Estudar a evolução estelar consiste essencialmente em compreender o mecanismo de variação da luminosidade e da temperatura efetiva ao longo da vida das estrelas. Essa evolução é basicamente regida por sua massa, sendo a composição química um segundo parâmetro. A principal ferramenta utilizada no estudo da evolução estelar é o diagrama HR (Hertzsprung e Russell). Este diagrama é essencialmente um gráfico que relaciona dois parâmetros estelares fundamentais, a luminosidade das estrelas como função de sua temperatura efetiva. Nesse trabalho, procuramos entender o comportamento evolutivo do campo magnético para as estrelas do tipo solar, principalmente as estrelas análogas e gêmeas solares. Nosso objetivo é estudar as estrelas em diversos estados evolutivos; porém, nos limitaremos a tratar as estrelas que possuem massas abrangendo o intervalo de 0.9 ≤ M/M⊙ ≤ 1.075, ou seja, estrelas com massa em torno de 1 M⊙ e que estejam no
mesmo estado evolutivo do Sol, estrelas anãs amarelas de tipo espectral G2.
Nossa base geral é consituída por 108 estrelas, segregadas em dois grupos, um contendo 27 estrelas obtidas por meio de observações espectropolarimétricas com o ES- PaDOnS e o outro abrigando as 81 estrelas mais brilhantes observadas pelo espectropola- rímetro NARVAL. A figura (3.5) apresenta a distribuição de toda a nossa base estelar no diagrama HR. As estrelas observadas pelo ESPaDOnS são representadas por símbolos de coloração azul, enquanto que as estrelas observadas com o Telescópio Bernard Lyot e com o instrumento NARVAL são representadas pelos símbolos de cor preta. Como veremos nas figuras do próximo capítulo, reduzimos a nossa amostra com o intuito de analisar o comportamento do campo magnético de estrelas que estão contidas num estreito inter- valo de massa 0.9 ≤ M/M⊙ ≤ 1.075 representado pela caixa azul na figura (3.5). Assim,
a amostra selecionada pela caixa na figura (3.5) passa a ser composta por 65 estrelas, das quais 24 pertencem ao ESPaDOnS e as outras 41 pertencem ao NARVAL. Desta forma estamos dando importância apenas às estrelas que podem ser rotuladas como análogas ou gêmeas do Sol. Portanto, no próximo capítulo, iremos trabalhar apenas com essa base reduzida. O restante das estrelas faz parte do projeto de colaboração entre o grupo de magnetismo estelar da UFRN e o grupo de magnetismo e evolução estelar de Toulousse na França.
Através da figura (3.5), podemos visualizar que a maioria das estrelas do ESPa- DOnS estão distribuídas de maneira a cobrir a trajetória evolutiva do Sol. Isto é decorrente
Capitulo 3. Observações espectropolarimétricas de análogas e gêmeas solares 36
Figura 3.5: Distribuição de todas as estrelas da base no diagrama HR, de acordo com o instrumento responsável pelas observações. As trajetórias evolutivas foram obtidas utili- zando a metalicidade [Fe/H]=0.019 e abrangendo as estrelas com massas de 0.8, 1.0, 1.2 e 1.5 M⊙ como descrito por Takeda et al. (2007) e posteriormente por Nascimento et al.
(2009).
da maneira como as diversas propostas observacionais foram construídas. Também é fá- cil perceber que as estrelas do NARVAL estão dispostas de maneira mais dispersa pelo diagrama HR, sendo que a grande maioria se encontra em regiões evolutivas abrangendo
Capitulo 3. Observações espectropolarimétricas de análogas e gêmeas solares 37
as estrelas do tipo solar. As trajetórias evolutivas presentes na figura (3.5) foram calcula- das para as estrelas com metalicidade [Fe/H]=0.019 e abrangendo as estrelas com massas de 0.8, 1.0, 1.2 e 1.5 M⊙ e como descrito por Takeda et al. (2007) e posteriormente por
Nascimento et al. (2009).
Como estamos investigando o comportamento do campo magnético para as es- trelas do tipo solar em torno de uma massa solar, se faz necessária a utilização de uma base de dados contendo o maior número possível de parâmetros estelares determinados. Assim sendo, apresentamos no apêndice (A) as tabelas fornecendo todas as informações necessárias para realização desta investigação. Essa base é constituída por nossos da- dos observacionais obtidos com o auxílio dos espectropolarímetros ESPaDOnS e NAR- VAL, respectivamente. Também utilizamos alguns dados extraídos da literatura como, por exemplo, os dados obtidos por Takeda et al. (2007), Balachandran (1995), do Nasci- mento et al. (2010) e da Costa (2009), entre outros.
Neste estudo, as temperaturas efetivas e as abundâncias de lítio foram derivadas da análise espectral realizada por Takeda et al. (2007). A luminosidade foi obtida a partir dos dados do satélite Hipparcos, tais como paralaxe (π), magnitude visual aparente V e magnitude bolométrica. Uma revisão acerca desses termos pode ser vista no trabalho de da Costa (2009). A metalicidade e as outras abundâncias foram obtidas por Takeda et al. (2007) com base no programa WIDTH6 do modelo Kurucz (1993). Para determinação das massas, comparamos nossos traçados evolutivos com os traçados utilizados por Takeda et al. (2007), que são provenientes de Girardi et al. (2000), calculados para metalicidade e massa solar. A tabela (3.1) faz uma comparação entre a luminosidade, a temperatura efetiva e a idade, calculados com o código de Toulouse-Geneva e com os modelos de Girardi et al. (2000). Essa tabela apresenta o nível de precisão de um modelo em relação ao outro.
Os seguintes parâmetros são mostrados nas tabelas do apêndice A: • Identif icador: Identificação do objeto na nossa base de dados;
• T ef f (K): Temperatura efetiva derivada da análise espectral realizada por Ta- keda et al. (2007);
• logL/L⊙: Luminosidade absoluta calculadas a partir dos dados do satélite Hip-
parcos;
Capitulo 3. Observações espectropolarimétricas de análogas e gêmeas solares 38
• |Bl|: Componente longitudinal do campo magnético estelar obtidas a partir do
tratamento LSD por Pascal Petit;
• M ass: Massa estelar determinadas através dos traçados evolutivos e da abun- dância de lítio, A(Li);
• Age: Idade estelar calculadas como descutido por do Nascimento et al. (2009); • M cz e Rcz: Massa e raio da zona convectiva calculados por da Costa (2009); •Os valores apresentados como — indicam parâmetros a serem determinados.
Modelo log(L/L⊙) log(Tef f) age(anos)
TGEC -0.00033 3.76212 4.5767 x 109
TGEC 0.00020 3.76215 4.5917 x 109
Girardi et al. -0.021 3.760 4.0240 x 109
Girardi et al. 0.023 3.762 5.2037 x 109
Tabela 3.1: Comparação entre luminosidade, temperatura efetiva e idade, a partir do TGEC (Toulouse-Geneca Evolutionary Code) e dos modelos de Girardi et al. (2000). Ta- bela extraída de do Nascimento et al. (2010).
CAPITULO
4
RESULTADOS E DISCUSSÕES
“A alegria está na luta, na tentativa, no sofrimento envolvido e não na vitória pro- priamente dita."
Mahatma Gandhi
A busca por estrelas similares à nossa foi aguçada pela possibilidade de detecção de planetas com as mesmas condições e características do nosso planeta Terra. Como a nossa estrela é o melhor laboratório existente, nada mais sensato do que investigá-lo de todas as maneiras possíveis e utilizar esses dados para comparar com os diversos parâ- metros provenientes do imenso conjunto de estrelas constituintes do Universo. A especi- ficidade do Sol e do nosso Sistema Solar tem sido tema de ativa investigação ao longo das últimas cinco décadas. A partir dessas investigações, algumas perguntas são levantadas naturalmente, tais como: Quão típico é o Sol para uma estrela de sua idade, massa e com- posição química? Quão frequentemente encontramos estrelas do tipo solar hospedando um sistema planetário (Pasquini 2008)? O Sol pode ser considerado uma estrela comum quanto as suas propriedades magnéticas? Dentre a inumerável quantidade de estrelas presentes tanto na nossa Galáxia quanto em todo o universo, como podemos identificar e filtrar as estrelas com características semelhantes ao nosso Sol?
Capitulo 4. Resultados e Discussões 40
Historicamente, os principais meios de classificação e obtenção dos parâmetros estelares são baseados na fotometria (medição da luz proveniente de um objeto), na espec- troscopia (distribuição de energia em comprimento de onda) e na polarimetria (medição do estado de polarização da luz). Um pouco da instrumentação associada a estas técnicas foi exposta no terceiro capítulo.
O primeiro a realizar um estudo sistemático de busca por estrelas análogas foi Hardorp (1978). Ele utilizou uma base de dados constituída por 77 estrelas. A partir de uma análise espectrofotométrica, Hardorp pretendia encontrar estrelas cujo espectro ul- travioleta (3640 Å— 4100 Å) fosse semelhante ao Sol. Porém, ele percebeu que de toda a amostra apenas duas estrelas apresentavam o comportamento desejado. Estas estrelas foram conhecidas como as primeiras gêmeas fotométricas solares (Hardorp 1978). O co- nhecimento da base do Hardorp (1978) possibilitou uma busca específica por uma gêmea de caráter perfeitamente equivalente ao Sol. A partir disso, Cayrel de Strobel et al. (1981) levantaram o seguinte questionamento: É possível, numa distância razoável dentro da nossa galáxia, existir uma ou várias estrelas que sejam praticamente idênticas ao Sol?
Como estamos tratando de estrelas do tipo solar, ou seja, estrelas análogas e gê- meas ao Sol, precisamos definir como classificá-las com base nas suas características fí- sicas. Para isso, recorremos ao primeiro sistema de classificação de estrelas gêmeas que foi sugerido por Cayrel de Strobel et al. (1981). Eles definiram que uma estrela para ser considerada gêmea solar precisa apresentar os seguintes parâmetros físicos: massa, tem- peratura efetiva, luminosidade, gravidade, velocidade de microturbulência, composição química e idade quase idênticos aos valores do Sol (Cayrel de Strobel et al. 1981). O traba- lho de Cayrel de Strobel e seu grupo foi de fundamental importância na classificação das estrelas do tipo solar, porém, eles não priorizavam uma distinção clara entre estrelas aná- logas e gêmeas. Formalmente, o primeiro sistema de classificação de estrelas em análogas e gêmeas solares foi elaborado por Galeev et al. (2004). Baseados na similaridade dos índices de cores, Galeev et al. (2004) analisaram uma amostra espectroscópica de 15 es- trelas análogas ao Sol . Através dessa análise, Galeev e seu grupo pretendiam determinar a melhor candidata ao posto de gêmea solar apresentada até o momento. Motivados por essa busca, eles definiram padrões rigorosos possibilitando uma distinção segura entre as estrelas análogas e gêmeas, como pode ser visto na tabela (4.1).
O trabalho do Galeev et al. (2004) demonstrou que a similaridade fotométrica não é um critério suficiente para considerar uma estrela como análoga ou gêmea solar. Quando vários critérios, incluíndo a composição química, são simultaneamente levados
Capitulo 4. Resultados e Discussões 41
Parâmetro Análoga Gêmea Sol
Tef f(K) 5200 – 6200 5720 – 5820 5780 logg(dex) 4.0 – 4.7 4.35 – 4.55 4.44 [F e/H](dex) ±0.30 ±0.05 0.00 Mbol(mag) 4.2 – 5.2 4.5 – 5.0 4.75 M ass(M⊙) 0.8 – 1.2 0.9 – 1.1 1.0 Age(109yr) 0.5 – 10 4 – 5 4.5
Tabela 4.1: Intervalo dos parâmetros estelares para selecionar as estrelas em análogas e gêmeas solares de acordo com uma comparação dos parâmetros do Sol, segundo o estudo de Galeev et al. (2004).
em conta, apenas quatro estrela da sua amostra podem ser consideradas verdadeiras gê- meas solares: HD 10307, HD 34411, HD 146233 (18 Sco), e HD 186427 (16 Cyg B). Esse resultado confirma a publicação de Porto de Mello & da Silva (1997) que sugere que 18 Sco é a estrela mais semelhente ao Sol.
De acordo com a definição de gêmea solar, definido pela primeira vez por Cayrel de Strobel & Bentolila (1989), em 1997, Porto de Mello & da Silva (1997) apresentaram a estrela que poderia ser rotulado com o título de gêmea solar, 18 Sco (HD 146233). Esta estrela possui essencialmente quase todos os parâmetros similares ao Sol, obedecendo as barras de erros previstas.
As análogas solares são alvos fundamentais para uma melhor compreensão do nosso Sol e do Sistema Solar (Biazzo 2008), elas também são calibradores essenciais em vários ramos da astrofísica. Atualmente, a maior base de estrelas genuinamente análogas solares foi publicada por Takeda et al. (2007). O artigo apresentado por Takeda e seu
Capitulo 4. Resultados e Discussões 42
grupo consiste em uma análise de 118 estrelas que foram rotuladas como ótimas candida- tas ao status de análogas solares. Todas as 118 estrelas são de tipo espectral G, mesmo tipo do Sol, e quase em sua totalidade estão confinadas em uma região da sequência principal. Este trabalho utiliza algumas dessas estrelas provenientes do trabalho Takeda et al. (2007) que posteriormente foram redefinidas e analisadas no trabalho de do Nascimento et al. (2009). Apesar do estudo e análise das estrelas análogas e gêmeas solares serem uma área bem estabelecida, nunca houve um estudo sistemático desses objetos com base nas suas propriedades magnéticas. Nesta dissertação, prioritariamente estudamos a influência e a evolução do campo magnético das estrelas gêmeas solares em função de diversos parâme- tros estelares. Nas próximas secções, iremos discorrer mais detalhadamente sobre essas relações e sua causas físicas.
4.1
A evolução do campo magnético no diagrama HR
O diagrama HR é uma ferramenta essencial para o estudo evolutivo das estrelas. Como mencionado no capítulo anterior, neste estudo utilizaremos apenas as estrelas com- preendidas no intervalo de massa 0.9 ≤ M/M⊙ ≤ 1.075. Assim sendo, na figura (4.1) e
(4.2) apresentamos no diagrama HR a distribuição dessa base mostrando com maior cla- reza o perfil do estado evolutivo para cada estrela e a distribuição do campo magnético para as estrelas observadas neste trabalho. Os traçados evolutivos utilizados nesses dia- gramas foram obtidos através do código de Toulouse-Geneve, do Nascimento et al. (2009), onde foi utilizado o valor da metalicidade solar [Fe/H]=0 e estrelas com massas de 0.9, 0.925, 0.95, 0.975, 1.0, 1.025, 1.05 e 1.075 M⊙. Graças à densa distribuição destes traços
evolutivos, podemos identificar com razoável precisão a posição evolutiva de cada estrela na nossa base de dados.
Na figura (4.1) apresentamos as estrelas com uma simbologia diferente para iden- tificar o instrumento que executou as observações do campo magnético. As estrelas de coloração azul foram observadas com o espectropolarímetro ESPaDOnS (CFHT), já os ob- jetos pretos correspondem às estrelas observadas com o espectropolarímetro NARVAL (TBL). Já na figura (4.2) representamos a distribuição de acordo com a possível detecção do campo magnético estelar. Assim, nesta figura os objetos que possuem um campo mag- nético detectado são expressos por um quadrado preenchido. As estrelas que apresentam um campo magnético marginalmente detectado são representandos por um triângulo in-
Capitulo 4. Resultados e Discussões 43
Figura 4.1: Diagrama HR apresentando o estado evolutivo e a distribuição entre os res- pectivos instrumentos utilizados na observação de nossas estrelas. Os traçados evolutivos foram calculados com o código de Toulouse-Geneve como discutido em do Nascimento et al. (2009), onde foi utilizado o valor da metalicidade solar [Fe/H]=0 e estrelas com massas de 0.9, 0.925, 0.95, 0.975, 1.0, 1.025, 1.05 e 1.075 M⊙. As estrelas gêmeas podem ser iden-
tificadas através de cruzes e pela simbologia G1, G2, G3, G4, G5, G6 e G7. A tabela (4.2) apresenta um resumo dos parâmetros físicos dessas estrelas.
vertido. Por fim, as estrelas que não apresentaram detecção do seu campo magnético foram representadas por quadrados abertos. Como estamos tratando de estrelas do tipo
Capitulo 4. Resultados e Discussões 44
Figura 4.2: Distribuição das estrelas do tipo solar no diagrama HR de acordo com a pos- sível detecção do campo magnético estelar. Os quadrados representam estrelas com de- tecção definitiva, os triângulos invertidos identificam as estrelas com detecção marginal e os círculos abertos representam as estrelas sem detecção. Pode-se observar que as estre- las gêmeas também estão presentes nessa figura, elas podem ser identificadas através do mesmo mecanismo da figura (4.1).
solar, sejam elas análogas ou gêmeas (ver distinção na tabela 4.1), nada mais interessante do que representá-las no já bem conhecido diagrama HR enfatizando a presença das estre-
Capitulo 4. Resultados e Discussões 45
Gêmea HIP Teff log L L⊙
F e
H
|Bl| Mass Age Mcz Rcz A(Li)
(K) (dex) (G) (M⊙) (Gyr) (M⊙) (R⊙) (dex)
Sol — 5780 0.00 0.00 0.5 1.00 4.5 — — < 1.0 G1 56948 5785 0.095 0.02 0.2 0.994 4.71 0.0222 0.704 1.08 G2 55459 5812 0.038 0.066 0.6 1.018 3.81 0.0205 0.721 1.58 G3 41526 5801 0.026 -0.02 0.9 1.004 2.64 0.0208 0.724 2.03 G4 9349 5788 0.015 0.01 7.4 1.010 2.52 0.0212 0.727 2.06 G5 35185 5793 -0.002 0.00 6.9 1.031 0.82 0.0198 0.736 2.71 G6 43557 5805 0.056 -0.06 1.7 0.982 4.18 0.0212 0.718 1.50 G7 18 Sco 5768 0.039 0.050 3.6 1.02 4.7 — — 1.63
Tabela 4.2: Parâmetros estelares para as gêmeas solares identificadas nas figuras. Esses valores são provenientes da tabela 1 que está localizada no apêndice A.
las gêmeas solares, identificadas através da notação G1 (HIP 56948), G2 (HIP 55459), G3 (HIP 41526), G4 (HIP 9349), G5 (HIP 35185), G6 (HIP 43557) e G7 (18 Sco ou HIP 146233) como mostra a tabela (4.2) e figuras (4.1) e (4.2).
A similaridade dessas estrelas com o Sol resulta no fato de que a maioria desses objetos se agrupam numa região que é conhecida como o retângulo das possíveis candi- datas ao posto de estrelas semelhantes ao sol. Observando-se a figura (4.1), é possível perceber que, seguindo o traçado evolutivo do Sol, isto é, a linha sólida referente a 1.0M⊙,
Capitulo 4. Resultados e Discussões 46
com a estrela HIP 56948 e 18 Sco são conhecidos como as mais autênticas estrelas gêmeas do Sol conhecidas atualmente (Porto de Mello & da Silva 1997; Takeda 2007; Meléndez et al. 2006, Meléndez & Ramírez 2007). Nesta figura fica clara a transição dos símbolos de acordo com a evolução da intensidade do campo magnético estelar, ou seja, a medida que a estrela evolui o campo magnético diminui até ficar abaixo dos valores possíveis de detec- ção, representados por quadrados abertos. Outro resultado marcante é a distribuição dos valores de |Bl|para as estrelas gêmeas solares. Na sua maioria estas estrelas apresentam
sólidas configurações de determinações de |Bl|.