[论文解读] The Directly-Imaged Exoplanet Host Star 51 Eridani is a Gamma Doradus Pulsator

Aldo G. Sepulveda, Daniel Huber+4 more|arXiv (Cornell University)|May 2, 2022

Stellar, planetary, and galactic studies参考文献 84被引用 13

一句话总结

本研究利用TESS两分钟采样光变曲线，将直接成像系外行星母星51 Eridani确认为伽马 Doradus脉动星，揭示了与重力模脉动一致的多周期变异性。关键发现是，此前归因于恒星自转的0.65天周期实际上源于脉动，从而得以重新估算恒星核心自转周期为0.9+0.3−0.1天，并为该基准系统开启星震学年龄测定的大门。

ABSTRACT

51 Eri is well known for hosting a directly-imaged giant planet and for its membership to the $\beta$ Pictoris moving group. Using two-minute cadence photometry from the Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS), we detect multi-periodic variability in 51 Eri that is consistent with pulsations of Gamma Doradus ($\gamma$ Dor) stars. We identify the most significant pulsation modes (with frequencies between $\sim$0.5-3.9 cycles/day and amplitudes ranging between $\sim$1-2 mmag) as dipole and quadrupole gravity-modes, as well as Rossby modes, as previously observed in Kepler $\gamma$ Dor stars. Our results demonstrate that previously reported variability attributed to stellar rotation is instead likely due to $\gamma$ Dor pulsations. Using the mean frequency of the $\ell =1$ gravity-modes, together with empirical trends of the Kepler $\gamma$ Dor population, we estimate a plausible stellar core rotation period of 0.9$^{+0.3}_{-0.1}$ days for 51 Eri. We find no significant evidence for transiting companions around 51 Eri in the residual light curve. The detection of $\gamma$ Dor pulsations presented here, together with follow-up observations and modeling, may enable the determination of an asteroseismic age for this benchmark system. Future TESS observations would allow a constraint on the stellar core rotation rate, which in turn traces the surface rotation rate, and thus would help clarify whether or not the stellar equatorial plane and orbit of 51 Eri b are coplanar.

研究动机与目标

• 确定此前归因于恒星自转的51 Eridani光变光度变异性的真实本质。
• 评估51 Eridani是否表现出伽马 Doradus脉动，即重力模振荡的一种类型。
• 利用脉动频率估算恒星核心自转周期和自转轴倾角。
• 评估该基准系外行星母星系统中星震学年龄测定的潜力。
• 基于自转约束，评估51 Eri b行星轨道与恒星赤道面共面的可能性。

提出的方法

• 使用lightkurve软件包分析来自TESS第5和第32观测段的两分钟采样光变曲线，提取并清洗光曲线。
• 在对数-对数和线性-线性空间中计算振幅谱，以识别周期性信号。
• 应用SigSpec软件包，基于定义的谱显著性阈值提取显著的脉动频率。
• 根据频率间距和开普勒γ Dor星的实证趋势，将脉动模态识别为偶极（ℓ=1）和四极（ℓ=2）重力模，以及罗斯比模。
• 利用ℓ=1重力模的平均频率和开普勒γ Dor星群体的经验标度关系，估算核心自转周期。
• 对残差光曲线进行分析，以搜索凌星伴星，使用统计显著性阈值排除行星凌星的可能性。

实验结果

研究问题

• RQ1 51 Eridani中先前报道的0.65天光变光度变异性是源于恒星自转还是脉动？
• RQ2 51 Eridani的TESS光曲线中观测到的多周期变异性的真实本质是什么？
• RQ3 能否基于其脉动频率可靠估算51 Eridani的核心自转周期？
• RQ4 在修正自转约束后，51 Eri b轨道与恒星赤道面共面的可能性有多大？
• RQ5 能否对51 Eridani应用星震学建模以推导精确年龄，从而改善对该系统形成历史的约束？

主要发现

• 51 Eridani表现出多周期光变光度变异性，频率范围约为0.5–3.9个周期/天，振幅为约1–2 mmag，与伽马 Doradus脉动一致。
• 最显著的脉动模态被识别为偶极（ℓ=1）和四极（ℓ=2）重力模，以及罗斯比模，与γ Dor星的已知特征相符。
• 此前报道的0.65天周期被重新解释为脉动模态，而非自转，因此当前数据无法确定恒星自转周期。
• 基于ℓ=1重力模的平均频率和开普勒γ Dor星群体的经验标度关系，估算出一个合理的核心自转周期为0.9+0.3−0.1天。
• 在残差光曲线中未发现显著的凌星伴星证据，统计显著性低于检测阈值。
• 明确检测到γ Dor脉动，使星震学年龄测定成为可能，从而可约束β Pictoris运动群的年龄及51 Eri b的形成历史。