저자:  (1) 정윤길, 한국천문연구원, 과학기술대학교, KMTNet Collaboration;  (2) 한청호, 충북대학교 물리학과 및 The KMTNet Collaboration;  (3) Andrzej Udalski, 바르샤바 대학교 천문대 및 OGLE 협력;  (4) Andrew Gould, 한국천문우주연구원, 오하이오 주립대학교 천문학부, Max-Planck-Institute for Astronomy 및 KMTNet Collaboration;  (5) Jennifer C. Yee, 천체 물리학 센터 | Harvard & Smithsonian과 KMTNet 협력;  (6) 캔터베리 대학교 물리학 및 천문학과의 Michael D. Albrow;  (7) 정순주, 한국천문연구원, 과학기술대학교;  (8) 황규하, 한국천문연구원;  (9) 류윤현, 한국천문연구원;  (10) 신인구, 한국천문연구원;  (11) Yossi Shvartzvald, Weizmann Institute of Science의 입자 물리학 및 천체 물리학과;  (12) 토론토 대학교 캐나다 이론 천체 물리학 연구소의 Wei Zhu;  (13) 칭화대학교 천문학과 Weicheng Zang;  (14) 차상목, 한국천문연구원, 경희대학교 우주연구부 제2학부;  (15) 김동진, 한국천문연구원;  (16) 김현우, 한국천문연구원;  (17) 김승리, 한국천문연구원, 과학기술대학교;  (18) 이충욱, 한국천문연구원, 과학기술대학교;  (19) 이동주, 한국천문연구원;  (20) 이용석, 경희대학교 한국천문연구원 및 우주연구부;  (21) 박병곤, 한국천문연구원, 과학기술대학교;  (22) 오하이오 주립대학교 천문학과 Richard W. Pogge;  (23) 바르샤바 대학교 천문대 및 캘리포니아 공과대학 물리학, 수학, 천문학부 Przemek Mroz;  (24) Michal K. Szymanski, 바르샤바 대학교 천문대;  (25) Jan Skowron, 바르샤바 대학교 천문대;  (26) 오하이오 주립대학교 바르샤바대학교 천문대 및 천문학과의 Radek Poleski;  (27) Igor Soszynski, 바르샤바 대학교 천문대;  (28) 바르샤바 대학교 천문대 Pawel Pietrukowicz;  (29) Szymon Kozlowski, 바르샤바 대학교 천문대;  (30) Krzystof Ulaczyk, Gibbet의 Warwick 대학교 물리학과;  (31) Krzysztof A. Rybicki, 바르샤바 대학교 천문대;  (32) 바르샤바 대학교 천문대 Patryk Iwanek;  (33) 바르샤바 대학교 천문대, Marcin Wrona.  링크 표   초록 및 소개   관찰   광곡선 분석   물리적 매개변수            의 마이크로렌즈 행성 (log s , log q ) 평면   요약 및 결론   참고자료  5. (log s, log q) 평면의 마이크로렌즈 행성  두 개의 조사 전용 마이크로렌즈 행성은 행성 화선으로 인한 섭동으로부터 감지됩니다(그림 3 및 4 참조). 특히, OGLE-2018-BLG-0567의 행성 섭동은 "Hollywood" 기하학(Gould 1997)에 의해 생성되었으며, 여기서 소스 크기는 부식성 크기에 비해 변칙 단면적에 크게 기여하거나 지배합니다. . 이러한 탐지는 행성 부식성 채널을 통해 행성을 탐지하기 위한 높은 케이던스 조사의 능력을 입증합니다.   단지 24개의 행성만이 공명에 가까운 경계 외부에 배치되고 그 중 18개의 행성이 명확하게 고립된 행성 화선에 의해 생성된 섭동으로부터 감지됩니다[2]. 우리는 이러한 행성-부식성 행성(12개 행성)의 대부분이 헐리우드 이벤트에서 발견되었으며 렌즈 조사의 높은 케이던스 관측 영역에 위치한다는 것을 발견했습니다. 이는 행성을 찾기 위해 큰 별을 따라가는 헐리우드 전략의 능력을 입증합니다(Gould 1997). 할리우드 행성의 대부분은 s > 1 영역에 위치합니다. 이는 주로 행성 화선 크기의 차이 때문입니다. s > 1인 경우 하나의 4면 유성 가성이 있습니다. 반면에 s < 1인 경우 두 개의 삼각형 유성 화선이 있으며 각각의 크기는 s > 1의 크기보다 훨씬 작습니다. 또한 이러한 더 작은 유성 화선의 유성 신호는 다음과 같이 더 크게 감소하는 경향이 있습니다. 유한 소스 효과(Gould & Gaucherel 1997). 결과적으로 넓은 행성 가성 물질은 더 큰 유효 단면적을 가지므로 행성을 찾는 데 더 높은 민감도를 갖습니다.  이 문서는 CC0 1.0 DEED 라이선스에 따라   있습니다. arxiv에서 볼 수  [1] https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu  [2] 상응하는 행성 부식성 사건은 OGLE-2005-BLG-390(Beaulieu et al. 2006), MOAbin-1(Bennett et al. 2012), OGLE-2006-BLG-109(Gaudi et al. 2008; Bennett 외. 2010), OGLE2008-BLG-092(Poleski 외. 2014), MOA-2010-BLG-353(Rattenbury 외. 2015), MOA-2011-BLG-028(Skowron 외. 2016), MOA-2012-BLG-006(Poleski 외 2017), OGLE-2012-BLG-0838(Poleski 외 2020), OGLE-2013-BLG-0341(Gould 외 2014), MOA-2013-BLG -605(Sumi 등 2016), OGLE-2014-BLG-1722(Suzuki 등 2018), OGLE-2016-BLG-0263(Han 등 2017), OGLE-2016-BLG-1227(Han 등 al. 2020), KMT-2016-BLG-1107 (Hwang et al. 2019), OGLE-2017-BLG-0173 (Hwang et al. 2018), OGLE-2017-BLG-0373 (Skowron et al. 2018), OGLE-2018-BLG-0596(Jung et al. 2019) 및 OGLE-2018-BLG-0962(본 연구).

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두 개의 마이크로렌즈 행성: (log s, log q) 평면의 마이크로렌즈 행성

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