Dados de satélite, como CoRoT e Kepler, e recentemente TESS, com alta precisão
fotométrica e com curvas de luz com interrupções mínimas ao longo de períodos de meses a
anos, tem revolucionado o estudo de atividade estelar. A "flare"é um aumento repentino e
momentâneo no brilho da estrela, causado pela liberação de energia devido a reorganização
de linhas de campo magnético na superfície da estrela. Esses flashs de radiação podem
perturbar as condições de habitabilidade em exoplanetas em zonas habitáveis próximas a
estrela mãe, e desencadear uma tempestade geomagnética na Terra. Vários trabalhos sobre
flares estelares observadas em luz branca, usando dados do satélite Kepler foram publicados
recentemente, fornecendo resultados importantes. O CoRoT (Convection, Rotation, and
planetary Transits), por possuir um telescópio menor, não possui a mesma precisão
fotométrica das curvas de luz do Kepler, e a duração das observações de uma estrela é de
meses e não anos como do Kepler. Entretanto, o CoRoT observa uma região diferente do
céu e tem a vantagem de ter uma cadência menor que o Kepler. Além de observar em três
“canais de cores” distintos (azul, verde e vermelho). Apesar dos intervalos de comprimento
de onda usados para a obtenção das curvas de luz cromáticas variarem para cada alvo e
sequência observacional, eles nos permitem identificar alterações na temperatura efetiva
da estrela observada. Informação esta muito valiosa e única para dados da qualidade do
CoRoT. Neste trabalho, foram analisadas mais de 20 estrelas observadas pelo CoRoT,
cujo tipo espectral foi determinado espectroscopicamente. As estrelas analisadas possuem
uma clara modulação em sua curva de luz e foi identificado que a maioria das estrelas
possuem um excesso de emissão no canal vermelho sobre o azul durante os períodos de
fluxo mínimo, indicando a presença de uma mancha fria na sua superfície. Identificamos e
analisamos mais de 300 flares, ajustamos o perfil de cada flare na curva de luz. As flares
emitem, em geral, três vez mais no canal azul do que no vermelho. Como nas flares solares,
não encontramos uma relação entre a amplitude a duração das flares. O perfil clássico
de uma flare mostra que a fase de subida (isto é, do aumento rápido de brilho) é, em
geral, menor que a fase de descida (diminuição do brilho). De fato, nas estrelas solitárias
analisadas, 81% mostram um tempo de subida menor. Entretanto, nas estrelas binárias,
encontramos que 44% das flares possuem a fase de subida maior que a de descida. As
flares que apresentam o tempo de subida maior do que o de descida, também apresentam
a duração total menor e a impulsividade maior. Foi constatado que em cerca de 55% das
flares o pico máximo ocorre primeiro no canal azul comparado ao canal vermelho. Sendo
no azul ou no vermelho que ocorre primeiro o máximo em intensidade, a cor que atinge
primeiro o máximo tem um tempo de subida menor e um tempo de decaimento maior que
o da outra cor. Este estudo é de grande importância para o entendimento dos processos
físicos envolvidos nas flares estelares, contribuindo também para o entendimento das flares
no Sol.