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.
Nuestros dos planetas con microlentes de estudio únicamente se detectan a partir de las perturbaciones causadas por las cáusticas planetarias (ver Figuras 3 y 4). En particular, la perturbación planetaria de OGLE-2018-BLG-0567 fue generada por una geometría "Hollywood" (Gould 1997), en la que el tamaño de la fuente contribuye fuertemente o domina la sección transversal de la anomalía en relación con el tamaño de la cáustica. . Estas detecciones demuestran la capacidad de los estudios de alta cadencia para detectar planetas a través del canal cáustico planetario.
Sólo 24 planetas se encuentran fuera del límite casi resonante y 18 de ellos se detectan a partir de las perturbaciones producidas por cáusticos planetarios claramente aislados [2]. Descubrimos que la mayoría de estos planetas cáusticos planetarios (12 planetas) se encuentran en los eventos de Hollywood y están ubicados en campos de observación de alta cadencia de los estudios de lentes. Esto demuestra la capacidad de la estrategia de Hollywood de seguir a las grandes estrellas para encontrar planetas (Gould 1997). La mayoría de los planetas de Hollywood se encuentran en la región s > 1. Esto se debe principalmente a la diferencia en el tamaño de las cáusticas planetarias. Para s > 1, hay una cáustica planetaria de cuatro lados. Para s < 1, por otro lado, hay dos cáusticas planetarias triangulares y cada una de ellas de tamaño mucho más pequeño que el de s > 1. Además, las señales planetarias de estas cáusticas planetarias más pequeñas tienden a disminuir más significativamente por la efectos de fuente finita (Gould y Gaucherel 1997). Como resultado, la cáustica planetaria ancha tiene una sección transversal efectiva mayor y, por lo tanto, una mayor sensibilidad para encontrar planetas.
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[1] https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu
[2] Los eventos cáusticos planetarios correspondientes son 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. 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) y OGLE-2018-BLG-0962 (este trabajo).