Based on the Doppler observations from the FFOREST spectrograph of the 6-meter telescope (BTA) and on the photometric observations from the TESS spacecraft, we provide an updated analysis for TOI-1408, an F-type main sequence star, located 140 pc away, that hosts exoplanet TOI-1408.01. We confirm the qualitative conclusions from our initial paper: (1) a grazing transit geometry such that the planet obscures its host star by only a portion of the visible disc,(2) unreliably fitted planet radius, (3) which nonetheless has a lower bound constraint of $\sim\!1~R_{\rm Jup}$, (4) unexpectedly large planet mass of $\simeq\!1.7~M_{\rm Jup}$, and (5) significant evidence in favor of a moderately eccentric orbit with $e\simeq0.27$. This solution may suggest that the planet is likely to experience a high tidal eccentricity migration at the stage of intense orbital rounding or may indicate the possible presence of other unseen companions in the system, yet to be detected.

The detection of planets around other stars by the measurement of the stellar Radial Velocity (RV) variations benefits from improvements of dedicated spectrographs, allowing to achieve a precision of 1 ms$^{-1}$ or better. Spectral intervals within which stellar lines are contaminated by telluric lines are classically excluded from the RV processing. We aim at estimating the potential improvement of telluric absorption removal and subsequent extension of the useful spectral domain on the precision of radial velocity measurements. We developed a correction method based on the on-line web service TAPAS, allowing to determine a synthetic atmospheric transmission spectrum for the time and location of observations. This method was applied to the telluric H$_{2}$O and O$_2$ absorption removal from a series of 200 ESPRESSO consecutive exposures of the K2.5V star HD40307, available in ESO archives. We calculated the radial velocity using the standard Cross-Correlation Function (CCF) method and Gaussian fit of the CCF, with uncorrected spectra and the ESPRESSO standard stellar binary mask on one hand, and telluric-corrected spectra and an augmented binary mask with 696 additional lines on the other hand. We find that the precision of radial velocity measurements is improved in the second case, with a reduction of the average formal error from 1.04 ms$^{-1}$ down to 0.78 ms$^{-1}$ in the case of these ESPRESSO data and this stellar type for the red arm. Using an estimator of the minimal error based on photon noise limit applied to the full CCF, the error is reduced from 0.89 ms$^{-1}$ down to 0.78 ms$^{-1}$. This corresponds to a significant decrease of about 35\% of observing time to reach the same precision in the red part.

We present a brief description of a joint Russian-Korean project abbreviated as EXPLANATION (EXoPLANet And Transient events InvestigatiON). The project is aimed at a massive photometric, speckle-interferometric, spectral, and radio bolometric search for non-stationary events in the Universe, as well as the study of exoplanets. The core of the project consists of several 0.07–2.5-m optical telescopes, 6-m telescope BTA and a six-hundred-meter radio telescope RATAN-600 of the Special Astrophysical Observatory of RAS (Russia), Moscow State University observatory (Russia), Kourovka Observatory (Russia), Crimean Astrophysical Observatory (Crimea), Korea Astronomy and Space Science Institute (Republic of Korea). We discuss the philosophy of the project and its instrumentation, as well as the first obtained results. In this paper we report the results related to the detection of several types of transient events and the study of exoplanets.

We report an independent Doppler confirmation of the TESS planet candidate orbiting an F-type main-sequence star TOI-1408 located 140 pc away. We present a set of radial velocities obtained with a high-resolution fibre-optic spectrograph FFOREST mounted at the SAO RAS 6-m telescope (BTA-6). Our self-consistent analysis of these Doppler data and TESS photometry suggests a grazing transit such that the planet obscures its host star by only a portion of the visible disc. Because of this degeneracy, the radius of TOI-1408.01 appears ill-determined with lower limit about similar to 1 R-Jup, significantly larger than in the current TESS solution. We also derive the planet mass of 1.69 +/- 0.20 M-Jup and the orbital period similar to 4.425 d, thus making this object a typical hot Jupiter, but with a significant orbital eccentricity of 0.259 +/- 0.026. Our solution may suggest that the planet is likely to experience a high tidal eccentricity migration at the stage of intense orbital rounding, or may indicate possible presence of other unseen companions in the system, yet to be detected.

Contributions à l’étude des exoplanètes : amélioration des mesures de vitesse radiale des étoiles, modélisation de la spectroscopie de transit La méthode des vitesses radiales a été la première méthode de détection d'une exoplanète. Depuis 1995, elle a permis de découvrir plus de 2000 exoplanètes et la méthode des RV a ses avantages. Outre la découverte de nouvelles exoplanètes et la détermination de leur masse apparente, elle est utilisée pour confirmer les exoplanètes découvertes par d'autres méthodes et pour mesurer la masse des exoplanètes en transit. Cependant, la méthode RV est limitée par les capacités techniques: la taille et la disponibilité du télescope, la stabilité et la précision de l'étalonnage de la longueur d'onde du spectrographe. Les spectrographes de nouvelle génération sont extrêmement précis d'un point de vue instrumental, ils sont stables et parfaitement calibrés, mais leur précision n'est pas encore suffisante pour détecter une exoplanète jumelle de la Terre. Ainsi, toute amélioration du traitement associé à l'extraction de la RV devrait se traduire par une amélioration de la précision, ou par une réduction du temps de télescope nécessaire pour atteindre une précision définie.Les spectres utilisés pour la méthode des RV étant obtenus à partir de la surface de la Terre, ils contiennent le spectre de l'étoile et le spectre de l'atmosphère terrestre (absorption tellurique). Jusqu'à récemment, les régions spectrales contaminées par l'absorption tellurique étaient exclues du traitement. Après correction, ces régions deviennent disponibles pour être utilisées pour la récupération de RV, améliorant ainsi la précision sur RV. Thèse est consacrée au développement de l'algorithme de correction (basé sur le service web TAPAS), et à l'estimation de l'augmentation de la précision des mesures de RV due à l'augmentation de la gamme de longueurs d'onde disponibles. La méthode de correction a été développée pour l'absorption tellurique causée par O2 et H2O dans le domaine des longueurs d'onde visibles et testée sur les données ouvertes d'ESPRESSO. Pour notre étude de cas de l'étoile HD40307, l'erreur formelle sur la RV est réduite de 0.77 à 0.64 ms-1, ce qui correspond à une économie significative de 45% de temps de télescope.En plus du travail sur la correction de l'absorption tellurique, la thèse se concentre également sur le calcul direct de la RV. 2 méthodes principales existent et sont largement utilisées: la méthode de la fonction de corrélation croisée (CCF) et la méthode du template matching. Il existe également la méthode de Pierre Connes (décrite dans Absolute Astronomical Accelerometry), qui a ses limites en raison de son incapacité à s'appliquer à de grandes variations de vitesse. Dans la thèse, nous proposons et montrons l'application d'une nouvelle méthode, qui est une combinaison de la méthode classique de la CCF et de la méthode de Pierre Connes (PC). Nous proposons d'utiliser la méthode PC pour calculer le changement de RV directement sur la CCF, avec une correction préalable pour le BERV, au lieu de l'ajustement gaussien de la CCF. La méthode a été testée pour les données d'une étoile avec un système planétaire et sans système planétaire, les résultats montrent que la précision du calcul de la RV en utilisant la méthode PC est plus élevée que celle de l'ajustement gaussien. La thèse montre également les débuts d'une correction de l'activité stellaire, basée sur la méthode PC.La deuxième partie de la thèse est consacrée au développement d'un modèle de spectroscopie en transmission pour les exoplanètes telluriques en début de formation. Le développement d'un modèle est particulièrement pertinent après le lancement du JWST et en prévision du lancement d'Ariel, car la plupart des modèles actuels se concentrent davantage sur les géantes gazeuses et les naines brunes. Un modèle d'absorption raie par raie à haute résolution a été développé pour une atmosphère composée de vapeur d'eau H2O et de CO2.

Over the past decades, the achievements in astronomical instrumentation have given rise to a number of novel advanced studies related to the analysis of large arrays of observational data. One of the most famous of these studies is a study of transient events in the near and far space and a search for exoplanets. The main requirements for such kinds of projects are a simultaneous coverage of the largest possible field of view with the highest possible detection limits and temporal resolution. In this study, we present a similar project aimed at creating an extensive, continuously updated survey of transient events and exoplanets. To date, the core of the project incorporates several 0.07–2.5 m optical telescopes and the 6-m BTA telescope of the Special Astrophysical Observatory of RAS (Russia), a number of other Russian observatories and the Bonhyunsan observatory of the Korea Astronomy and Space Science Institute (South Korea). Our attention is mainly focused on the description of two groups of small, wide-angle optical telescopes for primary detection. All the telescopes are originally designed for the goals of the project and may be of interest to the scientific community. A description is also given for a new, high-precision optical spectrograph for the Doppler studies of transient and exoplanet events detected within the project. We present here the philosophy, expectations and first results obtained during the first year of running the project.

Results. We illustrate our profile-fitting technique and present the K\,{\sc i} velocity structure of the dense ISM along the paths to all targets. As a validation test of the dust map, we show comparisons between distances to several reconstructed clouds with recent distance assignments based on different techniques. Target star extinctions estimated by integration in the 3D map are compared with their K\,{\sc i} 7699 A absorptions and the degree of correlation is found comparable to the one between the same K\,{\sc i} line and the total hydrogen column for stars distributed over the sky that are part of a published high resolution survey. We show images of the updated dust distribution in a series of vertical planes in the Galactic longitude interval 150-182.5 deg and our estimated assignments of radial velocities to the opaque regions. Most clearly defined K\,{\sc i} absorptions may be assigned to a dense dust cloud between the Sun and the target star. It appeared relatively straightforward to find a velocity pattern consistent will all absorptions and ensuring coherence between adjacent lines of sight, at the exception of a few weak lines. We compare our results with recent determinations of velocities of several clouds and find good agreement. These results demonstrate that the extinction-K\,{\sc i} relationship is tight enough to allow linking the radial velocity of the K\,{\sc i} lines to the dust clouds seen in 3D, and that their combination may be a valuable tool in building a 3D kinetic structure of the dense ISM. We discuss limitations and perspectives for this technique.