Áreas de Investigação
O grupo de Física Solar e Estelar do CENTRA está neste momento a desenvolver trabalho as seguintes áreas:
SEI (Sun - Earth Interaction)
A variabilidade que o nosso Sol apresenta em termos de actividade pode ter influências importantes no nosso desenvolvimento tecnológico e até no clima terrestre. Devido as estes factos, torna-se importante tentar perceber como e quando é que o Sol vai ficar mais activo e principalmente porquê. Esta área de investigação centra-se no desenvolvimento de modelos de dínamo solares que permitam perceber como é que o campo magnético de grande escala no Sol é formado e evolui, e ainda quais os mecanismos físicos responsáveis pela variação nos níveis de actividade que o Sol apresenta.
Parte deste trabalho é levado a cabo com a Universidade de Montreal no Canadá e com o Indian Institute for Science Education and Research - Kolkata, India.
Fig.1: Amplitude máxima dos ciclos solares (quadrados brancos - valores observados, circulos negros - valores previstos) em função do ciclo solar. O nosso modelo actual prevê que o ciclo solar nº 24 tenha um pico (na média anual) de cerca de 84 manchas e que deverá ocorrer por volta de Junho de 2013. Para saber mais pomenores consulte o nosso artigo Passos 2011, ApJ.
Dark Stars (Usar as estrelas para investigar a matéria escura)
O objectivo deste projecto é encontrar maneiras alternativas e complementares à abordagem teórica que a Cosmologia tem oferecido para obter mais informação sobre a natureza da matéria escura, por outras palavras, utilizam-se as estrelas como meios de diagnóstico alternativos sobre partículas de matéria escura.
Isto é feito através do desenvolvimento de modelos estelares/Solares que levam em conta a evolução da estrela na presença de (vários candidatos a) matéria escura. A captura gravitacional da matéria escura e a sua consequente aniquilação no núcleo estelar fornecem uma fonte complementar de energia à estrela que leva a diferentes cenários de evolução (principalmente em estrelas de pequena massa). Em casos extremos estas estrelas tornam-se completamente convetivas e ficam por tempos indefinidos na mesma posição no diagrama HR (ver fig.2)
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Fig.2: Estados estacionários no diagrama HR para uma estrela de 1 massa solar para diferentes densidades da nuvem circundante de matéria escura (indicado ao lado de cada ponto) em unidades log (GeV cm3). A curva a preto indica a evolução clássica de uma estrela tipo sol (1 Msol) que todas as estrelas seguem antes de parar (σSD=10-38 cm2)
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Estes modelos teóricos de evolução estelar podem ser usados para estimar as densidades de matéria escura no centro na nossa galáxia (ver fig.3) através da sua comparação com as populações estelares que existem perto do centro galáctico. Além disto, utilizamos também Sismologia Estelar como uma ferramenta de diagnóstico para estimar qual o impacto que a matéria escura tem no núcleo destas estrelas. Parte deste trabalho é desenvolvido em parceria com a Universidade de Cambridge, U.K.
Fig.3: Temperatura efectiva das estrelas em função na densidade da nuvem matéria escura e da distância ao centro galáctico. Considerámos partículas de matéria escura com uma massa de 100 GeV e várias secções eficazes de interacção.
Imagem de Casanellas & Lopes 2008 |
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