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Activity and rotation of Kepler-17
(The American Astronomical Society, 2017) Valio, Adriana; Estrela, Raissa; Netto, Yuri; Bravo, J. P.; Medeiros, José Renan de
Magnetic activity on stars manifests itself in the form of dark spots on the stellar surface, which cause modulations of a few percent in the light curve of the star as it rotates. When a planet eclipses its host star, it might cross in front of one of these spots, creating a "bump" in the transit light curve. By modeling these spot signatures, it is possible to determine the physical properties of the spots such as size, temperature, and location. In turn, monitoring of the spots' longitude provides estimates of the stellar rotation and differential rotation. This technique was applied to the star Kepler-17, a solar–type star orbited by a hot Jupiter. The model yields the following spot characteristics: average radius of 49 ± 10 Mm, temperatures of 5100 ± 300 K, and surface area coverage of 6 ± 4%...
Age and mass of solar twins constrained by lithium abundance
(Astronomy & Astrophysics, 2009) Nascimento Jr, J. D. do; Castro, M.; Meléndez, J.; Bazot, M.; Théado, S.; Mello, G. F. Porto de; Medeiros, José Renan de
Aims. We analyze the non-standard mixing history of the solar twins HIP 55 459, HIP 79 672, HIP 56 948, HIP 73 815, and HIP 100 963, to determine as precisely as possible their mass and age. Methods. We computed a grid of evolutionary models with non-standard mixing at several metallicities with the Toulouse-Geneva code for a range of stellar masses assuming an error bar of ±50 K in Teff. We choose the evolutionary model that reproduces accurately the observed low lithium abundances observed in the solar twins. Results. Our best-fit model for each solar twin provides a mass and age solution constrained by their Li content and Teff determination. HIP 56 948 is the most likely solar-twin candidate at the present time and our analysis infers a mass of 0.994 ± 0.004 M and an age of 4.71 ± 1.39 Gyr. Conclusions. Non-standard mixing is required to explain the low Li abundances observed in solar twins. Li depletion due to additional mixing in solar twins is strongly mass dependent. An accurate lithium abundance measurement and non-standard models provide more precise information about the age and mass more robustly than determined by classical methods alone.
Aglomerado estelar M67: processos de diluição e a evolução do Momentum Angular
(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2007-08-06) Martins, Bruno Leonardo Canto; Medeiros, José Renan de; ; http://lattes.cnpq.br/9151590034650501; ; http://lattes.cnpq.br/2673267660389058; Silva, Lício da; ; http://lattes.cnpq.br/2006955162455558; Silva, José Ronaldo Pereira da; ; http://lattes.cnpq.br/8441491501200508; Carvalho Filho, Joel Câmara de; ; http://lattes.cnpq.br/4585335971279853; Nascimento Júnior, José Dias do; ; http://lattes.cnpq.br/5498036360601584
Os aglomerados estelares possuem uma grande variedade de propriedades físicas que os tornam provas valiosas da evolução estelar e galáctica. Estudos recentes mostram uma discrepância entre o modelo padrão de evolução e as observações, principalmente com relação ao nível de mistura e diluição convectiva de elementos leves, bem como na evolução do momentum angular. Para melhor estabelecer algumas destas propriedades, apresentamos uma análise espectroscópica detalhada de 28 estrelas evoluídas, do turn off ao ramo das gigantes, pertencentes ao aglomerado estelar aberto M67. As observações foram feitas com o espectrógrafo UVES+FLAMES no VLT/U2. Determinamos os parâmetros estelares e a metalicidade a partir de análises em ETL de linhas de Fe I e Fe II entre 420 1100 nm. A abundância de 7Li foi obtida a partir da linha do lítio em 6707.78 ˚A, para todas as estrelas da amostra. A abundância de 7Li apresenta, para as estrelas evoluídas de M67, um gradual decrescimento na medida em que a temperatura efetiva diminui. O fator de diluição do Li para estrelas gigantes de M67 com Tef ∼ 4350K é pelo menos 2300 vezes superior ao previsto pela teoria padrão para estrelas gigantes simples de campo. A abundância de Li em função da rotação apresenta uma boa correlação para as estrelas evoluídas de M67, com uma dispersão muito menor do que para as estrelas de campo. A massa e a idade parecem ser alguns dos parâmetros que influenciam tal conexão. Um outro resultado interessante de nosso trabalho diz respeito à descoberta de uma estrela subgigante rica em Li de M67 (S1242). Ela é membro de um sistema binário espectroscópico com alta excentricidade. Sua abundância de Li é 2,7, a maior até então medida em uma estrela evoluída de M67. Duas possibilidades podem explicar este conteúdo anômalo de Li: (i) preservação do Li nos estágios pós turn off devido a efeitos de maré gravitacional, ou (ii) uma dragagem eficiente do Li presente nas camadas abaixo da zona iii convectiva através de difusão atômica em estágios pós-turn off. Também estudamos a relação do 7Li com a evolução do momentum angular em estrelas evoluídas de M67. Os resultados encontrados estão em acordo com estudos anteriores dedicados a estrelas evoluídas deste aglomerado, onde as estrelas de uma mesma região do diagrama CM possuem rotações bastante similares, porém com valores que apontam para uma desaceleração extra ao longo da seqüência principal. Por fim, analisamos as distribuições da velocidade rotacional média e da abundância média de Li em função da idade. Com relação a abundância média de Li, tanto as estrelas em aglomerados quanto as estrelas de campo, apresentam um mesmo decrescimento exponencial do tipo t−β. Tal decrescimento só é observado para idades menores do que 2 Giga-anos. A partir desta idade, observa-se que a abundância média de Li mantém-se constante, diferentemente do que é observado na conexão rotação idade, onde a velocidade rotacional média decresce lentamente com a idade
An overview of the rotational bechavior of metal-poor stars
(Sociedade Astronômica Americana, 2009) Cortes, C.; Silva, J. R. P.; Recio-Blanco, A.; Catelan, M.; Nascimento Junior, Jose Dias do; Medeiros, José Renan de
This paper describes the behavior of the rotational velocity in metal-poor stars ([Fe/H] ≤ –0.5 dex) in different evolutionary stages, based on vsin i values from the literature. Our sample is comprised of stars in the field and some Galactic globular clusters, including stars on the main sequence, the red giant branch (RGB), and the horizontal branch (HB). The metal-poor stars are, mainly, slow rotators, and their vsin i distribution along the HR diagram is quite homogeneous. Nevertheless, a few moderate to high values of vsin i are found in stars located on the main sequence and the HB. We show that the overall distribution of vsin i values is basically independent of metallicity for the stars in our sample. In particular, the fast-rotating main sequence stars in our sample present rotation rates similar to their metal-rich counterparts, suggesting that some of them may actually be fairly young, in spite of their low metallicity, or else that at least some of them would be better classified as blue straggler stars. We do not find significant evidence of evolution in vsin i values as a function of position on the RGB; in particular, we do not confirm previous suggestions that stars close to the RGB tip rotate faster than their less-evolved counterparts. While the presence of fast rotators among moderately cool blue HB stars has been suggested to be due to angular momentum transport from a stellar core that has retained significant angular momentum during its prior evolution, we find that any such transport mechanisms most likely operate very fast as the star arrives on the zero-age HB (ZAHB), since we do not find a link between evolution off the ZAHB and vsin i values. We present an extensive tabulation of all quantities discussed in this paper, including rotation velocities, temperatures, gravities, and metallicities [Fe/H], as well as broadband magnitudes and colors.
Análise da variabilidade fotométrica de estrelas análogas ao sol observadas pela missão TESS
(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2024-07-19) Amorim, Rillck Guilherme de Souza Barros de; Martins, Bruno Leonardo Canto; http://lattes.cnpq.br/2673267660389058; http://lattes.cnpq.br/6233315013338711; Leão, Izan de Castro; Medeiros, José Renan de; Lopes, Carlos Eduardo Ferreira
A missão espacial Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) está revolucionando a busca de exoplanetas utilizando a técnica de trânsito planetário por meio de observações fotométricas que também conseguem exibir sinais de variabilidade estelar. O estudo dessas variabilidades em corpos análogos ao Sol é de fundamental importância para compreendermos as dinâmicas estelares de alvos que possuem características semelhantes à única estrela conhecida que hospeda um planeta com vida. Sob tal perspectiva, analisamos a variabilidade fotométrica de estrelas semelhantes ao Sol. Essas estrelas foram selecionadas com base em parâmetros fotométricos e atmosféricos obtidos do catálogo Gaia DR3, com critérios que exigem similaridade aos parâmetros solares. Após a seleção, encontramos 4.932 alvos. Para o estudo da variabilidade fotométrica, utilizamos curvas de luz de baixa cadência, com intervalos de 2 minutos de exposição, provenientes da missão TESS. Aplicamos os métodos estatísticos: Fast Fourier Transform (FFT), periodograma Lomb-Scargle e mapa wavelet. Ao final da análise, obtivemos o seguinte resultado: 329 alvos com curvas de luz apresentando sinal de rotação (correspondendo a 6, 67% da nossa amostra), 288 alvos com assinatura de rotação de período dúbio (5, 84%), 467 alvos possuindo sinal de variabilidade com assinatura ambígua (9, 47%), 4 alvos com sinal típico de estrelas pulsantes (0, 10%), 22 alvos pertencentes a sistemas binários eclipsantes (0, 43%) e 3759 alvos que não apresentaram modulação detectável, com sinal fotométrico classificado como ruidoso (76, 21%). De modo geral, encontramos estrelas análogas solares que rotacionam com períodos entre 0, 410 e 10, 452 dias, com valor médio de 4, 507 dias, ou seja, mais rapidamente do que o Sol, que possui período de rotação de ∼ 25 dias em sua faixa equatorial. Além disso, registramos a presença de erupções estelares em 76 alvos da nossa amostra, com energias que apresentam valores da ordem de 1032 a 1035 ergs.
Análise das curvas de luz do CoroT usando diferentes processos comparativos: estimando períodos de rotação estelar
(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2010-12-30) Castrillón, Jenny Paola Bravo; Medeiros, José Renan de; ; http://lattes.cnpq.br/9151590034650501; ; Nascimento Júnior, José Dias do; ; http://lattes.cnpq.br/5498036360601584; Silva, José Ronaldo Pereira da; ; http://lattes.cnpq.br/8441491501200508
Um dos principais objetivos do Grupo do CoRoT de Natal é a determinação do período de rotação para milhares de estrelas, um parâmetro fundamental para o estudo da história evolutiva estelar. Para estimar o período de rotação das estrelas e compreender as incertezas associadas resultantes, por exemplo, das descontinuidades nas curvas e (ou) das baixas razões sinal-ruído, comparamos três diferentes métodos para o tratamento das curvas de luz nesta dissertação. Estes métodos foram aplicados na análise de curvas de luz com diferentes características. Primeiro, uma Análise Visual foi realizada para cada curva de luz, dando uma perspectiva geral sobre os diferentes fenômenos destacados nas curvas. Os resultados obtidos por este método em relação ao período de rotação da estrela, a presença de manchas, ou a natureza da estrela (sistema binário ou outro) foram então comparados com aqueles obtidos por outros dois métodos mais precisos: o método CLEANest, com base na DCDFT (Date Compensated Discrete Fourier Transform), e o método Wavelet, com base na Transformada Wavelet. Nossos resultados mostram que os três métodos apresentam níveis similares de precisão e cada um pode complementar o outro. No entanto, o método Wavelet pode fornecer informações adicionais sobre a estrela estudada, a partir do mapa wavelet, mostrando as variações de freqüências no sinal ao longo do tempo. Finalmente, discutimos as limitações destes métodos, os níveis de eficiência em fornecer informações sobre a estrela, bem como o possível desenvolvimento de ferramentas para integrar métodos diferentes em uma única análise
Uma análise teórica da evolução da rotação estelar
(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2007-10-22) Maciel, Saulo Carneiro; Medeiros, José Renan de; ; http://lattes.cnpq.br/9151590034650501; ; http://lattes.cnpq.br/9373778450878697; Nascimento Júnior, José Dias do; ; http://lattes.cnpq.br/5498036360601584; Silva, José Ronaldo Pereira da; ; http://lattes.cnpq.br/8441491501200508
Nos últimos cinqüenta anos, grandes esforços foram feitos no intuito de se entender a evolução estelar. No contexto observacional, medidas precisas da velocidade rotacional projetada foram produzidas, em particular, pelos grupos de Natal e Genebra. Destes dados é possível no presente momento estabelecer o comportamento da rotação estelar do turnoﬀ até o ramo das gigantes vermelhas. Em adicional, estes dados têm mostrado o papel dos efeitos de marés na rotação estelar em sistemas binários próximos. Mesmo tendo sido feitos bons avanços c no ambito observacional, pouca atençã tem sido dada a estudos teóricos da evolução da rotação ao longo do diagrama HR, um tópico que está intimamente ligado a evolução das estrelas. Basicamente, existem dois motivos para tal fato,(i) a não suposição de simetria esférica leva a um aumento substancial da complexidade numérica das equações, e (ii) os modelos sem rotação têm tido bastante sucesso na explicação de relevantes dados observacionais, incluindo as relações entre massa e luminosidade e abundâncias químicas. Diante do avanço do estudo da rotação, ainda restam trabalhos a serem feitos sobre o seu papel em estágios mais tardios da evolução, uma vez que existem discordâncias entre predições teóricas e observacionais. No presente trabalho, nós estudamos o comportamento evolucionário da rotação ao longo do diagrama HR, levando em conta condições de contorno baseadas em recentes medidas de velocidade rotacional obtidas a partir de procedimentos de alta precisão e novos códigos evolutivos
Análise wavelet da variabilidade do quasar 3C 273
(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2015-09-14) Rocha, Nathalia Mattos Novaes da; Martins, Bruno Leonardo Canto; ; http://lattes.cnpq.br/2673267660389058; ; http://lattes.cnpq.br/5376461651668363; Medeiros, José Renan de; ; http://lattes.cnpq.br/9151590034650501; Dantas, Maria Aldinez; ; http://lattes.cnpq.br/4109484014804133
Descoberto em 1963, 3C 273 foi o segundo quasar identificado e catalogado no Terceiro Catálogo de Cambridge para rádio fontes, e o primeiro para o qual as linhas de emissão foram identificadas com uma sequência de hidrogênio desviada para o vermelho. Ele é o quasar mais brilhante da esfera celeste, o mais estudado, analisado, e com uma resultante abundância de dados disponíveis em uma vasta literatura. A análise precisa dos desvios das linhas espectrais de quasares, fornece informação suficiente para pôr em prova a variação das constantes fundamentais da natureza e similarmente da taxa de expansão do universo. A análise da variabilidade das curvas de luz desses corpos, e a consequente precisão das suas periodicidades, é de suma importância pois proporciona uma eficácia nas observações deles, possibilita uma maior compreensão dos seus fenômenos físicos, e torna factível a realização de observações espectrais em datas mais exatas (momentos nos quais suas curvas de luz apresentam picos acentuados e, por conseguinte, espectros mais ricos em informação). Na presente dissertação, vinte e oito curvas de luz do quasar 3C 273 são estudadas, abrangendo todas as faixas do espectro eletromagnético (da emissão rádio aos raios gama), totalizando na análise de quatro curvas de luz para cada faixa. Aplicamos o método da Transformada Wavelet Contínua do tipo Morlet de ordem w = 06 e obtivemos resultados precisos e coerentes com a literatura.
Análise wavelet e modelo de manchas em curvas de luz estelares dos telescópios espaciais Kepler e CoRoT
(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2014-12-22) Castrillon, Jenny Paola Bravo; Medeiros, José Renan de; ; http://lattes.cnpq.br/9151590034650501; ; http://lattes.cnpq.br/8121106183137224; Valio, Adriana Benetti Marques; ; http://lattes.cnpq.br/1041565102315246; Miranda, Antonio Carlos da Silva; ; http://lattes.cnpq.br/3236324734090101; Martins, Bruno Leonardo Canto; ; http://lattes.cnpq.br/2673267660389058; Soares, Maria Cristina de Assis Rabello; ; http://lattes.cnpq.br/4104892051283890
Análogas às manchas e fáculas fotosféricas solares, cuja visibilidade é modulada por rotação estelar, as regiões ativas estelares consistem em grupos de manchas escuras na superfície da estrela e fáculas brilhantes causadas pelo seu campo magnético. Atualmente, as manchas estelares estão bem estabelecidas como os principais marcadores usados para estimar o período de rotação estelar. Por outro lado, o comportamento dinâmico das manchas também pode ser utilizado para analisar outros fenômenos relevantes, tais como a presença de atividade magnética e os seus ciclos. Para determinar o período de rotação estelar, identificar a presença de regiões ativas e investigar se a estrela manifesta ou não rotação diferencial, aplicamos dois métodos: uma análise wavelet e um modelo de manchas. O procedimento wavelet também é aplicado na análise de pulsações e na busca por assinaturas específicas para esta variabilidade estelar particular dentre os diferentes tipos de estrelas variáveis pulsantes. A transformada wavelet tem sido usada como uma ferramenta poderosa para o tratamento de vários problemas em astrofísica. Neste trabalho mostramos que a análise em tempo-frequência das curvas de luz estelares, utilizando a transformada wavelet, é uma ferramenta prática para a identificação de rotação, atividade magnética e assinaturas de pulsação. Apresentamos a composi- ção espectral e as variações multiescala das séries temporais para quatro classes de estrelas: alvos dominados pela atividade magnética, estrelas com planetas, aquelas com trânsitos binários, e estrelas pulsantes. Aplicamos a wavelet Morlet de 6 a ordem, que oferece alta resolução em tempo e frequência. Ao aplicar a transformada wavelet no sinal, obtemos os espectros de potência wavelet local e global. O primeiro é interpretado como a distribuição de energia do sinal no espaço tempo-frequência, e o segundo é obtido por integração temporal do mapa local. Sendo a transformada wavelet uma ferramenta matemática útil para sinais não estacionários, esta técnica aplicada v às curvas de luz, obtidas a partir das missões espaciais Kepler e CoRoT, nos permite identificar claramente determinadas assinaturas para diferentes fenômenos. Em particular, foram identificados padrões para a evolução temporal do período de rotação, bem como uma outra periodicidade decorrente dos efeitos das regiões ativas nas curvas de luz analisadas; a continuidade de uma determinada escala (frequência) durante a maior parte do tempo pode representar um indicador de rotação e atividade. Além disso, uma assinatura de padrão de batimento no mapa wavelet local de estrelas pulsantes ao longo de todo o tempo também foi detectada. O segundo método é baseado na detecção de manchas estelares durante os trânsitos de um planeta extrasolar que orbita sua estrela-mãe. Quando um planeta eclipsa sua estrela-mãe é possível detectar fenômenos físicos que ocorrem na superfície da estrela. Se uma mancha escura na superfície estelar é eclipsada parcial ou totalmente, a luminosidade estelar integrada aumentará ligeiramente. A análise da curva de luz medida durante um trânsito planetário nos permite inferir propriedades físicas das manchas estelares como o tamanho, a intensidade, a posição e a temperatura. Ao detectar a mesma mancha em trânsitos consecutivos, é possível obter informações adicionais, como o período de rotação estelar na latitude do trânsito planetário, a rotação diferencial, e os ciclos de atividade magnética. Observações do trânsito planetário nas estrelas CoRoT-18 e Kepler-17 foram usadas para aplicar este modelo.
Análise wavelet em curvas de luz de binárias eclipsantes da missão Kepler
(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2018-06-26) Pinto, Igor Hugo Barbosa; Medeiros, José Renan de; Suzierly Roque de Lira Araújo; Leão, Izan Castro; Araújo, Suzierly Roque de Lira
As estrelas binárias formam um ótimo laboratório da astronomia observacional para o estudo de variabilidade e evolução estelar. Este trabalho descreve o processo tomado para analisar sistemas binários da missão Kepler, KIC 8111622 e KIC 8197761, previamente reportados na literatura. Ambos os sistemas possuem variabilidade, além dos eclipses. O primeiro sistema apresenta rotação e atividade magnética, com período de rotação de P = 6,41 dias, e o segundo demonstra característica de uma pulsante do tipo Doradus, indicando pulsação de P = 0,95 dias. Para essas binárias eclipsantes, foram realizados os diagramas de fase. O procedimento wavelet tem se mostrado cada vez mais interessante no estudo da variabilidadede estelar, pois ele nos permite analisar dados com uma riqueza de detalhes e identificar comportamentos distintos para os diferentes fenômenos associados às estrelas. Através desse procedimento, foram calculados os mapas wavelet locais (entendido como sendo a distribuição de energia do sinal no decorrer do tempo) e os espectros globais (integração temporal do mapa local), com o intuito de analisar a variabilidade além dos eclipses e determinar periodicidades relacionadas à rotação e atividade magnética, como também à pulsação desses sistemas. A wavelet Morlet de 6a ordem foi aplicada para gerar esses mapas, pois ela fornece uma ótima resolução em tempo e frequência.
Análise wavelet em curvas de luz estelares de sistemas binários da missão espacial CoRoT
(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2015-09-16) Lira, Suzierly Roque de; Medeiros, José Renan de; ; http://lattes.cnpq.br/9151590034650501; ; http://lattes.cnpq.br/1573397066066575; Martins, Bruno Leonardo Canto; ; http://lattes.cnpq.br/2673267660389058; Soares, Braulio Batista; ; http://lattes.cnpq.br/8875171330114773
Os sistemas binários constituem ambientes fundamentais para conhecermos as propriedades fundamentais das estrelas. Neste trabalho, analisamos 99 sistemas binários identificados pela missão espacial CoRoT. A partir do estudo dos diagramas de fase destes sistemas, nossa amostra é dividida em três grupos: aquele cujos sistemas são caracterizados pela variabilidade relativa aos eclipses binários; aquele no qual observamos componentes com fortes modulações, provavelmente associadas à presença de manchas escuras na superfície da estrela; e aquele constituído de sistemas com variabilidade associada à expansão e contração das camadas superficiais. Para as estrelas que apresentam eclipses binários em suas curvas de luz, utilizamos diagramas de fase a fim de estimar a classificação desses sistemas quanto à sua morfologia, com base no estudo das superfícies equipotenciais. Neste contexto, para determinar o período de rotação, identificar a presença de regiões ativas, investigar a possibilidade dos sistemas apresentarem rotação diferencial e analisar as pulsações estelares utilizamos o procedimento wavelet. A transformada wavelet tem sido utilizada como uma ferramenta poderosa no tratamento de um amplo número de problemas em Astrofísica. Através desta transformada, pode-se realizar uma análise em tempo-frequência de curvas de luz rica em detalhes que contribuem significativamente para o estudo de fenômenos associados com a rotação, a atividade magnética e as pulsações estelares. Neste trabalho, aplicamos a wavelet Morlet de 6ª ordem, que oferece uma alta resolução em tempo e frequência e obtemos os espectros de potência wavelet local (interpretado com a distribuição de energia do sinal) e global (integração temporal do mapa local). Utilizando a análise wavelet, identificamos as periodicidades relacionadas a treze sistemas com modulação rotacional, além da assinatura de padrão de batimento no mapa wavelet local de cinco variáveis pulsantes ao longo de toda a janela temporal.
Atividade cromosférica induzida por planetas extrasolares gigantes
(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2010-08-02) Chagas, Maria Liduina das; Medeiros, José Renan de; ; http://lattes.cnpq.br/9151590034650501; ; http://lattes.cnpq.br/3505845652843695; Silva, José Ronaldo Pereira da; ; http://lattes.cnpq.br/8441491501200508; Martins, Bruno Leonardo Canto; ; http://lattes.cnpq.br/2673267660389058
No presente trabalho, analisamos o comportamento da atividade cromosférica de estrelas com planetas em função de diferentes parâmetros planetários, procurando possíveis efeitos do planeta sobre a cromosfera da estrela hospedeira. Para esse estudo selecionamos uma amostra de 73 estrelas da sequência principal com planetas de tipo espectral F, G e K. Nossa análise mostra que entre as estrelas com planetas que apresentam semieixo maior menor que 0,15 UA (1,5 1011 m), algumas apresentam elevada emissão do fluxo de CaII, em paralelo com recentes resultados encontrados para o fluxo de raio-X. No entanto, em contraste a Kashyap et al. (2008), que afirmam que o aumento no fluxo de raio-X em estrelas com planetas está associado a grande proximidade do companheiro planetário. Nós sugerimos que tal aspecto, pelo menos no contexto de emissão de fluxo de CaII, seja devido a um efeito de seleção da amostra. Estudamos também o comportamento da emissão de fluxo de CaII em função de parâmetros orbitais como período orbital e excentricidade, e nenhuma tendência clara foi encontrada, reforçando a nossa sugestão de que o aumento da atividade cromosférica de estrelas com planetas é um fenômeno estelar intrínseco
Basic physical parameters of a selected sample of evolved stars
(Astronomy & Astrophysics, 2006) Silva, L. da; Girardi, L.; Pasquini, L.; Setiawan, J.; Lühe, O. von der; Medeiros, José Renan de; Hatzes, A.; Döllinger, M. P.; Weiss, A.
We present the detailed spectroscopic analysis of 72 evolved stars, which were previously studied for accurate radial velocity variations. Using one Hyades giant and another well studied star as the reference abundance, we determine the [Fe/H] for the whole sample. These metallicities, together with the Teff values and the absolute V-band magnitude derived from Hipparcos parallaxes, are used to estimate basic stellar parameters (ages, masses, radii, (B−V)0 and log g) using theoretical isochrones and a Bayesian estimation method. The (B−V)0 values so estimated turn out to be in excellent agreement (to within ∼0.05 mag) with the observed (B−V), confirming the reliability of the Teff−(B−V)0 relation used in the isochrones. On the other hand, the estimated log g values are typically 0.2 dex lower than those derived from spectroscopy; this effect has a negligible impact on [Fe/H] determinations. The estimated diameters θ have been compared with limb darkening-corrected ones measured with independent methods, finding an agreement better than 0.3 mas within the 1 <θ< 10 mas interval (or, alternatively, finding mean differences of just 6%). We derive the age-metallicity relation for the solar neighborhood; for the first time to our knowledge, such a relation has been derived from observations of field giants rather than from open clusters and field dwarfs and subdwarfs. The age-metallicity relation is characterized by close-to-solar metallicities for stars younger than ∼4 Gyr, and by a large [Fe/H] spread with a trend towards lower metallicities for higher ages. In disagreement with other studies, we find that the [Fe/H] dispersion of young stars (less than 1 Gyr) is comparable to the observational errors, indicating that stars in the solar neighbourhood are formed from interstellar matter of quite homogeneous chemical composition. The three giants of our sample which have been proposed to host planets are not metal rich; this result is at odds with those for main sequence stars. However, two of these stars have masses much larger than a solar mass so we may be sampling a different stellar population from most radial velocity searches for extrasolar planets. We also confirm the previous indication that the radial velocity variability tends to increase along the RGB, and in particular with the stellar radius.
Busca por discos circunstelares em torno de estrelas cromosfericamente ativas
(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2021-11-22) Gonçalves, Nizomar de Sousa; Martins, Bruno Leonardo Canto; http://lattes.cnpq.br/2673267660389058; http://lattes.cnpq.br/2200080719956678; Pacheco, Eduardo Janot; Leão, Izan de Castro; http://lattes.cnpq.br/2153938352979031; Medeiros, José Renan de; Fernandes, Marcelo Borges
Os discos circunstelares são componentes da formação de sistemas planetários e, ao mesmo tempo, um produto destes processos. Por outro lado, os discos de detritos são vestígios do processo de formação planetária, indicando a formação de sistemas planetários. Nota-se que os estágios mais importantes dos discos circunstelares são: o disco protoplanetário e o disco secundário (ou disco de detritos), os quais podem ser associados às idades estelares. O índice de atividade cromosférica, logR′HK, é utilizado como um traçador de idade estelar. Dessa forma, é razoável buscar uma relação entre a atividade cromosférica e a presença de um disco circunstelar, contudo, estudos dessa natureza ainda são raros. Nesse cenário, buscamos por discos circunstelares em uma amostra de 2845 estrelas de campo com atividades cromosféricas conhecidas. Buscamos excesso no infravermelho, sendo utilizados dados do WISE nas bandas 3, 4 µm, 4, 6 µm, 12 µm e 22 µm. Esses dados, por sua vez, foram combinados com dados das missões 2MASS e GAIA para gerar uma Distribuição Espectral de Energia (SED) na plataforma virtual VOSA e as curvas das SEDs foram sintetizadas pelo modelo BT-Settl. O excesso no infravermelho foi caracterizado pela significância do excesso e as estrelas candidatas a hospedar discos circunstelares passaram por inspeção visual das imagens, bem como foram verificadas suas latitudes galácticas. Ao final deste processo, foram confirmadas quatro estrelas com discos circunstelares, classificados como discos de detritos. Os parâmetros que caracterizam os discos detritos (temperatura, fração de luminosidade, raio e massa) foram calculados e comparados com os resultados da literatura. Observamos que a fração de luminosidade e a massa dos discos de detritos decrescem com a idade dos sistemas estelares. Por fim, constatamos que os discos de detritos da nossa amostra foram encontrados em torno de estrelas cromosfericamente mais ativas. Em comparação com os resultados da literatura, parece haver anticorrelação entre a fração de luminosidade dos discos de detritos e o índice de atividade cromosférica.
Busca por excesso no infravermelho médio em estrelas evoluídas com fotometria WISE e 2MASS
(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2015-09-11) Silva, Danielly Freire da; Medeiros, José Renan de; ; http://lattes.cnpq.br/9151590034650501; ; http://lattes.cnpq.br/0375272586762745; Martins, Bruno Leonardo Canto; ; http://lattes.cnpq.br/2673267660389058; Miranda, Antonio Carlos da Silva; ; http://lattes.cnpq.br/3236324734090101
Busca por Excesso no Infravermelho Médio em Estrelas Evoluídas com Fotometria WISE E 2MASSBusca por Excesso no Infravermelho Médio em Estrelas Evoluídas com Fotometria WISE E 2MASSDiscos de detritos são comumente detectados orbitando estrelas da sequência principal, mas pouco se sabe sobre seu destino quando as estrelas evoluem ao longo dos estágios subgigante e gigantes. Jones (2008) encontrou fortes evidências sobre a presença de excesso de IR médio em estrelas do tipo G e K e classe de luminosidade III, utilizando dados fotométricos dos catálogos Two-Micron All Sky-Survey (2MASS) e WISE. Embora a origem desses excessos permanece incerto, é plausível que eles surgem a partir de discos de detritos em torno destas estrelas. O presente estudo traz uma pesquisa inédita na busca de excesso de IR médio em estrelas evoluídas simples e binárias do tipo espectral F, G e K das classes de luminosidade IV, III, II e Ib. Para este estudo, utilizamos dados fotométricos do WISE e 2MASS para uma amostra de 3000 estrelas evoluídas, com magnitude visual até 6,5. Como principais resultados, verificou-se que a frequência de estrelas evoluídas mostrando excesso de IR médio e aumentos excessivos das classes de luminosidade IV e III para as classes de luminosidade II e Ib. Além disso, não existe uma clara diferença entre a presença de excesso de IV em sistemas binários e único para todas as classes de luminosidade analisados.
Caracterização infravermelho e distribuição espectral de energia para as estrelas com planetas
(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2008-11-20) Silva, Pedro Paulo da; Nascimento Júnior, José Dias do; ; http://lattes.cnpq.br/5498036360601584; ; Medeiros, José Renan de; ; http://lattes.cnpq.br/9151590034650501; Silva, José Ronaldo Pereira da; ; http://lattes.cnpq.br/8441491501200508
Neste trabalho estudamos o comportamento das estrelas pertencentes a sistemas planetários no que diz respeito às suas características infravermelho e à distribuição espectral de energia (SED). Nosso estudo tem como base uma análise detalhada do comportamento da emissão no infravermelho de 48 estrelas com planetas, classificadas como estrelas da seqüência principal, subgigantes ou gigantes. Foram analisados dados de fotometria infravermelho nas bandas 12, 25 e 60µm do catálogo de fontes IRAS puntiformes (IPSC) e nas bandas JHK do projeto 2 Micron All Sky Survey (2MASS). A partir do cálculo da discrepância na posição de apontamento da fonte e do cálculo do índice de cor, selecionamos e localizamos os objetos no diagrama de cor-cor do IRAS. Este diagrama permite-nos identificar possíveis objetos detentores de disco de poeira. Fizemos também uma análise da distribuição espectral de energia onde observamos também traços de excesso de fluxo no infravermelho, com isso, confirmarmos a presença do disco de poeira nos objetos identificados no diagrama de cor. Apesar da atual amostra de estrelas com planetas incluir apenas um subconjunto de estrelas com planetas detectadas na vizinhança solar, a presente análise do fluxo infravermelho nesses objetos oferecem uma possibilidade única de estudar as características infravermelho das estrelas pertencentes aos sistemas planetários extra-solar. Neste contexto, nosso estudo aponta resultados interessantes, entre outros destacamos o fato de algumas estrelas com planetas apresentarem um peculiar fluxo IRAS [60-25], indicando a co-existência de poeira juntamente com os planetas destes sistemas extra solar
A catalog of rotational and radial velocities for evolved stars
(Astronomy & Astrophysics, 2014) Medeiros, José Renan de; Alves, S.; Udry, S.; Andersen, J.; Nordström, B.; Mayor, M.
Rotational and radial velocities have been measured for 1589 evolved stars of spectral types F, G, and K and luminosity classes IV, III, II, and Ib, based on observations carried out with the CORAVEL spectrometers. The precision in radial velocity is better than 0.30 km s−1 per observation, whereas rotational velocity uncertainties are typically 1.0 km s−1 for subgiants and giants and 2.0 km s−1 for class II giants and Ib supergiants.
Chemical abundances and kinematics of 257 G-, K-type field giants: setting a base for further analysis of giant-planet properties orbiting evolved stars
(Oxford University Press, 2015) Adibekyan, V. Zh; Benamati, L; Santos, N. C; Alves, S; Lovis, C; Udry, S; Israelian, G; Sousa, S. G; Tsantaki, M; Mortier, A; Sozzetti, A; Medeiros, José Renan de
We performed a uniform and detailed abundance analysis of 12 refractory elements (Na, Mg, Al, Si, Ca, Ti, Cr, Ni, Co, Sc, Mn, and V) for a sample of 257 G- and K-type evolved stars from the CORALIE planet search programme. To date, only one of these stars is known to harbour a planetary companion. We aimed to characterize this large sample of evolved stars in terms of chemical abundances and kinematics, thus setting a solid base for further analysis of planetary properties around giant stars. This sample, being homogeneously analysed, can be used as a comparison sample for other planet-related studies, as well as for different type of studies related to stellar and Galaxy astrophysics. The abundances of the chemical elements were determined using an local thermodynamic equilibrium (LTE) abundance analysis relative to the Sun, with the spectral synthesis code MOOG and a grid of Kurucz ATLAS9 atmospheres. To separate the Galactic stellar populations, both a purely kinematical approach and a chemical method were applied. We confirm the overabundance of Na in giant stars compared to the field FGK dwarfs. This enhancement might have a stellar evolutionary character, but departures from LTE may also produce a similar enhancement. Our chemical separation of stellar populations also suggests a ‘gap’ in metallicity between the thick-disc and high-α metal-rich stars, as previously observed in dwarfs sample from HARPS. The present sample, as most of the giant star samples, also suffers from the B − V colour cut-off, which excludes low-log g stars with high metallicities, and high-log g star with low [Fe/H]. For future studies of planet occurrence dependence on stellar metallicity around these evolved stars, we suggest to use a subsample of stars in a ‘cut-rectangle’ in the log g–[Fe/H] diagram to overcome the aforementioned issue
Chromospheric activity of stars with planets
(Astronomy & Astrophysics, 2011) Martins, Bruno Leonardo Canto; Chagas, M. L. das; Alves, S.; Leão, Izan de Castro; Souza Neto, L. P. de; Medeiros, José Renan de
Context. Signatures of chromospheric activity enhancement have been found for a dozen stars, pointing to a possible star-planet interaction. Nevertheless in the coronal activity regime, there is no conclusive observational evidence of such an interaction. Does star-planet interaction manifest itself only for a few particular cases, without having a major effect on stars with planets in general? Aims. We aim to add additional observational constraints to support or reject the major effects of star-planet interactions in stellar activity, based on Ca II chromospheric emission flux. Methods. We performed a statistical analysis of Ca II emission flux of stars with planets, as well as a comparison between Ca II and X-ray emission fluxes, searching for dependencies on planetary parameters. Results. In the present sample of stars with planets, there are no significant correlations between chromospheric activity indicator log(RHK) and planetary parameters. Furthermore, the distribution of the chromospheric activity indicator for stars without planets is indistinguishable from the one with planets.
Classificação do ruído astrofísico na presença de um trânsito planetário
(2016-10-28) Souza Netto, Milton Gomes de; Freitas, Daniel Brito de; ; http://lattes.cnpq.br/2709876077692695; ; http://lattes.cnpq.br/7482494508479885; Medeiros, José Renan de; ; http://lattes.cnpq.br/9151590034650501; Chagas, Maria Liduina das; ; http://lattes.cnpq.br/3505845652843695
Motivados pelo crescente aumento no número de projetos de pesquisas em exoplanetase pela escassez de modelos matemáticos que levem em consideração ruídos não-Gaussianose correlacionados na fotometria dos dados, nós analisamos a alteração do parâmetro estatístico expoente de Hurst, H, em séries temporais com diversos tipos de ruído astrofísico,com e sem a presença de um trânsito planetário. Neste sentido, determinamos o valor doexpoente de Hurst para duas curvas de luz provenientes do banco público de dados da missão CoRoT. Usamos, para estimar o valor de H, dois métodos: a análise R/S (sigla do inglês rescaled range) e a transformada rápida de Fourier, fft (sigla do inglês fast Fou-rier transform). Para isso, desenvolvemos um simulador de ruído astrofísico onde geramos séries temporais de diversos tipos de ruído e estimamos o valor de H para todas as séries simuladas. Na sequência, geramos um trânsito planetário sintético e o inserimos nos ruídos para então recalcularmos o valor de H. Notamos que a presença do trânsito planetário alterou significativamente o valor do expoente de Hurst e que o método da análise R/S é mais adequado do que o método da transformada rápida de Fourier quando se trata de séries temporais na presença de ruídos não-Gaussianos. Verificamos que o expoente de Hurst pode ser um descriminante poderoso para distinguir séries temporais com comportamento variado, em particular, a distinção entre séries apresentando trânsito. Estimamos ainda o expoente de Hurst para 30 estrelas da base de dados públicos da missão Kepler e o relacionamos com o período orbital de planetas presentes nesses sistemas.

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