Determinazione della massa di pianeti di piccole dimensioni con il metodo della velocità radiale in presenza di attività stellare

One of the fundamental parameters in the study of the internal structure, the formation and the evolution of an exoplanet is its mass. This can be determined through measuring the periodic variation of the component of the radial velocity of the star along the line of sight – the so-called radial velocity – caused by the gravitational interaction with the planet. In order to determine the masses of transiting exoplanets of small sizes discovered by the space mission TESS, I analysed time series of high precision radial velocity measurements (~1 m/s) obtained with the HARPS spectrograph. Before proceeding with the determination of the masses of the studied planets, I had to take into account the magnetic activity of the star around which they orbit, that, together with the stellar rotation, can introduce in the radial velocities signal caused by the rotation period of the star and its harmonics. To solve this issue, I carried out a frequency analysis of the time series: with a pre-whitening iterative process I extracted from the time series the Fourier components tied to the magnetic activity, thus managing to isolate the Doppler signal caused by the presence of the planets. The transiting planets I studied were TOI-2459 b and TOI-2427 b, of which I determined the mass. During the study of the system around which TOI-2427 b orbits, I identified in the radial velocity time series a significant signal not traceable back neither to the star or the known planet: it is a second non transiting planet for which I determined the minimum mass. Combining masses and radiuses of TOI-2459 b and TOI-2427 b I studied the possible internal structure of the planets.

Uno dei parametri fondamentali per poter studiare la struttura interna, la formazione e l'evoluzione di un esopianeta è la sua massa. Questa può essere determinata misurando la variazione periodica della componente della velocità della stella lungo la linea di visuale -- la cosiddetta velocità radiale -- causata dall'interazione gravitazionale con il pianeta. Al fine di determinare le masse di esopianeti transitanti di piccole dimensioni scoperti dalla missione spaziale TESS, ho analizzato serie temporali di misure di velocità radiale di alta precisione (~1 m/s) ottenute con lo spettrografo HARPS. Prima di procedere con la determinazione delle masse dei pianeti studiati, ho dovuto tenere conto dell’attività magnetica delle stelle attorno a cui orbitano, che, insieme alla rotazione stellare, può introdurre nelle velocità radiali segnali al periodo di rotazione della stella e alle sue armoniche. Per ovviare a questo problema ho effettuato un'analisi in frequenza delle serie temporali: con un processo iterativo di pre-whitening, ho estratto dalle serie temporali le componenti di Fourier legate all'attività magnetica, riuscendo così ad isolare il segnale Doppler dovuto alla presenza dei pianeti. I pianeti transitanti che ho studiato sono stati TOI-2459 b e TOI-2427 b, dei quali ho determinato la massa. Durante lo studio del sistema attorno a cui orbita TOI-2427 b, ho individuato nelle serie temporali di velocità radiale un segnale significativo non riconducibile né alla stella né al pianeta noto: si tratta di un secondo pianeta non transitante per il quale ho determinato la massa minima. Combinando le masse e i raggi di TOI-2459 b e TOI-2427 b ho studiato la possibile struttura interna dei due pianeti.