Os resultados apresentados na seção anterior nos leva a acreditar que uma análise da rotação feita através de emissões no ultravioleta sejam mais consistentes. À vista disso, decidimos analisar os dados do instrumento Atmospheric Imaging Assembly (AIA) no telescópio espacial SDO-NASA (Lemen et al.,2012). O AIA fornece imagens múltiplas de
Figura 25 – Topo: Periodograma Lomb-Scargle dinâmico da irrâdiancia solar para as
observações do VIRGO e TIM no período de 2003 à 2017. A análise foi realizada por toda a série usando uma janela de 200 dias de observação e deslocando-a de 20 em 20 dias. O tamanho dos pontos indicam a potência do sinal. A linha tracejada horizontal indica o período sinódico solar de 27,2 dias. Base: Histograma do período de rotação máximo em cada janela do sliding LS. A linha tracejada vertical indica o período sinódico solar, enquanto que a linha pontilhada assinala o pico máximo das distribuições centradas em 26,8 dias.
alta resolução de disco solar, da corona e das regiões de transição. No total são 10 diferentes comprimentos de ondas com banda relativamente estreita, dentre os quais 7 deles no EUV, 2 no MUV e 1 canal no visível. Na tabela5é possível notar algumas características destas observações, tais como linhas espectrais, região da atmosfera e temperatura local.
Como rotação e a rotação diferencial são dois ingredientes fundamentais para a entendimento do efeito dínamo (principal responsável pelo magnetismo de estrelas do tipo solar), a utilização de imagens/observações no UV parece ser interessante para a compre- ensão da atividade magnética estelar, bem como interpretar os diferentes comportamento da rotação no UV e visível. Com o UV também é possível verificar o comportamento da ro-
Tabela 5 – Bandas de comprimentos de onda do AIA
canal Íon(s) primário(s) Região da atmosfera log T
luz branca contínuo fotosfera 3,7
1700Å contínuo temperatura mínima, fotosfera 3,7 304 Å He II cromosfera, região de trasição 4,7 1600Å C IV+cont. região de trasição + alta fotosfera 5,0 171 Å Fe IX região inativa da corona, alta região de trasição 5,8 193 Å Fe XII, XXIV corona e plasma quente 6,1–7,3
211 Å Fe XIV região ativa da corona 6,3
335 Å Fe XVI região ativa da corona 6,4
94 Å Fe XVIII regiões de flares 6,8
131 Å Fe VIII, XX, XXIII regiões de flares 5,6–7,0–7,2
Fonte: <http://aia.lmsal.com/public/instrument.htm>
Figura 26 – À esquerda temos as curvas de luz do AIA-SDO e à direita a análise LS
para cada um dos 9 diferentes comprimentos de onda.
tação em diferente profundidade da atmosfera solar. Na figura 26apresentamos as curvas de luz do AIA-SDO entre Jun-2010 à Jun-2015, juntamente com as análises Lomb-Scargle para cada uma das 9 bandas. Nessa análise inicial, o perfil de rotação da superficie no ultravioleta apresenta uma assinatura mais limpa, mesmo que a análise esteja sendo feita no período de relativa intensificação da atividade magnética. Para todos os comprimentos de onda, a rotação se mostra estável em torno do período sinódico do solar.
Capítulo
6
Medidas de Períodos de Rotação em
Curvas de Luz Obtidas com os Satélites
CoRoT e Kepler
“Existem muitas hipóteses em ciência que estão erradas. Isso é perfeitamente aceitá- vel, eles são a abertura para achar as que estão certas.”
Carl Sagan
A rotação é uma propriedade que pode influenciar toda a trajetória evolutiva estelar, desde a formação até a sua morte. A compreensão detalhada da rotação estelar torna-se imprescindível para o entendimento de vários fenômenos nas estrelas. Dentre mui- tos desses efeitos, podemos citar as correntes de circulação meridional, perda de massa, evolução de momento angular, abundâncias químicas, campo magnético, entre outros. Acredita-se também que a turbulência causada na região de transição entre a zona ra- diativa e o envoltório convectivo (tacoclina) é a principal responsável pelo surgimento do campo magnético nas estrelas frias. Desta maneira, a rotação diferencial é um parâ- metro fundamental na física responsável pelo dínamo estelar. Para melhor entender as consequências da rotação na evolução das estrelas nós utilizamos os objetos que possuem propriedades físicas muito parecidas com o Sol. Como descrito por Soderblom (1982), as relações existentes entre a rotação e a atividade cromosférica e coronal, idade, depleção do lítio e perda do momento angular são parâmetros físicos usados como peças fundamentais para uma melhor compreensão sobre a evolução de estrelas do tipo solar.
Historicamente, a rotação estelar foi por muito tempo tema principal na astrofísica estelar e mesmo após décadas de estudo, inúmeras perguntas continuam sem respostas. A rotação é, sem dúvida, ingrediente físico imprescindível que define a trajetória evolutiva de uma estrela. A maneira como a rotação evolui em estrelas massivas (ou em estrelas de pouca massa) é um fenômeno ainda não totalmente compreendido. A cada nova fase da evolução, a rotação desempenha um papel crucial na sustentação da estabilidade estelar, auxiliando a pressão interna a contrabalancear o colapso gravitacional. Os movimentos caóticos das porções internas de massa provoca um efeito bastante conhecido chamado de rotação diferencial. Este fenômeno acontece pelo fato das diferentes camadas se movi- mentarem com velocidades angulares diferentes. Hoje sabemos que o Sol possui rotação diferencial na superfície, onde a rotação é mais lenta próximo aos pólos e ligeiramente mais rápida no equador solar. Existe também no Sol uma rotação diferencial que varia com a profundidade.
A rotação e a rotação diferencial são ingredientes importantes para a evolução estelar por vários motivos, e entre eles podemos destacar a sua utilização como um diagnóstico da idade estelar através da girocronologia (Skumanich, 1972; Barnes, 2007;
Meibom et al., 2011; Meibom et al., 2015). Utilizando as observações do micro-satélite
MOST, do Nascimento et al. (2016) determinaram o Prot para a estrela κ1 Ceti (HD
20630) aplicando conjuntamente as análises LS e wavelet. Deste resultado os autores deri- varam sua idade girocronológica entre 0,4 a 0,6 Gyr (ver fig.27). Atualmente, determinar precisamente a idade estelar é uma tarefa desafiadora para estrelas do tipo solar com mais de 4,5 Gyr. van Saders et al. (2016) defendem a existência de uma população de estrelas de campo girando mais rapidamente do que o esperado pela girocronologia. Essa rotação anômala tornou-se significativamente discrepante em torno da idade solar para as estrelas do tipo G e isso depende do tipo espectral e também conectado ao número Rossby, que defini uma relação entre o período de rotação e o tempo de rotação convectiva.
6.1 Amostra e análise dos dados
Até o surgimento das grandes missões exoplanetárias espaciais, a rotação estelar era derivada usando as técnicas de espectroscopia em solo que relacionam o alargamento de uma linha de absorção como reflexo direto da taxa de rotação da estrela como tam- bém a utilização da variabilidade do índice de atividade cromosférica das linhas do Ca
II H&K. No entanto, os avanços nas técnicas de observação dos programas espaciais mu-
dou completamente esta realidade. Missões como MOST, CoRoT e Kepler oferecem a ótima oportunidade de observar inúmeras estrelas ininterruptamente por longos perío- dos de tempo com uma precisão fotométrica sem precedente. E como consequência disto, foi possível detectar inúmeros padrões de oscilações que surgem na superfície estelar. O
Figura 27 – Diagrama cor-período para κ1 Ceti medida a partir da curva de luz do
MOST. O Prot foi derivado pela análise wavelet (figura interna). Os mo-
delos de girocronologia predizem uma idade entre 0,4 a 0,6 Gyr.
surgimento de diferentes estruturas em movimento na superfície de uma estrela provoca variações periódicas na intensidade de sua curva de luz, e isso nos auxilia a determinar como muito mais exatidão a sua rotação.
Baseado nesta técnica, estudos recentes, assim como nosso trabalho descreve resul- tados acerca da rotação com base nas curvas de luz observadas pelos telescópios espaciais CoRoT e Kepler. Nossa análise foi feita a partir dos alvos cujo principal foco científico era detectar exoplanetas. Para os dados do CoRoT nós utilizamos todos os 25 runs de observação do satélite, já para o Kepler, nós reanalisamos a base de 133 mil estrelas proposta por McQuillan et al. (2014), que divide a amostra em estrelas que exibem si- nal periódico e não-periódico. Nosso objetivo para este último caso é tentar encontrar estrelas com periodicidade significativa que não tenham sido detectadas pelos métodos e hipóteses utilizados porMcQuillan et al.(2014). Além de verificar, com base nos dados do CoRoT, se a aparente relação existente entre a rotação-massa-temperatura apresentada
por McQuillan et al. (2014), utilizando os dados do satélite Kepler, não está relacionada
a uma característica intrínseca das estrelas em razão de uma localização específica na Via Láctea. A tabela 6descreve a quantidade estrelas do satélite CoRoT que foram investiga- das neste trabalho.
Tabela 6 – Número de curvas de luz analisadas. CoRoT Apontamento do satéliteAnticentro Centro
run
Inicial 9880 -
Longo 47445 67885 Curto 32257 18383
Breve descrição dos processos de correção das observações CoRoT e Kepler
Em observações feitas a bordo de um telescópio espacial, inúmeros problemas técnico-operacionais podem afetar a aquisição e leitura dos dados, e como consequência dessas falhas, é comum que as curvas de luz apresentem diversas irregularidades na série. Mesmo sabendo que os dados são previamente corrigidos por procedimentos automáticos, tanto em base no solo como no próprio telescópio, algumas curvas continuam apresentando problemas de correção.
Por isso é que nesta análise, falando especificamente do CoRoT, foi usada a quarta e última versão de aperfeiçoamento das curvas de luz do satélite1. Nesta atualização, os
dados passaram por uma séries de melhorias, dentre as quais podemos destacar: • eliminação dos alias;
• remoção da contribuição do background; • correção do tempo de exposição;
• reescalonamento dos dados; • preenchimento de lacunas;
• correções de saltos térmicos e não-térmicos; • detecção de outliers.
Maiores informações sobre as técnicas e os detalhes dos procedimentos computa- cionais podem ser verificadas no “The CoRoT Legacy Book”. Livro este que é dedicado a descrever todas as ferramentas usadas na preparação da versão final dos dados do Co- RoT. Apesar das correções é preciso destacar que alguns problemas de discontinuidades e tendência de longa duração permaneceram nas curvas de luz, e por isso fizemos correções simples de detrend de forma automatizada.
Para o estudo das curvas do Kepler foram utilizados os dados corrigidos com o módulo PDC-MAP (Smith et al., 2012; Stumpe et al., 2012), o qual remove os erros sistemáticos causados por falhas instrumentais por meio de inferência Bayesiana. Uma preocupação com esses dados é que ao longo de quase 4 anos de observações, várias operações afetaram a coleta de dados, o que produziu lacunas na série. Portanto, em
nosso trabalho realizamos o preenchimento desses espaços por meio de uma interpolação linear, no caso da ausência de dados superior a 2 horas. Ressaltando que a presença dessas lacunas na curva de luz prejudica a análise de frequência do sinal. Uma descrição sobre os efeitos provocados por esses gaps na curva de luz para uma análise asterosísmica pode ser visto em García et al.(2014), Kallinger et al. (2014).
Para cada curva de luz estudada, nós calculamos o fluxo relativo da curva de luz original fazendo uma subtração da média global da série e, em seguida, dividimos o resultado novamente pela sua média, baseado na eq. 6.1. O produto desta operação é um valor que flutua em torno de zero. Para o caso específico dos dados do Kepler, esse procedimento minimiza as descontinuidades entre cada quarters, resultando em uma curva de luz totalmente normalizada.
f = F −e Fe
F (6.1)