Авторы:  (1) Юн Киль Юнг, Корейский институт астрономии и космических наук, Университет науки и технологий и сотрудничество KMTNet;  (2) Чонхо Хан, факультет физики, Национальный университет Чунгбук и сотрудничество KMTNet;  (3) Анджей Удальский, Обсерватория Варшавского университета и сотрудничество OGLE;  (4) Эндрю Гулд, Корейский институт астрономии и космических наук, факультет астрономии, Университет штата Огайо, Институт астрономии Макса Планка и сотрудничество KMTNet;  (5) Дженнифер К. Йи, Центр астрофизики | Гарвардский и Смитсоновский институт и сотрудничество KMTNet;  (6) Майкл Д. Олброу, Кентерберийский университет, факультет физики и астрономии;  (7) Сунь-Джу Чунг, Корейский институт астрономии и космических наук и Университет науки и технологий;  (8) Кю-Ха Хван, Корейский институт астрономии и космических наук;  (9) Юн Хён Рю, Корейский институт астрономии и космических наук;  (10) Ин-Гу Шин, Корейский институт астрономии и космических наук;  (11) Йосси Шварцвальд, Отдел физики элементарных частиц и астрофизики, Научный институт Вейцмана;  (12) Вэй Чжу, Канадский институт теоретической астрофизики, Университет Торонто;  (13) Вэйчэн Занг, факультет астрономии Университета Цинхуа;  (14) Санг-Мок Ча, Корейский институт астрономии и космических наук и 2-я школа космических исследований, Университет Кён Хи;  (15) Донг-Джин Ким, Корейский институт астрономии и космических наук;  (16) Хен-Ву Ким, Корейский институт астрономии и космических наук;  (17) Сын Ли Ким, Корейский институт астрономии и космических наук и Университет науки и технологий;  (18) Чунг-Ук Ли, Корейский институт астрономии и космических наук и Университет науки и технологий;  (19) Ли Дон-Джу, Корейский институт астрономии и космических наук;  (20) Ёнсок Ли, Корейский институт астрономии и космических наук и Школа космических исследований, Университет Кён Хи;  (21) Пак Пён Гон, Корейский институт астрономии и космических наук и Университет науки и технологий;  (22) Ричард В. Погге, факультет астрономии, Университет штата Огайо;  (23) Пшемек Мроз, Обсерватория Варшавского университета и отделение физики, математики и астрономии Калифорнийского технологического института;  (24) Михал К. Шимански, Обсерватория Варшавского университета;  (25) Ян Сковрон, Обсерватория Варшавского университета;  (26) Радек Полески, Обсерватория и факультет астрономии Варшавского университета, Университет штата Огайо;  (27) Игорь Сошинский, Обсерватория Варшавского университета;  (28) Павел Петрукович, Обсерватория Варшавского университета;  (29) Шимон Козловский, Обсерватория Варшавского университета;  (30) Кшиштоф Улачик, факультет физики, Уорикский университет, Гиббет;  (31) Кшиштоф А. Рыбицкий, Обсерватория Варшавского университета;  (32) Патрик Иванек, Обсерватория Варшавского университета;  (33) Марцин Врона, Обсерватория Варшавского университета.  Таблица ссылок   Аннотация и введение   Наблюдение   Анализ кривой блеска   Физические параметры           Микролинзирование планет в плоскости (log s , log q )   Резюме и выводы   Рекомендации  АБСТРАКТНЫЙ     гравитационное линзирование: микропланетные системы Тематические рубрики:  1. Введение  Признак планеты с микролинзированием почти всегда представляет собой кратковременную аномалию гладкой и симметричной кривой блеска линзы, создаваемой хозяином планеты. В принципе, сигнатура может появиться в любом положении линзирующей кривой блеска (Гауди, 2012). В действительности, однако, следы планет, обнаруженные на более раннем этапе экспериментов по линзированию, появлялись в основном вблизи пика кривых блеска по линзированию.  Склонность к центральным аномалиям в основном объясняется ограниченностью ранних исследований линзирования. При примерно 1-дневной периодичности опросных экспериментов первого поколения, например, опросов MACHO (Alcock et al. 1995), OGLE-I (Udalski et al. 1992), MOA-I (Bond et al. 2001), это В ходе обзорных экспериментов было трудно обнаружить планетарные сигналы длительностью порядка 1 суток и менее. Чтобы удовлетворить требованиям каденции для обнаружения планет, Гулд и Леб (1992) предложили режим наблюдения, в котором широкоугольные обзоры с низкой каденцией отслеживают большую область неба, главным образом, для обнаружения событий линзирования, а последующие эксперименты проводят наблюдения с высокой каденцией для обнаружения планет. небольшое количество событий линзирования, обнаруженных в ходе обзоров с использованием сети из нескольких узкоугольных телескопов. Однако этот режим наблюдений имел тот недостаток, что лишь немногие события линзирования можно было отслеживать с помощью последующих наблюдений. В сочетании с низкой вероятностью планетарных возмущений это означало низкую скорость обнаружения планет на этом этапе экспериментов. Фактически, в течение первых нескольких лет не было надежно обнаруженных планет с использованием этого режима, хотя было одно предварительное обнаружение в событии MACHO 98-BLG-35 (Ри и др., 2000).  Первые три обнаружения микролинзирования были обнаружены с использованием стратегии опрос+последующее наблюдение. В первом событии, OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53 (Бонд и др., 2004), планета была обнаружена в ходе обзоров, но обзор MOA провел дополнительные последующие наблюдения в ответ на планетарную аномалию. Следующие две планеты, OGLE-2005-BLG-071Lb (Удальски и др., 2005) и OGLE-2005-BLG-390Lb (Болье и др., 2006), были обнаружены в результате обширных последующих наблюдений известных событий микролинзирования, которые начались до началась планетарная аномалия. Открытие OGLE-2005-BLG-071Lb послужило практическим уроком о ценности событий с большим увеличением (Грист и Сафизаде, 1998) для обнаружения планет посредством последующих наблюдений.  В последующие годы частота обнаружения планет в режиме «опрос + наблюдение» была существенно увеличена за счет сосредоточения внимания на событиях с очень большим увеличением. Несколько факторов способствовали увеличению уровня обнаружения. Во-первых, эффективность обнаружения планет при событиях с большим увеличением высока. Это связано с тем, что планета, расположенная в зоне линзирования своего хозяина, всегда индуцирует небольшую центральную каустику вблизи положения хозяина, а траектория события с большим увеличением проходит близко к центральной каустике. Это дает высокую вероятность того, что планета вызовет возмущение, а также ограничит это возмущение коротким периодом времени, пока событие сильно усиливается, а не на протяжении всего события. В результате время планетарного сигнала, т. е. пика кривой блеска, может быть предсказано заранее и позволяет эффективно использовать ресурсы для последующих наблюдений. Напротив, предсказать время планетарного сигнала по другим каналам сложно. Наконец, сильно увеличенные звезды-источники достаточно яркие, чтобы их можно было наблюдать с помощью телескопов с малой апертурой, вплоть до субметровых телескопов любительского класса, и это позволяет максимально использовать доступные телескопы для последующих наблюдений, например, OGLE-2005-BLG-071 ( Удальски и др. 2005; Донг и др. 2009). Таким образом, планеты, обнаруженные в ходе экспериментов обзор+последующие, регистрировались преимущественно по каналу большого увеличения, что приводило к смещению в сторону центральных каустических возмущений.   Благодаря проведению частых исследований скорость обнаружения планет быстро увеличивается. Одной из важных причин быстрого увеличения скорости обнаружения является то, что планеты можно обнаруживать не только через центрально-каустический канал, но и через дополнительный планетарно-каустический канал. Планеты обнаруживаются через планетарно-каустический канал как аномалии, возникающие в результате приближения источника к «планетарной каустике», что обозначает один из двух наборов планетарно-каустических каустик, лежащих вдали от хозяина. Планетарная каустика находится в положении с расстоянием от хозяина s − 1/s, и, таким образом, планетарные сигналы, создаваемые этой каустикой, могут появляться в любой части линзирующей кривой блеска в зависимости от расстояния между планетой и хозяином s (нормированного на угловой радиус Эйнштейна θE). Планетарная каустика существенно больше центральной каустики, поэтому вероятность планетарного возмущения выше. Другая важность обнаружения планет через планетарно-каустический канал заключается в том, что интерпретация планетарного сигнала обычно не подвержена вырождению в близком широком диапазоне (Griest & Safizadeh 1998; Dominik 1999), что вызывает неоднозначность в оценке расстояния между планетой и хозяином для большинства планет. обнаруживается через центрально-каустический канал.  В этой статье мы представляем анализ двух событий планетарного микролинзирования OGLE2018-BLG-0567 и OGLE-2018-BLG-0962, для которых обе планеты обнаруживаются через планетарно-каустический канал. Для обоих событий следы планет были плотно и непрерывно покрыты двумя частыми линзирующими обзорами, и это позволяет нам однозначно интерпретировать планетарные сигналы.  Этот документ   под лицензией CC0 1.0 DEED. доступен на arxiv

Part of HackerNoon's growing list of open-source research papers, promoting free access to academic material.

Exoplanetology Tech

What's out there? Aliens, water, or just a big empty nothingness? Original research about the vastness of our cosmos.

Exoplanetology's blog

Этот звук создан на языке оригинала истории!

Слишком долго; Читать

Boost your HackerNoon story @ $159.99! 🚀

Две микролинзирующие планеты через планетарно-каустический канал: Аннотация и введение

About Author

КОММЕНТАРИИ

БИРКИ

ЭТА СТАТЬЯ БЫЛА ПРЕДСТАВЛЕНА В

Related Stories

Цифровые кочевники слушают: что нужно знать о новой визе DTV в Таиланде

От форумов до лент новостей: как алгоритмы социальных сетей формируют цифровое взаимодействие

Полное руководство по успешной миграции в облако: стратегии и лучшие практики

Раскрытие силы ИИ. Систематический обзор передовых методов: Краткое содержание и введение

Цифровые кочевники слушают: что нужно знать о новой визе DTV в Таиланде

От форумов до лент новостей: как алгоритмы социальных сетей формируют цифровое взаимодействие

Полное руководство по успешной миграции в облако: стратегии и лучшие практики

Раскрытие силы ИИ. Систематический обзор передовых методов: Краткое содержание и введение

Light-Mode

Classic

Newspaper

Dark-Mode

Neon Noir

Minty

HN StartUps