Adriana Valio. (Adriana Silva, Adriana Silva-Valio) Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie Universidade Presbiteriana Mackenzie
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- João Gabriel Clementino Bernardes
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1 Adriana Valio (Adriana Silva, Adriana Silva-Valio) Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie Universidade Presbiteriana Mackenzie Workshop DAS INPE 08/04/2014
2 Áreas de Pesquisa Física solar: Observações: em múltiplos comprimentos de onda, mas principalmente em rádio (POEMAS, SST, Nobeyama) Simulações numéricas Atividade estelar e planetas extrassolares Observações: CoRoT Kepler Simulações numéricas
3 Grupo de Pesquisa Local: CRAAM Universidade Mackenzie Pos-doc: Ana Helena Fernandes Guimarães Doutorandos Luís Ricardo Moretto Tusnski (DAS/INPE) Israel Florentino dos Santos (Mack/PGEE) Antonio Luiz Basille (Mack/CAGE) Mestrandos Luiz Henrique Guimarães dos Santos (DAS/INPE) Adilson Eduardo Spagiari (Mack/PGEE) Dirceu Yuri Simplício Netto (Mack/CAGE) Douglas Felix da Silva (Mack/CAGE) Sol Planetas Estrelas
4 Física Solar
5 Luz branca Ca Infra vermelho Hα Rádio Ultra violeta Raio-X UV extremo Nossa Estrela: o Sol (Ed. Livraria da Física, 2006)
6 Atmosfera solar Fotosfera: superfície até 300 km, T=5780 K, manchas solares Cromosfera: 10,000 km acima da superfície, T=15,000 K, cor avermelhada em eclipses Coroa: vários raios solares, T=2-4 milhões K, vento solar
7 3 regimes Sol calmo: emissão térmica da atmosfera solar variação em 11 anos Sol quiescente: regiões ativas variação em semanas Sol ativo: explosões, ejeções de massa variação abruptas em horas a segundos.
8 Atividade Solar Local: atmosfera Energia: associada ao campo magnético (bem menor que a energia nuclear) Explosões Ejeções de massa coronal
9 Explosão solar Súbita liberação de grandes quantidades de energia (segundos a minutos) aquece o plasma local acelera partículas a altas energias e produz grande quantidade de partículas e radiação em todo espectro eletromagnético fonte de energia campo magnético
10 Aceleração de partículas Arco magnético Estado estacionário
11 Arco magnético Partículas propagando Estado estacionário
12 Arco magnético e- aprisionados emissão rádio Estado estacionário
13 Arco magnético Emissão raio X Emissão raio X Estado estacionário
14 Raio-X mole Raio-X duro microonda mm
15 POEMAS (Polarização da Emissão Milimétrica de Atividade Solar) Instalado nos Andes Argentinos em Novembro de 2011 Opera em 2 frequências: 45 GHz 90 GHz Polarização circular Resolução temporal de 100 ms Monitoramento constante do Sol
16 POEMAS Fluxo Raio-X Detectou dezenas de explosões nos últimos 2 anos Análise da emissão em diferentes frequências de rádio permite identificar o mecanismo de aceleração das partículas e sua propagação nos arcos magnéticos solares. 45 GHz 90 GHz Explosão de 25 Dez 2011
17 Questões Distribuição de temperatura e densidade da atmosfera solar (calma e regiões ativas) Previsão de quando ocorrerão: explosões solares ejeções de massa coronal Causas da atividade solar configuração do campo magnético como e onde energia das explosões é armazenada mecanismo de aceleração das partículas
18 Atividade Estelar e Planetas Extrassolares
19 Trânsitos Planetários Ø Total de 1780 planetas descobertos orbitando outras estrelas (5-Abril-2014); Ø 1131 (63%) of them transit their host star; Satélites: CoRoT Kepler: ~4000 candidatos Alunos: Exoluas: detecção e estudo de estabilidade Migração do planeta no disco planetário Método eficiente de detectar pequenos trânsitos
20 Trânsitos planetários Ø Durante um destes trânsitos, o planeta pode passar em frente a uma mancha, ou grupo de manchas, e causar um sinal detectável na curva de luz da estrela.
21 Estudo de manchas estelares Ø Objetivo é analisar espacialmente a superfície da esrela e monitorar manchas individuais, como Galileu e Scheiner fizeram 400 anos atrás. Ø Este estudo possibilita conhecer: Ø Período de rotação e rotação diferencial de estrelas; Ø Características das manchas; Ø Ciclos magnéticos.
22 Modelo de Trânsito Planetário
23 Starspots Ø Ø Ø Método que simula um trânsito planetário: o planeta é utilizado como ponta de prova para o estudo de manchas (Silva, ApJ Letters, 585, L147-L150, 2003) Atividade estelar determinação das características das manchas: " Tamanho (área da superfície estelar) " Intensidade temperatura " Localização (long & lat) Propriedades estelares: " Período de rotação " Rotação diferencial " Ciclo de atividade
24 Modelo Ø Estrela: imagem sintetizada da fotosfera estelar com escurecimento de limbo Ø Planeta: disco opaco de raio r/ R s Ø Trânsito: a cada 2 min o planeta é centrando em uma posição na órbita circular (a orb /R s and i) com uma certa obliquidade χ Ø Curva de luz é a soma de todos os pixeis da imagem. Ø Parâmetros de entrada: P orb, r/r s, a orb /R s, I, e χ
25 Modelo de manchas Ø Mancha: 3 parâmetros: Intensidade: medida com relação ao centro do disco Tamanho: medido em unidades de raios planetários Posição: Longitude e Latitude (restritas à projeção do trânsito). Ø Efeito de projeção no limbo incorporado
26 Sistemas estelares analisados Star CoRoT-2 CoRoT-4 CoRoT-5 CoRoT-6 CoRoT-8 CoRoT-18 Kepler-17 Spectral type G7V F8V F9V F9V K1V G9V G2V Mass (M sun ) Radius (R sun ) Prot (d) Teff (K) Age (Gyr) ? >1.78 Planet Mass (M jup ) Radius (M star ) Porb (d) a (R star ) Latitude ( o )
27 Ajuste dos dados Kepler
28 CoRoT-2 Lanza et al. (2009)
29 Resultados: tamanho X intensidade
30 Perfil de rotação (lat) Ø Tipo solar (max no equador e min nos polos): Ω = A Bsin 2 ( α) Ø onde P = 2π Ω Ø Duas medidas: Ø Período de rotação médio: Ø Período na latitude α 1 (trânsito): Ø Rotação diferencial: ΔΩ (rd/d) = Ω eq - Ω pole Ø Rotação diferencial relativa: ΔΩ/Ω (%) Ω Ω 0 1 = = A A( A B) Bsin 2 ( α ) 1
31 Rotação estelar Star CoRoT-2 CoRoT-4 CoRoT-5 CoRoT-6 CoRoT-8 CoRoT-18 Kepler-17 Sun Mass (M sun ) Latitude ( o ) P rot (d) P rot (lat) (d) Diff Rot (rd/d) Relat Diff Rot. (%)
32 Resumo Ø Modelagem de pequenas variações nas curvas de luz das estrelas resultou em(silva 2003, ApJL, 585, L147) : Ø Características físicas das manchas (tamanho, temperatura, localização longitudes ativas, evolução/duração, cobertura da superfície) Ø Trânsitos múltiplos: Ø Rotação estelar (Silva-Valio 2008, ApJL, 683, L179) Ø Rotação diferencial (Silva-Valio et al. 2010, A&A, 510, 25, Silva-Valio & Lanza 2011, A&A, 529, 36)
33 Código IDL do programa ECLIPSE disponível em:
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