Exoplanet exploration in the context of the PLATO mission: from detection to population studies

• Autores: Amadeo Castro González
• Directores de la Tesis: Jorge Lillo Box (dir. tes.) , David Barrado Navascués (dir. tes.) , Nicolás Cardiel López (tut. tes.)
• Lectura: En la Universidad Complutense de Madrid ( España ) en 2025
• Idioma: inglés
• Títulos paralelos:
  • Exploración de exoplanetas en el contexto de la misión PLATO: de la detección al estudio de poblaciones
• Tribunal Calificador de la Tesis: David Montes Gutiérrez (presid.) , Miriam Cortés Contreras (secret.) , Ilaria Carleo (voc.) , Nuno Cardoso Santos (voc.) , Mario Damasso (voc.)
• Programa de doctorado: Programa de Doctorado en Astrofísica por la Universidad Complutense de Madrid
• Menciones:
  • Internacional
• Calificación: Sobresaliente
• Enlaces
  • Tesis en acceso abierto en: Docta Complutense
• Resumen
  • español

    Uno de los principales objetivos de la investigaci´on exoplanetaria consiste en comprender c´omo se forman y evolucionan los sistemas planetarios. El descubrimiento de 51 Peg b en 1995, un planeta similar a J´upiter pero con una ´orbita siete veces m´as peque˜na que la de Mercurio, cambi´o el paradigma hist´orico, hasta entonces fundamentado en el Sistema Solar. Las teor´ıas de formaci´on planetaria indican que los planetas gigantes como 51 Peg b solo pueden formarse en las regiones m´as externas de los sistemas planetarios. Sin embargo, todav´ıa quedan muchas dudas sobre c´omo algunos de estos planetas migraron hasta sus ´orbitas cercanas actuales. Los planetas peque˜nos, por el contrario, pudieron haberse formado m´as cerca de sus estrellas, pero estos tambi´en plantean un desaf´ıo importante: la existencia de una gran incertidumbre en sus composiciones y estructuras internas. De este modo, el camino hacia una comprensi ´on profunda de c´omo se forman y evolucionan los planetas pasa inequ´ıvocamente por el estudio de los mecanismos de migraci´on de los planetas gigantes y de las estructuras internas de los planetas peque˜nos, dos cuestiones relevantes para las que a´un carecemos de una respuesta definitiva.

    Esta tesis constituye un esfuerzo observacional para avanzar en nuestra comprensi´on de la formaci´on y evoluci´on planetaria en diferentes reg´ımenes. Para ello, explotamos los datos de Kepler/K2 y TESS en combinaci´on con observaciones desde tierra, sirviendo como preparaci´on para la misi´on PLATO.

    Este trabajo se desarroll´o en el contexto del proyecto K2-OjOS, una colaboraci´on pro-am en la que 10 astr´onomos amateurs inspeccionaron 20 427 curvas de luz de la campa˜na 18 de K2 (C18) para buscar se˜nales de tipo tr´ansito. Realizamos un an´alisis completo de validaci´on estad´ıstica para 42 de las se˜nales encontradas, lo cual implic´o diferentes tareas tales como caracterizar las estrellas anfitrionas a trav´es de datos fotom´etricos y espectrosc´opicos de archivo, modelar los tr´ansitos de K2 a trav´es de toda la fotometr´ıa disponible, estudiar la presencia de estrellas contaminantes y, en ´ultima instancia, estimar las probabilidades de que los candidatos sean falsos positivos. Esta tesis tambi´en se llev´o a cabo en el contexto de las colaboraciones HARPS-NOMADS y ESPRESSO, las cuales se centran en la exploraci´on del ‘desierto’ neptuniano −las ´orbitas cercanas donde apenas se encuentran planetas gigantes con tama˜nos entre Neptuno y J´upiter− y de la poblaci´on de tierras/supertierras, respectivamente. El trabajo en estas colaboraciones implic´o diferentes tareas como caracterizar las propiedades de las estrellas anfitrionas y las se˜nales de actividad inducidas por la rotaci´on, realizar an´alisis comparativos, y usar los mejores modelos para inferir las propiedades de los sistemas. Los resultados obtenidos nos condujeron a realizar estudios poblacionales que nos permitieron contextualizar mejor nuestros hallazgos y obtener m´as informaci´on sobre los posibles mecanismos de formaci´on y evoluci´on que dieron lugar a los sistemas estudiados.

    Este trabajo desemboc´o en el descubrimiento y validaci´on estad´ıstica de cuatro planetas (K2-355 b, K2- 356 b, K2-357 b y K2-358 b), la confirmaci´on y caracterizaci´on precisa de otros dos planetas (TOI-244 b y TOI-5005 b), la detecci´on de 14 nuevos candidatos a planetas y la revisi´on de las propiedades (incluyendo mejoras en las efem´erides de los tr´ansitos) de 25 planetas previamente detectados. Entre ellos, determinamos que TOI-244 b es una supertierra con una densidad de ρ = 4.2 ± 1.1 g · cm−3. Este valor est´a por debajo del que se esperar´ıa para una composici´on similar a la de la Tierra para un planeta con su masa, por lo que nos referimos a TOI-244 b como una supertierra de baja densidad (LDSE, por sus siglas en ingl´es). Tambi´en medimos la masa y confirmamos el tr´ansito del superneptuno TOI-5005 b. En este sistema, encontramos variabilidad fotom´etrica que coincide con el per´ıodo orbital planetario, lo que sugiere la existencia de interacciones magn´eticas estrella-planeta (MSPI, por sus siglas en ingl´es). Tambi´en detectamos se˜nales sincronizadas similares en el sistema exc´entrico HD 118203, las cuales aparecen y desaparecen de una ´orbita a otra, en concordancia con la conocida naturaleza ‘on/off’ de las MSPIs.

    Tambi´en encontramos variaciones significativas en el tiempo de tr´ansito en la estrella brillante K2-184 y detectamos un nuevo tr´ansito solitario en K2-274, lo que sugiere la presencia de compa˜neros de largo per´ıodo. Adem´as, desvalidamos el planeta K2-120 b, ya que no es posible identificar el origen de la se˜nal detectada. A nivel poblacional, encontramos que las LDSE tienden a orbitar estrellas con metalicidades subsolares (aunque esta tendencia debe tomarse con cuidado ya que la mayor´ıa de estrellas en nuestra muestra son enanas M) y que las LDSE de menor densidad tienden a recibir flujos de insolaci´on bajos (t´ıpicamente S < 10 S⊕), lo que proporciona indicios sobre sus composiciones. Tambi´en identificamos una sobredensidad de planetas neptunianos en ´orbitas correspondientes a per´ıodos entre ≃3.2 y ≃5.7 d´ıas, a la que nos referimos como la ‘cordillera’ neptuniana. Adem´as, encontramos que los planetas en esta ‘cordillera’ tienden a tener densidades mayores que los planetas a distancias orbitales mayores −dentro de la llamada ‘sabana’ neptuniana−, lo que sugiere la existencia de procesos evolutivos particulares poblando estas regiones.

    Los resultados obtenidos en esta tesis nos han permitido aumentar y entender mejor la demograf´ıa de exoplanetas. Hemos presentado nuevos planetas y candidatos de inter´es para observaciones futuras, as´ı como caracterizaciones en profundidad de sistemas en nichos poco explorados. Adem´as, el estudio de las LDSEs y Neptunos calientes a nivel poblacional nos ha permitido llegar a diferentes conclusiones sobre su naturaleza y evoluci´on. Por un lado, bas´andonos en las correlaciones encontradas y en el hecho de que los discos protoplanetarios pobres en hierro tienden a ser ricos en agua, proponemos que las LDSEs podr´ıan explicarse a trav´es de la existencia de grandes reservas de agua preservadas en las estructuras planetarias (presumiblemente en las atm´osferas) gracias a las condiciones favorables de baja irradiaci´on. Por otra parte, bas´andonos en una evidencia tentativa de que los planetas en la ‘cordillera’ neptuniana son m´as exc´entricos y tienen ´orbitas m´as desalineadas que los planetas en la ‘sabana’, proponemos que ciertos procesos de migraci´on de alta excentricidad podr´ıan estar poblando preferentemente la ‘cordillera’. Independientemente de estas constricciones, la ‘cordillera’, coincidiendo con el rango orbital de la acumulaci´on de J´upiters calientes (una sobredensidad similar en la poblaci´on de planetas Jovianos), sugiere un camino com´un en la evoluci´on de los planetas gigantes m´as cercanos, desde tama˜nos de Neptuno a J´upiter. Por su parte, la correlaci´on con el flujo de insolaci´on de las LDSE sugiere que la gran mayor´ıa de elementos vol´atiles en estos planetas est´a directamente expuesta a (o al menos, influenciada por) la irradiaci´on recibida de sus estrellas anfitrionas. Se necesitan m´as observaciones para averiguar qu´e mecanismos llevan a los planetas neptunianos preferentemente a la ‘cordillera’ y a otras ´orbitas cercanas, as´ı como cu´ales son los principales elementos vol´atiles que disminuyen las densidades de las LDSE. Resolver estas cuestiones contribuir´a en gran medida a completar el puzle de la evoluci´on de los sistemas planetarios. La pr´oxima misi´on espacial de fotometr´ıa, PLATO, con su amplio campo de visi´on y su enfoque en planetas peque˜nos y de largo per´ıodo, ser´a clave para responder estas preguntas.

  • English

    Understanding how planetary systems form and evolve is one of the main goals of exoplanet research. The discovery of 51 Peg b in 1995, a Jupiter-mass planet with an orbit seven times shorter than Mercury’s, changed our long-standing paradigm based on the Solar System. Formation theories show that giant planets such as 51 Peg b can only form in the outer regions of planetary systems. However, many doubts remain about how a fraction of these planets migrated towards their present-day close-in orbits. Small planets, in contrast, could have been formed closer to their stars, but still pose an important challenge: the existence of large degeneracies in their possible internal structures. Therefore, the path towards a deep understanding of how planets form and evolve unequivocally passes through the study of the migration mechanisms of giant planets and the internal structures of small planets, two relevant topics for which we still lack a definitive picture.

    This thesis constitutes an observational effort to advance our understanding of planet formation and evolution across different regimes. To do so, we exploited Kepler/K2 and TESS data in combination with ground-based follow-up observations, serving as a preparation for the PLATO mission. This work was carried out in the context of the K2-OjOS project, a pro-am collaboration where 10 amateur astronomers inspected 20 427 light curves of K2 campaign 18 (C18) to search for transit-like signals. We here carried out a complete statistical validation analysis for 42 signals found, which involved different tasks such as characterising the planet candidate hosts through archival photometric and spectroscopic data, modelling the K2 transits through all available photometry, studying the presence of contaminant stars, and ultimately obtaining reliable false positive probabilities. This work was also carried out in the context of the HARPS-NOMADS and ESPRESSO collaborations, which focus on exploring the Neptunian ‘desert’ −the closer-in orbits where giant planets with sizes between Neptune and Jupiter are rarely found− and the Earth/super-Earth population, respectively. The work in these collaborations involved different tasks such as characterising the host star’s properties and rotation-induced activity signals, performing model comparison analyses, and using the best models to infer the properties of the systems. The results led us to embark on different population studies that allowed us to contextualise our findings better and gain further insight into the possible formation and evolution mechanisms behind our studied systems.

    This endeavour led to the discovery and statistical validation of four planets (K2-355 b, K2-356 b, K2- 357 b, and K2-358 b), the confirmation and precise characterization of two other planets (TOI-244 b and TOI-5005 b), the detection of 14 new planet candidates, and the revision of the properties (including ephemeris improvements) of 25 previously reported planets. Among them, we find TOI-244 b to be a super-Earth with a density of ρ = 4.2 ± 1.1 g · cm−3. This value is below what would be expected for an Earth-like composition for a planet of its mass, and we thus refer to TOI-244 b as a low-density super-Earth (LDSE). We also measure the mass and confirm the transiting super-Neptune TOI-5005 b.

    In this system, we find photometric variability that matches the planetary orbital period, suggesting the existence of magnetic star-planet interactions (MSPIs). We also detect similar synchronised signals in the eccentric HD 118203 system, which appear and disappear across different orbits, in agreement with the well-known ‘on/off’ nature of MSPIs. We find significant transit timing variations in the bright star K2-184 and detect a new single transit in K2-274, suggesting the presence of long-period companions.

    We also devalidate the planet K2-120 b, as the signal’s origin cannot be identified. At a population level, we find that LDSEs tend to be hosted by stars with subsolar metallicities (although this trend has to be taken with care since most hosts in our sample are M-dwarfs) and that the lowest dense LDSEs tend to receive low insolation fluxes (i.e. S < 10 S⊕), which may hint at their composition. We also identify an over-density of Neptunian planets in orbits corresponding to periods between ≃3.2 and ≃5.7 days, which we refer to as the Neptunian ‘ridge’. Additionally, we find that planets in this ‘ridge’ tend to have larger densities than planets at larger orbital distances −within the so-called Neptunian ‘savanna’− suggesting the existence of particular processes populating these regions.

    The results obtained in this thesis allowed us to increase and better understand the exoplanet demographics.

    We presented new planets and candidates of interest for follow-up observations, as well as in-depth characterisations of systems in poorly-explored niches. In addition, the study of LDSEs and hot Neptunes at a population level allowed us to reach different conclusions on their nature and evolution. On the one hand, based on the fact that iron-poor protoplanetary disks tend to be water-rich, we propose that LDSEs could be explained through the existence of large reservoirs of water preserved in the planetary structures (presumably in the atmospheres), thanks to the favourable low-irradiation conditions. On the other hand, based on tentative evidence that planets in the ‘ridge’ are more eccentric and have more misaligned orbits with the orbital plane than planets in the ‘savanna’, we propose that high-eccentricity tidal migration processes could be preferentially populating the ‘ridge’. Regardless of these additional constraints, the ‘ridge’, coinciding with the orbital range of the hot Jupiter pileup (a similar over-density within the hot Jupiter population), suggests a common path in the evolution of the closest giant planets, from Neptune to Jupiter sizes. On its side, the low-insolation trend of LDSEs suggests that the largest fraction of volatile elements in these planets is directly exposed to (or at least, influenced by) the received irradiation from their host stars. More observations are needed to unveil which mechanisms bring Neptunian planets preferentially to the ‘ridge’ and other close-in orbits, and which are the main volatiles decreasing the densities of LDSEs. Solving these two problems will greatly contribute to completing the full picture of the evolution of planetary systems. The upcoming PLATO mission, with its large field of view and focus on small and long-period planets, will be key to answering these questions.