Searching for the smallest planets orbiting around nearby stars

Abstract

Esta tesis está basada en cuatro artículos científicos de primer autor. Primero, se discute el estudio de una señal visible en las velocidades radiales que puede ser interpretada como un candidato a planeta orbitando la estrella tipo K HD 26965 con un periodo orbital de 42.364$\pm$0.015 días. Nuestra mejor solución es consistente con una super-Tierra con una masa mínima de 6.92$\pm$0.79 M$_{\oplus}$. Se han analizado las correlaciones entre los índices de actividad y las velocidades radiales para cada instrumento. Hemos encontrado moderadas correlaciones que se han incluido en nuestro modelo. Recuperamos una señal de $\sim$42 días, la que es muy cercana al periodo de rotación estelar de 38 días. A partir de datos independientes de Mt. Wilson HK, encontramos evidencia de una señal de 42 días, estadísticamente significativa. Esto hace dudar de la naturaleza planetaria de la señal encontrada. Concluimos que existen efectos residuales de la rotación estelar que son difíciles de modelar y remover de este set de datos, resaltando las dificultades para separar señales débiles debido a planetas del ruido fotosférico, particularmente cuando los periodos orbitales son similares a los periodos de rotación de la estrella. Este estudio sirve como un excelente caso de prueba para trabajos futuros, cuyos objetivos sean la detección de pequeños planetas orbitando estrellas similares al Sol. Las técnicas aplicadas en este estudio las hemos extendido al resto de nuestro trabajo en objetos adicionales que cuentan con más de 100 velocidades radiales con el objeto de mejorar el censo de pequeños planetas orbitando estrellas cercanas. Luego se describe un nuevo método para la derivación de espectros libres de Iodine, directamente obtenidos de las observaciones de estrellas con espectrógrafos de alta resolución que utilizan celdas de Iodine. La motivación principal para obtener espectros libres de Iodine es poder usar porciones del espectro que contienen cientos de líneas de absorción superimpuestas, y de esta forma ``contaminados'' no permitiendo el cálculo, por ejemplo, de índices de actividad estelar en estas regiones lo que resulta útil a la hora de validar candidatos a planetas. El problema se hace más díficil cuando la amplitud de las señales de estos planetas es del orden de unos pocos metros por segundo, por lo que al incluir estos índices en los modelos, ayuda a determinar el origen de estas señales. La parte final de esta tesis se enfoca en la detección y caracterización de planetas extrasolares. Reportamos el descubrimiento de un nuevo planeta de periodo orbital corto, similar a Neptuno, orbitando la estrella tipo Sol TOI-132 descubierta por el telescopio \tess. Luego de una campaña de monitoreo con HARPS, confirmamos el planeta con un período orbital de 2.11 días. Luego, combinando esto con la masa de la estrella, obtenemos una masa absoluta para el planeta de 21.90$^{+1.39}_{-1.46}$~\me. Modelando la curva de luz de \tess{}, encontramos un radio de 3.571$^{+0.111}_{-0.121}$~\re, obteniendo una densidad de 2.651$^{+0.299}_{-0.323}$~\gcm\, para el planeta. Finalmente, reportamos la detección de un planeta denso, de tipo Neptuno orbitando a la estrella brillante HD 95338. La detección inicial de la señal de 55 días proviene de una campaña de velocidades radiales con el espectrógrafo PFS. HD 95338 también fue observada por \tess{} como un evento monotránsito. Una búsqueda MCMC nos permitió imponer condiciones muy acotadas en los valores de algunos parámetros orbitales como el tiempo de tránsito, cuyo resultado fue muy similar al calculado con \tess{}. Nuestro modelo produce una masa absoluta 39.43$^{+6.04}_{-4.13} M_{\oplus}$ y un radio de 3.98$^{+0.09}_{-0.08}$ $R_{\oplus}$. Así, obtenemos una densidad de 3.41$^{+0.56}_{-0.40}$ \gcm\, para el planeta. HD 95338\,b es uno de los planetas tipo Neptuno más densos descubiertos a la fecha, indicando un enriquecimiento de elementos pesados del orden del 90\%. Este sistema representa una oportunidad única para futuras campañas de seguimiento que puedan ayudar a modelar los planetas gigantes fríos.

This thesis is based on four first-author refereed papers. First, we discuss the study of a radial velocity signal that can be interpreted as a planetary-mass candidate orbiting the K dwarf HD 26965, with an orbital period of 42.364$\pm$0.015 days. Our best solution is consistent with a super-Earth that has a minimum mass of 6.92$\pm$0.79 M$_{\oplus}$. We have analyzed the correlation between spectral activity indicators and the radial velocities from each instrument, showing moderate correlations that we include in our model. We recover a $\sim$42 day signal, which is very close to the reported stellar rotation period of 38 days. From independent Mt. Wilson HK data, we find evidence for a significant 42 day signal after subtraction of longer period magnetic cycles, casting doubt on the planetary hypothesis for this period. We conclude that the residual effects of stellar rotation are difficult to fully model and remove from this dataset, highlighting the difficulties to disentangle small planetary signals and photospheric noise, particularly when the orbital periods are close to the rotation period of the star. This study serves as an excellent test case for future works that aim to detect small planets orbiting ``Sun-like'' stars using radial velocity measurements. The techniques we have learned from this work are being applied to $\sim20$ additional candidates that have more than 100 precision radial velocities, in order to help map out the census of small planets orbiting the nearest stars. We then describe a new method to derive clean, iodine-free spectra directly from observations acquired using high resolution spectrographs equipped with iodine cells. The main motivation to obtain iodine-free spectra is to use portions of the spectrum that are superimposed with the dense forest of iodine absorption lines, to retrieve lines that can be used to monitor the magnetic activity of the star, helping to validate planet candidates. This is key when trying to address the problems that arise when searching for exoplanet signals with amplitudes of only a few meters per second, since including correlations between activity indicators and the radial velocities when modeling the data can help to determine the signal's origin, either Doppler or stellar activity. We provide a straight-forward methodology to derive iodine-free spectra directly from the observations. The final part of this thesis focuses on planet detection and characterization. We report the discovery of a new short-period Neptune orbiting the solar-type star TOI-132 by \tess. Radial velocity follow-up with HARPS confirms the transiting planet with a $\sim$2.11~d orbital period, which when combined with the stellar mass of 0.97~\msun, provides a planetary absolute mass of 21.90$^{+1.39}_{-1.46}$~\me. Modeling the \tess{} light curve returns a planet radius of 3.571$^{+0.111}_{-0.121}$~\re, yielding a density of 2.651$^{+0.299}_{-0.323}$~\gcm. Finally, we report the detection of a transiting dense Neptune orbiting the bright K star HD 95338. Detection of the 55-day periodic signal comes from the analysis of precision radial velocities from the PFS on the Magellan II Telescope. HD 95338 was also observed by \tess{} as a single transit event. A Markov Chain Monte Carlo period search on the velocities allows strong constraints on the expected transit time, matching well the epoch calculated using \tess{}. A joint fit model yields an absolute mass of 39.43$^{+6.04}_{-4.13} M_{\oplus}$ and a radius of 3.98$^{+0.09}_{-0.08}$ $R_{\oplus}$, therefore a density of 3.41$^{+0.56}_{-0.40}$ \gcm\, for the planet. Given the planet mass and radius, structure models suggest it is fully composed of ices. HD 95338\,b is one of the most dense Neptune planets yet detected, indicating a heavy element enrichment of $\sim$90\%. This system presents a unique opportunity for future follow-up observations that can further constrain structure models of cool gas giant planets.