Cet article est disponible sur arxiv sous licence CC0 1.0 DEED.   Auteurs:  (1) Youn Kil Jung, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales, Université des sciences et technologies et collaboration KMTNet ;  (2) Cheongho Han, Département de physique, Université nationale de Chungbuk et The KMTNet Collaboration ;  (3) Andrzej Udalski, Observatoire de l'Université de Varsovie et The OGLE Collaboration ;  (4) Andrew Gould, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales, Département d'astronomie, Ohio State University, Max-Planck-Institute for Astronomy et The KMTNet Collaboration ;  (5) Jennifer C. Yee, Centre d'astrophysique | Harvard & Smithsonian et la collaboration KMTNet ;  (6) Michael D. Albrow, Université de Canterbury, Département de physique et d'astronomie ;  (7) Sun-Ju Chung, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales et Université des sciences et technologies ;  (8) Kyu-Ha Hwang, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales ;  (9) Yoon-Hyun Ryu, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales ;  (10) In-Gu Shin, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales ;  (11) Yossi Shvartzvald, Département de physique des particules et d'astrophysique, Institut des sciences Weizmann ;  (12) Wei Zhu, Institut canadien d'astrophysique théorique, Université de Toronto ;  (13) Weicheng Zang, Département d'astronomie, Université Tsinghua ;  (14) Sang-Mok Cha, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales et 2École de recherche spatiale, Université Kyung Hee ;  (15) Dong-Jin Kim, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales ;  (16) Hyoun-Woo Kim, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales ;  (17) Seung-Lee Kim, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales et Université des sciences et technologies ;  (18) Chung-Uk Lee, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales et Université des sciences et technologies ;  (19) Dong-Joo Lee, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales ;  (20) Yongseok Lee, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales et École de recherche spatiale, Université Kyung Hee ;  (21) Byeong-Gon Park, Institut coréen d'astronomie et des sciences spatiales et Université des sciences et technologies ;  (22) Richard W. Pogge, Département d'astronomie, Ohio State University ;  (23) Przemek Mroz, Observatoire de l'Université de Varsovie et Division de physique, mathématiques et astronomie, California Institute of Technology ;  (24) Michal K. Szymanski, Observatoire de l'Université de Varsovie ;  (25) Jan Skowron, Observatoire de l'Université de Varsovie ;  (26) Radek Poleski, Observatoire de l'Université de Varsovie et Département d'astronomie, Université d'État de l'Ohio ;  (27) Igor Soszynski, Observatoire de l'Université de Varsovie ;  (28) Pawel Pietrukowicz, Observatoire de l'Université de Varsovie ;  (29) Szymon Kozlowski, Observatoire de l'Université de Varsovie ;  (30) Krzystof Ulaczyk, Département de physique, Université de Warwick, Gibbet ;  (31) Krzysztof A. Rybicki, Observatoire de l'Université de Varsovie ;  (32) Patryk Iwanek, Observatoire de l'Université de Varsovie ;  (33) Marcin Wrona, Observatoire de l'Université de Varsovie.  Tableau des liens   Résumé et introduction   Observation   Analyse de la courbe de lumière   Paramètres physiques           Planètes à microlentille dans le plan (log s , log q )   Résumé et conclusions   Les références  2. Observations  Les deux événements planétaires ont été observés par les deux enquêtes de lentille menées par les groupes OGLE et KMTNet. L'enquête OGLE utilise le télescope de 1,3 m situé à l'Observatoire de Las Campanas au Chili. L'enquête KMTNet utilise trois télescopes de 1,6 m situés à l'Observatoire Siding Spring en Australie (KMTA), à l'Observatoire interaméricain de Cerro Tololo au Chili (KMTC) et à l'Observatoire astronomique sud-africain en Afrique du Sud (KMTS). La répartition mondiale des télescopes KMTNet permet de suivre en continu les événements. Dans les deux enquêtes, les observations ont été principalement réalisées dans la bande I, et une fraction des images ont été prises dans la bande V pour déterminer la couleur des étoiles sources à microlentilles.   Pour les deux événements, les ensembles de données ont été réduits sur la base de la méthodologie de soustraction d'images (Tomaney & Crotts 1996 ; Alard & Lupton 1998), en particulier Albrow et al. (2009) pour KMTNet et Wo´zniak (2000) pour OGLE. Les barres d'erreur photométriques ont ensuite été réajustées selon la prescription présentée dans Yee et al. (2012). Nous notons que pour la mesure de la couleur source, nous avons également effectué des réductions pyDIA (Albrow 2017) pour un sous-ensemble des données KMTNet, qui renvoient simultanément la courbe de lumière et la photométrie des étoiles de champ sur le même système.  Cet article est   sous licence CC0 1.0 DEED. disponible sur arxiv

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