6.3 An´ alise da idade estelar
6.3.4 Idade estelar como fun¸c˜ ao do per´ıodo de rota¸c˜ ao
A existˆencia de uma rela¸c˜ao entre a rota¸c˜ao da estrela e a sua idade para os objetos
do tipo solar j´a ´e bem estabelecida na literatura (do Nascimento et al., 2014; Guinan & Engle, 2009; Skumanich,1972), embora essa correla¸c˜ao apresente falhas quando levamos
em considera¸c˜ao os objetos mais velhos, isto ´e, objetos da mesma ordem ou superior a idade do Sol.
CAP´ITULO 6. RESULTADOS E DISCUSS ˜OES PARA AS G ˆEMEAS SOLARES
ativas ´e proveniente do monitoramento das inomogeneidades das linhas H e K do CaII
Donahue et al.(1996), devido essencialmente ao contraste entre os “plages3” cromosf´ericos e a superf´ıcie da estrela. O observat´orio de Mount Wilson ´e a referˆencia nesse tipo de
monitoramento.
Nesta etapa, apresentamos na figura 6.13 a evolu¸c˜ao do per´ıodo de rota¸c˜ao para as
gˆemeas solares do campo. A simbologia ´e a mesma adotada nas figuras anteriores. A partir desta figura, podemos perceber uma n´ıtida diminui¸c˜ao na velocidade de rota¸c˜ao
da estrela `a medida que ela evolui. Outro fato interessante que pode ser observado ´e a ausˆencia de estrelas velhas com alta rota¸c˜ao, definimos como alta rota¸c˜ao as estrelas que
apresentam P rot ≤ 20 dias, e de estrelas jovens girando lentamente (Prot > 20 dias), este comportamento induz `a existˆencia de uma correla¸c˜ao entre o per´ıodo de rota¸c˜ao e a idade
para as nossas gˆemeas solares do campo.
No entanto, n˜ao ´e poss´ıvel perceber uma tendˆencia suave do tipo t−1/2 como descrita
porSkumanich(1972). Devido a transi¸c˜ao abrupta na regi˜ao de dois bilh˜oes de anos como proposto porPace (2013), as estrelas parecem evoluir seguindo uma forma do tipo-L.
Nesta figura tamb´em destacamos a deple¸c˜ao do l´ıtio para as gˆemeas acima de dois bilh˜oes de anos. Podemos constatar que n˜ao existe nenhuma gˆemea pobre em l´ıtio (A(Li) ≤ 1,5 dex) abaixo dessa idade. Ser´a que os processos f´ısicos envolvidos antes e depois de dois bilh˜oes de anos s˜ao diferentes?
CAP´ITULO 6. RESULTADOS E DISCUSS ˜OES PARA AS G ˆEMEAS SOLARES 0 2 4 6 8 10 5 10 15 20 25 30 35
Figura 6.13: Evolu¸c˜ao do per´ıodo de rota¸c˜ao das estrelas gˆemeas do Sol. As estrelas foram agrupadas de acordo com a abundˆancia de l´ıtio. O Sol ´e representado pelo s´ımbolo ?.
Cap´ıtulo
7
Resultados e discuss˜oes para as an´alogas
solares do Kepler
“Somewhere, something incredible is waiting to be known.”
Carl Sagan
As miss˜oes espaciais CoRoT e Kepler proporcionaram um grande avan¸co na compre-
ens˜ao da rota¸c˜ao, pulsa¸c˜ao e oscila¸c˜ao estelar. A partir da grande quantidade de dados provenientes dessas observa¸c˜oes foi poss´ıvel identificar, em algumas estrelas, um padr˜ao
de oscila¸c˜ao semelhante `aquele observado no Sol. Para essas estrelas foi adotado o termo osciladores de tipo solar. Nos ´ultimos anos o padr˜ao de oscila¸c˜ao tamb´em passou a ser
utilizado no processo de classifica¸c˜ao de estrelas do tipo solar. As estrelas an´alogas sola- res 16 Cyg A&B (Davies et al., 2015; do Nascimento et al., 2014; Metcalfe et al., 2012)
e CoRoT 102684698 (do Nascimento et al., 2013) observadas pelos sat´elites Kepler e CoRoT , respectivamente, fizeram uso dessas quantidades asteros´ısmicas durante as suas
caracteriza¸c˜oes.
A rota¸c˜ao superficial ´e de fundamental importˆancia para compreens˜ao da atividade
magn´etica e dos mecanismos de mistura no interior das estrelas de pouca massa. Como j´a mencionado nos cap´ıtulos anteriores, a rota¸c˜ao exerce grande influˆencia sobre a evolu¸c˜ao
estelar. Diante disso, nesse cap´ıtulo apresentaremos alguns dos nossos resultados, desta-
cando principalmente a rela¸c˜ao entre o per´ıodo de rota¸c˜ao verdadeiro e a abundˆancia de l´ıtio para nossa amostra de an´alogas solares do Kepler.
CAP´ITULO 7. RESULTADOS E DISCUSS ˜OES PARA AS AN ´ALOGAS SOLARES DO KEPLER 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 400 450 500 550 600 650 700 750 800 850 Fluxo wavelength (nm) ’Sol_Kurucz.txt’ u 1:2 ’KIC106.txt’ u 1:2
Figura 7.1: Sobreposi¸c˜ao dos espectros do Sol (kurucz) e da estrela KOI106, em vermelho e azul respectivamente.
7.1
An´alogas solares do Kepler
A amostra analisada nesse ponto consiste de um conjunto de 20 estrelas do tipo
an´alogas solares, selecionadas a partir do cat´alogo Kepler e provenientes do trabalho de Salabert et al.(2016). Ap´os essa sele¸c˜ao, as estrelas foram observadas com o espectr´ografo
HERMES1, entre os meses de Junho e Julho de 2015. Esse espectr´ografo trabalha dentro da regi˜ao espectral de 375 a 900 nm com uma resolu¸c˜ao espectral de R w 85000.
O processo de extra¸c˜ao e redu¸c˜ao dos espectros observados foi realizado com o pipeline do pr´oprio HERMES, como descrito por Raskin et al. (2011). A normaliza¸c˜ao de cada
espectro segue o conjunto de rotinas desenvolvidas por Beck et al.(2015). Na figura 7.1, apresentamos uma compara¸c˜ao entre os espectros normalizados do Sol (espectro sint´etico
obtido a partir do Kurucz) e da estrela KOI106, em vermelho e azul respectivamente. Os parˆametros estelares fundamentais, como temperatura efetiva, gravidade superfi-
cial, metalicidade e velocidade de microturbulˆencia, para cada uma das estrelas, foram determinados a partir de uma an´alise espectrosc´opica das linhas de Fe I e Fe II. Para isso
1O espectr´ografo HERMES est´a instalado no telesc´opio Mercartor de 1,2 metros, em La Palma, nas
CAP´ITULO 7. RESULTADOS E DISCUSS ˜OES PARA AS AN ´ALOGAS SOLARES DO KEPLER utilizamos em conjunto o c´odigo ARES2 (Sousa et al., 2015), para obten¸c˜ao das largu-
ras equivalentes, e o c´odigo q2 (Ram´ırez et al., 2012) para determina¸c˜ao dos parˆametros atmosf´ericos usando as t´ecnicas de equil´ıbrio de excita¸c˜ao/ioniza¸c˜ao das linhas de ferro.
As abundˆancias de l´ıtio para as 20 an´alogas solares foram determinadas a partir da an´alise da s´ıntese espectral na regi˜ao da linha de Li I, 6707.8 ˚A, para isso, utilizamos a
vers˜ao mais recente (Julho de 2014) do c´odigo MOOG em regime LTE (Sneden, 1973) e os modelos atmosf´ericos Kurucz/ATLAS9 (Castelli & Kurucz, 2004). Na figura 7.2,
mostramos a compara¸c˜ao entre o Sol e KOI106 destacando a regi˜ao do l´ıtio (λ em torno de 6707.8 ˚A). Para a regi˜ao do l´ıtio, adotamos a lista de linhas provenientes do trabalho de
Mel´endez et al. (2012), al´em de algumas modifica¸c˜oes provenientes do VALD3. Na figura 7.3, apresentamos o resultado da determina¸c˜ao da abundˆancia de l´ıtio para a estrela
KOI106.
Na parte inferior desta figura ´e poss´ıvel perceber nitidamente a presen¸ca do l´ıtio. J´a na
parte superior destacamos a diferen¸ca entre o espectro observado (real) e sint´etico (criado com o MOOG). O alto grau de equivalˆencia entre ambos os espectos ´e quantific´avel pelo
pequeno valor de sigma (σ ∼ 0, 005). Uma tabela contendo as informa¸c˜oes sobre os parˆametros fundamentais e a abundˆancia de l´ıtio para toas as 20 estrelas an´alogas solares
pode ser consultada no apˆendice (A3).