Derivare i parametri fondamentali dei pianeti in presenza di attività stellare: il caso del sistema a tre pianeti TOI-282

To understand the formation and evolution of exoplanets and investigate their potential habitability we need to determine precise and accurate planetary parameters. One fundamental parameter needed to investigate the nature of planets beyond the solar system is the radius, which can be determined by measuring the fraction of light occulted by a planet as it passes in front of its host star (the so-called transit method). The second fundamental quantity, the mass, can be determined by observing the star’s wobble around the system’s centre of mass, which is caused by the gravitational interaction of the orbiting planets and can be measured as a periodic change in the star’s velocity along the line of sight (the so-called radial velocity method). The planet bulk density, derived from the mass and radius, allows us to distinguish between various types of planets and study their internal structure and composition, providing valuable insights into their formation and evolution. However, the Doppler detection and mass determination of small low-mass exoplanets (Mp < 20 M⊕) is strongly hampered by the magnetic activity of the host star. The radial velocity variability that arises from spots, plages, and flares coupled with stellar rotation can easily mimic or conceal the Doppler signals of Earth-mass exoplanets. In the course of my MSc thesis work, I focused on the characterisation of the planetary system orbiting the bright (V = 9.42) F8/G0 main-sequence star TOI-282, which has recently been found to host three transiting, long-period small planets (Rp < 4.3 R⊕) at 23, 56, and 84 days. I combined the exquisite space-borne photometry from NASA’s TESS space mission – which covers a 5-year baseline between 2018 and 2023 and encompasses 54 transits – with 81 high-precision RV measurements collected with the HARPS and ESPRESSO spectrographs by the Physics Department of the University of Turin and the European Southern Observatory (PIs: D. Gandolfi and F. Rodler). I disentangled the activity-induced radial velocity signals from the genuine Doppler reflex motions induced by the three transiting planets using a novel technique, which implements a skew-normal fit to a proxy of the average stellar line profile. I also detrended the radial velocity time series using the “break-point” method applied to ancillary activity indicators and performed a transit-RV joint analysis to derive the system fundamental parameters employing the Markov Chain Monte Carlo code MCMCI. As the two outer planets exhibit transit timing variations (TTVs), I also conducted a dynamical analysis using the Fortran computer program TRAnsits and Dynamics of Exoplanetary Systems (TRADES). For the first time, I measured with relatively good precision (≤ 25%) the RV semi-amplitude variations, and hence the masses, of the three transiting planets (Mb = 6.4 ± 1.6 M⊕, Mc = 9.5 ± 2.1 M⊕, and Md = 6.5+1.7 −1.3 M⊕), and derived with high precision (<5 %) their radii (Rb = 2.73+0.14 −0.11 R⊕, Rc = 4.22 ± 0.12 R⊕, and Rd = 3.17 ± 0.14 R⊕). I found that the planets TOI-282 b, c, and d have densities of ρb = 1.72+0.56 −0.47 g cm−3, ρc = 0.70 ± +0.17 g cm−3, and ρd = 1.12+0.33 −0.27 g cm−3, respectively. By comparing their positions on a mass-radius diagram with theoretical internal structure models, I found that TOI-282 b may have a water-rich core and an envelope made of molecular hydrogen, whereas TOI-282 d could be a bare rocky planet or have a water-rich core surrounded by a molecular hydrogen-rich atmosphere. According to their masses and sizes, TOI-282 b and d are sub-Neptune or Super-Earth planets, while TOI-282 c is a Neptune-size exoplanet.

Per comprendere la formazione e l'evoluzione degli esopianeti e indagare sulla loro potenziale abitabilità, è necessario determinare parametri planetari precisi e accurati. Un parametro fondamentale per studiare la natura dei pianeti oltre il sistema solare è il raggio, che può essere determinato misurando la frazione di luce occultata da un pianeta mentre passa davanti alla sua stella ospite (metodo del transito). La seconda quantità fondamentale, la massa, può essere determinata osservando l'oscillazione della stella attorno al centro di massa del sistema, causata dall'interazione gravitazionale dei pianeti in orbita, che si manifesta come una variazione periodica della velocità della stella lungo la linea di vista (metodo della velocità radiale). La densità media del pianeta, derivata dalla massa e dal raggio, permette di distinguere tra vari tipi di pianeti e di studiarne la struttura interna e la composizione, fornendo preziose informazioni sulla loro formazione ed evoluzione. Tuttavia, la rilevazione Doppler e la determinazione della massa di piccoli e leggeri esopianeti (Mp < 20 M⊕) è fortemente ostacolata dall'attività magnetica della stella ospite. La variabilità della velocità radiale che deriva da macchie, plages e faculae, insieme alla rotazione stellare, può facilmente simulare o nascondere i segnali Doppler di esopianeti con massa terrestre. Nel corso del mio lavoro di tesi magistrale, mi sono concentrato sulla caratterizzazione del sistema planetario in orbita attorno alla brillante main sequence star TOI-282 (V = 9,42), di tipo spettrale F8/G0, che recentemente è stata scoperta ospitare tre piccoli pianeti (Rp < 4,3 R⊕) transitanti a lungo periodo (23, 56 e 84 giorni). Ho combinato la fotometria spaziale della missione TESS della NASA – che copre un intervallo di 5 anni tra il 2018 e il 2023 e comprende 54 transiti – con 81 misurazioni di velocità radiale ad alta precisione, raccolte con gli spettrografi HARPS e ESPRESSO dal Dipartimento di Fisica dell'Università di Torino e dall'Osservatorio Europeo Australe (PI: D. Gandolfi e F. Rodler). Ho separato i segnali di velocità radiale indotti dall'attività stellare dai veri segnali Doppler indotti dai tre pianeti in transito utilizzando una nuova tecnica che implementa un fit skew-normal sull'indicatore del profilo medio delle linee spettrali stellari. Ho anche de-trendato le serie temporali di velocità radiale utilizzando il metodo del “break-point” applicato ad indicatori di attività ausiliari e ho eseguito un'analisi congiunta di transiti e velocità radiale per derivare i parametri fondamentali del sistema, impiegando il codice Markov Chain Monte Carlo (MCMCI). Poiché i due pianeti più esterni presentano variazioni dei tempi di transito (TTVs), ho anche condotto un'analisi dinamica utilizzando il programma informatico in Fortran TRAnsits and Dynamics of Exoplanetary Systems (TRADES). Per la prima volta, ho misurato con una precisione relativamente buona (≤ 25%) le variazioni dell'semi-ampiezza delle velocità radiali e, quindi, le masse dei tre pianeti in transito (Mb = 6,4 ± 1,6 M⊕, Mc = 9,5 ± 2,1 M⊕ e Md = 6,5+1,7 −1,3 M⊕), e ho derivato con alta precisione (<5%) i loro raggi (Rb = 2,73+0,14 −0,11 R⊕, Rc = 4,22 ± 0,12 R⊕ e Rd = 3,17 ± 0,14 R⊕). Ho trovato che i pianeti TOI-282 b, c e d hanno densità di, rispettivamente, ρb = 1,72+0,56 −0,47 g cm−3, ρc = 0,70 ± 0,17 g cm−3 e ρd = 1,12+0,33 −0,27 g cm−3. Confrontando le loro posizioni su un diagramma massa-raggio con i modelli teorici di struttura interna, ho scoperto che TOI-282 b potrebbe avere un nucleo ricco d'acqua e un'atmosfera ricca di idrogeno molecolare, mentre TOI-282 d potrebbe essere un pianeta roccioso o avere un nucleo ricco d'acqua circondato da un'atmosfera ricca di idrogeno molecolare. In base alle loro masse e dimensioni, TOI-282b e d sono pianeti sub-Nettuniani o Super-Terre, mentre TOI-282c è un Nettuniano.