Este documento está disponible en arxiv bajo licencia CC0 1.0 DEED.   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  2. Observación  Los dos eventos planetarios fueron observados mediante dos estudios con lentes realizados por los grupos OGLE y KMTNet. El estudio OGLE utiliza el telescopio de 1,3 m ubicado en el Observatorio Las Campanas en Chile. El estudio KMTNet utiliza tres telescopios de 1,6 m ubicados en el Observatorio Siding Spring en Australia (KMTA), el Observatorio Interamericano Cerro Tololo en Chile (KMTC) y el Observatorio Astronómico Sudafricano en Sudáfrica (KMTS). La distribución global de los telescopios KMTNet permite un seguimiento continuo de los eventos. En ambos estudios, las observaciones se realizaron principalmente en la banda I, y una fracción de las imágenes se tomaron en la banda V para determinar el color de las estrellas fuente microlentes.   Para ambos eventos, los conjuntos de datos se redujeron basándose en la metodología de resta de imágenes (Tomaney & Crotts 1996; Alard & Lupton 1998), específicamente Albrow et al. (2009) para KMTNet y Wo´zniak (2000) para OGLE. Luego se reajustaron las barras de error fotométrico siguiendo la prescripción presentada en Yee et al. (2012). Observamos que para la medición del color de origen, además llevamos a cabo reducciones de pyDIA (Albrow 2017) para un subconjunto de datos de KMTNet, que devuelve simultáneamente la curva de luz y la fotometría de estrellas de campo en el mismo sistema.  Este documento está   bajo licencia CC0 1.0 DEED. disponible en arxiv

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