Uno de los principales objetivos de la investigación exoplanetaria consiste en comprender cómo se forman y evolucionan los sistemas planetarios. El descubrimiento de 51 Peg b en 1995, un planeta similar a Júpiter pero con una órbita siete veces más pequeña que la de Mercurio, cambió el paradigma histórico, hasta entonces fundamentado en el Sistema Solar. Las teorías de formación planetaria indican que los planetas gigantes como 51 Peg b solo pueden formarse en las regiones mas externas de los sistemas planetarios. Sin embargo, todavía quedan muchas dudas sobre como algunos de estos planetas migraron hasta sus órbitas cercanas actuales. Los planetas pequeños, por el contrario, pudieron haberse formado mas cerca de sus estrellas, pero estos también plantean un desafío importante: la existencia de una gran incertidumbre en sus composiciones y estructuras internas. De este modo, el camino hacia una comprensión profunda de como se forman y evolucionan los planetas pasa inequívocamente por el estudio de los mecanismos de migración de los planetas gigantes y de las estructuras internas de los planetas pequeños, dos cuestiones relevantes para las que aun carecemos de una respuesta definitiva.
Esta tesis constituye un esfuerzo observacional para avanzar en nuestra comprensión de la formación y evolución planetaria en diferentes regímenes. Para ello, explotamos los datos de Kepler/K2 y TESS en combinación con observaciones desde tierra, sirviendo como preparación para la misión PLATO. Este trabajo se desarrollo en el contexto del proyecto K2-OjOS, una colaboración pro-am en la que 10 astrónomos amateurs inspeccionaron 20427 curvas de luz de la campaña 18 de K2 (C18) para buscar señales de tipo transito. Realizamos un análisis completo de validación estadística para 42 de las señales encontradas, lo cual implico diferentes tareas tales como caracterizar las estrellas anfitrionas a través de datos fotométricos y espectroscópicos de archivo, modelar los tránsitos de K2 a través de toda la fotometría disponible, estudiar la presencia de estrellas contaminantes y, en ´ ultima instancia, estimar las probabilidades de que los candidatos sean falsos positivos. Esta tesis también se llevo a cabo en el contexto de las colaboraciones HARPS-NOMADS y ESPRESSO, las cuales se centran en la exploración del ‘desierto’ neptuniano −las orbitas cercanas donde apenas se encuentran planetas gigantes con tamaños entre Neptuno y Júpiter− y de la población de tierras/supertierras, respectivamente. El trabajo en estas colaboraciones implico diferentes tareas como caracterizar las propiedades de las estrellas anfitrionas y las señales de actividad inducidas por la rotación, realizar análisis 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 mas información sobre los posibles mecanismos de formación y evolución que dieron lugar a los sistemas estudiados.
Este trabajo desemboco en el descubrimiento y validación estadística de cuatro planetas (K2 355 b, K2 356 b, K2-357 b y K2-358 b), la confirmación y caracterización precisa de otros dos planetas (TOI-244 b y TOI-5005 b), la detección de 14 nuevos candidatos a planetas y la revisión de las propiedades (incluyendo mejoras en las efemerides de los tránsitos) 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 esta por debajo del que se esperaría para una composición 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 ingles). También medimos la masa y confirmamos el transito del superneptuno TOI-5005 b. En este sistema, encontramos variabilidad fotométrica que coincide con el perıodo orbital planetario, lo que sugiere la existencia de interacciones magnéticas estrella-planeta (MSPI, por sus siglas en ingles). También detectamos señales sincronizadas similares en el sistema excéntrico HD 118203, las cuales aparecen y desaparecen de una ´ orbita a otra, en concordancia con la conocida naturaleza ‘on/off’ de las MSPIs. También encontramos variaciones significativas en el tiempo de transito en la estrella brillante K2-184 y detectamos un nuevo transito solitario en K2-274, lo que sugiere la presencia de compañeros de largo per´ ıodo. Además, desvalidamos el planeta K2-120 b, ya que no es posible identificar el origen de la señal 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 mayoría de estrellas en nuestra muestra son enanas M) y que las LDSE de menor densidad tienden a recibir flujos de insolación bajos (típicamente S < 10 S⊕), lo que proporciona indicios sobre sus composiciones. También identificamos una sobredensidad de planetas neptunianos en orbitas correspondientes a per´ ıodos entre ≃3.2 y ≃5.7 días, a la que nos referimos como la ‘cordillera’ neptuniana. Además, 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 demografía de exoplanetas. Hemos presentado nuevos planetas y candidatos de interés para observaciones futuras, así como caracterizaciones en profundidad de sistemas en nichos poco explorados. Además, el estudio de las LDSEs y Neptunos calientes a nivel poblacional nos ha permitido llegar a diferentes conclusiones sobre su naturaleza y evolución. Por un lado, basándonos en las correlaciones encontradas y en el he cho de que los discos protoplanetarios pobres en hierro tienden a ser ricos en agua, proponemos que las LDSEs podrían explicarse a través de la existencia de grandes reservas de agua preservadas en las estructuras planetarias (presumiblemente en las atmosferas) gracias a las condiciones favorables de baja irradiación. Por otra parte, basándonos en una evidencia tentativa de que los planetas en la ‘cordillera’ neptuniana son mas excéntricos y tienen orbitas mas desalineadas que los planetas en la ‘sabana’, pro ponemos que ciertos procesos de migración de alta excentricidad podrían estar poblando preferentemente la ‘cordillera’. Independientemente de estas constricciones, la ‘cordillera’, coincidiendo con el rango orbital de la acumulación de Jupiters calientes (una sobredensidad similar en la población de planetas Jovianos), sugiere un camino común en la evolución de los planetas gigantes mas cercanos, desde tamaños de Neptuno a Júpiter. Por su parte, la correlación con el flujo de insolación de las LDSE sugiere que la gran mayoría de elementos volátiles en estos planetas esta directamente expuesta a (o al menos, influenciada por) la irradiación recibida de sus estrellas anfitrionas. Se necesitan mas observaciones para averiguar que mecanismos llevan a los planetas neptunianos preferentemente a la ‘cordillera’ y a otras órbitas cercanas, así como cuales son los principales elementos volátiles que disminuyen las densidades de las LDSE. Resolver estas cuestiones contribuirá en gran medida a completar el puzle de la evolución de los sistemas planetarios. La próxima misión espacial de fotometría, PLATO, con su amplio campo de visión y su enfoque en planetas peque˜ nos y de largo per´ ıodo, será clave para responder estas preguntas.
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 evo- lution 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 characterizing 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 characterizing 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 contextualize 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 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 synchronized 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 de-validate the planet K2-120 b, as the origin of the signal 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 characterizations 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 a tentative evidence that planets in the ‘ridge’ are more eccentric and have more misaligned orbits respect to 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 complete 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.
