Utilizamos o fluxo de CaII nas linhas H e K como diagn´ostico da atividade cro- mosf´erica. Esses valores foram obtidos a partir de medidas efetuadas com o fotˆometro CaII H e K acoplado ao telesc´opio de 1.5m do observat´orio Mt. Wilson. Essas medidas foram obtidas a partir dos procedimento dados por Rutten (1984), que converte uma medida relativa no fluxo superficial absoluto F(CaII).
O procedimento utilizado por Rutten consiste na contagem dos f´otons nas duas janelas centradas nas raias H e K do CaII, e nas duas janelas do cont´ınuo centradas em 4001.1 ˚A e 3901.1 ˚A. Com isso, se define um parˆametro chamado de ´ındice de fluxo S, dado por:
S = αNH + NK NR+ NV
(3.1) α ´e um fator de normaliza¸c˜ao e NH + NK e NR+ NV ´e a contagem dos f´otons nas janelas
H e K, e nas janelas do cont´ınuo 4001.1 ˚A e 3901.1 ˚A (canais R e V) respectivamente.
Como o fluxo absoluto FH+FKpor unidade de ´area da superf´ıcie estelar ´e proporcional
ao fluxo aparente fH + fK por unidade de ´area detectado na terra, ent˜ao
FH + FK =
Fbol
fbol
(fH + fK), (3.2)
onde Fbol ´e o fluxo bolom´etrico absoluto,
e fbol ´e o fluxo bolom´etrico aparente,
fbol = γ10−0.4(mV+BC) (3.4)
E nas express˜oes acima σ e γ s˜ao constantes, Tef f ´e a temperatura efetiva, mV a
magnitude visual aparente e BC a corre¸c˜ao bolom´etrica. Como o fluxo aparente fH+ fK
´e proporcional `a taxa de contagem NH + NK, ent˜ao
fH + fK = β(NH + NK), (3.5)
onde β ´e uma constante se assumirmos a extin¸c˜ao e a sensibilidade do instrumento cons- tantes. Combinando as equa¸c˜oes anteriores, chegamos a
FH + FK = βσ γαS(NR+ NV)T 4 ef f10 −0.4(mV+BC) . (3.6)
Introduzindo o fator de convers˜ao Ccf, definido por Middelkoop (1982), dado por:
Ccf ≡(NR+ NV)100.4(mV+BC)10
−4.8, (3.7)
e substituindo este fator de convers˜ao na equa¸c˜ao (3.6), temos que o fluxo absoluto ser´a dado por:
FH + FK =
βσ γα10
−4.8SC
cfTef f4 (3.8)
Introduzindo a unidade de fluxo e o fator arbitr´ario 10−14
, tamb´em definido por Mid- delkoop (1982), chegamos ao fluxo superficial relativo que ´e:
F′ H + F
′
K ≡SCcfTef f4 10
−14. (3.9)
Rutten (1984) mostrou que para estrelas evolu´ıdas que apresentam classe de luminosi- dade de I a IV, e que tenham 0.30 ≤ (B − V ) ≤ 1.70, o fator de convers˜ao em fun¸c˜ao de (B-V) ´e dado por:
log(Ccf) = −0.066(B − V )3−0.25(B − V )2−0.49(B − V ) + 0.45 (3.10)
Para encontrar a calibra¸c˜ao absoluta das unidades arbitr´arias usadas na defini¸c˜ao da equa¸c˜ao (3.9), Rutten (1984) encontrou que os fluxos superficiais absoluto e relativo na superf´ıcie solar s˜ao (FH + FK)⊙ = 2.172 × 106 erg cm
−2 s−1 e (F′ H + F
′
K)⊙ = 1.69,
respectivamente em unidade solar. Chegando a rela¸c˜ao entre os fluxos superficiais absoluto e relativo que ´e dada por:
FH + FK = 1.29 × 106(F ′ H + F ′ K) erg cm −2 s−1 (3.11)
Substituindo a equa¸c˜ao (3.9) na equa¸c˜ao (3.11), e definindo F (CaII) = FH + FK,
temos, finalmente que
F (CaII) = 1.29 × 10−8SC
cfTef f4 erg cm
−2 s−1 (3.12)
A equa¸c˜ao (3.12) descreve o fluxo utilizado neste trabalho. O ´ındice de fluxo S foi listado por Rutten (1987b) em seu cat´alogo de medidas de emiss˜ao de CaII nas linhas H e K. Os ´ındices de fluxos medidos s˜ao S1 e S2. O ´ındice de fluxo S1 ´e principalmente
usado para estrelas subgigantes. Uma convers˜ao de S1 para S2 se faz necess´aria para uma
0.0
0.2
0.4
0.6
0.8
1.0
0.2
0.4
0.6
0.8
1.0
1.2
1.4
1.6
1.8
0.10 0.15 0.20 0.25 0.30 0.35 0.40 0.1 0.2 0.3 0.4 0.5 0.6 0.7S
2S
1Figura 3.1: Rela¸c˜ao entre os fatores S2e S1 para as estrelas gigantes da amostra de Rutten
(1987b) mostrando a reta obtida a partir de uma regress˜ao linear. A figura apresenta tamb´em a reta obtida, considerando apenas os pontos da regi˜ao 0.1 ≤ S1 ≤0.4.
de luminosidade III contidas no cat´alogo de Rutten (1987b) e que apresentam ambos os valores dos ´ındices. Na figura (3.1) apresentamos a rela¸c˜ao entre os ´ındices de fluxos S1 e
S2. Tal rela¸c˜ao ´e representada pela express˜ao:
S2 = 0.888 + 1.51631 × S1 (3.13)
A figura (3.1) apresenta tamb´em a reta obtida a partir de uma regress˜ao linear, con- siderando apenas os pontos da regi˜ao 0.1 ≤ S1 ≤ 0.4. Nesta regi˜ao encontramos que os
´ındices de fluxos S1 e S2 est˜ao relacionados pela express˜ao S2 = 0.06673 + 1.61723 × S1
bem correlacionadas. Entretanto, utilizamos a express˜ao (3.13) para encontrar o ´ındice de fluxo S2 para as estrelas gigantes de nossa amostra.
As medidas do fluxo cromosf´erico logF (CaII) e do ´ındice de fluxo S2 para as estrelas
de nossa amostra s˜ao apresentadas na tabela (A.1).
3.4
Atividade Coronal
Para a atividade coronal utilizamos dados de raio-X para estrelas gigantes do cat´alogo de H¨unsch et al. (1998) na regi˜ao espectral F, G e K.
Os dados de raio-X foram obtidos com um contador de f´otons (PSPC2) a bordo do
sat´elite ROSAT (Pfeffermann et al., 1986) que observou fluxos de raio-X para centenas de estrelas em todo o c´eu.
Para converter as taxas de contagem de f´otons do PSPC em fluxos de raio-X (fx) na
terra ´e preciso aplicar um fator de corre¸c˜ao de energia,
fx= ECF.CR (3.14)
onde ECF ´e o fator de convers˜ao de energia e CR ´e a taxa de contagem dos f´otons. O fator de convers˜ao de energia ECF utilizado por H¨unsch et al. (1998) para o raio-X mole ´e dado por 6 × 10−12
ergs contagens−1
cm−2
.
Uma grande fonte de erro neste c´alculo ´e devido `as incertezas no raio e na distˆancia de cada estrela at´e a Terra. Portanto, ´e importante calcular um parˆametro que seja independente do raio e da distˆancia estelar, esse parˆametro ser´a a raz˜ao entre o fluxo de raio-X fx e o fluxo no vis´ıvel fv onde log (fx/fv) ´e dado por:
log (fx/fv) = log fx+ mv+ 5.47 (3.15)
onde mv ´e a magnitude visual aparente.
2
O parˆametro utilizado como diagn´ostico da atividade coronal, em nosso trabalho ´e o logar´ıtmo da raz˜ao entre o fluxo de raio-X e o fluxo no vis´ıvel, log(fx/fv), e est˜ao
apresentados na tabela (B.1).
3.5
Profundidade da envolt´oria convectiva
Para estimar a profundidade da envolt´oria convectiva de forma precisa, faz-se necess´ario conhecer a posi¸c˜ao da estrela no diagrama HR. Precisamos conhecer ao mesmo tempo a magnitude visual absoluta (ou luminosidade) e a temperatura efetiva das estrelas de nossa amostra.
Neste trabalho, utilizamos a paralaxe trigonom´etrica π e a magnitude V obtidas a partir do sat´elite HIPPARCOS3 (ESA 1997).
A temperatura efetiva calculamos a partir da calibra¸c˜ao (B − V ) versus log(Tef f)
proposta por Flower (1996).
Para a luminosidade das estrelas de nossa amostra calculamos seguindo trˆes passos. Primeiro, combinamos as magnitudes visuais aparente V e as paralaxes π para obter as magnitudes visuais absolutas. Tal equa¸c˜ao ´e dada por:
MV = V + 5 − 5log(dpc) + Aext (3.16)
Como a maioria das estrelas de nossa amostra s˜ao estrelas com pequenas distˆancias (< 300 pc), consideremos a extin¸c˜ao Aext= 0. V ´e a magnitude visual aparente (no sistema
fotom´etrico de Johnson) e dpc ´e a distˆancia em parsecs, dada por dpc = 1000/π.
Calculamos a corre¸c˜ao bolom´etrica BC a partir da calibra¸c˜ao log(Tef f) versus BC
3
proposta por Flower (1996) e somando com a a magnitude visual aparente encontramos a magnitude absoluta bolom´etrica Mbol, dada por:
Mbol = MV + BC (3.17)
Finalmente calculamos a luminosidade estelar a partir da magnitude bolom´etrica uti- lizando a seguinte equa¸c˜ao:
log(L/L⊙) = 4.72 − Mbol 2.5 (3.18) -1.0 -0.8 -0.6 -0.4 -0.2 0.0 0.2 0.4 0.6 0.8 0 10 20 30 40 50 60 70 N [Fe/H]
Figura 3.2: Histograma da metalicidade [F e/H] para as estrelas de nossa amostra.
Ap´os o c´alculo da luminosidade e da temperatura efetiva das estrelas de nossa amostra representamos estas estrelas no diagrama HR, como mostrado nas figuras (4.1) e (4.2). Com o aux´ılio dos tra¸cados evolutivos calculados com o c´odigo de Toulouse-Gen`eve esti- mamos a massa de cada estrela. Esses tra¸cados evolutivos foram calculados para metalici- dade solar ([F e/H] = 0) pelo fato de nossa amostra ser composta por estrelas tipicamente de metalicidade solar como mostra o histograma na figura (3.2). Os tra¸cados evolutivos est˜ao representados nas figuras (4.1) e (4.2).
Com os valores da massa e temperatura efetiva para nossa base e utilizando os re- sultados encontrados por do Nascimento et al. (2000) que mostra o comportamento da profundidade da envolt´oria convectiva como fun¸c˜ao da temperatura efetiva para dife- rentes massas, podemos ent˜ao estimar a profundidade da envolt´oria convectiva em massa (MZC/MEstrela). A figura (3.3) mostra o resultado obtido por do Nascimento (2000), onde
a profundidade da envolt´oria convectiva est´a representada como fun¸c˜ao da temperatura efetiva.
Os valores do ´ındice de cor (B−V ), temperatura efetiva Tef f, luminosidade log(L/L⊙),
massa estelar e profundidade da envolt´oria convectiva est˜ao apresentados na tabela (A.1) e (B.1).
Figura 3.3: Profundidade em massa da envolt´oria convectiva mostrada como uma fun¸c˜ao da temperatura efetiva (primeira dragagem) para 1.0 (s´olida), 1.2 (ponto), 1.5 (pequeno tra¸co), 2.0 (longo tra¸co), 2.5 (ponto-pequeno tra¸co), 3.0 (ponto-longo tra¸co), e 4.0M⊙
(pequeno tra¸co-longo tra¸co) e [F e/H] = 0. A figura apresenta tamb´em um zoom da regi˜ao 3.8 ≤ log Tef f ≤ 3.74. O ponto a indica o fim da primeira dragagem (copiada
CAP´ITULO 4
RESULTADOS E DISCUSS ˜OES
Neste cap´ıtulo, apresentamos os resultados obtidos em nosso trabalho para as rela¸c˜oes entre rota¸c˜ao, atividade cromosf´erica e atividade coronal. Um aspecto importante aqui desenvolvido ´e a an´alise da dependˆencia dos fluxos de CaII e raio-X com a profundidade da envolt´oria convectiva. Evidenciamos a rela¸c˜ao desses fluxos com a rota¸c˜ao. Estudamos ainda a conex˜ao entre o fluxo de CaII, fluxo de raio-X e o d´ınamo magnetohidrodinˆamico. Para esta an´alise calculamos o n´umero de Rossby. Obtivemos ainda a profundidade da envolt´oria convectiva para melhor entender a dependˆencia da atividade estelar com este importante parˆametro.
4.1
Comportamento do fluxo de CaII e do fluxo de raio-X no
diagrama HR
O comportamento da atividade cromosf´erica, aqui diagnosticado pelo fluxo de CaII, e da atividade coronal, representada pelo fluxo de emiss˜ao em raio-X, ao longo do diagrama HR, ´e mostrado nas figuras (4.1) e (4.2) respectivamente. Os tra¸cados evolutivos, con- forme foram discutidos no cap´ıtulo anterior, s˜ao mostrados nessas figuras para auxiliar na determina¸c˜ao do est´agio evolutivo de cada estrela.
Um importante aspecto com rela¸c˜ao `a emiss˜ao cromosf´erica mostrado na figura (4.1), ´e o fato de que as estrelas de nossa amostra apresentam uma sequˆencia evolutiva em
diferentes regi˜oes de luminosidade (ou massa) no diagrama HR. Enquanto que a emiss˜ao coronal apresenta uma dispers˜ao de valores para uma mesmo est´agio evolutivo, como mostra a figura (4.2).
Analizando a figura (4.1), em particular para estrelas com massas entre 1.2 e 2.0 M⊙)
notamos os seguintes aspectos:
• Estrelas evoluindo no turnoff ou imediatamente mais evolu´ıdas, apresentam alto fluxo de CaII;
• Entre o turnoff e a base da regi˜ao das gigantes h´a um claro decrescimento na inten- sidade da atividade cromosf´erica. Claramente ao longo desta regi˜ao o fluxo de CaII decresce com a temperatura;
• Estrelas evoluindo na regi˜ao das gigantes vermelhas apresentam essencialmente baixos fluxos de CaII. Nesta regi˜ao h´a um claro desaparecimento da atividade cro- mosf´erica.
Tais aspectos observacionais s˜ao de suma importˆancia quando analisados em conjunto com a evolu¸c˜ao da profundidade da envolt´oria convectiva como veremos na se¸c˜ao 4.4.
A figura (4.1) mostra uma clara evidˆencia de duas descontinuidades na atividade cro- mosf´erica. Primeiro, em torno de log (Tef f) ∼ 3.72, correspondente ao ´ındice de cor
(B − V ) = 0.81 e ao tipo espectral G5III; estrelas localizadas `a esquerda desta descon- tinuidade apresentam altos fluxos de CaII, enquanto que as estrelas `a direita mostram essencialmente baixos valores de fluxo de CaII. Este decrescimento abrupto na atividade cromosf´erica foi tamb´em observado em estrelas subgigantes por Simon e Drake (1989) num estudo sobre o fluxo de CIV, bem como por Canto Martins (2003) e do Nascimento (2003) num estudo sobre o fluxo de emiss˜ao em CaII. Estes autores explicam tal fenˆomeno como resultado da diminui¸c˜ao abrupta na rota¸c˜ao pr´oximo ao tipo espectral G0IV. Nesta regi˜ao, existiria o desenvolvimento de um d´ınamo em estrelas com tipos espectrais F tardios, que induziria um forte torque magn´etico devido a um vento pr´e-existente. Tal torque atuaria
Figura 4.1: Distribui¸c˜ao das estrelas gigantes no diagrama HR, com o comportamento do fluxo cromosf´erico, log F (CaII), em fun¸c˜ao da luminosidade e da temperatura efetiva. Tra¸cados evolutivos para [Fe/H] = 0 obtidos a partir do c´odigo Toulose-Gen`eve s˜ao
mostrados para massas estelares entre 1 e 4 M⊙ (para detalhes, ver do Nascimento et al.
2000). A linha pontilhada indica o in´ıcio do ramo das subgigantes e a linha tracejada representa o in´ıcio do ramo das gigantes vermelhas.
nas camadas mais externas da superf´ıcie estelar, tendo como resultado uma desacelera¸c˜ao rotacional e consequentemente uma diminui¸c˜ao da atividade.
A segunda descontinuidade aparece na regi˜ao espectral correspondente ao in´ıcio da regi˜ao das gigantes vermelhas, para estrelas `a direita desta regi˜ao a atividade cromosf´erica essencialmente desaparece. Aqui, como causa para esta descontinuidade propomos o sur- gimento dos ventos estelares intensos seguindo o mesmo cen´ario proposto por Haisch et al.
(1992) no estudo da atividade coronal em estrelas evolu´ıdas. Esses autores observaram um desaparecimento abrupto da emiss˜ao em raio-X coronal na regi˜ao espectral K3 indicando haver uma linha divis´oria no diagrama HR. Nesta descri¸c˜ao as estrelas `a direita desta linha divis´oria n˜ao apresentam emiss˜ao em raio-X, mas exibem ventos estelares intensos.
Haisch et al. mostraram que estes ventos n˜ao s˜ao suficientemente densos para que a absor¸c˜ao dos raio-X seja a causa do desaparecimento da emiss˜ao coronal e conclu´ıram que a linha divis´oria representa somente uma transi¸c˜ao evolucion´aria nessas estrelas, onde a coroa quente ´e substitu´ıda por ventos frios.
Figura 4.2: Distribui¸c˜ao das estrelas gigantes no diagrama HR, com o comportamento do fluxo coronal, log (fx/fv), em fun¸c˜ao da luminosidade e da temperatura efetiva. Tra¸cados
evolutivos est˜ao definidos na figura (4.1). A linha pontilhada indica o in´ıcio do ramo das subgigantes e a linha tracejada representa o in´ıcio do ramo das gigantes vermelhas.
A figura (4.2) apresenta a distribui¸c˜ao do fluxo de raio-X das estrelas de nossa amostra no diagrama HR, onde se observa um comportamento bastante distinto daquele apresen- tado pela distribui¸c˜ao do fluxo do CaII. Em tal figura observamos os seguintes aspectos:
• Estrelas evoluindo no turnoff ou ent˜ao imediatamente mais evolu´ıdas apresentam uma dispers˜ao nos valores dos fluxos de raio-X, com valores de fluxos baixos, mo- derados e altos para um mesmo est´agio evolutivo.
• O cen´ario acima se repete para as estrelas na base da regi˜ao das gigantes vermelhas principalmente para estrelas com massas entre 2.5 e 4 M⊙;
• Estrelas evoluindo na regi˜ao das gigantes vermelhas, com log (Tef f) ≤ 3.66, apre-
sentam um decrescimento na intensidade da atividade coronal. Nesta regi˜ao, as estrelas exibem essencialmente fluxos de raio-X baixos e moderados.
4.2
Rela¸c˜ao entre a velocidade rotacional, V sini, a atividade
cromosf´erica e a atividade coronal
Nesta se¸c˜ao, apresentamos o comportamento da rota¸c˜ao em fun¸c˜ao dos parˆametros indicadores da atividade cromosf´erica (fluxos de CaII) e coronal (fluxos de raio-X). Para esta an´alise, cujo resultado principal ´e ilustrado nas figuras (4.3) e (4.4), dividimos as estrelas em diferentes intervalos de cor (B-V): os triˆangulos fechados representam estrelas com (B − V ) ≤ 0.7 [Tef f ≥5559], os c´ırculos 0.7 < (B − V ) ≤ 0.9 [5047 < Tef f ≤5559],
os quadrados 0.9 < (B − V ) ≤ 1.2 [4483 < Tef f ≤ 5047] e os triˆangulos abertos estrelas
com (B − V ) > 1.2 [Tef f < 4483].
A figura (4.3), apresenta o comportamento do fluxo de CaII em fun¸c˜ao da velocidade rotacional. Observamos na figura (4.3) uma correla¸c˜ao entre a atividade cromosf´erica e a rota¸c˜ao, aspecto este j´a observado por Simon e Drake (1989) ao estudar a emiss˜ao do CIV em estrelas evolu´ıdas. Esta rela¸c˜ao entre o fluxo de CaII e a rota¸c˜ao confirma tamb´em
Figura 4.3: Fluxo cromosf´erico, log F (CaII), versus velocidade rotacional, log (Vsini) para as estrelas de nossa amostra. Os triˆangulos fechados representam estrelas com (B − V ) ≤ 0.7; os c´ırculos com 0.7 < (B −V ) ≤ 0.9; os quadrados possuem 0.9 < (B −V ) ≤ 1.2 e os triˆangulos abertos s˜ao estrelas com (B − V ) > 1.2.
resultados encontrados por outros autores para estrelas evolu´ıdas (Strassmeier et al. 1994; Pasquini et al. 2000; Canto Martins 2003; do Nascimento et al. 2003).
Um outro ponto interessante que podemos observar na figura (4.3) ´e a existˆencia de um importante espalhamento na rela¸c˜ao log F (CaII) versus log (V sini), indicando que a velocidade de rota¸c˜ao pode n˜ao ser o ´unico parˆametro controlador da atividade cromosf´erica em estrelas gigantes. Esse mesmo comportamento foi observado na rela¸c˜ao entre o fluxo de CaII e rota¸c˜ao em estrelas subgigantes por Canto Martins (2003) e do Nascimento et al. (2003).
Figura 4.4: Fluxo coronal, log (fx/fv), versus velocidade rotacional, log (V sini) para as
estrelas de nossa amostra. Os s´ımbolos est˜ao definidos na figura (4.3)
A figura (4.4) apresenta o comportamento do fluxo de emiss˜ao em raio-X, aqui re- presentado por log (fx/fv), em fun¸c˜ao da velocidade rotacional. Nenhuma correla¸c˜ao ´e
observada nesta figura. Duas estrelas, HD 222404 e HD 62509 apresentam ao mesmo tempo baixa rota¸c˜ao e baixo fluxo de raio-X e um comportamento de destaque com rela¸c˜ao a dispers˜ao central. Observa-se claramente que a maioria das estrelas apresentam fluxos de raio-X localizadas numa faixa de valores entre −6 e −4, com valores de rota¸c˜oes V sini variando de cerca de 1 a 100 km/s. Vemos na figura (4.4) que valores elevados de log (fx/fv) n˜ao est˜ao associados a valores elevados de V sini e valores baixos de log (fx/fv)
4.3
A conex˜ao entre a atividade cromosf´erica, atividade coro-
nal e o n´umero de Rossby
´
E bem conhecido na literatura que o n´umero de Rossby ´e um bom indicador da ve- locidade de rota¸c˜ao estelar. Este parˆametro leva em conta a rota¸c˜ao n˜ao s´o da superf´ıcie estelar mais tamb´em a rota¸c˜ao no interior atrav´es de toda envolt´oria convectiva. Neste trabalho calculamos o n´umero de Rossby para o melhor valor do parˆametro de mistura α sugerido por Noyes et al. (1984), dado por α = 1.9. O comportamento de FCaII e fx/fv como fun¸c˜ao do n´umero de Rossby, log (R0), para as estrelas de nossa amostra
´e apresentado nas figuras (4.5) e (4.6), respectivamente. Os s´ımbolos mostrados nestas figuras representam os intervalos de (B − V ) indicados na se¸c˜ao anterior.
A figura (4.5) mostra claramente uma boa correla¸c˜ao entre FCaII e o n´umero de Rossby R0. Ao compararmos tal correla¸c˜ao na figura (4.5) com a figura (4.3) vemos a importˆancia
da utiliza¸c˜ao do n´umero de Rossby quando comparado somente com a rota¸c˜ao. Apesar da existˆencia de uma certa dispers˜ao em FCaII dentro de um mesmo intervalo de cor, ´e bastante n´ıtido o decrescimento da atividade cromosf´erica com o aumento do n´umero de Rossby ao longo da sequˆencia de valores crescentes de (B-V). Como mostrado na se¸c˜ao (2.3.2), a eficiˆencia do d´ınamo magn´etico cresce com a rota¸c˜ao, a qual cresce com o inverso do n´umero de Rossby.
Um resultado semelhante foi encontrado para o estudo da rela¸c˜ao F (CaII) versus R0
por Canto Martins (2003) e Simon e Drake (1989) no estudo da rela¸c˜ao F (CIV ) versus R0, em estrelas subgigantes.
Na figura (4.6), apresentamos o comportamento da atividade coronal em fun¸c˜ao do n´umero de Rossby. Nesta figura observamos um comportamento bastante distinto daquele apresentado no fluxo de CaII. Nenhuma correla¸c˜ao ´e observada entre esses parˆametros. Notamos claramente que a maioria das estrelas apresentam fluxos de raio-X localizados numa faixa de valores entre -6 e -4, com valores de log (R0) variando de -1.3 `a 1. Na figura
Figura 4.5: log F (CaII) versus o n´umero de Rossby log (R0) para as estrelas de nossa
amostra. Os s´ımbolos est˜ao definidos na figura (4.3).
(4.6) n˜ao vemos nenhuma tendˆencia para elevados valores de log (fx/fv) estarem associ-
ados a valores elevados de log (R0) ou baixos valores de log (fx/fv) estarem associados a
baixos valores de log (R0).
A falta de correla¸c˜ao entre emiss˜ao em raio-X e rota¸c˜ao, aqui descrita pelo n´umero de Rossby aponta para dois cen´arios, em particular: (i) um importante efeito de sele¸c˜ao, devido a um n´umero relativamente pequeno de estrelas aqui estudadas ou (ii) a existˆencia de um mecanismo de origem n˜ao-magn´etica controlando a produ¸c˜ao de raio-X coronal estelar.
Figura 4.6: log (fx/fv) versus o n´umero de Rossby log (R0) para as estrelas de nossa
amostra. Os s´ımbolos est˜ao definidos na figura (4.3).
4.4
O comportamento da atividade cromosf´erica e da ativi-
dade coronal como fun¸c˜ao da profundidade da envolt´oria
convectiva
Analisamos agora o papel da evolu¸c˜ao da convec¸c˜ao. As figuras (4.7) e (4.8) mostram o comportamento da atividade cromosf´erica e da atividade coronal em fun¸c˜ao da massa da envolt´oria convectiva e da temperatura efetiva. Essa an´alise mostra o efetivo papel da profundidade da envolt´oria convectiva na evolu¸c˜ao da atividade cromosf´erica e coronal nas estrelas gigantes.
As estrelas de pouca massa apresentam uma envolt´oria convectiva logo abaixo da fotosfera, e esta envolt´oria se expande no sentido da superf´ıcie para o interior estelar `a medida que a estrela evolui. Neste ponto iremos analisar a influˆencia deste aprofudamento da envolt´oria convectiva com a evolu¸c˜ao da atividade nas estrelas gigantes.
Para a an´alise do comportamento da atividade cromosf´erica e da atividade coronal em fun¸c˜ao da profundidade da envolt´oria convectiva constru´ımos uma figura cujo eixo das abscissas ´e representado pela temperatura efetiva estelar (log (Tef f)). Neste eixo,
log (Tef f) decresce da esquerda para a direita e est´a diretamente ligado `a idade estelar. No
eixo das ordenadas est´a representado a profundidade em massa da envolt´oria convectiva estelar (MZC/MEstrela).
Na figura (4.7), apresentamos o comportamento do fluxo de CaII com a profundi- dade da envolt´oria convectiva. O tamanho dos s´ımbolos ´e proporcional ao fluxo de CaII, log F (CaII). Nesta figura observamos trˆes pontos interessantes. Primeiro, as estrelas com