Discovering and validating exoplanets from TESS using archival radial velocities

Abstract

La exoplanetolog´ıa es a d´ıa de hoy una rama consolidada de la astrof´ısica con m´as de 4 000 exoplanetas descubiertos. Por eso, pr´oximas misiones como CHEOPS se centrar´an en observar planetas ya descubiertos, mejorando el conocimiento que tenemos sobre ellos. Pero por otra parte, hay que determinar cu´ales son los mejores candidatos para futuros estudios, especialmente para el estudio de sus atm´osferas. Aqu´ı es donde entra en juego Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS). TESS es un telescopio espacial que desde abril de 2018 orbita la Tierra y tiene como misi´on observar todo el cielo durante dos a˜nos, distribuido en sectores y cada uno durante 27 d´ıas. Tiene como objetivo detectar planetas alrededor de las estrellas m´as brillantes y cercanas que son las id´oneas para futuras observaciones, ya sean fotom´etricas o espectrosc´opicas, desde tierra o el espacio, para caracterizar en detalle sus propiedades e incluso sus atm´osferas. El m´etodo de detecci´on que utiliza el telescopio espacial TESS es el de tr´ansito. Cuando el planeta pasa enfrente de la estrella, el brillo que se recibe disminuye levemente, produciendo un tr´ansito o eclipse. Cuando se registra la evoluci´on del brillo de la estrella con el tiempo, lo que se denomina curva de luz, permite detectar estos tr´ansitos que se repiten de forma peri´odica. A partir de la curva de luz no solo se puede extraer el periodo de rotaci´on del planeta sino que a trav´es de la profundidad del tr´ansito, y conociendo el radio de la estrella, se puede determinar con gran precisi´on el radio del planeta (Ec. 1). Este m´etodo no permite la determinaci´on de la masa del planeta, para ello se utiliza conjuntamente el m´etodo de velocidades radiales. Este se ´ basa en medir por efecto Doppler el movimiento en la l´ınea de visi´on que produce el planeta sobre la estrella. Las oscilaciones en los valores de velocidad radial (RV) se pueden ajustar a modelos planetarios y as´ı obtener la semi-amplitud K de la se˜nal que permite calcular una cota m´ınima a la masa (Ec. 5). S´olo si se dispone de medidas fotom´etricas, se puede conocer la inclinaci´on de la orbita y as´ı conocer el valor exacto de la masa del planeta. Si se conoce la masa y el radio y por ende su densidad permite saber si es rocoso o gaseoso y aumentar el conocimiento sobre el nuevo planeta. En este trabajo se han combinado los datos fotom´etricos de TESS con medidas de RV de archivo. El paso previo al flujo de trabajo que realic´e en cada sector de TESS fue la recopilaci´on de medidas de velocidades radiales. As´ı, pude crear una base de datos de unas 290 000 observaciones de casi cinco mil estrellas observadas con HARPS, HIRES o HARPS-N, espectr´ografos de alta resoluci´on y estabilidad. Entonces busqu´e en qu´e sectores estas estrellas ser´ıan observadas por TESS y as´ı, para cada sector, conocer cu´ales eran los posibles candidatos a albergar exoplanetas. El flujo de trabajo para analizar cada sector fue el mismo. Unos d´ıas antes de la publicaci´on de los datos fotom´etricos hago un periodograma generalizado de Lomb-Scargle (GLS) de las RV de las estrellas que se observaran. As´ı se ve si hay periodicidades en los datos que puedan ser debidas a un exoplaneta que orbita la estrella. Este an´alisis permite hacer una primera criba de las estrellas que ya tienen planetas descubiertos y donde por tanto no ser´ıa raro encontrar tr´ansitos en sus curvas de luz. Una vez est´an disponibles los datos del sector, obtengo las curvas de luz mediante la herramienta TESScut utilizando el c´odigo de Python tesseract. Estas se analizan con el algoritmo ´ Transit Least Squares (TLS) en busca de tr´ansitos. En unos minutos se pueden revisar visualmente los resultados de todas las estrellas analizadas con TLS para ver si alguna tiene eclipses. El problema es que todo este proceso se aplica de forma generalizada y puede ser que alguna pase inadvertida y no se detecte. Por esto, despu´es de cada sector compruebo la lista de objetos de inter´es de TESS o TOIs. Uno de los equipos de TESS del MIT se encarga de buscar tr´ansitos en todas las estrellas del sector y alerta de las que encuentra que tienen eventos similares a los de tr´ansitos planetarios. Si se da que para alguna de las estrellas que tengo velocidades radiales se encuentran tr´ansitos, entonces realizo un an´alisis m´as en detalle de sus datos utilizando la librer´ıa de Python juliet. juliet permite hacer ajustes de fotometr´ıa, RV o ambos a la vez de modelos planetarios. Adem´as, calcula la evidencia bayesiana del modelo que permite una comparaci´on entre los modelos explorados. En los sectores analizados en este trabajo, que fueron del 17 al 23, TESS encontr´o 356 nuevos candidatos de los cuales s´olo de 3 dispon´ıa de velocidades radiales en los archivos. Los detalles del n´umero de estrellas analizadas se muestran en la Tabla 2. As´ı, los resultados que se presentan en el trabajo son el estudio y caracterizaci´on de los candidatos a planetas TOI 1718, 1827 y 1611. TOI 1718 es una estrella que se observ´o durante el Sector 20 y de la que se alertaron tr´ansitos con un per´ıodo de 5.58 d´ıas y que corresponder´ıan a un planeta con un radio de „4RC. La estrella estaba en la base de datos porque HIRES la observ´o 3 veces, pero la cantidad de medidas es insuficiente para calcular bien el GLS. Busqu´e m´as medidas en otros archivos pero no obtuve resultados ´utilies. Por esto propuse observarla con HARPS-N pero las condiciones meteorol´ogicas adversas lo impidieron. Sin m´as medidas que la fotometr´ıa de TESS no se puede confirmar el descubrimiento de este planeta, aunque por la consistencia de la profundidad de los tr´ansitos y la forma de ´estos no da indicios de que sea un falso positivo. El resultado del an´alisis de la curva de luz con juliet, mostrado en Fig. 3, sugiere la presencia de un planeta alrededor de TOI 1718 con un radio de 4.04`0.09 ´0.07RC. TOI 1827 es una enana roja que se observ´o durante el Sector 23 y se detectaron tr´ansitos cada 1.46 d´ıas correspondientes a un planeta de 1.3RC. En este caso dispongo de 12 medidas de HARPS y 62 de HIRES, cuyo an´alisis no muestra ninguna se˜nal significativa en el GLS. El an´alisis conjunto de RV y fotometr´ıa permite obtener par´ametros fotom´etricos consistentes con los alertados, y con menores errores, pero debido a la precisi´on de las RVs las incertidumbres en la masa del planeta son mayores. El ajuste con juliet confirma la presencia de una super-Tierra de 1.39`0.06 ´0.05RC y 1.2˘0.4MC. Con observaciones no p´ublicas del espectr´ografo CARMENES se ha obtenido de forma independiente un valor para K mayor al l´ımite superior que obtengo. TOI 1611 es el principal resultado de este trabajo. Fue observada durante los Sectores 18, 19 y 20 y se alert´o de un candidato con un periodo de 16.2 d´ıas y un radio de 2.5RC. Originalmente solo dispon´ıa de 6 RV de HIRES pero debido a la colaboraci´on con otro grupo de investigaci´on, que tambi´en report´o su descubrimiento, al final obtuve 67 medidas tomadas con el espectr´ografo SOPHIE. Los GLS de las RVs muestran un pico a 16.2 d´ıas confirmando la presencia del planeta. A parte, presentan varios picos significativos a 27, 32 y 35 d´ıas para los que despu´es de un largo an´alisis no pude determinar con certeza su naturaleza. Los par´ametros del planeta se extrajeron del an´alisis conjunto de las RV y fotometr´ıa con juliet utilizando un modelo de 1 planeta y con procesos gaussianos (GP) para explicar las sistem´aticas en las RVs. As´ı se pudo confirmar y caracterizar el planeta determinando una masa de 19˘4MC y un radio de 2.13`0.09 ´0.07RC. TOI 1611b es un planeta sub-neptuniano rocoso con una composici´on similar al de la Tierra, seg´un se extrae de Fig. 15. Los resultados del an´alisis de este planeta formar´an parte de un art´ıculo cient´ıfico en la revista Astronomy & Astrophysics del que participo como segundo autor.