M dwarf stars, which have masses less than 60 per cent that of the Sun, make up 75 per cent of the population of the stars in the Galaxy [1]. The atmospheres of orbiting Earth-sized planets are observationally accessible via transmission spectroscopy when the planets pass in front of these stars [2,3]. Statistical results suggest that the nearest transiting Earth-sized planet in the liquid-water, habitable zone of an M dwarf star is probably around 10.5 parsecs away [4]. A temperate planet has been discovered orbiting Proxima Centauri, the closest M dwarf [5], but it probably does not transit and its true mass is unknown. Seven Earth-sized planets transit the very low-mass star TRAPPIST-1, which is 12 parsecs away [6,7], but their masses and, particularly, their densities are poorly constrained. Here we report observations of LHS 1140b, a planet with a radius of 1.4 Earth radii transiting a small, cool star (LHS 1140) 12 parsecs away. We measure the mass of the planet to be 6.6 times that of Earth, consistent with a rocky bulk composition. LHS 1140b receives an insolation of 0.46 times that of Earth, placing it within the liquid-water, habitable zone [8]. With 90 per cent confidence, we place an upper limit on the orbital eccentricity of 0.29. The circular orbit is unlikely to be the result of tides and therefore was probably present at formation. Given its large surface gravity and cool insolation, the planet may have retained its atmosphere despite the greater luminosity (compared to the present-day) of its host star in its youth [9,10]. Because LHS 1140 is nearby, telescopes currently under construction might be able to search for specific atmospheric gases in the future [2,3].

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 Kepler-51 is a ≲1 Gyr old Sun-like star hosting three transiting planets with radii ≈6–9 R ⊕ and orbital periods ≈45–130 days. Transit timing variations (TTVs) measured with past Kepler and Hubble Space Telescope (HST) observations have been successfully modeled by considering gravitational interactions between the three transiting planets, yielding low masses and low mean densities (≲0.1 g cm −3 ) for all three planets. However, the transit time of the outermost transiting planet Kepler-51d recently measured by the James Webb Space Telescope 10 yr after the Kepler observations is significantly discrepant from the prediction made by the three-planet TTV model, which we confirmed with ground-based and follow-up HST observations. We show that the departure from the three-planet model is explained by including a fourth outer planet, Kepler-51e, in the TTV model. A wide range of masses (≲ M Jup ) and orbital periods (≲10 yr) are possible for Kepler-51e. Nevertheless, all the coplanar solutions found from our brute-force search imply masses ≲10 M ⊕ for the inner transiting planets. Thus, their densities remain low, though with larger uncertainties than previously estimated. Unlike other possible solutions, the one in which Kepler-51e is around the 2:1 mean motion resonance with Kepler-51d implies low orbital eccentricities (≲0.05) and comparable masses (∼5 M ⊕ ) for all four planets, as is seen in other compact multiplanet systems. This work demonstrates the importance of long-term follow-up of TTV systems for probing longer-period planets in a system.

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 TOI-6255 b (GJ 4256) is an Earth-sized planet (1.079 ± 0.065 R ⊕ ) with an orbital period of only 5.7 hr. With the newly commissioned Keck Planet Finder and CARMENES spectrographs, we determine the planet’s mass to be 1.44 ± 0.14 M ⊕ . The planet is just outside the Roche limit, with P orb / P Roche = 1.13 ± 0.10. The strong tidal force likely deforms the planet into a triaxial ellipsoid with a long axis that is ∼10% longer than the short axis. Assuming a reduced stellar tidal quality factor Q ⋆ ′ ≈  10 7  , we predict that tidal orbital decay will cause TOI-6255 to reach the Roche limit in roughly 400 Myr. Such tidal disruptions may produce the possible signatures of planet engulfment that have been seen on stars with anomalously high refractory elemental abundances compared to their conatal binary companions. TOI-6255 b is also a favorable target for searching for star–planet magnetic interactions, which might cause interior melting and hasten orbital decay. TOI-6255 b is a top target (with an Emission Spectroscopy Metric of about 24) for phase-curve observations with the James Webb Space Telescope.

The detection of the He i λ10830,Å triplet in exoplanet atmospheres has opened a new window for probing planetary properties, including atmospheric escape. Unlike Lyman α, the triplet is significantly less affected by interstellar medium (ISM) absorption. Sufficient X-ray and extreme ultraviolet (XUV) stellar irradiation may trigger the formation of the He i triplet via photoionization and posterior recombination processes in the planet atmospheres. Only a weak trend between stellar XUV emission and the planetary He i strength has been observed so far. We aim to confirm this mechanism for producing near-infrared He i absorption in exoplanetary atmospheres by examining a substantial sample of planetary systems. We obtained homogeneous measurements of the planetary He i line equivalent width and consistently computed the stellar XUV ionizing irradiation. Our first step was to derive new coronal models for the planet-host stars. We used updated data from the X-exoplanets database, archival X-ray spectra of M-type stars (including AU Mic and Proxima Centauri), and new XMM-Newton X-ray data recently obtained for the CARMENES project. These data were complemented at longer wavelengths with publicly available HST, FUSE, and EUVE spectra. A total of 75 stars are carefully analyzed to obtain a new calibration between X-ray and extreme ultraviolet (EUV) emission. Two distinct relationships between stellar X-ray emission (5--100,Å) and EUV_ H (100--920,Å) or EUV_ He (100--504,Å) radiation are obtained to scale the emission from late-type (F to M) stellar coronae. A total of 48 systems with reported planetary He i λ10830,Å studies, including 21 positive detections and 27 upper limits, exhibit a robust relationship between the strength of the planetary He i feature and the ionizing XUV_ He received by the planet, corrected by stellar and planetary radii, as well as the planet's gravitational potential. Some outliers could be explained by a different atmospheric composition or the lack of planetary gaseous atmospheres. This relation may serve as a guide to predict the detectability of the He i λ10830,Å absorption in exoplanet atmospheres.

The exoplanet sub-Neptune population currently poses a conundrum, as to whether small-size planets are volatile-rich cores without an atmosphere, or rocky cores surrounded by a H-He envelope. To test the different hypotheses from an observational point of view, a large sample of small-size planets with precise mass and radius measurements is the first necessary step. On top of that, much more information will likely be needed, including atmospheric characterisation and a demographic perspective on their bulk properties. We present here the concept and strategy of the project, which aims to shed light on the composition of the sub-Neptune population across stellar types by increasing their number and improving the accuracy of bulk density measurements, as well as investigating their atmospheres and performing statistical, demographic analysis. We report the first results of the program, characterising a new two-planet system around the M-dwarf TOI-406. We analysed and ground-based photometry together with high-precision ESPRESSO and NIRPS/HARPS radial velocities to derive the orbital parameters and investigate the internal composition of the two planets orbiting TOI-406. TOI-406 hosts two planets with radii and masses of $R_ c c and b b orbiting with periods of $3.3$ and $13.2$ days, respectively. The inner planet is consistent with an Earth-like composition, while the external one is compatible with multiple internal composition models, including volatile-rich planets without H/He atmospheres. The two planets are located in two distinct regions in the mass-density diagram, supporting the existence of a density gap among small exoplanets around M dwarfs. With an equilibrium temperature of only $=368$ K, TOI-406 b stands up as a particularly interesting target for atmospheric characterisation with JWST in the low-temperature regime.