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A curva de luz CoRoT-ID0102715978 representada na Figura 3.7 apresenta modulação rotacional com trânsito binário. Assim, o satélite CoRoT tomou os dados a cada 32 segundos, indicando que uma redução do número de pontos seja efetuada afim

de eliminar toda informação em altas freqüências. Também se procede à eliminação das descontinuidades e ao ajuste linear. A presença de uma componente orbitando a estrela pode muitas vezes produzir atividade cromosférica na estrela observada [27]. Baseando-se neste fato e verificando-se a assinatura da curva de luz sem trânsito, isto indicaria a presença de manchas na superfície da estrela. A curva então é característica de rotação.

Figura 3.7: (a) Curva de luz da estrela CoRoT-ID0102715978. (b) Detalhe do trânsito para uma região da curva.

A partir dessas características, podemos estimar o período de rotação da mesma forma que para a curva anterior. Assim, obtemos um período rotacional aproximado de Prot = 2.8 dias (t = [40;80], x = 40 dias e n = 14 vales), o que corresponde à com-

ponente primária. Porém, a pequena deformação dos vales secundários torna dificil estimar individualmente os períodos das regiões ativas.

Detalhando-se uma das regiões da curva de luz (ver Figura 3.7 (b)), observam-se duas quedas significativas da intensidade relativa que correspondem ao trânsito, o que na verdade é um trânsito binário: o trânsito primário com uma variação na luminosi- dade de aproximadamente 10% e de 4% para o trânsito secundário. Estes se alternam e as suas amplitudes na curva são diferentes, o que é característico dos sistemas binários; neste caso, trata-se de um sistema binário de não-contato devido à assinatura da curva

[28]. Essas amplitudes são similares no caso de trânsitos planetários, como veremos para a estrela CoRoT ID-0101065348, que será analisada posteriormente.

Visto que esta curva representa um sistema binário, podemos estimar o período orbital do sistema calculando o período entre dois trânsitos primários (ciclo completo). Desta forma, obtemos um período orbital Porbde 2,98 dias (período obtido visualmente

e verificado com o software Peranso). Notamos, que o período orbital é próximo ao período rotacional, ou seja, que existe aparentemente uma “sincronização” entre os movimentos orbital e rotacional entre as duas estrelas; quando elas estão muito próxi- mas, o efeito de maré no sistema gera essa sincronização e então, Porb≈ Prot [29].

Efetuando a DCDFT do sinal podemos obter as diferentes periodicidades super- postas como no caso anterior (ver Figura 3.8).

Figura 3.8: Espectro de Potência DCDFT da curva de luz CoRoT-ID0102715978 e Tabela com períodos.

Observando este espectro pode-se considerar dois picos importantes, o pico A e o pico B, já que visualizando as freqüências (ou períodos), pode-se perceber a presença de alias no espectro. Os períodos G, H, I são “alias” do período A, isto é, múltiplos deste

último e os períodos D, C, E são os do período B. Assim, o período principal estimado é de 2,97 dias (pico A) e o segundo período é de 1,49 dias (pico B). O primeiro é consi- derado período rotacional da estrela e possívelmente, período orbital (sincronização do sistema binário). O segundo pode ser devido à atividade estelar (como no caso ante- rior) ou ao trânsito binário. Isto será observado mais detalhadamente com os métodos seguintes.

3.2.2

Análises através do método CLEANest

Para uma maior precisão, efetuamos os espectros CLEANest da CoRoT-ID0102715978 procedendo da mesma forma que no caso anterior. Estes são ilustrados na Figura 3.9.

Figura 3.9: CLEANest seqüencial aplicado à curva de luz CoRoT-ID0102715978. (a) Espectro DCDFT. (b) CLEANest(2). (c) CLEANest(3). (d) CLEANest(5).

Obtemos finalmente as diferentes periodicidades no sinal na Tabela 3.2. Esta mostra dois períodos predominantes que coincidem com aquele encontrado na análise visual e no espectro de potência: P = 2,97 dias e P = 1,49 dias.

Freqüência(c/d) Período(dias) Intensidade Amplitude Fase 0,33647 ± 0,00009 2,9720 ± 0,0008 1909,11 _{0,01 ± 0,00 0,94} 0,67229 ± 0,00011 1,4875 ± 0,0002 1577,23 _{0,01 ± 0,00 0,20} 2,68754 ± 0,00014 0,3721 ± 0,0000 1559,69 _{0,01 ± 0,00 0,77} 2,01480 ± 0,00013 0,4963 ± 0,0000 1533,81 _{0,01 ± 0,00 0,07} 1,34354 ± 0,00013 0,7443 ± 0,0001 1372,46 _{0,01 ± 0,00 0,88}

Tabela 3.2: Tabela dos períodos e freqüências predominantes da curva de luz CoRoT- ID0102715978 obtidas do método CLEANest.

Para entender melhor a presença dos picos (supostos “alias”), vamos comparar o espectro de potência DCDFT (Figura 3.9 (a)) com o espectro da mesma curva, mas desta vez eliminando-se o trânsito binário (Figura 3.10). Fazendo isto, obtemos uma curva de luz semelhante à de CoRoT-ID0101455904 assim como também o espectro DCDFT. Quando eliminamos o trânsito binário, os dois períodos predominantes ainda são identificados, o segundo com menor amplitude. Este segundo período ainda exis- tente corresponde então à atividade na estrela. Da mesma forma, os picos considerados como “alias”, também perderam amplitude. Isto indica que o trânsito binário influencia de forma apreciável a modulação da curva de luz.

Em seguida, ajustam-se os períodos aos dados de observação a partir da função mo- delo correspondente aos períodos obtidos pelo método CLEANest. Isto é representado na Figura 3.11. Da mesma forma, traçamos os resíduos subtraíndo-se a função modelo do sinal (Figura 3.12). Esta função residual não está muito próxima do valor 0 devido à influência do trânsito.

Figura 3.10: (a) Curva de luz de CoRoT-ID0102715978 com o trânsito binário elimi- nado. (b) O espectro DCDFT.

Figura 3.11: Curva de luz de CoRoT-ID0102715978 (em preto) e a função modelo obtida pelo método CLEANest (em azul).

Figura 3.12: Curva de luz de CoRoT-ID0102715978 (em preto) e os resíduos (em rosa) subtraíndo-se a função modelo.

3.2.3

Análises através do método wavelet

A Figura 3.13 ilustra a curva de luz da CoRoT-ID0102715978 e o mapa wavelet desta usando-se igualmente a wavelet Morlet de ordem 6. É interessante comparar este mapa wavelet com o mapa wavelet da mesma curva eliminando o trânsito binário, o qual é mostrado na Figura 3.14.

Figura 3.13: Curva de luz de CoRoT-ID0102715978 con trânsito binário e o mapa wavelet.

Devido à uniformidade de algumas estruturas presentes no mapa com trânsitos entre os períodos P = 0,1 dia e P = 1 dia, podemos supor que os trânsitos afetam os coeficientes wavelets associados à modulação rotacional da curva de luz. Porém, é observado um período persistente de aproximadamente P = 3 dias nos dois mapas, o qual é compatível com o período estimado anteriormente através da análise visual e do método CLEANest. Pode-se definir este período como sendo o período de rotação da componente primária do sistema binário.

Figura 3.14: Curva de luz de CoRoT-ID0102715978 e o mapa wavelet eliminando-se o trânsito binário.

Da mesma forma, no mapa wavelet com trânsito pode-se distinguir um segundo período persistente que é igual à metade do período principal, seja P = 1,5 dias. Este período é observado no mapa sem trânsito binário com intensidade bem menor. Este aspecto indica que existe uma grande influência do trânsito na curva de luz. Ao eliminar o trânsito, esse período persiste ligeiramente devido à presença de manchas na estrela, as quais são dificilmente identificadas na curva de luz. Esta assinatura da curva é característica de uma estrela com duas regiões ativas ou duas manchas (como no caso da CoRoT-ID0101455904), ou seja, em um ciclo se distinguem dois vales (diminuição da luminosidade devido às regiões ativas) onde um dos dois corresponde a um período que é metade do período do outro.

Uma terceira estrutura é considerada no intervalo de 30 a 40 dias. Note que per- manece em grande parte do sinal. Este período pode estar associado às variações na amplitude, ou seja, à modulação rotacional.

O mapa wavelet que representa a curva de luz com trânsito binário (Figura 3.13) mostra uma razão sinal/ruído menor do que aquela da curva CoRoT-ID0101455904 e, portanto, há indicação de um ruído mais presente. Contudo, o sinal permanece bom. Note porém que, o nível de ruído é maior no mapa wavelet sem trânsito.