Autores:  (1) Youn Kil Jung, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea, Universidad de Ciencia y Tecnología y The KMTNet Collaboration;  (2) Cheongho Han, Departamento de Física, Universidad Nacional de Chungbuk y The KMTNet Collaboration;  (3) Andrzej Udalski, Observatorio de la Universidad de Varsovia y Colaboración OGLE;  (4) Andrew Gould, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea, Departamento de Astronomía, Universidad Estatal de Ohio, Instituto Max-Planck de Astronomía y Colaboración KMTNet;  (5) Jennifer C. Yee, Centro de Astrofísica | Harvard & Smithsonian y la colaboración KMTNet;  (6) Michael D. Albrow, Universidad de Canterbury, Departamento de Física y Astronomía;  (7) Sun-Ju Chung, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea y Universidad de Ciencia y Tecnología;  (8) Kyu-Ha Hwang, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea;  (9) Yoon-Hyun Ryu, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea;  (10) In-Gu Shin, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea;  (11) Yossi Shvartzvald, Departamento de Física de Partículas y Astrofísica, Instituto Weizmann de Ciencias;  (12) Wei Zhu, Instituto Canadiense de Astrofísica Teórica, Universidad de Toronto;  (13) Weicheng Zang, Departamento de Astronomía, Universidad de Tsinghua;  (14) Sang-Mok Cha, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea y Segunda Escuela de Investigación Espacial, Universidad Kyung Hee;  (15) Dong-Jin Kim, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea;  (16) Hyoun-Woo Kim, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea;  (17) Seung-Lee Kim, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea y Universidad de Ciencia y Tecnología;  (18) Chung-Uk Lee, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea y Universidad de Ciencia y Tecnología;  (19) Dong-Joo Lee, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea;  (20) Yongseok Lee, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea y Escuela de Investigación Espacial, Universidad Kyung Hee;  (21) Parque Byeong-Gon, Instituto de Astronomía y Ciencias Espaciales de Corea y Universidad de Ciencia y Tecnología;  (22) Richard W. Pogge, Departamento de Astronomía, Universidad Estatal de Ohio;  (23) Przemek Mroz, Observatorio de la Universidad de Varsovia y División de Física, Matemáticas y Astronomía, Instituto de Tecnología de California;  (24) Michal K. Szymanski, Observatorio de la Universidad de Varsovia;  (25) Jan Skowron, Observatorio de la Universidad de Varsovia;  (26) Radek Poleski, Observatorio de la Universidad de Varsovia y Departamento de Astronomía, Universidad Estatal de Ohio;  (27) Igor Soszynski, Observatorio de la Universidad de Varsovia;  (28) Pawel Pietrukowicz, Observatorio de la Universidad de Varsovia;  (29) Szymon Kozlowski, Observatorio de la Universidad de Varsovia;  (30) Krzystof Ulaczyk, Departamento de Física, Universidad de Warwick, Gibbet;  (31) Krzysztof A. Rybicki, Observatorio de la Universidad de Varsovia;  (32) Patryk Iwanek, Observatorio de la Universidad de Varsovia;  (33) Marcin Wrona, Observatorio de la Universidad de Varsovia.  Tabla de enlaces   Resumen e introducción   Observación   Análisis de curva de luz   Parámetros físicos           Planetas con microlente en el plano (log s , log q )   Resumen y conclusiones   Referencias  3. Análisis de la curva de luz   En las Figuras 3 y 4, presentamos las configuraciones del sistema de lentes de los eventos individuales, mostrando la trayectoria de la fuente con respecto a los componentes de la lente y las cáusticas resultantes. De las configuraciones se encuentra que las anomalías de ambos eventos se producen por el cruce de la fuente sobre la cáustica planetaria del sistema de lentes. Para OGLE-2018-BLG-0567, el tamaño de la fuente es comparable al tamaño de la cáustica y, por lo tanto, las características detalladas del cruce de la cáustica, dos puntas cáusticas y una región de depresión en forma de U entre las puntas, quedaron borradas por los efectos de la fuente finita. Para OGLE-2018-BLG-0962, por otro lado, la cáustica es mucho más grande que el tamaño de la fuente y, por lo tanto, la característica detallada del cruce de cáustica de la anomalía está bien delineada. Se encuentra que la primera parte de la anomalía, centrada en HJD′ (= HJD − 2.450.000 días) ∼ 8271,5, fue producida por la fuente que pasó sobre los dos segmentos cáusticos que flanquean la cúspide interna (en el eje binario). de la cáustica planetaria, y la segunda parte, centrada en HJD′ ∼ 8273,8, fue generada por el paso de la fuente sobre la cúspide adyacente (fuera del eje).   Este documento está   bajo licencia CC0 1.0 DEED. disponible en arxiv

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