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および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）ワルシャワ大学天文台のクリストフ・A・リビツキ氏；  （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惑星 (log s , log q ) 平面 まとめと結論 参考文献 抽象的な 重力レンズ効果: 微小惑星系 件名: 1. はじめに マイクロレンズ効果のある惑星の特徴は、ほとんどの場合、惑星のホストによって生成される滑らかで対称的なレンズ効果の光曲線における、短期間の異常です。原則として、この特徴はレンズ効果の光曲線のどの位置でも現れる可能性があります (Gaudi 2012)。ただし、実際には、レンズ効果の実験の初期段階で検出された惑星の特徴は、主にレンズ効果の光曲線のピーク付近に現れました。 中心異常への偏りは、主に初期のレンズ効果調査の限界に起因しています。第 1 世代の調査実験、たとえば MACHO (Alcock 他 1995)、OGLE-I (Udalski 他 1992)、MOA-I (Bond 他 2001) 調査の周期はおよそ 1 日でしたが、調査実験で 1 日以下しか持続しない惑星信号を検出することは困難でした。惑星検出の周期要件を満たすために、Gould と Loeb (1992) は、低周期の広視野調査で主にレンズ効果イベントを検出するために空の広い領域を監視し、フォローアップ実験で複数の狭視野望遠鏡のネットワークを使用して、調査で検出された少数のレンズ効果イベントに対して高周期の観測を行うという観測モードを提案しました。ただし、この観測モードには、フォローアップ観測で監視できるレンズ効果イベントがほんのわずかであるという欠点がありました。惑星の摂動の可能性が低いことと相まって、この実験段階では惑星検出率が低いことが示唆されました。実際、最初の数年間、このモードを使用して確実に検出された惑星はありませんでしたが、MACHO 98-BLG-35 イベントで 1 つの暫定的な検出がありました (Rhie 他、2000 年)。 最初の 3 つのマイクロレンズ効果の検出は、調査 + 追跡戦略を使用して発見されました。最初のイベントである OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53 (Bond 他 2004) では、惑星は調査によって発見されましたが、MOA 調査では、惑星の異常に対応して追加の追跡観測を実施しました。次の 2 つの惑星、OGLE-2005-BLG-071Lb (Udalski 他 2005) と OGLE-2005-BLG-390Lb (Beaulieu 他 2006) は、どちらも、惑星の異常が始まる前に開始された既知のマイクロレンズ効果イベントの広範な追跡観測を通じて発見されました。 OGLE-2005-BLG-071Lb の発見は、追跡観測を通じて惑星を発見するための高倍率イベントの価値 (Griest & Safizadeh 1998) に関する実践的な教訓をもたらしました。 その後数年間、サーベイ+追跡モードを使用した惑星検出率は、非常に高い倍率のイベントに焦点を合わせることで大幅に向上しました。検出率の向上にはいくつかの要因が寄与しました。まず、高倍率イベントの惑星検出効率は高いです。これは、ホストのレンズゾーンにある惑星が常にホストの位置の近くに小さな中心焦線を誘発し、高倍率イベントの軌道が中心焦線の近くを通過するためです。これにより、惑星が摂動を生成する可能性が高くなり、その摂動はイベント全体ではなく、イベントが非常に拡大されている間の短い期間に限定されます。その結果、惑星信号の時間、つまり光度曲線のピークを事前に予測でき、追跡観測にリソースを効率的に使用できるようになります。対照的に、他のチャネルを通じて惑星信号の時間を予測することは困難です。最後に、高倍率のソース星は、小口径望遠鏡からサブメートルのアマチュアクラスの望遠鏡まで、十分に明るく、これにより、追跡観測に利用できる望遠鏡を最大限に活用できます（例：OGLE-2005-BLG-071（Udalski et al. 2005; Dong et al. 2009）。したがって、サーベイ+追跡実験から検出された惑星は、主に高倍率チャネルを通じて検出され、これが中心の火線摂動への偏りにつながりました。  高頻度のサーベイの運用により、惑星の検出率が急速に増加しています。検出率が急速に増加している重要な理由の 1 つは、惑星が中心カウスティック チャネルだけでなく、追加の惑星カウスティック チャネルでも検出できることです。惑星は、惑星カウスティック チャネルを通じて、ソースが「惑星カウスティック」に近づくことによって生成される異常として検出されます。「惑星カウスティック」とは、ホストから離れた位置にある 2 組の惑星誘起カウスティックのうちの 1 つを指します。惑星カウスティックはホストから s − 1/s 離れた位置にあるため、このカウスティックによって生成される惑星信号は、惑星とホスト間の距離 s (角アインシュタイン半径 θE に正規化) に応じて、レンズ効果の光曲線のどの部分にも現れる可能性があります。惑星カウスティックは中心カウスティックよりも大幅に大きいため、惑星摂動の確率が高くなります。惑星-コースティック チャネルを通じて惑星を検出することのもう 1 つの重要な点は、惑星信号の解釈が、中央-コースティック チャネルを通じて検出されたほとんどの惑星について、惑星とホストの分離を推定する際にあいまいさを引き起こす近距離-広距離の退化 (Griest & Safizadeh 1998、Dominik 1999) の影響を受けないことです。 本論文では、惑星マイクロレンズ現象 OGLE2018-BLG-0567 と OGLE-2018-BLG-0962 の解析結果を紹介します。この 2 つの現象では、惑星が惑星コースティック チャネルを通じて検出されています。どちらの現象でも、惑星のシグネチャは 2 回の高頻度レンズ調査によって密に連続的にカバーされており、これにより惑星の信号を明確に解釈できます。 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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