83 research outputs found
Unbiased characterization of exoatmospheres using transmission spectroscopy
No full textTesis para optar al grado de Magíster en Ciencias, Mención AstronomíaHasta el momento, la técnica más exitosa para caracterizar atmósferas de planetas ha sido la espectroscopía de tránsito, tanto en variedad de sustancias químicas detectadas como en el número de exoatmósferas encontradas. Este método aprovecha el hecho de que las sustancias químicas que están presentes en la atmósfera de un exoplaneta absorben luz de manera diferenciada como función de la longitud de onda. Este trabajo se basa en los métodos de Astudillo-Defru y Rojo [\citeyear{adr2013}] para desarrollar un algoritmo de búsqueda ciega que explora cada transición atómica en espectros de tránsitos, para encontrar absorción relativa. El algoritmo fue aplicado para analizar datos de archivo de HDS en Subaru, HiRes en Keck, UVES en VLT y HARPS en La Silla, en cuatro objetos, cubriendo un rango de longitud de onda que va desde los ~5000 Å a los ~7000 Å. Reportamos una detección tentativa de Mn I en HD 209458b, con algunos candidatos prometedores de detección que destacamos para la futura búsqueda de especies químicas.So far, the most successful technique to characterize atmospheres of exoplanets has been transit spectroscopy, both in terms of the variety of species detected and the number of exoatmospheres proved. This method uses the fact that the chemical species that are present in an exoplanet atmosphere absorb light differently as a function of wavelength. We build on the Astudillo-Defru and Rojo [2013] method to perform a blind-search algorithm that looks for relative absorption at every qualified atomic transition in spectral transit data. We applied this algorithm to analyze archival data of HDS@Subaru, HiRes@Keck, UVES@VLT and HARPS@LaSilla on four targets covering the wavelength range from ~5000 Å to ~7000 Å. We report a tentative detection of Mn I in HD 209458b, with some promising candidates of detection that we highlight for future searches for species
Stellar Activity or a Planet? Revisiting dubious Radial Velocity signals in the M-dwarf system GJ581
No full textTesis presentada para optar al grado de Magíster en Astronomía.Las estrellas enanas M, las más abundantes en el universo, son candidatas ideales para albergar planetas potencialmente habitables. GJ581, una estrella M3V, alberga un sistema multiplanetario que ha sido ampliamente estudiado. Con un periodo de rotación estelar reportado de 132 días, se han confirmado tres planetas: GJ581b, GJ581c y GJ581e. Otras señales periódicas atribuidas a GJ581d y GJ581g, con periodos orbitales reportados de 66.8 y 36.5 días, respectivamente, han generado debate ya que sus periodos están cerca de los armónicos del periodo de rotación estelar, lo que genera dudas sobre el origen de las señales de velocidad radial (RV). Algunos investigadores argumentan que estas señales son resultado de la actividad estelar, mientras que otros sugieren orígenes planetarios, con uno posiblemente en la zona habitable. Esta tesis tiene como objetivo investigar las señales periódicas atribuidas a GJ581d y GJ581g para determinar su verdadero origen. Utilizando datos de los instrumentos HARPS, HIRES y CARMENES, analizamos las RV junto con los índices de actividad estelar (Hα, Na I D y S-index) mediante modelos simultáneos con órbitas Keplerianas para las RV y regresión de Procesos Gaussianos (GP) para los índices de actividad. Derivamos el periodo de rotación modelando Hα con un GP, obteniendo 132.79+3.21 −2.60 días. Nuestro mejor modelo es un 3-Kepleriana + GP con un valor de ∆ BIC de 174.95 sobre el modelo 4-Kepleriana + GP, indicando tres planetas: GJ581b (Porb : 5.368 [d]), GJ581c (Porb : 12.918 [d], and GJ581e (Porb : 3.148 [d]). La semiamplitud de la tercera Kepleriana (1.78 m/s) es significativamente menor que las otras, lo que complica el modelado de señales más allá de tres Keplerianas debido a las limitaciones de precisión de las RV. Para la señal atribuida a GJ581g, identificamos una señal periódica de 33.08 días, cercana al valor de la literatura pero mejor explicada como un armónico del periodo de rotación estelar. Nuestros hallazgos destacan la importancia de tener en cuenta la actividad estelar al buscar señales planetarias, además de demostrar la efectividad del modelado simultáneo de RV y trazadores de actividad en la diferenciación de señales planetarias del ruido estelar. Observaciones futuras con espectrógrafos más precisos, como ESPRESSO, podrían proporcionar mayor claridad, pero actualmente, nuestros modelos favorecen la presencia de tres planetas en GJ581.M-dwarf stars, the most abundant in the universe, are ideal candidates for hosting potentially habitable planets. GJ581, an M3V star, hosts a multi-planetary system and has been extensively studied. However, controversy remains regarding the number of planets it harbors. With a reported stellar rotation period of 132 days, three planets—GJ581b, GJ581c, and GJ581e—have been confirmed. Additional periodic signals attributed to GJ581d and GJ581g, with reported orbital periods of 66.8 and 36.5 days, respectively, have sparked debate. These periods are close to the harmonics of the stellar rotation period, raising doubts about the origin of radial velocity (RV) signals. Some researchers argue these signals result from stellar activity, while others suggest planetary origins, with one possibly in the habitable zone. This thesis aims to investigate the dubious periodic signals attributed to GJ581d and GJ581g to determine their true origin. Using data from the HARPS, HIRES, and CARMENES instruments, we analyzed RV alongside spectroscopic activity indices (Hα, Na I D, and S-index) using simultaneous modeling with Keplerian orbits for RVs and Gaussian Process (GP) regression for activity indices. We derived the stellar rotation period using GP regression with a Quasi-Periodic kernel on the Hα index, yielding 132.79+3.21 −2.60 days. Our best-fit model is a 3 Keplerian + GP with a ∆ BIC value of 174.95 over the 4-Keplerian + GP model, indicating three planets: GJ581b (Porb : 5.368 [d]), GJ581c (Porb : 12.918 [d], and GJ581e (Porb : 3.148 [d]). The semi-amplitude of the third Keplerian (1.78 m/s) is significantly lower than the others, complicating the modeling of signals beyond three Keplerians due to RV precision limitations. For the signal attributed to GJ581g, we identified a 33.08-day periodic signal, close to the literature value but better explained as a harmonic of the stellar rotation period. Our findings highlight the importance of accounting for stellar activity when searching for planetary signals, as it can induce apparent RV variations mimicking planetary signals. This work demonstrates the effectiveness of simultaneous RV and activity tracer modeling in distinguishing planetary signals from stellar noise. Future observations with more precise spectrographs, such as ESPRESSO, may provide further clarity, but currently, our models favor the presence of three planets in the GJ581 system.ANID, Fondecyt Regular 1190621ANID, ANID BASAL project FB210003Facultad de Ciencias Físicas y MatemáticasDepartamento de AstronomíaConcepció
Search for Earth-like planets in the habitable zone of M-dwarfs
No full textDepuis la première détection d'une planète extrasolaire autour d'une étoile de type solaire par Mayor et Queloz (1995), plus de 1500 planètes ont été découverts. Actuellement il existe un énorme intérêt à découvrir et caractériser des planètes semblables à la Terre, en particulier celles situées dans la zone habitable de leur étoile hôte (définie comme la distance à l'étoile hôte où la température de la planète permet l'existence d'eau liquide à la surface). La détection de planètes de type terrestre, et la recherche de biomarqueurs dans leurs atmosphères sont parmi les principaux objectifs de l'astronomie du vingt et unième siècle. La méthode des vitesses radiales (VR), consistant à mesurer le mouvement réflexe de l'étoile induit par des planètes en orbite, est une remarquable technique pour atteindre cet objectif.Pour atteindre les précisions nécessaire à la detection de telles planètes il est absolument nécessaire de concevoir des spectrographes extrêmement stables, d'avoir une très bonne compréhension de l'activité stellaire (qui peut mimer l'effet d'une planète), d'effectuer un traitement soigneux de l'atmosphère terrestre (laquelle inévitablement laisse des empreintes dans les spectres acquis depuis le sol), et de disposer d'une puissante technique pour extraire, à partir des spectres, autant d'information Doppler que possible. La recherche de planètes orbitant autour des étoiles de très faible masse, plutôt qu'autour des étoiles de type solaire, permet d'aborder dès maintenant la détection de planètes de faible masse dans la zone habitable. En effet, en gardant tout les autres paramètres égaux, le mouvement réflexe (et donc l'amplitude de la variation VR) sera plus grande si l'étoile centrale est de très faible masse. De plus les naines M ont une plus faible luminosité que les étoiles de type solaire, il en resulte des périodes orbitales courtes des planètes dans la zone habitable (~50 jours pour les naines M contre ~360 jours pour des étoiles de type solaire), entraînant à nouveau en une plus grande amplitude des VR. Une précision de ~1 m/s en VR permet la détection d'une planète dans la zone habitable d'une naine M, alors que ~0.1 m/s sont nécessaire dans le cas d'une étoile de type solaire.Cette thèse vise à optimiser l'extraction de VR des spectres des naines M à haute résolution acquis avec le spectrographe HARPS (avec une possibilité d'applications futures sur d'autres instruments comme SOPHIE, HARPS-N et le prochain spectrographe infrarouge SPIRou - prochainement mis en service au CFHT). Les effets de l'activité stellaire des naines M seront également analysées, dans le contexte de la technique des VR. Divers traceurs d'activité stellaire sont utilisés pour rejeter des fausses détections ou pour étudier les relations entre l'activité magnétique et la rotation. Dans cette thèse (Chap. 3) je calibre pour la première fois le flux dans les raies H et K du Calcium en fonction de la luminosité bolométrique et je détermine la relation entre cet estimateur R'HK et la période de rotation des naines M. Dans le chapitre 4 je décris l'implémentation d'une méthode d'extraction de VR par une minimisation du Chi-deux entre un template spectral et les spectres observés. Je démontre que cette méthode est plus précise que celle classiquement utilisée. Les raies telluriques qui affectent les mesures VR sont prises en compte dans les procédures d'analyse. Ces méthodes sont testées sur des systèmes avec des candidats planétaires, je discuterais l'analyse de certains de ces systèmes.Since the first detection of an extrasolar planet orbiting a Sun-like star by Mayor and Queloz (1995), more than 1500 have been discovered. Enormous interest is currently focused on finding and characterising Earth-like planets, in particular those located in the habitable zone of their host star (defined as the distance from the host star where the planet temperature allows liquid water to flow on its surface). Both the detection of Earth-like planets, and the search for biomarkers in their atmospheres are among the main objectives of the twenty-first century's astronomy. The method known as radial velocities (RV), that consists in the measure of the star's reflex motion induced by orbiting planets, is a promising technique to achieve that quest.The main difficulties with the RV technique are the needs of an extremely stable spectrograph, a correct understanding of stellar activity (which can mimic the effect of a planet), a careful treatment of our Earth's atmosphere (which inevitable imprints spectra taken from the ground), and the need to dispose of a powerful algorithm to extract as much Doppler information as possible from the recorded spectra. Search for planets orbiting very low-mass stars (M dwarfs) can more easily reach the goal of detecting low-mass planets in the habitable zone of their parent star, compared to solar-type stars. Indeed, everything else being equal, a lower mass of the host star implies a larger reflex motion, and thus a larger RV amplitude. Moreover, the lower luminosity of M dwarfs compared to Sun-like stars, implies shorter orbital periods from planets in the habitable zone (~50 days against ~360 days, for M dwarfs compared to solar-type stars, respectively), resulting again in a larger RV amplitude. A RV precision of ~1 m/s allows a planet detection in the habitable zone of an M dwarf, whereas ~0.1 m/s is required in the case of a solar-type stars.This thesis aims to optimise the RV extraction from HARPS high-resolution spectra (and to open similar analysis on other instruments like SOPHIE, HARPS-N and the upcoming infrared spectrograph SPIRou -- to be commissioned to the 3.6-m CFH-Telescope). The effects of stellar activity will also be analysed, and contextualised in the RV technique. Stellar activity tracers are used to reject false detections or to study the relationships between the stellar magnetic activity and rotation. In this thesis (Chap.ref{chap:mag_activity}) I calibrate for the first time the ratio between the Ca textrm{small II} Htextrm{small &}K chromospheric lines and the bolometric luminosity for M dwarfs. I determine a relationship between the R^prime_{HK}-index and the rotation period of M dwarfs. In chapter~ref{chap:template_matching} I describe my algorithm to extract RVs through a chi^2-minimisation between a stellar template and the observed spectra. I demonstrate the improved accuracy of this method. Telluric spectral lines also affect the measurements of RV and are taken into account in the analysis procedures. I tested these methods on systems with planetary candidates, and for some systems, I took in charge the Keplerian analysis
Recherche de planètes habitables autour de naines M
No full textSince the first detection of an extrasolar planet orbiting a Sun-like star by Mayor and Queloz (1995), more than 1500 have been discovered. Enormous interest is currently focused on finding and characterising Earth-like planets, in particular those located in the habitable zone of their host star (defined as the distance from the host star where the planet temperature allows liquid water to flow on its surface). Both the detection of Earth-like planets, and the search for biomarkers in their atmospheres are among the main objectives of the twenty-first century's astronomy. The method known as radial velocities (RV), that consists in the measure of the star's reflex motion induced by orbiting planets, is a promising technique to achieve that quest.The main difficulties with the RV technique are the needs of an extremely stable spectrograph, a correct understanding of stellar activity (which can mimic the effect of a planet), a careful treatment of our Earth's atmosphere (which inevitable imprints spectra taken from the ground), and the need to dispose of a powerful algorithm to extract as much Doppler information as possible from the recorded spectra. Search for planets orbiting very low-mass stars (M dwarfs) can more easily reach the goal of detecting low-mass planets in the habitable zone of their parent star, compared to solar-type stars. Indeed, everything else being equal, a lower mass of the host star implies a larger reflex motion, and thus a larger RV amplitude. Moreover, the lower luminosity of M dwarfs compared to Sun-like stars, implies shorter orbital periods from planets in the habitable zone (~50 days against ~360 days, for M dwarfs compared to solar-type stars, respectively), resulting again in a larger RV amplitude. A RV precision of ~1 m/s allows a planet detection in the habitable zone of an M dwarf, whereas ~0.1 m/s is required in the case of a solar-type stars.This thesis aims to optimise the RV extraction from HARPS high-resolution spectra (and to open similar analysis on other instruments like SOPHIE, HARPS-N and the upcoming infrared spectrograph SPIRou -- to be commissioned to the 3.6-m CFH-Telescope). The effects of stellar activity will also be analysed, and contextualised in the RV technique. Stellar activity tracers are used to reject false detections or to study the relationships between the stellar magnetic activity and rotation. In this thesis (Chap.ref{chap:mag_activity}) I calibrate for the first time the ratio between the Ca textrm{small II} Htextrm{small &}K chromospheric lines and the bolometric luminosity for M dwarfs. I determine a relationship between the R^prime_{HK}-index and the rotation period of M dwarfs. In chapter~ref{chap:template_matching} I describe my algorithm to extract RVs through a chi^2-minimisation between a stellar template and the observed spectra. I demonstrate the improved accuracy of this method. Telluric spectral lines also affect the measurements of RV and are taken into account in the analysis procedures. I tested these methods on systems with planetary candidates, and for some systems, I took in charge the Keplerian analysis.Depuis la première détection d'une planète extrasolaire autour d'une étoile de type solaire par Mayor et Queloz (1995), plus de 1500 planètes ont été découverts. Actuellement il existe un énorme intérêt à découvrir et caractériser des planètes semblables à la Terre, en particulier celles situées dans la zone habitable de leur étoile hôte (définie comme la distance à l'étoile hôte où la température de la planète permet l'existence d'eau liquide à la surface). La détection de planètes de type terrestre, et la recherche de biomarqueurs dans leurs atmosphères sont parmi les principaux objectifs de l'astronomie du vingt et unième siècle. La méthode des vitesses radiales (VR), consistant à mesurer le mouvement réflexe de l'étoile induit par des planètes en orbite, est une remarquable technique pour atteindre cet objectif.Pour atteindre les précisions nécessaire à la detection de telles planètes il est absolument nécessaire de concevoir des spectrographes extrêmement stables, d'avoir une très bonne compréhension de l'activité stellaire (qui peut mimer l'effet d'une planète), d'effectuer un traitement soigneux de l'atmosphère terrestre (laquelle inévitablement laisse des empreintes dans les spectres acquis depuis le sol), et de disposer d'une puissante technique pour extraire, à partir des spectres, autant d'information Doppler que possible. La recherche de planètes orbitant autour des étoiles de très faible masse, plutôt qu'autour des étoiles de type solaire, permet d'aborder dès maintenant la détection de planètes de faible masse dans la zone habitable. En effet, en gardant tout les autres paramètres égaux, le mouvement réflexe (et donc l'amplitude de la variation VR) sera plus grande si l'étoile centrale est de très faible masse. De plus les naines M ont une plus faible luminosité que les étoiles de type solaire, il en resulte des périodes orbitales courtes des planètes dans la zone habitable (~50 jours pour les naines M contre ~360 jours pour des étoiles de type solaire), entraînant à nouveau en une plus grande amplitude des VR. Une précision de ~1 m/s en VR permet la détection d'une planète dans la zone habitable d'une naine M, alors que ~0.1 m/s sont nécessaire dans le cas d'une étoile de type solaire.Cette thèse vise à optimiser l'extraction de VR des spectres des naines M à haute résolution acquis avec le spectrographe HARPS (avec une possibilité d'applications futures sur d'autres instruments comme SOPHIE, HARPS-N et le prochain spectrographe infrarouge SPIRou - prochainement mis en service au CFHT). Les effets de l'activité stellaire des naines M seront également analysées, dans le contexte de la technique des VR. Divers traceurs d'activité stellaire sont utilisés pour rejeter des fausses détections ou pour étudier les relations entre l'activité magnétique et la rotation. Dans cette thèse (Chap. 3) je calibre pour la première fois le flux dans les raies H et K du Calcium en fonction de la luminosité bolométrique et je détermine la relation entre cet estimateur R'HK et la période de rotation des naines M. Dans le chapitre 4 je décris l'implémentation d'une méthode d'extraction de VR par une minimisation du Chi-deux entre un template spectral et les spectres observés. Je démontre que cette méthode est plus précise que celle classiquement utilisée. Les raies telluriques qui affectent les mesures VR sont prises en compte dans les procédures d'analyse. Ces méthodes sont testées sur des systèmes avec des candidats planétaires, je discuterais l'analyse de certains de ces systèmes
Espectroscopia de transmisión con telescopios terrestres: El caso de HD209458B
No full textTesis para optar al grado de Magíster en Ciencias Mención AstronomíaEste trabajo de investigaci on se enmarca en el t opico de planetas extrasolares y la caracterizaci on de sus
atm osferas. A la fecha, m as de 600 exoplanetas han sido descubiertos mediante distintas t ecnicas, siendo
la de los tr ansitos la de mayor inter es para el prop osito de esta investigaci on.
Durante el tr ansito de un exoplaneta frente a su estrella, en la luz que recibimos del sistema existir an
l neas espectrales debidas a la presencia de una atm osfera opticamente delgada que es atravesada por los
fotones provenientes de la estrella. Para el estudio elegimos el sistema HD209458, donde el tipo espectral
de la estrella es G0V (V=7.65) y el exoplaneta es un hot-Jupiter al que se le ha detectado atm osfera
(Charbonneau et al., 2002; Vidal-Madjar et al., 2003, 2004; Lecavelier Des Etangs et al., 2008; D esert
et al., 2008; Schlawin et al., 2010; Beaulieu et al., 2010). Este objeto es, hasta ahora, el m as analizado
por ser el que mejor oportunidades entrega, en cuanto a contraste, para el an alisis de su atm osfera. El
objetivo de esta tesis es detectar, identi car y caracterizar l neas espectrales debidas a la atm osfera del
exoplaneta usando datos tomados con telescopios terrestres.
La investigaci on se llev o a cabo con datos del archivo p ublico de VLT+UVES (ESO) y Subaru+HDS
(NAOJ). Para poder encontrar l neas espectrales que se deban a la atm osfera de un exoplaneta se us o es-
pectroscopia de transmisi on. Sin embargo, al tratarse de datos adquiridos mediante telescopios terrestres,
existen ciertas l neas producidas por la atm osfera de la Tierra que para este prop osito contaminan el
espectro de transmisi on. Por tanto, el m etodo a seguir tiene que ser capaz de identi car cu ales son las
l neas tel uricas, para as poder removerlas de cada espectro y no confundirlas con nuestras l neas espectrales
de inter es principal. Por ultimo, un an alisis bootstrap se utiliza para dar un respaldo estad stico a
posibles detecciones.
La importancia de este trabajo radica en que usando bases de datos con informaci on de las transiciones
presentes en un determinado rango espectral, se automatiza el rastreo de l neas espectrales
en busca de las evidencias que dejan las atmosferas de exoplanetas, especialmente en un ambiente tan
din amico como lo es este area de la Astronom a. Adem as, es de gran relevancia la aplicaci on de nuevas
t ecnicas para manejar correctamente los efectos que produce nuestra la atm ósfera de la Tierra en el caso
de datos tomados con telescopios terrestres
Aplicaciones de Machine Learning en el campo de variabilidad estelar. Desarrollo de métodos para la identificación de señales planetarias.
No full textTesis presentada para optar al grado de Magíster en Astronomía.La detección y caracterización de planetas extrasolares (exoplanetas) representa
uno de los mayores desafíos en la astrofísica moderna y en el análisis de datos
astronómicos. Espectroscopios como el High Accuracy Radial velocity Planet
Searcher (HARPS) han recolectado observaciones desde el año 2003 y uno de los
resultados más interesantes a aparecido en las estrellas de clase M. En particular,
las enanas M son excelentes candidatos para encontrar planetas rocosos en la
zona habitable. Usando observaciones de velocidad radial telescopio HARPS
para estrellas de clase M con detecciones de exoplanetas confirmadas, hemos
entrenado modelos de aprendizaje de máquinas de dos tipos (Máquinas de Vector
de Soporte y Árboles Aleatorios) con el fin de crear herramientas automatizadas
para detectar la presencia de señales planetarias con un alto grado de confianza.
Hemos entrenado estos modelos con periodogramas de tipo Lomb-Scargle derivados
de las observaciones de velocidad radial, consiguiendo una exactitud del 85 % y un
Recall del 94 % con nuestro mejor modelo, demostrando que se puede utilizar el
aprendizaje de máquinas de manera efectiva para la detección planetaria a partir
de series de velocidad radial.Facultad de Ciencias Físicas y MatemáticasDepartamento de AstronomíaConcepció
Gliese 832c: Stellar Activity or Exoplanet? .
No full textTesis presentada para optar al grado de Magíster en Ciencias con mención en Física.Exoplanets are planets located outside our Solar System. The search of these objects
have grown during the years due to the scientific interest and to the advances on
astronomical instrumentation. There are many methods used to detect exoplanets,
where one of the most efficient is the radial velocity (RV) method. But this technique
accounts false positives as stellar activity can produce RV variation with an amplitude of the same order of the one induced by a planetary companion. In this thesis,
we study Gliese 832, an M dwarf located 4.96 pc away from us. Two planets orbiting
this star were found independently by the RV method: a gas-giant planet in a wide
orbit, and a super Earth or mini-Neptune located within the stellar habitable zone.
However, the orbital period of this latter planet is close to the stellar rotation period,
casting doubts on the planetary origin of this RV signal. This motivated us to perform a rigours analysis on stellar activity in order to determine if this phenomenon is
causing these RV variations. We re-calculated the period of the stellar rotation using
Gaussian process (GP) regression on the S-index activity indicator. This resulted in
a stellar rotation period of 35.76 +0.95
−0.26 days, in agreement with the reported value but
reducing the errors by 89.78%. By performing a 1-planet Keplerian model, the Generalised Lomb Scargle (GLS) periodogram displayed the strongest signal around the
reported planet in a wide orbit (planet b). The periodogram of the residuals showed
a significant (FAP < 1%) signal near 184, while the signal of the inner planet (planet
c) does not reach this level of confidence. By incorporating a GP trained on the
S-index, these signals were absorbed. We subsequently made 2-planets Keplerian
models including the signal of planet b plus the 35 and 184 days signal in different
models, and then added a GP (stellar activity) to each model. By comparing our
different models in a Bayesian framework, the favored model resulted to be 1-planet
plus stellar activity model, updating in this way the orbital solutions of the Gl 832
system. Since the 35 days signal is attributable to stellar rotation, we conclude planet
c is an artifact of stellar activity.Facultad de Ciencias Físicas y MatemáticasDepartamento de FísicaConcepció
A More Precise Mass for GJ 1214 b and the Frequency of Multiplanet Systems Around Mid-M Dwarfs
No full textInternational audienc
GJ 367b: A dense, ultrashort-period sub-Earth planet transiting a nearby red dwarf star
No full textUltrashort-period (USP) exoplanets have orbital periods shorter than 1 day. Precise masses and radii of USP exoplanets could provide constraints on their unknown formation and evolution processes. We report the detection and characterization of the USP planet GJ 367b using high-precision photometry and radial velocity observations. GJ 367b orbits a bright (V-band magnitude of 10.2), nearby, and red (M-type) dwarf star every 7.7 hours. GJ 367b has a radius of 0.718 ± 0.054 Earth-radii and a mass of 0.546 ± 0.078 Earth-masses, making it a sub-Earth planet. The corresponding bulk density is 8.106 ± 2.165 grams per cubic centimeter—close to that of iron. An interior structure model predicts that the planet has an iron core radius fraction of 86 ± 5%, similar to that of Mercury’s interior.Fil: Lam, Kristine W.F.. German Aerospace Center; Alemania. Technishe Universitat Berlin; AlemaniaFil: Csizmadia, Szilárd. German Aerospace Center; AlemaniaFil: Astudillo Defru, Nicola. Universidad Católica de la Santísima Concepción; ChileFil: Bonfils, Xavier. Universite Grenoble Alpes; FranciaFil: Gandolfi, Davide. Università di Torino; ItaliaFil: Padovan, Sebastiano. European Organisation for the Exploitation of Meteorological Satellites; Alemania. German Aerospace Center; AlemaniaFil: Esposito, Massimiliano. Thüringer Landessternwarte Tautenburg; AlemaniaFil: Hellier, Coel. Keele University; Reino UnidoFil: Hirano, Teruyuki. Tokyo Institute Of Technology; JapónFil: Livingston, John. The University Of Tokyo; JapónFil: Murgas, Felipe. Instituto Astrofisico de Canarias; España. Universidad de La Laguna; EspañaFil: Smith, Alexis M.S.. German Aerospace Center; AlemaniaFil: Collins, Karen A.. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics; Estados UnidosFil: Mathur, Savita. Instituto Astrofisico de Canarias; España. Universidad de La Laguna; EspañaFil: Garcia, Rafael A.. Universite Paris-Saclay;Fil: Howell, Steve B.. NASA Ames Research Center; Estados UnidosFil: Santos, Nuno C.. Universidad de Porto; PortugalFil: Dai, Fei. California Institute of Technology; Estados UnidosFil: Ricker, George R.. Massachusetts Institute of Technology; Estados UnidosFil: Vanderspek, Roland. Massachusetts Institute of Technology; Estados UnidosFil: Latham, David W.. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics; Estados UnidosFil: Seager, Sara. Massachusetts Institute of Technology; Estados UnidosFil: Winn, Joshua N.. University of Princeton; Estados UnidosFil: Jenkins, Jon M.. Nasa Ames Research Center; Estados UnidosFil: Albrecht, Simon. University Aarhus; DinamarcaFil: Almenara, Jose M.. Universite Grenoble Alpes; FranciaFil: Artigau, Etienne. Universite Grenoble Alpes; FranciaFil: Barragán, Oscar. University of Oxford; Reino UnidoFil: Bouchy, François. Universidad de Ginebra; SuizaFil: Cabrera, Juan. Universite Grenoble Alpes; FranciaFil: Diaz, Rodrigo Fernando. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Instituto de Ciencias Físicas. - Universidad Nacional de San Martín. Instituto de Ciencias Físicas; Argentin
Optical and Near-infrared Radial Velocity Content of M Dwarfs: Testing Models with Barnard’s Star
No full textInternational audienceHigh-precision radial velocity (RV) measurements have been central in the study of exoplanets during the last two decades, from the early discovery of hot Jupiters, to the recent mass measurements of Earth-sized planets uncovered by transit surveys. While optical RV is now a mature field, there is currently a strong effort to push the technique into the near-infrared domain (chiefly Y, J, H, and K bandpasses) to probe planetary systems around late-type stars. The combined lower mass and luminosity of M dwarfs leads to an increased reflex RV signal for planets in the habitable zone compared to Sun-like stars. The estimates on the detectability of planets rely on various instrumental characteristics but also on a prior knowledge of the stellar spectrum. While the overall properties of M dwarf spectra have been extensively tested against observations, the same is not true for their detailed line profiles, which leads to significant uncertainties when converting a given signal-to-noise ratio to a corresponding RV precision as attainable on a given spectrograph. By combining archival CRIRES and HARPS data with ESPaDOnS data of Barnard’s star, we show that state-of-the-art atmosphere models over-predict the Y- and J-band RV content by more than a factor of ∼2, while under-predicting the H- and K-band content by half
- …
