Credit : NASA , ESA , D . Bennett ( University of Notre Dame ) , Wiggle Puppy Productions , and G . Bacon ( STScI ) 동영상 > 이 동영상 은 별 하나 가 멀리 떨어져 있 는 별 의 전면 을 정확 하 게 지나가 는 22 년 간 의 여정 을 담 고 있 다 . 모든 별 은 우주 공간 을 떠돈 다 . 그리고 가끔 어떤 별 은 훨씬 멀리 떨어져 있 는 다른 별 의 앞 에 정확히 도열 해 서 는 일 을 만들 어 내 곤 한다 . 이 순간 적 인 정렬 은 뒷 편의 별 로부터 오 는 빛 을 확대 하 고 훨씬 밝 게 만드 는 미세 중력 렌즈 현상 ( gravitational microlensing ) 이 라 불리 는 효과 를 만들 어 낸다 . 2005 년 4 월 지상 에 위치 한 미세 중력 렌즈 탐 사기 가 멀리 떨어진 별 의 앞 에 정확 하 게 정렬 해 선 하나 의 별 을 감지 해냈 다 . 뒷 편 에 위치 하 는 별 로부터 오 는 빛 은 짧 은 순간 행성 이 없 었 다면 발생 했었을 빛 보다 2 퍼센트 정도 더 어두워졌 다가 다시 밝아졌 다 . 이 행성 계 는 OGLE - 2005 - BLG - 169 L 로 등재 되 어 있 다 . 동영상 은 앞쪽 의 별 이 지나간 이후 의 모습 도 계속 보여 주 고 있 다 . 2011 년 4 월 에 수행 된 허블 우주 빛 통 의 관측 을 통해 천문학자 들 은 앞쪽 별 과 뒷 쪽 별 의 빛 을 분리 할 수 있 었 다 . 미세 중력 렌즈 의 행성 계 모델 은 배경 으로 위치 하 는 별 에 대해 앞쪽 에 위치 한 별 과 행성 의 비율 을 예견 하 고 있 는데 , 허블 우주 빛 통 의 관측 을 통해 이러 한 예측 치 를 확정 할 수 있 었 다 . 행성 을 거느리 고 있 는 별 의 밝기 측정치 와 중력 렌즈 에 의해 휘어진 빛 의 모델 을 조합 하 여 천문학자 들 은 앞쪽 에 위치 하 는 별 과 행성 의 질량 을 계산 해낼 수 있 게 되 었 다 . 미세 중력 렌즈 를 이용 하 여 찾아낸 천왕성 크기 의 외계 행성 허블 우주 빛 통과 W . M . 켁 천문대 에서 각각 독자 적 으로 자신 의 별 로부터 멀리 떨어진 채 로 공전 하 고 있 는 외 계행 성 을 확정 해냈 다 . 이 행성 은 미세 중력 렌즈 ( gravitational microlensing ) 라 불리 는 기술 을 통해 발견 되 었 다 . 이번 에 발견 된 행성 은 태양계 의 목성 이나 토성 처럼 자신 의 행성 에서 멀리 떨어진 지역 에서 발견 되 었 기 때문 에 외계 행성 의 탐사 에 있 어서 새로운 한 장 을 열어젖힌 것 이 라 할 수 있 다 . 허블 우주 빛 통과 켁빛통의 관측 결과 는 아스트 로 피지컬 저널 7 월 30 일 판 에 두 개 의 논문 으로 개재 되 었 다 . 지금 까지 발견 된 외 계행 성 은 자신 의 별 에 매우 가깝 게 붙 어 있 는 행성 들 이 대종 을 이룬다 . 이 는 현재 사용 되 고 있 는 외계 행성 탐사 기술 이 짧 은 공전 주기 를 가지 고 있 는 행성 탐사 에 더 적합 하 기 때문 이 다 . 그러나 미세 중력 렌즈 를 활용 한 기술 은 다른 방법 으로 는 탐사 해 낼 수 없 는 , 자신 의 별 로부터 훨씬 멀리 떨어져 긴 주기 의 공전 궤도 를 갖 는 비교 적 차가운 행성 들 도 발견 해낼 수 있 다 . 미세 중력 렌즈 현상 은 앞쪽 에 위치 한 별 이 뒷 편의 별 과 일시 적 으로 일직선 상 에 정렬 될 때 뒷 편의 별 로부터 온 빛 이 확대 되 는 현상 을 말 한다 . 그런데 만약 이때 앞쪽 에 있 는 별 이 행성 을 가지 고 있 다면 별 에 비교 해서 는 대단히 짧 은 순간 이 긴 하 지만 이 행성 역시 뒷 편의 별로 부터 발생 한 빛 을 확대 시키 게 된다 . 이러 한 현상 이 발생 하 는 시간 을 정확 하 게 측정 하 고 확대 된 빛 의 양 을 측정 하 게 되 면 앞쪽 에 위치 한 별 의 특성 과 여기 에 함께 자리 잡 고 있 는 행성 들 의 특성 에 대한 단서 를 얻 게 된다 . OGLE - 2005 - BLG - 169 로 등재 되 어 있 는 이 행성 계 는 2005 년 OGLE ( 광학 중력 렌즈 실험 , the Optical Gravitational Lensing Experiment ) 프로젝트 와 미세 중력 렌즈 후속 네트워크 ( the Microlensing Follow - Up Network , 이하 MicroFUN ) , 그리고 미세 중력 렌즈 를 통해 외계 행성 탐사 를 수행 하 고 있 는 모임 인 미세 중력 렌즈 관측 을 위한 천체 물리학 협력체 ( the Microlensing Observations in Astrophysics ( MOA ) collaborations ) 에 의해 발견 되 었 다 . 그런데 앞쪽 에서 미세 중력 렌즈 현상 을 만들 어 내 는 별 의 특성 을 결정짓 지 않 고서 는 이 별 에 수반 된 행성 의 구체 적 인 속성 을 결정 하 기 가 매우 어렵 다 . 허블 우주 빛 통과 켁 천문대 에서 는 천문학자 들 로 구성 된 두 개 연구 팀 의 연구 를 통해 이 행성 계 가 별 로부터 5 억 9 천 2 백만 킬로미터 거리 에서 공전 하 는 천왕성 크기 의 행성 으로 구성 되 어 있 음 을 알아냈 다 . 이 거리 는 태양 과 목성 거리 보다 약간 짧 은 거리 이 다 . 이 행성 계 를 거느린 별 의 질량 은 태양 질량 대비 70 % 수준 이 다 . 허블 데이터 의 분석 을 담당 한 팀 의 리더 인 인디애나 노트르담 대학 의 데이비드 베넷 ( David Bennett ) 의 설명 은 다음 과 같 다 . " 이러 한 정렬 을 보이 는 기회 는 1 백만 년 에 한 번 꼴 로 보일까 말 까 할 정도 로 정말 드문 기회 입니다 . . 따라서 행성 에 의한 미세 중력 렌즈 신호 를 확정 하 기 위해서 는 정말 오랜 동안 의 기다림 이 필요 할 것 으로 생각 되 었 습니다 . 다행히 도 행성 이 존재 할 때 예측 된 신호 는 뒷 편 에 위치 한 별 과 앞쪽 에 행성 을 거느리 고 있 는 별 의 겉보기 위치 가 얼마나 빠르 게 멀 어 지 게 될지 를 예견 하 였 고 , 우리 는 관측 을 통해 바로 이러 한 예상 치 를 확정 할 수 있 었 습니다 . 따라서 허블 과 켁의 관측 데이터 는 행성 이 만들 어 내 는 미세 중력 렌즈 신호 를 최초 로 확정 한 사례 라 할 수 있 습니다 . " Credit : NASA , ESA , and A . Feild ( STScI ) 표 1 > 이 표 는 앞쪽 의 별 하나 가 멀리 떨어진 별 의 전면 을 지날 때 이 별 의 빛 이 어떻게 확대 되 고 밝 아 져 보이 게 되 는가 를 묘사 하 고 있 다 . 만약 앞쪽 의 위치 하 는 별 에 행성 들 이 있 다면 이 행성 들 역시 뒷 편 에 위치 하 는 별 의 빛 을 확대 하 는 작용 을 하 게 된다 . 물론 그 기간 은 자신 의 별 에 비해 대단히 짧 은 순간 이 다 . 천문학자 들 은 미세 중력 렌즈 현상 이 라 불리 는 이러 한 기술 을 이용 하 여 외계 행성 을 찾 게 된다 . 사실 미세 중력 렌즈 현상 은 대부분 의 빛 통 으로 는 보이 지 조차 않 는 별 들 에서 행성 을 찾아낼 수 있 을 만큼 강력 한 기재 이 다 . 켁 천문대 의 데이터 의 분석 을 이끈 프랑스 파리 천체 물리 연구소 의 비르지니 바티스타 ( Virginie Batista ) 의 설명 은 다음 과 같 다 . " 우리 가 눈 에 보이 지 도 않 는 별 주위 를 도 는 행성 을 탐사 할 수 있 다는 것 은 정말 놀라운 일 입니다 . 하지만 우리 는 행성 들 이 공전 하 고 있 는 이 별 들 에 대해서 도 무언가 를 알 고 싶 어 하 죠 . 켁 빛 통과 허블 우주 빛 통 은 우리 로 하여금 행성 계 를 거느린 이 희미 한 별 들 을 감지 하 고 그 속성 을 결정 할 수 있 게 해 주 었 습니다 . " 행성 들 은 자신 의 별 에 비해 훨씬 작 고 훨씬 희미 하 다 . 태양계 바깥 에서 직접 적 으로 관측 이 가능 한 행성 은 정말 얼마 되 지 않 는다 . 따라서 천문학자 들 은 이러 한 외 계행 성 을 찾아내 는데 두 가지 간접 적 인 방법 을 사용 하 곤 한다 . 첫 번 째 는 이 행성 들 이 자신 의 별 에 끼치 는 미묘 한 중력 작용 을 감지 하 는 방법 이 며 , 또 다른 하나 는 행성 이 자신 의 별 전면 을 지날 때 별 의 총 밝기 가 미묘 하 게 떨어지 는 양상 을 관측 하 는 것 이 다 . 이 두 가지 방법 은 모두 행성 의 규모 가 크 면 클수록 그리고 자신 의 별 에 가까이 위치 하 면 할수록 최상 의 성과 를 내 는 기술 들 이 다 . 이 기술 들 을 활용 하 는 경우 공전 주기 가 대략 몇 시간 에서 최대 2 년 정도 되 는 , 비교 적 짧 은 공전 주기 를 가진 행성 들 에서 믿 을 만 한 측정치 를 도출 하 게 된다 . 그러나 이 머나먼 행성 계 의 구조 를 완전히 이해 하 기 위해서 는 별 주위 행성 들 의 전체 적 인 분포 양상 을 반드시 알아내 야 한다 . 따라서 천문학자 들 은 별 로부터 멀리 까지 , 대략 태양 에서 목성 정도 까지 의 거리 또는 그 이상 을 바라봐야 할 필요 가 있 다 . 연구 팀 의 일원 인 우주망원경 과학 연구소 제이 앤더스 ( Jay Anderson ) 의 설명 은 다음 과 같 다 . " 태양계 와 비교 할 때 이 들 행성 계 가 어떠 한지 를 이해 하 는 것 이 중요 합니다 . 따라서 우리 는 이 들 행성 계 의 행성 들 에 대한 완전 한 합의 를 이루 어야 하 죠 . 미세 중력 렌즈 야말로 행성 형성 에 대한 이론 적 통찰 을 얻 는데 핵심 적 인 도움 을 주 고 있 는 것 입니다 . " OGLE 이 발견 한 행성 계 의 행성 은 아마도 " 실패 한 목성 " 에 해당 하 는 행성 일 것 으로 보인다 . 이 범주 에 해당 하 는 행성 은 목성 의 핵 처럼 지구 질량 의 10 배 정도 되 는 암석 및 얼음 의 핵 을 가지 고 형성 되 기 시작 했으나 빠르 게 자라나 지 는 못하 여 충분 한 수소 와 헬륨 을 쌓 아 올리 지 는 못한 행성 을 말 한다 . 따라서 여기 에 해당 하 는 행성 은 목성 대비 20 배 정도 적 은 질량 까지 만 을 보유 하 게 된다 . 베넷 의 설명 은 다음 과 같 다 . " 가장 많이 선호 되 는 행성 형성 이론 에 따르 면 OGLE - 2005 - BLG - 169 Lb 와 같 은 실패 한 목성 형 행성 은 목성 보다 더 일반 적 으로 존재 하 는 행성 일 것 으로 생각 됩니다 . 특히 태양 보다 적 은 질량 의 별 주위 에서 는 더더욱 그렇 죠 . 따라서 이러 한 유형 의 행성 이야말로 대단히 일반 적 인 유형 의 행성 일 것 으로 생각 되 고 있 죠 . " 미세 중력 렌즈 현상 은 매우 정밀 한 측정 없이 는 알아챌 수 없 을 정도 로 미약 하 게 나타나 는 별 들 의 예상 치 못한 움직임 도 파악 해 낼 수 있 다 . 그런데 어떤 하나 의 별 이 멀리 떨어진 배경 별 에 대해 거의 정확 하 게 한 복판 을 통과 하 게 되 면 앞쪽 의 있 는 별 은 마치 거대 중력 렌즈 처럼 작용 하 여 뒷 편의 별 로부터 오 는 빛 을 증폭 시킬 수 있 게 된다 . 이때 전면 에 위치 하 는 별 주위 에 존재 하 는 행성 들 역시 배경 별 에서 나오 는 빛 의 밝기 에 다양 한 변주 를 만들 어 내 게 된다 . 이러 한 밝기 의 요동 은 간혹 너무나 희미 한 행성 을 빛 통 을 이용 해 포착 할 수 있 게 만들 어 주 기 도 한다 . 미세 중력 렌즈 현상 이 일어나 는 전체 기간 은 몇 달 정도 수준 임 에 반해 행성 으로 인해 별 의 밝기 변화 가 나타나 는 기간 은 몇 시간 에서 최대 이틀 정도 이 다 . OGLE - 2005 - BLG - 169 에 대한 처음 미세 중력 렌즈 데이터 는 앞뒷 편의 별 들 과 행성 들 의 데이터 가 모두 뒤섞여 있 는 상태 였 다 . 게다가 지구 대기 의 어른 거리 는 효과 때문 에 실제로 는 전혀 상관없 는 별 들 도 미리 내 중심 방향 의 별 들 이 가득 들어찬 지역 을 배경 으로 한 관측 데이터 에서 모두 함게 뒤섞여 있 다 . 그러나 허블 과 켁 빛 통 의 고해상도 관측 능력 은 과학자 들 로 하여금 미리 내 방향 으로 별 들 이 빽빽 하 게 몰려 있 는 곳 에 함께 존재 하 는 별 들 로부터 미세 중력 렌즈 현상 에서 배경 에 해당 하 는 별 을 분리 할 수 있 게 해 주 었 다 . 비록 허블 우주 빛 통이 촬영 한 사진 들 은 실제 미세 중력 렌즈 현상 이 발생 하 고 나 서 6 . 5 년 이 지난 후 촬영 되 었 지만 렌즈 역할 을 수행 하 는 별 과 이 로서 빛 이 확대 된 별 들 모두 하늘 에서 매우 가깝 게 붙 어 있 어 마치 타원 형 의 별 처럼 사진 에서 는 하나 로 합쳐져서 나타났 다 . 천문학자 들 은 이 사진 으로부터 행성 을 거느리 고 있 는 별 과 별빛 이 확대 되 어 나타나 는 별 모두 의 밝기 를 측정 할 수 있 었 다 . 미세 중력 렌즈 로부터 나타나 는 뒷 편 별빛 의 밝기 곡선 에 대한 정보 와 렌즈 작용 을 하 고 있 는 별 의 밝기 에 대한 데이터 를 함께 이용 하 면 총 질량 과 함께 별 과 행성 이 얼마나 떨어져 있 는지 , 그리고 해당 행성 계 가 지구 로부터 얼마나 멀리 떨어져 있 는지 를 알 수 있 게 된다 . 또한 앞뒤 로 나란히 선 별 들 을 허블 WFC 3 의 서로 다른 대역 으로 관측 한 결과 그 질량 과 거리 를 독자 적 으로 확정 할 수 있 었 다 . 켁 2 빛 통 에 탑재 된 근적외선 카메라 2 ( the Near Infrared Camera 2 , 이하 NIRC 2 ) 를 이용 한 관측 결과 는 앞뒤 로 나란히 선 두 별 의 상대 적 인 움직임 을 정밀 하 게 측정 할 수 있 도록 해 주 었 다 . 바티스타 의 소감 은 다음 과 같 다 . " 미세 중력 렌즈 현상 이 발생 한 후 우리 가 중력 렌즈 로 작용 한 별 과 중력 렌즈 에 의해 확대 된 별 을 완전 하 게 구분 해 내 기 는 이번 이 처음 입니다 . 이 를 통해 우리 는 미세 중력 렌즈 에 의해 나타나 는 빛 의 곡선 데이터 에 딱 맞 아 드 는 두 가지 모델 간 의 차이 를 구분 할 수 있 게 되 었 죠 . " 허블 과 켁빛통의 데이터 는 NASA 가 계획 하 고 있 는 우주 공간 에서 의 광 대역 적외선 탐사 빛 통 ( Wide - Field Infrared Survey Telescope , 이하 WFIRST ) 을 이용 한 외계 행성 탐사 의 주요 방법 에 대한 개념 적 증거 를 제공 하 고 있 다 . 이 를 통해 천문학자 들 은 미세 중력 렌즈 를 이용 하 여 찾아낸 행성 들 의 질량 을 결정 할 수 있 게 될 것 이 다 . WFIRST 는 허블 우주 빛 통 만큼 의 해상도 를 가지 고 미세 중력 렌즈 기술 을 활용 하 여 외계 행성 을 탐사 하 게 될 것 이 다 . 이 빛 통 은 미세 중력 렌즈 현상 이 일어나 기 전 배경 별 에 다가서 는 행성 을 거느린 별 과 미세 중력 렌즈 현상 이 발생 한 후 배경 별 로부터 빠져 나오 는 모습 을 관측 할 수 있 게 될 것 이 며 베넷 의 설명 은 다음 과 같 다 . " WFIRST 는 우리 가 OGLE - 2005 - BLG - 169 에서 수행 해 낸 것 과 같 은 측정 을 미세 중력 렌즈 현상 을 발생 시키 는 모든 외계 행성 계 의 관측 을 통해 이뤄낼 수 있 게 될 것 입니다 . 따라서 우리 는 WFIRST 에 의해 발견 된 수천 개 행성 들 에 대한 거리 와 질량 을 알 게 될 것 입니다 . " 출처 : 허블 사이트 2015 년 7 월 30 일 발표 뉴스 http : / / hubblesite . org / newscenter / archive / releases / 2015 / 27 / full / 참고 : OGLE - 2005 - BLG - 169 Lb 를 비롯 한 각종 외 계행 성 에 대한 포스팅 은 하 기 링크 INDEX 를 통해 조회 할 수 있 습니다 . http : / / blog . daum . net / bigcrunch / 12346973 원문 > News Release Number : STScI - 2015 - 27 Telescopes Team Up to Find Distant Uranus - Sized Planet Through MicrolensingNASA ' s Hubble Space Telescope and the W . M . Keck Observatory in Hawaii have made independent confirmations of an exoplanet orbiting far from its central star . The planet was discovered through a technique called gravitational microlensing . This finding opens a new piece of discovery space in the extrasolar planet hunt : to uncover planets as far from their central stars as Jupiter and Saturn are from our sun . The Hubble and Keck Observatory results will appear in two papers in the July 30 edition of The Astrophysical Journal . The large majority of exoplanets cataloged so far are very close to their host stars because several current planet - hunting techniques favor finding planets in short - period orbits . But this is not the case with the microlensing technique , which can find more distant and colder planets in long - period orbits that other methods cannot detect . Microlensing occurs when a foreground star amplifies the light of a background star that momentarily aligns with it . If the foreground star has planets , then the planets may also amplify the light of the background star , but for a much shorter period of time than their host star . The exact timing and amount of light amplification can reveal clues to the nature of the foreground star and its accompanying planets . The system , cataloged as OGLE - 2005 - BLG - 169 , was discovered in 2005 by the Optical Gravitational Lensing Experiment ( OGLE ) , the Microlensing Follow - Up Network ( MicroFUN ) , and members of the Microlensing Observations in Astrophysics ( MOA ) collaborations — groups that search for extrasolar planets through gravitational microlensing . Without conclusively identifying and characterizing the foreground star , however , astronomers have had a difficult time determining the properties of the accompanying planet . Using Hubble and the Keck Observatory , two teams of astronomers have now found that the system consists of a Uranus - sized planet orbiting about 370 million miles from its parent star , slightly less than the distance between Jupiter and the sun . The host star , however , is about 70 percent as massive as our sun . " These chance alignments are rare , occurring only about once every 1 million years for a given planet , so it was thought that a very long wait would be required before the planetary microlensing signal could be confirmed , " said David Bennett of the University of Notre Dame , Indiana , the lead of the team that analyzed the Hubble data . " Fortunately , the planetary signal predicts how fast the apparent positions of the background star and planetary host star will separate , and our observations have confirmed this prediction . The Hubble and Keck Observatory data , therefore , provide the first confirmation of a planetary microlensing signal . " In fact , microlensing is such a powerful tool that it can uncover planets whose host stars cannot be seen by most telescopes . " It is remarkable that we can detect planets orbiting unseen stars , but we ' d really like to know something about the stars that these planets orbit , " explained Virginie Batista of the Institut d ' Astrophysique de Paris , France , leader of the Keck Observatory analysis . " The Keck and Hubble telescopes allow us to detect these faint planetary host stars and determine their properties . " Planets are small and faint compared to their host stars ; only a few have been observed directly outside our solar system . Astronomers often rely on two indirect techniques to hunt for extrasolar planets . The first method detects planets by the subtle gravitational tug they give to their host stars . In another method , astronomers watch for small dips in the amount of light from a star as a planet passes in front of it . Both of these techniques work best when the planets are either extremely massive or when they orbit very close to their parent stars . In these cases , astronomers can reliably determine their short orbital periods , ranging from hours to days to a couple years . But to fully understand the architecture of distant planetary systems , astronomers must map the entire distribution of planets around a star . Astronomers , therefore , need to look farther away from the star - from about the distance of Jupiter is from our sun , and beyond . " It ' s important to understand how these systems compare with our solar system , " said team member Jay Anderson of the Space Telescope Science Institute in Baltimore , Maryland . " So we need a complete census of planets in these systems . Gravitational microlensing is critical in helping astronomers gain insights into planetary formation theories . " The planet in the OGLE system is probably an example of a " failed - Jupiter " planet , an object that begins to form a Jupiter - like core of rock and ice weighing around 10 Earth masses , but it doesn ' t grow fast enough to accrete a significant mass of hydrogen and helium . So it ends up with a mass more than 20 times smaller than that of Jupiter . " Failed - Jupiter planets , like OGLE - 2005 - BLG - 169 Lb , are predicted to be more common than Jupiters , especially around stars less massive than the sun , according to the preferred theory of planet formation . So this type of planet is thought to be quite common , " Bennett said . Microlensing takes advantage of the random motion of stars , which are generally too small to be noticed without precise measurements . If one star , however , passes nearly precisely in front of a farther background star , the gravity of the foreground star acts like a giant lens , magnifying the light from the background star . A planetary companion around the foreground star can produce a variation in the brightening of the background star . This brightening fluctuation can reveal the planet , which can be too faint , in some cases , to be seen by telescopes . The duration of an entire microlensing event is several months , while the variation in brightening due to a planet lasts a few hours to a couple of days . The initial microlensing data of OGLE - 2005 - BLG - 169 had indicated a combined system of foreground and background stars plus a planet . But due to the blurring effects of our atmosphere , a number of unrelated stars are also blended with the foreground and background stars in the very crowded star field in the direction of our galaxy ' s center . The sharp Hubble and Keck Observatory images allowed the research teams to separate out the background source star from its neighbors in the very crowded star field in the direction of our galaxy ' s center . Although the Hubble images were taken 6 . 5 years after the lensing event , the source and lens star were still so close together on the sky that their images merged into what looked like an elongated stellar image . Astronomers can measure the brightness of both the source and planetary host stars from the elongated image . When combined with the information from the microlensing light curve , the lens brightness reveals the masses and orbital separation of the planet and its host star , as well as the distance of the planetary system from Earth . The foreground and background stars were observed in several different colors with Hubble ' s Wide Field Camera 3 ( WFC 3 ) , allowing independent confirmations of the mass and distance determinations . The observations , taken with the Near Infrared Camera 2 ( NIRC 2 ) on the Keck 2 telescope more than eight years after the microlensing event , provided a precise measurement of the foreground and background stars ' relative motion . " It is the first time we were able to completely resolve the source star and the lensing star after a microlensing event . This enabled us to discriminate between two models that fit the data of the microlensing light curve , " Batista said . The Hubble and Keck Observatory data are providing proof of concept for the primary method of exoplanet detection that will be used by NASA ' s planned , space - based Wide - Field Infrared Survey Telescope ( WFIRST ) , which will allow astronomers to determine the masses of planets found with microlensing . WFIRST will have Hubble ' s sharpness to search for exoplanets using the microlensing technique . The telescope will be able to observe foreground , planetary host stars approaching the background source stars prior to the microlensing events , and receding from the background source stars after the microlensing events . " WFIRST will make measurements like we have made for OGLE - 2005 - BLG - 169 for virtually all the planetary microlensing events it observes . We ' ll know the masses and distances for the thousands of planets discovered by WFIRST , " Bennett explained . CONTACTDonna Weaver / Ray VillardSpace Telescope Science Institute , Baltimore , Maryland 410 - 338 - 4493 / 410 - 338 - 4514 dweaver @ stsci . edu / villard @ stsci . eduDavid BennettUniversity of Notre Dame , Notre Dame , Indiana 574 - 315 - 6621 bennett @ nd . eduJean - Phillipe BeaulieuInstitut d ' Astrophysique de Paris , Paris , France 011 - 33 - 6 - 0398 - 7311 beaulieu @ iap . fr