Variabilidad Estelar

El Sol en H-Alfa Los procesos magnéticos en estrellas de los tipos finales producen variaciones en el brillo que dominan la energía del espectro en frecuencias correspondientes al período rotacional de la estrella. Incluso para el Sol - una estrella con un índice bajo de rotación y zonas activas relativamente igualadas (en longitud) - la variabilidad está concentrada en escalas de tiempo comparables al período rotacional. Afortunadamente las escalas de tiempo interesantes para la detección de planetas son considerablemente más cortas. Variabilidad Solar Hemos cuantificado la variabilidad solar en la escala de tiempo requerida, usando observaciones del Active Cavity Radiometer for Irradiance Monitoring (ACRIM 1) a bordo del satélite Solar Maximum Mission (SMM). Este instrumento midió el flujo total del Sol durante un período de 4.5 años (Willson et al. 1981) desde 1985 (cerca del mínimo solar) hasta 1989 (cerca del máximo solar). El gráfico inferior nos enseña el espectro de la energía del Sol de los datos del SMM tomados entre 1985 y 1989, practicamente durante el máximo solar. La energía en los datos en escalas de tiempo similares a la de los tránsitos planetarios es 10,000 veces menor que la del periodo de rotación del Sol. La variabilidad depende de la raiz cuadrada de la energía, por eso es 100 veces menor que el nivel de ruido asociado con el período de rotación. El nivel de ruido en el perídodo de rotación está sobre 1 x 10^-3, por eso el ruido en la escala de tiempo de un tránsito planetario es aproximadamente 1 x 10^-5. Las variaciones de brillo con duraciones superiores a las 16 horas tienen poco efecto en la detectabilidad de los tránsitos planetarios. Esos datos se cree que muestran un 30% más de variabilidad de la que se puede esperar si eliminamos los UV como sucede en la Mision Kepler. El espectro de enería del Sol cerca del máximo solar Estos resultados se validan comparándolos con mediciones realizadas en 1996 por VIRGO abordo del Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) en la misma fase del ciclo solar (Froehlich et al. 1997). El gráfico inferior muestra el ambiente de ruido para detectar tránsitos y firmas de luz reflejadas basadas en esos datos. Hay poca energía debido a la variabilidad estelar en escalas de tiempo comparables a los tránsitos. La mayor energía en la medición de ruido ocurre en frecuencias menores que 1 Mhz (10 dias), correspondiendo a la rotación de grupos de manchas solares y variaciones en la escala de ciclos solares (Froehlich 1987). De todas maneras, en frecuencias de 10 a 100Mhz (3 a 30 horas), el espectro energético está dominado por procesos de convección inducida como la granulación y supergranulación (Rabello Soares et al. 1997, Andersen et al. 2000). Estudios recientes por R. Radick and T. Brown (2000) sugieren que este ruido está causado por estructuras transportadas por la rotación a través del limbo de la estrella. The escalón profundo mas allá de esta región se atribuye a los efectos combinados de oscilaciones de gravedad en el ruido no solar insertado en los datos. Las diferencias de medicion de ruidos en los niveles de frecuencia altos se deben a las variaciones de ruido en las diferentes magnitudes estelares representadas. Llegamos a la conclusión de que la detección de planetas terrestres alrededor de estrellas similares al Sol es posible con el sistema fotométrico de Kepler Densidad de Energía Espectral Estimada Las curvas azul, roja y verde representan el ruido total e incluyen la variabilidad estelar, rayos cósmicos, ruido CCD y ruido de enfoque apropiado para estrellas con mv=10, 12, y 14 , respectivamente. El pico azul a los 4.2 dias es la firma de luz reflejada de un planeta similar a 51 Peg con albedo de 0.5 (se supone que como jupiter) en la órbita de una estrella con mv=10 . En otros periodos, la fuerza de este pico puede variar, como en la luz reflejada de la zona marcada con linea negra discontinua. Como esta zona excede las curvas de medición de ruido para períodos inferiores a 7 dias, los planetas gigantes con períodos hasta 7 días son detectables. Variabilidad Estelar Esperada No todas las estrellas se comportan como el Sol. Las pruebas fotométricas desde tierra de estrellas como el Sol, muestran que la radiación solar es un factor 2 a 3 veces más estable que las estrellas de la muestra del índice espectral de tipo y actividad similar (Radick et el al. 1998). Por lo tanto, la convección depende solamente de masa estelar mientras que los procesos magnéticos son altamente sensibles al índice de rotación de una estrella. La variabilidad convectiva (que domina en escala de tiempo de interés) debe ser más similar entre las estrellas enanas de una clase espectral dada que la variabilidad magnética. Si se asume que las variaciones de convección inducidas son similares para todas las estrellas recientes, la detección de los tránsitos del tamaño de la Tierra es factible mientras los períodos rotatorios sean suficientemente largos Podemos estimar qué porcentaje de las estrellas de tipo solar en una muestra de magnitud limitada en el plano galáctico es de rotación lenta haciendo uso las relaciones de la actividad de rotación y de la actividad por edad. Los estudios de las estrellas de cúmulos abiertos muestran que la gran expansión en velocidades rotatorias encontrada entre las jóvenes, las estrellas recientes, desaparece en gran parte por 700 M.años (la edad de las Hyades) (Radick et el al. 1987). La distribución de períodos rotatorios entre las estrellas más rápidas de Hyades es 1 a 2 semanas y se retrasa conforme envejecen. De 1 a 2 G.años, la rotación es suficientemente lenta como para hacer la variabilidad magnético-inducida inocua a la detección de planetas terrestres en todas las estrellas. Las mediciones de la historia de la formación de la estrella en el plano galáctico basado en índices de CaII H&K; de una gran muestra de las estrellas del tipo solar sugieren que el 75% de las enanas F, de G, y de K son más viejas que 1 a 2 G años (Rocha-Pinto y Maciel 1998, Rocha-Pinto et el al 2000). Para las estrellas más jóvenes, más activas, obtenemos una historia excelente de su comportamiento de nuestros datos que se puede utilizar para filtrar variaciones magnéticas.