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  추상적인     중력 렌즈: 미세 행성계 주제 제목:  1. 소개  마이크로렌화 행성의 특징은 행성의 호스트가 생성하는 매끄럽고 대칭적인 렌즈 빛 곡선에서 거의 항상 짧게 지속되는 이상 현상입니다. 원칙적으로 시그니처는 렌즈 광 곡선의 어느 위치에서나 나타날 수 있습니다(Gaudi 2012). 그러나 실제로는 렌즈 실험의 초기 단계에서 발견된 행성의 특징은 주로 렌즈 빛 곡선의 정점 근처에 나타났습니다.  중앙 이상 현상에 대한 편향은 대부분 초기 렌즈 조사의 한계에 기인합니다. MACHO(Alcock et al. 1995), OGLE-I(Udalski et al. 1992), MOA-I(Bond et al. 2001) 조사와 같은 1세대 조사 실험의 대략 1일 주기로, 측량 실험에서는 1일 이하로 지속되는 행성 신호를 감지하기가 어려웠습니다. 행성 탐지에 대한 케이던스 요구 사항을 충족하기 위해 Gould & Loeb(1992)는 관측 모드를 제안했습니다. 이 모드에서는 낮은 케이던스의 광시야 측량으로 주로 렌즈 현상을 감지하기 위해 하늘의 넓은 영역을 모니터링하고 후속 실험에서는 다음과 같은 높은 케이던스 관측을 수행합니다. 여러 개의 협시야 망원경 네트워크를 사용한 조사를 통해 감지된 소수의 렌즈 현상. 그러나 이러한 관측 방식은 후속 관측을 통해 소수의 렌즈 현상만 모니터링할 수 있다는 단점이 있었습니다. 행성 섭동의 낮은 확률과 결합하여 이는 실험의 이 단계에서 행성 탐지율이 낮다는 것을 의미합니다. 사실 처음 몇 년 동안은 MACHO 98-BLG-35 사건에서 임시 탐지가 한 번 있었지만(Rhie et al. 2000) 이 모드를 사용하여 안전하게 탐지된 행성은 없었습니다.  처음 3개의 마이크로렌즈 감지는 측량+추적 전략을 사용하여 발견되었습니다. 첫 번째 사건인 OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53(Bond et al. 2004)에서는 탐사를 통해 행성이 발견됐지만, MOA 탐사에서는 행성 이상 현상에 대응해 추가 후속 관측을 실시했다. 다음 두 행성인 OGLE-2005-BLG-071Lb(Udalski et al. 2005)와 OGLE-2005-BLG-390Lb(Beaulieu et al. 2006)는 둘 다 이전에 시작된 알려진 마이크로렌즈 현상에 대한 광범위한 후속 관찰을 통해 발견되었습니다. 행성 이상 현상이 시작되었습니다. OGLE-2005-BLG-071Lb의 발견은 후속 관측을 통해 행성을 탐지하는 데 있어 고배율 사건(Griest & Safizadeh 1998)의 가치에 대한 실용적인 교훈을 제공했습니다.  다음 해에는 매우 높은 배율의 사건에 초점을 맞춤으로써 측량+추적 모드를 사용한 행성 탐지율이 크게 향상되었습니다. 여러 가지 요인이 탐지율을 높이는 데 기여했습니다. 첫째, 고배율 이벤트에 대한 행성 탐지 효율이 높다. 이는 호스트의 렌즈 영역에 위치한 행성이 항상 호스트 위치 근처에 작은 중심 가성을 유도하고 고배율 이벤트의 궤적이 중심 가성에 가깝게 통과하기 때문입니다. 이는 행성이 섭동을 생성하고 이벤트가 전체 이벤트 전체가 아닌 매우 확대되는 동안 해당 섭동을 짧은 시간 동안 제한할 가능성이 높습니다. 그 결과, 행성 신호의 시간, 즉 광 곡선의 피크를 미리 예측할 수 있으며, 후속 관측을 위한 자원을 효율적으로 사용할 수 있습니다. 대조적으로, 다른 채널을 통해 행성 신호의 시간을 예측하는 것은 어렵습니다. 마지막으로, 고배율 소스별은 소구경 망원경, 서브미터 아마추어급 망원경으로 관찰할 수 있을 만큼 충분히 밝으며, 이를 통해 후속 관측에 사용할 수 있는 망원경을 최대화할 수 있습니다(예: OGLE-2005-BLG-071). Udalski et al. 2005; 따라서 측량+추적 실험에서 검출된 행성은 주로 고배율 채널을 통해 검출되었으며, 이는 중심 가성 섭동 쪽으로 편향되는 결과를 가져왔다.   고케이던스 측량 작업으로 인해 행성 탐지율이 급격히 증가하고 있습니다. 탐지율이 급격히 증가하는 중요한 이유 중 하나는 중심 가성 채널뿐만 아니라 추가적인 행성 가성 채널을 통해서도 행성 탐지가 가능하다는 점이다. 행성은 행성 부식성 채널을 통해 "행성 부식성"에 가까운 광원의 접근에 의해 생성된 변칙 현상으로 감지됩니다. 이는 호스트에서 멀리 떨어져 있는 두 세트의 행성 유발 부식성 중 하나를 나타냅니다. 행성 가성은 호스트로부터 s - 1/s만큼 떨어진 위치에 있으며, 따라서 이 가성에 의해 생성된 행성 신호는 행성-호스트 분리 s(로 정규화)에 따라 렌즈 광 곡선의 어느 부분에서나 나타날 수 있습니다. 각도 아인슈타인 반경 θE). 행성 가성은 중심 가성보다 실질적으로 크므로 행성 섭동의 확률이 더 높습니다. 행성-부식성 채널을 통해 행성을 탐지하는 것의 또 다른 중요성은 행성 신호를 해석하는 것이 일반적으로 근접한 축퇴의 영향을 받지 않는다는 것입니다(Griest & Safizadeh 1998; Dominik 1999). 이는 대부분의 행성에 대한 행성-호주 분리를 추정하는 데 모호함을 유발합니다. 중심 가성 채널을 통해 검출됩니다.  이 논문에서는 행성이 둘 다 행성 가성 채널을 통해 감지되는 두 개의 행성 마이크로렌즈 이벤트 OGLE2018-BLG-0567 및 OGLE-2018-BLG-0962에 대한 분석을 제시합니다. 두 사건 모두에서 행성의 특징은 두 번의 높은 케이던스 렌즈 조사를 통해 조밀하고 지속적으로 다루어졌으며 이를 통해 우리는 행성 신호를 명확하게 해석할 수 있게 되었습니다.  이 문서는 CC0 1.0 DEED 라이센스에 따라   있습니다. arxiv에서 볼 수

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