Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie (CRAAM)

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Análise de explosões solares em 45 e 90 ghz observadas por POEMAS com medidas de polarização
Silva, Douglas Félix da (2020-03-26)
Escola de Engenharia Mackenzie (EE)
Solar flares, resulting from the activity of the Sun, are among the most energetic phenomena in the Solar System, and in the most extreme cases directly affect our highly technological society. In this work, we analyze solar flares detected at millimeter, centimeter, and X-ray wavelengths. Solar flares observed in these energy bands allow the diagnostics of accelerated electrons and magnetic field values where the radio emission is produced. To better understand the accelerated electrons and magnetic fields involved in the flares, two methods were explored. We report on the first use of polarization masurements of solar flares at millimetre wavelengths to investigate the configuration of the magnetic field and determine the population of accelerated electrons by studying the signatures of radio and hard X-ray spectra. To model the magnetic configuration, two solar flares were analyzed. These were observed by the POlarization Emission of the Millimeter Activity of the Sun system (POEMAS) telescopes. Additional spectral data at microwaves from 1 to 15 GHz were obtained from the Radio Solar Telescope Network (RSTN) and at high frequencies (212 and 405 GHz) by the Submillimetre Solar Telescope (SST). X-ray data from the Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager (RHESSI) were used to characterize the morphology of the source, also the 335 Å images and magnetograms of active regions from the Solar Dynamic Observatory (SDO) were used to infer the magnetic loop geometry. The flux density and polarization spectra at radio wavelengths were fit using a model simulating the gyroemission in a 3D structure of a non-homogeneous magnetic loop. The second approach analyses the accelerated particles at different frequencies. For this, we investigated ten solar flares that occurred between 2011 and 2013, observed in radio from 5 to 212 GHz (RSTN, POEMAS, SST) and X-rays up to 300 keV and 1000 keV in one case (Rhessi and Fermi). The spectral index was calculated by fitting the Ramaty gyrosynchrotron emission model to the observed radio spectrum, while the hard X-ray spectra were fitted using a model of thermal plus nonthermal emission of accelerated electrons with a power-law distribution. Finally, the results of both indices were compared, yielding a harder radio index than that obtained in X-rays. Except for one event detected by Fermi up to 1 MeV that was studied in detail
Análise de explosões solares em 45 e 90 GHz observadas por POEMAS com medidas de polarização
Silva, Douglas Félix da (2016-01-28)
Engenharia
A explosão solar é caracterizada por uma súbita liberação de energia, de origem magnética, a qual acelera as partículas produzindo emissão em todo o espectro eletromagnético e promovendo o aquecimento do plasma. Acredita-se que uma fração destas partículas não térmicas aceleradas são injetadas em campos magnéticos bipolares. A emissão de radiação proveniente dos eventos na faixa rádio é devida à aceleração das partículas energéticas associada ao movimento em espiral que fazem em torno dos arcos magnéticos. Medidas de temperatura de brilho circularmente polarizada à direita e à esquerda em três explosões solares nas frequências de 45 e 90 GHz apresentaram graus de polarização circular que alcançaram de 5 a 40 % e opostos em 45 e 90 GHz, sempre sendo invertidos para os eventos estudados. Uma interpretação desses resultados pode estar associada com a assimetria de intensidade do campo nos pés do arco magnético. O objetivo do trabalho é estudar a configuração do campo magnético e a distribuição de energia das partículas aceleradas em explosões solares na faixa rádio. Para o estudo das explosões, utilizamos as observações do sistema de telescópios POEMAS (POlarização da Emissão Milimétrica da Atividade Solar), que monitora o Sol em 45 e 90 GHz com medidas de polarização. As observações em rádio foram complementadas em micro-ondas, utilizando os dados da Rede de Radio Telescópios Solares (RSTN), de 1 a 15 GHz, e em altas frequências (212 e 405 GHz) pelo Telescópio Solar Submilimetrico (SST). Na faixa de raio X foram utilizados dados dos telescópios FERMI e RHESSI; enquanto do Solar Dynamics Observatory (SDO) foram obtidas imagens em 171 Å e magnetogramas das região ativas. Para estudar a interação entre as partículas e campo magnético foi aplicado o modelo desenvolvido por Simões (2009). Foram realizadas simulações numéricas que produziram fontes em 45 e 90 GHz num arco magnético em três dimensões, cujas fontes apresentaram máximos de intensidade em polaridades opostas de um arco dipolar. As simulações também reproduziram qualitativamente o grau de polarização observado em cada um dos eventos e também o espectro rádio. Assim, por meio da simulação, obtivemos as possíveis localizações das fontes em 45 e 90 GHz com intensidades predominantes em polaridades opostas e grau de polarização invertido.
Detecção automática de explosões solares em 45 e 90 GHZ observadas pelos poemas
Lessa, Vanessa Santos (2022-03-17)
Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie (CRAAM)
A cada 11 anos, o Sol passa por períodos de atividade, com a ocorrência de muitas explosões solares (súbita liberação de energia solar, de origem magnética, que acelera as partículas, emitindo em todo o espectro eletromagnético) e ejeções de massa. O estudo da atividade solar é muito importante devido aos seus efeitos sobre a Terra. O POEMAS (POlarização de Emissão Milimétrica da Atividade Solar) é um sistema de dois telescópios, instalados em CASLEO (Complexo Astronômico El Leoncito) na Argentina, que monitora o Sol em dois comprimentos de onda milimétrica (45 e 90 GHz). O objetivo desse trabalho é detectar automaticamente as explosões solares observadas pelos polarímetros. Porém primeiramente é necessário eliminar o ruído de fundo, causado principalmente por problemas instrumentais, nas curvas de luz da emissão solar milimétrica. A metodologia utilizada para exclusão dos ruídos apresentados no sinal proposta neste trabalho utiliza a tendência de série temporal. A subtração deste modelo das curvas de luz fornece o dado de entrada para automatizar a detecção de explosões solares utilizando técnicas de inteligência artificial. Uma Rede Neural foi treinada para reconhecer padrões e analisar um conjunto de dados a fim de identificar as explosões solares. Hidalgo Ramírez et al. (2019) identificaram visualmente e analisados 30 eventos do POEMAS entre 2011/11/22 e 2013/12/10. A metodologia apresentada nesse trabalho confirmou 87% dos eventos listados por Ramírez et al., além disso a rede neural foi capaz de identificar pelo menos 9 novos eventos. Como a rede neural foi treinada para detectar eventos impulsivos (com duração menor que 5 min), explosões de longa duração não foram automaticamente detectados. A inspeção visual dos dados do POEMAS comparando-os com dados em micro-ondas do RSTN permitiu a identificação de mais 11 explosões solares de longa duração em 45 GHz. Discutimos alguns problemas encontrados e possíveis soluções para trabalhos futuros.
Exoplanets atmospheres and habitability
Estrela, Raissa de Lourdes Freitas (2020-09-17)
Escola de Engenharia Mackenzie (EE)
A descoberta de milhares de exoplanetas em trânsito na última década, e os que serão detectados com o TESS e a próxima geração de telescópios de alta resolução, torna a caracterização de atmosferas de exoplanetas um dos campos mais interessantes da próxima década. Ao analisar a atmosfera desses planetas, podemos inferir sua composição e obter informações sobre sua formação e evolução. Nesta pesquisa de doutorado, caracterizamos as atmosferas de exoplanetas no visível usando o instrumento Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) a bordo do Hubble Space Telescope (HST). Nos comprimentos de onda azuis, pode-se restringir a presença de espalhamento de Rayleigh devido a neblinas fotoquímicas ou hidrogênio molecular e detectar assinaturas de Na, K, H2O ou TiO / VO. Até o momento, a maioria dos planetas observados com o HST são Hot-Júpiter que ainda mantêm uma atmosfera primária. Ao contrário dos planetas gigantes, há poucas observações de HST de pequenos planetas próximos na região de transição entre super-Terras e sub-Neptunes, no entanto, eles são a população representativa de planetas detectados com levantamentos de trânsito e velocidade radial. Esses pequenos planetas podem ter uma atmosfera secundária. Eles devem atrair a atenção nos próximos anos e, portanto, como segundo objetivo deste projeto, investigamos a evolução da atmosfera de pequenos planetas próximos observando as relações entre seu raio, insolação e densidade. Embora a presença de uma atmosfera secundária possa ser um dos fatores-chave para a habitabilidade dos planetas terrestres, outros fatores podem ter um impacto e devem ser levados em consideração, como a atividade da estrela hospedeira. Portanto, nosso objetivo final é determinar a habitabilidade dos planetas terrestres usando uma atmosfera primitiva ou atual semelhante à da Terra sob o ambiente de uma estrela em arco. Além disso, também analisamos se um oceano nesses planetas ajudaria a proteger a vida da prejudicial radiação UV estelar.
Identificação de ciclos magnéticos em estrelas do tipo solar observadas pelo satélite Kepler
Estrela, Raissa de Lourdes Freitas (2017-02-06)
Escola de Engenharia Mackenzie (EE)
O campo magnético desempenha um papel crucial nos mecanismos internos da estrela, assim como também nas interações com o seu meio. O estudo das manchas estelares nos dá informações sobre o campo magnético da estrela, e caracteriza o seu ciclo de atividade. Além disso, a análise de estrelas do tipo solar é muito importante para se entender a origem do campo magnético solar. O objetivo deste trabalho é caracterizar o campo magnético dessas estrelas. Inicialmente, nós estudamos duas estrelas do tipo solar: Kepler-17 e Kepler-63. Dois métodos foram usados para estimar o período da atividade magnética. O primeiro deles caracteriza as manchas (raio e intensidade) ao ajustar pequenas variações nas curvas de luz da estrela causadas pela ocultação de uma mancha durante um trânsito planetário. Com este método obtemos o número de manchas presentes na superfície da estrela e o déficit do fluxo da estrela devido a presença das manchas durante o trânsito. O segundo método nos dá uma estimativa da atividade magnética a partir da análise dos excessos nos resíduos das curvas de trânsito. Este excesso é obtido ao subtrair um modelo sem manchas da curva de luz observada, e em seguida integrando todos os resíduos durante o trânsito. A presença de uma periodicidade de longa duração é obtida ao se aplicar o periodograma Lomb Scargle nas séries temporais. Com o primeiro método, nós obtivemos Pciclo = 1,12 0,16 ano (Kepler-17) e Pciclo = 1,27 0,16 ano (Kepler-63), enquanto que com o segundo os valores são de 1,35 0,27 ano e 1,27 0,12 ano, respectivamente. Os resultados de ambos os métodos estão em acordo e confirmam a eficácia dos mesmos. Por ser mais eficiente, aplicamos o segundo método para mais 4 estrelas observadas pelo Kepler e estimamos períodos de ciclos de curta duração. Os períodos obtidos são consistentes com os períodos de curta duração encontrados na literatura para outras estrelas análogas ao Sol.
Influência da atividade magnética na atmosfera solar e na propagação de ejeções de massa coronal de estrelas do tipo-solar
Menezes, Fabian Marcel (2021-10-04)
Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie (CRAAM)
O Sol e outras estrelas possuem um campo magnético que permeia seu interior e superfície, e se estende pelo meio interplanetário. A atividade estelar é conduzida pelo campo mag nético e influencia diversos fenômenos e propriedades estelares. Uma dessas propriedades é a atmosfera solar. Medições do raio e do limbo do Sol fornecem informações importantes sobre a estrutura e a temperatura da atmosfera. O raio solar varia em função da frequência de observação, pois a radiação eletromagnética dominante é produzida em diferentes alti tudes da atmosfera. Portanto, diferentes camadas da atmosfera solar podem ser sondadas com observações em múltiplos comprimentos de onda. Além disso, a atividade magnética solar afeta processos físicos e condições na atmosfera e no meio interplanetário próximo da Terra, o que é conhecido como clima espacial. As ejeções de massa coronal (CME) são exemplos de fenômenos e processos físicos derivados da atividade magnética solar. CMEs são nuvens de plasma, com o campo magnético, ejetadas da coroa solar e são os eventos mais impactantes no clima espacial próximo à Terra. Neste trabalho, (i) utilizamos dados do telescópio SST e observações do ALMA para medir o raio solar médio em 100, 212, 230 e 405 GHz, para analisar como suas respectivas séries temporais se relacionam com o ciclo de atividade solar, e para investigar como o tamanho do feixe da antena e o nível de abrilhantamento de limbo podem afetar as medições do raio e limbo solares usando dois métodos diferentes; (ii) utilizando simulações de varreduras solares, estimamos níveis de abrilhantamento de limbo para as frequências subterahertz supracitadas; e finalmente, (iii) simulamos trajetórias de CMEs do Sol, Kepler-63 e Kepler-411 com diferentes pa râmetros de entrada e analisamos como esses parâmetros influenciam na trajetória de CMEs. Nossos resultados mostraram que o método, que utiliza o ponto-de-inflexão como definição de limbo, é mais acurado no cálculo de raio solar em comprimentos de onda de rádio. Os resultados dos raios médios estão de acordo com a tendência raio-vs–frequência formada por observações relatadas na literatura. As séries temporais de raio equatorial estão fracamente correlacionadas com a atividade solar, enquanto que as séries de raio polar estão anticorrelacionadas. Com relação ao abrilhantamento de limbo, os intervalos estimados estão de acordo com medidas anteriores relatadas na literatura e, pela primeira vez, estimamos os valores de abrilhantamento de limbo para frequências de 212 e 405 GHz, obtidos a partir de mapas solares de baixa resolução espacial. Por fim, os resulta dos mostram que as trajetórias de CME são mais defletidas em função da configuração e intensidade magnética da superfície da estrela. Palavras-chaves: atividade estelar; observações solares centro-limbo; ejeção de massa coronal.
Novo cronômetro estelar a partir da análise de curvas de luz TESS de estrelas gêmeas solares
Ponte, Geisa Teixeira da (2020-10-27)
Escola de Engenharia Mackenzie (EE)
The variability seen in the brightness of stars on timescale of days is often attributed to the crossing of dark spots on the surface as the star rotates. Stellar activity, known to be associated with the occurrence of spots, depends on the age of the star. Younger stars tend to be much more active and this activity decreases as the stars age. To explore a possible new stellar age indicator, we analyzed the photometric variability of 30 solar twins using 2min cadence light curves of the TESS/NASA space mission. This valuable dataset may help to understand the implications of the variability of magnetic activity in exoplanet research and the concept of habitability. For that, we built a photometric amplitude index ATESS directly correlated with the average index of chromospheric activity logR0 HK, analyzed via precise atmospheric parameters derived from HARPS/ESO spectra. These relations use the rotational modulation observed in TESS light curves due to active regions on the stellar surfaces, consisting of stellar spots and faculae, as a function of activity levels. We built a new tool in Python that optimizes the removal of TESS instrumental systematics, maximizing the analysis of the amplitude of the photometric variability due to the passage of active regions on the star surface. We also analyzed the Sun using 22 years of TSI observations by VIRGO/SOHO. Our results show that the photometric amplitudes are strongly correlated with the levels of chromospheric activity of the solar twin stars in our sample, showing a very clear relationship also with their ages. We demonstrate that the Sun is an ordinary star within this scenario, presenting a behavior as expected due to its activity level and well-established age. This result is in agreement with the literature which established a very robust relationship between age and activity of solar twins. Finally, we understand that the ATESS can be used as an index of chromospheric activity, as well as a stellar chronometer for solar twin stars observed by TESS.
Polarização das emissões solares em comprimentos de onda milimétricos
Hidalgo Ramírez, Ray Fernando (2019-08-26)
Escola de Engenharia Mackenzie (EE)
Polarization of radio emissions from solar bursts provides essential information about conﬁned plasma regimes submitted to magnetic ﬁeld in quiescent, pre-explosion, sudden energy release and decay phases. Investigations at microwaves and longer wavelengths have widely been carried out. Observations of polarization are carried out continuously by the ﬁrst time at two millimeter wavelengths by two solar radio polarimeters named POEMAS at 45 and 90 GHz (6.6 and 3.3 mm, respectively) operating at El Leoncito Observatory, Argentina Andes. The present research is divided in two parts. First, the center-to-limb variation of polarization of solar bursts is investigated. A total of 30 bursts observed by the radio polarimeters, between 2012 and 2013, were analyzed. We show increasing degreeofpolarizationwithheliocentricangle,butatapproximately50∘ aturnover isobservedwiththedegreeofpolarizationbeginningtodecreaseforlargerangles. We also found a weak correlation between bursts ﬂux density and their heliocentricangle,i.e.solarburstswithhigherﬂuxdensitytendtooccurclosertothelimb. To interpret the observational results, a numerical simulation of the polarization degree spectra for gyro-synchrotron emission was performed. As for the second part of this research, the S-component time evolution at millimeter wavelengths of a active region throughout the solar disk is studied. We observe ﬂux enhancementswiththepassageoftheactiveregionwithaspectralindex,atthemaximum, between 2-6 taking into account the measurement of errors. This double spectrum of active region emission at radio wavelengths can favor a core-halo distribution ofradiobrightnessoveractiveregions.Anenhancementinthedegreeofpolarization of about 40 % is observed in the second half of the active region transit at 45 GHz, however, it is disregarded due to the error propagation. Also, no signiﬁcant enhancement in the degree of polarization is observed at 90 GHz.
Raio solar em frequências subterahertz e sua relação com a atividade solar
Menezes, Fabian Marcel (2017-08-01)
Escola de Engenharia Mackenzie (EE)
The Sun emits radiation at several wavelengths of the electromagnetic spectrum. In the optical band, the solar radius is 696,000 km and this is what defines the photosphere, the visible surface of the Sun. However, as the altitude increases, the dominant electromagnetic radiation is produced at other frequencies, causing the solar radius to change as function of wavelength. We measure the solar radius at the subterahertz frequencies of 0,212 and 0,405 THz – i.e., the altitude where these emissions are generated – and also analyse the radius variation over the 11-year solar activity cycle. These measurements enable a better understanding of the solar atmosphere and the radius dependence on the solar cycle, is a good indicator of the changes that occur in the atmospheric structure. For this, we used radio maps of the solar disk for the period between 1999 and 2016, reconstructed from daily scans made by the Solar Submillimeter-wave Telescope (SST), installed at El Leoncito Astronomical Complex (CASLEO), at Argentinean Andes. At both frequencies our measurements yield a radius of 966,′′5 with dispersion of ±2,′′8 for 0,212 THz and ±2,′′7 for 0,405 THz. This implies a height of 5.0 ± 2.0 × 106 m above the photosphere. Furthermore, we also observed strong anti-correlation between radius variation and solar activity at both frequencies.
Rotação da estrela Kepler-63 a partir de trânsitos planetários
Netto, Dirceu Yuri Simplicio (2015-06-25)
Engenharia
O perfil de rotação de uma estrela pode se estimado caso esta possua um planeta em órbita que a eclipse periodicamente. Durante um destes trânsitos, o planeta pode ocultar uma mancha na fotosfera da estrela, causando pequenas variações na curva de luz da mesma. Realizando o monitoramento das posições destas manchas em trânsitos posteriores, é possível estimar o período de rotação de uma estrela. Atualmente são confirmados um total de mais de 1900 planetas, onde um pouco mais de 1200 planetas eclipsam a sua estrela hospedeira. Algumas estrelas com planetas detectadas pelos satélites CoRoT e Kepler já foram analisadas por este método e seus perfis de rotação determinados. Kepler- 63 é uma estrela, do tipo solar, muito jovem. Possui um planeta que apresenta órbita polar, transitando a estrela em várias latitudes. Os resultados mostram que Kepler-63apresentarotaçãodiferencialde 0, 133 (rd/d) e um valor de rotação diferencial relativa de 11,4%. O monitoramento das manchas indica também que a estrela provavelmente possui um ciclo de atividade, com alta concentração de manchas no polo.
Rotação diferencial de estrelas pelos métodos de trânsito e máxima entropia
Simplicio Netto, Dirceu Yuri (2019-08-27)
Escola de Engenharia Mackenzie (EE)
Modulações na curva de luz de uma estrela são causadas pela presença de manchas e fáculas em sua superfície. Durante o trânsito planetário manchas podem ser cobertas pelo planeta, criando um pequeno aumento na curva de luz durante o trânsito. O modelo de trânsito planetário foi aplicado às estrelas Kepler-17 e Kepler-63 para modelar as características físicas das suas manchas: localização, temperatura e tamanho. Aplicamos também o modelo de máxima entropia (MME) para ajustar as modulações no fluxo rotacional. Com a aplicação dos modelos um mapa da superfície da estrela e um mapa da distribuição das regiões ativas foram criados. Para Kepler-17, estrela ativa do tipo solar que possui um planeta Júpiter quente transitando em uma órbita coplanar, foi estimado o perfil de rotação a partir das localizações das manchas. Foram encontradas duas longitudes ativas principais. A partir do MME estimamos um mínimo para a rotação diferencial relativa (ΔΩ/Ω) de 0,08 ± 0,05 e 0,14 ± 0,05, sendo a nossa determinação afetada pelo tempo finito de vida das manchas e dependendo dos parâmetros adotados no modelo de manchas. Este resultado condiz com o valor de (ΔΩ/Ω) = 0,08 ± 0,009 encontrado a partir do modelo de trânsito planetário. A comparação entre os mapas demonstrou uma boa correlação das manchas nas longitudes ativas da estrela. Devido à órbita quase polar do planeta que orbita a estrela Kepler-63, jovem estrela ativa do tipo solar, foi possível gerar um gráfico da distribuição de manchas em latitude no tempo (conhecido como digrama de borboleta, no caso Solar). Com o MME foi possível estimar um mínimo de (ΔΩ/Ω) = 0,015. As possíveis áreas cobertas durante o trânsito planetário não nos permitem observar as mesma longitudes em trânsitos consecutivos em pequenos períodos de tempo para observar uma mesma mancha evoluindo, tornando inconclusiva a determinação de uma rotação diferencial relativa, assim como a comparação entre os mapas obtidos pelos dois modelos.
Serviço local de periodograma em GPU para detecção de trânsitos planetários
Basile, Antonio Luiz (2017-06-13)
Escola de Engenharia Mackenzie (EE)
Understanding other stellar systems is crucial to a better knowledge of the Solar System, as is the study of extrasolar planets orbiting the habitable zone of their host star central to the understanding of the conditions that allowed life to develop on our own planet. Presently there are thousands of confirmed planets, mostly detected by the Kepler satellite as they eclipse their host star. This overload of data urges an automatic data search for planetary transit detection within the stellar light curves. Box-Fitting Least Squares (BLS) is a good candidate for this task due to the intrinsic shape of the transiting light curve. Further improvement is obtained by parallelization of the BLS according to the number of bins. Both the sequential and parallel algorithms were applied to six chosen Kepler planetary systems (Kepler-7, Kepler-418, Kepler-439, Kepler-511, Kepler-807, Kepler-943) and to different light curve lengths. In all cases, speedup increased from 3 to 45 times as the number of bins increased, because the performance of the sequential version degrades with an increase in the number of bins, while remaining mainly constant for the parallel version. For smaller planets with longer orbital periods, a large number of bins is necessary to obtain the correct period detection.
Star activity: starspots, superflares, and differential rotation in k-type stars
Souza, Alexandre Araújo de (2022-01-27)
Centro de Rádio Astronomia e Astrofísica Mackenzie (CRAAM)
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.

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