tác giả:  (1) Youn Kil Jung, Viện Khoa học Thiên văn và Vũ trụ Hàn Quốc, Đại học Khoa học và Công nghệ và Tổ chức Hợp tác KMTNet;  (2) Cheongho Han, Khoa Vật lý, Đại học Quốc gia Chungbuk và Tổ chức Hợp tác KMTNet;  (3) Andrzej Udalski, Đài thiên văn Đại học Warsaw và Nhóm hợp tác OGLE;  (4) Andrew Gould, Viện Khoa học Thiên văn và Vũ trụ Hàn Quốc, Khoa Thiên văn học, Đại học bang Ohio, Viện Thiên văn học Max-Planck và Hợp tác KMTNet;  (5) Jennifer C. Yee, Trung tâm Vật lý thiên văn | Harvard & Smithsonian và Sự hợp tác của KMTNet;  (6) Michael D. Albrow, Đại học Canterbury, Khoa Vật lý và Thiên văn học;  (7) Sun-Ju Chung, Viện Khoa học Thiên văn và Vũ trụ Hàn Quốc và Đại học Khoa học và Công nghệ;  (8) Kyu-Ha Hwang, Viện Khoa học Thiên văn và Vũ trụ Hàn Quốc;  (9) Yoon-Hyun Ryu, Viện Khoa học Thiên văn và Vũ trụ Hàn Quốc;  (10) In-Gu Shin, Viện Khoa học Thiên văn và Vũ trụ Hàn Quốc;  (11) Yossi Shvartzvald, Khoa Vật lý hạt và Vật lý thiên văn, Viện Khoa học Weizmann;  (12) Wei Zhu, Viện Vật lý thiên văn lý thuyết Canada, Đại học Toronto;  (13) Wei Cheng Zang, Khoa Thiên văn học, Đại học Thanh Hoa;  (14) Sang-Mok Cha, Viện Khoa học Thiên văn và Vũ trụ Hàn Quốc và Trường Nghiên cứu Vũ trụ 2, Đại học Kyung Hee;  (15) Dong-Jin Kim, Viện Khoa học Thiên văn và Vũ trụ Hàn Quốc;  (16) Hyou-Woo Kim, Viện Khoa học Thiên văn và Vũ trụ Hàn Quốc;  (17) Seung-Lee Kim, Viện Khoa học Thiên văn và Vũ trụ Hàn Quốc và Đại học Khoa học và Công nghệ;  (18) Chung-Uk Lee, Viện Khoa học Thiên văn và Vũ trụ Hàn Quốc và Đại học Khoa học và Công nghệ;  (19) Dong-Joo Lee, Viện Khoa học Thiên văn và Vũ trụ Hàn Quốc;  (20) Yongseok Lee, Viện Khoa học Thiên văn và Vũ trụ Hàn Quốc và Trường Nghiên cứu Vũ trụ, Đại học Kyung Hee;  (21) Công viên Byeong-Gon, Viện Khoa học Thiên văn và Vũ trụ Hàn Quốc và Đại học Khoa học và Công nghệ;  (22) Richard W. Pogge, Khoa Thiên văn học, Đại học Bang Ohio;  (23) Przemek Mroz, Đài quan sát và Khoa Vật lý, Toán học và Thiên văn học của Đại học Warsaw, Viện Công nghệ California;  (24) Michal K. Szymanski, Đài thiên văn Đại học Warsaw;  (25) Jan Skowron, Đài thiên văn Đại học Warsaw;  (26) Radek Poleski, Đài thiên văn và Khoa Thiên văn của Đại học Warsaw, Đại học bang Ohio;  (27) Igor Soszynski, Đài thiên văn Đại học Warsaw;  (28) Pawel Pietrukowicz, Đài thiên văn Đại học Warsaw;  (29) Szymon Kozlowski, Đài thiên văn Đại học Warsaw;  (30) Krzystof Ulaczyk, Khoa Vật lý, Đại học Warwick, Gibbet;  (31) Krzysztof A. Rybicki, Đài thiên văn Đại học Warsaw;  (32) Patryk Iwanek, Đài thiên văn Đại học Warsaw;  (33) Marcin Wrona, Đài thiên văn Đại học Warsaw.  Bảng liên kết   Tóm tắt và giới thiệu   Quan sát   Phân tích đường cong ánh sáng   Thông số vật lý           Các hành tinh vi thấu kính trong mặt phẳng (log s , log q )   Tóm tắt và kết luận   Người giới thiệu  TRỪU TƯỢNG     thấu kính hấp dẫn: hệ thống hành tinh vi mô Tiêu đề chủ đề:  1. Giới thiệu  Dấu hiệu của một hành tinh vi thấu kính hầu như luôn là sự bất thường kéo dài trong đường cong ánh sáng thấu kính mịn và đối xứng do vật chủ của hành tinh tạo ra. Về nguyên tắc, chữ ký có thể xuất hiện ở bất kỳ vị trí nào của đường cong ánh sáng thấu kính (Gaudi 2012). Tuy nhiên, trên thực tế, dấu hiệu của các hành tinh được phát hiện trong giai đoạn trước của các thí nghiệm thấu kính xuất hiện chủ yếu ở gần đỉnh của đường cong ánh sáng thấu kính.  Sự thiên vị đối với các dị thường trung tâm chủ yếu là do hạn chế của các khảo sát thấu kính sớm. Với nhịp độ khoảng 1 ngày của các thí nghiệm khảo sát thế hệ đầu tiên, ví dụ: khảo sát MACHO (Alcock và cộng sự 1995), OGLE-I (Udalski và cộng sự 1992), MOA-I (Bond và cộng sự 2001), nó rất khó để phát hiện các tín hiệu hành tinh kéo dài khoảng 1 ngày hoặc ít hơn bằng các thí nghiệm khảo sát. Để đáp ứng yêu cầu về nhịp cho việc phát hiện hành tinh, Gould & Loeb (1992) đã đề xuất một chế độ quan sát, trong đó khảo sát trên diện rộng với nhịp thấp sẽ giám sát một khu vực rộng lớn trên bầu trời chủ yếu để phát hiện các sự kiện thấu kính và các thí nghiệm tiếp theo tiến hành quan sát với nhịp cao để phát hiện các sự kiện thấu kính. một số lượng nhỏ các sự kiện thấu kính được phát hiện bởi các cuộc khảo sát bằng cách sử dụng mạng lưới nhiều kính thiên văn trường hẹp. Tuy nhiên, phương thức quan sát này có nhược điểm là chỉ có thể theo dõi được một số sự kiện thấu kính bằng các quan sát tiếp theo. Kết hợp với xác suất nhiễu loạn hành tinh thấp, điều này ngụ ý tỷ lệ phát hiện hành tinh thấp trong giai đoạn thí nghiệm này. Trên thực tế, trong vài năm đầu tiên, không có hành tinh nào được phát hiện an toàn bằng chế độ này, mặc dù có một lần phát hiện dự kiến trong sự kiện MACHO 98-BLG-35 (Rhie et al. 2000).  Ba phát hiện vi thấu kính đầu tiên được tìm thấy bằng chiến lược khảo sát + theo dõi. Trong sự kiện đầu tiên, OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53 (Bond và cộng sự 2004), hành tinh này đã được tìm thấy trong các cuộc khảo sát, nhưng cuộc khảo sát của MOA đã tiến hành các quan sát tiếp theo để ứng phó với sự bất thường của hành tinh. Hai hành tinh tiếp theo, OGLE-2005-BLG-071Lb (Udalski và cộng sự 2005) và OGLE-2005-BLG-390Lb (Beaulieu và cộng sự 2006), đều được tìm thấy thông qua các quan sát tiếp theo sâu rộng về các sự kiện vi thấu kính đã biết đã được bắt đầu trước đó. sự bất thường của hành tinh bắt đầu. Việc phát hiện ra OGLE-2005-BLG-071Lb đã cung cấp một bài học thực tế về giá trị của các sự kiện có độ phóng đại cao (Griest & Safizadeh 1998) trong việc phát hiện các hành tinh thông qua các quan sát tiếp theo.  Trong những năm tiếp theo, tỷ lệ phát hiện hành tinh sử dụng chế độ khảo sát+theo dõi đã tăng lên đáng kể nhờ tập trung vào các sự kiện có độ phóng đại rất cao. Một số yếu tố góp phần làm tăng tỷ lệ phát hiện. Đầu tiên, hiệu quả phát hiện hành tinh đối với các sự kiện có độ phóng đại cao là cao. Điều này là do một hành tinh nằm trong vùng thấu kính của vật chủ luôn tạo ra một tụ quang trung tâm nhỏ gần vị trí của vật chủ và quỹ đạo của một sự kiện có độ phóng đại cao đi gần tụ quang trung tâm. Điều này mang lại khả năng cao là một hành tinh sẽ tạo ra sự nhiễu loạn và cũng giới hạn sự nhiễu loạn đó trong một khoảng thời gian ngắn trong khi sự kiện được phóng đại cao độ chứ không phải trong toàn bộ sự kiện. Kết quả là, thời gian của tín hiệu hành tinh, tức là đỉnh của đường cong ánh sáng, có thể được dự đoán trước và cho phép người ta sử dụng hiệu quả các nguồn lực cho các quan sát tiếp theo. Ngược lại, việc dự đoán thời gian của tín hiệu hành tinh qua các kênh khác là rất khó. Cuối cùng, các ngôi sao nguồn có độ phóng đại cao đủ sáng để có thể quan sát được bằng kính thiên văn khẩu độ nhỏ, cho đến kính thiên văn nghiệp dư dưới mét, và điều này cho phép người ta tận dụng tối đa các kính thiên văn có sẵn để quan sát tiếp theo, ví dụ, OGLE-2005-BLG-071 ( Udalski và cộng sự 2005; Đồng và cộng sự 2009). Do đó, các hành tinh được phát hiện từ các thí nghiệm khảo sát + theo dõi được phát hiện chủ yếu thông qua kênh có độ phóng đại cao và điều này dẫn đến thiên hướng nhiễu loạn ăn mòn trung tâm.   Với hoạt động khảo sát nhịp độ cao, tỷ lệ phát hiện các hành tinh đang tăng lên nhanh chóng. Một lý do quan trọng khiến tốc độ phát hiện tăng nhanh là do các hành tinh có thể được phát hiện không chỉ thông qua kênh ăn da trung tâm mà còn thông qua kênh ăn da hành tinh bổ sung. Các hành tinh được phát hiện thông qua kênh ăn da hành tinh dưới dạng các dị thường được tạo ra bởi cách tiếp cận của nguồn gần với “tiêu da hành tinh”, biểu thị một trong hai bộ chất ăn da do hành tinh gây ra nằm cách xa vật chủ. Tụ quang hành tinh nằm ở vị trí có khoảng cách với vật chủ s − 1/s, và do đó tín hiệu hành tinh do tụ quang này tạo ra có thể xuất hiện ở bất kỳ phần nào của đường cong thấu kính tùy thuộc vào khoảng cách giữa hành tinh và vật chủ s (được chuẩn hóa thành bán kính góc Einstein θE). Tụ quang hành tinh lớn hơn đáng kể so với tụ quang trung tâm, và do đó xác suất xảy ra nhiễu loạn hành tinh cao hơn. Một tầm quan trọng khác của việc phát hiện các hành tinh thông qua kênh ăn da hành tinh là việc diễn giải tín hiệu hành tinh thường không bị suy biến rộng (Griest & Safizadeh 1998; Dominik 1999), gây ra sự mơ hồ trong việc ước tính khoảng cách giữa hành tinh và vật chủ đối với hầu hết các hành tinh. được phát hiện thông qua kênh ăn da trung tâm.  Trong bài báo này, chúng tôi trình bày phân tích về hai sự kiện vi thấu kính hành tinh OGLE2018-BLG-0567 và OGLE-2018-BLG-0962, trong đó cả hai hành tinh đều được phát hiện thông qua kênh ăn da hành tinh. Đối với cả hai sự kiện, dấu hiệu của các hành tinh được bao phủ một cách dày đặc và liên tục bởi hai cuộc khảo sát thấu kính nhịp độ cao và điều này khiến chúng ta giải thích rõ ràng các tín hiệu hành tinh.  Bài viết này   theo giấy phép CC0 1.0 DEED. có sẵn trên 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

Nghe bài viết này bằng Tiếng Anh, đọc bởi robot thông minh của HackerNoon

dài quá đọc không nổi

Boost your HackerNoon story @ $159.99! 🚀

Hai hành tinh vi thấu kính thông qua Kênh ăn da hành tinh: Tóm tắt và giới thiệu

About Author

BÌNH LUẬN

chuyên mục

BÀI VIẾT NÀY CŨNG CÓ MẶT TẠI

Related Stories

189 Stories To Learn About Reading Books

145 Stories To Learn About Book

240 Stories To Learn About Astounding Stories

94 Stories To Learn About John Locke

189 Stories To Learn About Reading Books

145 Stories To Learn About Book

240 Stories To Learn About Astounding Stories

94 Stories To Learn About John Locke

Light-Mode

Classic

Newspaper

Dark-Mode

Neon Noir

Minty

HN StartUps