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 Weltraumforschung;  (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  3. Lichtkurvenanalyse   In den Abbildungen 3 und 4 stellen wir die Linsensystemkonfigurationen der einzelnen Ereignisse dar und zeigen die Quellenbahn in Bezug auf die Linsenkomponenten und die daraus resultierenden Kaustiken. Aus den Konfigurationen geht hervor, dass die Anomalien beider Ereignisse dadurch entstehen, dass die Quelle die planetarische Kaustik des Linsensystems überquert. Bei OGLE-2018-BLG-0567 ist die Quellengröße mit der Kaustikgröße vergleichbar, und daher wurden die detaillierten Merkmale der Kaustikkreuzung, zwei Kaustikspitzen und ein U-förmiger Trogbereich zwischen den Spitzen, durch endliche Quelleneffekte verwischt. Bei OGLE-2018-BLG-0962 hingegen ist die Kaustik viel größer als die Quellengröße, und daher ist das detaillierte Merkmal der Kaustikkreuzung der Anomalie gut abgegrenzt. Es wurde festgestellt, dass der erste Teil der Anomalie, mit Mittelpunkt HJD′ (= HJD − 2.450.000 Tage) ∼ 8271,5, durch das Vorbeilaufen der Quelle an den beiden Kaustiksegmenten entstand, die die innere Spitze (auf der binären Achse) der planetaren Kaustik flankieren, und dass der zweite Teil, mit Mittelpunkt HJD′ ∼ 8273,8, durch das Vorbeilaufen der Quelle an der benachbarten (außerhalb der Achse liegenden) Spitze erzeugt wurde.   Dieses Dokument ist   . auf arxiv unter der Lizenz CC0 1.0 DEED verfügbar

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