait un faible taux de détection des planètes pour cette phase des expériences. En fait, au cours des premières années, aucune planète n'a été détectée de manière sûre en utilisant ce mode, bien qu'il y ait eu une tentative de détection lors de l'événement MACHO 98-BLG-35 (Rhie et al. 2000).  Les trois premières détections de microlentilles ont été trouvées à l’aide de la stratégie enquête + suivi. Lors du premier événement, OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53 (Bond et al. 2004), la planète a été trouvée par les enquêtes, mais l'enquête MOA a effectué des observations de suivi supplémentaires en réponse à l'anomalie planétaire. Les deux planètes suivantes, OGLE-2005-BLG-071Lb (Udalski et al. 2005) et OGLE-2005-BLG-390Lb (Beaulieu et al. 2006), ont toutes deux été découvertes grâce à de nombreuses observations de suivi d'événements de microlentille connus qui ont été initiés avant l'anomalie planétaire a commencé. La découverte d'OGLE-2005-BLG-071Lb a fourni une leçon pratique sur la valeur des événements à fort grossissement (Griest & Safizadeh 1998) pour la détection de planètes grâce à des observations de suivi.  Au cours des années suivantes, le taux de détection de planètes en mode enquête + suivi a été considérablement augmenté en se concentrant sur les événements à très fort grossissement. Plusieurs facteurs ont contribué à l’augmentation du taux de détection. Premièrement, l’efficacité de la détection des planètes pour les événements à fort grossissement est élevée. En effet, une planète située dans la zone de lentille de son hôte induit toujours une petite caustique centrale près de la position de l'hôte, et la trajectoire d'un événement à fort grossissement passe à proximité de la caustique centrale. Cela donne une forte probabilité qu'une planète produise une perturbation et confine également cette perturbation à une courte durée alors que l'événement est fortement amplifié, et non pendant toute la durée de l'événement. En conséquence, l'heure du signal planétaire, c'est-à-dire le pic de la courbe de lumière, peut être prédite à l'avance et permettre d'utiliser efficacement les ressources pour les observations de suivi. En revanche, il est difficile de prédire l’heure d’un signal planétaire via d’autres canaux. Enfin, les étoiles sources fortement agrandies sont suffisamment brillantes pour être observées avec des télescopes à petite ouverture, jusqu'aux télescopes submétriques de classe amateur, ce qui permet d'optimiser les télescopes disponibles pour les observations de suivi, par exemple OGLE-2005-BLG-071 ( Udalski et coll. Ainsi, les planètes détectées lors des expériences d’étude et de suivi ont été détectées principalement via le canal à fort grossissement, ce qui a conduit à un biais en faveur des perturbations caustiques centrales.   Avec le fonctionnement des levés à haute cadence, le taux de détection des planètes augmente rapidement. Une raison importante de l’augmentation rapide du taux de détection est que les planètes peuvent être détectées non seulement par le canal caustique central, mais également par le canal caustique planétaire supplémentaire. Les planètes sont détectées par le canal planétaire-caustique comme des anomalies produites par l'approche de la source proche de la « caustique planétaire », qui désigne l'un des deux ensembles de caustiques induits par la planète et éloignés de l'hôte. La caustique planétaire se trouve à une position séparée de l'hôte de s − 1/s, et donc les signaux planétaires produits par cette caustique peuvent apparaître à n'importe quelle partie de la courbe de lumière de lentille en fonction de la séparation planète-hôte s (normalisée à la rayon angulaire d'Einstein θE). La caustique planétaire est nettement plus grande que la caustique centrale et la probabilité d'une perturbation planétaire est donc plus élevée. Une autre importance de la détection des planètes via le canal planétaire-caustique est que l'interprétation du signal planétaire n'est généralement pas sujette à une dégénérescence proche (Griest & Safizadeh 1998; Dominik 1999), ce qui provoque une ambiguïté dans l'estimation des séparations planète-hôte pour la plupart des planètes. détecté à travers le canal central-caustique.  Dans cet article, nous présentons l'analyse de deux événements de microlentille planétaire OGLE2018-BLG-0567 et OGLE-2018-BLG-0962, pour lesquels les planètes sont toutes deux détectées via un canal planétaire-caustique. Pour les deux événements, les signatures des planètes ont été couvertes de manière dense et continue par deux levés de lentilles à haute cadence, ce qui nous amène à interpréter sans ambiguïté les signaux planétaires.  Cet article est   sous licence CC0 1.0 DEED. disponible sur arxiv

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Deux planètes à microlentille via un canal planétaire-caustique : résumé et introduction

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