Submitted by Rosa Assis (rosa_assis@yahoo.com.br) on 2017-11-13T17:55:10Z
No. of bitstreams: 2
Raissa de Lourdes Estrela......pdf: 11340856 bytes, checksum: 5424f56ae3bb1095353ab041f9ce1311 (MD5)
license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) / Approved for entry into archive by Paola Damato (repositorio@mackenzie.br) on 2017-12-07T11:57:17Z (GMT) No. of bitstreams: 2
Raissa de Lourdes Estrela......pdf: 11340856 bytes, checksum: 5424f56ae3bb1095353ab041f9ce1311 (MD5)
license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) / Made available in DSpace on 2017-12-07T11:57:17Z (GMT). No. of bitstreams: 2
Raissa de Lourdes Estrela......pdf: 11340856 bytes, checksum: 5424f56ae3bb1095353ab041f9ce1311 (MD5)
license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5)
Previous issue date: 2017-02-06 / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior / The stellar magnetic field plays a crucial role in the star internal mechanisms, as well as in
the interactions with its environment. The study of starspots gives us information about the magnetic field of the star, and characterizes the cycle. Moreover, the analysis of solar-type stars is also useful to shed light onto the origin of the solar magnetic field. The objective of this work is to characterize the magnetic activity of stars. Initially, we studied two solar-type stars Kepler-17 and Kepler-63. Two methods were used to estimate the magnetic cycle length. The first one characterizes the spots (radius and intensity) by fitting the small variations in the light curve of a star caused by the occultation of a spot during a planetary transit. This approach yields the number of spots present in the stellar surface and the flux deficit subtracted from the star by their presence during each transit. The second method estimates the activity from the excess in the residuals of the transit lightcurves. This excess is obtained by subtracting a spotless model transit from the lightcurve, and then integrating all the residuals during the transit. The presence of long term periodicity is estimated
from the analysis of a Lomb-Scargle periodogram of both time series. With the first method,
we obtained Pcycle = 1.12 0.16 year (Kepler-17) and Pcycle = 1.27 0.16 year (Kepler-63), and for the second approach the values are 1.35 0.27 year and 1.27 0.12 year, respectively. Since the results of both methods agreed with each other, we used the second method to estimate short magnetic cycles of four more active stars with transiting planets observed by Kepler. These periods are consistent with short cycle periods of stars found in the literature. / 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.
| Identifer | oai:union.ndltd.org:IBICT/oai:tede.mackenzie.br:tede/3415 |
| Date | 06 February 2017 |
| Creators | Estrela, Raissa de Lourdes Freitas |
| Contributors | Valio, Adriana Benetti Marques, Correia, Emília, Vidotto, Aline |
| Publisher | Universidade Presbiteriana Mackenzie, Ciências e Aplicações Geoespaciais, UPM, Brasil, Escola de Engenharia Mackenzie (EE) |
| Source Sets | IBICT Brazilian ETDs |
| Language | Portuguese |
| Detected Language | English |
| Type | info:eu-repo/semantics/publishedVersion, info:eu-repo/semantics/masterThesis |
| Format | application/pdf |
| Source | reponame:Biblioteca Digital de Teses e Dissertações do Mackenzie, instname:Universidade Presbiteriana Mackenzie, instacron:MACKENZIE |
| Rights | http://creativecommons.org/licenses/by-nc-nd/4.0/, info:eu-repo/semantics/openAccess |
Page generated in 0.0025 seconds