लेखक:  (1) यूं किल जंग, कोरिया खगोल विज्ञान और अंतरिक्ष विज्ञान संस्थान, विज्ञान और प्रौद्योगिकी विश्वविद्यालय, और केएमटीनेट सहयोग;  (2) चेओन्घो हान, भौतिकी विभाग, चुंगबुक राष्ट्रीय विश्वविद्यालय और केएमटीनेट सहयोग;  (3) आंद्रेज उदाल्स्की, वारसॉ विश्वविद्यालय वेधशाला और ओजीएलई सहयोग;  (4) एंड्रयू गोल्ड, कोरिया खगोल विज्ञान और अंतरिक्ष विज्ञान संस्थान, खगोल विज्ञान विभाग, ओहियो स्टेट यूनिवर्सिटी, मैक्स-प्लैंक-खगोल विज्ञान संस्थान और केएमटीनेट सहयोग;  (5) जेनिफर सी. यी, सेंटर फॉर एस्ट्रोफिजिक्स | हार्वर्ड और स्मिथसोनियन और केएमटीनेट सहयोग;  (6) माइकल डी. एल्ब्रो, कैंटरबरी विश्वविद्यालय, भौतिकी और खगोल विज्ञान विभाग;  (7) सन-जू चुंग, कोरिया खगोल विज्ञान और अंतरिक्ष विज्ञान संस्थान और विज्ञान और प्रौद्योगिकी विश्वविद्यालय;  (8) क्यू-हा ह्वांग, कोरिया खगोल विज्ञान और अंतरिक्ष विज्ञान संस्थान;  (9) यूं-ह्यून रयु, कोरिया खगोल विज्ञान और अंतरिक्ष विज्ञान संस्थान;  (10) इन-गु शिन, कोरिया खगोल विज्ञान और अंतरिक्ष विज्ञान संस्थान;  (11) योसी श्वार्टज़वाल्ड, कण भौतिकी और खगोल भौतिकी विभाग, वीज़मैन विज्ञान संस्थान;  (12) वेई झू, कैनेडियन इंस्टीट्यूट फॉर थियोरेटिकल एस्ट्रोफिजिक्स, टोरंटो विश्वविद्यालय;  (13) वेइचेंग ज़ांग, खगोल विज्ञान विभाग, सिंघुआ विश्वविद्यालय;  (14) सांग-मोक चा, कोरिया खगोल विज्ञान और अंतरिक्ष विज्ञान संस्थान और द्वितीय अंतरिक्ष अनुसंधान स्कूल, क्यूंग ही विश्वविद्यालय;  (15) डोंग-जिन किम, कोरिया खगोल विज्ञान और अंतरिक्ष विज्ञान संस्थान;  (16) ह्युन-वू किम, कोरिया खगोल विज्ञान और अंतरिक्ष विज्ञान संस्थान;  (17) सुंग-ली किम, कोरिया खगोल विज्ञान और अंतरिक्ष विज्ञान संस्थान और विज्ञान और प्रौद्योगिकी विश्वविद्यालय;  (18) चुंग-उक ली, कोरिया खगोल विज्ञान और अंतरिक्ष विज्ञान संस्थान और विज्ञान और प्रौद्योगिकी विश्वविद्यालय;  (19) डोंग-जू ली, कोरिया खगोल विज्ञान और अंतरिक्ष विज्ञान संस्थान;  (20) योंगसेक ली, कोरिया खगोल विज्ञान और अंतरिक्ष विज्ञान संस्थान और अंतरिक्ष अनुसंधान स्कूल, क्यूंग ही विश्वविद्यालय;  (21) ब्योंग-गोन पार्क, कोरिया खगोल विज्ञान और अंतरिक्ष विज्ञान संस्थान और विज्ञान और प्रौद्योगिकी विश्वविद्यालय;  (22) रिचर्ड डब्ल्यू पोगे, खगोल विज्ञान विभाग, ओहियो स्टेट यूनिवर्सिटी;  (23) प्रज़ेमेक म्रोज़, वारसॉ विश्वविद्यालय वेधशाला और भौतिकी, गणित और खगोल विज्ञान विभाग, कैलिफोर्निया प्रौद्योगिकी संस्थान;  (24) मिशल के. शिमान्स्की, वारसॉ विश्वविद्यालय वेधशाला;  (25) जान स्कोवरन, वारसॉ विश्वविद्यालय वेधशाला;  (26) राडेक पोलेस्की, वारसॉ विश्वविद्यालय वेधशाला और खगोल विज्ञान विभाग, ओहियो स्टेट यूनिवर्सिटी;  (27) इगोर सोसिंस्की, वारसॉ विश्वविद्यालय वेधशाला;  (28) पावेल पिएत्रुकोविच, वारसॉ विश्वविद्यालय वेधशाला;  (29) शिमोन कोज़लोव्स्की, वारसॉ विश्वविद्यालय वेधशाला;  (30) क्रिस्टोफ़ उलाज़ीक, भौतिकी विभाग, वारविक विश्वविद्यालय, गिब्बेट;  (31) क्रिज़्सटॉफ़ ए. राइबिकी, वारसॉ विश्वविद्यालय वेधशाला;  (32) पैट्रिक इवानेक, वारसॉ विश्वविद्यालय वेधशाला;  (33) मार्सिन व्रोना, वारसॉ विश्वविद्यालय वेधशाला।  लिंक की तालिका   सार और परिचय   अवलोकन   प्रकाश वक्र विश्लेषण   भौतिक पैरामीटर            में ग्रह माइक्रोलेंसिंग (लॉग एस , लॉग क्यू ) तल   सारांश व निष्कर्ष   संदर्भ  5. माइक्रोलेंसिंग (लॉग एस, लॉग क्यू) तल में ग्रह  हमारे दो सर्वेक्षण-मात्र माइक्रोलेंसिंग ग्रहों का पता ग्रहीय कास्टिक द्वारा उत्पन्न गड़बड़ी से लगाया गया है (चित्र 3 और 4 देखें)। विशेष रूप से, OGLE-2018-BLG-0567 की ग्रहीय गड़बड़ी एक "हॉलीवुड" ज्यामिति (गॉल्ड 1997) द्वारा उत्पन्न की गई थी, जिसमें स्रोत का आकार कास्टिक के आकार के सापेक्ष विसंगति क्रॉस सेक्शन में दृढ़ता से योगदान देता है, या हावी होता है। ये पता लगाना ग्रहीय-कास्टिक चैनल के माध्यम से ग्रहों का पता लगाने के लिए उच्च-ताल सर्वेक्षणों की क्षमता को साबित करता है।   केवल 24 ग्रह निकट-अनुनाद सीमा के बाहर स्थित हैं और उनमें से 18 ग्रहों का पता स्पष्ट रूप से पृथक ग्रहीय कास्टिक [2] द्वारा उत्पन्न गड़बड़ी से लगाया गया है। हम पाते हैं कि इनमें से अधिकांश ग्रहीय-कास्टिक ग्रह (12 ग्रह) हॉलीवुड की घटनाओं में पाए जाते हैं और वे लेंसिंग सर्वेक्षणों के उच्च-ताल अवलोकन क्षेत्रों में स्थित हैं। यह ग्रहों को खोजने के लिए बड़े सितारों का अनुसरण करने की हॉलीवुड रणनीति की क्षमता को साबित करता है (गॉल्ड 1997)। अधिकांश हॉलीवुड ग्रह s > 1 क्षेत्र में स्थित हैं। यह मुख्य रूप से ग्रहीय कास्टिक के आकार में अंतर के कारण है। s > 1 के लिए, एक चार-तरफा ग्रहीय कास्टिक है। दूसरी ओर, s < 1 के लिए, दो त्रिकोणीय ग्रहीय कास्टिक हैं और जिनमें से प्रत्येक का आकार s > 1 की तुलना में बहुत छोटा है। इसके अलावा, इन छोटे ग्रहीय कास्टिक से ग्रहीय संकेत परिमित-स्रोत प्रभावों (गॉल्ड और गौचेरेल 1997) द्वारा अधिक महत्वपूर्ण रूप से कम हो जाते हैं। नतीजतन, वाइड-प्लैनेटरी कास्टिक का प्रभावी क्रॉस सेक्शन बड़ा होता है और इसलिए ग्रहों को खोजने के लिए उच्च संवेदनशीलता होती है।  यह पेपर CC0 1.0 DEED लाइसेंस के अंतर्गत   है। arxiv पर उपलब्ध  [1] https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu  [2] संबंधित ग्रहीय-दहनशील घटनाएँ हैं OGLE-2005-BLG-390 (ब्यूलियू एट अल. 2006), MOAbin-1 (बेनेट एट अल. 2012), OGLE-2006-BLG-109 (गौडी एट अल. 2008; बेनेट एट अल. 2010), OGLE2008-BLG-092 (पोलेस्की एट अल. 2014), MOA-2010-BLG-353 (रैटनबरी एट अल. 2015), MOA-2011-BLG-028 (स्कोव्रोन एट अल. 2016), MOA-2012-BLG-006 (पोलेस्की एट अल. 2017), OGLE-2012-BLG-0838 (पोलेस्की एट अल. 2020), OGLE-2013-BLG-0341 (गौल्ड एट अल. 2014), MOA-2013-BLG-605 (सुमी एट अल. 2016), OGLE-2014- BLG-1722 (सुजुकी एट अल. 2018), OGLE-2016-BLG-0263 (हान एट अल. 2017), OGLE-2016-BLG-1227 (हान एट अल. 2020), KMT-2016-BLG-1107 (ह्वांग एट अल. 2019), OGLE-2017-BLG-0173 (ह्वांग एट अल. 2018), OGLE-2017- BLG-0373 (स्कोवरन एट अल. 2018), OGLE-2018-BLG-0596 (जंग एट अल. 2019), और OGLE-2018-BLG-0962 (यह कार्य)।

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दो माइक्रोलेंसिंग ग्रह: (लॉग एस, लॉग क्यू) तल में माइक्रोलेंसिंग ग्रह

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