Rotação diferencial de estrelas pelos métodos de trânsito e máxima entropia

Abstract

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.

Modulations in the light curve of a star are caused by the presence of spots and faculae in its surface. During a planetary transit, spots might be covered by the planet creating a bump in the transit light curve. The transit model was applied to the stars Kepler-17 and Kepler-63 to model the physical characteristics of the spots: location, temperature and size. We also applied the Maximum Entropy Model (MEM) to fit the rotational flux modulation. By applying the two models, a map of the stellar surface and a map of the distribution of the active regions were created. For Kepler-17, an active solar-type star that hosts a hot Jupiter transiting in a coplanar orbit, the rotation profile was estimated from the spots location. Two main active longitudes were found. From the MEM we estimated a minimum for the relative differential rotation (ΔΩ/Ω) of 0.08 ± 0.05 and 0.14 ± 0.05, this estimate being affected by the finite lifetime of the spots and depending on the parameters adopted in the spot model. This result matches the value of (ΔΩ/Ω) = 0.08 ± 0.009 found from the transit model.The comparison between the maps showed a good correlation with the spots in stellar active longitudes. Due to the near-polar orbit of the planet that orbits the young solar-type star Kepler-63, it was possible to determine the latitudinal distribution of the spots over time (known as the butterfly diagram in the Solar case). The restricted areas covered during planetary transits do not allow us to observe the same longitude in consecutive transits close in time to observe the same spot evolution, making inconclusive the determination of a relative differential rotation, as well as the comparison between the maps obtained by the two models.