Bridging the lower- and the upper-atmosphere of exoplanets through high-resolution transmission spectroscopy

Only two decades have passed since the first exoplanets were discovered, yet we already know thousands of them. They show a huge range of masses, radii and orbits. Our planet formation and evolution theories, mostly based on the Solar System, are inadequate to explain such a variety, and need to be expanded. Sizes and masses (thus density) are now available for about 1,000 exoplanets, but are insufficient to get the full picture. The bulk composition of a planet is a much better tracer of its formation and evolution history, but harder to access. Still, since about 15 years, a window on planetary interiors and chemistry is open: the study of their atmospheres. The chemical composition of an atmosphere depends both on formation and evolution processes. The location where the planet formed (inside or outside the snow line) and the detailed formation process (core accretion or disk instability) determine the initial enrichment in heavy elements, best traced with the lower atmosphere composition. Subsequent processes, such as atmospheric evaporation in the upper atmosphere, cause a departure from the initial composition. Both the lower and the upper atmosphere need to be studied to disentangle these effects. Transmission spectroscopy, in particular, offers the opportunity to probe atmospheres from 10 bar, where composition more closely follows the bulk chemistry, to the outermost, non-collisional exosphere, where evaporation and other evolutionary processes take place. Two major challenges limit the effectiveness of transmission spectroscopy: 1) Observations of the lower and the upper atmosphere come from different instruments, in terms of wavelength coverage, resolving power, and sensitivity to the planetary continuum, hampered by the effects of Earth atmosphere for ground-based instruments. These differences make it challenging to combine them; 2) Scattering by aerosols can mask spectral features, preventing us from identifying key atmospheric components, but also bias our interpretation leading to wrong conclusions on the abundances of atmospheric constituents. During my PhD, I developed the pyeta code to address these issues. pyeta is a flexible tool able to simulate transmission spectra observations from low- to high-resolution R ~ 100-100,000), over a broad wavelength range (0.3 micron-2 micron), taken from ground or space, across the lower and the upper atmosphere. First, I benchmarked pyeta by matching its predictions to optical, ground-based, high-resolution (R ~ 100,000) HARPS transmission spectra of hot gaseous giants. In WASP-49b, I determined that the strong cores of sodium lines are generated in the thermosphere, as their large intensity requires an atmospheric temperature in excess of about 2,000 K compared to the equilibrium temperature of the planet. In HD189733b, I showed that a non-detection of water with HARPS is consistent with the expectations, and determined that the new ESPRESSO spectrograph should be able to reveal water in a bright, aerosol-free hot Jupiter with just one transit. Exploiting pyeta, now validated, I combined for the first time low-resolution (R ~ 100), space-borne, optical to near-infrared (NIR), HST observations, and high-resolution (R~100,000), ground-based, optical, HARPS observations of the sodium doublet. Combined, they probe from the lower to the upper atmosphere of HD189733b (Pino et al. 2017). Results on the separate HST and HARPS data sets are consistent with those reported in the literature (HST: e.g. Pont et al. 2013, Sing et al. 2016; HARPS: Wyttenbach et al. 2015). While the HST data set shows the prevalence of aerosols in the atmosphere of the planet, previous analyses of HARPS observations of the cores of the sodium doublet had assumed that these are too low to impact their intensity. Yet, by accounting for constraints from both data sets, I have shown that under this assumption they underestimated the thermospheric temperature, which may be as high as 10,000 K at 0.25 Rp (in accordance with models and far-UV observations; Koskinen et al. 2013, Etangs et al. 2010). Alternatively, HD189733b may have up to 100 times solar abundance of sodium. Besides impacting on the interpretation of atomic lines, aerosols constitute a limiting factor for transmission spectroscopy since they occult spectral features such as molecular bands. If not occulted, molecules can be revealed in high-resolution transmission spectra from their cross-correlation function (CCF). Water has several well separated absorption bands, with increasing intensity from the optical to the near-infrared. On the other hand, the intensity of scattering by aerosols is a decreasing, or constant, function of wavelength. Therefore, in the presence of aerosols, bluer molecular absorption bands are more muted than redder bands. The difference in the contrast of the CCF of different bands is thus a measure of how high in the atmosphere aerosols are. By simulating a grid of high-resolution transmission spectra of hot Jupiters with and without aerosols, I found that the contrast difference between the CCFs of two bands can reach 100 ppm, which could be readily detectable with current or upcoming high-resolution stabilized spectrographs spanning a wide spectral range, such as ESPRESSO, CARMENES, HARPS-N+GIANO, HARPS+NIRPS, CRIRES+ or SPIRou. Aerosols do not however impact our findings in WASP-43b, where a preliminary reduction of 3 HARPS/-N transmission spectra showed a deep sodium signature that could be matched only by putting sodium 200 scale heights up in the atmosphere, possibly in the exosphere. The host star is dim, and removal of telluric correction is thus not optimal. For this reason I asked for and obtained HST STIS G750M data at medium resolution (R ~ 5,000) to confirm this unprecedented detection. Data reduction is ongoing, and the tools developed in this thesis will allow the combination of this data set with previous ground-based data. Summarizing, this thesis benchmarked the possibility to characterize planetary atmospheres with a combination of different techniques, able to probe from the lower to the upper atmosphere. The issue of aerosols is also tackled, by providing an alternative and innovative method to diagnose them. Observations from JWST and the ELTs will provide key insights in planet formation and evolution theories, and may greatly benefit from a development of the ideas presented in this thesis.

Sono passate solo due decadi da quanto furono scoperti i primi esopianeti, ma già ne conosciamo migliaia. Mostrano un vasto spettro di masse, raggi e orbite. Le nostre teorie di formazione ed evoluzione, basate sul Sistema Solare, non sono adeguate a spiegare questa varietà, e devono perciò essere ampliate. Di circa 1000 pianeti conosciamo massa e dimensioni (perciò densità), ma queste non sono sufficienti a ottenere il quadro generale. La composizione del nucleo planetario è un tracciante migliore della sua storia evolutiva, ma è più difficile da misurare. Tuttavia, da 15 anni una finestra sull’interno dei pianeti è stata aperta: lo studio della loro atmosfera. La composizione chimica di un’atmosfera dipende sia dai processi di formazione che da quelli evolutivi. La posizione dove il pianeta si è formato (all’interno o all’esterno della linea dei ghiacci), e il preciso processo di formazione, determinano l’arricchimento iniziale in elementi pesanti, meglio tracciati con la composizione della bassa atmosfera. Processi successivi, come l’evaporazione della parte alta dell’atmosfera, causa una deviazione dalla composizione iniziale. Sia la bassa che la alta atmosfera vanno studiate per discernere questi effetti. La spettroscopia di trasmissione, in particolare, offre l’opportunita di sondare le atmosfere a partire dai 10 bar, dove la composizione rassomiglia a quella del nucleo, fino alla sua parte più esterna. Due effetti limitano l’efficacia di questa tecnica: 1) Le osservazioni della parte bassa e di quella alta dell’atmosfera utilizzano diversi strumenti, in termini di lunghezza d’onda, potere risolutivo e sensibilità al continuo planetario, rimosso dagli effetti dell’atmosfera terrestre per strumenti da terra. Queste differenze rendono complesso combinarle; 2) Scattering da aerosols puo mascherare le segnature spettrali, impedendoci di identificare costituenti atmosferici chiave. Durante il mio PhD, ho sviluppato un codice per affrontare queste problematiche. pyeta è uno strumento flessibile per simulare osservazioni di spettri di trasmissione per risoluzioni da basse ad alte, su una larga banda spettrale, prese da terra o da spazio, spaziando dalla parte bassa a quella alta dell’atmosfera. Per prima cosa, ho validato pyeta riproducendo osservazioni da terra HARPS ad alta risoluzione di pianeti gassosi giganti. In WASP-49b, ho determinato che il nucleo delle righe del sodio è generato nella termosfera, poiché la loro grande intensità richiede temperature di 2000 K più calde della temperatura di equilibrio del pianeta. In HD189733b, ho mostrato che il non riscontro di acqua con HARPS è consistente con le predizioni, e determinato che il nuovo spettrografo ESPRESSO sarà in grado di fare la misura con successo in un solo transito del pianeta. Sfruttando pyeta, ora validato, ho combinato per la prima volta misure HST da spazio e HARPS da terra, ad alta e bassa risoluzione, dall’ottico al vicino infrarosso. Combinate, queste osservazioni sondano le parti bassa e alta dell’atmosfera di HD189733b. I risultati sui data set separati di HARPS e HST sono consistenti con quelli riportati in letteratura. I dati HST mostrano la prevalenza di aerosol nel pianeta, mentre una precedente analisi dei dati HARPS aveva situato il sodio nella termosfera del pianeta. Considerando i due data set contemporaneamente, ho determinato che la temperatura termosfera potrebbe raggiungere i 10000 K a 0.25 raggi sopra la superficie del pianeta. Oltre a influire sull’interpretazione delle righe atomiche negli spettri di trasmissione, gli aerosol sono un fattore limitante in quanto occultano segnature spettrali delle molecole. Se non occultate, le molecole possono essere trovare con tecniche di cross-correlazione (CCF) negli spettri ad alta risoluzione. L’acqua ha numerose bande spettrali ben separate, di intensità crescente dall’ottico all’infrarosso. La differenza tin contrasto tra le loro CCF è perciò una misura di quanto in alto nell’atmosfera siano gli aerosol. Ho simulato una griglia di modelli ad risoluzione di tipici pianeti gioviani caldi ricchi in aerosols. Ho cosi trovato che la tipica differenza in contrasto tra le CCF di bande diverse può raggiungere le 100 ppm, alla portata di nuovi spettrografi ad alta risoluzione come ESPRESSO, CARMENES, HARPS-N+GIANO, CRIRES+ o SPIRou. Gli aerosols non hanno comunque un impatto sulle nostre scoperte in WASP-43b, dove una riduzione preliminare di 3 spettri di trasmissione HARPS/-N ha mostrato una profonda riga del sodio, spiegabile solo alla luce della presenza dell’atomo ad oltre 200 altezze di scala nell’atmosfera del pianeta, forse nella sua esosfera. La stella ospitante tuttavia è debole, dunque la rimozione delle righe telluriche non è ottimale. Per questo ho richiesto ed ottenuto dati HST STIS G750M a media risoluzione per confermare questa misura senza precedenti. La riduzione dati è in corso, e gli strumenti sviluppati in questa tesi permetteranno la combinazione con le precedenti osservazioni da terra. Riassumendo, questa tesi ha dimostrato che è possibile studiare le atmosfere planetarie con una combinazione di differenti tecniche capaci di sondare dalla parte bassa a quella alta dell’atmosfera. Ho anche affrontato il problema degli aerosols, sviluppando un metodo alternativo ed innovativo per misurarli. Osservazioni con JWST e gli ELT permetteranno enormi avanzamenti nelle teorie di formazione ed evoluzione planetaria, e trarranno beneficio dagli sviluppi ottenuti in questa tesi.