Rotação e atividade de ι Hor

Iota Horologii (ι Hor) é uma estrela jovem de tipo solar conhecida por ser hos- pedeira de um exoplaneta e pensava-se fazer parte do aglomerado Hyades. Esta estrela demonstra ser um caso bem intrigante da astrofísica estelar, tanto em termos de sua rota- ção quanto da sua atividade magnética. O período de rotação de ι Hor já foi amplamente estudados por diversos autores, mas até agora nenhum deles pareceu bastante conclusivo. Nos trabalhos previamente publicados seu período de rotação está num intervalo entre 7,9 a 8,6 dias. Enquanto isso, seu ciclo de atividade magnética determinado a partir das medi- das de CaIIH&K e raio-X variam de 1,6 a 5 anos. Essas incertezas motivaramFlores et al.

(2017) a destacar que os ciclos de curto e longo alcance são bastante irregulares.

Para a análise da periodicidade de ι Hor, nós coletamos as medidas dos índices de atividade cromosférica com base nas linhas do CaIIH&K calculados porMetcalfe et al.

(2010),Sanz-Forcada et al.(2013) (SMARTS),Flores et al.(2017) (CASLEO),Ramírez et al.

(2017) (HARPS) e Alvarado-Gómez et al. (2018) (Hpol). Juntos, esses dados cobrem um total de quase 15 anos de observações (fig. 18). E para a determinação do período de ro- tação aplicamos a análise do periodograma de Lomb-Scargle para a base completa, como também estudamos separadamente cada uma das amostras. Como pode ser verificado na figura 18, a série temporal do HARPS apresenta uma região com uma grande quantidade de medidas distribuídas em apenas 7 dias de observação (MJD ≈ 54059 dias). Este denso volume de dados apresenta um período muito evidente de aproximadamente 5 dias (ver gráficos inferiores na fig. 18). Portanto, para que esses dados não pudessem prejudicar a análise do periodograma da fig.19, nós realizamos uma média dos dados para cada dia de observação na referida região, tentando assim evitar a geração de uma floresta de picos com frequência inferior à 1 dia.

O resultado da análise LS (fig.19) mostra com muita clareza um pico bem proemi- nente em torno de 5 dias, tanto para a série temporal completa quanto para as amostras do HARPS e SMARTS. As excessões são os periodogramas dos dados do CASLEO e Hpol.

Figura 18 – Índice de atividade cromosférica da linhas de emissão do Ca II H&K da estrela ι Hor. Os dados foram coletados de 4 diferentes fontes, SMARTS (Metcalfe et al., 2010; Sanz-Forcada et al., 2013), CASLEO (Flores et al.,

2017), HARPS (Ramírez et al.,2017) e HARPSpol (Alvarado-Gómez et al.,

2018). A quantidade de medidas e os dias totais de observação encontram- se na caixa superior direita. No canto inferior esquerdo temos a análise da variabilidade de curto termo do índice de emissão do Ca ii na região de 54059 dias utilizando o algorítmo Levenberg-Marquardt. No canto inferior direito temos a análise do periodograma LS para a mesma região.

Analisando especificamente os dados do CASLEO, o resultado do periodograma não seria confiável já que o menor intervalo de amostragem dos dados é de 29 dias. Para os dados do Hpol, Alvarado-Gómez et al. (2018) publicaram uma nova perspectiva para estimar seu Prot com base em medidas espectropolarimétricas do campo magnético longitudinal

da superfície. Todos esses resultados pôem em discussão qual o verdadeiro período de rotação de ι Hor. Afim de verificar a legitimidade deste período mais curto, decidimos reproduzir o resultado publicado porMetcalfe et al.(2010) (fig. 2) seguindo o mesmo pro- cedimento descrito pelos autores, o qual consiste em remover um período sinusoidal de 1,6 anos dos dados (ver fig. 20). Comparando ambas as análises (Metcalfe et al. e nosso trabalho), veremos que a única diferença é que aumentamos o intervalo do gráfico para

Figura 19 – Periodograma Lomb-Scargle de ι Hor. Em (a) a análise foi feita para todos

os dados, (b) para o HARPS, (c) SMARTS, (d) CASLEO e (e) HARPSpol. As linhas tracejadas verticais e os números acima de cada gráfico indicam os 3 picos mais expressivos do periodograma, enquanto que as linhas hori- zontais representam os FAP’s (10%, 1% e 0,1%). O padrão de cor segue o padrão da figura 18.

incluir períodos mais curtos. Como pode ser verificado na figura 20, nós encontramos um pico 4,8 dias e ligeiramente mais forte do que o pico de 8,5 dias.

Portanto, os testes realizados com os dados de emissão cromosférica de ι Hor sus- tentam nossa medida de Prot∼ 5 dias, ou pelo menos não vemos nenhuma razão real para

excluir este período como um provável valor a taxa de rotação da estrela. Na verdade, parece que este período mais curto é mais confiável do que o período de 8 dias relatado anteriormente por vários autores (Ramírez et al.,2017). Outro ponto importante a ressal- tar é que esta medida torna-se evidente durante o mínimo da atividade magnética estelar, ou seja, o momento no qual seria mais apropriado para mensurar a rotação real de uma estrela (ver capítulo 5).

Figura 20 – À esquera: Medidas da atividade cromosférica de ι Hor (Metcalfe et al., 2010). A linha tracejada representa o modelo sinusoidal de 1,6 anos. À direita: Periodograma Lomb-Scargle após remover um sinal sinusoidal de 1,6 anos referente ao ciclo magnético. O picos mais significativos são de 4,8 e 8,5 dias.

Em relação ao ciclo de atividade induzido por modulações de longo termo nas medidas de atividade cromosférica do Ca II H&K (figura 21), nós podemos perceber que

esta estrela apresenta atividade magnética bastante intensa e irregular, o que é compa- tível com sua ‘pouca’ idade (∼625 Myr). Em nosso trabalho somos capazes de reprodu- zir os ciclos de atividades propostos na literatura: 1,6 e 4,6 anos (Metcalfe et al., 2010;

Sanz-Forcada et al., 2013; Flores et al., 2017), porém nossos resultados mostram valores

um pouco diferente. Os picos mais significativos em nossa análise LS usando toda a amos- tra de dados revelam sinais com multi-periodicidades, dentre os quais podemos destacar o ciclo de ∼ 2 anos que se repete nos gráficos (a), (b) e (c). Resultado parecido foi publicado recentemente por Alvarado-Gómez et al.(2018) em sua análise multi-paramétrica usando um modelo sinusoidal com 2 componentes periódicas. Um artigo sobre qual a real rotação de ι Horologii está sendo escrito e será publicado em breve (Anthony et al., 2018).

Figura 21 – Periodograma Lomb-Scargle de ι Hor. Em (a) a análise foi feita para toda a

amostra de dados, (b) para o HARPS, (c) SMARTS e (d) CASLEO. As li- nhas tracejadas verticais indicam os picos mais expressivos do periodograma, enquanto que as linhas horizontais representam os FAP’s (10%, 1% e 0,1%). A área hachurada simboliza o intervalo de observação além da cobertura dos dados. O padrão de cor segue o padrão da figura 18.

Capítulo

5

Rotação Solar Medida ao Longo do

Ciclo Magnético

“Sonho que se sonha só

É só um sonho que se sonha só

Mas sonho que se sonha junto é realidade”

Raul Seixas. “Prelúdio”

Hoje em dia sabemos que manchas solares e regiões ativas que surgem na superfície vísivel da atmosfera solar são evidências do campo magnético que é gerado nas camadas mais internas, e fenômenos como as explosões solares e as ejeções de massa coronal liberam de forma violenta a energia que encontra-se armazenada nesse campo. A presença dessas estruturas escuras e/ou brilhantes na superfície do Sol provocam oscilações no seu brilho que variam em diferentes escalas de tempo, podendo se manifestar em minutos à décadas. Deste modo, a variação da irradiância solar total pode ser um ótimo indicador para entender o comportamento da atividade magnética em estrelas observadas pelas missões CoRoT e Kepler.

5.1 Irradiância solar, um indicador de atividade

A vida e o clima terrestre são fruto da energia radiante do Sol que atinge nosso pla- neta. Portanto, como forma de compreender e prever as mudanças climáticas na Terra, e sabendo que apenas parte da energia emitida pelo Sol penetra a atmosfera, alguns satélites espaciais fazem o monitoramento diário da irradiância solar desde o final dos anos setenta. A irradiância solar total, TSI, é formalmente definida como a energia luminosa total do Sol que invade uma área unitária perpendicular aos raios a cada segundo, em unidades de

Tabela 4 – Fontes de aquecimento da atmosfera terrestre.

Fontes∗ _{Fluxo Variação no ciclo altitude}

[W/m2] [W/m2] [km] TSI 1366 1,2 (0,1%) superfície FUV _50×10−3 _{15 ×10}−3 _{(30 %) 30-120} MUV 15,4 0,17 (1 %) 15-30 EUV _10×10−3 _{10 ×10}−3 _{(100%) 80-250} GCR _0,7×10−6 _0,7×10−6 _{(50 %) 0-30} SP _{2 ×10}−3 _{2 ×10}−3 _{(100%) 30-90} AP&E _{1 ×10}−₃ 20 ×10−₃ 100-120 JH _{20 ×10}−3 _{2 100-150} Fonte: <http://sdo.gsfc.nasa.gov/mission/science.php>

Nota {∗}: TSI: irradiância solar total; FUV-MUV-EUV: Ultravioleta fraco-médio-extremo; GCR: Raios cósmicos galáticos; SP: Prótons solar; AP&E: Prótons e elétrons aurorais; JH: Aquecimento Joule.

Watts por metro quadrado. Mudanças nessa irradiância pode alterar significativamente o clima na Terra, já que a TSI é a principal fonte de aquecimento da atmosfera (ver tab.

4). Embora a variação média da TSI ao longo de um ciclo seja apenas 0,1%, a variação na sua magnitude de ∼1,2 W/m2_{, pode ser suficiente para provocar mudanças observá-}

veis no clima terrestre, se comparamos com outras fontes de energia. Compreender como acontece essas variações na irradiância é de extrema importância para tentar traçar a evo- lução solar. Mesmo não entendendo completamente os fenômenos físicos geradores dessa variabilidade, sabe-se que este fenômeno está conectado a topologia do campo magnético, já que o aparecimento de manchas no disco solar provoca uma diminuição na intensidade média da TSI, uma vez que estas manchas apresentam temperaturas relativamente baixas. Por outro lado áreas mais quentes, como as fáculas, induzem um aumento médio na TSI. Instrumentos lançados até o início da década 90 apresentaram precisão radiomé- trica mais pobre do que as mudanças do ciclo solar de ∼0.1% e uma discordância de aproximadamente 5 W/m2_{, ou seja, 0,35% do valor absoluto quando comparamos com}

missões mais atuais (Solanki et al., 2013). Como tentativa de entender completamente a física intrínseca por trás dessa variabidade nas medições da TSI e da irradiância solar espectral (SSI), modernas observações do fluxo bolométrico integrado do disco solar feitas pelos instrumentos VIRGO e SORCE tem fornecido medidas de alta precisão da variabili- dade óptica do Sol ao longo dos últimos ciclos de atividade. O experimento Variability of

solar IRradiance and Gravity Oscillations (VIRGO) a bordo do satélite SoHO utiliza 2 ra-

diômetros absolutos para medir a TSI (Fröhlich et al.,1997) e o Total Irradiance Monitor (TIM), lançado em 2003 a bordo do SORCE (Kopp et al.,2005), fazem o monitoramento diário da irradiância solar. Testes realizados com o TSI Radiometer Facility (TRF) me- lhorou a precisão da calibração dos atuais e futuros instrumentos medidores da TSI, e de

quebra estabelece um novo padrão de referência da irradiância solar terrestre.

Neste trabalho, estudaremos a importância da fase do ciclo de atividade magné- tica nas medidas do período de rotação do Sol, e consequentemente de outras estrelas, conforme proposto por Lanza et al., (2003, 2004, 2007). Utilizando dados mais recentes, nossa análise indica que durante ou próximo do período de máxima atividade torna-se mais complicado obter com considerável precisão o período de rotação sinódica do Sol.

5.2 Relação entre TSI, número de manchas e Ca

K proxies

Desde que foi verificado a existência de campo magnético nas manchas solares (Hale,1908), o número de manchas é frequentemente utilizado como um indicador da ati- vidade magnética solar. Durante um período de aproximadamente 11 anos a quantidade de manchas na fotosfera solar aumenta, quando o Sol chega ao seu máximo da atividade magnética, e diminui gradativamente até o ciclo recomeçar. Ao longo desse período as manchas solares e regiões ativas migram de latitudes mais elevadas em direção ao equa- dor solar com a mesma polaridade de campo magnético. Hoje sabemos que, de fato, o ciclo magnético solar gira em torno de 22 anos (Babcock, 1961), tempo suficiente para que a polaridade retorne a sua topologia inicial. Portanto, o famoso ciclo solar de 11 anos na verdade indica a inversão de polaridade do campo magnético solar. Desta maneira, o complexo processo de mudança na topologia do campo magnético faz com que sur- jam inúmeras estruturas na sua superfície, indicando o pico máximo de atividade. Esse comportamento pode ser verficado na figura 22, note que tanto as séries temporais da ir- radiância solar quanto o indicador de atividade cromosférica CaII K também reproduzem

as mesmas características.

Uma diversidade de fenômenos físicos, cada um deles atuando em diferentes es- calas de tempo, podem provocar a variabilidade nas medições da TSI. A maioria dessas oscilações são provocadas pelas mudanças nas propriedades locais do campo magnético de cada uma das heterogeneidades presentes na atmosfera solar. Essas características são fa- cilmente verificadas no espectro de potência da figura23, em que a potência do sinal decai bruscamente das variações de longa para as de curta duração. Os efeitos da granulação das células convectivas formam uma região mais plana no espectro de frequências. Na região de baixas frequências a modulação devido a rotação solar pode ser notada em função da passagem das diversas estruturas no disco solar, mas como pode ser visto na figura 23 o pico da rotação não fica muito claro durante a fase de máxima atividade do ciclo, por outro lado, em seu período mais ‘calmo’ o pico torna-se mais significativo. Portanto, mudanças na atividade magnética solar provocam impacto direto na determinação do período de rotação do Sol. Para verificar as flutuações na determinação do período de rotação, assim como averiguar os mecanismos reguladores da rotação diferencial do Sol, nós utilizamos

Figura 22 – Comportamento da atividade magnética solar ao longo dos ciclos 23-24. Na

parte superior da figura temos a irradiância solar total medidas pelos ra- diômetros VIRGO (pontos azuis) e TIM (pontos vermelhos), ambos com cadência de 24 horas. No centro da figura está representado as medidas diá- rias do índice de emissão do disco solar na linha central do Ca II K. Os pontos pretos são provenientes do observatório de Sacramento Peak e os pontos em vermelho são do SOLIS/ISS. Na parte inferior temos o número diário de manchas solares do SILSO. As linhas verdes representam a su- avização dos sinais aplicando um filtro triangular com uma janela de 12 meses.

como parâmetros para essa investigação as medidas da irradiância solar total, o número de manchas na fotosfera solar e a série temporal do Ca II K ao longo dos últimos ciclos

solares. Na Figura 22 apresentamos os registros das observações da irradiância solar, do índice de emissão do Ca II K e do número de manchas. Perceba que para ambas as medi-

ções o comportamento da atividade magnética solar coincide temporalmente, bem como no perfil das séries temporais.

TSI

Para compor uma série temporal que cobrisse mais de 20 anos de observação, utili- zamos os dados dos principais instrumentos responsáveis pela medição da TSI. A primeira base de dados é resultante da última atualização do SoHO/VIRGO (versão 6_005_1709),

Figura 23 – Espectro de potência da irradiância solar total do VIRGO (azul) e TIM

(vermelho). Topo: PSD para toda a série da TSI em que os experimentos atuaram simultaneamente, ou seja, ao longo dos ciclos 23 e 24. Centro: PSD para o período de mínimo solar entre os anos de 2007 e 2010. Base: PSD calculado no período de máxima atividade magnética do ciclo 24. A linha vertical indica o hProti do Sol, aproximadamente 27.2 dias. A região sombre-

ada representa o alcance mínimo (25 dias, próximo ao equador) e máximo (35 dias, próximo aos pólos) do Prot solar. Ambos os dados apresentam uma

cadência de 6 horas.

a qual corrige a degradação e outras mudanças de longo prazo (cf. Fröhlich et al., 1997) e a cobertura de suas observações vai do início de 1996 até o presente. A irradiância total do VIRGO é o resultado da média ponderada entre as medições de 2 radiômetros abordo da espaçonave (PMO6V e DIARAD). Os pesos relativos são deduzidos pela diferença das variâncias medidas em cada um deles. O resultado final destas correções nos radiô-

metros produz um valor absoluto que é cerca de 5,8 Wm−2 _{menor que a escala original.}

O segundo conjunto de dados advém do TIM/SORCE (Kopp et al., 2005), um disposi- tivo de monitoramento da irradiância solar da NASA que surgiu em meio a nova geração de componentes eletrônicos, o qual está em funcionamento desde o começo de 2003. O TIM/SORCE revelou que os radiômetros clássicos podem ter um problema com a escala absoluta de medição. Na figura 22 as observações do SORCE e SoHO estão sobrepostas ao longo de um ciclo solar de 11 anos, o que nos permite uma comparação diária das variações da TSI observadas por diferentes sensores. Durante o último mínimo solar as medidas de ambos os radiômetros foram praticamente idênticas (VIRGO 1360,32 ± 2,47 Wm−2_{; TIM 1360,52 Wm}−2_).

Série temporal do Ca

K

Para compor a série temporal do Ca II K (ver figura 22) nós utilizamos os da-

dos combinados de dois diferentes instrumentos do National Solar Observatory (NSO)1_,

o Evans Coronal Facility NSO em Sacramento Peak (SP) e o Integrated Sunlight Spec- trometer (ISS), um dos 3 instrumentos do programa SOLIS (Synoptic Optical Long-term Investigations of the Sun) em Kitt Peak. Tais medidas foram feitas a partir do índice de emissão de uma banda de 1 Å centrada na linha do Ca II K (3933.6 Å) do espectro

eletromagnético. Os dados da série se iniciam em 1976 com o programa de monitoramento do SP e a partir de 2007 as observações continuaram a serem captadas pelo ISS. Durante os 7 anos seguintes houve uma sobreposição de dados do SP e IIS que cobriram toda a extensão do mínimo solar entre o ciclo 23 e 24. Isso possibilitou que os valores do índice de Ca IIK do SP fossem reescalados para serem mais consistentes com as medidas do ISS

(Bertello et al., 2016).

Número de manchas solares

O número total de manchas solares fornece um registro direto e de longo prazo da atividade magnética solar que datam desde meados do século XVII até os dias de hoje. Este fenômeno desempenha um papel fundamental no estudo do dínamo solar e das relações Sol-Terra. No entanto, discrepâncias entre os indicadores dessa atividade motivaram uma recalibração completa desta série (Clette et al., 2014). Na figura 22 nós utilizamos o número diário de observações das manchas solares do SILSO2_{(Sunspot Index}

and Long-term Solar Observations).

1 _{<http://www.nso.edu/>} 2 _{<http://www.sidc.be/silso/>}

Figura 24 – Periodograma Lomb-Scargle para os diferentes proxies de atividade magné-

tica: TSI(VIRGO e TIM), Ca II K e o número de manchas solares (S_N). Os gráficos na parte superior representam a análise entre os períodos de 2003 e 2017. Na parte central, a análise foi realizada para a fase de mínima atividade do ciclo magnético (2008/2009). Os diagramas na parte inferior mostram o periodograma para a fase de máximo do ciclo solar (2014/2016).