During the first billion years of their life, exoplanet atmospheres are modified by different atmospheric escape phenomena that can strongly affect the shape and morphology of the exoplanet itself. These processes can be studied with Ly α , H α , and/or He I triplet observations. We present high-resolution spectroscopy observations from CARMENES and GIARPS checking for He I and H α signals in 20 exoplanetary atmospheres: V1298 Tau c, K2-100 b, HD 63433 b, HD 63433 c, HD 73583 b, HD 73583 c, K2-77 b, TOI-2076 b, TOI-2048 b, HD 235088 b, TOI-1807 b, TOI-1136 d, TOI-1268 b, TOI-1683 b, TOI-2018 b, MASCARA-2b, WASP-189 b, TOI-2046 b, TOI-1431 b, and HAT-P-57 b. We report two new high-resolution spectroscopy He I detections for TOI-1268 b and TOI-2018 b, and a H α detection for TOI-1136 d. Furthermore, we detect hints of He I for HD 63433 b, and H α for HD 73583 b and c, which need to be confirmed. The aim of the Measuring Out-flows in Planets orbiting Young Stars (MOPYS) project is to understand the evaporating phenomena and test their predictions from the current observations. We compiled a list of 70 exoplanets with He I and/or H α observations, from this work and the literature, and we considered the He I and H α results as proxy for atmospheric escape. Our principal results are that 0.1–1 Gyr planets do not exhibit more He I or H α detections than older planets, and evaporation signals are more frequent for planets orbiting ~1–3 Gyr stars. We provide new constraints to the cosmic shoreline, the empirical division between rocky planets and planets with atmosphere, by using the evaporation detections and we explore the capabilities of a new dimensionless parameter, R He / R Hill , to explain the He I triplet detections. Furthermore, we present a statistically significant upper boundary for the He I triplet detections in the T eq versus ρ p parameter space. Planets located above that boundary are unlikely to show He I absorption signals.

Abstract Giant exoplanets orbiting close to their host stars are unlikely to have formed in their present configurations 1 . These ‘hot Jupiter’ planets are instead thought to have migrated inward from beyond the ice line and several viable migration channels have been proposed, including eccentricity excitation through angular-momentum exchange with a third body followed by tidally driven orbital circularization 2,3 . The discovery of the extremely eccentric ( e = 0.93) giant exoplanet HD 80606 b (ref. 4 ) provided observational evidence that hot Jupiters may have formed through this high-eccentricity tidal-migration pathway 5 . However, no similar hot-Jupiter progenitors have been found and simulations predict that one factor affecting the efficacy of this mechanism is exoplanet mass, as low-mass planets are more likely to be tidally disrupted during periastron passage 6–8 . Here we present spectroscopic and photometric observations of TIC 241249530 b, a high-mass, transiting warm Jupiter with an extreme orbital eccentricity of e = 0.94. The orbit of TIC 241249530 b is consistent with a history of eccentricity oscillations and a future tidal circularization trajectory. Our analysis of the mass and eccentricity distributions of the transiting-warm-Jupiter population further reveals a correlation between high mass and high eccentricity.

Abstract We present a revised mass measurement for HD 119130 b (aka K2-292 b), a transiting planet ( P = 17 days, R p = 2.63 − 0.10 + 0.11 R ⊕ ) orbiting a chromospherically inactive G dwarf, previously thought to be one of the densest sub-Neptunes known. Our follow-up Doppler observations with HARPS, HARPS-N, and HIRES reveal that HD 119130 b is, in fact, nearly one-third as massive as originally suggested by its initial confirmation paper. Our revised analysis finds M p = 8.8 ± 3.2 M ⊕ ( M p < 15.4 M ⊕ at 98% confidence) compared to the previously reported M p = 24.5 ± 4.4 M ⊕ . While the true cause of the original mass measurement’s inaccuracy remains uncertain, we present the plausible explanation that the planet’s radial velocity (RV) semiamplitude was inflated due to constructive interference with a second, untreated sinusoidal signal in the data (possibly rotational modulation from the star). HD 119130 b illustrates the complexities of interpreting the RV orbits of small transiting planets. While RV mass measurements of such planets may be precise, they are not necessarily guaranteed to be accurate. This system serves as a cautionary tale as observers and theorists alike look to the exoplanet mass–radius diagram for insights into the physics of small-planet formation.

Abstract We report the discovery and characterization of a small planet, TOI-1408 c, on a 2.2 day orbit located interior to a previously known hot Jupiter, TOI-1408 b ( P = 4.42 days, M = 1.86 ± 0.02 M Jup , R = 2.4 ± 0.5 R Jup ) that exhibits grazing transits. The two planets are near 2:1 period commensurability, resulting in significant transit timing variations (TTVs) for both planets and transit duration variations for the inner planet. The TTV amplitude for TOI-1408 c is 15% of the planet’s orbital period, marking the largest TTV amplitude relative to the orbital period measured to date. Photodynamical modeling of ground-based radial velocity (RV) observations and transit light curves obtained with the Transiting Exoplanet Survey Satellite and ground-based facilities leads to an inner planet radius of 2.22 ± 0.06 R ⊕ and mass of 7.6 ± 0.2 M ⊕ that locates the planet into the sub-Neptune regime. The proximity to the 2:1 period commensurability leads to the libration of the resonant argument of the inner planet. The RV measurements support the existence of a third body with an orbital period of several thousand days. This discovery places the system among the rare systems featuring a hot Jupiter accompanied by an inner low-mass planet.

Hot and warm Jupiters might have undergone the same formation and evolution path, but the two populations exhibit different distributions of orbital parameters. This challenges our understanding of their actual origin. We report the results of our warm Jupiters survey, which was carried out with the CHIRON spectrograph within the KESPRINT collaboration. We addressed the question of the population origin by studying two planets that might help to bridge the gap between the two populations. We confirm two planets and determine their mass. One is a hot Jupiter (with an orbital period shorter than 10 days), TOI-2420\,b, and the other is a warm Jupiter, TOI-2485\,b. We analyzed them using a wide variety of spectral and photometric data in order to characterize these planetary systems. We found that TOI-2420\,b has an orbital period of b $=5.8 days, a mass of M$_ b $=0.9 M$_ J $, and a radius of R$_ b $=1.3 R$_ J $, with a planetary density of 0.477 TOI-2485\,b has an orbital period of b $=11.2 days, a mass of M$_ b $=2.4 M$_ J $, and a radius of R$_ b $=1.1 R$_ J $ with a density of 2.36 With the current parameters, the migration history for TOI-2420\,b and TOI-2485\,b is unclear: Scenarios of a high-eccentricity migration cannot be ruled out, and the characteristics of TOI-2485\,b even support this scenario.

Abstract HD 220773 has been announced to host a giant planet in an eccentric orbit. Global Architecture of Planetary Systems collaboration followed this target up with the HARPS-N spectrograph at Telescopio Nazionale Galileo, in order to search for additional small planets in the system. This radial velocity monitoring produced approximately 130 HARPS-N data points, leading to the refutation of the announced planet.