Excesso infravermelho e atividade magnética em estrelas da sequência principal

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Departamento de F´ısica Teórica e Experimental Programa de Pós-Graduação em F´ısica

Excesso Infravermelho e Atividade Magn´

etica em

Estrelas da Sequˆ

encia Principal

Roseane de Lima Gomes

Natal-RN Julho/2018

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Excesso Infravermelho e Atividade Magn´

etica em

Estrelas da Sequˆ

encia Principal

Disserta¸cão de Mestrado apresentada ao Programa de Pós-Gradua¸cão em F´ısica de Departamento de F´ısica Teórica e Experimental da Universidade Federal do Rio Grande do Norte como requisito parcial para a obten¸cão do grau de mestre em F´ısica

Orientador: Prof. Dr. Jos´e Renan de Medeiros

Natal-RN Julho/2018

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Gomes, Roseane de Lima.

Excesso infravermelho e atividade magnética em estrelas da sequência principal / Roseane de Lima Gomes. - 2018.

64 f.: il.

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal do Rio Grande do Norte, Centro de Ciências Exatas e da Terra, Programa de Pós-Graduação em Física.

Orientador: Prof. Dr. José Renan de Medeiros.

1. Atividade magnética Dissertação. 2. Cromosférica -Dissertação. 3. Coronal - -Dissertação. 4. Excesso infravermelho - Dissertação. I. Medeiros, José Renan de. II. Título.

RN/UF/BCZM CDU 524.3

Catalogação de Publicação na Fonte. UFRN - Biblioteca Central Zila Mamede

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A Deus, pela oportunidade de estar concluindo esta etapa profissional e pessoal da minha vida.

Aos meus pais, pela educa¸cão e incentivo para progredir nos estudos. Aos professores da UFRPE, da qual fiz minha gradua¸cão, especialmente aos professores Dr. Antônio Carlos Miranda e Dr. Alexandro Cardoso pela orienta¸cão e por sempre me incentivarem a progredir na minha vida acadêmica.

Ao professor Dr. Renan de Medeiros, por me receber nesta institui¸cão e acreditar que posso fazer ciência junto com sua equipe e pela sua orienta¸cão na pesquisa e na minha vida acadêmica como um todo. Aos professores Bruno, Francisco, Gandhi e Brady por terem partilhado seus conhecimentos e experiências através das disciplinas cursadas na pós-gradua¸cão.

Aos amigos da UFRPE que fiz ao longo da minha gradua¸cão. Aos amigos que fiz aqui na UFRN durante esta Jornada. Aos meus amigos do NAOS: Suzierly, Danielly, José Edvaldo, Rodrigo, Luciano, Márcio, Milton, Antônio Dgerson e Jenny Bravo, pelo companheirismo, pelos ensinamentos, conselhos, incentivo nos estudos e apoio nas fases da constru¸cão deste trabalho.

Ao meu amado companheiro e amigo Rafael Alves Freire que me deu incentivo e apoio para realizar meu sonho de estar nesta jornada.

´

A agˆencia de financiamento e Pesquisa CAPES pelo suporte financeiro.

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por

Roseane de Lima Gomes

Resumo

Existem diversos estudos relacionados à atividade magnética cromosférica e coronal, como fator determinante da idade, além de rela¸cões com a metalicidade e rota¸cão das estrelas. Porém, ainda não é muito conhecida a rela¸cão entre a atividade magnética e o excesso da radia¸cão do infravermelho (IR) estelar, o qual indica poss´ıvel presen¸ca de discos circunstelares ou planetas. Para a realiza¸cão deste estudo inédito, selecionamos 128 estrelas, do catálogo deEiroa et al.(2013), de tipo espectral F, G e K, classe de luminosi-dade V e que possuem valores para os Fluxos Ca II (−5, 4 < log R0_HK < −4, 0) e Raio-X, indicadores da atividade magnética na cromosfera e na coroa da estrela, respectivamente. Relacionamos estes parâmetros aos fluxos no infravermelho, nas bandas fotométricas do WISE (3,4 µm e 22 µm), IRAS (12 µm e 25 µm), AKARI (9 µm e 18 µm) e SPITZER/ MIPS (24 µm e 70 µm) para uma subamostra de 33 estrelas que mostram ter excesso no IR, afim de estudarmos o comportamento da atividade magnética na presen¸ca de discos circunstelares. Nesse contexto, percebemos que os fluxos do IR médio aumentam en-quanto o fluxo de Ca II decresce, esta tendência também se revela maior para as estrelas de temperatura mais altas. Além disso, percebemos semelhante anticorrela¸cão entre a emissão coronal e o fluxo IR, porém com maior evidência para estrelas do tipo G. Para o IR distante percebemos uma fraca correla¸cão com a atividade cromosférica e coronal. Em uma última análise, observamos a correla¸cão entre R0_HK e RX da amostra que, como esperado, concorda com diversos trabalhos presentes na literatura, vimos ainda que tal comportamento não se diferencia diante da presen¸ca ou não de discos circunstelares. Palavras-chaves: Atividade, Cromosférica, Coronal, Excesso Infravermelho.

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determinant of age, as well as the relations with metallicity and rotation of stars. However, the relationship between magnetic activity and the excess of stellar infrared (IR) radiation, which indicates the presence of circumstellar discs or planets, is not yet well known. For the accomplishment of this unprecedented study, we selected 128 stars, from the catalog Eiroa et al. (2013), with spectral type F, G and K, class of luminosity V and that have values for the fluxes Ca II (−5.4 < log R0_HK < −4.0) and X-ray, indicators the magnetic activity in the chromosphere and in the corona of the star, respectively. These parameters were related to infrared fluxes in the WISE (3.4 µm and 22 µm), IRAS (12 µm and 25 µm), AKARI (9 µm and 18 µm) and SPITZER / MIPS (24 µm and 70 µm) photometric bands for a subsample of 33 stars that shows IR excess, in order to study the behavior of magnetic activity in the presence of circumstellar discs. In this context, we noticed that the medium IR fluxes increase as the Ca II flux decreases, this tendency is also shown to be increased for the higher temperature stars. In addition, we observed a similar anti-correlation between coronal emission and IR flux, but with greater evidence for type G stars. For the far IR, we noticed a weak correlation with the chromospheric and coronal activity. In a last analysis, we observed the correlation between R0_HK and RX of the sample which, as expected, agrees with several works present in the literature, we also noticed that such behavior does not differentiate in the presence, or not, of circumstellar discs.

Keywords: Activity, Chromospheric, Coronal, Infrared excess.

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1.1 Região de forma¸cão estelar LH 95 da Grande Nuvem de Magalhães. Fonte: http://eternosaprendizes.com/2009/09/26/lh-95-hubble-mostra-bercario-estelar-na-galaxia-vizinha-grande-nuvem-de-magalhaes/ . . . 2 1.2 Plêiades ou aglomerado estelar ou aglomerado aberto Messier 45 (M45).

Fonte: https://www.sciencealert.com/look-up-the-pleiades-star-cluster-shines -brightest-this-month . . . 2 1.3 Aglomerado de estrelas ainda em forma¸c˜ao e sua respectiva nuvem

molecu-lar, na Pequena Nuvem de Magalh˜aes. Fonte: http://chandra.harvard.edu/ photo/2013/ngc602/ . . . 4 1.4 Diagrama HR que mostra as rela¸c˜oes de cor, temperatura e tipo espectral

no eixo x, e luminosidade e magnitude absoluta no eixo y. Fonte: Adaptado de https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l4 p6.html . . . 5 1.5 Estrutura de estrela tipo solar (Fonte: Adaptado de: https://www.khanacade

my.org/partner-content/amnh/the-universe/stars/a/our-star-the-sun) . . . 7 1.6 Diagrama de SED da estrela HD 113766 com excesso IR, retirada do

tra-balho de Da Costa et al. (2017). Os c´ırculos vermelhos representam os fluxos oriundos da miss˜ao WISE; os c´ırculos verdes representam os fluxos da miss˜ao 2MASS.(figura adaptada) . . . 11

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emissão cromosférica para os maiores fluxos no IR. Os c´ırculos pretos, os quadrados verdes e os triângulos vermelhos indicam os tipos espectrais F, G e K, respectivamente. Os c´ırculos vazados indicam a existência de planetas ao redor das estrelas. . . 24 3.2 Diagrama log R0_HK versus fluxo W4 (22 µm) de estrelas com excesso no IR.

Detalhes sobre a faixa hachurada e os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.1 . . . 25 3.3 Diagrama log R0_HK versus fluxo AKARI em 9 µm de estrelas com excesso no

IR. Detalhes sobre a faixa hachurada e os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.1 . . . 26 3.4 Diagrama log R0_HK versus fluxo AKARI em 18 µm de estrelas com excesso

no IR. Detalhes sobre a faixa hachurada e os s´ımbolos s˜ao os mesmos des-critos na figura 3.1 . . . 26 3.5 Diagrama log R0_HK versus fluxo IRAS em 12 µm de estrelas com excesso no

IR. Detalhes sobre a faixa hachurada e os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.1 . . . 27 3.6 Diagrama log R0_HK versus fluxo IRAS em 25 µm de estrelas com excesso no

IR. Detalhes sobre a faixa hachurada e os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.1 . . . 27 3.7 Diagrama log R0_HK versus fluxo MIPS em 24 µm das estrelas com excesso no

IR. Detalhes sobre a faixa hachurada e os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.1 . . . 29

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3.8 Diagrama log R0_HK versus fluxo MIPS em 70 µm de estrelas com excesso no IR. A faixa hachurada indica o desaparecimento dos fluxos cromosf´erico e no IR. Os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.1 . . . 29 3.9 Diagrama log RX versus fluxo W1 (3,4 µm) de estrelas com excesso no IR.

Os c´ırculos pretos, os quadrados verdes e os triˆangulos vermelhos indicam os tipos espectrais F, G e K, respectivamente. Os c´ırculos vazados indicam a existˆencia de planetas ao redor das estrelas. . . 31 3.10 Diagrama log RX versus fluxo W4 (22 µm) de estrelas com excesso no IR.

Os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.9 . . . 31 3.11 Diagrama log RX versus fluxo AKARI em 9 µm de estrelas com excesso no

IR. Os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.9 . . . 32 3.12 Diagrama log RX versus fluxo AKARI em 18 µm de estrelas com excesso

no IR. Os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.9 . . . 32 3.13 Diagrama log RX versus fluxo IRAS em 12 µm de estrelas com excesso no

IR. Os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.9 . . . 33 3.14 Diagrama log RX versus fluxo IRAS em 25 µm de estrelas com excesso no

IR. Os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.9 . . . 33 3.15 Diagrama log RX versus fluxo MIPS em 24 µm das estrelas com excesso

no IR. Os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.9 . . . 34 3.16 Diagrama log RX versus fluxo MIPS em 70 µm de estrelas com excesso no

IR. Os s´ımbolos são os mesmos descritos na figura 3.9 . . . 34 3.17 Rela¸cão entre a atividade coronal (log RX) e cromosférica (log R0HK) da

amostra de estrelas com excesso no IR. Os s´ımbolos se diferenciam pelo intervalo de fluxo da banda W4 do WISE e a existência de planetas, de acordo com a legenda. . . 36 3.18 Rela¸cão entre a atividade coronal (log RX) e cromosférica (log R0HK) da

amostra de estrelas sem excesso no IR. Os s´ımbolos destacados com os c´ırculos maiores indicam a existˆencia de planetas, de acordo com a legenda. 37

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Agradecimentos ii

Resumo iv

Lista de Figuras viii

Lista de Tabelas ix

1 Introdu¸c˜ao 1

1.1 Forma¸c˜ao e Classifica¸c˜ao das Estrelas . . . 1

1.2 A Estrutura Estelar . . . 6

1.3 Radia¸c˜ao no Infravermelho . . . 8

1.3.1 O Excesso de Infravermelho (IR) . . . 10

1.4 Motiva¸c˜ao e Plano de Trabalho . . . 12

2 Parˆametros Astrof´ısicos 14 2.1 Miss˜oes no Infravermelho . . . 14

2.1.1 IRAS . . . 14

2.1.2 SPITZER . . . 15

2.1.3 AKARI . . . 16

2.1.4 WISE . . . 17

2.1.5 HERSCHEL . . . 17

2.2 Atividade Cromosf´erica . . . 18 x

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4 Conclus˜oes e Perspectivas 38 4.1 Conclus˜oes. . . 38 4.2 Perspectivas . . . 39

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INTRODUC

¸ ˜

AO

1.1 Forma¸

c˜

ao e Classifica¸

c˜

ao das Estrelas

As estrelas se formam a partir do colapso gravitacional de nuvens de gás molecu-lar (Shu et al. 1987). Essas nuvens enriquecidas, principalmente de hidrogênio e hélio e compostas também de elementos pesados, distribuem-se em algumas regiões dentro das galáxias e são denominadas de nebulosas difusas. Estas nuvens são muito mais densas do que as outras existentes no espa¸co interestelar, pois possuem em média uma ordem de dezenas de part´ıculas por cent´ımetro cúbico (Myers 1999).

A figura 1.1 mostra a imagem de uma nuvem molecular localizada em uma galáxia satélite da Via-Láctea, a Grande Nuvem de Magalhães. As part´ıculas de gás da nuvem se atraem gravitacionalmente. Com o passar do tempo, as part´ıculas migram para o centro de massa da nuvem, e enquanto colapsam irradiam energia. Durante o colapso algumas sub-regiões da nuvem atingem certa densidade que faz com a nuvem comece a se fragmentar. Surgem então pontos independentes que continuam colapsando. Estes pontos vão ficando cada vez mais densos até que se formam pequenas estruturas f´ısicas: pequenas esferas de gás que posteriormente se transformarão em estrelas. Logo, uma nuvem de gás molecular não origina apenas uma, mas várias estrelas.

Alguns exemplos de aglomerados de estrelas que foram formados dessa maneira e que podemos ver no céu são as Plêiades e as H´ıades, na constela¸cão de Touro. A figura 1.2

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Figura 1.1: Região de forma¸cão estelar LH 95 da Grande Nuvem de Ma-galhães. Fonte: http://eternosaprendizes.com/2009/09/26/lh-95-hubble-mostra-bercario-estelar-na-galaxia-vizinha-grande-nuvem-de-magalhaes/

mostra a imagem das Plˆeiades, onde podemos ver parte do material da nuvem que formou o aglomerado, ainda em forma de g´as entre as estrelas.

Figura 1.2: Plˆeiades ou aglomerado estelar ou aglomerado aberto Messier 45 (M45). Fonte: https://www.sciencealert.com/look-up-the-pleiades-star-cluster-shines -brightest-this-month

Neste estágio, as esferas de gás conseguem irradiar toda a energia armazenada na forma de radia¸cão térmica através da queda do gás que fica em seu entorno e com isso seus interiores ficam relativamente frios. Estes objetos são chamados de protoestrelas. As protoestrelas são frequentemente acompanhadas de um disco circunstelar que é um disco de gás e poeira que circunda a protoestrela.

Finalmente quando o estágio do colapso se encontra com uma quantidade de massa suficientemente densa, sua região central inicia o processo de fusão nuclear (Bahcall 2000).

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Neste momento temos a estrela propriamente dita. Quando se inicia esta fase da fusão nuclear, a estrela passa a fazer parte da Sequência Principal. Se o objeto formado não tiver massa suficiente para dar in´ıcio às rea¸cões de fusão nuclear, ele não é considerado uma estrela e objetos deste tipo passam a ser chamados de Anãs marrons (Basri 2000).

Quando as primeiras estrelas são formadas ainda resta muito material colapsando na nuvem, temos assim um aglomerado de estrelas jovens coexistindo com a nuvem colap-sante. Um exemplo deste tipo é mostrado na figura 1.3 onde vemos uma nuvem mole-cular na Pequena Nuvem de Magalhães que deu origem a um aglomerado de estrelas e que continua colapsando formando outras estrelas. Geralmente, mais de uma protoestrela ´

e formada a partir do colapso do mesmo fragmento da nuvem. Assim são formados os sistemas estelares binários ou múltiplos (Batten 1973).

Um sistema estelar binário é um sistema composto por duas estrelas orbitando em torno de um mesmo centro gravitacional. Na Via Láctea, pelo menos um ter¸co dos sistemas estelares são binários. Normalmente aparentam ser uma única estrela à olho nu, ou dependendo das distâncias envolvidas, até mesmo quando vistas por sistemas especiais. Um exemplo de sistema binário é a Gam Vir (HD 110379J) na constela¸cão de Virgem. Ela é constitu´ıda por duas estrelas que tem exatamente o mesmo brilho, com per´ıodo de revolu¸cão de 180 anos.

Sistemas estelares múltiplos são sistemas compostos por mais de duas estrelas. Siste-mas estelares múltiplos com três estrelas são denominados triplos; com quatro, quádruplos; com cinco, qu´ıntuplos, e assim sucessivamente. Estes sistemas são menores do que os cha-mados clusters, grupos de estrelas compostos de 100 a 1000 estrelas, aproximadamente. Um exemplo deste sistema é a estrela mais brilhante da constela¸cão de Centaurus, a Alf Cen (HD 128620J), que constitui um sistema estelar triplo, onde três estrelas orbitam uma em torno da outra. Uma delas é a estrela mais próxima do nosso Sistema Solar, a Alf Cen C (Proxima Cen), que foi descoberta por Innes (1915) .

As estrelas são diferentes umas das outras devido a uma grande variedade de aspectos: temperatura, luminosidade, composi¸cão qu´ımica, massa, raio, idade, etc. Com base nes-ses parâmetros, alguns obtidos a partir da fotometria, outros pela espectroscopia, foram criados sistemas de classifica¸cão das estrelas. A partir das caracter´ısticas globais e das linhas de absor¸cão dos espectros das estrelas, definimos os tipos espectrais. A intensidade

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Figura 1.3: Aglomerado de estrelas ainda em forma¸c˜ao e sua respectiva nuvem molecular, na Pequena Nuvem de Magalh˜aes. Fonte: http://chandra.harvard.edu/ photo/2013/ngc602/

de algumas linhas está diretamente relacionada com a temperatura superficial da estrela. Por exemplo, as estrelas mais quentes, com temperaturas superficiais acima de 25000 K formam o tipo O; as mais frias, com temperaturas entre 2700 K e 3500 K, são do tipo M. A classifica¸cão dos tipos espectrais e a defini¸cão das classes de luminosidade no di-agrama HR (Hertzsprung-Russell) são úteis para compreendermos sobre informa¸cões da massa e do estágio evolutivo da estrela. Assim, construindo um diagrama HR para uma popula¸cão de estrelas, podemos determinar em que estágio de sua vida a estrela se en-contra e qual seu provável destino.

O diagrama HR foi publicado pelo dinamarquêsHertzsprung(1911), e pelo americano Russell (1913), mostrando uma rela¸cão existente entre a luminosidade de uma estrela e sua temperatura efetiva. Historicamente, a rela¸cão magnitude versus tipo espectral já havia sido publicada por Rosenberg (1910). Hertzsprung (1911) descobriu que estrelas da mesma cor podiam ser divididas entre luminosas, no qual ele chamou de gigantes, e estrelas de baixa luminosidade, denominadas de anãs.

A figura1.4 mostra um diagrama HR para um conjunto de estrelas nas proximidades do Sol. Nesse diagrama, adota-se a conven¸c˜ao de que a temperatura cresce para a

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es-Figura 1.4: Diagrama HR que mostra as rela¸c˜oes de cor, temperatura e tipo espectral no eixo x, e luminosidade e magnitude absoluta no eixo y. Fonte: Adaptado de https://www.e-education.psu.edu/astro801/content/l4 p6.html

querda, e a luminosidade para cima. A primeira coisa que se nota em um diagrama HR, ´

e que as estrelas não se distribuem igualmente, mas se concentram em algumas partes dele. A maior parte das estrelas está alinhada ao longo de uma estreita faixa na diagonal que vai do extremo superior esquerdo (estrelas quentes e muito luminosas), até o extremo inferior direito (estrelas frias e pouco luminosas). Essa faixa é chamada de Sequência Principal (Brown et al. 1995). O fator que determina onde uma estrela se localiza na Sequência Principal é a sua massa: estrelas mais massivas são mais quentes e mais

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lu-possuem magnitudes absolutas entre MV = +2, 5 e +4 e tipos espectrais de G0 a K3. Bem no topo do diagrama existem algumas estrelas ainda mais luminosas denominadas supergigantes, com classe de luminosidade I.

Finalmente, algumas estrelas se concentram no canto inferior esquerdo (estrelas quen-tes e pouco luminosas): são chamadas anãs brancas. Apesar do nome, as anãs brancas na verdade cobrem um intervalo de temperatura e cores que abrange desde as estrelas mais quentes (azuis ou brancas) com temperaturas superficiais efetivas de até 170 000 K, até as estrelas mais frias (vermelhas) com temperaturas superficiais de apenas 4500 K (McCook & Sion 1999).

1.2 A Estrutura Estelar

Uma estrela pode ser dividida em duas amplas regiões: a atmosfera e o interior estelar. A atmosfera estelar é subdivida em três regiões: a fotosfera, a cromosfera e a coroa. O interior estelar é subdivido também em três partes: o núcleo, a zona radiativa e a zona convectiva. Apesar das estrelas terem caracter´ısticas diferentes umas das outras em cada processo evolutivo, as observa¸cões do Sol fornecem uma melhor compreensão das estrelas em geral. Na figura 1.5 vemos a estrutura de uma estrela como o Sol.

A fotosfera é a parte mais vis´ıvel da estrela com cerca de 300 km de espessura e temperatura de 5785 K. É através desta região que recebemos a maior quantidade de luz. A superf´ıcie fotosférica tem aparência de um l´ıquido em ebuli¸cão cheio de bolhas ou grânulos. O fenômeno mais notável que ocorre na superf´ıcie fotosférica é das manchas solares que são regiões irregulares que aparecem mais escuras do que a fotosfera

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circun-Figura 1.5: Estrutura de estrela tipo solar (Fonte: Adaptado de: https://www.khanacade my.org/partner-content/amnh/the-universe/stars/a/our-star-the-sun)

dante. As machas solares são as regiões mais frias do que as outras partes da estrela. Isso acontece porque o campo magnético nesta área impede a conveçcão do calor, ou seja, o calor das partes mais internas não sobe até a fotosfera. As manchas geralmente apare-cem aos pares devido a bipolaridade dos intensos campos magnéticos (Chen et al. 2017), ou seja, uma mancha associada à polaridade norte vem sempre acompanhada por outra mancha na polaridade sul do campo magnético.

A cromosfera é a camada da atmosfera solar logo acima da fotosfera. É uma região de cor avermelhada, de baixa densidade e vis´ıvel durante os eclipses solares (imediata-mente antes e depois da totalidade do eclipse). Possui uma extensão de 10000 Km e a temperatura aumenta da base até o topo e possui um valor médio de 15000 K. Esse aque-cimento da cromosfera deve ter uma fonte de energia que não são os fótons produzidos no interior do Sol, pois se a energia fosse gerada por fótons a cromosfera deveria ser mais fria do que fotosfera, e não mais quente. Atualmente, acredita-se que a fonte de energia são os campos magnéticos variáveis formados na fotosfera e transportados para a coroa por correntes elétricas, deixando parte de sua energia na cromosfera.

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são emitidas da coroa através do meio interplanetário e que causam uma perda de massa solar em torno de 10−13M por ano. Estes ventos possuem uma velocidade de aproxima-damente 2000 km/s, podendo atingir a Terra com uma velocidade de 500 km/s. Eles são resultado da grande diferen¸ca de pressão entre a coroa solar e o espa¸co interplanetário, sendo empurrados para longe do Sol apesar de suportarem grande atra¸cão gravitacional. Por possuir uma origem muito complexa e pela carência de informa¸cões, ainda existem muitas questões em aberto sobre a gera¸cão do vento solar.

Logo abaixo da fotosfera está a zona convectiva e ela é caracterizada pela presen¸ca de células de conveçcão de vida curta que possuem milhares de quilômetros de extensão. Estas células formam-se e dissipam-se em minutos e são responsáveis pela forma¸cão dos grânulos na superf´ıcie solar.

Abaixo da zona convectiva est´a a zona radiativa onde a energia flui por radia¸c˜ao, isto ´

e, não há movimento das parcelas de gás, apenas transporte de fótons. Abaixo da zona radiativa temos finalmente o núcleo que é a região central da estrela e possui temperaturas que chegam a 15 milhões de Kelvins. É no núcleo que ocorre a produ¸cão de energia da estrela através das rea¸cões termonucleares.

1.3 Radia¸

c˜

ao no Infravermelho

A observa¸cão de comprimentos de onda diferentes nos permite conhecer a estrutura e processos f´ısicos espec´ıficos de acordo com o interesse do estudo. A radia¸cão do infraver-melho (IR), por exemplo, pode nos revelar diversas informa¸cões que estão ocultas na luz

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vis´ıvel. A radia¸cão infravermelha é emitida por qualquer objeto que tenha temperatura acima do zero absoluto (-273,15°C) que é a temperatura de menor energia poss´ıvel. Geral-mente corpos incandescentes emitem mais infravermelho do que luz vis´ıvel. Um exemplo disto é o nosso próprio Sol, que emite 60% da sua radia¸cão no infravermelho. Quanto mais elevada for a temperatura do objeto, maior é sua emissão no infravermelho.

Vários dispositivos utilizados no dia-a-dia funcionam através da radia¸cão infraverme-lha. Os controles remotos são um belo exemplo, pois eles emitem a radia¸cão por meio de um LED para ser captada por um sensor no aparelho eletrônico, como a televisão. Outros exemplos são os leitores de códigos de barras e os mouses dos computadores.

Ainda não existem limites definidos com precisão entre as diferentes regiões do espec-tro eleespec-tromagnético, mas geralmente a radia¸cão eletromagnética na faixa do infravermelho ´

e considerada a regi˜ao no intervalo de 0,7 µm a 350 µm, onde o limite inferior (0,7 µm) ´

e dado pelo limite da visão humana e o limite superior (350 µm) é o in´ıcio da região do micro-ondas. A radia¸cão no infravermelho se subdivide em três regiões espectrais: infra-vermelho próximo, médio e distante. A seguir estudaremos cada uma dessas faixas.

O Infravermelho próximo (Near Infrared ) compreende a faixa de comprimento de onda de 0,7 µm à 5,5 µm. As observa¸cões feitas no IR próximo são capazes de revelar imagens de estrelas avermelhadas e mais frias como as anãs e gigantes vermelhas. A gigante vermelha é o estágio evolutivo da estrela no qual produz metais pesados, possui temperaturas entre 2000 e 3500 K e é o que mais irradia intensamente no IR próximo (Lan¸con et al. 2007). As anãs vermelhas (ou anãs M), estrelas menores que o Sol, pos-suem temperaturas de cerca de 3000 K e também irradiam com grande intensidade no IR próximo. Diversos estudos no IR próximo em anãs M estão presentes na literatura (ex. Cushing et al. 2005;Jones et al. 1994;Leggett et al. 1996, 2001;Reid et al. 2001).

O Infravermelho médio (Medium Infrared ) abrange comprimentos de onda entre 5,5 µm e 40 µm. As deteçcões neste espectro são feitas por satélites localizados acima da nossa atmosfera terrestre para que as imagens não sejam contaminadas pela própria atmosfera que absorve e emite IR. Tais satélites utilizam detectores com cristais, como

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Os asteroides e poeira de cometas também emitem maior parte de sua energia no IR médio. A poeira que brilha no IR médio é a poeira quente (warm dust ). O mapeamento da poeira zodiacal, com temperaturas da ordem de 200 a 300 K, é feito também por IR médio. Tal poeira é composta de silicatos (como as rochas da Terra) que emitem maior parte de sua radia¸cão em comprimentos em torno de 10 µm (Reach et al. 2003).

Os estudos através do IR médio nos permite extrair informa¸cões da forma¸cão do nosso Sistema Solar e também dos discos protoplanetários e discos de materiais que circundam estrelas jovens, e são estes discos que fornecem a matéria-prima para a forma¸cão de novos planetas.

O Infravermelho distante (Far Infrared ) inclui os comprimentos de onda que vão de 40 µm até 350 µm e é a partir dele que podemos observar a matéria fria do universo com temperaturas abaixo de 140 K. A maioria dos centros das galáxias brilha intensamente no IR distante (Telesco & Harper 1980). O centro de nossa Galáxia (a Via Láctea) irradia no IR distante por causa do grande número de estrelas que concentram nuvens de poeira densas ao redor delas. Estas estrelas aquecem a poeira e ocorre um grande aumento na intensidade no IR distante.

1.3.1 O Excesso de Infravermelho (IR)

V´arias miss˜oes espaciais que observam no infravermelho, entre elas o IRAS (Infrared Astronomical Sattelite), o SPITZER, o WISE (Wide Infrared Survey Explorer ) e o HERS-CHEL permitiram detectar discos de detritos, ou planetas, ao redor de estrelas por meio do excesso em seus fluxos.

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infraverme-lho. Dentre eles, Da Costa et al. (2017) eKuchner et al. (2016) encontraram excesso em estrelas atrav´es da base de dados do WISE. Trabalhos como os de Uzpen et al. (2007) e Hales et al. (2009) basearam suas buscas por discos de detritos em dados da miss˜ao SPITZER.

Estes, e outros autores, buscam indicativos de excesso no IR com base na Distribui¸cão Espectral de Energia (Spectral Energy Distributions - SED) em várias bandas fotométricas (Cotten & Song 2016). A figura 1.6 mostra o exemplo da SED de uma estrela com claro excesso no IR em 12 µm e 22 µm. Em contraste, a figura 1.7mostra a SED de uma estrela sem excesso IR.

Figura 1.6: Diagrama de SED da estrela HD 113766 com excesso IR, retirada do trabalho de

Da Costa et al. (2017). Os c´ırculos vermelhos representam os fluxos oriundos da miss˜ao WISE;

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Figura 1.7: Diagrama de SED da estrela HD 6470 sem excesso IR, retirada do trabalho de

Da Costa et al. (2017). Os c´ırculos vermelhos representam os fluxos oriundos da miss˜ao WISE;

os c´ırculos verdes representam os fluxos da miss˜ao 2MASS.

1.4 Motiva¸

c˜

ao e Plano de Trabalho

Existem diversos estudos relacionados à atividade magnética da estrela como fa-tor determinante da idade além de rela¸cões com a metalicidade e rota¸cão estelar (por ex.: de Medeiros & Mayor 1995;Giampapa et al. 1979;Pace 2013;Pace & Pasquini 2004; Rocha-Pinto & Maciel 1998). Porém, ainda não é muito conhecida a rela¸cão entre os in-dicadores da atividade cromosférica e coronal com a radia¸cão no infravermelho (IR), que através do seu excesso, pode indicar a presen¸ca de discos circunstelares.

Será que a intensidade da atividade magnética é afetada pela presen¸ca de material cir-cunstelar? Como estes fluxos interagem frente à existência de discos, ou planetas? O que pode nos dizer a associa¸cão destes parâmetros com as caracter´ısticas f´ısicas das estrelas? Estas questões são pertinentes, pois, queremos ter a possibilidade de entender melhor as poss´ıveis causas e efeitos da atmosfera estelar na presen¸ca, ou não, de discos, planetas ou em sistemas com ambos.

(27)

rela¸cões entre a atividade magnética e o fluxo infravermelho de estrelas da Sequência Principal com discos circunstelares e está organizada da seguinte forma:

No cap´ıtulo 2 apresentamos informa¸cões de algumas missões no infravermelho, uma fundamenta¸cão teórica da atividade magnética estelar, e os dados observacionais destes parâmetros que são utilizados neste trabalho.

No cap´ıtulo 3 apresentamos e discutimos os principais resultados do nosso trabalho. Finalmente, no cap´ıtulo 4 discutimos nossas principais conclus˜oes e apresentamos al-gumas perspectivas de continuidade para este trabalho.

(28)

2.1 Miss˜

oes no Infravermelho

Como a maior parte da radia¸cão infravermelha é bloqueada pela atmosfera da Terra, esta não pode ser observada de sua superf´ıcie. Diante disso, houve a necessidade de se lan¸carem ao espa¸co, telescópios que observam no infravermelho. Muitas áreas do espa¸co estão cheias de nuvens de gás e de poeira que bloqueiam a passagem da luz. A radia¸cão infravermelha consegue passar por estas nuvens e permite observar estrelas em forma¸cão, o centro das galáxias e a forma¸cão de novos sistemas planetários. Como o infravermelho é basicamente uma radia¸cão de calor, o telescópio deve ser esfriado próximo ao zero absoluto, ou seja, a -273◦ C, para poder observar sinais do espa¸co, sem sofrer a interferência do calor do próprio telescópio. Para isso, foram constru´ıdos vários telescópios espaciais para observa¸cão no infravermelho (IR), alguns dedicados à busca de objetos mais frios como asteroides, discos e exoplanetas. A seguir, discutiremos sobre algumas destas missões, cujas observa¸cões no infravermelho serão utilizadas nessa disserta¸cão.

2.1.1 IRAS

O IRAS (InfraRed Astronomical Satellite) foi uma miss˜ao espacial em conjunto entre a NASA, os Pa´ıses Baixos e o Reino Unido, lan¸cado em 26 de janeiro de 1983. O IRAS foi lan¸cado para fazer um estudo completo do c´eu na faixa de comprimentos de onda

(29)

entre 12 e 100 µm. As observa¸cões do IRAS aumentaram em 7% o catálogo de objetos infravermelhos conhecidos no céu, chegando a detectar 350.000 objetos nesta radia¸cão. O IRAS levou a bordo um telescópio do tipo Ritchey-Chrétien refrigerado a hélio, a uma temperatura de 10 K, e continha 62 detectores, que juntos podiam observar em bandas centradas em 12, 25, 60 e 100 micrômetros (Neugebauer et al. 1984), com uma precisão na localiza¸cão dos objetos observados de 0,5 minutos de arco.

O satélite IRAS detectou os primeiros discos de detritos, principalmente em torno de estrelas tipo A (Cheng et al. 1992), como também realizou descobertas significativas de excessos em infravermelho em estrelas da Sequência Principal como, por exemplo, VEGA (Aumann et al. 1984). O excesso observado foi atribu´ıdo à emissão térmica de part´ıculas sólidas ao redor destas estrelas. Outra estrela detectada pelo IRAS foi a estrela β Pictoris (HD 39060), que mostrou de maneira consistente que a poeira estava localizada em um disco circunstelar achatado (Smith & Terrile 1984). O IRAS deixou de funcionar em 21 de novembro de 1983.

2.1.2 SPITZER

O telescópio espacial SPITZER (inicialmente chamado de SIRTF - Space InfraRed Telescope Facility) foi lan¸cado ao espa¸co pelo foguete Delta II da Esta¸cão da For¸ca Aérea de Cabo Canaveral, Estado da Flórida, em 25 de agosto de 2003.

Lan¸cado pela NASA e gerenciado pelo Jet Propulsion Laboratory (JPL), este telescópio possui 85 cm de diâmetro de abertura (Werner et al. 2004). Todas as suas partes cons-tituintes, exceto a base de suporte do espelho, são feitos de uma liga leve de ber´ılio. O ber´ılio é um material muito resistente e é um bom material para ser usado na constru¸cão de telescópios de infravermelho, porque tem baixa absor¸cão de calor a baixas temperaturas. A câmara de múltiplos instrumentos consiste em um compartimento resfriado do te-lescópio que contém três instrumentos cient´ıficos: o IRAC, o IRS e o MIPS, como também, os sensores de calibra¸cão responsáveis por parte do direcionamento do telescópio.

O IRAC (InfraRed Array Camera) tem a finalidade de tirar fotografias, principalmente, em comprimentos de ondas do infravermelho pr´oximo. Este instrumento consiste em uma cˆamera de quatro bandas, que fornece simultaneamente imagens de 5,12 x 5,12 arco minuto, com comprimento de ondas de 3,6 µm; 4,5 µm; 5,8 µm e 8,0 µm. Cada um dos

(30)

e comprimento de onda longo de 19 µm at´e 38 µm (Houck et al. 2004).

O MIPS (Multiband Imaging Photometer for Spitzer ) fornece imagens e análise es-pectrográfica limitada, principalmente para comprimentos de ondas do infravermelho dis-tante. O detector de sil´ıcio, com tratamento especial com arsênio, consiste em um detector de 128 x 128 pixels de tamanho, para obter imagens em 24 µm. O detector de 32 x 32 pixels é para imagens em 70 µm e o detector de 2 x 20 pixels é usado para obter imagens em 160 µm. O detector de 32 x 32 pixel observa comprimentos de onda entre 50 - 100 µm (Rieke et al. 2004). O campo de visão do MIPS varia de 5 x 5 arco minuto, para comprimentos de ondas curtas e 0,5 x 5 arco minuto, para comprimentos de ondas longas. O telescópio espacial SPITZER descobriu t´ıpicos discos de detritos em torno de estrelas do tipo solar com fortes emissões em 70 µm (Trilling et al. 2008).

2.1.3 AKARI

O AKARI, conhecido anteriormente por ASTRO-F ou IRIS (InfraRed Imaging Sur-veyor ) foi um observatório espacial japonês no infravermelho pertencente à JAXA (Japan Aerospace eXploration Agency). Esta missão foi um plano audacioso para fazer uma pes-quisa de todo o céu, com melhor sensibilidade e maiores resolu¸cão espacial e cobertura de comprimento de onda do que o IRAS (Murakami et al. 2007).

A missão tinha um telescópio de 68,5 cm resfriado a uma temperatura de 6 K que observava na faixa de comprimento de onda de 1,7 µm (infravermelho próximo) a 180 µm (infravermelho distante). O telescópio foi lan¸cado no espa¸co, na noite entre 21 e 22 de Fevereiro de 2006, por um foguete M-V e foi colocado em uma órbita polar a uma altitude de aproximadamente 750 km.

(31)

tipos de instrumentos: o FIS (Far-Infrared Surveyor ) para observa¸cões de infraverme-lho distante (50 µm a 180 µm)(Kawada et al. 2007) e o IRC (InfraRed Camera) para observa¸cões de infravermelho próximo (1,8 µm a 5,5 µm) e médio (5,8 µm a 26,5 µm) (Onaka et al. 2007). Após a realiza¸cão de um grande número de observa¸cões, a opera¸cão do satélite AKARI foi conclu´ıda em 24 de novembro de 2011.

Estudos de Fujiwara et al. (2009) relatam sobre a descoberta de um excesso signifi-cativo em 18 µm para a estrela da Sequˆencia Principal HD 106797 atrav´es dos dados do AKARI / IRC, indicando ser uma estrela candidata a possuir disco cisrcunstelar.

2.1.4 WISE

O WISE (Wide-Field Infrared Survey Explorer ) foi uma missão da NASA, que operou entre os anos 2009 e 2011. Este telescópio foi lan¸cado em 14 de dezembro de 2009, através do foguete Delta II mapeando todo o céu com fotografias em quatro bandas do infravermelho médio: W1 (3,4 µm); W2 (4,6 µm); W3 (12 µm); W4 (22 µm). Sua missão principal durou 10 meses utilizando uma lente de 40 cm de diâmetro (Wright et al. 2010). Em outubro de 2010 seu resfriamento de hidrogênio esgotou-se, e durante 4 meses a missão tornou-se uma extensão denominada de NEOWISE, que realizou um estudo sobre corpos menores próximos da órbita da Terra (incluindo asteroides e cometas potencial-mente perigosos) usando sua capacidade restante até 17 de fevereiro de 2011, quando sua transmissão foi então desligada. Mas em setembro de 2013, a NASA reativou a missão com o principal objetivo de escanear objetos próximos da Terra (ou NEOs - Near-Earth Objects). As caracter´ısticas e o desempenho inicial da reativa¸cão da missão NEOWISE estão descritos em Mainzer et al. (2014).

O WISE descobriu a primeira an˜a Y (Cushing et al. 2011) e o primeiro asteroide troiano da Terra (Miles 2011), assim como outras dezenas de milhares de novos aster´oides.

2.1.5 HERSCHEL

O observatório espacial Herschel foi uma sonda espacial da Agência Espacial Européia - ESA que operou entre 2009 e 2013. Foi o primeiro telescópio a cobrir a faixa que vai do infravermelho à faixa do sub-mil´ımetro do espectro eletromagnético (Pilbratt et al.

(32)

sens´ıvel a comprimentos de onda de aproximadamente 200 a 670 µm (Griffin et al. 2010). HIFI (Heterodyne Instrument for the Far-Infrared ): um espectrômetro de alta re-solu¸cão que combina a leitura de ondas com frequência de 480 a 1250 e de 1410 a 1910 GHz (correspondente ao comprimento de onda de 157 a 625 µm)(de Graauw et al. 2010). O observatório espacial HERSCHEL permitiu profundas pesquisas sobre as propri-edades e evolu¸cão do material contido em discos circunstelares (Mathews et al. 2010; Thureau et al. 2014).

2.2 Atividade Cromosf´

erica

A atividade cromosférica (R0_HK) tem sua origem no d´ınamo magnético estelar que se manifesta, por exemplo, nas linhas de emissão H e K do Ca II (Mamajek & Hillenbrand 2008). Este parâmetro pode nos indicar os n´ıveis de atividade da estrela, além de outras propriedades. Estudos feitos por Wright et al. (2004) mostram que estrelas do tipo solar apresentam baixos n´ıveis de atividade quando estão no fim de sua vida na Sequência Prin-cipal, pois no final deste estágio está ocorrendo grandes mudan¸cas na estrutura interior destas estrelas. Portanto, a atividade cromosférica é usada como um dos métodos para cálculos estimativos da idade das estrelas (por ex. Pace 2013; Vican & Schneider 2014).

Atualmente, existem diversas outras metodologias que estimam a idade estelar para sa-ber em que estágio evolutivo se encontra tal objeto. Dentre elas estão: a técnica de girocro-nologia (Barnes 2007), que se utiliza apenas com base na rota¸cão estelar; a localiza¸cão no diagrama HR (Sierchio et al. 2014) a abundância do elemento L´ıtio (Zuckerman & Song 2004) e emissão de raio-X (Mamajek & Hillenbrand 2008).

(33)

Duncan et al.(1991) mostraram em seu trabalho o cálculo da atividade cromosférica, que é feito utilizando medidas do espectrômetro HKP-2, do observatório de Monte Wilson (Califórnia - EUA), através da seguinte equa¸cão:

S = α(NH + NK) (NR+ NV)

(2.1)

Onde α é uma constante de proporcionalidade, determinada a partir de observa¸cões em estrelas padrão, através do fotômetro HKP-1. Com a introdu¸cão do espectrômetro HKP-2, esse valor foi determinado, a partir de observa¸cões de muitas noites, com um valor de α = 2, 40, para que em média, os valores de S sejam iguais aos dos fluxos H e K determinados ao longo de aproximadamente 10 anos de observa¸cão com o HKP-1.

O HKP-2 usa um fotomultiplicador para detectar o número de contagem de fótons N em quatro canais. Dois canais são bandas do cont´ınuo de 20 ˚A de largura. Um deles é o canal R que se estende desde 3991,07 a 4011,07 ˚A, e o outro, é o canal V que vai de 3891,07 a 3911,07 ˚A. Os outros dois canais, “H”e “K”, estão centrados nas linhas de H e K do Ca II.

Entretanto, deve ser feita uma calibra¸cão nos valores de S, para subtrair o fluxo fo-tosférico que estão inseridos no fluxo total coletado, pois o objetivo é ter apenas o fluxo cromosférico para se obter o ´ındice R0_HK. Para isso, Rutten (1984) fez uma calibra¸cão, com base em trabalhos anteriores de Middelkoop (1982), no qual introduz um fator de conversão (Ccf) que transforma o fluxo dos canais R e V para o cont´ınuo, para estrelas de diferentes temperaturas (Tef).

F_H0 + F_K0 = SCcfTef410 −14

(2.2) A equa¸cão acima representa o fluxo superficial relativo, em unidades arbitrárias, nas bandas 1,09 ˚A do espectrômetro HKP-2. Para Middelkoop (1982), o fator de conversão para estrelas da Sequência Principal, com 0, 3 < B − V < 1, 6, é dado por:

(34)

Substituindo a equa¸cão2.2 na equa¸cão2.4 e definido FCaII = FH + FK temos o fluxo cromosférico dado por:

FCaII = 1, 285 × 10−8SCcfTef4 (2.5)

2.3 Atividade Coronal

O estudo da origem e comportamento da atividade coronal come¸ca com o surgimento dos sat´elites de raio-X, Einstein (Giacconi et al. 1979) e ROSAT (Truemper 1992).

O indicador da atividade coronal (RX) é um parâmetro que servirá de análise da intera¸cão estrela-disco de detritos (através da deteçcão de excesso de infravermelho), já que também serve de análise de intera¸cão estrela-planeta como se observa em diversos trabalhos (por ex. Cuntz et al. 2000; Kashyap et al. 2008; Poppenhaeger & Wolk 2014; Schmitt 2017).

Este ´ındice de atividade é dado pela razão entre a luminosidade de raio-X (LX) e a luminosidade bolométrica (Lbol). Esta razão é necessária, pois a atividade coronal fica independente dos efeitos provocados pelo raio estelar, já que a luminosidade é um parâmetro que depende do raio estelar.

Mamajek & Hillenbrand(2008) calcularam o ´ındice de atividade coronal RX, para sua amostra de estrelas, utilizando primeiramente a equa¸c˜ao para encontrar a luminosidade de raio-X dada por:

LX = 4πD2CXfX (2.6)

(35)

por:

CX = (8, 31 + 5, 30 · HR1) · 10−12 erg · cm−2contagens−1 (2.7) Este fator de conversão é necessário para que se possa transformar as taxas de conta-gens de fótons do satélite em fluxos de raio-X na Terra. Mamajek & Hillenbrand (2008) utilizaram a taxa HR1 da missão ROSAT. Esta taxa é equivalente a um ´ındice de cores fotométrico e é calculada como uma diferen¸ca normalizada das contagens corrigidas da exposi¸cão em duas bandas de energia:

HR1 = (A − B)

(A + B) (2.8)

Onde A é a banda de mais alta energia e B a de mais baixa energia. Logo, encontrada a luminosidade de raio-X (LX), e tendo calculada a luminosidade bolométrica Lbol, têm-se o ´ındice de atividade Coronal RX:

log RX = log LX Lbol (2.9)

2.4 Dados da Amostra

Baseada no cat´alogo de Eiroa et al.(2013), nossa amostra constitui-se de 128 estrelas de tipos espectrais F, G e K, classe de luminosidade V, com −5, 4 < log R0_HK < −4, 0 para o fluxo de Ca II, e −8, 3 < log RX < −4, 1, para o fluxo de raio-X, os quais indicam a atividade magn´etica na cromosfera e na coroa da estrela, respectivamente.

Desta sele¸cão, 33 estrelas mostram terem excesso em infravermelho (IR) que pode indicar poss´ıvel presen¸ca de discos quentes ou frios ao redor da estrela. Esta subamostra contem 10 estrelas do tipo F, 12 do tipo G e 11 do tipo K. Sete destas estrelas possuem planetas confirmados. Ainda dentro desse conjunto, todas as estrelas possuem valores para a atividade cromosférica que variam de −5, 101 ≤ log R0_HK ≤ −4, 300. Já para o ´ındice de atividade coronal, temos valores no intervalo de −7, 0 ≤ log RX ≤ −4, 3, onde

apenas duas estrelas n˜ao possuem valor para a atividade coronal.

(36)

infraverme-tipo G e 40 do infraverme-tipo K, todas de classe de luminosidade V. Nesta subamostra, 16 estrelas possuem planetas, onde duas delas indicam ter um planeta ainda n˜ao confirmado (HD 145675 ou 14 Her; HD 143761 ou rho CrB).

Coletamos também dados para o ´ındice RX do trabalho de Miller et al. (2015). No entanto, 23 estrelas não puderam ser consideradas por não terem seus fluxos de raios-X dispon´ıveis na literatura.

(37)

RESULTADOS E DISCUSS ˜

OES

Após a descri¸cão da nossa amostra, analisaremos as rela¸cões entre os indicadores de ati-vidade magnética e os indicadores de emissão no IR obtidos pelas missões WISE, AKARI, IRAS e SPITZER, além de outros parâmetros f´ısicos descritos no cap´ıtulo anterior. Nosso objetivo aqui é tentar obter respostas a algumas das questões levantadas na se¸cão1.4 que apresenta a motiva¸cão do nosso trabalho.

3.1 Atividade Cromosf´

erica versus emiss˜

ao no IR

Os diagramas que apresentamos aqui, relacionam o ´ındice de atividade cromosf´erica com os fluxos das bandas fotom´etricas para as estrelas com excesso no infravermelho (IR).

Para a missão WISE temos a rela¸cão dos fluxos W1 que varia de 3,40 a 21,00 Jy (figura 3.1) e W4 que varia de 0,09 a 0,64 Jy (figura 3.2), ambos em fun¸cão do indicador de atividade cromosférica.

Percebemos que, conforme o fluxo no infravermelho aumenta, a atividade cromosférica diminui. Tal tendência parece ser maior para as estrelas de temperatura mais elevada (ti-pos espectrais F e G). Este resultado pode ser um indicativo de uma anti-correla¸cão entre a intensidade dos indicadores de atividade cromosférica e o fluxo no IR de estrelas com excesso.

(38)

2.5

5.0

7.5

10.0

12.5

15.0

17.5

20.0 Fluxo W1 (Jy)

5.0

4.8 A

tiv

id

ad

e

C

ro

m

Figura 3.1: Diagrama log R0_HK versus fluxo W1 (3,4 µm) de estrelas com excesso no IR. A faixa hachurada indica a região de transi¸cão do desparecimento da emissão cromosférica para os maiores fluxos no IR. Os c´ırculos pretos, os quadrados verdes e os triângulos vermelhos indicam os tipos espectrais F, G e K, respectivamente. Os c´ırculos vazados indicam a existência de planetas ao redor das estrelas.

As bandas W1 e W4 representam duas regiões de temperaturas compreendidas entre 700-800 K e 200-300 K, respectivamente. O segundo intervalo envolve valores de tempe-raturas observadas nos Cinturões de Asteróides que vão de 150-250K e de objetos com temperaturas próximas a da Terra (∼ 300K) (Da Costa et al. 2017; Wright et al. 2010). Independente da região de temperatura, observa-se a tendência de um desaparecimento da emissão cromosférica com o aumento do fluxo no IR. Em ambas as bandas, W1 e W4, observa-se uma aparente região (faixa hachurada) de transi¸cão marcando este desapare-cimento da emissão cromosférica.

Observamos que nesta amostra existem sete estrelas que possuem planetas, das quais cinco delas (HD 19994, HD 40307, HD 69830, HD 117176 e HD 210277) encontram-se na região onde os valores de atividade cromosférica são menores, o que poderia indicar um conjunto de estrelas com planetas menos ativas do que as outras (HD 10647 e HD 206860). Além deste resultado, ele também indica que a presen¸ca de discos de detritos não

(39)

´

e correlacionada à presen¸ca de companheiros planetários (Maldonado et al. 2017), como também não há uma clara evidência da associa¸cão dos n´ıveis de atividade cromosférica e a presen¸ca destes exoplanetas (Canto Martins et al. 2011).

0.1

0.2

0.3

0.4

0.5

0.6 Fluxo W4 (Jy)

5.0

4.8

4.6

4.4 A

tiv

id

ad

e

C

ro

m

os

fé

ri

ca

(l

og

R

0

HK

)

Tipo FTipo G_{Tipo K}

Estrelas c/

planetas

Figura 3.2: Diagrama log R0_HK versus fluxo W4 (22 µm) de estrelas com excesso no IR. Detalhes sobre a faixa hachurada e os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.1

Nas missões AKARI temos o fluxo para a banda em 9 µm que varia de 0,59 a 3,90 Jy (figura 3.3) e o fluxo em 18 µm variando de 0,15 à 0,98 Jy (figura 3.4), relacionados com o indicador de atividade cromosférico. Para o fluxo AKARI 18, cinco estrelas não apresentam valores para o fluxo no infravermelho neste comprimento de onda: duas do tipo K (HD 5133 e HD 23484) e três do tipo G (HD 30495, HD 43162 e HD 210277). Claramente, o comportamento de R0_HK em fun¸cão do fluxo no IR mostra o mesmo cenário observado nas bandas WISE. A figura 3.4com fluxos da banda AKARI em 18 µm mostra particularmente, um cenário idêntico ao da figura3.2que mostra os fluxos no IR da banda W4 do WISE em 22 µm. A região hachurada demarca o desaparecimento de atividade cromosférica elevada, situada em ambas as figuras3.2 e3.4 no mesmo intervalo de valores do fluxo no IR, em torno de 0,3 e 0,4 Jy.

(40)

0.5

1.0

1.5

2.0

2.5

3.0

3.5

4.0 Fluxo AKARI 9 (Jy)

5.0

4.8 A

tiv

id

ad

e

C

ro

m

Figura 3.3: Diagrama log R0_HK versus fluxo AKARI em 9 µm de estrelas com excesso no IR. Detalhes sobre a faixa hachurada e os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.1

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0 Fluxo AKARI 18 (Jy)

5.1

5.0

4.9

4.8

4.7

4.6

4.5

4.4

4.3 A

tiv

id

ad

e

C

ro

m

os

fé

ri

ca

(l

og

R

0

HK

)

Estrelas c/

planetas

Figura 3.4: Diagrama log R0_HK versus fluxo AKARI em 18 µm de estrelas com excesso no IR. Detalhes sobre a faixa hachurada e os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.1

(41)

0.5

1.0

1.5

2.0

2.5

3.0 Fluxo IRAS 12 (Jy)

5.0

4.8

4.6

4.4 A

tiv

id

ad

e

C

ro

m

os

fé

ri

ca

(l

og

R

0

HK

)

Estrelas c/

planetas

Figura 3.5: Diagrama log R0_HK versus fluxo IRAS em 12 µm de estrelas com excesso no IR. Detalhes sobre a faixa hachurada e os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.1

0.1

0.2

0.3

0.4

0.5

0.6

0.7 Fluxo IRAS 25 (Jy)

5.0

4.8

4.6

4.4 A

tiv

id

ad

e

C

ro

m

os

fé

ri

ca

(l

og

R

0

HK

)

Estrelas c/

planetas

Figura 3.6: Diagrama log R0_HK versus fluxo IRAS em 25 µm de estrelas com excesso no IR. Detalhes sobre a faixa hachurada e os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.1

(42)

Finalmente, o comportamento de R0_HK em fun¸cão do fluxo no infravermelho medido pelo telescópio SPITZER/MIPS é ilustrado nas figuras 3.7 e 3.8. Novamente, o cenário para a distribui¸cão do indicador cromosférico versus fluxo no IR se repete, em particular para a banda SPITZER em 24 µm, com desaparecimento de fluxos cromosféricos elevados para grandes valores do fluxo no IR.

Para a banda SPITZER em 70 µm tal cenário é pouco delineado, devido a limita¸cão na amostra de estrelas com grandes valores de fluxo em IR.

De uma forma geral, a distribui¸cão do indicador cromosférico R0_HK em fun¸cão do fluxo no IR, para a presente amostra de estrelas com excesso no IR, mostra dois comportamentos bem distintos, delineados pela região hachurada ilustrada nas figuras3.1a3.8: à esquerda dessa região que corresponde aos valores mais baixos do fluxo no IR, o parâmetro R0_HK mostra um amplo espectro de valores, variando de estrelas com atividade baixa (R0_HK ∼ −5, 0) a estrelas com atividade elevada (R0

HK ∼ −4, 4). À direita da referida região, que corresponde a fluxos IR intermediários a elevados, não se observa a presen¸ca de estrelas ativas, ou seja, há um desaparecimento de valores elevados de R0_HK com o aumento do fluxo no IR.

(43)

0.1

0.2

0.3

0.4

0.5 Fluxo Spitzer/MIPS 24 (Jy)

5.0

4.8

4.6

4.4 A

tiv

id

ad

e

C

ro

m

os

fé

ri

ca

(l

og

R

0

HK

)

Estrelas c/

planetas

Figura 3.7: Diagrama log R0_HK versus fluxo MIPS em 24 µm das estrelas com excesso no IR. Detalhes sobre a faixa hachurada e os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.1

0.0

0.2

0.4

0.6

0.8 Fluxo Spitzer/MIPS 70 (Jy)

5.0

4.8

4.6

4.4 A

tiv

id

ad

e

C

ro

m

os

fé

ri

ca

(l

og

R

0

HK

)

Estrelas c/

planetas

Figura 3.8: Diagrama log R0_HK versus fluxo MIPS em 70 µm de estrelas com excesso no IR. A faixa hachurada indica o desaparecimento dos fluxos cromosf´erico e no IR. Os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.1

(44)

mesmos intervalos de valores descritos na seçcão anterior. As figuras3.9a3.15mostram as distribui¸cões do fluxo log RX em fun¸cão dos fluxos no IR obtidas pelos referidos satélites. Para maior completeza de detalhes, as estrelas estão separadas por tipos espectrais F, G e K, havendo também uma indica¸cão sobre a presen¸ca ou não de planeta orbitando a estrela.

De uma forma geral, apesar da amostra de estrelas com fluxo RX ser menor do que aquela com indicadores de fluxo cromosférico, analisada na seçcão anterior, observa-se aqui o mesmo cenário para o comportamento da emissão coronal em fun¸cão do fluxo no IR: a tendência para uma diminui¸cão do fluxo de emissão coronal com o aumento do fluxo no IR, independe do comprimento de onda, ou seja, da banda observada. Tal fato é mais claro, particularmente para as estrelas de tipo espectral G, bem como para as estrelas com planetas (figura 3.10).

O cenário para o fluxo da banda SPITZER em 70 µm (figura 3.16) mostra que o seu comportamento é visivelmente limitado pelos baixos valores de fluxos de emissão em IR, da mesma maneira observada para a distribui¸cão do indicador cromosférico em fun¸cão do fluxo no IR desta banda.

(45)

2.5

5.0

7.5

10.0

12.5

15.0

17.5

20.0 Fluxo W1 (Jy)

7.0

6.5

6.0

5.5

5.0

4.5 A

tiv

id

ad

e

C

or

on

al

(l

og

R

X

)

Tipo F Tipo G Tipo K Estrelas c/ planetas

Figura 3.9: Diagrama log RX versus fluxo W1 (3,4 µm) de estrelas com excesso no IR. Os c´ırculos pretos, os quadrados verdes e os triˆangulos vermelhos indicam os tipos espectrais F, G e K, respectivamente. Os c´ırculos vazados indicam a existˆencia de planetas ao redor das estrelas.

0.1

0.2

0.3

0.4

0.5

0.6 Fluxo W4 (Jy)

7.0

6.5

6.0

5.5

5.0

4.5 A

tiv

id

ad

e

C

or

on

al

(l

og

R

X

)

Figura 3.10: Diagrama log RX versus fluxo W4 (22 µm) de estrelas com excesso no IR. Os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.9

(46)

0.5

1.0

1.5

2.0

2.5

3.0

3.5

4.0 Fluxo AKARI 9 (Jy)

7.0

6.5

6.0 A

tiv

id

ad

e

C

Figura 3.11: Diagrama log RX versus fluxo AKARI em 9 µm de estrelas com excesso no IR. Os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.9

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0 Fluxo AKARI 18 (Jy)

7.0

6.5

6.0

5.5

5.0

4.5 A

tiv

id

ad

e

C

or

on

al

(l

og

R

X

)

Figura 3.12: Diagrama log RX versus fluxo AKARI em 18 µm de estrelas com excesso no IR. Os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.9

(47)

0.5

1.0

1.5

2.0

2.5

3.0 Fluxo IRAS 12 (Jy)

7.0

6.5

6.0

5.5

5.0

4.5 A

tiv

id

ad

e

C

or

on

al

(l

og

R

X

)

Figura 3.13: Diagrama log RX versus fluxo IRAS em 12 µm de estrelas com excesso no IR. Os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.9

0.1

0.2

0.3

0.4

0.5

0.6

0.7 Fluxo IRAS 25 (Jy)

7.0

6.5

6.0

5.5

5.0

4.5 A

tiv

id

ad

e

C

or

on

al

(l

og

R

X

)

Figura 3.14: Diagrama log RX versus fluxo IRAS em 25 µm de estrelas com excesso no IR. Os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.9

(48)

0.1

0.2

0.3

0.4

0.5 Fluxo Spitzer/MIPS 24 (Jy)

7.0

6.5

6.0 A

tiv

id

ad

e

C

Figura 3.15: Diagrama log RX versus fluxo MIPS em 24 µm das estrelas com excesso no IR. Os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.9

0.0

0.2

0.4

0.6

0.8 Fluxo Spitzer/MIPS 70 (Jy)

7.0

6.5

6.0

5.5

5.0

4.5 A

tiv

id

ad

e

C

or

on

al

(l

og

R

X

)

Figura 3.16: Diagrama log RX versus fluxo MIPS em 70 µm de estrelas com excesso no IR. Os s´ımbolos s˜ao os mesmos descritos na figura 3.9

(49)

3.3 Diagramas R

0_HK

versus R

X

A análise da distribui¸cão do fluxo de Ca II (log R0_HK) em fun¸cão do fluxo de raio-X (log RX) é apresentada em diversos trabalhos mostrando uma forte tendência a uma correla¸cão entre esses parâmetros (ex: Hempelmann et al. 1996; Mamajek & Hillenbrand 2008; Schrijver et al. 1992; Sterzik & Schmitt 1997). Mamajek & Hillenbrand (2008) in-vestigam esta rela¸cão em uma amostra de estrelas do tipo solar. No presente trabalho, além de verificar se nossa amostra corrobora com a correla¸cão entre os parâmetros R0_HK e RX mostrada nos trabalhos acima citados, iremos observar se tal tendência está associada a presen¸ca ou não de discos de detritos. De fato, o resultado observado é que, conforme o indicador de atividade cromosférica cresce, a atividade coronal também aumenta (figura 3.17), reiterando os resultados prévios da literatura.

No diagrama dos indicadores de atividade cromosférica e coronal da amostra sem excesso no IR é observada uma tendência semelhante ao cenário acima destacado (figura 3.18), apesar das limita¸cões da nossa amostra em rela¸cão às estrelas com medidas de fluxo de raio-X. Além disso, para a subamostra de estrelas com excesso no IR observamos uma menor dispersão comparada a distribui¸cão de estrelas sem excesso no IR, em particular na região de baixa atividade, ou seja, de baixos valores de R0_HK e RX.

Outro aspecto observado na figura3.17 é a clara evidência de que estrelas com fluxos no IR maiores do que cerca de 0,35 jy apresentam baixa atividade cromosférica.

Os resultados também corroboram com o fato de que a presen¸ca de planetas não é, ne-cessariamente, um fator que aumente a probabilidade de existência de discos (Kóspál et al. 2009) já que 16 estrelas sem excesso possuem planetas enquanto apenas 7 estrelas, com excesso, possuem companheiros planetários. Além deste fato, percebemos uma grande va-ria¸cão dos n´ıveis de atividade magnética para estas estrelas com planetas, independente de haver discos ou não, logo a varia¸cão dos indicadores de atividade cromosférica e coronal para estrelas com excesso e planetas parece ser indistingu´ıvel daquelas com planetas e sem excesso.

(50)

7.0

6.5

6.0

5.5

5.0

4.5 Atividade Coronal (log

R

_X

)

5.0

4.8

4.6

4.4 A

tiv

id

ad

e

C

ro

m

os

fé

ri

ca

(l

og

R

0

HK

)

W4 > 0, 35

Estrelas c/ planetas

Figura 3.17: Rela¸cão entre a atividade coronal (log RX) e cromosférica (log R0HK) da amostra de estrelas com excesso no IR. Os s´ımbolos se diferenciam pelo intervalo de fluxo da banda W4 do WISE e a existência de planetas, de acordo com a legenda.

(51)

8

7

6

5

4 Atividade Coronal (log

R

_X

)

5.2

5.0

4.8

4.6

4.4 A

tiv

id

ad

e

C

ro

m

os

fé

ri

ca

(l

og

R

0

HK

)

Estrelas s/ excesso IR

Estrelas c/ planetas

Figura 3.18: Rela¸cão entre a atividade coronal (log RX) e cromosférica (log R0HK) da amos-tra de estrelas sem excesso no IR. Os s´ımbolos destacados com os c´ırculos maiores indicam a existência de planetas, de acordo com a legenda.

(52)

4.1 Conclus˜

oes

Este trabalho trouxe de forma pioneira, uma investiga¸cão sobre a rela¸cão entre a atividade cromosférica e coronal de estrelas da Sequência Principal e discos circunstelares indicados pelo excesso no IR.

Este estudo mostrou que para todas as missões analisadas com filtros de 3,4 a 25 µm, a distribui¸cão do indicador de atividade cromosférica em fun¸cão do fluxo no IR apresenta uma provável anticorrela¸cão: o fluxo no IR cresce enquanto o indicador cromosférico diminui. Entretanto, duas regiões se destacam nestes diagramas: uma em que, para baixos valores de fluxos no IR ocorre uma ampla varia¸cão da atividade R0_HK e outra em que, para os fluxos intermediários a elevados no IR não observamos a presen¸ca de estrelas ativas.

Com rela¸cão à distribui¸cão do indicador de atividade coronal em fun¸cão do fluxo no IR, o cenário é semelhante ao do comportamento da atividade cromosférica: há uma diminua¸cão do fluxo de emissão coronal com o aumento do fluxo no IR em todas as bandas com filtros até 25 µm. Tal fato mostra-se mais evidente para estrelas de tipo espectral G como também para aquelas com planetas.

O comportamento do fluxo na banda em 70 µm, relacionado `a atividade magn´etica, mostra-se claramente limitado pelos baixos valores de fluxos no IR para ambas atividades,

(53)

cromosf´erica e coronal.

Os resultados do comportamento entre a emissão cromosférica e coronal da amostra de estrelas com disco de detrito e da amostra de estrelas sem disco corroboram com diversos trabalhos da literatura: o aumento da atividade cromosférica é seguido do crescimento da atividade coronal. Além disso, percebemos que a varia¸cão dos indicadores de atividade magnética para as estrelas com discos e planetas aparenta ser indistingu´ıvel da subamostra de estrelas sem discos e com planetas.

4.2 Perspectivas

Diante dos resultados apresentados, surge a necessidade de uma investiga¸cão mais am-pla sobre como a atividade cromosférica e coronal são efetivamente afetadas pela presen¸ca de discos de detritos indicadas pelo excesso no IR.

Nossa perspectiva é fazer um estudo teórico mais profundo sobre a complexidade das rela¸cões entre a atividade magnética (R0_HK e RX) e o excesso no infravermelho; trabalhar com amostras maiores e observar as rela¸cões destes indicadores de atividade com dados no IR da missão HERSCHEL, assim como outras importantes missões, para verificar se os resultados são pertinentes. Além disso, relacionaremos estas atividades com outras caracter´ısticas e propriedades f´ısicas das estrelas, bem como os parâmetros dos discos de detritos para que nos proporcionem melhor entendimento das influências fotosférica e coronal com a própria estrela e com o meio interplanetário.

(54)

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