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通过行星焦散通道观察两颗微透镜行星:参考文献

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在本文中,研究人员分析了微透镜事件 OGLE-2018-BLG-0567 和 OGLE-2018-BLG-0962,揭示了主星的行星伴星。
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作者:

(1)Youn Kil Jung,韩国科学技术大学天文与空间科学研究所和 KMTNet 合作组织;

(2) Cheongho Han,忠北国立大学物理系及 KMTNet 合作组织;

(3) 安德烈·乌达尔斯基(Andrzej Udalski),华沙大学天文台和OGLE合作组织;

(4) Andrew Gould,韩国天文与空间科学研究所、俄亥俄州立大学天文系、马克斯普朗克天文研究所和 KMTNet 合作组织

(5)Jennifer C. Yee,哈佛与史密森尼天体物理中心及 KMTNet 合作组织;

(6)迈克尔·阿尔布劳(Michael D. Albrow),坎特伯雷大学物理与天文系;

(7)Sun-Ju Chung,韩国天文与空间科学研究所和科技大学;

(8) Kyu-Ha Hwang,韩国天文与空间科学研究所;

(9)Yoon-Hyun Ryu,韩国天文与空间科学研究院;

(10)In-Gu Shin,韩国天文与空间科学研究院;

(11)Yossi Shvartzvald,魏茨曼科学研究所粒子物理和天体物理系;

(12)朱伟,加拿大多伦多大学理论天体物理研究所;

(13)臧维诚,清华大学天文系;

(14)Sang-Mok Cha,韩国天文与空间科学研究所、庆熙大学空间研究学院;

(15) Dong-Jin Kim,韩国天文与空间科学研究所;

(16) Hyoun-Woo Kim,韩国天文与空间科学研究所;

(17)Seung-Lee Kim,韩国天文与空间科学研究所和科学技术大学;

(18) Chung-Uk Lee,韩国天文与空间科学研究所和科学技术大学;

(19) Dong-Joo Lee,韩国天文与空间科学研究所;

(20)Yongseok Lee,韩国天文与空间科学研究所、庆熙大学空间研究学院;

(21)Byeong-Gon Park,韩国天文与空间科学研究所和科学技术大学;

(22)Richard W. Pogge,俄亥俄州立大学天文系;

(23) 普尔泽梅克·姆罗兹(Przemek Mroz),华沙大学天文台及加州理工学院物理、数学和天文系;

(24) Michal K. Szymanski,华沙大学天文台

(25)Jan Skowron(华沙大学天文台)

(26) 拉德克·波莱斯基(Radek Poleski),华沙大学天文台和俄亥俄州立大学天文系;

(27)伊戈尔·索申斯基(Igor Soszynski),华沙大学天文台

(28)Pawel Pietrukowicz,华沙大学天文台

(29)Szymon Kozlowski,华沙大学天文台

(30) Krzystof Ulaczyk,英国华威大学物理系;

(31)Krzysztof A. Rybicki,华沙大学天文台

(32)Patryk Iwanek,华沙大学天文台

(33)马钦·弗罗纳,华沙大学天文台。

链接表

参考

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表 1. 透镜参数


表 2. OGLE-2018-BLG-0567 的二进制源模型


表 3. 源星和透镜属性


表 4. 物理参数


图 1.— OGLE-2018-BLG-0567 的光变曲线。数据上的黑色实线是最佳拟合的 2L1S 解决方案。上图显示了以 HJD′ ∼ 8270 为中心的行星引起的异常的放大视图。第二和第四个面板显示了解决方案的残差。解决方案的透镜参数列于表 1 中,焦散几何如图 3 所示。


图 2.— OGLE-2018-BLG-0962 的光变曲线。上图显示了行星引起的扰动发生时 HJD′ ∼ 8271.5(左)和 HJD′ ∼ 8273.8(右)周围区域的特写视图。2L1S 解决方案的透镜参数列于表 1 中,焦散几何如图 4 所示。


图 3.— OGLE-2018-BLG-0567 的焦散几何。带箭头的线是相对于双星轴的源轨迹。轨迹上的空心圆(按归一化源半径 ρ 缩放)是观测时的源位置。两个橙色圆圈是双星透镜质量(M1 和 M2)的位置。在每个面板中,用黑色绘制的尖点闭合曲线代表焦散。上图显示了行星焦散的放大视图。长度按透镜系统的爱因斯坦角半径缩放。


图 4.— OGLE-2018-BLG-0962 的焦散几何。符号与图 3 中的符号相同。


图 5.— OGLE-2018-BLG-0567 的 1L2S 模型光变曲线。虚线灰色和实线黑色分别是 1L2S 和 2L1S 解释的最佳拟合模型。下方两个面板显示了两个模型的残差。


图 6.— OGLE-2018-BLG-0567(上图)和 OGLE2018-BLG-0962(下图)的彩色星等图。在每个图中,CMD 都是使用以事件位置为中心的 2 ′ × 2 ′ 场中的恒星构建的,该场基于 KMTNet pyDIA 光度测定法,并根据 OGLE-III 目录进行校准(Szyma´nski 等人,2011 年)。蓝色和红色圆圈分别是源和红色团块质心的位置。


图 7.— 单个事件的 M1(左图)和 DL(右图)的后验分布。在每个图中,红色和蓝色分布分别是凸起和盘状晶状体群的贡献。黑色分布是两个晶状体群的总贡献。中值及其 68% 置信区间分别由垂直实线和两条虚线表示。


图 8.— (log s, log q) 平面中的微透镜行星,改编自 Yee 等人 (2021) 的图 9。行星(我们的两颗行星除外)按解的数量着色:黑色表示一种解,红色(带连接线)表示退化解。两颗行星 OGLE-BLG-2018-BLG-0567Lb 和 OGLE-2018-BLG-0962Lb 分别用黄色和蓝色编码。它们的形状表示引起行星扰动的焦散结构:圆圈表示共振/近共振,正方形表示中心,三角形表示行星焦散。实心三角形是好莱坞事件中的行星。两条绿色实线和虚线分别是共振和近共振焦散的边界。我们注意到,为了紧凑起见,我们压缩了行星名称,例如,将 OGLE-2018-BLG-0567Lb 压缩为 OB180567。