2 0 2 4 6 8 10 12 3600 4000 4400 4800 5200 5600 |B l | m ea n (G) Tef f (K) DD nd MS
Figura 4.6: Gráfico mostrando a relação entre a temperatura efetiva e o módulo do campo magnético médio (Aurière et al., 2015). DD se refere às estrelas para as quais se foram obtidas detecção definitiva de campo magnético, MD é para as estrelas cuja detecção foi marginal e nd são estrelas que não tiveram atividade magnética detectada.
4.4 Discussão
Rosner et al. (1995) propuseram que a topologia do campo magnético superfi- cial de uma estrela evoluída determina a natureza de sua atividade superficial. Assim, analogamente ao Sol, o campo magnético da estrela pode desempenhar um papel im- portante na mudança da sua estrutura atmosférica apos a dividing line no diagrama HR. O ponto central é que a mudança na atividade atmosférica modifica a geometria do campo magnético superficial, inclusive com mudanças na natureza do dínamo magnético. Como as estrelas cruzam a dividing line, a atividade proveniente do dínamo clássico pode ser modificada. Por este motivo, o fluxo magnético superficial organizado em larga escala surge decorrente de campos sementes fracos, localizados nas turbulentas zonas convectivas dessas estrelas.
magnético se mantém essencialmente intacta. Apesar de este fenômeno estar associado a fenômenos magnéticos, diferentes estudos nesse ramo de pesquisa ainda estão focados apenas nas observações em raio-X e ultravioleta. Logo, faz-se necessário usar observações espectropolarimétricas para medir o campo magnético estelar diretamente a partir das assinaturas de Zeeman que são produzidas nas linhas espectrais (Donati et al., 1997), nas quais os campos magnéticos associados podem ser reconstruídos com a técnica (ZDI) (Donati e Brown,1997).
Capítulo 5
Considerações Finais
O aprofundamento no estudo de campos magnéticos é uma parte relativamente recente na história da astrofísica. A utilização de métodos multi-linha para calcular perfis médios de linhas espectrais, caso do LSD, é limitada, considerando-se que poucos grupos de pesquisa possuem domínio dessa técnica.
Neste trabalho, utilizamos o método do LSD e detectamos, incontestavelmente, o campo magnético de 3 estrelas, além de confirmar a ausência de atividade magnética em outras 18. Também analisamos a relação entre o campo magnético e a disposição das estrelas no diagrama HR, mostrando a presença de uma dividing line no mesmo. Finalmente, a análise da temperatura efetiva confirma a presença da linha divisória no diagrama HR.
Para trabalhos futuros, objetivamos detectar os campos magnéticos para as outras 14 estrelas restantes da amostra, cuja presença de atividade magnética foi confirmada por
Aurière et al.(2015). Além disso, utilizar a técnica LSD para amostras estelares maiores, com a possibilidade de aprimoramento desse procedimento e do trabalho computacional requerido pelo mesmo. Alguns outros pontos interessantes a serem estudados futuramente incluem a análise da atividade coronal e a sondagem da atividade cromosférica, por exemplo.
Dessa maneira, torna-se clara a necessidade de continuidade deste estudo, a fim de podermos desenvolver modelos cada vez mais objetivos de evolução e estrutura estelar.
Aurière, M., Konstantinova-Antova, R., Charbonnel, C., Wade, G. A., Tsvetkova, S., Petit, P., Dintrans, B., Drake, N. A., Decressin, T., Lagarde, N., Donati, J.-F., Roudier, T., Lignières, F., Schröder, K.-P., Landstreet, J. D., Lèbre, A., Weiss, W. W., e Zahn, J.-P. (2015). The magnetic fields at the surface of active single g-k giants. Astronomy &
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