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 摘要和简介 观察 光变曲线分析 物理参数 (log        s , log q ) 平面 上的微透镜行星 总结和结论 参考 抽象的 引力透镜：微行星系统 主题词： 1. 简介 微透镜行星的特征几乎总是行星宿主产生的平滑对称透镜光变曲线中的短暂异常。原则上，特征可以出现在透镜光变曲线的任何位置（Gaudi 2012）。但实际上，在透镜实验的早期阶段检测到的行星特征主要出现在透镜光变曲线的峰值附近。 这种偏向中心异常现象的原因主要在于早期透镜巡天实验的局限性。第一代巡天实验，如MACHO（Alcock et al. 1995）、OGLE-I（Udalski et al. 1992）、MOA-I（Bond et al. 2001）巡天的周期大约为1天，很难探测到持续时间为1天或更短的行星信号。为了满足行星探测的周期要求，Gould & Loeb（1992）提出了一种观测模式，即低周期的宽视场巡天主要监测大片天区以探测透镜事件，后续实验则利用多个窄视场望远镜网络对巡天探测到的少量透镜事件进行高周期的观测。然而这种观测模式的缺点是后续观测只能监测到极少数的透镜事件。再加上行星扰动的概率很低，这意味着实验这一阶段的行星探测率很低。事实上，在最初几年里，没有使用这种模式安全探测到行星，尽管在 MACHO 98-BLG-35 事件中曾有过一次尝试性探测（Rhie 等人，2000 年）。 前三次微透镜探测都是通过巡天+跟踪策略发现的。在第一次事件中，OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53（Bond 等人，2004 年），行星是由巡天发现的，但 MOA 巡天针对行星异常进行了额外的跟踪观测。接下来的两颗行星，OGLE-2005-BLG-071Lb（Udalski 等人，2005 年）和 OGLE-2005-BLG-390Lb（Beaulieu 等人，2006 年），都是通过对行星异常开始前发生的已知微透镜事件进行广泛的跟踪观测发现的。 OGLE-2005-BLG-071Lb 的发现为高倍率事件（Griest & Safizadeh 1998）对于通过后续观测探测行星的价值提供了实践经验。 在接下来的几年里，通过关注具有非常高放大倍数的事件，使用巡天+跟踪模式的行星探测率大幅提高。有几个因素促成了探测率的提高。首先，高放大倍数事件的行星探测效率很高。这是因为位于其宿主恒星透镜区的行星总是在宿主恒星位置附近引起一个小的中心焦散，而高放大倍数事件的轨迹会靠近中心焦散。这使得行星产生扰动的可能性很高，并且还会将这种扰动限制在事件被高度放大时的短时间内，而不是整个事件中。因此，可以提前预测行星信号的时间，即光变曲线的峰值，并使我们能够有效地利用资源进行后续观测。相比之下，通过其他渠道预测行星信号的时间则很困难。最后，高倍放大的源星足够明亮，可以用小口径望远镜甚至亚米级业余望远镜观测，这使得人们能够最大限度地利用可用的望远镜进行后续观测，例如 OGLE-2005-BLG-071（Udalski 等人 2005；Dong 等人 2009）。因此，从巡天+后续实验中探测到的行星主要是通过高倍放大通道探测到的，这导致了偏向中心焦散扰动。  随着高节奏巡天的开展，行星的探测率迅速提高。探测率迅速提高的一个重要原因是不仅可以通过中心焦散通道探测到行星，还可以通过附加的行星焦散通道探测到行星。通过行星焦散通道探测到的行星是源接近“行星焦散”时产生的异常，行星焦散是两组远离宿主恒星的行星引起的焦散中的一组。行星焦散与宿主恒星的距离为 s − 1/s，因此该焦散产生的行星信号可以出现在透镜光变曲线的任何部分，具体取决于行星与宿主恒星的距离 s（以爱因斯坦角半径 θE 为标准）。行星焦散比中心焦散大得多，因此行星摄动的概率更高。通过行星焦散通道探测行星的另一个重要性是，对行星信号的解释通常不受近宽简并性（Griest & Safizadeh 1998; Dominik 1999）的影响，这导致在估计通过中心焦散通道探测到的大多数行星的行星-宿主分离度时产生模糊性。 本文对两个行星微透镜事件 OGLE2018-BLG-0567 和 OGLE-2018-BLG-0962 进行了分析，这两个事件的行星都是通过行星焦散通道探测到的。对于这两个事件，行星的信号都被两次高节奏的透镜调查密集而连续地覆盖，这使我们能够明确地解释行星信号。 该论文可 。 在 arxiv 上根据 CC0 1.0 DEED 许可证获取

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通过行星焦散通道观察两颗微透镜行星：摘要和简介

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