2.5.1
Estrelas de pouca massa
Acredita-se que tanto no Sol quanto em outras estrelas frias, estrelas com pouca massa, a atividade magnética é obtida do resultado da conversão da energia mecânica proveniente da convecção e da rotação em energia magnética pelo processo do dínamo MHD. Através de medidas do efeito Zeeman e de outras características espectrais é pos- sível detectar campos magnéticos da ordem de kilogauss. Embora as ideias básicas sejam bem estabelecidas, muitos aspectos chaves ainda continuam obscuros, tais como a rotação diferencial, o caráter intermitente da distribuição de campo magnético superficial (isto é, manchas solares), a origem do ciclo solar e o papel da rotação diferencial no dínamo em grande escala (Uzdensky 2009).
2.5.2
Estrelas massivas
Através dos dados observacionais, tomamos conhecimento da existência de cam- pos magnéticos da ordem de kilogauss em estrelas do tipo espectral O e B, situadas num intervalo de massa de 10 - 50 M⊙. Esta detecção pode ser de extrema importância na
compreensão das propriedades e da evolução destas estrelas massivas. Contudo, o me- canismo responsável por gerar e manter estes campos magnéticos nesses tipos de estrela
Capitulo 2. Campos Magnéticos em Astrofísica Estelar 23
ainda permanecem pouco compreendidos (Uzdensky 2009).
2.5.3
Magneto-estrelas
O objeto astronômico que possue um campo magnético da ordem de |B| ≥ 1014
G é classificado como magneto-estrela (do inglês magneto-star). As estrelas de nêutrons são rotuladas como magneto-estrelas devido à sua alta magnetização. A justificativa para estas estrelas apresentarem campos tão elevados ainda é incerta. Contudo, acredita-se que estes altos valores sejam decorrentes da sua alta taxa de spindown. Duncan & Thompson (1992) foram os pioneiros à apresentar um modelo para as magneto-estrelas.
2.5.4
Galáxias
Utilizando o efeito Zeeman, Walsh e colaboradores detectaram o campo magné- tico de uma galáxia com desvio para o vermelho z = 0.692 da ordem de 84 µG (Walsh et al. 2002). Outro método empregado na determinação da intensidade do campo magné- tico em uma galáxia é a utilização do espectro síncrotron, assumindo equipartição entre a densidade de energia e os raios cósmicos. Em média, um valor típico da intensidade do campo mangético para galáxias do tipo espiral é de aproximadamente 10 µG (Beck 2008). As galáxias contendo processos de formação estelar apresentam campos um pouco mais intensos, ou seja, campos da ordem de 50 - 100 µG. Widrow (2002) encontrou que as galá- xias espirais, elípticas e irregulares apresentam valores similares na intensidade do campo magnético.
CAPITULO
3
OBSERVAÇÕES ESPECTROPOLARIMÉTRICAS DE
ANÁLOGAS E GÊMEAS SOLARES
“Os homens não permanecerão na Terra para sempre, mas em sua busca para a luz e espaço, penetrará primeiro timidamente além da atmosfera, e mais tarde conquis- tará para si todo o espaço perto do Sol." Konstantin E. Tsiolkovsky
O interesse em se obter informações cada vez mais precisas sobre os processos físicos que ocorrem nas estrelas levou os astrônomos a fundirem duas técnicas bastante conhecidas. Eles uniram a espectroscopia com a polarimetria para dar origem à espec- tropolarimetria. Como o nome sugere, essa técnica consiste de uma análise da luz tanto espectroscopicamente quanto polarimetricamente. Dessa maneira, é possível obter tanto a distribuição do comprimento de onda em função da energia espectral quanto as proprie- dades do vetor de polarização da radiação eletromagnética. Assim, a espectropolarimetria abarca uma série de técnicas com a finalidade de caracterizar a luz da forma mais exaus- tiva possível. Esta técnica é, em última análise, baseada em uma teoria que se iniciou no final do século XIX e que atingiu a maturidade na década de 1990, como destaca Iniesta
Capitulo 3. Observações espectropolarimétricas de análogas e gêmeas solares 25
(2004).
Atualmente, os telescópios são acoplados a diversos instrumentos que possibili- tam analisar praticamente todo o espectro eletromagnético. Esses instrumentos, além de obter a imagem, também captam várias características físicas da radiação eletromagnética e dividem-na em diferentes comprimentos de onda, processo denominado espectrosco- pia. Através do conhecimento do espectro estelar, por exemplo, podemos determinar as condições físicas e químicas (como temperatura, gravidade, ventos estelares, composição química, entre outros) que ocorrem na atmosfera das estrelas.
Nesse trabalho, contamos com o auxílio da nova geração de espectropolarímetros de alta performace. O ESPaDOnS (an Echelle SpectroPolarimetric Device for the Observa- tion of Stars), localizado no CFHT (Canada-France-Hawaii Telescope), e o NARVAL, situ- ado no topo do Pic du Midi. Estes foram os dois instrumentos utilizados na aquisição dos dados referentes ao campo magnético estelar para as nossas estrelas. Atualmente esses dois instrumentos são os responsáveis por fornecer um mapeamento do campo magné- tico estelar extremamente detalhado. São também uns dos poucos instrumentos existentes no mundo voltados exclusivamente para detecção do campo magnético estelar.
3.1
ESPaDOnS a nova geração de espectropolarímetro este-
lar
O CFHT (Telescópio Canadá-França-Havaí) é um telescópio óptico de 3.6 metros de diâmetro situado no topo do Mauna Kea, um vulcão extinto situado na principal ilha do Havaí, figura (3.1). O Mauna Kea situa-se a 4200 metros de altitude e é o melhor local de observação astronômica conhecido no hemisfério Norte. O CFHT oferece atualmente 3 principais instrumentos operados em modo fila: 1) MEGACam: imageador óptico com campo de 1 grau quadrado; 2) WIRCam: imageador infravermelho de grande campo; 3) ESPaDOnS: espectropolarímetro de alta resolução. Além desses instrumentos, também é oferecido um instrumento operando em modo clássico: 4) AOB: imageador infraverme- lho com sistema de óptica adaptativa. Agora, iremos apresentar alguns detalhes sobre o ESPaDOnS, que é um dos intrumentos do nosso trabalho.
Capitulo 3. Observações espectropolarimétricas de análogas e gêmeas solares 26
Figura 3.1: ESPaDOnS@CFHT
i)
Detalhes do instrumento e configurações
O ESPaDOnS é um espectrógrafo echelle de alta resolução, bem como um analisa- dor de polarização opcional. Ele tem uma cobertura espectral que vai de 370 a 1.050 nm em uma simples exposição, tudo isso com um poder resolutor1 de aproximadamente 68.000
(em espectropolarimetria e modo espectroscópico ’objeto + céu’) até 81.000 (no modo es- pectroscópico ’apenas objeto’).
Com o ESPaDOnS, os astrônomos podem analisar com um detalhe sem prece- dente uma ampla gama de importantes questões na física estelar como, por exemplo, de- terminar a topologia do campo magnético para estrelas que abrigam planetas extrasolares, heterogeneidades na superfície estelar, rotação diferencial para ciclos de atividade, freio magnético, convecção e circulação no interior estelar, entre outros. Na base de dados do ADS, é possível encontrar diversas publicações com importantes resultados envolvendo os dados obtidos com o ESPaDOnS nos últimos anos.
Capitulo 3. Observações espectropolarimétricas de análogas e gêmeas solares 27
3 Breve descrição do instrumento:
O ESPaDOnS consiste de duas unidades distintas, cada uma localizada em lugares diferentes com relação ao telescópio:
•A unidade Cassegrain, montada no foco Cassegrain, inclue o módulo calibração e é orientado bem como o módulo polarimétrico;
•A unidade espectroscópica, instalado no lado direito e termicamente estável do telescópio inclue o módulo espectrógrafo, que é o item principal do ESPaDOnS em termos de custo e peso.
3 Configuração do instrumento:
Para manter o ESPaDOnS tão simples como possível, foi necessário projetá-lo como um instrumento que "aponta e dispara"e que obedece a poucas configurações di- ferentes, ou seja, apenas três escolhas são disponíveis:
•Um modo espectropolarimétrico;
•Um modo espectroscópico (chamado ’objeto + céu’);
•Um segundo modo espectroscópico (chamado ’apenas de objeto’).