Arıza Yeri Bulma

Apresentamos aqui uma an´alise dos dados e que podem ser utilizados no estudo do ciclo magn´etico estelar. O estudo do magnetismo estelar come¸cou de forma despretensiosa em meados do s´eculo XVII com a contagem do n´umero de manchas na superf´ıcie do Sol. A partir desta data¸c˜ao foi poss´ıvel notar algumas caracter´ısticas deste fenˆomeno e como exemplo disto podemos citar: o per´ıodo do ciclo de atividade, o surgimento duplo de man- chas e a rota¸c˜ao diferencial. As manchas s˜ao causadas por intensos campos magn´eticos que emergem na fotosfera de uma estrela formando regi˜oes escuras (menor temperatura) devido ao contraste com partes vizinhas. Essas observa¸c˜oes sistem´aticas das manchas solares forneceram informa¸c˜oes cruciais para embasar o magnetismo solar.

A explica¸c˜ao mais aceit´avel sobre a origem do campo magn´etico das estrelas, assim como de outros corpos celestes, surgiu da suposi¸c˜ao que esse campo poderia ser mantido pela indu¸c˜ao de correntes el´etricas no fluido em movimento, conhecida como teoria do d´ınamo. As intera¸c˜oes entre as componentes poloidal e toroidal do campo magn´etico s˜ao fundamentais para o funcionamento do d´ınamo solar. O ente respons´avel por essa conex˜ao ´e a rota¸c˜ao, por isso esse parˆametro tem influˆencia direta na eficiˆencia do d´ınamo.

De acordo com B¨ohm-Vitense (2007) [4], em estrelas de tipo solar o d´ınamo estelar pode atuar em duas regi˜oes distintas: na base da zona convectiva e pr´oximo da superf´ıcie, nesta ´ultima regi˜ao ´e notada a rota¸c˜ao diferencial. Essa proposta deve explicar o porquˆe algumas estrelas da sua base de dados apresentam dois ciclos de atividade distintos, as- sim como esclarecer a rela¸c˜ao entre a dura¸c˜ao do ciclo de atividade e o per´ıodo de rota¸c˜ao. Na figura4.11temos uma clara tendˆencia de crescimento do per´ıodo de atividade com o per´ıodo de rota¸c˜ao. As estrelas (verdes a azuis) aparentam seguir duas sequˆencias dis- tintas; a ativa para estrelas mais jovens e a inativa para estrelas mais velhas. Por sua vez, o Sol surge entre as duas sequˆencias, como sofresse influˆencia de ambas as sequˆencias. Segundo B¨ohm-Vitense (2007) o aparecimento dessas duas sequˆencias pode est´a relacio- nado com o Vaughan-Preston gap. Esse fenˆomeno retrata uma discontinuidade do fluxo de atividade cromosf´erica para valores intermedi´arios do ´ındice S. A figura 4.11A foi retirada de B¨ohm-Vitense (2007) com o objetivo de fomentar novas propostas para o es- tudo da rela¸c˜ao do ciclo de atividade com o per´ıodo de rota¸c˜ao. Na figura 4.11B est˜ao representadas as estrelas an´alogas e gˆemeas solares de nossa base de dados, restritas por metalicidade −0.2 ≤ [F e/H] ≤ 0.2, enquanto que na figura 4.11C temos estrelas do tipo F, G e K com ciclo de atividade determinado por Lovis et al. (2011), onde n˜ao h´a restri¸c˜ao de massa e metalicidade. O que podemos notar ´e que com esses novos dados n˜ao temos

CAP´ITULO 4. AN ´ALISE DOS DADOS E OBTENC¸ ˜AO DOS RESULTADOS

Figura 4.11: Per´ıodo do ciclo de atividade como fun¸c˜ao do per´ıodo de rota¸c˜ao. Os

asteriscos indicam estrelas inativas, os Xs representam estrelas ativas. Os triˆangulos

indicam estrelas com um segundo ciclo de atividade, as letras H indicam estrelas do grupo Hyades e os quadrados mostram estrelas com B − V < 0.62. Os c´ırculos abertos s˜ao as estrelas de nossa base de dados e o quadrado vermelho representa 18Sco. Adaptado de

CAP´ITULO 4. AN ´ALISE DOS DADOS E OBTENC¸ ˜AO DOS RESULTADOS

Figura 4.12: log Pcyc/Prot em fun¸c˜ao do per´ıodo de rota¸c˜ao. Esta figura relaciona o

logar´ıtimo do n´umero de rota¸c˜oes por ciclo. Os asteriscos indicam estrelas inativas, os

Xs representam estrelas ativas. Os triˆangulos indicam estrelas com um segundo ciclo de

atividade, as letras H indicam estrelas do grupo Hyades e os quadrados mostram estrelas com B −V < 0.62. Os c´ırculos abertos s˜ao as estrelas de nossa base de dados e o quadrado vermelho representa 18Sco. Adaptado de B¨ohm-Vitense (2007).

CAP´ITULO 4. AN ´ALISE DOS DADOS E OBTENC¸ ˜AO DOS RESULTADOS

uma segrega¸c˜ao em duas sequˆencias distintas.

Na figura 4.12 apresentamos ainda outra adapta¸c˜ao da figura do artigo de B¨ohm- Vitense (2007) com os novos dados. Nesta figura est´a representada a rela¸c˜ao do n´umero de rota¸c˜oes por ciclo, log(Pcyc/Prot), em fun¸c˜ao do per´ıodo de rota¸c˜ao . Com base nos

dados provenientes de B¨ohm-Vitense (2007) (s´ımbolos verdes e azuis) percebemos um desmembramento para as estrelas da sequˆencia ativa e inativa, al´em disso temos que para estrelas de uma mesma sequˆencia o n´umero de rota¸c˜oes por ciclo n˜ao varia muito, por´em quando examinamos o n´umero de rota¸c˜ao de sequˆencias distintas vemos uma lacuna que separa uma sequˆencia da outra. Conforme B¨ohm-Vitense esse fato pode estar relacio- nado com a atua¸c˜ao do d´ınamo nas diferentes sequˆencias. A figura 4.12A foi retirada de B¨ohm-Vitense (2007). A figura 4.12B apresenta estrelas de nossa base selecionadas com metalicidade entre −0.2 ≤ [F e/H] ≤ 0.2, enquanto que na figura 4.12C ampliamos os valores de massa e metalicidade da base de dados. Examinando estas ´ultimas figu- ras, podemos atentar que ao inserir novos dados n˜ao fica muito clara a distin¸c˜ao em duas sequˆencias, ou ´e prov´avel que existam v´arias sequˆencias e que o funcionamento do d´ınamo esteja relacionado com outros parˆametros.

CAP´ITULO 4. AN ´ALISE DOS DADOS E OBTENC¸ ˜AO DOS RESULTADOS

Figura 4.13: Distribui¸c˜ao normalizada dos parˆametros analisados, apresentando uma

sugest˜ao de trajet´oria evolutiva para o Sol.