Desde o início da revolução espacial promovida pela fotometria de elevada cadência e precisão de satélites como o CoRoT e o Kepler, a astrossismologia tem vindo a assumir-se como uma poderosa ferramenta no desvendar do percurso evolutivo da nossa galáxia, a Via Láctea.

Como referi numa entrada anterior deste blogue, as estrelas são os blocos de construção e a fonte da evolução química da nossa e de qualquer outra galáxia. Assim, torna-se determinante a medição precisa das propriedades físicas das estrelas (i.e., os seus tamanhos, massas e sobretudo as suas idades) se desejarmos melhor compreender o passado da Via Láctea.

As gigantes vermelhas, estrelas evoluídas de massa pequena ou intermédia (massas inferiores a 10 massas solares) que esgotaram o hidrogénio no seu núcleo, são alvos preferenciais de estudos galácticos por uma série de motivos. Primeiro, dado o seu elevado brilho, estas comportam-se como autênticos faróis galácticos, sendo observáveis a grandes distâncias (falo aqui em escalas de vários milhares de anos-luz). Segundo, as gigantes vermelhas são bastante comuns, sendo que muitas das estrelas da Via Láctea eventualmente passarão por este estágio evolutivo. Finalmente, as gigantes vermelhas exibem oscilações intrínsecas de grande amplitude. Ora, tudo isto faz das gigantes vermelhas excelentes relógios evolutivos, graças à possibilidade de constranger a sua massa via astrossismologia e à existência de uma estreita relação idade-massa inicial para estas estrelas.

O lançamento, em 2018, do satélite TESS (NASA) permitiu estender o poder da inferência sísmica a todo o céu, viabilizando assim o estudo de populações estelares pertencentes às diferentes componentes da Via Láctea (p. ex., o seu disco e halo). Num artigo publicado a 29 de Janeiro de 2020 pelo The Astrophysical Journal Letters, demonstrámos o potencial do TESS na sua missão de perscrutar a Galáxia, tendo realizado o primeiro estudo astrossísmico em massa de estrelas gigantes vermelhas observadas por este satélite (Fig. 1). Utilizámos para isso uma amostra de 25 destas estrelas para as quais medimos as suas propriedades sísmicas globais e estimámos as suas propriedades físicas. Especificamente, quando as propriedades sísmicas foram combinadas com medições astrométricas provenientes do satélite Gaia, mostrou-se então que os raios estelares podem ser determinados com uma precisão de alguns por cento, as massas de 5 a 10% e as idades ao nível dos 20%.

O número esperado de gigantes vermelhas com oscilações detectáveis pelo TESS (da ordem das 500 000) ultrapassa largamente o retorno final da missão Kepler (da ordem das 20 000). Consequentemente, a combinação de dados astrossísmicos do TESS, astrometria do Gaia e espectroscopia proveniente de rastreios de larga escala (p. ex., o APOGEE), promete revolucionar os estudos de arqueologia galáctica durante os próximos anos.

aqui.

Figura 1: Espectros de potências pertencentes a 5 das 25 estrelas estudadas (uma estrela representada por linha). Estes espectros cobrem os vários sabores de estrelas gigantes vermelhas estudadas, desde o red clump (painel superior) às gigantes vermelhas de baixa luminosidade (painel inferior).

O desvendar do percurso evolutivo da nossa galáxia, a Via Láctea (ou, simplesmente, a Galáxia), é um dos grandes desafios da astrofísica moderna. As estrelas são os blocos de construção e a fonte da evolução química das galáxias. Assim, se quisermos compreender melhor o passado evolutivo da Via Láctea, torna-se fundamental a medição precisa das propriedades físicas das estrelas que a compõem (p. ex., as suas idades), algo que actualmente só conseguimos alcançar para estrelas na chamada vizinhança do Sol.

Estudos de cosmologia de campo próximo, ou arqueologia galáctica, são limitados pela maneira indirecta como as propriedades físicas das estrelas são inferidas. No entanto, três avanços importantes mudaram drasticamente esta situação ao longo da última década:

Rastreios espectroscópicos de larga escala (p. ex., o APOGEE) têm permitido efectuar medições da temperatura e composição química das estrelas (à sua superfície) para diversas populações da Via Láctea;

Mas por que são as gigantes vermelhas assim tão importantes? As gigantes vermelhas são estrelas de massa pequena ou intermédia (massas inferiores a 10 massas solares) que esgotaram o hidrogénio no seu núcleo. Elas são alvos preferenciais de estudos galácticos por diversas razões:

Muitas das estrelas passam por uma fase de gigante vermelha;Elas são suficientemente brilhantes para serem observadas a grandes distâncias;Alterações na sua estrutura interna, bem como alterações na composição química à sua superfície, ocorrem em escalas temporais relativamente curtas;Como já referi, as gigantes vermelhas exibem oscilações globais.

Ora, tudo isto faz das gigantes vermelhas excelentes relógios evolutivos, sobretudo graças à possibilidade de constranger a sua massa via astrossismologia e à existência de uma estreita relação idade-massa inicial para estas estrelas. As idades assim determinadas são precisas e exactas, adicionando uma nova dimensão aos estudos galácticos e representando um avanço determinante para a área.

Ao longo da sua história, a Via Láctea ingeriu várias galáxias-satélite de menores dimensões. Embora as populações estelares daí resultantes possam ser identificadas através da sua cinemática como estruturas distintas dentro da Galáxia, é difícil datar com precisão a época em que qualquer uma destas colisões ocorreu. Recentemente, foi revelada a existência de uma população estelar assimilada após a colisão de uma galáxia anã, chamada Gaia–Encélado, o que terá levado a uma poluição substancial das propriedades químicas e dinâmicas da Via Láctea. E é aqui que entra em cena nu Indi.

Num artigo que publicámos em Janeiro de 2020 na prestigiada revista científica Nature Astronomy, identificámos a estrela nu Indi (visível a olho nu) como um indicador da idade da população original da Galáxia (Fig. 1). Combinando astrossismologia proveniente da missão espacial TESS (NASA), espectroscopia, astrometria e observações da sua cinemática, mostrámos que esta estrela pertence à população indígena do halo e medimos a sua idade como sendo aproximadamente de 11 mil milhões de anos. A estrela possui ainda características consistentes com o ter sido aquecida dinamicamente pela colisão com Gaia–Encélado. Portanto, a sua idade pode ser usada para datar com precisão a época em que esta colisão teve início, i.e., há pelo menos 11,6 mil milhões de anos!

O nosso artigo (versão open access) pode ser consultado aqui.

Figura 1: [Mg/Fe] versus [Fe/H] (abundâncias relativas) para uma amostra de estrelas da Via Láctea (com base em dados do APOGEE DR-14). nu Indi está assinalada pelo símbolo em forma de estrela azul. Pontos a vermelho mostram as estrelas identificadas como fazendo parte da população proveniente de Gaia–Encélado.

In the Sun, the frequencies of the acoustic modes are observed to vary in phase with the magnetic activity level. Magnetic fields can affect the modes in two ways: directly, by the action of the Lorentz force on the gas, thus providing an additional restoring force, the result being an increase of frequency; or indirectly, by affecting the physical properties in the mode cavities and, as a result, the propagation of the acoustic waves within them, leading to either an increase or decrease of the mode frequencies.

These frequency variations are expected to be common in solar-type stars and contain information on the activity-related changes that take place in their interiors. The unprecedented duration of Kepler photometric time series provides a unique opportunity to detect and characterize stellar magnetic cycles through asteroseismology.

In a previous work (hereafter Paper I), we analyzed a sample of 87 solar-type stars, measuring their temporal frequency shifts over segments of length 90 days (see Fig. 1). The mean frequency shifts were then computed and compared with: i) those obtained from a cross-correlation method; ii) the variation in the mode heights; iii) a photometric activity proxy; and iv) the characteristic timescale of the granulation. Interestingly, more than 60% of the stars in our sample showed evidence of (quasi-)periodic variations in the frequency shifts. In the majority of cases, these variations were accompanied by variations in other activity proxies. Furthermore, about 20% of the stars showed mode frequencies and heights varying approximately in phase, contrary to what is observed for the Sun.

In our most recent work (hereafter Paper II), we have taken one step forward. Its goal was to investigate the dependence of the observed mode frequency variations on the stellar parameters and whether they are consistent with an activity-related origin. We selected the solar-type oscillators in our sample with the highest signal-to-noise ratio, totaling 75 targets. Using the temporal frequency variations determined in Paper I, we studied the relation between those variations and the fundamental properties of such stars (see Fig. 2). We also compared the observed frequency shifts with chromospheric and photometric activity indices, which are only available for a subset of the sample. We found that frequency shifts increase with increasing chromospheric activity, which is consistent with an activity-related origin of the observed frequency shifts. Frequency shifts were also found to increase with effective temperature, which is in agreement with the theoretical predictions for the activity-related frequency shifts by Metcalfe et al. (2007, MNRAS, 379, L16). Frequency shifts are largest for fast rotating and young stars, which is consistent with these stars being more active than slower rotators and older stars. Finally, we found evidence for frequency shifts increasing with stellar metallicity.

A link to Paper I (arXiv) is provided here.

A link to Paper II (arXiv) is provided here.

Figure 1: Results for the solar-type star KIC 8006161. Top panel: Comparison between the measured mean frequency shifts (black) with those obtained from a cross-correlation method (blue). Second panel: Logarithmic mode height obtained from a peak-bagging analysis. Third panel: Photometric magnetic activity proxy. Bottom panel: Characteristic timescale of the granulation. Vertical dotted lines mark the start/end of Kepler quarters.

Figure 2: Maximum frequency-shift variation as a function of: a) chromospheric activity index; b) photometric activity proxy; c) effective temperature; d) age; e) rotation period; and f) metallicity. All panels are color coded by age, except panels b) and d), which are color coded by inclination angle and rotation period (stars with unknown rotation period in gray), respectively. Solid lines in panel c) show the theoretical prediction of activity-related frequency shifts for different ages by Metcalfe et al. (2007). The yellow star marks the maximum frequency-shift variation for the complete solar cycle 23. The yellow-shaded region indicates the range of values from 4-year subseries of solar cycle 23. Its width is set at 10% of the parameter range shown. KIC 8006161 is highlighted by a green square.

Como nascem as grandes missões da NASA e da Agência Espacial Europeia (ESA)? Com que antecedência é feito todo o seu planeamento? Um consórcio internacional de cientistas, no qual me incluo, submeteu recentemente à ESA um relatório branco no qual é apresentado o conceito para uma futura missão espacial — a Chronos. A Chronos permitir-nos-á levar a cabo um trabalho minucioso de arqueologia da nossa Galáxia, a Via Láctea. Consegui captar a vossa atenção?

O período de 2035-50 contemplado no planeamento a longo prazo da ESA (ESA Voyage 2050) coincidirá com uma série de avanços previsíveis na caracterização do conteúdo estelar da nossa Galáxia. A missão espacial Gaia (ESA), com o auxílio de rastreios espectroscópicos de larga escala, está neste momento a efectuar um levantamento sem precedentes das propriedades astrométricas, cinemáticas e químicas das várias populações estelares da Galáxia. Dentro de uma década, medições altamente precisas de tais propriedades estarão disponíveis para centenas de milhões de estrelas. Entretanto, missões espaciais como o Kepler (NASA), TESS (NASA) e PLATO (ESA), ou então projectos a operarem desde o solo (e.g., LSST), terão elevado a astrossismologia (i.e., o estudo das oscilações estelares) ao mais elevado estado de maturidade.

A combinação de idades estelares precisas medidas através da astrossismologia com dados astrométricos e espectroscópicos, para grandes amostras estelares, tem vindo a alterar a nossa visão do passado evolutivo da Via Láctea. Avanços recentes — baseados na detecção de oscilações do tipo solar em dezenas de milhares de gigantes vermelhas — demonstram o potencial de tal abordagem. Portanto, estamos convencidos de que um rastreio da variabilidade estelar caracterizado por uma cobertura total do céu, elevada cadência e longa duração das observações se tornará uma prioridade científica durante o período 2035-50.

O conceito de missão Chronos consiste, por assim dizer, numa extensão em termos temporais da missão Gaia (ver Tabelas 1 e 2). A Chronos permitirá estimar a massa e a idade de meio milhão de gigantes vermelhas num raio de 5500 anos-luz em torno do Sol e, portanto, lançará uma nova luz sobre a nossa compreensão da dinâmica e arqueologia Galácticas. Em termos dos osciladores estelares privilegiados pela missão, a Chronos preencherá a lacuna resultante do PLATO e LSST, dirigindo a sua atenção para as estrelas mais evoluídas, desde as subgigantes, passando pelas gigantes vermelhas e acabando no início do ramo assimptótico das gigantes. Por fim, a Chronos ultrapassará todos os rastreios que a antecederam, e que foram capazes de realizar astrossismologia, em termos da cobertura do céu combinada com a duração das observações (2 x 3,75 meses por todo o céu e mais de 5 anos na zona de visibilidade contínua).

O relatório branco submetido à ESA descrevendo o conceito de missão Chronos pode ser consultado aqui.

Tabela 1: Sumário das principais características técnicas da missão na sua versão actual.

Tabela 2: Comparação do conceito de missão Chronos com as demais missões (passadas e futuras) capazes de realizar astrossismologia.

One of my grad students, Filipe Pereira, has recently published his very first, lead-author paper. Here, I provide an overview of his work (links to the article and accompanying open-source code are provided further below). May this be the first of many more articles to come, Filipe!

The analysis of photometric time series in the context of transiting planet surveys suffers from the presence of stellar signals, often dubbed "stellar noise". These signals, caused by stellar oscillations and granulation, can usually be disregarded for main-sequence stars, as the stellar contributions average out when phase-folding the light curve. For evolved stars, however, the amplitudes of such signals are larger and the timescales similar to the transit duration of short-period planets, requiring that they be modeled alongside the transit.

With the NASA TESS mission expected to deliver on the order of 10^5 light curves for stars along the red-giant branch, there is a need for a method capable of describing the "stellar noise" while simultaneously modeling an exoplanet's transit. In the work led by Filipe, a Gaussian Process (GP) regression framework (CELERITE; Foreman-Mackey et al. 2017, AJ, 154, 220) is used to model stellar light curves and the method validated by applying it to TESS-like artificial data (see Figs. 1 and 2). Furthermore, the method is used to characterize the stellar oscillations and granulation of a sample of well-studied Kepler low-luminosity red-giant branch stars. The parameters determined are compared to equivalent ones obtained by modeling the power spectrum of the light curve using the DIAMONDS software (Corsaro & De Ridder 2014, A&A, 571, A71). Results show that the method presented is capable of describing the stellar signals in the time domain and can also return an accurate and precise measurement of the frequency of maximum oscillation amplitude.

A link to the article (arXiv) is provided here.

The implementation of the method is publicly available and can be found here.

Figure 1: Predictive model output by the GP regression (mean and 1σ interval) when applied to an artificial TESS-like time series. The plot is zoomed in on the first ~3 days of simulated data.

Figure 2: Power spectral density (PSD) of the same (full) light curve depicted in Fig. 1. The PSD of the light curve is shown in light gray, with a slightly smoothed version overlapped in dark gray. The PSD of the GP regression output is shown as a solid red curve, with individual components shown in different line styles and colors (see legend).

I am just back from Boston (or I should perhaps say Cambridge) after attending the TASC5/KASC12 Conference at the MIT. Despite the many scientific highlights, it was the news that NASA has extended the TESS Mission through 2022 that really made the headlines. We are thrilled at the many possibilities that this mission extension will open for asteroseismology.

At the conference, I presented a talk on TESS's first asteroseismic known hosts. The Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) is performing a near all-sky survey for planets that transit bright stars. In addition, its excellent photometric precision enables asteroseismology of solar-type and red-giant stars, which exhibit convection-driven, solar-like oscillations. Simulations predict that TESS will detect solar-like oscillations in nearly 100 stars already known to host planets. In my talk, I presented an asteroseismic analysis of the known red-giant host stars HD 212771 and HD 203949, both systems having a long-period planet detected through radial velocities. These are the first detections of oscillations in previously known exoplanet-host stars by TESS, further showcasing the mission's potential to conduct asteroseismology of red-giant stars. The figure below shows the power spectra of HD 212771 (left) and HD 203949 (right), with beautiful power excesses due to solar-like oscillations at ~230 μHz and ~30 μHz, respectively. Fundamental properties of both stars were estimated through a grid-based modeling approach that used global asteroseismic parameters as input. I discussed the evolutionary state of HD 203949 in depth and noted the large discrepancy between its asteroseismic mass and the mass quoted in the discovery paper, implying a change > 30% in the planet's inferred mass. Assuming HD 203949 to be in the red clump, I discussed how the planet orbiting this star could have avoided engulfment at the tip of the red-giant branch. Finally, HD 212771 was observed by K2 during its Campaign 3, thus allowing for a preliminary comparison of the asteroseismic performances of TESS and K2. I will soon be submitting a paper to ApJ describing this work.

And, of course, we ended the week in style at Fenway Park, watching the Red Sox beat the Yankees (once again).

Acabo de regressar da Califórnia, onde fui um dos cientistas convidados do programa Better Stars, Better Planets: Exploiting the Stellar-Exoplanetary Synergy, a decorrer no Instituto Kavli de Física Teórica (KITP na sigla inglesa) até ao próximo dia 28 de Junho. Este programa reúne os maiores especialistas a nível mundial nas áreas da astrofísica estelar e dos exoplanetas, com o objectivo de fomentar uma sinergia única entre estes dois campos e assim catalisar uma poderosa combinação entre os dados científicos provenientes das missões TESS (NASA) e Gaia (ESA). O modelo colaborativo dos programas organizados pelo KITP, situado na Universidade da Califórnia em Santa Barbara, serve para definir estratégias e traçar novos rumos, atraindo os melhores investigadores do mundo de diferentes áreas, que normalmente não se cruzam, para aí fomentarem colaborações. Ser um cientista convidado no Instituto Kavli é portanto um claro reconhecimento do meu trabalho e da influência do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA). Constitui ainda uma oportunidade única para consolidar o nosso lugar como uma unidade de investigação de topo e para continuar a definir a investigação de ponta em astrofísica.

A envolvente do KITP é também de uma beleza única, onde um cientista facilmente encontra o balanço certo entre trabalho e prazer. Recomendo vivamente!

Foi com enorme satisfação que recebi da Câmara Municipal de Caldas de Vizela, no passado dia 19 de Março, o galardão de reconhecimento municipal durante a sessão solene evocativa dos 21 anos de autonomia administrativa daquela cidade minhota.

Embora seja portuense, tenho laços familiares e afectivos estreitos com aquela terra, que também considero "minha". O meu pai é vizelense. Além disso, o meu bisavô fundou em Vizela, ainda durante a primeira década do séc. XX, a centenária Farmácia Campante, a qual só por si merece uma visita. Invadem-me ainda as memórias de infância e do tempo ali passado, sobretudo na saudosa Casa do Cerrado, um requintado chalé de traçado inglês que os meus avós habitavam lá para os lados do Parque das Termas.

Foi assim orgulho que senti (e alguma surpresa, confesso), quando soube que o Sr. Presidente da Câmara me queria atribuir o galardão de mérito pelo meu trabalho como cientista. Não pude estar presente na cerimónia, infelizmente, pois estava à data hospitalizado com uma pneumonia bacteriana. Estive, no entanto, muito bem representado. Na foto abaixo (ao centro), pode ver-se o meu tio, o Eng.º Adelino Campante, a receber o galardão em meu nome. Devo a Vizela uma visita, não tardará muito...

Uma equipa internacional, na qual me incluo, confirmou recentemente o primeiro candidato a exoplaneta detectado pelo telescópio espacial Kepler (NASA), cujo lançamento ocorreu há 10 anos. A confirmação do exoplaneta KOI 4.01 (agora designado oficialmente de Kepler-1658 b) foi aceite para publicação na revista The Astronomical Journal (link para o artigo aqui).

A confirmação da natureza planetária de Kepler-1658 b, dez anos após o lançamento do satélite Kepler, é um exemplo de como não é de todo trivial a validação de novos exoplanetas, especialmente aqueles que são detectados pelo método dos trânsitos. O Kepler detectou milhares de candidatos a exoplanetas através deste método durante os quatro anos em que se manteve em operação. Porém, uma vez que existem vários fenómenos astrofísicos capazes de imitar um trânsito planetário, todas as detecções são inicialmente classificadas como “candidatos”, sendo necessária uma análise posterior mais detalhada para excluir a possibilidade de se tratar de um falso positivo.

Apesar de ter sido a primeira detecção do telescópio espacial Kepler, o caminho para a confirmação de Kepler-1658 b foi atribulado. A estimativa inicial do tamanho do planeta estava errada, pois era baseada no tamanho da sua estrela mãe, cujo diâmetro estava subestimado. Mais tarde, este sistema foi catalogado como falso positivo quando os efeitos detectados na estrela (i.e., um eclipse secundário pronunciado) não correspondiam ao que se esperava para um sistema com aquela configuração. Como digo frequentemente, esta é uma prova de que, para compreendermos melhor os planetas, temos primeiro de conhecer a sua estrela mãe em detalhe.

Foi a análise das ondas sonoras retidas no interior da estrela, técnica designada de astrossismologia, que possibilitou reavaliar com precisão o tamanho da estrela. O facto de a estrela ser três vezes maior do que originalmente se pensava significa que o seu planeta é também três vezes maior. Podemos assim afirmar com elevado grau de confiança que o planeta Kepler-1658 b é um júpiter quente, orbitando a sua estrela a cada 3,8 dias. A estrela Kepler-1658 é 50% mais massiva e três vezes maior do que o Sol, com o planeta Kepler-1658 b a orbitar a uma distância de apenas 0,05 unidades astronómicas (cerca de 8 vezes mais próximo do que Mercúrio está do Sol), o que o torna num dos planetas conhecidos mais próximos de uma estrela evoluída. Este tipo de planeta é raro, e o porquê do seu reduzido número é ainda pouco compreendido.

A natureza extrema deste sistema planetário irá permitir aos astrónomos perceber melhor os limites físicos da interacção que provoca a queda em espiral de um planeta em direcção à superfície da sua estrela. Os dados preliminares apontam para que este processo seja mais lento do que se pensava, e que por isso não será a principal causa da escassez deste tipo de planetas.

Concepção artística do sistema KOI 4. Crédito: Gabriel Pérez Díaz/Instituto de Astrofísica de Canarias.

There are plenty of good astronomy resources available in education and public outreach, although most of the time these will only be available in one language, English. A key factor in astronomy outreach is to have resources available in local languages. To address this, the Astronomy Translation Network (ATN) has been created, which consists in a global network concentrating good resources and those needing translation, and matching translation needs with volunteers. The project is being coordinated by the National Astronomical Observatory of Japan (NAOJ) and the IAU Office for Astronomy Outreach (OAO). Its goals are: (i) to make the world’s best open resources accessible without language barriers; (ii) to build a network of active translators to support translation needs; and (iii) to provide high-quality translations through an assessment and review process. As of November 2018, the ATN has officially gone over 300 volunteers! At the top of the charts (see below), with 36 volunteers (myself included), is the busy Portuguese Language Group, coordinated by Catarina Leote. Have a look at our published translations (across all languages) here.

Fiz recentemente parte da Digressão Ignite IAstro, tendo participado nos eventos de Guimarães (13 de Outubro de 2018) e de Tomar (10 de Novembro de 2018), respectivamente a 16ª e 17ª edições (esta última parte da iniciativa European Space Talks). Tratou-se de uma experiência verdadeiramente enriquecedora.

A Digressão Ignite IAstro leva a investigação realizada no Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) a vilas e cidades longe dos grandes centros urbanos. Além disso, esta iniciativa pretende mostrar, especialmente aos mais jovens, que é possível estudar e construir uma carreira de sucesso em Astronomia e Astrofísica em Portugal. Com início em Janeiro de 2016, a Digressão Ignite IAstro chegou já a mais de 2000 pessoas.

O formato compacto dos eventos Ignite IAstro permite expor em menos de uma hora a variedade de temas investigados no IA. Em cada evento, entre oito e dez investigadores apresentam a sua investigação em apenas cinco minutos cada. Seguindo o conceito dos eventos Ignite, cada investigador fala a compasso de uma sequência de 20 slides que avançam automaticamente a cada 15 segundos.

É o Universo em contrarrelógio numa digressão por Portugal!

The NASA TESS mission is performing an all-sky survey for planets transiting bright nearby stars. During its primary mission, TESS will monitor the brightness of several hundred thousand low-mass, main-sequence stars over intervals ranging from one month to one year. Monitoring of these pre-selected target stars will be done at a cadence of 2 min, while full-frame images (FFIs) will be recorded every 30 min. In addition, TESS’s excellent photometric precision will enable asteroseismology of solar-type and red-giant stars. A very exciting prospect will be that of conducting asteroseismology of red-giant hosts. Based on an all-sky stellar and planetary synthetic population, we predict to be able to detect solar-like oscillations in up to 200 low-luminosity red-giant branch (LLRGB) stars hosting close-in giant planets (Campante et al. 2016, ApJ, 830, 138). Herein, I simulate what detecting such planetary transits should look like.

Artificial light curves

I generated artificial light curves for ~30,000 LLRGB stars. Generation of the light curves is performed originally in the frequency domain, after which an inverse Fourier transform is applied. I considered only the 30-minute cadence of TESS FFIs and applied a window function to account for the data downlink occurring every spacecraft orbit.

I used a photometric noise model for TESS (Sullivan et al. 2015, ApJ, 809, 77) to predict the rms noise per a given exposure time. To model the granulation power spectral density, I adopted a scaled version (to predict TESS granulation amplitudes) of model F of Kallinger et al. (2014, A&A, 570, A41), which contains two Harvey-like components. No aliased granulation power was considered. Individual radial, (mixed) dipole and quadrupole modes were also modeled. The left and right panels of Fig. 1 respectively display the power spectral density and corresponding light curve of a V=10.3 star observed for 27.4 days (or 1 TESS sector). The oscillation bump can be seen around 170 μHz.

Model transit light curves were generated using the Python package batman. Assuming circular planetary orbits, I seeded one planet per star. I next drew orbital periods and planet radii from uniform distributions spanning the parameter space of interest (0.5 to 27.4 days and 4 to 22 Earth radii, respectively). Orbital periods were redrawn until no systems were left within the Roche limit and/or the stellar envelope. I assumed that all planets transit and drew the impact parameter from a uniform distribution defined over the half-open interval [0,1[. Input to batman includes the time of inferior conjunction, orbital period, planet radius, semi-major axis, and orbital inclination. A quadratic limb darkening law was used and its coefficients set to fixed values. I further accounted for the long integration time by subsampling the model 11 times per cadence then integrating over these subsamples.

Figure 1: Power spectral density (a) and corresponding light curve (b) of a V=10.3 star observed for 27.4 days (or 1 TESS sector). The oscillation bump can be seen around 170 μHz. No window function has been applied here to the light curve to account for the data downlink.

Automated transit detection

I searched for transits using an updated version of the pipeline presented in Barros et al. (2016, A&A, 594, A100), which makes use of a Python implementation of the Box-fitting Least Squares (BLS) algorithm originally introduced by Kovács et al. (2002, A&A, 391, 369). The search was made over periods ranging from 1 day to 70% of the light curve duration and over fractional transit durations ranging from 0.001 to 0.3 with 200 phase bins. Using the periods and epochs found by the BLS algorithm, each light curve was phase-folded and the signal detection efficiency (SDE) computed.

The pipeline searches npass transits per light curve and sorts them according to the SDE. Results for all the light curves are also sorted according to the maximum SDE reported for each light curve. It also tests for the following features: possibility of a secondary transit/eclipse, sinusoidal behavior, and single transit (or an effective number of transits that is less than the total number of transits). Provided the fitted depth is positive, the pipeline produces a series of plots for each candidate. Figure 2 shows the pipeline output for the same artificial star considered in Fig. 1 (after transit injection corresponding to an inflated Jupiter). The two injected transits are correctly recovered.

I went on to test the tool both for statistical false positive rates and detection sensitivity. The former involves running the code on the entire set of light curves, which should only contain instrumental/shot noise and stellar (correlated) signals, namely, granulation and oscillations. The latter involves running the code on the same light curves, although now with injected transits. I do not show the corresponding findings here.

Figure 2: Pipeline output for the same artificial star considered in Fig. 1. The light curve is shown in the top left panel with both (correctly) recovered transits in red. Notice the gap at ≈13.7 d due to the data downlink. The BLS periodogram is shown in the top right panel with the vertical dashed line indicating the best period, as determined by the algorithm. The bottom left panel displays the phase-folded light curve using the best period (blue) and a binned version of it (red). The bottom middle and right panels simply zoom in on the phase-folded light curve at the locations of the primary and possible secondary (not present in this case), respectively.