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  ABSTRATO     Lentes gravitacionais: sistemas microplanetários Títulos de assunto:  1. Introdução  A assinatura de um planeta de microlenização é quase sempre uma anomalia de curta duração na curva de luz de lente suave e simétrica produzida pelo hospedeiro do planeta. Em princípio, a assinatura pode aparecer em qualquer posição da curva de luz da lente (Gaudi 2012). Na realidade, porém, as assinaturas de planetas detectadas na fase anterior das experiências de lentes apareceram principalmente perto do pico das curvas de luz das lentes.  A tendência para anomalias centrais é atribuída principalmente à limitação dos levantamentos iniciais de lentes. Com uma cadência de aproximadamente 1 dia dos experimentos de pesquisa de primeira geração, por exemplo, os levantamentos MACHO (Alcock et al. 1995), OGLE-I (Udalski et al. 1992), MOA-I (Bond et al. 2001), Foi difícil detectar sinais planetários com duração de cerca de 1 dia ou menos pelos experimentos de pesquisa. Para atender ao requisito de cadência para detecções de planetas, Gould & Loeb (1992) propuseram um modo observacional, no qual levantamentos de campo amplo com baixa cadência monitoram uma grande área do céu principalmente para detectar eventos de lente, e experimentos de acompanhamento conduzem observações de alta cadência para um pequeno número de eventos de lentes detectados pelas pesquisas usando uma rede de múltiplos telescópios de campo estreito. No entanto, este modo de observação tinha a desvantagem de apenas alguns eventos de lente poderem ser monitorizados por observações de acompanhamento. Combinado com a baixa probabilidade de perturbações planetárias, isto implicou uma baixa taxa de detecção de planetas para esta fase dos experimentos. Na verdade, durante os primeiros anos, não houve planetas detectados com segurança usando este modo, embora tenha havido uma tentativa de detecção no evento MACHO 98-BLG-35 (Rhie et al. 2000).  As três primeiras detecções de microlentes foram encontradas usando a estratégia de pesquisa + acompanhamento. No primeiro evento, OGLE 2003-BLG-235/MOA 2003-BLG-53 (Bond et al. 2004), o planeta foi encontrado pelas pesquisas, mas a pesquisa MOA realizou observações de acompanhamento adicionais em resposta à anomalia planetária. Os próximos dois planetas, OGLE-2005-BLG-071Lb (Udalski et al. 2005) e OGLE-2005-BLG-390Lb (Beaulieu et al. 2006), foram ambos encontrados através de extensas observações de acompanhamento de eventos de microlentes conhecidos que foram iniciados antes a anomalia planetária começou. A descoberta de OGLE-2005-BLG-071Lb proporcionou uma lição prática sobre o valor de eventos de alta ampliação (Griest & Safizadeh 1998) para a detecção de planetas através de observações de acompanhamento.  Nos anos seguintes, a taxa de detecção de planetas utilizando o modo levantamento+acompanhamento aumentou substancialmente, concentrando-se em eventos com ampliações muito elevadas. Vários fatores contribuíram para o aumento da taxa de detecção. Primeiro, a eficiência de detecção de planetas para eventos de grande ampliação é alta. Isto ocorre porque um planeta localizado na zona de lente do seu hospedeiro sempre induz uma pequena cáustica central perto da posição do hospedeiro, e a trajetória de um evento de alta ampliação passa perto da cáustica central. Isto produz uma alta probabilidade de que um planeta produza uma perturbação e também confine essa perturbação a um curto período de tempo enquanto o evento é altamente ampliado, e não durante todo o evento. Como resultado, o tempo do sinal planetário, ou seja, o pico da curva de luz, pode ser previsto antecipadamente e permite utilizar eficientemente os recursos para observações de acompanhamento. Por outro lado, é difícil prever o tempo de um sinal planetário através de outros canais. Finalmente, estrelas-fonte altamente ampliadas são brilhantes o suficiente para serem observadas com telescópios de pequena abertura, até telescópios submetros de classe amadora, e isso permite maximizar os telescópios disponíveis para observações de acompanhamento, por exemplo, OGLE-2005-BLG-071 ( Udalski et al. Assim, os planetas detectados nos experimentos de pesquisa + acompanhamento foram detectados principalmente através do canal de alta ampliação, e isso levou à tendência para perturbações cáusticas centrais.   Com a operação dos levantamentos de alta cadência, a taxa de detecção de planetas está aumentando rapidamente. Uma razão importante para o rápido aumento da taxa de detecção é que os planetas podem ser detectados não apenas através do canal cáustico central, mas também através do canal cáustico planetário adicional. Os planetas são detectados através do canal cáustico planetário como anomalias produzidas pela aproximação da fonte perto da “cáustica planetária”, o que denota um dos dois conjuntos de cáusticos induzidos por planetas afastados do hospedeiro. A cáustica planetária está em uma posição separada do hospedeiro de s - 1/s e, portanto, os sinais planetários produzidos por esta cáustica podem aparecer em qualquer parte da curva de luz da lente, dependendo da separação planeta-hospedeiro s (normalizada para o raio angular de Einstein θE). A cáustica planetária é substancialmente maior que a cáustica central e, portanto, a probabilidade de uma perturbação planetária é maior. Outra importância da detecção de planetas através do canal cáustico planetário é que a interpretação do sinal planetário geralmente não está sujeita à degeneração próxima (Griest & Safizadeh 1998; Dominik 1999), o que causa ambiguidade na estimativa das separações planeta-hospedeiro para a maioria dos planetas. detectado através do canal cáustico central.  Neste artigo, apresentamos a análise de dois eventos de microlentes planetárias OGLE2018-BLG-0567 e OGLE-2018-BLG-0962, para os quais os planetas são detectados através de um canal cáustico planetário. Para ambos os eventos, as assinaturas dos planetas foram densa e continuamente cobertas por dois levantamentos de lentes de alta cadência, o que nos leva a interpretar de forma inequívoca os sinais planetários.  Este artigo está   sob licença CC0 1.0 DEED. disponível no arxiv

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