Star activity: starspots, superflares, and differential rotation in k-type stars

• Autor(a) principal: Souza, Alexandre Araújo de
• Data de Publicação: 2022
• Tipo de documento: Tese
• Idioma: por; eng
• Título da fonte: Biblioteca Digital de Teses e Dissertações do Mackenzie
• Texto Completo: https://dspace.mackenzie.br/handle/10899/28851
• topic: manchas estelares; superflares; rotação diferencial; exoplanetas; telescópio kepler

Estrelas do tipo solar podem apresentar intensa atividade magnética. Nesta tese, apresentamos um estudo sobre atividade estelar em sistemas planetários com estrelas do tipo K. Entende-se por atividade estelar os fenômenos de manchas estelares e superflares. A estrela Kepler-411, do tipo espectral K2V, apresenta período de rotação médio de 10,52 dias, raio de 0,79 R⊙ e massa de 0,83 M⊙, enquanto a estrela Kepler-210, também do tipo espectral K, tem um período de rotação médio de 12,5 dias, raio de 0,69 R⊙ e massa de 0,63 M⊙. Kepler-411 é uma estrela ativa com pelo menos quatro planetas em órbita, onde três deles eclipsam a estrela. Os planetas são uma super-Terra e os dois maiores são mini Netunos com raios de 1,8, 3,2 e 3,3 R⊕ e períodos de 3,0, 7,8 e 58,0 dias, respectivamente. Esta estrela foi observada pelo satélite Kepler por cerca de 600 dias com um número total de 195 trânsitos para o planeta Kepler-411b, 76 trânsitos para o planeta Kepler-411c e 10 trânsitos para o planeta Kepler-411d. Kepler-210 é uma estrela ativa, com 2 exoplanetas do tipo Netuno (Kepler-210b e Kepler-210c), com raios 3,08 e 3,99 R⊕ e períodos de 2,45 e 7,97 dias, respectivamente. Em um sistema multiplanetário, cada planeta ocultará diferentes latitudes da estrela durante seu trânsito, dependendo do ângulo de inclinação e do semieixo maior da órbita. Durante um desses trânsitos, um planeta pode ocultar uma mancha na fotosfera da estrela, causando pequenas variações em sua curva de luz. Ao detectar a mesma mancha em um trânsito posterior, é possível inferir o período de rotação estelar naquela latitude e assim estimar o perfil de rotação diferencial da estrela. Neste trabalho aplicamos o modelo descrito em Silva (2003), para caracterizar as manchas estelares, o que resultou na detecção de um total de 45 manchas durante os trânsitos do Kepler-411b, 143 manchas nos trânsitos de Kepler-411c e 10 manchas nos trânsitos de Kepler-411d. Para a Kepler-411 a análise das manchas detectadas nas diferentes latitudes do trânsito destes planetas resulta em um cisalhamento diferencial de 0, 0500 ± 0, 0006 radianos/dia ou uma rotação diferencial relativa de 8, 4 ± 0, 1%, assumindo um perfil de rotação semelhante ao solar. Na investigação de superflares estelares, as análises das curvas de luz resultaram em 65 superflares com energias entre 1033 − 1035 ergs. Buscando entender as conexões existentes entre as manchas estelares e superflares da Kepler-411, encontramos uma correlação positiva entre a área das manchas e a energia das superflares ao considerar as médias tomadas a cada 16 a 35 dias, com a maior correlação ocorrendo para intervalos de 21 dias. Este intervalo de tempo provavelmente está relacionado ao tempo de vida das manchas da Kepler-411. Para a Kepler-210, foram detectadas 107 manchas estelares e um cisalhamento diferencial de 0, 0564 ± 0, 0028 radianos/dia e uma rotação diferencial relativa de 11, 1 ± 0, 5% e um ciclo magnético com periodicidade de 545 dias. Entretanto, na análise das curvas de luz da Kepler-210, não foram encontradas superflares. Por fim, investigamos os parâmetros das duas estrelas que possam influenciar na geração de superflares. Ambas estrelas são bastante semelhantes entre si, com massa, raio, período de rotação e sistema planetários similares, e também apresentaram mais de uma centena de manchas durante o período de observação, mas apenas uma delas, Kepler 411, produziu explosões. Análise das características físicas das manchas mostrou que a estrela sem superflares, Kepler-210, apresentava manchas com raio duas vezes maiores que as da Kepler-411. Portanto, concluímos que a área das manchas estelares não parece ser um fator decisivo na geração de superflares, mas sim a complexidade magnética das regiões ativas.