A atividade coronal

Com o desenvolvimento de satélites cada vez mais especializados em medidas de raio-X, ampliou-se significativamente a compreensão dos processos de aquecimentos da coroa estelar. Um marco de grande relevância foi o lançamento, em 1978, do satélite HEAO-2 (High Energy Astrophysics Observatory 2), posteriormente rebatizado de Eins tein. O satélite Einstein, o primeiro telescópio em raio-X de imageamento completo colocado no espaço, esteve em funcionamento até abril de 1981. Durante seu tempo de vida útil, detectou fluxo de raio-X soft em estrelas de tipos espectrais diversos, fornecendo evidências para o reconhecimento de temperaturas coronais em torno de 106_{K − 10}8_K.

Sucedendo ao satélite Einstein e ao EXOSAT na observação em raio-X, foi lançado em 1990 o satélite ROSAT (ROentgen SATellite). O satélite ROSAT, fruto de um programa de cooperação entre Alemanha, Estados Unidos e Reino Unido, desem- penhou sua missão durante cerca de nove anos. Seus seis primeiros meses de missão foram dedicados a um levantamento completo do céu em raio-X. Com um telescópio maior do que o utilizado pelo satélite Einstein, o ROSAT possuía capacidade de detec- tar fontes de raio-X três vezes mais fracas do que as detectadas pelo satélite Einstein, aumentando, assim, consideravelmente, o número de fontes de raio-X conhecidas e com precisão posicional nunca antes alcançada. Com o advento do ROSAT, a astronomia de raio-X atingiu a maturidade. Os astrônomos passaram a ter um número suficiente de fontes para investigar rigorosamente os fenômenos responsáveis pela emissão de raio-X no Universo. Esses dois satélites, Einstein e ROSAT, detectaram raios-X provenientes das coroas estelares. Desse amplo levantamento formando uma amostra de mais de 20000 estrelas, foi possível verificar que a idade das estrelas desempenhava um papel relevante na emissão de raio-X, revelando que estrelas jovens e com rotação mais rápida apresentavam-se mais profusas na emissão dessa radiação. Diante disso, uma hipótese a ser considerada é que a rotação rápida intensifica o campo magnético estelar, via efeito dínamo, o que por sua vez aquece a respectiva coroa e cria as condições (uma tem-

peratura elevada aliada a uma baixa densidade) para uma maior emissão de radiação nesses comprimentos de onda.

Utilizando-se do satélite Einstein, Maggio et al. (1990) realizaram um amplo programa observacional medindo fluxos de emissão de raio-X para uma amostra de 380 estrelas. Eles concluíram que gigantes ou supergigantes de tipo espectral F são emissoras de raio-X no mesmo nível das estrelas da seqüência principal de mesmo tipo espectral. Em adição, puderam verificar que as estrelas de tipo espectral G apresentam uma larga faixa de valores de emissão de raio-X, algumas estrelas chegando a emissões comparáveis aos sistemas RS CVn e outras, com valores abaixo do nível solar (sistemas RS CVn são variáveis eruptivas de tipo RS Canum Vernaticorum - trata-se de binárias separadas (detached), compostas de uma estrela evoluída e de uma estrela da seqüência principal). Quando compararam as gigantes K com as F e G, eles mostraram que estas apresentam um nível de emissão mais forte do que aquela e que a maior parte dos emissores pertencem a sistemas binários.

Esse trabalho de Maggio e colaboradores sinalizou, portanto, a necessidade de se procurar entendimento das relações de fluxo de raio-X com parâmetros estelares fundamentais, como rotação, temperatura, período orbital e idade.

Em linhas gerais, os satélites IUE (International Ultraviolet Explorer), HEAO1 (High Energy Astrophysics Observatory 1 ), Einstein, EXOSAT (European Space Agency’s X-ray Observatory) e mais recentemente os satélites ROSAT e ASCA (Advanced Satel- lite for Cosmology and Astrophysics) exploraram intensamente em UV e raio-X a região do diagrama HR contendo supergigantes e gigantes do tipo tardio. No conjunto, os dados de UV e raio-X indicaram com clareza a existência de diversas linhas demar- catórias, estabelecendo certos limites aproximadamente coincidentes no diagrama HR. Assim, constata-se a presença de uma linha divisória em termos de emissão de raio- X, separando gigantes amarelas e supergigantes, com proeminente emissão de raio-X (lado azul ou lado mais quente da linha divisória), daquelas com baixa emissão (lado vermelho ou mais frio da linha divisória) [Ayres et al. (1981); Haisch e Simon (1982);

Maggio et al. (1990); Haisch et al. (1990); Haisch, Schmitt e Rosso (1991); Reimers e Schmitt (1992); Haisch, Schmitt e Fabian (1992)]; uma região de transição com linha divisória separando estrelas que evidenciam emissão de plasma (lado azul ou lado mais quente da linha divisória) daquelas sem evidências (lado vermelho ou mais frio da linha divisória) [Linsky e Haisch (1979)]; e uma linha divisória separando estre- las com forte emissão de ventos frios massivos (lado vermelho ou mais frio da linha divisória) daquelas onde estes não estão presentes (lado azul ou lado mais quente da linha divisória) [Dupree (1986)]. Em outras palavras, embora as coroas estelares sejam comuns nos diferentes tipos de estrelas, sendo até, em muitos casos, mais energéticas do que a coroa solar, tais coroas parecem desaparecer abruptamente ao cruzarem uma linha divisória no diagrama Hertzsprung-Russell. Haisch et al., por exemplo, em 1992, deu uma relevante contribuição ao investigar estrelas gigantes e supergigantes simples com base numa amostra robusta obtida pelo satélite ROSAT. O fluxo de raio-X serviu de diagnóstico da atividade coronal para a análise de 65 estrelas simples. Haisch e co- laboradores mostraram a existência da linha divisória em torno do tipo espectral, K3, evidenciando que estrelas mais tardias do que K3 cessam a intensa atividade coronal, dando lugar ao aparecimento de ventos estelares massivos. A confiabilidade de seus resultados baseou-se no fato de que a amostra por ele utilizada era robusta, eliminando, assim, a possibilidade de que essa linha divisória fosse um artefato de uma amostragem pobre. Nesse trabalho, eles concluíram que os ventos massivos que surgem não seriam densos o suficiente para obstruírem a passagem dos raios-X e, portanto, eles não são responsáveis pela ausência de detecção das coroas das referidas estrelas. Sendo assim, essa linha divisória sinaliza fortemente para a ocorrência, nessa fase, de uma verdadeira transição evolutiva das estrelas.

Uma ampla discussão sobre as possíveis origens das linhas divisórias pode ser vista nos artigos de Linsky e Haisch (1979); Simon, Linsyk e Stencel (1982); Dupree (1986); Mullan e Steinolfson (1983); Böhm-Vitense (1986); Antiochos, Haisch e Stern (1986); Antiochos (1987); An et al. (1990a). Entretanto, é digna de menção a in-

teressante abordagem feita por Rosner et al.(1991). Eles sugerem uma solução para inquietantes questões como: qual a causa da existência das linhas divisórias e por que elas são coincidentes?

Como elementos para responder a essas questões, eles afirmaram que, na super- fície de estrelas evoluídas, a topologia do campo magnético determina a natureza de sua atividade; sendo assim, uma topologia "fechada"conduz ao confinamento do plasma e uma topologia "aberta"permite, mas não exige, a liberação de ventos estelares.

Rutten (1987a), realizando estudos sobre atividade cromosférica (fluxo de CaII) em função da rotação, verificou que, no gráfico logF (CaII) versus (B − V ) existia um fluxo mínimo de CaII para um dado (B − V ). Assim, uma estrela com um dado (B − V ) não podia apresentar um valor menor para o fluxo de cálcio do que o valor mínimo. Rutten obteve uma função empírica, Fmin(CaII), dependente do índice de

cor (B − V ), e a batizou de componente basal.

Schrijver (1987a,b) concluiu que a componente basal não dependia da ação do campo magnético, sendo, portanto, independente da ação do dínamo. Nesse contexto, ficou natural definir a parte do fluxo de origem não térmica como sendo o excesso de fluxo de cálcio ∆F (CaII) = F (CaII) −Fmin(CaII). Essa seria a parte da atividade

cromosférica dependente da rotação estelar. Em outras palavras, nasce a idéia de separar os processos de aquecimento em duas componentes, a saber:

componente térmica - representada pela componente basal, possuindo origem relacionada aos processos de ondas acústicas e constituindo a parte da atividade inde- pendente da ação do campo magnético, por conseqüência, independente da rotação;

componente não térmica - intimamente relacionada à rotação, sujeita, portanto, à ação do dínamo magnetohidrodinâmico. Para o estudo da atividade cromosférica, essa idéia de componente basal foi frutífera e estimulou que procedimento análogo fosse feito para a atividade coronal. Assim, por analogia, Rutten et al. (1991) definiram uma componente basal e um excesso de fluxo ligado à emissão em raio-X na coroa; entre-

tanto, não encontraram resultados observacionais que justificassem o estabelecimento dessa componente basal associada à atividade coronal e concluíram que a emissão coro- nal depende essencialmente do campo magnético.

De Medeiros e Mayor (1995) estudaram o comportamento da atividade coronal em função da rotação para uma amostra robusta de 144 estrelas evoluídas, simples e binárias. Dados precisos de velocidade rotacional obtidos com o CORAVEL foram utilizados nesse estudo. Como resultado, ficou evidenciado que efeitos de marés têm um papel importante no nível de atividade de raio-X em estrelas binárias evoluídas. A circulação das órbitas desses sistemas binários mostrou-se propriedade necessária para o crescimento da atividade coronal.

Capítulo 4

Dados e Parâmetros Observacionais

4.1

Introdução

O presente estudo baseia-se em uma amostra significativa de estrelas evoluí- das obtida com o satélite ROSAT. No total, foram estudadas 191 estrelas simples, classificadas na literatura como gigantes com tipo espectral F, G e K. Os resultados foram comparados com os obtidos das 106 estrelas evoluídas de tipo espectral F, G e K pertencentes a sistemas binários espectroscópicos. Medidas precisas sobre rotação e informações sobre binaridade foram obtidas do catálogo de De Medeiros, fato que demonstra o pionerismo deste trabalho, permitindo que afirmemos tratar-se do mais amplo estudo até então realizado.

Antes da apresentação dos dados e dos resultados obtidos, descreveremos de forma sucinta nossos objetos de estudo, as principais características do satélite ROSAT, bem como faremos comentários sobre os métodos de determinação dos parâmetros físicos mais relevantes para este trabalho, quais sejam, velocidade de rotação e fluxo de raio-X.