4.2 Análise wavelet dos sistemas binários do CoRoT
4.2.2 Sistemas binários com pulsação
Durante esta seção estaremos analisando as estrelas da nossa amostra que foram selecio- nadas como prováveis candidatas a possuir variabilidade causada por pulsações, são elas: CoRoT 100866999, CoRoT 101065348, CoRoT 102718810, CoRoT 102912741 e CoRoT 102918586.
A estrela CoRoT 102918586 é uma binária eclipsante de não-contato com tipo espectral F0, que foi observada durante a primeira operação de curta duração na direção do anticentro da Galáxia. Esta estrela é considerada como uma Gamma Doradus (γ Dor) com oscilações moduladas, cujo período orbital é de 8,78248 dias (Forb= 0, 1139 d−1) (Maceroni et al. 2010,2013). A análise
waveletdesta estrela também foi feita porBravo et al.(2014). Como podemos observar na Figura
4.10 a remoção dos eclipses binários não alterou, significativamente, as principais periodicidades
Capítulo 4. Resultados e discussões 58
observadas; identificamos que, apenas o período de 1,38 dias não aparece quando os eclipses são removidos, portanto, ele deve estar relacionado com o período orbital. As periodicidades de maior amplitude observadas no painel à direita são P1 = 0, 82 dias (f1 = 1, 22 c/d), associado ao período
de pulsação não-radial, e P2 = 18, 51 dias (f2 = 0, 05 c/d) referente ao padrão de batimento. Temos
ainda, os períodos P3 = 2, 16 dias e P4 = 4, 32 dias que apesar de não serem harmônicos exatos
de P2, parecem estar relacionados com o padrão de batimento. Assim como o período de 9,92 dias,
que aparece em ambos os mapas, e deve ser referente ao batimento de menor amplitude da estrela. O último período ilustrado nos espectros, P5 = 0, 41 dias (f5 = 2, 44 c/d), é um harmônico do
período fundamental de pulsação, P1. Todos os períodos encontrados através da análise wavelet
estão de acordo com os resultados obtidos porMaceroni et al.(2010).
0.0 1.0 Indice de potencia 0 10 20 30 40 50 0.1 1.0 10.0 0 10 20 30 40 50 Dias 0.1 1.0 10.0 Periodo (dias) 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 Espectro Global P1 P2 P5 P4 P3 1.38 9.62 0.96 0.97 0.98 0.99 1.00 Fluxo normalizado 0.0 1.0 Indice de potencia 0 10 20 30 40 50 0.1 1.0 10.0 0 10 20 30 40 50 Dias 0.1 1.0 10.0 Periodo (dias) 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 Espectro Global P1 P2 P3 P4 P5 9.92 0.975 0.980 0.985 0.990 0.995 1.000 Fluxo normalizado
Figura 4.10: Painel à esquerda: curva de luz da estrela binária de tipo γ Doradus CoRoT 102918586 com os eclipses (topo), seu mapa wavelet local (esquerda) e seu espectro global (di- reita). Painel à direita: curva de luz da estrela binária de tipo γ Doradus CoRoT 102918586 sem os eclipses (topo), seu mapa wavelet (esquerda) e seu espectro global (direita). As periodicidades ilustradas no espectro global são: P1 = 0, 82 dias (período de pulsação fundamental), P2 = 18, 51
dias, P3 = 4, 32 dias e P4 = 2, 16 dias, relacionadas ao padrão de batimento da estrela, e P5 = 0, 41
dias (1◦ harmônico de P
1). Os níveis de contorno são 90%, 80%, 70%, ..., 20% e 10% do valor
máximo do mapa. A wavelet Morlet de 6◦ ordem foi utilizada. Esta mesma análise foi feita por
Bravo et al.(2014).
A assinatura de pulsação observada no mapa wavelet da Figura4.10 é semelhante àquela observada em estrelas com rotação e atividade, caracterizada por “dunas”4 semi-regulares. Entre- tanto, deve-se levar em consideração que a janela de observação (57 dias) desta estrela é pequena,
4Chamamos de “duna” o conjunto de diferentes cores que se agrupam em certas regiões do mapa formando uma
Capítulo 4. Resultados e discussões 59
limitando a observação de uma assinatura de pulsação. Em estrelas com janela de observação maior poderemos ver uma clara assinatura de pulsação caracterizada pela regularidade dessas dunas como é mostrado emBravo(2014).
Figura 4.11: Curvas de luz das estrelas CoRoT 102918586, CoRoT 100866999, CoRoT 102065348 e CoRoT 102912741 e seus espectros de Fourier, de cima para baixo respectivamente; os espec- tros de Fourier foram realizados utilizando o software Period04, enquanto que o da estrela Co- RoT 102918586 foi extraído de Maceroni et al.(2010). As estrelas CoRoT 101065348 e CoRoT 102912741 também foram estudadas porBravo(2014).
Outras três binárias eclipsantes apresentaram comportamento semelhante ao de uma es- trela γ Dor: CoRoT 100866999 (não-contato), de tipo espectral K2, CoRoT 102065348 (não-
Capítulo 4. Resultados e discussões 60
contato), de tipo F6 e CoRoT 102912741 (semi-contato), de tipo G0. Na Figura 4.11 fazemos uma comparação entre o espectro de Fourier da estrela CoRoT 102918586 com os espectros destas estrelas (semelhante à comparação feita por Bravo (2014)) afim de confirmar um possível perfil de pulsação, e identificamos que o espectro de Fourier destas estrelas são realmente semelhantes. Através da análise de Fourier obtemos os prováveis períodos fundamentais de pulsação de 1,595 c/d (CoRoT 100866999), 0,671 c/d (CoRoT 101065348) e 1,301 c/d (CoRoT 102912741).
Os espectros wavelet dessas estrelas, com eclipses binários removidos, são apresentados na Figura4.12. Observamos que para a estrela CoRoT 100866699, o mapa wavelet apresenta uma clara assinatura de uma γ Dor, onde o possível período fundamental de pulsação (0,63 dias ou 1,587 c/d) é caracterizado por “dunas” semi-regulares ao longo de todo o mapa. Além disso, as irregularidades das cores no mapa indicam um padrão de pulsação. Os outros períodos indicados no espectro global do painel à esquerda são: 43,04 dias e 86,09 dias, referentes ao padrão de batimento; 9,4 dias, 15,2 dias e 21,5 dias, que devem estar relacionados aos diferentes modos de pulsação da estrela; e, finalmente, os períodos de 1,3 dias e 2,7 dias, que apesar de não serem múltiplos exatos do período de pulsação, podem representar o primeiro e o segundo harmônico do período de pulsação, respectivamente. A estrela CoRoT 101065348 apresenta em seu mapa uma variação contínua do período de 1,52 dias (ou, 0,658 c/d), o qual consideramos como o período principal de pulsação, e do seu possível harmônico de 2,84 dias. Os períodos de 13,06 dias e 24,4 dias indicados no painel central parecem estar relacionados com o batimento da estrela. Assim como CoRoT 100866999, a estrela CoRoT 102912741 apresenta em seu mapa um período de 0,71 dias (ou, 1,408 c/d ) marcado pelas “dunas” ao longo de toda a janela de observação, o qual consideramos como o período de pulsação fundamental. Os outros períodos indicados no espectro do painel à direita estão possivelmente associados aos diferentes modos de pulsação.
Levando em consideração que variáveis pulsantes γ Dor do tipo F até o tipo A apresentam frequências em torno de 1 c/d, e analisando os resultados obtidos, podemos concluir que estas estrelas são candidatas à γ Doradus. As estrelas CoRoT 100866999 e CoRoT 101065348 foram publicadas por Sarro et al. (2013) como variáveis pulsantes γ Dor, entretanto, as periodicidades destas estrelas não foram por eles calculadas. As estrelas CoRoT 102912741 e CoRoT 101065348 também foram consideradas porBravo(2014) como estrelas do tipo γ Dor.
Capítulo 4. Resultados e discussões 61 0.0 1.0 Indice de Potencia 0 20 40 60 80 100 120 140 1 10 100 0 20 40 60 80 100 120 140 Dias 1 10 100 Periodo (dias) 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 Espectro Global 0.63 43.04 86.09 15.2 21.5 1.3 9.4 2.7 0.0 1.0 Incdice de Potencia 0 20 40 60 80 100 120 140 1 10 100 0 20 40 60 80 100 120 140 Dias 1 10 100 Periodo (dias) 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 Espectro Global 1.52 2.84 13.06 24.4 0.0 1.0 Indice de potencia 0 10 20 30 40 50 1 10 0 10 20 30 40 50 Dias 1 10 Periodo (dias) 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 Global spectrum 0.71 8.64 4.96 14.04 3.3
Figura 4.12: : Painel à esquerda: mapa wavelet local e espectro global da estrela CoRoT 100866999 após a remoção dos eclipses. Indicados no espectro, temos: um período de 0,63 dias, correspondente ao provável período de pulsação; os períodos de 43,04 dias e 86,09 dias referentes ao padrão de batimento; os períodos de 9,4 dias, 15,2 dias e 21,5 dias, que devem estar relacionados aos modos de pulsação da estrela; os períodos de 1,3 dias e 2,7 dias, o primeiro e o segundo harmônico do período de pulsação, respectivamente. Painel central: mapa wavelet e espectro global da estrela CoRoT 101065348 após a remoção dos eclipses. As principais periodicidades detectadas são: 1,52 dias, provavelmente associado ao período fundamental de pulsação; 2,84 dias, correspondente ao primeiro harmônico; 13,06 dias e 24,4 dias, relativos ao batimento da estrela. Painel à direita: mapa wavelet local e espectro global da estrela CoRoT 101912741 após a remoção dos eclipses. O provável período fundamental de pulsação é 0,71 dias, os outros períodos podem estar relacionados aos
diferentes modos de pulsação. Os níveis de contorno não são traçados para melhor visualização da curva. A wavelet Morlet de 6◦ ordem
foi utilizada.
Capítulo 4. Resultados e discussões 62
A última estrela analisada neste trabalho é a binária espectroscópica CoRoT 102718810, que foi observada durante a primeira operação de longa duração na direção do anticentro da Galá- xia. O espectro de Fourier desta estrela se mostra bem diferente daqueles que observamos anteri- ormente. Na Figura 4.13, podemos observar uma comparação entre a curva de luz e o espectro de frequência da nossa estrela com o espectro da estrela KIC 3324644, classificada como uma Cefeida do tipo II (ou, Cefeida Clássica) porSchmidt et al.(2011), e observada pela missão espacial Kepler.
Figura 4.13: Curvas de luz das estrelas CoRoT 102718810 e KIC 3324644 e seus espectros de Fourier, de cima para baixo respectivamente. Os espectros de Fourier foram realizados utilizando o software Period04.
Notamos que o perfil do espectro de ambas as estrelas é bem similar. Mas, o que mostra a análise wavelet dessas estrelas? Bravo(2014) analisou a estrela KIC 3324644 e identificou que o mapa desta Cefeida apresenta “dunas” compridas e de forma oval, como podemos ver na Figura
4.14. Na curva de luz desta estrela (topo) observamos que a janela de observação é de aproximada- mente 1600 dias, enquanto que a estrela CoRoT 102718810, foi observada por apenas 130 dias (ver Figura4.13). Portanto, podemos esperar que o comportamento observado no mapa da estrela Co- RoT seja similar àquele observado nos primeiros 130 dias da estrela observada pelo Kepler, já que ambos os espectros apresentam características semelhantes. Na Figura4.15, fazemos uma compa- ração entre os mapas wavelet das duas estrelas com janelas de observação aproximadamente iguais. No mapa do painel à esquerda (estrela KIC 3324644) as principais periodicidades são: um período
Capítulo 4. Resultados e discussões 63 0.0 1.0 Indice de potencia 200 400 600 800 1000 1200 1400 0.1 1.0 10.0 100.0 1000.0 200 400 600 800 1000 1200 1400 BJD - 2454833.0 0.1 1.0 10.0 100.0 1000.0 Periodo (dias) 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 Espectro Global 2.87 1.44 367.84 0.70 0.75 0.80 0.85 0.90 0.95 1.00 Fluxo normalizado
Figura 4.14: Curva de luz da estrela KIC 3324644 (topo), seu mapa wavelet local (esquerda) e seu espectro global (direita). O período fundamental de pulsação é de 2,87 dias. Os níveis de contorno não são ilustrados para melhor visualização da assinatura padrão de pulsação. A wavelet Morlet de 6◦ ordem foi utilizada. Credito: Figura extraída deBravo(2014).
persistente sob toda a janela de observação de 2,85 dias (indicado em vermelho no espectro) que é o período de pulsação fundamental desta Cefeida, o período de 1,42 dias equivalente a um modo de pulsação da estrela e o período de 85,04 dias referente ao padrão de batimento da estrela. Obser- vamos ainda um período de 15,03 dias que está associado a um espaço vazio, isto é, sem dados, na curva de luz. Como o mapa wavelet é extremamente sensível àquilo que esta ocorrendo na curva, este pequeno “gap” provoca uma certa alteração na distribuição da energia do sinal. Neste caso par- ticular, essa alteração no mapa não provoca mudanças significativas nas periodicidades do sistema. No painel à direita (estrela CoRoT 102718810) também observamos um período persistente du- rante toda a janela de observação (2,28 dias), considerado aqui como provável período de pulsação fundamental, seguido por dois períodos (0,92 e 0,46 dias) que estão provavelmente associados aos diferentes modos de pulsação da estrela. Por último temos o período de 51,51 dias que deve estar relacionado com o batimento da estrela. A comparação destes mapas, juntamente com os espectros, nos leva a concluir que a estrela CoRoT 102718810 é, provavelmente, algum tipo de Cefeida, visto que apresenta comportamento muito semelhante ao que observamos para a estrela referenciada na literatura como Cefeida. Se tivéssemos acesso a uma curva de luz da estrela CoRoT 102718810 com uma janela de observação maior que 1000 dias, é provável que tivéssemos um mapa wavelet similar ao da Figura4.14, com exceção de um modo de pulsação “extra” (0,46 dias) que a estrela
Capítulo 4. Resultados e discussões 64
do CoRoT possui. Na Tabela 4.4, apresentamos todos os períodos fundamentais de pulsação das estrelas selecionadas para esta análise, como também a classificação de cada um delas.
0.0 1.0 Indice de potencia 140 160 180 200 220 240 0.1 1.0 10.0 100.0 140 160 180 200 220 240 BJD - 2454833.0 0.1 1.0 10.0 100.0 Periodo (dias) 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 Espectro Global 2.85 1.42 15.03 85.04 0.80 0.85 0.90 0.95 1.00 Fluxo normalizado 0.0 1.0 Indice de potencia 0 20 40 60 80 100 120 1 10 100 0 20 40 60 80 100 120 Dias 1 10 100 Periodo (dias) 0.2 0.4 0.6 0.8 1.0 Espectro Global 2.28 0.92 51.51 0.46 0.88 0.90 0.92 0.94 0.96 0.98 1.00 Fluxo Normalizado
Figura 4.15: Painel à esquerda: curva de luz da estrela binária de tipo Cefeida KIC 3324644 (topo), seu mapa wavelet local (esquerda) e seu espectro global (direita). No espectro global obser- vamos o período de pulsação fundamental de 2,85 dias, o período de 1,42 dias relativo a um modo de pulsação, o período de 15,03 dias associado a um espaço vazio (sem dados) na curva de luz e, finalmente, o período de 85,04 dias referente ao padrão de batimento da estrela. Painel à direita: curva de luz da estrela binária CoRoT 102718810, seu mapa wavelet (esquerda) e seu espectro glo- bal (direita). As periodicidades ilustrados no espectro global são: um provável período de pulsação fundamental de 2,28 dias, os períodos de 0,92 e 0,46 dias relacionados aos diferentes modos de pulsação da estrela e um período de 51,51 dias associado ao padrão de batimento da estrela. Os níveis de contorno não são ilustrados para melhor visualização da assinatura padrão de pulsação. A wavelet Morlet de 6◦ ordem foi utilizada.
Tabela 4.4: Períodos de pulsação e classificação das estrelas selecionadas obtidos através do pro- cedimento wavelet.
COROT ID Outros IDs Classificação5 Período de Pulsação6(dias)
100866999 2MASS J19250077+0054410 GD 0,63
101065348 - GD 1,52
102718810 - CF 2,28
102912741 - GD 0,71
102918586 2MASS J06485272-00531953 GD 0,82
5CF: Cefeida; GD: Gamma Doradus 6Período fundamental de pulsação
CAPÍTULO
5
CONCLUSÕES E PERSPECTIVAS
Esta Dissertação de mestrado faz uma análise wavelet de curvas de luz estelares do Co- RoT em busca de objetos com rotação e atividade magnética, como também com pulsação, com base numa amostra de 99 sistemas binários, divididos entre variáveis eclipsantes e binárias espec- troscópicas. A partir dos diagramas de fase e da inspeção visual das curvas de luz conseguimos selecionar quatorze sistemas binários candidatos a conter rotação e atividade e cinco sistemas com características que poderiam ser associadas às expansões e contrações das camadas mais externas das estrelas.
A análise das assinaturas observadas nos mapas wavelet dos sistemas candidatos à rotação foi baseada em métodos descritos porBravo et al.(2014), onde os períodos de rotação são marca- dos por “dunas” semi-regulares persistentes em toda a extensão do mapa e o período relacionado a atividade magnética da estrela é, aproximadamente, a metade do período rotacional. Estas ca- racterísticas permitiu a identificação dos períodos de rotação de todas as estrelas selecionadas. Em alguns sistemas foi observado uma única “duna”, já que a janela de observação das estrelas CoRoT é relativamente pequena, de maneira que só conseguimos observar uma fração daquilo que está acontecendo na estrela.
A estrela CoRoT 102651632, em particular, apresentou no mapa wavelet um compor- tamento semelhante ao observado em estrelas com rotação diferencial, como pode ser visto em
Capítulo 5. Conclusões e perspectivas 66
Mathur et al.(2014), onde o período associado às regiões ativas possui intensidade maior do que o
período principal. Além disso, esses autores encontram, através da análise wavelet, alguns períodos muito próximos ao período de rotação das estrelas. Como a nossa análise mostra apenas um único período associado com a rotação fizemos uma análise de Fourier, a partir do software Period04, em busca dessas periodicidades próximas ao período rotacional. Os espectros de Fourier revelaram a existência de pelo menos quatro períodos muito próximos um do outro, levando-nos a conclusão de que deve existir diversas manchas que giram na superfície desta estrela com períodos diferentes, indicando assim a presença de uma rotação diferencial.
Das estrelas selecionadas como candidatas a conter pulsação, quatro apresentaram no mapa wavelet características de uma estrela γ Doradus. A assinatura wavelet de uma estrela deste tipo, definida porBravo et al.(2014), é caracterizada pelo período de pulsação fundamental (mar- cado por “dunas” semi-regulares curtas e arredondadas) acompanhado de seu primeiro harmônico. A estrela CoRoT 102918586, classificada com uma γ Dor por Maceroni et al.(2010), apresentou uma assinatura que poderia ser confundida com àquela de uma estrela com rotação, onde o período principal era representado por “dunas” largas e ovais. Entretanto, a curva de luz desta estrela apre- senta um perfil característico de pulsação. Já as estrelas CoRoT 100866999, CoRoT 102065348 e CoRoT 102912741 exibiram um comportamento bem característico de estrelas do tipo γ Dor, pois o período de pulsação fundamental é bem marcado pelas “dunas” semi-regulares mencionadas anteriormente. Todas estas estrelas são reportadas na literatura (Maceroni et al. 2010,2013;Bravo
et al. 2014;Sarro et al. 2013;Bravo 2014).
O mapa wavelet do quinto sistema binário analisado nesta Dissertação (CoRoT 102718810) apresentou uma assinatura diferente em relação ao que foi observado para as estrelas classificadas como γ Doradus. Neste caso, identificamos um período principal representado por uma única “duna” (período fundamental de pulsação) e um período marcado por “dunas” semi-regulares (pro- vavelmente associado aos diferentes modos de pulsação da estrela). Como esta assinatura é similar a que foi identificada porBravo(2014) para a estrela KIC 3324644 (classificada como uma Cefeida
porSchmidt et al.(2011)), fizemos uma comparação entre os espectros de Fourier e os mapas wa-
veletdestas duas estrelas. Levando em consideração que estrela KIC 3324644 possui uma janela de observação (aproximadamente 1600 dias) bem maior do que a da nossa estrela (aproximadamente
Capítulo 5. Conclusões e perspectivas 67
130 dias), fizemos a análise wavelet de ambas as estrelas com a mesma janela de observação. Atra- vés deste estudo, verificamos que os espectros de potência das duas estrelas exibiram uma grande semelhança com a estrela CoRoT 102718810. Levando-nos a afirmar que a estrela CoRoT é prova- velmente algum tipo de Cefeida. Entretanto, não podemos afirmar que ela é uma Cefeida clássica (tipo II), visto que os dois mapas não são exatamente iguais. O mapa da estrela CoRoT 102718810 revela a presença de um outro período relacionado aos diferentes modos de pulsação enquanto que a Cefeida do tipo II aparenta ter um único modo.
Como trabalho futuro aplicaremos o procedimento wavelet em todos os sistemas binários detectados pelo Kepler. Além disso, determinaremos os parâmetros físicos e orbitais (temperatura efetiva, razão de massa, raio relativo, excentricidade e etc) de sistemas binários do CoRoT e do Kepler, a fim de obter uma melhor compreensão da evolução estelar.
APÊNDICE
A
A MISSÃO COROT
CoRoT (Convecção, Rotação e Trânsitos Planetários) é um satélite espacial que foi lan- çado por um foguete Soyuz em órbita circular polar em torno da Terra a uma amplitude de 896 km, com um período orbital de 1 hora e 49 minutos. O CoRoT observou a região do céu no sen- tido do centro da Galáxia (direção da constelação de Aquila) como também a região no sentido do anticentro da Galáxia (direção da constelação de Monoceros). Ele foi produzido no Centro espa- cial de Cannes Mandelieu e utiliza uma plataforma PROTEUS (Plate-forme Reconfigurable pour l’Observation, pour les Télécommunications et les Usages Scientifiques), que fornece todos os re- cursos necessários para a operação do satélite: o controle da trajetória, controle de temperatura e equipamento de comunicações através de sua antena. O satélite CoRoT transmite cerca de 900 Mbits de dados para a Terra por dia, e pode armazenar a bordo 2 Gigabits de dados. É gerado pelo Centro de Controle CoRoT (CCC) em Toulouse (França). Uma rede de componentes terrestres localizados em Kiruna (Suécia), Hartebeesthoek (África do Sul), Kourou (Guiana Francesa), As- suguel (França), e estações exclusivas para transmissão e recepção de dados CoRoT em Alcântara (Brasil) e em Viena (Áustria) comunica-se com o satélite 6 vezes por dia.
A missão CoRoT possui dois objetivos científicos principais: estudar a rotação e a con- vecção em estrelas através da sismologia estelar e detectar novos planetas extrasolares através da técnica de trânsito planetário (Baglin et al. 2009).
Apêndice A. A missão CoRoT 69
Sismologia Estelar
O objetivo da sismologia estelar é analisar os modos de vibração das estrelas que, quando submetidas a forças de gravidade, de pressão e de Coriolís, se comportam como osciladores com diversos modos específicos. A frequência, a amplitude e o tempo de vida desses modos tornam possíveis alguns parâmetros físicos estelares, como o tamanho e a composição do núcleo, os limites das zonas radioativa e convectiva e o perfil interno de rotação.
Busca por planetas extrassolares
O CoRoT tem como objetivo descobrir aproximadamente 150 planetas, usando o método do trânsito planetário, que consiste na detecção de um planeta a partir de uma diminuição na lumi- nosidade da estrela quando o planeta passa entre a estrela e o observador. Este método, juntamente com o de velocidade radial, tem o interesse de revelar os períodos orbitais e os tamanhos dos pla- netas detectados.
A busca por exoplanetas é executada por até 180 dias em um ano. A detecção de um planeta é garantida quando a fase (devido à variação de fluxo) permanece consistente por pelo menos três trânsitos periódicos. Assim, deduz-se que os planetas detectados pelo satélite tem um período de menos de 60 dias (critério simples de periodicidade).
Resultados científicos
Desde que foi lançado ao espaço, a missão CoRoT tem produzido resultados significativos para a astrofísica estelar. Apesar de existir muitos sinais que indicam a existência de novos planetas extrassolares, o número de planetas confirmados é limitado. Dentre os planetas detectados por este satélite está o CoRoT-exo-2b, planeta gigante descoberto em dezembro de 2007, 1,4 vezes maior e 3,5 vezes mais massivo que Júpiter, orbitando sua estrela em 1,74 dias (Lanza et al. 2009). Em relação a Sismologia Estelar foi verificado que quase todas as estrelas observadas possuem oscilação e os diferentes comportamento das estrelas: oscilações multímodos ligadas a movimentos superficiais aleatórios, rotações diferenciais e atividade sobre uma ampla faixa de frequências.
APÊNDICE
B
DIAGRAMAS DE FASE
Em todos os diagramas a seguir são ilustradas as identificações de cada estrela e seu respectivo pe- ríodo orbital (em dias), calculado via BLS1(Kovács et al. 2002). Em alguns casos o que observamos