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We report the discovery and Doppler mass measurement of a 7.4-day 2.3-$R_\oplus$ mini-Neptune around a metal-poor K dwarf BD+29 2654 (TOI-2018). Based on a high-resolution Keck/HIRES spectrum, the Gaia parallax, and multi-wavelength photometry from the ultraviolet to the mid-infrared, we found that the host star has $T_{\text{eff}}=4174^{+34}_{-42}$ K, $\log{g}=4.62^{+0.02}_{-0.03}$, $[\text{Fe/H}]=-0.58\pm0.18$, $M_{\ast}=0.57\pm0.02~M_{\odot}$, and $R_{\ast}=0.62\pm0.01~R_{\odot}$. Precise Doppler measurements with Keck/HIRES revealed a planetary mass of $M_{\text{p}}=9.2\pm2.1~M_{\oplus}$ for TOI-2018 b. TOI-2018 b has a mass and radius that are consistent with an Earth-like core with a $\sim1\%$-by-mass hydrogen/helium envelope, or an ice-rock mixture. The mass of TOI-2018 b is close to the threshold for run-away accretion and hence giant planet formation. Such a threshold is predicted to be around 10$M_\oplus$ or lower for a low-metallicity (low-opacity) environment. If TOI-2018 b is a planetary core that failed to undergo run-away accretion, it may underline the reason why giant planets are rare around low-metallicity host stars (one possibility is their shorter disk lifetimes). With a K-band magnitude of 7.1, TOI-2018 b may be a suitable target for transmission spectroscopy with the James Webb Space Telescope. The system is also amenable to metastable Helium observation; the detection of a Helium exosphere would help distinguish between a H/He enveloped planet and a water world., Comment: 10 figures, 5 tables, accepted to AAS Journals

Despite the discovery of thousands of exoplanets, the mechanisms of planet formation and evolution have not been well tested with observations, mainly because the lack of a complete photometric and spectroscopic characterization of young planets, which presents a big challenge due to the high stellar activity of young stars. By determining the masses of young exoplanets, we can establish their composition, and investigate their evolution with age. For these observations, we can deduce if they were formed without gas (rocky planets) from their origin, or if they are born as small gaseous planets that lose their atmosphere rapidly (~tens of Myr) by photoevaporation (Murray-Clay et al. 2019) or slowly (~1 Gyr) by core-powered mass loss (Ginzburg et al. 2018). HD63433 is a very bright and fast rotating (6.46 days) solar-type star of the young (~400Myr) Ursa Major moving group hosting two transiting mini-Neptune-size exoplanets (Mann et al. 2020) with orbital periods of 7.11 (HD63433 b) and 20.55 (HD63433 c) days. We have collected 150 Radial Velocity (RV) measurements of HD63433 with CARMENES spectrograph over 1.4 years to determine the mass of the planets (Mallorquín et al. 2022, in prep). We have jointly modeled the transits, the keplerian planetary signal, and stellar activity with Gaussian Processes combining the TESS photometry and the CARMENES RV dataset. Our results reveal that the outer planet is detected in the CARMENES time series with an amplitude of 4.1+-1.0 m/s at the level of 4-sigma, which correspond to an absolute mass of Mp=17.4+-4.3 mass of the Earth for HD63433 c, making it the smallest planet with a robust mass determination at young ages. We report an upper limit of Mp

CHOCOLATE is a novel Chromatic Line-Profile Tomography technique that has been recently developed and presented to the community as an alternative approach for recovering the broadband transmission spectrum of transiting exoplanets from high-resolution spectroscopy. This methodology is based on the spectral line-profile distortions produced by a transiting planet, which can be assessed in the Cross Correlation Functions (CCFs) of the spectra. In this poster, we show the transmission spectrum obtained for HD209458b using CHOCOLATE methodology and ESPRESSO data.

Ground-based transit observations are affected by both telluric absorption and instrumental systematics. To account for these effects, a better understanding of the impact of different data analyses is needed to improve the accuracy of the retrieved transmission spectra. We propose validating ground-based low-resolution transmission spectroscopy using transiting white dwarfs. The advantage here is that we know beforehand what the final transmission spectrum should be: a featureless flat spectrum. We analyzed two transiting white dwarfs analogous to hot Jupiters. We used various noise models to account for the systematic noise in their spectroscopic light curves following common procedures of transmission spectroscopy analyses. We compared the derived transmission spectra with the broadband transit depth to determine whether there are any artificial offsets or spectral features arising from light-curve fitting. The results show a strong model dependence, and the transmission spectra exhibit considerable discrepancies when they are computed with different noise models, different reference stars, and different common-mode removal methods. Nonetheless, we can still derive relatively accurate transmission spectra based on a Bayesian model comparison. With current ground-based instrumentation, the systematics in transit light curves can easily contaminate a transmission spectrum, introducing a general offset or some spurious spectral features and thus leading to a biased interpretation on the planetary atmosphere. Therefore, it is necessary to determine the dependence of results on the adopted noise model through model comparison. The model inferences should be examined through multiple observations and different instruments. (Abridged), Comment: Accepted for pulication in A&A, 18 pages, 9 figures

Multi-bandphotometrictransitobservationsorlowresolutionspectroscopy(spectro-photometry)arenormallyusedtoretrievethebroadbandtransmissionspectraoftransitingexoplanetsinordertoassessthechemicalcompositionoftheiratmospheres.Here,wepresentanalternativeapproachforrecoveringthebroadbandtransmissionspectrausingchromaticDopplerTomography.Tovalidatethemethodandexamineitsperformance,weusednewobservationaldataobtainedwiththeESPRESSOinstrumenttoretrievethe transmissionspectraofthearchetypalhotJupiterHD209458b.Ourfindingsindicatethattherecoveredtransmissionspectrumisingoodagreementwiththeresultspresentedinpreviousstudies,whichuseddifferentmethodologiestoextractthespectrum.

Multi-band photometric transit observations or low resolution spectroscopy (spectro-photometry) are normally used to retrieve the broadband transmission spectra of transiting exoplanets in order to assess the chemical composition of their atmospheres. In this work, we present an alternative approach for recovering the broadband transmission spectra using chromatic Line-Profile Tomography. To validate the method and examine its performance, we used new observational data obtained with the ESPRESSO instruments to retrieve the transmission spectra of the archetypal hot Jupiter HD209458b. Our findings indicate that the recovered transmission spectrum is in good agreement with the results presented in previous studies, which used different methodologies to extract the spectrum.

Linear polarization due to scattering processes can be used as a probe of the existence of atmospheric condensates in ultracool dwarfs. Models predict that the observed linear polarization increases with the degree of oblateness, which is inverse to the surface gravity. We aimed to measure optical linear polarization from a sample of six young brown dwarfs, with spectral types between M6 to L2, and cataloged previously as objects with low gravity using spectroscopy. These targets are believed to have dusty atmospheres as a consequence of their low gravity, therefore linearly polarized light is expected from these objects. Linear polarimetric data were collected in $I$ and $R$-band using CAFOS at the 2.2m telescope in Calar Alto Observatory. We obtained results of linear polarization in the I-band compatible with non polarization for all the objects, and similar results for the polarization degree in the R-band for all objects with the exception of 2M0422. For this object we find a linear polarization degree of 0.81+-0.18%. 2M0422 is 10 deg to the south of the Taurus star-forming region, thus, we suspect that its polarization is caused by the dust in the cloud in which 2M0422 might be embedded.

Póster elaborado para la European Geosciences Union General Assembly, celebrada en Viena del 3 al 8 de abril de 2011 Ministerio de Ciencia e Innovación. Proyecto NUCLIERSOL (CGL2010- 18546)

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.

Dynamical histories of planetary systems, as well as atmospheric evolution of highly irradiated planets, can be studied by characterizing the ultra-short-period planet population, which the TESS mission is particularly well suited to discover. Here, we report on the follow-up of a transit signal detected in the TESS sector 19 photometric time series of the M3.0 V star TOI-1685. We confirm the planetary nature of the transit signal, which has a period of Pb = 0.6691403+0.0000023-0.0000021 d, using precise radial velocity measurements taken with the CARMENES spectrograph. From the joint photometry and radial velocity analysis, we estimate the following parameters for TOI-1685 b: a mass of Mb = 3.78+0.63- 0.63 M⊕, a radius of Rb = 1.70+0.07- 0.07 R⊕, which together result in a bulk density of ρb = 4.21+0.95-0.82 g/cm3, and an equilibrium temperature of Teq = 1069 +16-16 K. TOI-1685 b is the least dense ultra-short period planet around an M dwarf known to date. TOI-1685 b is also one of the hottest transiting super-Earth planets with accurate dynamical mass measurements, which makes it a particularly attractive target for thermal emission spectroscopy. Additionally, we report with moderate evidence a further non-transiting planet candidate in the system, TOI-1685[c], with an orbital period of Pc = 9.02+0.10- 0.12 d., {"references":["Espinoza et al. 2019, adsurl: https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019MNRAS.490.2262E","Zeng et al. 2019, adsurl:https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019PNAS..116.9723Z","Zeng et al. 2016, adsurl: http://adsabs.harvard.edu/abs/2016ApJ...819..127Z","Southworth, J. 2011, adsurl: http://adsabs.harvard.edu/abs/2011MNRAS.417.2166S","Martínez-Rodríguez et al. 2019, adsurl: https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2019ApJ...887..261M"]}