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  5. Planetas microlentes en el plano (log s, log q)  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.  Este documento está   bajo licencia CC0 1.0 DEED. disponible en arxiv  [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).

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Dos planetas con microlentes: planetas con microlentes en el plano (log s, log q)

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