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  3. Analyse de la courbe de lumière   Sur les figures 3 et 4, nous présentons les configurations du système de lentille des événements individuels, montrant la trajectoire de la source par rapport aux composants de la lentille et aux caustiques résultantes. A partir des configurations, on constate que les anomalies des deux événements sont produites par la source traversant la caustique planétaire du système de lentilles. Pour OGLE-2018-BLG-0567, la taille de la source est comparable à la taille de la soude caustique, et donc les caractéristiques détaillées du croisement de la soude caustique, deux pointes caustiques et une région creuse en forme de U entre les pointes, ont été masquées par des effets de source finis. Pour OGLE-2018-BLG-0962, en revanche, la substance caustique est beaucoup plus grande que la taille de la source, et ainsi la caractéristique détaillée de croisement de la caustique de l'anomalie est bien délimitée. On constate que la première partie de l'anomalie, centrée sur HJD′ (= HJD − 2 450 000 jours) ∼ 8271,5, a été produite par le passage de la source sur les deux segments caustiques qui flanquent la cuspide interne (sur l'axe binaire) de la caustique planétaire, et la deuxième partie, centrée sur HJD′ ∼ 8273,8, a été générée par le passage de la source sur la cuspide adjacente (hors axe).   Cet article est   sous licence CC0 1.0 DEED. disponible sur arxiv

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