Medindo a atividade cromosférica a partir dos espectros estelares

Ferreira, Rafael R.; Gonçalves, Bernardo F. O.; Castro, Matthieu

doi:10.1590/1806-9126-RBEF-2021-0052

Rafael R. Ferreira ^** Endereço de correspondência: rafaelramon.pesquisa@gmail.com

Universidade Federal do Rio Grande do Norte, Departamento de Física Teórica e Experimental, Natal, RN, Brasil.

https://orcid.org/0000-0001-7255-3489

Bernardo F. O. Gonçalves

Universidade Federal do Rio Grande do Norte, Departamento de Física Teórica e Experimental, Natal, RN, Brasil.

https://orcid.org/0000-0001-5467-5992

Matthieu Castro

Universidade Federal do Rio Grande do Norte, Departamento de Física Teórica e Experimental, Natal, RN, Brasil.

https://orcid.org/0000-0002-1332-2477

* Endereço de correspondência: rafaelramon.pesquisa@gmail.com

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Figura 1
Na figura vemos não só vemos a estrutura da atmosfera solar dividida em camadas (Fotosfera, Cromosfera e Coroa), como também algumas das estruturas internas do Sol, como núcleo e zona convectiva. Crédito: NASA’s Goddard Space Flight Center.

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Figura 2
Estrutura térmica da atmosfera solar, a partir dos modelos teóricos publicados por Fontenla et al. 2015 [¹⁸18 J.M. Fontenla, P.C. Stancil e E. Landi, ApJ 809, 157 (2015).] e Fontenla et al. 2016 [¹⁴14 J.M. Fontenla, J.L. Linsky, J. Witbrod, K. France, A. Buccino, P. Mauas, M. Vieytes e L.M. Walkowicz, ApJ 830, 154 (2016).]. A baixa cromosfera consiste na região que se prolonga de dentro para fora da atmosfera estelar (a partir de onde o contínuo é opticamente estreito até o limbo estelar), onde aparecem as linhas atmosféricas tais como Hα. Já a alta cromosfera vai desde a região de temperatura mínima até o ponto de inversão do gradiente de temperatura, onde o hidrogênio se torna substancialmente ionizado. Fonte: Fontenla et al. 2016 [¹⁴14 J.M. Fontenla, J.L. Linsky, J. Witbrod, K. France, A. Buccino, P. Mauas, M. Vieytes e L.M. Walkowicz, ApJ 830, 154 (2016).].

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Figura 3
Linha do Ca II K do espectro solar apresentada por Duncan et al. 1991 [²⁴24 D.K. Duncan, A.H. Vaughan, O.C. Wilson, G.W. Preston, J. Frazer, H. Lanning, A. Misch, J. Mueller, D. Soyumer, L. Woodard et al, ApJS 76, 383 (1991).]. Especial detalhe para a linha de emissão com uma linha de absorção dentro, na região da linha K do Ca II (3933.63 Å). Fonte: Duncan et al. 1991 [²⁴24 D.K. Duncan, A.H. Vaughan, O.C. Wilson, G.W. Preston, J. Frazer, H. Lanning, A. Misch, J. Mueller, D. Soyumer, L. Woodard et al, ApJS 76, 383 (1991).].

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Figura 4
Observatório do Mount Wilson. Fonte: University of California, Los Angeles.

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Figura 5
Espectros NARVAL de alta resolução de 3 objetos do tipo solar. A região do Ca II H&K é mostrada em destaque.

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Figura 4
Observatório do Mount Wilson. Fonte: University of California, Los Angeles.

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Figura 5
Espectros NARVAL de alta resolução de 3 objetos do tipo solar. A região do Ca II H&K é mostrada em destaque.

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Figura 6
Espectros NARVAL de alta resolução de 3 estrelas do tipo solar. A região de absorção do Hα é destacada, centrada em 6562.85 Å.

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Figura 7
Espectros NARVAL de alta resolução de 3 análogas solares. A região do Ca II IRT é mostrada, com as linhas de absorção em verde.

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Figura 8
Simulação da calibração do S-index instrumental para o S_{M W}. Os dados utilizados foram obtidos através de gerador de números aleatórios. A linha vermelha representa o ajuste linear adequado para esta amostra.

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Figura 9
Esquema computacional do cálculo do índice de atividade cromosférica

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Figura 10
Calibração S instrumental SOPHIE para S_{M W}.

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Figura 10
Calibração S instrumental SOPHIE para S_{M W}.

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Tabela 1
Dados observacionais médios para as estrelas de calibração SOPHIE.

(1)

(2)

(3)

(4)

(5)

(6)

(7)

(8)

(9)

(10)

HD	⟨S_SOPHIE⟩	F_H	F_K	N^º.Obs
377	0.4150 ± 0.0578	0.0016	0.0013	39
1461	0.1857 ± 0.0157	0.0010	0.0009	2
4915	0.2601 ± 0.0126	0.0004	0.0004	16
7727	0.1711 ± 0.0749	0.0003	0.0003	15
9826	0.1834 ± 0.0678	0.0145	0.0127	41
10476	0.2121 ± 0.0743	0.0001	0.0001	193
10697	0.1711 ± 0.0787	0.0006	0.0006	4
11131	0.3870 ± 0.0275	0.0090	0.0078	3
12846	0.1779 ± 0.0926	0.0004	0.0004	3
13531	0.4483 ± 0.0000	0.0017	0.0014	1
20630	0.3939 ± 0.0619	0.0063	0.0052	31
22879	0.1862 ± 0.0711	0.0012	0.0011	581
24213	0.1614 ± 0.0066	0.0001	0.0001	59
27063	0.2660 ± 0.0444	0.0003	0.0002	110
32147	0.3869 ± 0.1597	0.0015	0.0012	21
39587	0.3426 ± 0.0202	0.0038	0.0031	3
50692	0.1920 ± 0.1255	0.0008	0.0009	14
56202	0.3786 ± 0.0000	0.0000	0.0000	1
61994	0.2899 ± 0.2289	0.0008	0.0007	2
63433	0.4441 ± 0.0113	0.0022	0.0018	2
64942	0.2818 ± 0.0000	0.0001	0.0001	1
71148	0.2114 ± 0.0495	0.0001	0.0001	19
72905	0.3708 ± 0.0562	0.0016	0.0013	59
73344	0.2861 ± 0.0447	0.0032	0.0030	4
75332	0.3306 ± 0.2447	0.0026	0.0022	5
78366	0.2718 ± 0.1992	0.0002	0.0002	8
82106	0.7221 ± 0.1280	0.0014	0.0012	44
95128	0.1708 ± 0.0530	0.0009	0.0009	14
98618	0.1880 ± 0.0000	0.0010	0.0008	1
101501	0.3522 ± 0.0000	0.0302	0.0251	1
107213	0.1602 ± 0.0144	0.0003	0.0003	6
115404	0.5607 ± 0.2504	0.0037	0.0029	7
120136	0.2279 ± 0.0000	0.0022	0.0019	1
129333	0.5478 ± 0.0309	0.0014	0.0011	16
131156	0.4655 ± 0.0000	0.0108	0.0086	1
131511	0.4921 ± 0.0573	0.0008	0.0007	2
149661	0.3978 ± 0.0302	0.0048	0.0039	96
152391	0.4111 ± 0.0282	0.0027	0.0022	7
166435	0.4367 ± 0.0119	0.0034	0.0028	3
166620	0.2364 ± 0.0000	0.0004	0.0004	1
175726	0.3909 ± 0.0121	0.0021	0.0018	37
182101	0.2162 ± 0.0861	0.0102	0.0087	8
186408	0.1837 ± 0.0251	0.0022	0.0022	2
186427	0.1882 ± 0.0416	0.0038	0.0039	126
194012	0.2320 ± 0.0216	0.0052	0.0046	2
196850	0.2159 ± 0.0162	0.0021	0.0021	12
201091	0.6735 ± 0.0335	0.0100	0.0078	12
206860	0.3688 ± 0.1015	0.0044	0.0036	11
208776	0.1703 ± 0.0000	0.0006	0.0005	1
217813	0.3317 ± 0.0000	0.0044	0.0037	1
221830	0.2036 ± 0.0094	0.0036	0.0031	6
222143	0.3028 ± 0.0468	0.0004	0.0004	20

[1] * Endereço de correspondência: rafaelramon.pesquisa@gmail.com

Brasil

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Medindo a atividade cromosférica a partir dos espectros estelares

Measuring chromospheric activity from stellar spectra