Historicamente, após o anúncio feito por Eberhard & Schwarzschild (1913) com- provando a presença das linhas de absorção do Ca ii no espectro de várias estrelas, o fluxo de Ca IIH&K tornou-se um parâmetro importantíssimo para a compreensão da atividade
cromosférica. O estudo da atividade magnética estelar é uma área com muitas questões em aberto. Entre muitas destas questões podemos destacar: Qual seria o verdadeiro me- canismo gerador do campo magnético das estrelas? Como o campo magnético interfere na evolução estelar? Por que as estrelas apresentam períodos com menor atividade? Inúmeras outras questões podem ser formuladas, mas estas têm caráter fundamental e precisam de respostas.
Apesar de vários trabalhos mostrarem nos últimos anos uma estreita relação entre rotação e atividade cromosférica, ainda é preciso compreender melhor a dinâmica desse processo. De acordo com Noyes(1983), a rotação das estrelas não é o único ente físico res- ponsável pela atividade magnética superficial, por isso é extremamente importante uma análise espectroscópica detalhada da atividade atmosférica estelar, através do estudo das linhas de emissão de Ca II H&K de um grupo de estrelas bem selecionadas e com proprie-
dades físicas muito parecidas com o Sol. Tomando nossa estrela como exemplo, podemos mencionar que as medidas do Ca ii são bem correlacionadas com o número de manchas presentes em sua fotosfera. As manchas solares são estruturas superficiais notadamente conhecidas como um bom indicador da atividade solar, dado que são evidências da mani- festação de intensos campos magnéticos.
Além de sua importância para a compreensão dos ciclos de atividade, fenômeno decorrente da evolução topológica do campo magnético e da atividade cromosférica vem sendo extensivamente usado também como um indicador de idade devido a sua diminuição a medida que a estrela vai envelhecendo. Ao mesmo tempo, tendo como base o estudo de estrelas binárias, aglomerados abertos e dados da literatura, contestem a utilização do fluxo de Ca ii como indicador de idade (Soderblom et al., 1991; Lachaume et al., 1999). Novos estudos sugerem que a transição entre intensa atividade cromosférica (ativa) e o período de baixa atividade (inativa) aconteça antes de 1,5 Gyr (Pace; Pasquini, 2004;
Lyra; Porto de Mello,2005). Desta forma, o fluxo de Ca ii pode ser usado como parâmetro
indicador de idade até 1,5 Gyr, quando acredita-se que a tendência mude.
Ciclos magnéticos em outras estrelas já foram determinados por vários autores
(Wilson,1978;Baliunas; Vaughan,1985;Baliunas et al.,1995;Hall et al.,2007a;Lockwood et al.,
2007) e estas observações indicam que tais ciclos cobrem um intervalo entre 2,5 e 25 anos. Além disso, outros estudos sugeriram que os períodos dos ciclos de atividade aumentam proporcionalmente com os períodos de rotação ao longo de duas sequências distintas para as estrelas da sequência principal (Saar; Brandenburg, 1999; Böhm-Vitense, 2007). Re-
centemente, Metcalfe et al.(2010) descobriu um ciclo de atividade magnética de 1,6 anos na estrela HD 17051, também conhecida como ι Hor, através das medições das linhas de emissão do Ca II H&K. No entanto, técnicas baseadas em medidas espectroscópicas são
apenas bons indicadores dos campos magnéticos na superfície. Por outro lado, observações espectropolarimétricas tem revelado reversões da polaridade do campo magnético durante ciclos estelares para estrelas F e G (Donati et al., 2008; Fares et al., 2009).
Felizmente nos últimos anos, os programas de busca por planetas produziu uma enorme quantidade de observações de Ca IIH&K, o que acabou favorecendo as pesquisas
em atividade magnética de estrelas de tipo solar. Neste contexto, a amostra de Mt.Wilson, constituída principalmente de estrelas do tipo solar, juntamente com dados mais recentes, podem lançar uma luz sobre a questão crucial dos ciclos magnéticos e quais estrelas podem ser consideradas comparáveis ao Sol a partir de sua massa, temperatura efetiva, metalicidade e taxa de rotação. Mesmo que trabalhos recentes tenham ampliado o número de gêmeas solares e estudado em detalhes seus parâmetros físicos e abundâncias químicas, seus Prot são em grande parte desconhecidos. A única exceção é a gêmea solar 18 Sco
(Porto de Mello; da Silva, 1997), que apresenta uma abundância de lítio três vezes maior
que o valor solar (Meléndez; Ramírez, 2007), e é um pouco mais nova. Seu período de rotação é ligeiramente menor que o do Sol e apresenta um ciclo de atividade magnética mais curto (Hall et al., 2007a; Metcalfe et al., 2016).
Além da importância astrofísica das gêmeas solares para avaliar em que ponto o Sol pode ser considerado como uma estrela de tipo solar “típica” (Gustafsson,2008), estas estrelas também são importantes para calibrar as relações fundamentais entre os índices de cor e a temperatura (Porto de Mello; da Silva, 1997; Ramírez et al., 2012), além de testar modelos de evolução estelar não-padrão (do Nascimento et al.,2009; Castro et al.,
2011). Portanto, uma amostra autêntica de gêmeas solares com Prot bem determinado
também é importante para estudar o Sol através da evolução temporal, “Sun in Time”, ou de outra forma dito, a evolução do Sol através de gêmeas solares cobrindo diferentes faixas de idades (Guinan; Engle, 2009).
Na seção4.3vamos descrever como utilizamos os dados públicos de alta precisão do espectrógrafo HARPS coletando medidas de atividade cromosférica, que incluem algumas estrelas quase indistinguíveis do Sol, podemos estudar hoje, como é típico o comprimento do ciclo magnético solar e finalmente encontrar outras estrelas compartilhando a mesma transição evolutiva. Isto pode indicar que tal fase de transição pode ser um passo natural da evolução de todas as estrelas análogas solares.
4.2 18 Sco, uma estrela ativa como o Sol?
Como tentativa de melhorar a nossa compreensão e perspectiva sobre a nossa estrela de modo a esclarecer questões a cerca de sua evolução e variabilidade, nós podemos traçar um paralelo entre às estrelas mais parecidas com o Sol. Grande exemplo deste tipo de estrela é a gêmea solar 18 Scorpii1 (Porto de Mello; da Silva, 1997), a qual é
notoriamente reconhecida como a principal estrela com características quase idênticas ao Sol. Neste contexto, 18 Sco tem papel fundamental na interpretação do ciclo de atividade solar, uma vez que é a única estrela classificada como gêmea solar a ter ciclo magnético determinado (Hall et al., 2007a). Utilizando medidas espectroscópicas das variações do fluxo magnético do Ca IIH&K e obtidas com o Solar-Stellar Spectrograph do observatório
de Lowell,Hall et al.mensuraram um ciclo de atividade cromosférica da ordem de ∼7 anos (quadrado magenta na fig. 17), além do mais mostraram que seu brilho decaia de mesmo
modo que à variação ocorrida na irradiância solar total.
Para determinar a periodicidade de 18 Sco e das outras estrelas de nossa base, nós utilizamos os dados de alta precisão do programa de busca de planeta do HARPS. Compu- tamos o índice S seguindo os passos originais do programa de Mt. Wilson (Duncan et al.,
1991) e convertemos-os no índice R′
HK usando uma calibração que leva em consideração a
metalicidade estelar (Lovis et al.,2011). Estudamos a variabilidade de R como função do tempo e procuramos correlações possíveis com velocidades radiais e parâmetros de forma de linha.
Na figura 16 mostramos a série temporal do log(R′
HK) com 3 modelos sinusoidais
de ciclo magnético sobrepostos. Um deles é determinado com base no sinal mais forte do periodograma LS (linha vermelha), o outro é encontrado pelo procedimento de Marquardt- Levenberg (linha azul) utilizando a rotina MPFIT (Markwardt, 2009) e o terceiro indica o ciclo magnético de 7,1 anos proposto porHall et al.(2007a) (linha tracejada). Ainda na mesma figura é possível ver o periodograma LS. Nesta análise, o comportamento exibido pelos indicadores da atividade cromosférica apresenta um forte indício de que o ciclo magnético de 18 Sco é ligeiramente mais longo do que o publicado por Hall et al.(2007a). Uma consequência direta deste resultado é que sua localização na figura17será um pouco diferente. Caso nosso período de 9,6 ± 2 anos seja válido (triângulo magenta na fig. 17), isto reforçará ainda mais as idéias de do Nascimento et al. (2015),Metcalfe et al. (2016), pois a gêmea parece cair em uma sequência intermediária entre o ramo das estrelas ativas e inativas, e onde espera-se que esse comportamento seria ‘típico’ para estrelas análogas solares.
1 Parâmetros fundamentais de 18 Sco: T
eff = 5823 ± 6 K, log g = 4,45 ± 0,02 dex, [Fe/H] = 0,054 ±
Figura 16 – No gráfico superior temos a série temporal do índice de atividade cromos-
férica, log(R′
HK), da estrela HD 146233. A linha vermelha indica o período
do ciclo magnético calcuclado pelo periodograma Lomb-Scargle, a linha azul representa o modelo de melhor ajuste determinado pelo procedimento de Marquardt-Levenberg e a linha tracejada mostra o ciclo de 7,1 anos publi- cado por Hall et al. (2007a). O gráfico de baixo mostra a análise Lomb- Scargle do índice log(R′
HK), onde o pico mais proeminente é 9,6 anos. As
linhas horizontais indicam os FAP’s de 0,1% (linha contínua), 1% (linha tracejada) e 10% (linha pontilhada). A área hachurada simboliza o intervalo de observação além da cobertura dos dados.