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  5. Planètes à microlentille dans le plan (log s, log q)  Nos deux planètes à microlentilles uniquement étudiées sont détectées à partir des perturbations causées par les caustiques planétaires (voir figures 3 et 4). En particulier, la perturbation planétaire d'OGLE-2018-BLG-0567 a été générée par une géométrie « hollywoodienne » (Gould 1997), dans laquelle la taille de la source contribue fortement, ou domine, à la section efficace de l'anomalie par rapport à la taille de la substance caustique. . Ces détections prouvent la capacité des levés à haute cadence à détecter des planètes via le canal planétaire-caustique.   Seules 24 planètes sont placées en dehors de la limite quasi-résonante et 18 d'entre elles sont détectées à partir des perturbations produites par des caustiques planétaires clairement isolées [2]. Nous constatons que la plupart de ces planètes planétaires caustiques (12 planètes) se trouvent dans les événements hollywoodiens et qu'elles sont situées dans les champs d'observation à haute cadence des levés de lentilles. Cela prouve la capacité de la stratégie hollywoodienne consistant à suivre de grandes stars pour trouver des planètes (Gould 1997). La majorité des planètes hollywoodiennes sont situées dans la région s > 1. Cela est principalement dû à la différence de taille des caustiques planétaires. Pour s > 1, il existe une caustique planétaire à quatre faces. Pour s < 1, en revanche, il existe deux caustiques planétaires triangulaires et dont chacune est beaucoup plus petite que celle de s > 1. De plus, les signaux planétaires provenant de ces caustiques planétaires plus petites ont tendance à être diminués de manière plus significative par le effets de source finie (Gould et Gaucherel 1997). En conséquence, la soude caustique planétaire a une section efficace plus grande et donc une sensibilité plus élevée pour la recherche de planètes.  Cet article est   sous licence CC0 1.0 DEED. disponible sur arxiv  [1] https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu  [2] Les événements caustiques planétaires correspondants sont 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. 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) et OGLE-2018-BLG-0962 (ce travail).

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Deux planètes à microlentille : planètes à microlentille dans le plan (log s, log q)

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