Yazarlar:  (1) Youn Kil Jung, Kore Astronomi ve Uzay Bilimleri Enstitüsü, Bilim ve Teknoloji Üniversitesi ve KMTNet İşbirliği;  (2) Cheongho Han, Fizik Bölümü, Chungbuk Ulusal Üniversitesi ve KMTNet İşbirliği;  (3) Andrzej Udalski, Varşova Üniversitesi Gözlemevi ve OGLE İşbirliği;  (4) Andrew Gould, Kore Astronomi ve Uzay Bilimleri Enstitüsü, Astronomi Bölümü, Ohio Devlet Üniversitesi, Max-Planck-Astronomi Enstitüsü ve KMTNet İşbirliği;  (5) Jennifer C. Yee, Astrofizik Merkezi | Harvard & Smithsonian ve KMTNet İşbirliği;  (6) Michael D. Albrow, Canterbury Üniversitesi, Fizik ve Astronomi Bölümü;  (7) Sun-Ju Chung, Kore Astronomi ve Uzay Bilimleri Enstitüsü ve Bilim ve Teknoloji Üniversitesi;  (8) Kyu-Ha Hwang, Kore Astronomi ve Uzay Bilimleri Enstitüsü;  (9) Yoon-Hyun Ryu, Kore Astronomi ve Uzay Bilimleri Enstitüsü;  (10) In-Gu Shin, Kore Astronomi ve Uzay Bilimleri Enstitüsü;  (11) Yossi Shvartzvald, Parçacık Fiziği ve Astrofizik Bölümü, Weizmann Bilim Enstitüsü;  (12) Wei Zhu, Kanada Teorik Astrofizik Enstitüsü, Toronto Üniversitesi;  (13) Weicheng Zang, Astronomi Bölümü, Tsinghua Üniversitesi;  (14) Sang-Mok Cha, Kore Astronomi ve Uzay Bilimleri Enstitüsü ve 2 Uzay Araştırma Okulu, Kyung Hee Üniversitesi;  (15) Dong-Jin Kim, Kore Astronomi ve Uzay Bilimleri Enstitüsü;  (16) Hyoun-Woo Kim, Kore Astronomi ve Uzay Bilimleri Enstitüsü;  (17) Seung-Lee Kim, Kore Astronomi ve Uzay Bilimleri Enstitüsü ve Bilim ve Teknoloji Üniversitesi;  (18) Chung-Uk Lee, Kore Astronomi ve Uzay Bilimleri Enstitüsü ve Bilim ve Teknoloji Üniversitesi;  (19) Dong-Joo Lee, Kore Astronomi ve Uzay Bilimleri Enstitüsü;  (20) Yongseok Lee, Kore Astronomi ve Uzay Bilimleri Enstitüsü ve Uzay Araştırma Okulu, Kyung Hee Üniversitesi;  (21) Byeong-Gon Park, Kore Astronomi ve Uzay Bilimleri Enstitüsü ve Bilim ve Teknoloji Üniversitesi;  (22) Richard W. Pogge, Astronomi Bölümü, Ohio Eyalet Üniversitesi;  (23) Przemek Mroz, Varşova Üniversitesi Gözlemevi ve Fizik, Matematik ve Astronomi Bölümü, Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü;  (24) Michal K. Szymanski, Varşova Üniversitesi Gözlemevi;  (25) Jan Skowron, Varşova Üniversitesi Gözlemevi;  (26) Radek Poleski, Varşova Üniversitesi Gözlemevi ve Astronomi Bölümü, Ohio Eyalet Üniversitesi;  (27) Igor Soszynski, Varşova Üniversitesi Gözlemevi;  (28) Pawel Pietrukowicz, Varşova Üniversitesi Gözlemevi;  (29) Szymon Kozlowski, Varşova Üniversitesi Gözlemevi;  (30) Krzystof Ulaczyk, Fizik Bölümü, Warwick Üniversitesi, Gibbet;  (31) Krzysztof A. Rybicki, Varşova Üniversitesi Gözlemevi;  (32) Patryk Iwanek, Varşova Üniversitesi Gözlemevi;  (33) Marcin Wrona, Varşova Üniversitesi Gözlemevi.  Bağlantı Tablosu   Özet ve Giriş   Gözlem   Işık Eğrisi Analizi   Fiziksel Parametreler  (log          s , log q ) düzlemindeki Mikromercekleme Gezegenleri   Özet ve sonuçlar   Referanslar  SOYUT     yerçekimsel merceklenme: mikro gezegen sistemleri Konu başlıkları:  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.  Bu makale   . arxiv'de CC0 1.0 DEED lisansı altında mevcuttur

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

Bu ses hikayenin orijinal dilinde üretilmiştir!

Çok uzun; Okumak

Boost your HackerNoon story @ $159.99! 🚀

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

About Author

YORUMLAR

ETİKETLERİ ASIN

BU YAZI

Related Stories

Claude Sonnet 3.5 Sistem Bilgi Sızıntısı: Adli Analiz

Kullanıcı Odaklı Kripto Ürünleri Oluşturma: Müşteri Geri Bildiriminin Önemi

HackerNoon Kendi Ana Dilinizde 🆕 ‼️ Teknoloji Blog Yazıları için 77 Dil Ana Sayfası

Telegram: Kripto Adası'nın anakaraya olan köprüsü

Claude Sonnet 3.5 Sistem Bilgi Sızıntısı: Adli Analiz

Kullanıcı Odaklı Kripto Ürünleri Oluşturma: Müşteri Geri Bildiriminin Önemi

HackerNoon Kendi Ana Dilinizde 🆕 ‼️ Teknoloji Blog Yazıları için 77 Dil Ana Sayfası

Telegram: Kripto Adası'nın anakaraya olan köprüsü

Light-Mode

Classic

Newspaper

Dark-Mode

Neon Noir

Minty

HN StartUps