この論文はCC0 1.0 DEEDライセンスの下でarxivで公開されています。 著者:  （１）韓国天文学宇宙科学研究所、科学技術大学、KMTNetコラボレーションのユン・キル・ジョン氏 （２）チョンホ・ハン、忠北国立大学物理学科およびKMTNetコラボレーション （３）ワルシャワ大学天文台およびOGLEコラボレーションのアンジェイ・ウダルスキ氏 （4）アンドリュー・グールド、韓国天文学宇宙科学研究所、オハイオ州立大学天文学部、マックス・プランク天文学研究所、KMTNetコラボレーション （５）ジェニファー・C・イー、ハーバード・スミソニアン天体物理学センターおよびKMTNetコラボレーション （6）マイケル・D・アルブロー、カンタベリー大学、物理学・天文学部 （7）韓国天文宇宙科学研究所・科学技術大学のチョン・スンジュ氏 （８）韓国天文宇宙科学研究院のファン・ギュハ氏 （9）ユン・ヒョン・リュウ、韓国天文宇宙科学研究院 （10）韓国天文宇宙科学研究院のシン・イング氏；  （11）ヨッシ・シュヴァルツヴァルド、ワイツマン科学研究所素粒子物理学・天体物理学部 （12）ウェイ・チュー、トロント大学カナダ理論天体物理学研究所 （13）Weicheng Zang、清華大学天文学部 （14）チャ・サンモク、韓国天文宇宙科学研究院、慶熙大学校宇宙研究学部 （15）韓国天文宇宙科学研究院、キム・ドンジン氏 （16）キム・ヒョンウ、韓国天文宇宙科学研究院 （17）韓国天文宇宙科学研究所・科学技術大学のキム・スンリー氏 （18）韓国天文宇宙科学研究所・科学技術大学のイ・チョンウク氏 （19）韓国天文学宇宙科学研究院のイ・ドンジュ氏 （20）イ・ヨンソク、韓国天文宇宙科学研究所、慶熙大学校宇宙研究学部 （21）ビョンゴン・パク、韓国天文宇宙科学研究所および科学技術大学 （22）リチャード・W・ポッゲ、オハイオ州立大学天文学部 （23）ワルシャワ大学天文台およびカリフォルニア工科大学物理・数学・天文学部門のPrzemek Mroz氏 （24）ミハル・K・シマンスキ、ワルシャワ大学天文台 （25）ヤン・スコウロン、ワルシャワ大学天文台 （26）ラデック・ポレスキ、ワルシャワ大学天文台およびオハイオ州立大学天文学部 （27）ワルシャワ大学天文台のイゴール・ソシンスキー氏 （28）パヴェル・ピエトルコヴィッチ、ワルシャワ大学天文台 （29）ワルシャワ大学天文台シモン・コズロウスキー氏 （30）クリストフ・ウラチク、ウォーリック大学物理学科、ギベット （31）クリストフ・A・リビツキ、ワルシャワ大学天文台 （32）パトリック・イワネック、ワルシャワ大学天文台 （33）ワルシャワ大学天文台のマルチン・ヴロナ氏。 リンク一覧 概要と序文 観察 光曲線分析 物理的パラメータ         におけるマイクロレンズ効果を持つ惑星 (log s , log q ) 平面 まとめと結論 参考文献 2. 観察 2 つの惑星現象は、OGLE グループと KMTNet グループが実施した 2 つのレンズ調査によって観測されました。OGLE 調査では、チリのラス カンパナス天文台にある 1.3 m 望遠鏡が使用されています。KMTNet 調査では、オーストラリアのサイディング スプリング天文台 (KMTA)、チリのセロ トロロ米州天文台 (KMTC)、南アフリカの南アフリカ天文台 (KMTS) にある 3 つの 1.6 m 望遠鏡が使用されています。KMTNet 望遠鏡は世界中に分散しているため、現象を継続的に監視できます。両方の調査で、観測は主に I バンドで行われ、マイクロレンズされたソース星の色を決定するために、画像の一部が V バンドで撮影されました。  どちらのイベントでも、データセットは画像減算法 (Tomaney & Crotts 1996、Alard & Lupton 1998) に基づいて削減されました。具体的には、KMTNet については Albrow ら (2009)、OGLE については Wo´zniak (2000) が採用しました。その後、測光誤差バーは Yee ら (2012) で示された処方に従って再調整されました。ソース カラー測定については、KMTNet データのサブセットに対して pyDIA (Albrow 2017) 削減も実行しました。これにより、同じシステムで光度曲線とフィールド スター測光が同時に返されます。 この論文はCC0 1.0 DEEDライセンスの下で 。 arxivで公開されています

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惑星-コースティックチャンネルを通した2つのマイクロレンズ効果を持つ惑星の観測

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