B. Rehin Cirosunun Kurulmasında Özellik Arz Eden Durumlar
1. Rehin Verenle Rehin Alan Arasındaki İlişki
Como visto na seção anterior alguns períodos de observação foram descartados do pe- riodograma, uma vez que apresentaram problemas decorrentes de efeitos colimativos e cintilantes. Podemos ver na figura 2.3 as diferentes partes da série de observações, bem como as partes descartadas para a profundidade da linha Ti II 5381.0 Å.
Figura 2.3: Variação da profundidade da linha espectral de Ti II 5380.1 Å ao longo dos anos do projeto. Os pontos a, b, c, d e e estão explicados no texto.
Capítulo 2. Dados observacionais 18
os primeiros anos do projeto e que serviram como calibração e monitoramento dos apa- relhos. Estes dados foram obtidos durante o período de 1976 a 1979 e descartados desta análise pelo fato de que o aparelho estava em calibração. Os dados compreendidos entre o período de 1979 a 1992, entre as faixas b-c, foram obtidos de maneira satisfatória e uti- lizados na construção dos periodogramas. A partir do início de 1992 a rede difrativa foi modificada e diversos problemas foram detectados. Sendo assim, os dados deste período entre as faixas c-d também foram descartados. A seguir, foi observado que os dados obti- dos entre as faixas d-e durante o período de 1996 em diante, demonstraram grande esta- bilidade, podendo ser utilizados na base de dados desta pesquisa.
Por outro lado, algumas linhas só começaram a serem analisadas a partir da dé- cada de 80. Logo não há observações para o período de 1976 a 1979 (a-b). Vale ressaltar que, de uma forma geral, somente os dados coletados durante os períodos de 1979 a 1992 e de 1996 em diante foram utilizados nesta pesquisa, e por essa razão optamos por utilizar um método de análise de séries temporais que pudesse ser aplicado a dados não igual- mente espaçados. Esta requisição restringe a maior parte dos métodos clássicos baseados no tratamento tradicional de decomposição em séries de Fourier. Mostraremos o método em detalhe no próximo capítulo.
CAPÍTULO
3
O MÉTODO LOMB-SCARGLE E A ANÁLISE DAS LINHAS
ESPECTRAIS.
A primeira condição para modificar a reali- dade consiste em conhecê-la. "
Eduardo Galeano
Neste capítulo, serão apresentadas algumas particularidades das linhas analisadas durante o projeto Sun-as-a-star e também faremos uma descrição teórica sobre a formu- lação matemática da ferramenta desenvolvida para análise das séries temporais para da- dos não igualmente espaçados.
3.1
As linhas espectrais analisadas
As linhas de absorção, visualizadas em um espectro eletromagnético são oriundas de vários elementos químicos distintos. Das vinte e oito linhas espectrais analisadas neste trabalho, cinco são formadas na cromosfera, dezoito na fotosfera e outras cinco na região da alta fotosfera. Algumas linhas podem ser formadas na transição entre as regiões. Cada uma dessas regiões apresenta condições físicas de temperatura e densidade bem distin- tas. Para validar o código, visto a complexidade do problema, escolhemos analisar todas
Capítulo 3. O método lomb-Scargle e a análise das linhas espectrais. 20
as linhas, inclusive as linhas bem estabelecidas na literatura. Passaremos agora para uma descrição de cada região e suas respectivas linhas.
3.1.1
As linhas cromosféricas
No presente estudo, a região cromosférica está representada por cinco linhas espectrais neste trabalho. São elas: Ca II 8542.1 Å, Hα 6562 Å, He I 10830 Å, He I 10832 Å e He I 10834 Å. O trabalho de Livingston et al. (2007) destaca alguns resultados decorrentes da análise das linhas cromosféricas. Entre outros, podemos destacar:
• As linhas cromosféricas respondem ao ciclo de atividade solar que tem sua assi- natura devida principalmente ao campo magnético gerado no interior solar;
• A profundidade da linha Ca II na região espectral K232 difere significativamente nos períodos de mínimo e máximo solar;
• De todas as linhas cromosféricas conhecidas, a linha Ca II K se destaca como único indicador do ciclo de atividade solar;
• Comparações entre as regiões K2V e K2K da linha de Ca II nos indicam padrões mecânicos de aquecimento térmico estelar, observado pela primeira vez por Ayres (1979).
3.1.2
As linhas fotosféricas
Na região da fotosfera foram observadas dezoito linhas espectrais. São elas: Ti II 5381 Å, Ti I 5219 Å, O I 7775.4 Å, O I 7774.2 Å, O I 7771.9 Å, Ni 5220.3 Å, Mn 5394.6 Å, Fe I 5393.2 Å, Fe I 5395.2 Å, Fe I 5379.6 Å, Fe I 5250.2 Å, Fe I 5249.1 Å, Cu I 5220.1 Å, C I 5380.3 Å, Ni 6768 Å, Li 6707.8 Å, Fe 6707.4 Å e Si I 10827Å. Algumas características das linhas obti- das ao longo das observações feitas por Livingston et al. (2007) serão apresentadas abaixo.
• Este nível mais baixo da atmosfera solar é representado por elementos de menor potencial de excitação;
Capítulo 3. O método lomb-Scargle e a análise das linhas espectrais. 21
• Os elementos mais comuns são Fe I 5379.5 Å, C I 5380.3 Å e Ti II 5381 Å;
• As linhas mencionadas acima tem o fluxo muito diferente de todas as anteriores; • A linha fotosférica Mn I 5394.7 Å é sensível a cromosfera. Dessa forma, pode se
deformar um pouco desde a sua criação como sugere Vince & Vince (2010);
• A partir de 1993, as linhas Fe I 5379.58 Å e Ti II 5381 Å sofreram um aumento de intensidade na profundidade da linha e isso se deve a proximidade do limbo como diz Livingston et al. (2007);
• Aparentemente essas linhas fotosféricas não seriam boas candidatas a caracterizar as condições físicas relacionadas com o ciclo solar.
Como descrito acima, as linhas da fotosfera parecem não ser boas indicadoras do ciclo de atividade solar. No entanto, como veremos mais adiante, são ótimas indicadoras para o período de rotação solar, ou seja, indicadoras do ciclo de 27 dias.
3.1.3
As linhas da alta fotosfera
Foram analisadas ainda outras cinco linhas da região da alta fotosfera. São elas: Cr II 3132.1 Å, Ti I 3130.8 Å, Be II 3130.4 Å, Be II 3131.1 Å e Fe II 3131.7 Å.
• Essa região é formada pelos das linhas de Fraunhofer mais intensas;
• A profundidade das linhas tem um aumento médio de 1.4% e são um tanto sensíveis à atividade;
• A falta de variabilidade nas intensidades relativas para estas linhas nos mostram que a intensidade central e a intensidade de referência variam de acordo com a mesma quantidade.
• Vimos na nossa análise que algumas destas linhas apresentam um curioso aspecto de duplo pico no seu espectrograma. Discutiremos este ponto em detalhe mais adi- ante.
Capítulo 3. O método lomb-Scargle e a análise das linhas espectrais. 22