Autoren:  (1) Youn Kil Jung, Korea Astronomy and Space Science Institute, Universität für Wissenschaft und Technologie und die KMTNet-Zusammenarbeit;  (2) Cheongho Han, Fakultät für Physik, Chungbuk National University und The KMTNet Collaboration;  (3) Andrzej Udalski, Observatorium der Universität Warschau und The OGLE Collaboration;  (4) Andrew Gould, Korea Astronomy and Space Science Institute, Abteilung für Astronomie, Ohio State University, Max-Planck-Institut für Astronomie und The KMTNet Collaboration;  (5) Jennifer C. Yee, Zentrum für Astrophysik | Harvard & Smithsonian und The KMTNet Collaboration;  (6) Michael D. Albrow, University of Canterbury, Fakultät für Physik und Astronomie;  (7) Sun-Ju Chung, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumforschung und Universität für Wissenschaft und Technologie;  (8) Kyu-Ha Hwang, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumwissenschaften;  (9) Yoon-Hyun Ryu, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumwissenschaften;  (10) In-Gu Shin, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumwissenschaften;  (11) Yossi Shvartzvald, Abteilung für Teilchenphysik und Astrophysik, Weizmann-Institut für Wissenschaften;  (12) Wei Zhu, Kanadisches Institut für Theoretische Astrophysik, Universität Toronto;  (13) Weicheng Zang, Fakultät für Astronomie, Universität Tsinghua;  (14) Sang-Mok Cha, Korea Astronomy and Space Science Institute und School of Space Research, Kyung Hee University;  (15) Dong-Jin Kim, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumwissenschaften;  (16) Hyoun-Woo Kim, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumwissenschaften;  (17) Seung-Lee Kim, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumforschung und Universität für Wissenschaft und Technologie;  (18) Chung-Uk Lee, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumforschung und Universität für Wissenschaft und Technologie;  (19) Dong-Joo Lee, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumforschung;  (20) Yongseok Lee, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumwissenschaften und Schule für Weltraumforschung, Kyung Hee Universität;  (21) Byeong-Gon Park, Koreanisches Institut für Astronomie und Weltraumforschung und Universität für Wissenschaft und Technologie;  (22) Richard W. Pogge, Institut für Astronomie, Ohio State University;  (23) Przemek Mroz, Observatorium der Universität Warschau und Abteilung für Physik, Mathematik und Astronomie, California Institute of Technology;  (24) Michal K. Szymanski, Sternwarte der Universität Warschau;  (25) Jan Skowron, Sternwarte der Universität Warschau;  (26) Radek Poleski, Observatorium der Universität Warschau und Fakultät für Astronomie, Ohio State University;  (27) Igor Soszynski, Sternwarte der Universität Warschau;  (28) Pawel Pietrukowicz, Sternwarte der Universität Warschau;  (29) Szymon Kozlowski, Sternwarte der Universität Warschau;  (30) Krzystof Ulaczyk, Institut für Physik, Universität Warwick, Gibbet;  (31) Krzysztof A. Rybicki, Sternwarte der Universität Warschau;  (32) Patryk Iwanek, Sternwarte der Universität Warschau;  (33) Marcin Wrona, Sternwarte der Universität Warschau.  Linktabelle   Zusammenfassung und Einleitung   Überwachung   Lichtkurvenanalyse   Physikalische Parameter           Mikrolinseneffekt Planeten in der (log s , log q )-Ebene   Zusammenfassung und Fazit   Verweise  5. Mikrolinseneffekt Planeten in der (log s, log q)-Ebene  Unsere beiden Mikrolinsenplaneten, die wir nur in einer Untersuchung beobachten, werden anhand der Störungen erkannt, die durch die Planetenkaustik verursacht werden (siehe Abbildungen 3 und 4). Insbesondere wurde die Planetenstörung von OGLE-2018-BLG-0567 durch eine „Hollywood“-Geometrie (Gould 1997) erzeugt, bei der die Quellengröße im Verhältnis zur Größe der Kaustik stark zum Anomaliequerschnitt beiträgt oder diesen dominiert. Diese Entdeckungen beweisen die Fähigkeit der Hochfrequenzuntersuchungen, Planeten durch den Planetenkaustikkanal zu erkennen.   Nur 24 Planeten liegen außerhalb der nahezu resonanten Grenze und 18 davon wurden anhand von Störungen entdeckt, die durch klar isolierte planetare Kaustiken hervorgerufen werden [2]. Wir stellten fest, dass die meisten dieser planetaren Kaustiken (12 Planeten) bei den Hollywood-Ereignissen gefunden wurden und sich in Beobachtungsfeldern mit hoher Frequenz der Linsendurchmusterungen befinden. Dies beweist die Leistungsfähigkeit der Hollywood-Strategie, großen Sternen zu folgen, um Planeten zu finden (Gould 1997). Die Mehrheit der Hollywood-Planeten liegt in der Region s > 1. Dies liegt hauptsächlich an den Unterschieden in der Größe der planetaren Kaustiken. Für s > 1 gibt es eine vierseitige planetare Kaustik. Für s < 1 hingegen gibt es zwei dreieckige Planetenkaustiken, von denen jede viel kleiner ist als die von s > 1. Außerdem neigen die Planetensignale dieser kleineren Planetenkaustiken dazu, durch die Effekte der endlichen Quelle deutlicher gedämpft zu werden (Gould & Gaucherel 1997). Infolgedessen hat die breite Planetenkaustik einen größeren effektiven Wirkungsquerschnitt und ist daher empfindlicher bei der Planetensuche.  Dieses Dokument ist   . auf arxiv unter der Lizenz CC0 1.0 DEED verfügbar  [1] https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu  [2] Die entsprechenden planetaren Kaustikereignisse sind OGLE-2005-BLG-390 (Beaulieu et al. 2006), MOAbin-1 (Bennett et al. 2012), OGLE-2006-BLG-109 (Gaudi et al. 2008; Bennett et al. 2010), OGLE2008-BLG-092 (Poleski et al. 2014), MOA-2010-BLG-353 (Rattenbury et al. 2015), MOA-2011-BLG-028 (Skowron et al. 2016), MOA-2012-BLG-006 (Poleski et al. 2017), OGLE-2012-BLG-0838 (Poleski et al. 2020), OGLE-2013-BLG-0341 (Gould et al. 2014), MOA-2013-BLG-605 (Sumi et al. 2016), OGLE-2014- BLG-1722 (Suzuki et al. 2018), OGLE-2016-BLG-0263 (Han et al. 2017), OGLE-2016-BLG-1227 (Han et al. 2020), KMT-2016-BLG-1107 (Hwang et al. 2019), OGLE-2017-BLG-0173 (Hwang et al. 2018), OGLE-2017- BLG-0373 (Skowron et al. 2018), OGLE-2018-BLG-0596 (Jung et al. 2019) und OGLE-2018-BLG-0962 (diese Arbeit).

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