Gezegensel-Kostik Kanal Üzerinden İki Mikro Mercekleme Gezegeni: Özet ve Giriş

Bağlantı Tablosu

• Özet ve Giriş
• Gözlem
• Işık Eğrisi Analizi
• Fiziksel Parametreler
• (log s , log q ) düzlemindeki Mikromercekleme Gezegenleri
• Özet ve sonuçlar
• Referanslar

SOYUT

Konu başlıkları: yerçekimsel merceklenme: mikro gezegen sistemleri

1. Giriş

Mikrolening gezegeninin imzası, neredeyse her zaman, gezegenin ev sahibi tarafından üretilen pürüzsüz ve simetrik merceklenme ışık eğrisindeki kısa süreli bir anormalliktir. Prensip olarak imza, merceklenen ışık eğrisinin herhangi bir konumunda görünebilir (Gaudi 2012). Ancak gerçekte, merceklenme deneylerinin daha önceki aşamalarında tespit edilen gezegenlerin izleri, esas olarak merceklenen ışık eğrilerinin zirvesine yakın bir yerde ortaya çıktı.

Merkezi anormalliklere yönelik önyargı çoğunlukla erken mercekleme araştırmalarının sınırlılığına bağlanmaktadır. Birinci nesil tarama deneylerinin kabaca 1 günlük temposuyla, örneğin MACHO (Alcock ve ark. 1995), OGLE-I (Udalski ve ark. 1992), MOA-I (Bond ve ark. 2001) araştırmaları, Araştırma deneyleriyle 1 gün veya daha kısa süren gezegen sinyallerini tespit etmek zordu. Gould ve Loeb (1992), gezegen tespitlerine yönelik kadans gereksinimini karşılamak için, düşük kadanslı geniş alan araştırmalarının esasen merceklenme olaylarını tespit etmek için gökyüzünün geniş bir alanını izlediği ve takip deneylerinin yüksek kadanslı gözlemler yürüttüğü bir gözlem modu önerdi. Çok sayıda dar alan teleskopundan oluşan bir ağ kullanılarak yapılan araştırmalarla tespit edilen az sayıda merceklenme olayı. Bununla birlikte, bu gözlem modunun dezavantajı, yalnızca bir avuç mercekleme olayının takip gözlemleriyle izlenebilmesiydi. Gezegensel düzensizliklerin düşük olasılığı ile birleştiğinde bu, deneylerin bu aşaması için düşük bir gezegen tespit oranı anlamına geliyordu. Aslında, MACHO 98-BLG-35 olayında geçici bir tespit olmasına rağmen, ilk birkaç yılda bu modu kullanan hiçbir gezegen güvenli bir şekilde tespit edilmedi (Rhie ve ark. 2000).

İlk üç mikromercekleme tespiti anket+takip stratejisi kullanılarak bulundu. İlk olayda, OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53 (Bond ve diğerleri 2004), gezegen araştırmalarla bulundu, ancak MOA araştırması gezegensel anomaliye yanıt olarak ek takip gözlemleri gerçekleştirdi. Sonraki iki gezegen, OGLE-2005-BLG-071Lb (Udalski ve ark. 2005) ve OGLE-2005-BLG-390Lb (Beaulieu ve ark. 2006), daha önce başlatılan bilinen mikro mercekleme olaylarının kapsamlı takip gözlemleri yoluyla bulundu. gezegen anomalisi başladı. OGLE-2005-BLG-071Lb'nin keşfi, takip gözlemleri yoluyla gezegenleri tespit etmek için yüksek büyütmeli olayların (Griest ve Safizadeh 1998) değeri konusunda pratik bir ders sağladı.

Sonraki yıllarda çok yüksek büyütmeli olaylara odaklanılarak anket+takip modu kullanılarak gezegen tespit oranı önemli ölçüde artırıldı. Tespit oranının artmasına çeşitli faktörler katkıda bulundu. İlk olarak, yüksek büyütmeli olaylar için gezegen tespit verimliliği yüksektir. Bunun nedeni, ev sahibinin merceklenme bölgesinde yer alan bir gezegenin, her zaman ev sahibinin konumuna yakın küçük bir merkezi yakıcıya neden olması ve yüksek büyütmeli bir olayın yörüngesinin, merkezi yakıcının yakınından geçmesidir. Bu, bir gezegenin bir tedirginlik yaratması olasılığının yüksek olmasını sağlar ve aynı zamanda bu tedirginliği, tüm olay boyunca değil, olay oldukça büyütüldüğünde kısa bir süre ile sınırlandırır. Sonuç olarak, gezegen sinyalinin zamanı, yani ışık eğrisinin zirvesi önceden tahmin edilebilir ve takip gözlemleri için kaynakların verimli bir şekilde kullanılmasına olanak sağlanır. Buna karşılık, diğer kanallardan gelen gezegensel bir sinyalin zamanını tahmin etmek zordur. Son olarak, oldukça büyütülmüş kaynak yıldızlar, küçük açıklıklı teleskoplardan metre altı amatör sınıf teleskoplara kadar gözlemlenebilecek kadar parlaktır ve bu, takip gözlemleri için mevcut teleskopların maksimum düzeye çıkarılmasını sağlar, örneğin OGLE-2005-BLG-071 ( Udalski ve diğerleri 2005; Böylece, araştırma+takip deneylerinden tespit edilen gezegenler esas olarak yüksek büyütmeli kanal yoluyla tespit edildi ve bu, merkezi yakıcı tedirginliklere yönelik önyargıya yol açtı.

Yüksek kadanslı araştırmaların devreye girmesiyle gezegenlerin tespit edilme oranı hızla artıyor. Tespit oranının hızla artmasının önemli bir nedeni, gezegenlerin yalnızca merkezi kostik kanal aracılığıyla değil, aynı zamanda ek planeter kostik kanal aracılığıyla da tespit edilebilmesidir. Gezegenler, gezegensel kostik kanalı aracılığıyla, kaynağın ana bilgisayardan uzakta bulunan iki gezegen kaynaklı kostik grubundan birini ifade eden "gezegensel kostik"e yakın yaklaşımıyla üretilen anormallikler olarak tespit edilir. Gezegensel kostik, s - 1/s'lik konakçıdan ayrı bir pozisyonda bulunur ve dolayısıyla bu kostik tarafından üretilen gezegensel sinyaller, gezegen-konakçı ayrımına (s'ye normalize edilmiş) bağlı olarak mercekleme ışık eğrisinin herhangi bir kısmında görünebilir. açısal Einstein yarıçapı θE). Gezegensel kostik, merkezi kostikten önemli ölçüde daha büyüktür ve dolayısıyla gezegensel bir tedirginlik olasılığı daha yüksektir. Gezegensel-kostik kanal aracılığıyla gezegenleri tespit etmenin bir diğer önemi, gezegensel sinyalin yorumlanmasının genellikle yakın-geniş yozlaşmaya tabi olmamasıdır (Griest ve Safizadeh 1998; Dominik 1999), bu da çoğu gezegen için gezegen-ev sahibi ayrımlarının tahmin edilmesinde belirsizliğe neden olur. merkezi kostik kanal yoluyla tespit edildi.

Bu yazıda, gezegenlerin her ikisinin de gezegensel-kostik bir kanal yoluyla tespit edildiği iki gezegensel mikromerceklenme olayının OGLE2018-BLG-0567 ve OGLE-2018-BLG-0962 analizini sunuyoruz. Her iki olayda da gezegenlerin imzaları, iki yüksek tempolu mercekleme araştırması tarafından yoğun ve sürekli olarak kapsanıyordu ve bu, gezegen sinyallerini açık bir şekilde yorumlamamıza yol açıyor.