Autores:  (1) Youn Kil Jung, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais, Universidade de Ciência e Tecnologia e Colaboração KMTNet;  (2) Cheongho Han, Departamento de Física, Universidade Nacional de Chungbuk e Colaboração KMTNet;  (3) Andrzej Udalski, Observatório da Universidade de Varsóvia e Colaboração OGLE;  (4) Andrew Gould, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais, Departamento de Astronomia, Universidade Estadual de Ohio, Instituto Max-Planck de Astronomia e Colaboração KMTNet;  (5) Jennifer C. Yee, Centro de Astrofísica | Harvard & Smithsonian e a colaboração KMTNet;  (6) Michael D. Albrow, Universidade de Canterbury, Departamento de Física e Astronomia;  (7) Sun-Ju Chung, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais e Universidade de Ciência e Tecnologia;  (8) Kyu-Ha Hwang, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais;  (9) Yoon-Hyun Ryu, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais;  (10) In-Gu Shin, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais;  (11) Yossi Shvartzvald, Departamento de Física de Partículas e Astrofísica, Instituto Weizmann de Ciência;  (12) Wei Zhu, Instituto Canadense de Astrofísica Teórica, Universidade de Toronto;  (13) Weicheng Zang, Departamento de Astronomia, Universidade Tsinghua;  (14) Sang-Mok Cha, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais e 2Escola de Pesquisa Espacial, Universidade Kyung Hee;  (15) Dong-Jin Kim, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais;  (16) Hyoun-Woo Kim, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais;  (17) Seung-Lee Kim, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais e Universidade de Ciência e Tecnologia;  (18) Chung-Uk Lee, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais e Universidade de Ciência e Tecnologia;  (19) Dong-Joo Lee, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais;  (20) Yongseok Lee, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais e Escola de Pesquisa Espacial, Universidade Kyung Hee;  (21) Parque Byeong-Gon, Instituto Coreano de Astronomia e Ciências Espaciais e Universidade de Ciência e Tecnologia;  (22) Richard W. Pogge, Departamento de Astronomia, Ohio State University;  (23) Przemek Mroz, Observatório da Universidade de Varsóvia e Divisão de Física, Matemática e Astronomia, Instituto de Tecnologia da Califórnia;  (24) Michal K. Szymanski, Observatório da Universidade de Varsóvia;  (25) Jan Skowron, Observatório da Universidade de Varsóvia;  (26) Radek Poleski, Observatório da Universidade de Varsóvia e Departamento de Astronomia, Universidade Estadual de Ohio;  (27) Igor Soszynski, Observatório da Universidade de Varsóvia;  (28) Pawel Pietrukowicz, Observatório da Universidade de Varsóvia;  (29) Szymon Kozlowski, Observatório da Universidade de Varsóvia;  (30) Krzystof Ulaczyk, Departamento de Física, Universidade de Warwick, Gibbet;  (31) Krzysztof A. Rybicki, Observatório da Universidade de Varsóvia;  (32) Patryk Iwanek, Observatório da Universidade de Varsóvia;  (33) Marcin Wrona, Observatório da Universidade de Varsóvia.  Tabela de links   Resumo e introdução   Observação   Análise de curva de luz   Parâmetros Físicos           Microlentes Planetas no plano (log s , log q )   Sumário e conclusões   Referências  5. Microlentes Planetas no plano (log s, log q)  Nossos dois planetas com microlentes somente de pesquisa são detectados a partir das perturbações causadas pelos cáusticos planetários (ver Figuras 3 e 4). Em particular, a perturbação planetária de OGLE-2018-BLG-0567 foi gerada por uma geometria “Hollywood” (Gould 1997), na qual o tamanho da fonte contribui fortemente, ou domina, a seção transversal da anomalia em relação ao tamanho da cáustica . Estas detecções comprovam a capacidade dos levantamentos de alta cadência para detectar planetas através do canal cáustico planetário.   Apenas 24 planetas são colocados fora do limite quase ressonante e 18 planetas entre eles são detectados a partir das perturbações produzidas por cáusticos planetários claramente isolados [2]. Descobrimos que a maioria desses planetas cáusticos planetários (12 planetas) são encontrados nos eventos de Hollywood e estão localizados em campos observacionais de alta cadência dos levantamentos de lentes. Isto prova a capacidade da estratégia de Hollywood de seguir grandes estrelas para encontrar planetas (Gould 1997). A maioria dos planetas de Hollywood está localizada na região s > 1. Isto se deve principalmente à diferença no tamanho das cáusticas planetárias. Para s > 1, existe uma cáustica planetária de quatro lados. Para s <1, por outro lado, existem duas cáusticas planetárias triangulares e cada uma delas tem tamanho muito menor que o de s > 1. Além disso, os sinais planetários dessas cáusticas planetárias menores tendem a ser mais significativamente diminuídos pelo efeitos de fonte finita (Gould & Gaucherel 1997). Como resultado, o cáustico planetário amplo tem uma seção transversal efetiva maior e, portanto, maior sensibilidade para encontrar planetas.  Este artigo está   sob licença CC0 1.0 DEED. disponível no arxiv  [1] https://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu  [2] Os eventos cáusticos planetários correspondentes são 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. 2017), OGLE-2016-BLG-1227 (Han et al. 2017). 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) e OGLE-2018-BLG-0962 (este trabalho).

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Dois planetas de microlentes: planetas de microlentes no plano (log s, log q)

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