SOCIEDADE ASTRONÔMICA BRASILEIRA

Voltar XXXVII Reunião Anual

COMUNICAÇÕES ORAIS

Astrobiologia

FORMAÇÃO DE MOLÉCULAS ORGÂNICAS EM AMBIENTES INTERESTELARES

 

Luciene da Silva Coelho, Amâncio César dos Santos Friaça

IAG/USP

Este trabalho apresenta a abundância de algumas moléculas que tenham relevância na química prebiótica na Nebulosa Cabeça de Cavalo (HHN), um laboratório único para entender a química de nuvens interestelares iluminadas por radiação ultravioleta de uma estrela próxima, s Orionis, O9.5V, (c=60). As regiões de fotodissociação (PDRs) são intermediários importantes entre nuvens difusas e densas nuvens escuras. Desta forma, a Nebulosa Cabeça de Cavalo permite-nos estudar uma grande variedade de processos físicos e químicos. Para determinar a abundância de importantes espécies foi usado o código PDR Meudon Code, pois é um programa amplamente usado por ser público e por servir como um dos programas de análise para o projeto Herschel. Para comparação foram usados três modelos para a PDR, sendo o primeiro considerando a densidade do gás como constante a nH=104cm-3, o segundo modelo considerado foi um isobárico a P=4´106Kcm-3 e, por último, foi considerado um modelo isotérmico a T=15K. O modelo isobárico foi o que apresentou melhor ajuste aos dados obtidos por [Error! Reference source not found.] e [Error! Reference source not found.], usados como parâmetro para a abundância de alguns PAHs simples. Por fim, foram determinadas as abundâncias de algumas moléculas que podem dar origem à pirimidinas e, por isso, são consideradas importantes para a origem da vida como conhecemos. As abundâncias estudadas foram as do CN e seus íons, HCN, HNC, algumas nitrilas e seus cátions, alguns PAHs e seus ânions, além do benzeno e do pirrol.

SOBREVIVENDO A UMA EXPLOSAO ESTELAR / RESULTADOS DE SIMULACAO EM LABORATORIO

 

Douglas Galante1, Ivan G. Paulino-Lima2, Fabio Rodrigues3, Eduardo Janot Pacheco1, Claudia A.S. lage4, Charles Cockell5, Karen Olsson-Francis5, Nigel Mason6

1 - IAG/USP

2 - NASA/Ames Research Center

3 - IQ/USP

4 - UFRJ

5 - University of Edinburgh

6 - The Open University

Explosões estelares são fontes frequentes e intensas de radiação eletromagnética e partículas, como léptons e bárions, as quais estão sendo estudadas por nosso grupo quanto a seus possíveis impactos sobre organismos vivos, com aplicações para a definição de habitabilidade planetária em longas escalas temporais, tanto da Terra como de exoplanetas. Nesse trabalho, amostras de microrganismos radiorresistentes (Deinococcus radiodurans) foram expostas à radiação ionizante eletromagnética (entre 4 e 20keV) de alta intensidade no laboratório síncrotron Diamond, Reino Unido, em uma tentativa de simular a irradiação devida a uma supernova sobre a superfície exposta (como na superfície de um asteróide ou de um planeta com atmosfera tênue). Além de quantificar a sobrevivência em diferentes doses de radiação, comparamos esses resultados na presença de grãos micrométricos de diferentes composições, os quais poderiam conferir proteção aos microrganismos. Os resultados mostram que um substrato pode atuar não apenas como absorvedor passivo de radiação, como normalmente é considerado, mas, dependendo de sua composição elementar e da energia incidente da radiação, podem ocorrer efeitos secundários causando danos biológicos mais intensos, devido a efeitos de emissão fotoelétrica e fluorescência de raios X, específicos da composição e estrutura do substrato.


Astrometria

ANÁLISE ASTROMÉTRICA DETALHADA DE PLUTÃO

 

G. Benedetti-Rossi1, R. Vieira-Martins1, J. I. B. Camargo1, M. Assafin2

1 - ON/MCT

2 - OV/UFRJ

Plutão, com seus quatro satélites (Caronte, Nix, Hydra e P4), é o principal representante dos objetos transnetunianos (TNO’s). Até a chegada da sonda New Horizons a este sistema (prevista para julho de 2015), ocultações estelares, observadas à partir do solo, constituem uma das maneiras mais precisas para se conhecer propriedades físicas como o tamanho, forma e pressão atmosférica desse sistema, além fornecer medidas astrométricas de alta precisão, que permitem estudar a evolução dinâmica do sistema. Em 2010, ficou evidente uma deriva das declinações (20 mas por ano) em relação às efemérides. Isto nos motivou a retomar a redução e a análise de grande conjunto de nossas observações realizadas no OPD/LNA (17 anos - aproximadamente 5.500 imagens) e ESO (3 anos - aproximadamente 150 imagens). Os resíduos (valores de ascensão reta e declinação ’observado - efeméride’) sofreram duas correções: refração diferencial cromática (devido à cor média das estrelas de fundo ser mais avermelhada que a cor de Plutão) e fotocentro (baseia-se na ideia de duas curvas tipo gaussianas sobrepostas, com centros não coincidentes e com alturas diferentes, uma correspondente a Caronte e a outra a Plutão). O método de fotocentro depende fortemente da altura de cada uma das duas Gaussianas, que estão relacionadas aos albedos de Plutão e Caronte. Foi feita, então, uma análise detalhada dos resíduos através da comparação com resultados de ocultações, confirmando a deriva em declinação encontrada em 2010. Tal comprovação torna necessário uma correção local nos elementos orbitais do TNO para que, desta forma, as efemérides quando recalculadas possam deixar de apresentar desvios sistemáticos nas vizinhanças do intervalo temporal que contém nossos dados observacionais, contribuindo para um ajuste no direcionamento da sonda New Horizons.

PREDIÇÃO DE OCULTAÇÕES ESTELARES POR OBJETOS TRANSNETUNIANOS

 

Julio Ignacio Bueno de Camargo1, Marcelo Assafin2, Roberto Vieira-Martins1, Felipe Braga-Ribas1,3,

Dario Nepomuceno da Silva Neto4, Alexandre Humberto Andrei1, Gustavo Benedetti-Rossi1

1 - ON/MCT

2 - OV/UFRJ

3 - Observatoire de Paris-Meudon/LESIA

4 - Universidade Estadual da Zona Oeste/RJ

Objetos transnetunianos (TNOs, da sigla em inglês) são remanescentes relativamente inalterados do disco protoplanetário que deu origem aos planetas do Sistema Solar. Seu estudo, portanto, permite acessar a história de formação bem como a evolução do Sistema Solar externo. A partir do solo, ocultações estelares constituem a única técnica capaz de derivar tamanhos de TNOs com precisão quilométrica, bem como detectar atmosferas tão tênues quanto poucos nanobars[1,2]. A principal dificuldade associada às ocultações estelares refere-se à previsão das mesmas. A maioria dos TNOs possuem diâmetros angulares menores que 0.05" no céu e, portanto, uma precisão melhor que este valor para as posições de ambos TNO e estrela precisa ser obtida para haver chance razoável de detecção. Nosso grupo de trabalho conta com pesquisadores do ON/MCTI, OV/UFRJ e UEZO/RJ e tem atuado de forma determinante na previsão de ocultações estelares por TNOs. Trata-se de um trabalho que se insere numa importante colaboração internacional e envolve grande esforço tanto observacional como computacional. Em particular, já obtivemos 12 noites de observação (OUT/2011 e JUN/2012) com o imageador de grande campo do telescópio de 2.2m do ESO. Excluindo-se Plutão, previmos 9 das 10 ocultações estelares por TNOs, e observamos com sucesso 7 delas. Aqui, apresentamos todo o trabalho[3,4] ligado à previsão dessas ocultações, incluindo-se o acompanhamento observacional que se segue nas proximidades do evento, bem como melhorias que elas promovem às efemérides dos TNOs, Plutão em particular[4].

[1]Widemann et al., “Titania’s size and atmospheric upper limit", Icarus 199, 458 (2009).

[2]Sicardy et al.,“A Pluto-like radius and a high albedo for the dwarf planet Eris from an occultation", Nature, 478, 493 (2011).

[3]Assafin, M. et al. “Candidate stellar occultations by large trans-Neptunian objects up to 2015", A&A, in press (2012), DOI 10.1051/0004-6361/201118349.

[4]Assafin, M. et al., “Precise predictions of stellar occultations by Pluto, Charon, Nix, and Hydra for 2008-2015", A&A, 515, A32 (2010).


Cosmologia

COMPARATIVE ANALYSIS OF SIMULATED NON-GAUSSIAN CMB DATA BETWEEN

FULL-SKY AND MASKED MAPS

 

Armando Bernui

Universidade Federal de Itajubá

It is well known that a full-sky CMB map is not yet available, mainly due to residual galactic foregrounds, for this reason cut-sky masks have to be used in cosmological analyses. One of these analysis regards the search for small amounts of non-Gaussianities in CMB data. Some statistical estimators aimed to detect them usually does not take into account this situation. For this reason it is interesting to investigate the impact of the applied masks on CMB analyses. With this aim we simulate several sets of Monte Carlo CMB maps with assigned amplitude of primordial non-Gaussianity of local type, that one expected in several inflationary models, as a tool to perform a comparative analysis between masked (i.e., applying the KQ-75 7yr WMAP mask which cuts ~28% of the sky) and unmasked cases. Between the simulated maps we include a set of statistically Gaussian CMB maps, that is without local non-Gaussianity. Specifically, given these sets of non-Gaussian CMB maps, we investigate whether and to what extent two non-Gaussian statistical indicators, based on Skewness and Kurtosis momenta, have sensitivity to distinguish the contamination present in full-sky maps as compared with masked maps. Our results show two important things. First, given a set of Monte Carlo CMB maps containing a specified amount of contamination, our statistical indicators are able to detect and quantify differences between the full-sky and the masked maps cases, independently of the original level of contamination. In other words, the mask introduces non-Gaussianities in the investigated masked maps. Second, for less contaminated maps, that is, maps with lower levels of non-Gaussianity, the masked maps evidence a higher level of contamination.

FROM COSMIC DECELERATION TO ACCELERATION: NEW CONSTRAINTS

FROM SN Ia AND BAO/CMB

 

Marcelo Vargas dos Santos1, Ramon Giostri2,1, Ioav Waga1, Ribamar Reis1, Maurício Ortiz Calvão1, Bruno Lazarotto Lago3

1 - UFRJ

2 - UFES

3 - CEFET/RJ

We use type Ia supernovae (SN Ia) data in combination with recent baryonic acoustic oscillations (BAO) and cosmic microwave background (CMB) observations to constrain a kink-like parametrization of the deceleration parameter (q). This q-parametrization can be written in terms of the initial (qi) and present (q0) values of the deceleration parameter, the redshift of the cosmic transition from deceleration to acceleration (zt) and the redshift width of such transition (t). By assuming a flat space geometry, qi=1/2 and adopting a likelihood approach to deal with the SN Ia data we obtain, at the 68% confidence level (C.L.), that: zt=0.56+0.13-0.10, t=0.47+0.16-0.20 and q0=-0.31+0.11-0.11 when we combine BAO/CMB observations with SN Ia data processed with the MLCS2k2 light-curve fitter. When in this combination we use the SALT2 fitter we get instead, at the same C.L.: zt=0.64+0.13-0.07, t=0.36+0.11-0.17 and q0=-0.53+0.17-0.13. Our results indicate, with a quite general and model independent approach, that MLCS2k2 favors Dvali-Gabadadze-Porrati-like cosmological models, while SALT2 favors LCDM-like ones. Progress in determining the transition redshift and/or the present value of the deceleration parameter depends crucially on solving the issue of the difference obtained when using these two light-curve fitters.


O PROJETO CFHT/MEGACAM STRIPE-82 SURVEY (CS82): DESCRIÇÃO GERAL E

PRIMEIROS RESULTADOS

 

Bruno Moraes1,2, Aldée Charbonnier1,2, Maria Pereira1,2, Roberto Pereira1,2, Martín Makler1,2, Jean-Paul Kneib3, Ludovic van Waerbeke4, Alexie Leauthaud5, Thomas Erben6, Hendrik Hildebrandt4,6, Emmanuel Bertin7, Carlos Brandt1,2, Cristina Furlanetto8,2, Basílio Santiago8,2, Luiz da Costa9,2, Márcio Maia9,2

1 - CBPF

2 - LIneA

3 - OAMP, Marseille

4 - University of British Columbia, Vancouver, Canada

5 - IPMU, Tokyo, Japan

6 - Argelander Institut fur Astronomie, Bonn, Germany

7 - IAP, Paris, France

8 - UFRGS

9 - Observatório Nacional

O CFTH/MegaCam Stripe-82 Survey (CS82) é um projeto conjunto França-Canadá-Brasil, com participação de pesquisadores do Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas (CBPF), Observatório Nacional (ON) e Universidade Federal do Rio Grande do Sul (UFRGS) associados ao Laboratório Interinstitucional de e-Astronomia (LIneA). O CS82 mapeou uma área já varrida pelo Sloan Digital Sky Survey (SDSS), a chamada faixa-82, tornando-se o projeto com a maior combinação de profundidade, resolução e área nesta região. O principal foco é o estudo do lenteamento gravitacional, da escala de galáxias à estrutura em grande escala do Universo. No entanto, os dados terão aplicações a diversas áreas da astrofísica e cosmologia, como a evolução de galáxias e medida da massa de aglomerados de galáxias, e trarão implicações para o estudo da Matéria Escura e da Energia Escura. Nesta apresentação, descreveremos as principais etapas de obtenção e tratamento dos dados, com foco no trabalho realizado pelo time brasileiro. Exporemos os métodos utilizados para a geração dos catálogos de objetos e de morfologia, fundamentais para todas as análises científicas em andamento. Explicitaremos as técnicas usadas para medir a magnitude limite do projeto, estabelecer as configurações ótimas para detecções e medidas morfológicas de objetos e para a extração da Point Spread Function (PSF). Adicionalmente, discutiremos os testes de robustez realizados para assegurar a qualidade dos produtos gerados, incluindo comparações com dados do projeto SDSS, obtendo-se excelente acordo. Este procedimento foi completado, e os catálogos de detecção e morfologia foram disponibilizados à colaboração. A partir destes produtos, as primeiras análises científicas já foram realizadas, incluindo medidas dos sinais de lenteamento gravitacional fraco por galáxias e aglomerados de galáxias. Com participação do grupo brasileiro, procedimentos de busca visual e automatizada de arcos gravitacionais já encontraram da ordem de uma dezena de novos candidatos.

CLUSTER FINDING CHALLENGES ON THE DARK ENERGY SURVEY

 

Ricardo Ogando1,2, Christophe Benoist3,2, Luiz Nicolaci da Costa1,2, Marcio A. G. Maia1,2, Angelo Fausti Neto2

1 - Observatório Nacional

2 - LIneA

3 - Observatoire de la Côte d’Azur

The competition between gravity and dark energy is probed by galaxy clusters by both measuring the expansion rate of the universe and the growth rate of its structures through cluster number counts as a function of redshift. However, in order to get to cosmological parameters, we first need to understand how clusters are found and how their masses are measured. The Dark Energy Survey (DES) collaboration uses simulated galaxy catalogs that reproduces DES observations to develop, test, fine-tune and compare cluster finding algorithms, their mass proxies and, finally, get to the cosmological parameters. All this operation is largely simplified by the infrastructure provided by the DES Science Portal, where one can manage data provenance, its analysis and compare processes side-by-side, as well as take advantage of parallelized workflows which were used to process the so called Blind Cosmology Challenge (BCC), which is an octant of the sky containing 500 millions galaxies. We report on the fine tuning of the WAZP cluster finder, its application to BCC and its comparison to GMBCG cluster finder.


OBSERVING COSMOLOGICAL ANISOTROPIES

 

Miguel Quartin

UFRJ

Although thoroughly studied by relativists, non-standard metrics have remained largely ignored by cosmologists until recently. The possibility that the best large scale metric could be something different than the Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker metric must nevertheless be ruled out by observations instead as by purely (subjective) theoretical biases, specially now that cosmology is becoming ever more precise. Two types of anisotropies have been well scrutinized in the literature, to wit shear anisotropy and vorticity. There remains, however, a third kind of anisotropic: curvature anisotropy. This latter kind manifests itself as a direction and orientation dependent spatial curvature (sometimes referred as tri-curvature) and have been largely ignored until recently. In this talk I will discuss models that produce such anisotropic curvature and how this geometrical property, which shows up in metrics such as Bianchi III and Kantowski-Sachs, produce different observational signatures than shear or vorticity. I will also show new results on forecasts for its observation through (i) higher order statistics in the CMB measurements (with Planck, ACTPol and SPTPol); (ii) position-dependent supernova distance estimation (with LSST). In a nutshell, unless the spatial curvature energy acounts for less than 0.1% of the total energy budget, this effect will be seen in these observations. I will also discuss how the CMB quadrupole, baryonic acoustic oscillations and weak-lensing measurements can further constrain such class of models.

EVOLUÇÃO DA DENSIDADE DE LUMINOSIDADE DE Z=0,1 ATÉ Z=5,0

 

Amanda Reis Lopes1, Marcelo Byrro Ribeiro2

1 - OV/UFRJ

2 - IF/UFRJ

Esse trabalho tem como objetivo estudar a evolução da densidade de luminosidade (DL) a partir dos dados da função de luminosidade com uma faixa total de desvio para o vermelho de 0,1£z£5,0, focando na influência da limitação observacional dos levantamentos de dados no cálculo da DL. Em Iribarrem et al. (2012) é apresentada uma abordagem relativística do problema da função de luminosidade, na qual se faz necessário o uso da luminosidade inferior limite do levantamento utilizado para o cálculo de quantidades obtidas a partir desta. O presente trabalho é um extensão dessa abordagem, portanto deve também considerar esse limite. Para tal análise, foram utilizados os parâmetros de Schechter das funções de luminosidade apresentadas em Cool et al. (2012) para o AGN and Galaxy Evolution Survey na faixa de 0,1£z£0,65 para galáxias azuis e vermelhas, e em Gabasch et al. (2004, 2006) para o FORS Deep Field galaxy survey com 0,5£z£5,0 para as bandas azuis e 0,45£z£3,75 para as bandas vermelhas. Para todos os dados, a DL é investigada usando duas luminosidades limites diferentes: 0<L<¥ e Llim<L<¥, onde Llim é a luminosidade limite do levantamento de dados utilizado. Encontra-se para o cálculo com o primeiro limite, uma evolução crescente da DL entre 0,1£z£0,65, e para valores maiores de z mantem-se praticamente constante ou decai levemente, dependendo da banda de observações. Contudo, ao introduzirmos a limitação observacional, encontramos um decréscimo na DL para 0,2£z£5,0.


FRACTAL ANALYSIS OF THE GALAXY DISTRIBUTION IN THE REDSHIFT RANGE 0.45£z£5.0

 

Marcelo Byrro Ribeiro1, Gabriela Conde-Saavedra2

1 - IF/UFRJ

2 - OV/UFRJ

This paper performed a fractal analysis of the galaxy distribution and presented evidence that it can be described as a fractal system within the redshift range of the FORS Deep Field (FDF) galaxy survey. The fractal dimension D was obtained using galaxy number densities derived from the FDF luminosity function (LF) data recently calculated by Iribarrem et al. (2012, A & A, 539, A112) in the spatially homogeneous standard cosmological model with Wm0=0.3, WL0=0.7 and H0=70 km s-1 Mpc-1. Under the supposition that the galaxy distribution forms a fractal system, the ratio between the differential and integral number densities g and g* obtained from the red and blue FDF galaxies provided a direct method to estimate D and implies that g and g* vary as power-laws with the cosmological distances. This provides another method for calculating D. The luminosity distance dL, galaxy area distance dG and redshift distance dz were plotted against their respective number densities to calculate D by linear fitting. It was found that the FDF galaxy distribution is better characterized by two fractal dimensions, implying in a bi-fractal system. Two straight lines were fitted to the data, whose slopes change at z»1.3 or z»1.9 depending on the chosen cosmological distance. The average fractal dimension calculated using g* changes from áDñ=1.4+0.7-0.6 to áDñ=0.5+1.2-0.4 for all galaxies. Besides, D evolves with z, decreasing as the redshift increases, tending to zero and possibly reaching negative values at the tail of the distribution. Small D at high z means that in the past galaxies were clustered and distributed much more sparsely. A negative D means that the galaxy distribution ceases being governed by a power-law and no longer possesses fractal features.


Ensino e Divulgação

AVENTUREIROS DO UNIVERSO: UNIVERSIDADE E ESCOLA TRILHANDO JUNTOS

NOVOS CAMINHOS

 

Daniela Borges Pavani1, Fabiane Borges Pavani2, Márcia Losada2, Josiane de Souza1, Felipe Selau1,

Marco Vargas3, Priscila Chaves Panta1, Paulo Lima Júnior1, Davi Fernandes Peralvo Vergara4,

Alice Trisch König 3, Daniel Flach1, Rafael Acker1, Thiago Augusto Thomas1, Izadora Fontoura5

1 - IF/UFRGS

2 - E.M.E.F. Mário Quintana

3 - IM/UFRGS

4 - Instituto de Biociências/UFRG

5 - FATO

O Projeto Aventureiros do Universo originou-se a partir das atividades do Laboratórios Didático da disciplina de Ensino de Astronomia do curso de licenciatura em Física da UFRGS. No segundo semestre de 2011 foi oferecida aos discentes da disciplina a oportunidade de ministrarem as aulas planejadas na Universidade para uma turma, denominada AP, do primeiro ciclo da E.M.E.F Mário Quintana localizada no bairro Restinga, na periferia da cidade.O Projeto Aventureiros do Universo originou-se a partir das atividades do Laboratórios Didático da disciplina de Ensino de Astronomia do curso de licenciatura em Física da UFRGS. No segundo semestre de 2011 foi oferecida aos discentes da disciplina a oportunidade de ministrarem as aulas planejadas na Universidade para uma turma, denominada AP, do primeiro ciclo da E.M.E.F Mário Quintana localizada no bairro Restinga, na periferia da cidade. Cinco discentes aceitaram o desafio deste projeto e, após visitarem a escola, passaram a interagir com as duas professoras responsáveis pela turma. Dessa interação resultou a necessidade de adaptação das aulas inicialmente planejadas, e definiram-se os tópicos a serem abordados ao longo de dois encontros. Concluiu-se pela necessidade de proporcionar aos alunos o contato com uma nova perspectiva em relação ao seu universo local e possibilidades pessoais, levando-se em conta a faixa etária (9 a 13 anos) e a alfabetização enquanto processo ainda em construção nessa turma. De forma lúdica foram abordados diversos conceitos de astronomia, utilizando-se diferentes recursos didáticos (vídeos, materiais concretos, expressão corporal, aula expositiva, etc). Para os discentes da Universidade a experiência consistiu-se única tanto do ponto de vista pessoal e, principalmente no que tange ao aspecto de formação para a docência. A experiência de interação com a Universidade e o impacto positivo que as atividades causaram na AP levaram a escola a propor a ampliação da parceria em 2012, incorporando o conjunto da escola. Assim surgiu o programa de extensão do Departamento de Astronomia da UFRGS, Aventureiros do Universo: Universidade e Escola trilhando juntos novos caminhos.

A HISTÓRIA DA ASTRONOMIA NOS TRABALHOS APRESENTADOS NAS REUNIÕES

ANUAIS DA SAB

 

Paulo Sergio Bretones

DME/UFSCar

Este trabalho tem como objetivo conhecer as tendências dos trabalhos sobre História da Astronomia apresentados nas reuniões anuais da SAB, entre 1979 e 2011, visando incentivar tais estudos e sua importância como perspectiva em educação. Os resumos foram lidos e classificados quanto ao ano de apresentação, instituição, período e temática de pesquisa histórica. Foram identificados 90 trabalhos nas áreas de história (46) e arqueoastronomia (7); educação (30) com temáticas históricas; etnoastronomia (18) e epistemologia (6). Vários trabalhos trataram de duas ou mais áreas devido à relação entre elas. As instituições de maior produção foram: ON, UFRJ, UERJ, MAST e USP. Quanto ao período histórico, a maioria dedica-se à história da Astronomia no Brasil no período republicano e à transição do período imperial para o republicano. As temáticas destacadas são: biografia, história de instituições, participação em projetos internacionais, restauração de acervo, análise de documentos e produção científica em uma área. Como conclusão, mesmo sendo um pequeno número de trabalhos, há uma relevante quantidade que permite ser identificada e estudada. Tais trabalhos não foram apenas produzidos por membros de uma sociedade científica, mas também por historiadores em eventos que poderiam participar outros ainda. Além das temáticas verificadas, também seriam oportunas análises sob diferentes perspectivas historiográficas e que estudem os caminhos percorridos pela Astronomia no Brasil e no mundo. A proposta da Comissão de Preservação da Memória Astronômica Brasileira é um projeto a ser retomado, divulgado e concluído nas etapas já definidas procurando outros temas, colaboradores e uma nova geração formada na área.

PLANETÁRIO JOHANNES KEPLER: AÇÕES PÓS INAUGURAÇÃO

 

Marcos Rogerio Calil, Fernanda Calipo, Luiz Cláudio Pereira da Silva, Rachel Zuchi Faria, Thiago Wenzler, Flávio Ricardo Morassi, Heitor Guilherme G. S. Ferreira, João Carlos Santana de Matos Pereira,

Mauro Kanashiro

Planetário Johannes Kepler

Inaugurado em 04 de abril de 2012, o Planetário Johannes Kepler está localizado na Sabina Escola Parque do Conhecimento em Santo André/SP, instituição subordinada à Secretaria da Educação. Embora situado em um espaço público, o Planetário é administrado por uma Organização da Sociedade Civil de Interesse Público (OSCIP), que através de concorrência pública e avaliação do Plano Pedagógico Institucional (PPI), elegeu o Instituto de Promoção ao Desenvolvimento da Cidadania (IPRODESC) para gerenciar seu funcionamento. Para que o PPI fosse elaborado e contemplasse as exigências solicitadas no edital, foram analisados trabalhos pedagógicos e logísticos desenvolvidos na Sabina, levantamento de atividades dos planetários nacionais e internacionais, consultas com profissionais de planetários e trabalhos apresentados nas reuniões da Associação Brasileira de Planetários, Sociedade Astronômica Brasileira e International Planetarium Society. O Planetário tem como principais objetivos ensinar, divulgar e realizar pesquisas em ensino e divulgação de Astronomia e Astronáutica. Para tanto, foram estipuladas duas metas a curto prazo: 1- Tendo em vista que os equipamentos ficaram quatro anos armazenados, a equipe técnica, ciente que os dois projetores digitais Sony SRX (fulldome) e o projetor óptico Starmaster (Carl Zeiss) poderiam apresentar instabilidades durante três meses, iniciou as atividades do Planetário com sessões aos finais de semana para o público em geral. Após suas instalações, durante a semana, foram sanados diversos problemas e a meta atingida. No total foram atendidas 12.000 pessoas. 2- Com inauguração prevista para agosto, o espaço pedagógico terá cinco painéis de 460 m2 e diversos experimentos. Pretende-se atender em torno de 6 mil alunos e mais 4 mil visitantes espontâneos.

ASTRONOMIA MATEMÁTICA E CONSIDERAÇÕES COSMOLÓGICAS: SOBRE A NOÇÃO DE HIPÓTESE NO ALMAGESTO DE PTOLOMEU

Anastasia Guidi Itokazu

UFABC

O presente trabalho consiste em uma investigação acerca do significado das hipóteses astronômicas do Almagesto de Ptolomeu. De um modo geral, estes círculos são considerados pela crítica especializada como soluções aproximadas para o problema da determinação dos movimentos celestes, algoritmos que não pretenderiam corresponder aos percursos de fato percorridos pelos astros no céu, mas apenas possibilitar o cálculo de suas posições aparentes. Proponho aqui uma interpretação alternativa. Mais precisamente, procuro mostrar que, de acordo com o texto ptolomaico, os círculos dessa astronomia de posição visam representar os movimentos reais dos corpos celestes, ainda que persistam alguns pontos de conflito com a cosmologia de Aristóteles. Existe uma relação de subordinação ligando a astronomia à cosmologia, e quando os métodos matemáticos da primeira geram múltiplos modelos igualmente compatíveis com as observações, são as considerações relativas à natureza perfeita e incorruptível do éter que servem de orientação na escolha da hipótese a ser adotada.


ASTROBIOLOGIA: ESTUDANDO A VIDA NO UNIVERSO / UMA EXPOSIÇÃO INTERATIVA

 

Fabio Rodrigues1, Douglas Galante2, Rubens Duarte3, Amanda Bendia4, Ana Clara Nadim5, Andreza Caiero5, André Pulschen6, Diana Ribas Rodrigues7, Felipe de Souza Dutra3, Felipe Nóbrega3,

Jonas G. Souza8, Letícia Paola Alabi7, Luciano Lopes Queiroz3, Susan Carla Moreno9

 1 - IQ/USP   /  2 - IAG/USP  /  3 - IO/USP / 4 - UFRJ  /  5 - IB/USP /  6 - UFSCar/Araras

7 - UFABC/CCNH  /  8 - UNESP/Bauru  / 9 - UNICAMP 

Durante o evento de comemoração dos 40 anos do Observatório Abrahão de Moraes do IAG-USP, foi realizado um evento de portas abertas ao público, o qual pôde visitar todo o observatório e conhecer suas atividades de pesquisa e ensino, em astronomia, geofísica, ciências atmosféricas e astrobiologia. Nesse observatório foi instalado recentemente o Laboratório de Astrobiologia, parte integrante do Núcleo de Pesquisa em Astrobiologia, NAP/Astrobio. O laboratório tem o objetivo de estudar a biodiversidade de vida existente na Terra, em especial em ambientes extremos, de maneira a entender como a vida poderia se adaptar a ambientes extraterrestres, que são simulados em câmaras especiais, inclusive no próprio laboratório. De maneira a aproximar o público dessa recente área interdisciplinar de pesquisa, o laboratório, seus coordenadores de área e alunos, organizaram uma exposição interativa que foi parte integrante do evento de portas abertas, e que é aqui apresentada de maneira resumida. A exposição teve o objetivo de mostrar as conexões interdisciplinares essenciais para a astrobiologia, com uma abordagem cronológica linear, partindo da formação do Sistema Solar, a formação dos planetas e da Terra, química prebiótica, origem e evolução da vida, culminando com as técnicas modernas de pesquisa sobre a vida nos ambientes extremos na Terra feitas em nosso laboratório, e sobre exploração espacial. Para cada um desses temas, diferentes abordagens para atingir o público foram utilizadas, de maneira a criar uma imersão na assunto: foram usados vídeos e sons envolventes para a formação do planeta e origem da vida, uma oficina de habitabilidade, com recursos interativos computacionais e maquetes, pôsteres explicativos sobre a evolução da vida, rochas e fósseis reais que puderam ser manipulados pelos visitantes, uma oficina de microscopia para ensinar sobre os organismos vivos invisíveis a olho nu, um robô do tipo rover marciano e, para finalizar, contato direto com os alunos e pesquisadores do laboratório, ensinando um pouco sobre os métodos de pesquisa usados. O resultado da exposição positivo, em entrevistas com o público, que pode compreender as conexões de uma exposição com ênfase biológica em um observatório astronômico, mostrando que a abordagem inter e multidisciplinar pode ser natural e facilmente compreendida.

INSPIRANDO A CARREIRA DE JOVENS ASTRÔNOMOS: VISITA AO ESO E OUTROS OBSERVATÓRIOS

 

Andressa Cristina Silva Ferreira, Jorge Meléndez, Fernando de Sousa Mello, Marcelo Tucci Maia,

Miguel Andres Paez, Viviane Salvador Alves, Patrícia Novais, Nathália Cibirka, Ana Maria Molina

IAG/USP

Indo ao encontro da crescente exigência do meio científico por profissionais mais bem qualificados e preparados, a formação de jovens astrônomos e astrofísicos não pode deixar de buscar aproximar cada vez mais a teoria com a prática, levando-os a entrar em contato com os principais e mais importantes telescópios e instrumentos da atualidade. Partindo desse ponto, apresentamos a experiência didática, o programa e os resultados de um trabalho de campo realizado no Chile, com uma turma de pós-graduação em astrofísica do departamento de Astronomia do IAG/USP, sob a orientação do professor Dr. Jorge Melendez. Além dos 3 dias de observação com o instrumento mais importante atualmente na busca de planetas extrasolares, o intrumento HARPS, mostraremos ainda como foram realizadas também a visita aos observatórios Gemini, SOAR e CTIO. Utilizando o conceito do construtivismo e partindo do princípio de que a aprendizagem é determinada pelas ações mútuas entre o indivíduo e o meio, um contato direto e efetivo com tecnologias como as encontradas nos sítios visitados contribuiu para uma efetiva mudança no paradigma educacional presente na maioria dos programas de pós-graduação, onde alunos raramente entram em contato com a prática, com o que eles de fato trabalharão. Como resultado de nossa missão de campo foram publicados artigos nas revistas internacionais The Messenger e Gemini Focus (ambos em Junho de 2012), e submetemos um artigo para a revista eletrônica LNA em Dia. Iremos apresentar esses resultados e outros tais como o beneficio da missão para a carreira dos alunos.


Estrelas

ACCRETION DYNAMICS IN THE CLASSICAL T TAURI STAR V2129 OPH

 

Silvia Helena Paixão Alencar

ICEx/UFMG

We studied the photometric and spectroscopic variability of the classical T Tauri star V2129 Oph over several rotational cycles in order to test the dynamical predictions of magnetospheric accretion models. We verified that the proposed cool and hot spot configuration obtained by Donati et al. (2011) for V2129 Oph, based on spectropolarimetric data analyzed through the least squares deconvolution method, was consistent with our data. As they proposed, the major hot and cold spots were found to be almost coincident in phase and at high latitudes, and are expected to be located at the chromospheric and photospheric levels, respectively. The inferred cold spots are able to explain the photospheric radial velocities and the photometric variability, while the hot spot reproduces the He I (5876 AA) radial velocity and veiling variations. Using the magnetic field configuration obtained by Donati et al. (2011) for V2129 Oph, which includes dipole and octupole magnetic fields inclined with respect to the rotation axis, we computed 3D MHD magnetospheric simulations of the star-disk system. We used the resultant density, velocity and scaled temperature structures as input to a radiative transfer code to obtain line source functions, from which we calculated theoretical line profiles at all rotational phases. These model profiles, based on a realistic observed magnetic field configuration, were then compared to the observed ones. The theoretical profiles tend to be narrower than the observed ones. However, the qualitative behaviour and the observed rotational modulation of the Halpha and Hbeta emission profiles is overall well reproduced by the computed theoretical line profiles. The spectroscopic and photometric variability observed in V2129 Oph thus support the general predictions of complex magnetospheric accretion models with non-axisymmetric, multipolar fields.

BUSCA POR ESTRELAS COM EMISSÃO EM Ha EM NUVENS DE FORMAÇÃO ESTELAR NO HEMISFÉRIO SUL

 

Ana Cristina Armond, Luciano Fraga

SOAR Observatory

A identificação e caracterização dos componentes jovens de uma região de formação estelar são fundamentais para se tentar responder a perguntas como: O que determina o início da formação de estrelas em uma nuvem? O que determina a distribuição de massas das estrelas formadas? Quais foram as condições dominantes na formação de diferentes regiões? A presença de linhas de emissão no espectro é uma das várias características de estrelas jovens, devido a processos de acresção de matéria ainda ocorrentes. Levantamentos de estrelas com emissão em Ha usando espectroscopia sem fenda foi nos últimos 50 anos a principal maneira de localizar estrelas jovens de baixa massa em regiões de formação estelar. Por isso iniciamos um levantamento sistemático de estrelas com emissão em Ha em regiões de formação estelar próximas (d < 1 Kpc) no hemisfério Sul (observáveis com o Telescópio SOAR). Usando o espectrógrafo Goodman no Telescópio SOAR, em modo sem-fenda, somos capazes de obter espectros para todas as estrelas no campo de imagem (7 minutos de arco de diâmetro). Nosso projeto já conta com 22 horas observadas, num total de 32 campos, entre glóbulos de Bok e pequenas nuvens escuras. Até agora foram encontradas 94 estrelas com emissão em Halpha, das quais apenas 30% eram previamente conhecidas. Nosso método chega a detectar o contínuo de estrelas com magnitude R = 22. Nosso objetivo é classificar essas estrelas com ajuda de magnitudes obtidas em catálogos públicos e observações próprias, para entender o processo de formação estelar em cada nuvem.


UMA NOVA CLASSE DE GÊMEAS SOLARES: ESTRELAS KEPLER CANDIDATAS HOSPEDEIRAS DE EXOPLANETAS COM ROTAÇÃO SOLAR

 

J. P. Bravo, M. L. Das Chagas, D. B. de Freitas, I. C. Leão, B. L. Canto Martins, J. R. De Medeiros

UFRN

O estudo de estrelas análogas e gêmeas solares é fundamental para entender melhor as propriedades do Sol em relação a outras estrelas, bem como a habitabilidade em outros sistemas planetários. Entende-se como análogas e gêmeas solares aquelas estrelas fotometricamente similares ao Sol com temperatura efetiva, gravidade e metalicidade próximos aos valores solares. A ausência de medidas do período de rotação para as gêmeas e análogas solares, descobertas até o presente, tem impedido um estudo completo sobre como a rotação destas estrelas é similar ou diferente em relação à do Sol. Felizmente, usando os dados das missões Kepler e CoRoT podemos agora estudar melhor esse tipo de estrelas considerando também o seu período de rotação. Neste trabalho, nos concentramos nas 2321 estrelas candidatas hospedeiras de exoplanetas disponíveis no catálogo de Kepler (KIC). Entre essas, selecionamos aquelas estrelas apresentando uma analogia aparente com o Sol, ou seja, cuja temperatura efetiva Teff, a gravidade log(g), massa M e metalicidade [Fe/H] são semelhantes aos valores do Sol. Após um tratamento adequado das curvas de luz dessas estrelas, calculamos o período de rotação através de técnicas baseadas na Transformada de Fourier. A partir dos períodos obtidos, definimos então uma nova classe de estrelas, ou seja, gêmeas solares que apresentem o período de rotação similar aos valores do período de rotação do Sol, isto é, dentro do intervalo de 23 - 27 dias. Esses períodos também são observados através do mapa wavelet de cada uma dessas curvas, quando comparados com a curva de luz do Sol obtida pelo VIRGO/SoHO. Nosso trabalho é complementado com o estudo dos espectros fractais dessas estrelas, comparados com o espectro do Sol.

A NONEXTENSIVE APPROACH FOR THE STELLAR ROTATIONAL EVOLUTION

 

Daniel Brito de Freitas, José Renan de Medeiros

UFRN

A pioneering study by Schatzman showed that angular momentum loss from single stars is due to a well-known mechanism called magnetic braking. Several authors have subsequently studied the association between stellar rotation and magnetic activity. The behavior of these parameters as a function of stellar age suggests that rotational velocity decreases with time, t, as ta. The value of the a–parameter has a strong role in the evolutionary behaviour of rotation because it indicates how strong the spindown is once stars evolve. This investigation presents a new approach to the study of stellar rotational braking in F and G type stars, connecting angular momentum loss by magnetic stellar wind with Tsallis’ nonextensive statistical mechanics. In this context, we revisit parametric models for angular momentum loss by magnetic stellar wind, with an emphasis on a modified Kawaler model, connecting to a Zipf-like power law. From this connection, we describe our nonextensive approach where the exponent a can be described as a function of entropic index q. In order to test our nonextensive approach for stellar rotational magnetic breaking, we used rotational velocity measurements and ages from the Geneva-Copenhague survey for F- and G-type single stars, with v sini values obtained from CORAVEL and CfA observations, ages limited to 10 Gyr and masses of 0.90M¤£M£2.0M¤. These age and mass limits were chosen to avoid the presence of stars exhibiting the most significant uncertainties for these parameters, namely the oldest and lowest mass stars, as well as the highest mass stars. Based on these criteria, we obtained a final working sample of 5780 single stars consisting of 3790 F- and 1990 G-type stars. In summary, our study presents a new statistical approach for stellar rotational braking. The present analysis shows that the rotation-age relationship can be well reproduced using a nonextensive approach from the statistical mechanics, namely the Tsallis nonextensive models. According to Rutten and Pylyser (1988), a theoretical model for magnetic braking should consider several parameters, (e.g. magnetic field geometry, mass loss rate and coronal temperature), which are not represented in the different laws describing to date the rotation–age relations. The nonextensive analysis proposed here considers some of these parameters, and offers the possibility to study the stellar rotational braking behaviour for different classes of stars, on the basis of the same approach. Finally, our nonextensive model shows that for the F-type stars the average rotation decays as the inverse of the time t while the decaying for G-type stars is given by inverse of t0.85. In addition the G-type stars are under the effect of magnetic torque for a longer time.

LINEAR POLARIMETRY OF SIGMA ORI E

 

Alex Cavalieri Carciofi1, Daniel Moser Faes1, Richard Townsend2

1 - IAG/USP

2 - University of Wisconsin

Some massive stars possess strong magnetic fields that confine plasma in the circumstellar environment. These magnetospheres have been studied spectroscopically, photometrically and, more recently, interferometrically. Here we report on the first firm detection of a magnetosphere in continuum linear polarization, as a result of a monitoring of s Ori E done at the Pico dos Dias Observatory. A rotational modulation of the polarization was observed, with a period of half of the rotation period, which supports the theoretical prediction on the presence of two diametrally opposed, co-rotating blobs of gas. A phase lag of -0.08 was detected between the polarization minimum and the primary minimum of the light curve, suggestive of a complex shape of the plasma clouds. We present a preliminary analysis of the data with the Rigidly Rotating Magnetosphere model, which could not reproduce correctly the shape and the level of the polarization curve. A simple toy model consisting on two spherical co-rotating blobs proved more successful in explaining the polarization modulation. This result suggests that imaging polarimetry can provide a diagnostic of the geometry of clouds, which will serve as useful constraints for the Rigidly Rotating Magnetosphere model.

A RELAÇÃO ENTRE ATIVIDADE CROMOSFÉRICA E IDADE EM ESTRELAS DE TIPO SOLAR:  O TRIPLETO INFRAVERMELHO DO CA II

Diego Lorenzo de Oliveira1, Gustavo Frederico Porto de Mello1, Letícia Dutra Ferreira1,2, Ignasi Ribas3

1 - OV/UFRJ

2 - European Southern Observatory

3 - Institut de Ciènces de l´Espai - IEEC - CSIC

Linhas espectrais intensas são úteis indicadores espectroscópicos da atividade cromosférica estelar vinculada fisicamente à eficiência da convecção turbulenta, à rotação diferencial e evolução temporal do momento angular. O tripleto infravermelho do Ca II (ll8498, 8542 e 8662), no contexto da evolução da atividade magnética, foi muito pouco estudado em comparação com outros indicadores cromosféricos, motivando-nos a investigar seu comportamento especialmente no concernente a sua relação com a idade estelar. A partir de uma calibração de fluxo ancorada em modernos modelos de atmosferas, obtivemos os fluxos cromosféricos de 150 estrelas de tipo solar nas linhas do tripleto do Ca II abrangendo um extenso domínio de níveis de atividade cromosférica. Investigamos as relações entre as linhas do Ca II e Ha e mostramos que existe uma correlação dependente do nível de atividade cromosférica. Concluímos que é possível recuperar a evolução temporal dos fluxos cromosféricos das linhas do tripleto até aproximadamente 9 bilhões de anos de idade, caso as influências de variáveis constitutivas como massa e metalicidade sejam devidamente equacionadas. Utilizamos uma nova calibração envolvendo correções simultâneas de metalicidade e massa e mostramos que as idades cromosféricas derivadas tanto pelo tripleto quanto pelas linhas H & K apresentam bom acordo com as idades isocronais até 10 bilhões de anos, assim como as idades astrossismológicas. Mostramos que, para as linhas do Ca II, as calibrações que contabilizem apenas fluxo e idade introduzem um forte viés de metalicidade nas idades cromosféricas, e portanto devem ser aplicadas somente às estrelas de composição química semelhante à do Sol.

A SYSTEMATIC ANALYSIS OF THE WFCAM CALIBRATION DATA ARCHIVE FOR THE VVV TEMPLATES PROJECT

 

Carlos Eduardo Ferreira Lopes1,2, Rodolfo Angeloni2, Márcio Catelan2, Istvan Dékány2,

José Renan De Medeiros1

1 - UFRN

2 - PUC - Chile

In the framework of the VVV Templates Project, an international project aimed at developing and testing the algorithms for the automated classification of the ~106 light curves produced by the Vista Variables in the Vía Láctea (VVV) ESO Public Survey, we have started a systematic investigation of the infrared data currently available to the astronomical community, focusing on a few unexplored (yet public) near-infrared (IR) archives, that represent an extremely valuable, but too often forgotten, data resource. In the present contribution, I will describe our ongoing effort towards the building of the first database of near-IR light curves. In particular, I will focus on our preliminary results from the systematic analysis of the Standard Star Calibration Archives of the Wide Field CAMera (WFCAM) at the UK Infrared Telescope (UKIRT), a still virgin treasure of information on stellar variability in the near-IR .

A DISTRIBUIÇÃO DE METALICIDADE NA ASSOCIAÇÃO OB SCO-CEN

 

Luiz Paulo Carneiro Gama, Simone Daflon dos Santos

Observatório Nacional

A associação Scorpius-Centaurus (Sco-Cen) é a associação OB mais próxima do Sol e está dividida em três sub-grupos estelares: Upper Scorpius (US), Upper Centaurus Lupus (UCL) e Lower Centaurus Crux (LCC). US é o grupo mais jovem, e é possível que a formação desse grupo tenha sido desencadeada por explosões de supernovas nos grupos mais velhos. Um dos possíveis efeitos deste processo é o aumento de metalicidade no grupo mais jovem, associado ao enriquecimento do meio interestelar em elementos a provocado por tais explosões. Neste trabalho, testamos essa hipótese de enriquecimento, usando a abundância de oxigênio, como indicador de metalicidade. Para isso utilizamos espectros echelle de alta resolução obtidos com o espectrógrafo FEROS acoplado ao telescópio de 1.52m do ESO, em La Silla. A amostra observada conta com 57 estrelas pertencentes aos três subgrupos. Nas primeiras etapas para realizar o estudo da distribuição de metalicidade, obtivemos primeiramente os parâmetros atmosféricos Tef e logg, a partir do parâmetro fotométrico Q, e as asas da linha Hg, respectivamente. Determinamos também a distribuição de velocidade rotacional projetada na linha de visada (Vsini) utilizando a largura meia altura de três linhas espectrais de He I (l 4026, 4388, 4471 Å). Por fim obtivemos abundâncias de oxigênio. As abundâncias de oxigênio obtidas espectroscopicamente são comparadas com a metalicidade obtida a partir do índice Strömgren m1. A distribuição de abundâncias obtida não apresenta convolução clara entre abundâncias e posição relativa na associação.

EVOLUTIONARY TRAJECTORIES OF ULTRA-COMPACT “BLACK WIDOW” PULSARS

 

Jorge Ernesto Horvath1, Omar Benvenuto2, Alejandra De Vito2

1 - IAG/USP

2 - UNLP, La Plata, Argentina

The existence of millisecond pulsars with planet-mass companions (1) in close orbits is challenging from the stellar evolution point of view. We calculate in detail the evolution of binary systems self-consistently, including mass transfer, evaporation and irradiation of the donor by feedback X-rays, demonstrating the existence of a new evolutionary path leading to short periods ( 2h) and compact (helium) compositions of the donors as required by the observations of PSR J1719-1438, in which the companion mass is near the mass of Jupiter. We also point out the alternative of an exotic nature of the companion planet-mass star.

O PERÍODO ORBITAL DE QU CARINAE

 

Helder J. F. Lima1, Alexandre S. Oliveira1, Bernardo Borges2, Deonísio Cieslinki3, João E. Steiner4,

Roberto Saito5, Sandro A. Gonçalves1

1 - UNIVAP

2 - UFSC

3 - INPE

4 - IAG/USP

5 - LNA/MCT

QU Car é uma variável cataclísmica incomum e bastante brilhante. Apesar de ter sido reportada como variável irregular ainda em 1968, foi relativamente pouco estudada desde então, inclusive no óptico. As poucas observações fotométricas publicadas mostram uma curva de luz não-eclipsante, com flickering bastante intenso com amplitude de ~ 0,2 mag (Schild 1969). Gilliland e Philips (1982) determinaram um período orbital de 10,9 h a partir de dados espectroscópicos com resolução temporal. Em uma análise mais recente, Kafka et al. (2008) relatam a não confirmação do período orbital de 10,9 h determinado em 1982, possivelmente devido a variações rápidas nos perfis das linhas, causadas pelo vento. Além deste resultado, detectaram linhas nebulares, como [O III] 5007 Å, consistentes com um forte vento e perda de matéria, e relataram estados altos e baixos na curva de luz. Estes autores propõe que QU Car seja uma estrela da classe V Sagittae e, portanto, uma forte candidata a progenitora de SN Ia. Para o presente trabalho foram obtidas, no OPD/LNA, três noites de espectroscopia com o espectrógrafo Coudé e também monitorias fotométricas. Realizou-se uma análise das curvas de velocidades radiais obtidas a partir da linha de He II 4686 Å para investigar a existência de período orbital, utilizando as técnicas PDM e Lomb-Scargle. A análise das velocidades radiais indicou claramente a presença de um período de ~ 10,8 h, o que traz de volta a principal periodicidade de Gilliland e Philips (1982), a qual associamos à modulação orbital do sistema.

IMPROVEMENT AND ANALYSIS OF THE MILES SPECTRAL LIBRARY FOR STELLAR POPULATION MODELLING: CURRENT STATUS

 

André Milone1, Anne Sansom2, Alexandre Vazdekis3, Patricia Sanchez-Blazquez4, Carlos Allende Prieto3, Jesus Falcon Barroso3

1 - Divisão de Astrofísica, INPE/MCTI

2 - University of Central Lancashire (UK)

3 - Instituto de Astrofisica de Canarias (Spain)

4 - Universidad Autonoma de Madrid (Spain)

Integrated spectral properties of unresolved stellar systems provide important clues about their star formation histories. These observable data can be reproduced through a weighted sum of single-age and single-metallicity stellar population (SSP) models. The main limitation of current semi-empirical SSP models is the use of spectra from individual nearby stars, in which the chemical evolution effects of the Milky Way Galaxy (SBc type) are actually imprinted and whose elemental abundances are not completely known or adequately considered in the modelling of SSP spectral energy distribution. These models typically take the iron abundance as a metallicity tracer, but spectra of stars and galaxies may change considerably if the abundance ratios between iron and other metals depart from the scaled-solar mixture. With the goal of assembling a new generation of more realistic SSP models with variable a-enhancement, we obtained magnesium abundances as a proxy of the a-elements with a precision of ~0.1 dex for nearly 80% of the stars of the widely employed MILES empirical library (Mid-resolution Isaac Newton Telescope Library of Empirical Spectra). While Mg is produced via C burning in massive stars and ejected into the interstellar medium mainly through Type II supernovae (SNe), Fe is mainly synthesized in Type Ia SNe. Thus, the higher the Mg/Fe abundance ratio, the shorter the time scale of star formation. In a parallel way, to expand MILES by about 20% and also to improve the sample distribution over its 4-D homogeneous parameter space (Teff, log g, [Fe/H], [Mg/Fe]), spectroscopic observations of carefully selected stars with known photospheric parameters and Mg abundances have recently been carried out by adopting the same instrumental setup employed on the library construction. We have already started incorporating the new spectrum set into the library taking into account the transformation of the stars’ parameters to the MILES homogeneous system. We are also comparing the predictions of different sets of theoretical stellar spectrum models for important absorption line strength indices of the Lick System against the well-characterized empirical stellar data extracted from MILES. Preliminary results of these comparisons show the relative behaviour of iron sensitive line indices are generally well predicted by the synthetic star models, while other indices tend to show either some systematic offset from or large scatter about the predicted mean relations. These results emphasize that the theoretical response functions of line strength indices have to be applied in a careful and restrictive way on an index-by-index basis in the case of modelling of SSP integrated line indices.

POLARIMETRY OF THE BINARY PDS144

 

Antonio Pereyra1, Claudia Rodrigues2, Antonio Mario Magalhaes3

1 - Instituto de Astrofisica de Canarias (Spain)

2 - INPE

3 - IAG/USP

Our goal is to study the circumstellar environment associated with each component of the wide intermediate-mass pre-main sequence binary system PDS 144 using broadband polarimetry. We present near-infrared (NIR) linear polarimetric observations of PDS 144 gathered with the IAGPOL imaging polarimeter along with the CamIV infrared camera at the Observatório do Pico dos Dias (OPD). In addition, we re-analyzed OPD archive optical polarization to separate the binary and estimate the interstellar polarization using foreground stars. After discounting the interstellar component, we found that both stars of the binary system are intrinsically polarized. The polarization vectors at optical and NIR bands of both components are aligned with the local magnetic field and the jet axis. These findings indicate an interplay between the interstellar magnetic field and the formation of the binary system. We also found that the PDS 144N is less polarized than its southern companion in the optical. However, in the NIR PDS 144N is more polarized. Our polarization data can only be explained by high inclinations (i > 80deg) for the disks of both members. In particular, comparisons of our NIR data with young stellar objects disk models suggest predominantly small grains in the circumstellar environment of PDS 144N. In spite of the different grain types in each component, the infrared spectral indexes indicate a coeval system. We also found evidence of coplanarity between the disks.

ESTUDO ESPECTROSCÓPICO EM ALTA RESOLUÇAO DAS ESTRELAS GIGANTES VERMELHAS DO AGLOMERADO NGC 3680

 

Vladimir Jearim Peña Suarez, Claudio Bastos Pereira

Observatório Nacional

O objetivo deste trabalho foi o estudo de algumas abundâncias químicas nas estrelas gigantes vermelhas do aglomerado aberto NGC 3680. O cálculo da metalicidade [Fe/H] das estrelas gigantes permite estimar parâmetros úteis para fazer análises do estágio evolutivo da estrela em particular, e estimativas da idade do aglomerado, assim como analisá-lo dentro do contexto evolutivo do disco da galáxia. Através do conjunto de modelos atmosféricos de Kurucz (Kurucz, 1993) e das larguras equivalentes se obtiveram valores de parâmetros atmosféricos das estrelas fazendo balances de ionização entre Fe I e FeII e de abundância de FeI com potencial de excitação no programa MOOG (Sneden, 1973). Conhecendo a metalicidade do aglomerado foi feita a análise espectral das linhas correspondentes a Na, Mg, Al, Ca, Ti, Cr, Ni, Zn, e dos elementos de processo-s Y, Zr, La, Ce e Nd. Se estimou a idade do aglomerado utilizando as isócronas de Bertelli et al. (1994). As estrelas do aglomerado apresentam uma metalicidade média [Fe/H] -0,05, que se acha dentro da incerteza aceita na literatura. Possuem sobre-abundância de Neodímio ([Nd/Fe] 0,54) e uma abundância de Lantânio próxima a 0,22. Nos restantes elementos de processo-s o aglomerado mostra valores baixos. Estes resultados coincidem com os achados em estrelas AGB. A idade do aglomerado foi estimada em 1,9 Gyr, valor que também concorda com resultados já citados. O efeito do overshooting nestas estrelas não representa uma grande mudança respeito às isócronas padrão. Os valores de abundância mencionados sugerem a necessidade de incluir outros efeitos no enriquecimento do meio interestelar do aglomerado, além dos processos-s.

A NEW TECHNIQUE TO MEASURE DY/DZ

 

Aldo A. R. Valcarce1, José R. de Medeiros1, Márcio Catelan2

1 - Universidade Federal do Rio Grande do Norte

2 - PUC-Chile

Usually, the value of the helium-to-metal enrichment ratio, DY/DZ, is used to determine the helium abundance at a given metallicity, according to the linear relation Y=Y¤+(DY/DZ)´(Z-Z¤), and assuming DY/DZ constant. The zero point of this relation is provided by the Big Bang helium abundance, whereas the relation is clearly strongly tied to the Sun’s helium abundance as well. However, there is no fundamental reason why every star with solar metallicity should have a helium abundance identical to the Sun’s, and indeed different DY/DZ relations may be expected in different populations which have undergone different chemical enrichment histories. As well known, DY/DZ is commonly measured based on nebular abundances. In this contribution, we present a new method to determine the stellar properties of nearby stars, including the helium abundance, which offers a new alternative to measure the DY/DZ value for different populations, and to test for the presence of DY/DZ variations.


Extragaláctica

CONSTRUÇÃO DE UM BANCO DE DADOS DE PROPRIEDADES FÍSICAS DE GALÁXIAS OBSERVADAS NO ULTRAVIOLETA

 

André Luiz Amorim1, Roberto Cid Fernandes1, Abilio Mateus1, Eduardo A. D. Lacerda1, William Schoenell2

1 - UFSC

2 - IAA/CSIC, Spain

Megalevantamentos de dados astronômicos estão gerando um volume imenso de dados, e com isso surge a necessidade de desenvolver formas de armazenamento e técnicas de mineração de dados. Neste trabalho explora-se o uso de bancos de dados relacionais (RDBMS) para facilitar o acesso e o gerenciamento dos dados gerados por um levantamento de dados de grande porte. Em particular, descreve-se a importação para um banco de dados do catálogo de propriedades físicas de galáxias obtido através do código starlight. O starlight é um código de síntese espectral, que tem como entrada uma base de populações estelares simples e espectros de quase 1 000 000 de galáxias do Sloan Digital Sky Survey (SDSS), e gera como saída informações relacionadas ao histórico de formação estelar das galáxias. Baseada inteiramente no espectro óptico, esta análise serve de guia para interpretar dados em outras faixas espectrais para galáxias de diferentes tipos (como as que estão formando estrelas, as galáxias ativas de diferentes classes, as passivas e as aposentadas). O atual data release do Galaxy Evolution Explorer (GALEX GR6) inclui a identificação cruzada de seus objetos com os objetos do SDSS. Isso permite correlacionar as informações resultantes do starlight com dados de fotometria no ultravioleta. Uma amostra de galáxias limitada em redshift é analisada com base no diagrama de classificação [N ii]/Ha (WHAN), avaliando as suas propriedades físicas em relação às cores em ultravioleta.

GALAXY STRUCTURAL PARAMETERS: A COMPARISON OF THE PSFEx/SExtractor AND GalClean/Galfit CODES ON CS82 AND COSMOS IMAGES

 

Aldée Charbonnnier1,2, Martin Makler1,3, Bruno Moraes1,2, Carlos Brandt1,2, Roberto Pereira1,

Marina Elidaiana1, Cristina Furlanetto2, Basílio Santiago4,2, LineA Team2

1 - CBPF

2 - LineA

3 - LIneA

4 - UFRGS

The last two decades have seen the achievement of various large imaging surveys, providing unprecedented datasets for the statistical studies of galaxy properties. The evolution of galaxy structure with cosmic time might be addressed by analysing their morphology and luminosity as a function of redshift. The surface brightness profiles of galaxies are commonly fitted by parametrized functions, such as the so-called de Vaucouleurs, Exponential, or Sérsic profiles, sometimes using combinations of these profiles and elliptical versions of them. A new survey of the so-called "SDSS Stripe-82 region" has been recently completed. It covers an area of about 170 square degrees (- 42.5 deg < RA < 45 deg, - 1 deg < dec < 1 deg in equatorial coordinates). The MegaCam instrument settled on the Canada France Hawai Telescope (CFHT) has been used. The data have been fully reduced, and final object catalogs have been produced by our team. To produce the morphological catalogs of galaxies of the CFHT/MegaCam Stripe-82 (CS82) survey, we employ two public fitting codes: SExtractor and GalClean. Whereas the first one is widely used for its ability of source detection and extraction, and has only been recently developped for model-fitting - especially in the context of the Dark Energy Survey (DES), the second one is based on the recursive application of GALFIT, a model-fitting code that has been extensively tested on simulated and real data. In this work we intend to compare the output of both codes on CS82 data. As they were designed with different priorities and architecture, the model-fitting output parameters present some deviation. We also compare the ouput of these two codes on Hubble Space Telescope (HST) images taken on the COSMOS field, for which morphological catalogs were already produced. Finally, in the process of morphological parameters extraction, the point spread function (PSF) of the images has to be convolved to the model. To evaluate the performance of the code in charge of exctracting the PSF (PSFEx), we use once again the HST/COSMOS field data, which has a much smaller PSF and for which the PSF is provided by previous work. A first version of the morphological catalog of the CS82 has been produced and delivered to the collaboration. It provides structural parameters derived from a combined Exponential and de Vaucouleurs fit with independant elliptical isophotes.

O AGLOMERADO EM FUSÃO ABELL 1758

 

Rogério Monteiro de Oliveira, Eduardo Serra Cypriano

IAG/USP

No contexto do cenário hierárquico de formação de estruturas os aglomerados de galáxias são as maiores estruturas mantidas sob equilíbrio gravitacional do Universo, sendo formados em baixo redshift (z~1) a partir da colisão e posterior fusão de estruturas menos massivas. Neste trabalho, estudamos o aglomerado Abell 1758 (z=0.28), que apresenta fortes evidências de ter sofrido um recente processo de colisão entre suas subestruturas. A reconstrução da massa do aglomerado feita por nós e outros autores via técnica de lentes gravitacionais fracas comparada com a distribuição do gás intra-aglomerado, cuja distribuição é amostrada pelo mapa de emissão em raios X, mostrou que há coincidência espacial entre os picos de distribuição de matéria escura, das galáxias e do meio intra-aglomerado em uma de suas subestruturas (A1758NW), indicando a possibilidade de que a colisão não tenha se dado exatamente no plano do céu. Com o intuito de verificar e quantificar este desvio em relação ao plano do céu, analisamos dados espectroscópicos obtidos no GMOS/N de ~ 150 galáxias membro de A1758 para a determinação de seus redshifts e reconstrução do campo velocidades.

A FORMAÇÃO DE GALÁXIAS STARBURST: HISTÓRICO DOS ÚLTIMOS

10 BILHÕES DE ANOS

 

Thiago Signorini Gonçalves1, Antara Basu-Zych2, Roderik Overzier3, Chris Martin4, Andrew Baker5, Sanchayeeta Borthakur6, Paulo A. A. Lopes7

1 - OV/UFRJ

2 - NASA/GSFC

3 - UT Austin

4 - Caltech

5 - Rutgers

6 - Johns Hopkins

7 - OV/UFRJ

O estudo de galáxias em alto redshift é notoriamente difícil, devido às grandes distâncias envolvidas. No entanto, a compreensão de como estas galáxias se formaram é fundamental para o entendimento da evolução do universo, já que a maior parte das estrelas observadas hoje foi criada nestas galáxias distantes. Neste trabalho, apresentamos resultados recentes acerca de uma amostra de galáxias ultraluminosas no ultravioleta em baixo redshift (z~0.2). Estes objetos são semelhantes às galáxias Lyman Break no universo distante (2£z£3), e desta maneira podem contribuir para o entendimento dos processos físicos envolvidos na formação estelar em condições tão peculiares. Em particular, descrevemos três projetos observacionais: o primeiro utiliza o sistema de óptica adaptativa e o espectrógrafo de campo integral OSIRIS no telescópio Keck, para analisar a cinemática do gás ionizado em LBAs. Nossos resultados mostram que não podemos distinguir entre a formação secular de discos e um starburst originado de uma colisão entre galáxias simplesmente através destas observações, em particular em alto redshift. Nosso segundo projeto descreve um levantamento buscando medidas do gás molecular em LBAs com o interferômetro CARMA. Concluímos que LBAs seguem a mesma relação entre densidade superficial do gás e densidade superficial da taxa de formação estelar (lei Schmidt-Kennicutt) que aquela encontrada para galáxias espirais locais, mas com densidades muito mais elevadas. Finalmente, discutimos as perspectivas futuras de trabalho com esta amostra, através do mapeamento da massa estelar em escalas de 100 pc com técnicas de óptica adaptativa no infravermelho; e através da medição precisa de massas de gás molecular e sua distribuição com respeito às regiões de formação estelar, utilizando o novo interferômetro ALMA.


THE IONIZED GAS IN THE CALIFA EARLY-TYPE GALAXIES. MAPPING TWO REPRESENTATIVE CASES: NGC6762 AND NGC5966

 

Carolina Kehrig1, Ana Monreal-Ibero1, Polichronys Papaderos2, Jose Vilchez1, Jean Michael Gomes2,

Josefa Masegosa1, Sebastian Sanchez3,1, M.D. Lehnert4, R. Cid Fernandes5,1, J. Bland-Hawthorn6,

D.J. Bomans7, I. Marquez1, D. Mast1,3, J.A.L. Aguerri8, A.R. Lopez-Sanchez9, R.A. Marino10, A. Pasquali11,

I. Perez12, M.M. Roth13, P. Sanchez-Blazquez14, B. Ziegler15

1 - IAA

2 - CAUP

3 - CAHA

4 - GEPI,Observatoire de Paris

5 - UFSC

6 - Sydney Institute for Astronomy

7 - Astronomical Institute of the Ruhr-University Bochum

8 - IAC

9 - Australian Astronomical Observatory

10 - UCM

11 - Astronomisches Rechen Institut

12 - UGR

13 - AIP

14 - UAM

15 - University of Vienna

The frequency of early-type galaxies with a detectable warm ionized component in their interstellar medium (ISM) is significant. However the ionizing sources that excite line emission in these objects is still an open question. As part of the ongoing Calar Alto Legacy Integral Field Area survey, we conducted a bidimensional analysis of the ionized gas in two early-type galaxies, NGC 6762 and NGC 5966, aiming to shed light on the nature of their warm ionized ISM. We present optical integral field spectroscopy obtained with the PMAS integral field spectrophotometer. To recover the nebular lines, we subtracted the underlying stellar continuum from the observed spectra using the STARLIGHT code. In NGC 6762, the ionized gas and stellar emission display similar morphologies, while the emission line morphology is elongated in NGC 5966, and is oriented roughly orthogonal to the major axis of the stellar continuum ellipsoid. Whereas gas and stars are kinematically aligned in NGC 6762, the gas is kinematically decoupled from the stars in NGC 5966. A decoupled rotating disk or an ionization cone are two possible interpretations of the elongated ionized gas structure in NGC5966. The latter would be the first ionization cone of such a dimension detected within a weak emission-line galaxy. Based on optical diagnostic ratios, both objects contain a LINER (low-ionization nuclear emission-line region) nucleus and an extended LINER-like gas emission The gas emission in NGC 6762 can be best explained by photoionization by post-AGB stars without the need of invoking any other excitation mechanism. In the case of NGC 5966, the presence of a nuclear ionizing source seems to be required to shape the elongated gas emission feature in the ionization cone scenario, although ionization by post-AGB stars cannot be ruled out.

INTEGRAL FIELD SPECTROSCOPY OF HII GALAXIES WITH WOLF-RAYET SIGNATURES

 

Carolina Kehrig1, Enrique Perez-Montero1, et al.2

1 - IAA

2 - IAA/IAP/CNRS/Leiden Observatory/UM/CIEMAT

The HII galaxies are gas-rich, dwarf systems with low metal content that have experienced intense recent or ongoing violent star formation. The subset of star-forming galaxies whose spectra show broad emission features (e.g blue bump around 4600-4750 Å) due to Wolf-Rayet (WR) stars are known as WR galaxies. Our main goal is to use integral field spectroscopy to simultaneously locate and characterize the WR population, and analyse the spatial distribution of the properties of the surrounding ionized gas (excitation, electron density and temperature, and chemical abundances) in a sample of metal-poor WR galaxies [12+log(O/H) < 8.1], i.e. HII galaxies with WR signatures. We will present and discuss maps of emission-lines, diagnostic emission-line ratios and physical-chemical properties of the warm interstellar medium. Open questions as such the origin of the nebular HeII4686 line and the excess in N/O ratio observed in a sub-sample of HII galaxies will be examined.


PARTICLE ACCELERATION BY MAGNETIC RECONNECTION AND THE HIGH ENERGY SPECTRUM OF AGNs

 

Behrouz Khiali1, Elisabete Maria de Gouveia Dal Pino1, Helene Sol2, Grzegorz Kowal1,

Maria Victoria Dell Valle1,3

1 - IAG/USP

2 - Observatoire de Meudon, France

3 - IAR, CONICET, Argentina

Very energetic particles are ubiquitous in astrophysical environments and the origin of Ultra High Energy Cosmic Rays (UHECR) is still an open question. Likewise, very high energy observations of AGNs and GRBs with the Fermi and Swift satellites and ground based gamma ray experiments (HESS, VERITAS and MAGIC) are challenging current theories of particle acceleration, mostly based on the acceleration in shocks, which try to explain how particles are accelerated to energies above TeV in regions relatively small compared to the fiducial scale of their sources. Recent MHD studies have revealed that particle acceleration in magnetic reconnection sites can be rather efficient since a 1st order Fermi process occurs there. In this talk, we discuss this acceleration mechanism in the framework of AGNs, considering that magnetic reconnection events can be very frequent in the inner regions of the corona of the accretion disks, or in the jets. We compute the corresponding acceleration rate and the relevant loss rates in order to reproduce the observed high energy spectrum of different classes of AGNs. We consider both leptonic and hadronic models and compare the efficiency of such acceleration processes with alternative acceleration mechanisms.

TEMPERATURE MAPS OF X-RAY EMITTING GAS IN SIMULATED GALAXY CLUSTER MERGERS: THE BULLET-SHAPED MORPHOLOGY OF ABELL 3376

 

Rubens E. G. Machado, Gastão B. Lima Neto

IAG/USP

Galaxy clusters are assembled by hierarchical merging of less massive objects. The intracluster gas often shows signs of having been disturbed by mergers with subclusters, as indicated by X-ray observations. We attempt to reproduce the gas morphology of Abell 3376, a nearby (z=0.046) massive galaxy cluster whose bullet-shaped X-ray emission suggests that it is undergoing a major merger. Using the SPH code Gadget-2, we carry out several N-body adiabatic hydrodynamical simulations, in which two spherical clusters are represented by their dark matter and their hot intracluster gas. These high resolution simulations allow us to create temperature maps and surface brightness maps which are directly comparable to those derived from X-ray observations (XMM-Newton). Such comparisons set further constraints on the dynamical history of this system. Our best numerical models preliminarily indicate a merger of two clusters having a mass ratio of about 1:3. Our results also favor models with small inclination (the angle between the collision axis and the plane of the sky being less than 10 degrees). We estimate that Abell 3376 is observed approximately 0.2 Gyr after the first passage of the subcluster through the main cluster’s core.

GRAVITATIONAL ARCS IN THE CS82 AND SOGRAS SURVEYS

 

Martin Makler1,2, Cristina Furlanetto3,2, Anupreeta More4, Gabriel Caminha1,2, Clécio De Bom1,2,

Basílio Santiago3,2, Carlos Brandt5,2, Bruno Moraes1,2, Eduardo Cypriano6,2, Maria Elidaiana Pereira1,2,

Alexie Leauthaud7, Jean-Paul Kneib8, Ludovic Waerbeke9, Thomas Erben10, Hendrick Hildebrandt10,9,

and the LIneA and CS82 teams2

1 - CBPF

2 - LIneA

3 - UFRGS

4 - KICP, University of Chicago

5 - LNCC/MCTI

6 - IAG/USP

7 - Kavli IPMU

8 - OAMP, Marseille

9 - University of British Columbia

10 - AIA

Gravitational arcs provide powerful probes of the mass distribution in galaxies and galaxy clusters and may allow us to constrain cosmological models. However, precision studies with arcs are still limited by statistics, i.e. the small number of lensing systems know to date, and systematics, such as the availability of efficient and well-characterized arc finders and the robustness of arc inversion methods. The statistics will improve considerably with the next generation wide field surveys, such as the Dark Energy Survey (DES), which will start operations this year and is expected to increase the number of lensing systems by about an order of magnitude. To improve on the systematics, before the large surveys of tomorrow, we are using simulations and data available today. In this work we present results on arcs from two surveys that were recently completed and are seen as path finders for DES regarding gravitational arcs: the SOAR Gravitational Arc Survey (SOGRAS, Furlanetto et al. 2012) and the CFHT Stripe-82 Survey (CS82, Erben et al. 2012). SOGRAS has imaged 51 clusters detected on Sloan Digital Sky Survey (SDSS) data, in two redshift bins, z~0.3 and z~0.5, mostly on the so-called Stripe-82 region. A visual inspection of these data has shown indications of the presence of arcs in 8 of these clusters. Three of them were followed up with Gemini (for deeper imaging and multi-object spectroscopy), confirming the strong lensing nature of these systems. Image processing tools developed by our team provided morphology measurements for the arcs, including estimates for their center of curvature, which, in general, matched with the cluster center or a bright galaxy within the cluster. On CS82, cut-outs around 294 galaxy clusters were visually inspected leading to three very likely strong lensing systems. Using the lenstool code, the photometric redshift of the cluster (zL), and assuming the source redshift to be zS~2zL, we obtained velocity dispersion estimates from the arc multiple images on two of these systems, yielding sv~300 Km/s, consistent with their optical richness.

A SPECTRAL ATLAS OF HII GALAXIES IN THE NEAR-INFRARED

 

Lucimara Martins1, Alberto Ardila2, Suzi Diniz1, Ruth Gruenwald3, Ronaldo de Souza3

1 - Universidade Cruzeiro do Sul

2 - LNA/MCT

3 - IAG/USP

Starburst features in the optical are nowadays well known, but the use of this knowledge is not always possible. For example, in the case of heavily obscured objects, the detection of a young stellar population is very hard, and sometimes impossible in the optical. In this case the near-IR is of unprecedented value. Recent models show that TP-AGB stars should dominate the near-IR spectra of populations 0.3 to 2 Gyr old. When present in a given stellar population, these stars leave unique signatures that can be used to detect them unambiguously. The detection of these signatures can be used to study the young/intermediate stellar population in galaxies. However, while models are developing to predict and study stellar populations in this wavelength range, there is no homogeneous database of near-IR starburst spectra to which those models can be applied and tested. With this in mind we used IRTF Spex instrument to obtain long-slit spectra of a sample of 24 HII and starburst galaxies. We also observed 5 normal galaxies for comparison. Here we compare the optical spectra of these galaxies available in the literature with our near-IR spectra and use stellar population synthesis to investigate if the stellar population models that account for the TP-AGB stars can identify the stellar population characteristics inferred by the optical analysis. We found that, for all the galaxies that have emission-lines in the near-IR, traces of young stellar populations were found. However, comparing optical and near-infrared spectra is complicated because of the different slit sizes, and sometimes the ionization source seen in the optical is missed in the near-IR.

GALACTIC OUTFLOWS FROM PC TO KPC SCALES

 

Claudio Melioli1, Elisabete Maria de Gouveia Dal Pino1, Fabrizio Brighenti2, Annibale D’Ercole3,

Fernanda Geraissate1

1 - IAG/USP

2 - UNIBO

3 - INAF/OABo

Outflows, galactic fountains and galactic winds were studied by many authors both analytically and numerically by hydrodynamical simulations. It is demonstrated that the conditions to have galactic winds are function of a number of different parameters, as gravitational potential profile, total gas and stellar mass, ISM density and temperature, star formation rate. Star forming galaxies often exhibit hot halos with structures that resemble chimneys and fountains extending for a few kpc above the galaxy. Observations, which are supported by numerical simulations, indicate that they are produced by supernovae (SNe) which blow superbubbles that carve holes in the disk, through which high speed material is ejected and then returns to the disk pulled by the galaxy gravity. This circulating gas in a fountain tends to condense out forming clouds and filaments above the galactic disk. Starburst galaxies, like the prototype M82, and dwarf galaxies also show evidence that the winds that arise from their disk are fed by SNe explosions. In this talk we will present the evolution on large scale of the gas ejected by SN explosions in different galactic sistems, like dwarf, spiral and starburst galaxies. We have run new chemo-dynamical simulations and we have check a possible relation between star formation rate, mass loss and metallicity gradient evolution. The complex features of these outflow processes and the abundance and emission maps here obtained show that SN-driven outflows are unable, alone, to change significantly the metal abundance of the surrounding environment of the galaxy.

ESPECTROSCOPIA DE CAMPO INTEGRAL DE GALAXIAS SUBMILIMETRICAS EM ALTO REDSHIFT

 

Karin Menendez-Delmestre

OV/UFRJ

As galáxias ultra-luminosas no infravermelho (ULIRGs, pelas siglas em inglês) são escassas no universo local, mas dominam a densidade de energia co-móvel em alto redshift (z>2). Muitas destas são fortemente obscurecidas por poeira e portanto foram descobertas pela detecção da radiação térmica na faixa do submm. Estudos detalhados destas ’galáxias submilimétricas’ (SMGs, pelas siglas em inglês) em múltiplos comprimentos de onda (raios-X, óptico, infravermelho e rádio) revelam: morfologias complexas associadas a mergers; taxas de formação estelar de até 1000 vezes a taxa na Via Láctea que sugerem que as SMGs poderiam ser as progenitoras das galáxias mais massudas no universo local; e a presença de núcleos ativos (AGN) que indica a coexistência de formação estelar tempestuosa com crescimento rápido de buracos negros supermassivos.

Apresentarei uma revisão breve do que conhecemos sobre estas galáxias e compartilharei alguns dos resultados mais recentes baseados em dados Halpha coletados com o espectrógrafo de campo integral OSIRIS no telescópio Keck, Hawaii. Este instrumento foi construído para funcionar com o sistema de Óptica Adaptativa com Estrela Laser que permite uma resolução até 10 vezes maior que estudos anteriores limitados pelo seeing atmosférico. Portanto, estes resultados são nossa primeira visão detalhada da distribuição do gás ionizado nas SMGs. Estudos como estes nos preparam para uma nova era de detalhe na distribuição de combustível molecular em galáxias no alto redshift com o ALMA.

ESTUDO DA DINÂMICA DE PARES DE AGLOMERADOS DE GALÁXIAS

 

Raquel Santiago Nascimento1,2, André Luís Batista Ribeiro2

1 - Observatório do Valongo - Universidade Federal do Rio de Janeiro

2 - UESC

O ambiente de grupos e aglomerados é de grande importância para a formação e evolução de galáxias. Recentemente, estudos mostraram que aglomerados de ga­lá­xias en­con­tram-­se virializados apenas nas regiões centrais, enquanto nas partes mais externas, continuam evoluindo a partir da captura de objetos menores do seu entorno. Uma vez que estes sistemas continuam em processo de evolução é possível encontrá-los em fases peculiares. Neste trabalho investigamos a possibilidade de dois aglomerados estarem em processo de fusão. Para isso selecionamos uma amostra de galáxias observadas no Observatório Interamericano de Cerro Tololo (CTIO) no Chile, em torno dos objetos A3407 e A3408 e realizamos um estudo dinâmico deste par de aglomerados de Abell. Os dados foram reduzidos utilizando o programa IRAF (Image Reduction and Analysis Facility) e obtivemos os redshifts de 85 galáxias nestes aglomerados. Aplicamos o teste de normalidade de Anderson-Darling sobre a distribuição de velocidades e os testes de subestruturas b e D sobre a distribuição espacial de galáxias, que re­ve­la­ram a estrutura regular de cada um desses sistemas. Estimamos as massas através do teorema do virial e aplicamos um modelo dinâmico de dois corpos ao par. Nosso estudo obtem uma única solução para o modelo em que o par é gra­vi­ta­cio­nal­men­te ligado e, possivelmente, em fase de colapso. Além disso, verificamos que a velocidade relativa entre os objetos excede suas dispersões internas, sugerindo que os sistemas podem estar iniciando um processo de fusão a ser concluído em aproximadamente 5 bilhões de anos.


CARACTERIZAÇÃO DE GALÁXIAS TIPO EARLY PECULIARES DO UNIVERSO LOCAL

 

Beatriz Henriques Ferreira Ramos1, Karín Menéndez-Delmestre1, Kartik Sheth2

1 – UNIRIO – OV/UFRJ

2 - NRAO

Galáxias tipo "early" (elípticas e lenticulares) são caracterizadas como objetos que evoluem passivamente, dominadas por populações estelares velhas, contendo pouco ou nenhum gás frio e poeira, e apresentando formação estelar muito baixa ou inexistente. No entanto, há indícios crescentes na literatura de que algumas dessas galáxias, que chamamos de peculiares, têm quantidades significativas de gás e poeira e estão formando estrelas, evidenciados por subestruturas estelares (como discos ou "shells"). Apresentamos uma análise fotométrica das estruturas de galáxias tipo "early" do "Spitzer Survey of Stellar Structure in Galaxies" (S4G), um dos maiores levantamentos fotométricos no infravermelho médio do Universo local contendo cerca de 180 galáxias tipo "early". Utilizamos a decomposição 2D do GALFIT para construir modelos para essas galáxias que, ao serem subtraídos das imagens originais, permitem identificar subestruturas mesmo que fracas e localizadas nas regiões mais internas desses objetos. Também aplicamos esse procedimento a imagens no ultravioleta (GALEX) e no óptico (SDSS) das galáxias onde localizamos subestruturas. A partir de dados fotométricos das subestruturas determinamos suas propriedades, como cor, taxa de formação estelar (TFE) e massa estelar. Essas duas últimas são obtidas utilizando um código de ajuste de templates (Le PHARE), que combina as magnitudes nos diferentes comprimentos de onda disponíveis. Já haviam sido encontrados sinais de subestruturas em cerca de 17 % de uma sub-amostra (1/3) do S4G. Em geral, essas galáxias apresentam TFE mais elevadas que a média das galáxias tipo "early" locais. Estimativas da idade do evento mais recente de formação estelar se concentram entre 0.13 e 1.2 Ganos. Apesar disso, a relação massa-metalicidade dessas galáxias é similar a de outras elípticas locais. Baseados nestes resultados preliminares concluímos que existe uma população de galáxias tipo "early" que se apresenta como objetos mais complexos, provavelmente associados com interações entre galáxias.

LINHAS DE ALTA EXCITAÇÃO COMO DIAGNÓSTICO DE ESCOAMENTOS DE GÁS EM NÚCLEOS ATIVOS DE GALÁXIAS

 

Alberto Rodríguez Ardila1, Ximena Mazzalay2, Rogerio Riffel3

1 - LNA/MCT

2 - Max Planck Insitute for Extraterrestrial Physics

3 - UFRGS

A presença de escoamentos de gás e jatos na vizinhança de núcleos ativos de galáxia (AGN) é atualmente considerada como uma das variáveis principais da co-evolução de galáxias e seus buracos negros supermassivos. A detecção destas características, porém, é bastante elusiva. Indicadores robustos, baseados nas linhas em emissão, devem ser procurados para determinar a presença destes processos em grandes amostras de AGNs. Neste trabalho, espectroscopia realizada com o SOAR / Goodman é utilizada para estudar as linhas coronais [Fe VII] 3759, 5159 e 6087 Å, [Ne V] 3423 Å e [Fe X] 6083 Å, sendo as três primeiras adequadas para determinar a temperatura e a densidade do gás de alta ionização. O estudo dos perfis de linhas mais proeminentes permitem caracterizar as assimetrias, mudanças de posição do centróide, kurtosis e largura das linhas em diferentes intensidades, com o intuito de relacionar estas propriedades com a presença de escoamentos de gás no núcleo ativo. Os resultados mostram temperaturas e densidades anômalas assim como perfis altamente assimétricos, deslocados para o azul e mais largos, em aquelas galáxias onde escoamentos de gás têm sido detectados em outros comprimentos de onda. Além disso espectroscopia de campo integrado GEMINI /NIFS é usada para estudar a morfologia do gás coronal em escalas espaciais de 10 pc na galáxia Seyfert 2 NGC 1068. Encontramos que a distribuição do gás é bastante inomogênea e assimétrica e se diferencia fortemente do gás de baixa ionização e o gás molecular. A comparação da emissão da linha coronal de [Si VI] 19630 Å com a emissão em rádio VLA de 6 cm mostra clara evidência de que a morfologia do gás coronal acompanha a distribuição do jato em rádio. Esses resultados nos permitem confirmar o papel que tem as linhas coronais em traçar escoamentos de gás nos parsecs mais internos dos AGNs.


WHAT CAN JPAS NARROW BAND PHOTOMETRY TELL US ABOUT GALAXY EVOLUTION?

 

William Schoenell1, Roberto Cid Fernandes2, Natalia Vale Asari3, Narciso Benítez1

1 - IAA

2 - UFSC

3 - University of Cambridge

On galaxy spectra, one can find mainly two features: emission lines, which tell us about the gas content, and the continuum plus absorption lines, which tell us about the stellar content. In the past years, we developed a Spectral Synthesis code (http://starlight.ufsc.br) which we used to fit the stellar populations of 926246 galaxies from the SDSS with models from Bruzual and Charlot (2003), giving us important physical properties (masses, star formation histories, etc.) to study how galaxies form and evolve in time. Emission lines are also studied, after measuring them from the starlight subtracted spectrum. Photometry, on the other hand, is much more limited, as it does allow us to confidently retrieve all those physical properties that the resolution of spectroscopy brings us. However, with the recent development of redshift surveys with ultra-narrow filters (» 100 Å) (like ALHAMBRA, J-PAS and DES), it is interesting to know how confidently we can retrieve information of the physical properties and the gas content of galaxies from photometric data. Our aim in this work is to answer, using simulated photometry data, three fundamental questions: Can we measure stellar age and metallicity distributions? Can we separate star-forming galaxies from AGN? Can we measure emission lines, nebular abundances and extinction? To accomplish this, we selected a sample of 300k galaxies from the SDSS and divided them in two groups: 200k Objects and a Base of 100k. We corrected the spectra to the rest frame and converted them to filter fluxes. Using a statistical approach, we calculated a Probability Distribution Function for each property of each Object and the Base. Since we have the properties of all the data from the STARLIGHT-SDSS database, we could compare them with the results obtained from summaries of the PDF (mean, median, etc). Our preliminary results show that we retrieve the weighted average of the log of the galaxy age with a good error margin (.2 dex), and similarly for quantities such as mass-to-light ratio, mean stellar metallicity, etc. We are currently refining the statistical method in order to get better results, as well as investigating its power to correctly classify galaxies according to emission line schemes, but on the basis of photometry alone. If successful, future photometric surveys will be much more useful than anticipated.

PROCESSOS DE DATAÇÃO EM GALÁXIAS ELIPTICAS

 

Fellipy Dias Silva, Thais Eunice Pires Idiart

IAG/USP

Analisando a luz integrada de galáxias distantes, é possível obter informações sobre as idades médias e abundância médias das populações estelares que as formam. As estrelas são formadas em aglomerados caracterizados por um intervalo estreito de idade e abundâncias químicas, conhecidos como Populações Estelares Simples (PES). A luz total de uma galáxia é uma superposição da luz de cada PES, cuja distribuição de idades e abundâncias são resultados da história de formação estelar da galáxia. Portanto, para analisar esta luz integrada são necessários métodos quantitativos, como índices de cor e/ou absorção atômicos e moleculares, e de modelos que possam descrever a história de formação estelar e o enriquecimento químico da galáxia. Com estes modelos, obtém-se a distribuição das PES por idades e abundâncias, fornecendo material para estudar as propriedades integradas. A construção do modelo necessita da síntese da PES. Desta forma, supõe-se que cada aglomerado seja constituído por estrelas formadas numa mesma época, possuindo mesma abundância química, mas com massas variadas. Este trabalho apresenta a calibração dos índices espectroscópicos através das funções empíricas que correlacionam estes com os parâmetros atmosféricos da estrela (Teff, log (g), [Fe/H] e [a/Fe]). Esta calibração tem como base de dados o survey espectroscópico do SEGUE (SDSS), que já apresenta os dados atmosféricos já determinados. O objetivo é que estas funções sejam usadas como base de dados de PES nos modelos que descreverão a evolução química de galáxias elípticas.


ANÁLISE DE LENTES GRAVITACIONAIS DO AGLOMERADO DE GALÁXIAS RXC J1504-0248

 

Ana Cecília Soja, Laerte Sodré Jr.

IAG/USP

Uma das questões mais intrigantes para nosso entendimento dos aglomerados de galáxias é a identificação dos mecanismos que regulam a temperatura do meio intergaláctico na região central dessas estruturas. Modelos convencionais de resfriamento de gás prevêem um fluxo de resfriamento do gás intraglomerado muito superior ao observado, sugerindo que algum mecanismo aquece o gás e inibe o resfriamento nas taxas previstas. Uma das maneiras de investigar os fenômenos responsáveis por essas observações (denominados feedbacks) é estudar aglomerados massivos onde esses fluxos são esperados, mas não observados. Este é o caso do aglomerado de galáxias RXC J1504-0248, em z=0.215, que é o mais importante aglomerado cool-core do universo local e que possui notáveis estruturas gasosas filamentares, comparáveis àquelas observadas no aglomerado de Perseus. Para tentar compreender melhor a natureza dessas estruturas, é interessante determinar o estado de equilíbrio do aglomerado. Nesse trabalho, nós comparamos a massa do aglomerado obtidas por duas ténicas diferentes, com o intuito de averiguar seu estado dinâmico. Utilizando dados do telescópio Gemini Sul em três bandas diferentes, obtivemos uma massa de ~1.3±0.6´1015 h70-1 M¤ dentro de 3 h70 Mpc através da técnica de lentes gravitacionais. Tal resultado é compatível com a massa obtida através da análise de raios-X. Esse resultado, bem como a concordância observada nos mapas das distribuições de massa, luminosidade e emissão em raios-X, é um forte indicativo de que o aglomerado encontra-se em equilíbrio dinâmico.


Física Solar

INVESTIGAÇÃO DE RADIOEMISSÕES SOLARES TIPO II ASSOCIADAS A FLARES

SOLARES E CMES

 

Rafael Douglas Cunha da Silva, Francisco Carlos Rocha Fernandes, Caius Lucius Selhorst

UNIVAP

Apesar das radioemissões solares tipo II estarem bem estabelecidas como assinaturas de ondas de choque magneto-hidrodinâmicos (MHD) propagando-se através da coroa solar, há ainda muita controvérsia a respeito da origem desses choques. Dois importantes fenômenos eruptivos solares se apresentam como principais candidatos ao papel de acionadores desses choques: os flares solares e as ejeções de massa coronal (CMEs). Neste estudo, são investigadas 4 emissões solares tipo II registradas pelo Compound Astronomical Low-frequency Low-cost Instrument (CALLISTO-BR), operando na faixa de frequências de 45 - 870 MHz, entre outubro de 2010 e fevereiro de 2011, todas acompanhadas de flares solares e CMEs. Primeiramente, foram determinados os parâmetros observacionais e físicos das emissões tipo II, cujos resultados mostraram-se consistentes com aqueles relatados na literatura. Como segunda etapa, foi realizado o levantamento da atividade solar associada às emissões tipo II, de modo que os resultados obtidos pudessem ser interpretados e discutidos no contexto da relação temporal entre as emissões tipo II e seus flares solares e CMEs associados. Para as 4 emissões tipo II analisadas, os resultados foram: velocidade de propagação do choque de 440 - 1131 km s-1; densidade eletrônica de (0,62 - 3,85) ´ 108 cm-3 ; intensidade do campo magnético de 1,06 - 4,26 G; salto de densidade na frente de choque de 1,22 - 2,37; número de Mach de 1,15 - 2,15; velocidade de Alfvén de 295 - 474 km s-1; número de Mach alfvênico de 1,06 - 3,41; parâmetro beta de 0,07 - 6,66; e temperatura de (0,23 - 22,0) ´ 106 K. Não obstante as 4 emissões tipo II investigadas terem sido acompanhadas de flares solares e CMEs, a evolução das CMEs em relação às emissões tipo II e a interpretação de seus parâmetros físicos forneceram fortes indícios de que todas as emissões tipo II investigadas foram geradas por choques desencadeados por CMEs.

OBSERVAÇÕES DE MODOS-P ATRAVÉS DE ASTROMETRIA SOLAR

 

Marcelo Emilio1, Jeff R Kuhn2, Rock I Bush3, Isabelle F Scholl2

1 - UEPG

2 - IFA-UH

3 - Stanford University

Muito do que sabemos sobre o Sol foi deduzido a partir de medidas espectroscópicas. Contudo, pequenas velocidades, oscilações de longo período e informação da forma do sol não podem ser medidos tipicamente com espectroscopia, mas podem ser detectado posicionalmente. Até recentemente não havia ferramentas e medidas para fazer pesquisa solar astrométrica quantitativa. Medidas astrométricas precisas também geram fotometria diferencial muito precisa. O instrumento “Michelson Doppler Imager” (MDI) a bordo so “Solar and Heliospheric Observatory” (SoHO) forneceu uma visão do potencial para “a ciência do limbo solar”, mas com o sucesso do lançamento e as medidas do “Helioseismic and Magnetic Imager” (HMI) a bordo do “Solar Dynamics Observatory” (SDO) abre-se uma nova porta para um regime fascinante de sensibilidade. Com o benefício da experiência do MDI, 16 vezes mais pixéis, um controle térmico satélite mais preciso, e uma quantidade de 46.000 imagens por dia, o HMI faz avanços revolucionários. Espectros de potência bi-dimencionais Kq-f (frequência espacial circular e temporal) são computados a partir do limbo do Sol. Picos nesse espectro refletem uma base de harmônicos esféricos l-m com alto sinal/ruído de frequências temporais. Há diferenças interessantes entre os erros sistemáticos entre a análise astrométrica e a análise doppler do disco solar integral. Por exemplo, os harmônicos do limbo são insensíveis a escala espacial das observações, diferentemente da decomposição dos esféricos harmônicos da imagem solar integral. Mostramos nesse trabalho que é possível realizar astrometria solar a nível de micro-segundo de arco detectando as oscilações de de modo p de 5 minutos no limbo solar e com sensibilidade do brilho de 0,1 partes por milhão a partir de dois meses de medidas espaciais.


Galáxia e Nuvens de Magalhães

THE LONG GALACTIC BAR AS SEEN BY VISTA VARIABLE SURVEY IN THE MILKY WAY: STAR COUNTS AND ANALYSIS OF COLOR-MAGNITUDE DIAGRAMS

 

Eduardo Amôres1, Martín López-Corredoira2,3, Carlos González-Fernández4, André Moitinho5,

Dante Minniti6,7, Sebastian Gurovich8

1 - LNA/MCT

2 - IAC

3 - Universidad de La Laguna

4 - Universidad de Alicante

5 - SIM - FCUL

6 - PUC - Chile

7 - Vatican Observatory

8 - Observatorio Astronomico de Córdoba

The understanding of the structure that can be attributed to a bar in the Galactic center has experienced significant advance in the last decade, mainly thanks to the IRAS, COBE/DIRBE, TMGS, DENIS and 2MASS infrared surveys. We have investigated the morphological properties of the long Galactic bar using the VVV survey that is at least 3 mag deeper than 2MASS. Our study covers the relatively unexplored negative longitudes of the Galactic bar. To obtain a detailed description of the spatial distribution of star counts towards the long Galactic bar as well as to measure their parameters, such as: edge, inclination angle, thickness, sizes and stellar distribution. We have performed star counts towards -20°<l<0, |b|£2° using VVV, 2MASS and GLIMPSE data. We have applied an average interstellar extinction correction. We also have adjusted latitudinal profiles in order to obtain the centroid variation and bar thickness. We have elaborated star counts maps, making it possible to identify the structure of long Galactic bar as well as the edge of its far side that is seen at l~-14°. The differences between counts with and without extinction correction allows to elaborate a crude extinction map that shows regions with high extinction, mainly after the end of long Galactic bar (l~-14°). The latitudinal profiles show evidences of the centroid vertical variation with Galactic longitude reaching a minimum at l~-13.75°.

ESTUDO DA NATUREZA FÍSICA DE POSSÍVEIS AGLOMERADOS ABERTOS REMANESCENTES COMPACTOS COM FOTOMETRIA 2MASS

 

Daniela Borges Pavani, Charles Bonatto, Eduardo Bica

IF/UFRGS

Concentrações estelares pouco povoadas são comuns em catálogos clássicos de aglomerados abertos estelares Galácticos, mas em geral são pouco estudadas. Tais concentrações podem representar aglomerados abertos dinamicamente evoluídos; remanescentes de aglomerados; ou concentrações estelares não-físicas (projeções ou asterismos). Para sermos capazes de descrever e entender estas distintas naturezas físicas é fundamental empreendermos uma análise sistemática de alvos a diferentes latitudes Galácticas. No presente estudo apresentamos um catálogo com 31 possíveis aglomerados abertos remanescentes compactos (cPOCRs), disponibilizando diagramas cor-magnitude (CMDs), análise de perfis de densidade radial de estrelas. Os objetos, com exceção de um, estão localizados a altas latitudes Galácticas (—b— > 20º), para minimização de contaminação de campo. Investigamos a natureza destes objetos aplicando dois métodos independentes. O Método 1 foi elaborado para tratar aglomerados abertos ou candidatos projetados contra campos densos do bojo e/ou disco. O Método 2 é uma ferramenta de diagnóstico optimizada para o estudo, a partir de CMDs, de concentrações estelares pouco povoadas, testando se as mesmas podem ser distinguidas de flutuações de estrelas de campo. Os dois métodos exploram fotometria 2MASS para (1) analisar objetos e campos a partir da comparação da distribuição de estrelas no plano do CMD; (2) proceder a descontaminação por estrelas de campo e prover probabilidades de pertencimento da estrela ao aglomerado; (3) construir perfis radiais de densidade estelar e, finalmente, (4) determinar idades, avermelhamentos e módulos de distância a partir de ajuste de isócronas.


ABUNDÂNCIAS DE ELEMENTOS PESADOS EM NEBULOSAS PLANETÁRIAS E A RELAÇÃO OXIGÊNIO-FERRO NA GALÁXIA

 

Walter Junqueira Maciel, Roberto D. D. Costa, Oscar Cavichia

IAG/USP

As abundâncias de oxigênio e outros elementos pesados medidas em nebulosas planetárias provavelmente não são afetadas pela evolução de suas estrelas progenitoras de maneira significativa, de modo que podem ser usadas como vínculos da nucleossíntese em estrelas e da evolução química de galáxias. Nas estrelas a abundância de ferro é geralmente usada como representativa da metalicidade, mas em nebulosas usa-se principalmente o oxigênio, pois parte considerável do ferro deve estar presa em grãos sólidos. Por esta razão, é importante derivar uma correlação entre as abundâncias de oxigênio e ferro, que possa ser usada para as diversas componentes galácticas. Neste projeto, investigamos ambos os aspectos mencionados, isto é, (i) as correlações dos elementos pesados com o oxigênio em nebulosas, e (ii) a relação oxigênio-ferro em estrelas na Galáxia. Na última década, nosso grupo obteve uma quantidade considerável de dados para nebulosas planetárias em diferentes populações, da vizinhança solar, do disco e bojo galácticos, sua região de interface, e das Nuvens de Magalhães. Neste trabalho, esta base de dados é usada em conjunto com dados recentes da literatura para investigar correlações independentes da distância de elementos pesados com as abundâncias de oxigênio. Essas correlações podem ser diretamente comparadas com as previsões de modelos teóricos de estrelas de massa intermediária e também com os resultados de objetos mais jovens, como as regiões HII e galáxias compactas azuis. Os resultados mostram que as correlações envolvendo Ne e Ar são bastante precisas, enquanto que as correlações envolvendo S ainda sofrem com incertezas cuja origem não é clara. Na segunda parte do projeto, o papel do oxigênio como representativo da metalicidade é investigado de modo a definir uma relação de trabalho entre as abundâncias de oxigênio medidas em nebulosas planetárias e as abundâncias de ferro medidas em estrelas. A partir da análise de uma extensa base de dados de estrelas disponíveis na literatura, obtivemos uma correlação bastante precisa, válida especialmente para o disco galáctico. Esta correlação é fundamental para a análise de modelos de evolução química, como exemplificado pela comparação entre as magnitudes dos gradientes de abundâncias de O, S, etc. medidos em nebulosas e os gradientes de ferro medidos em cefeidas e outras estrelas. (FAPESP/CNPq)

EXPLORAÇÃO DO ESPAÇO DE PARÂMETROS DE UM MODELO PARA A GALÁXIA UTILIZANDO 2MASS PARA TODO O CÉU

 

Priscilla Polido, Francisco Jablonski

INPE

O programa PINGAS (Program for INfrared GAlactic Starcounts) foi originalmente desenvolvido por Ortiz & Lépine (1993) e posteriormente modificado em nosso trabalho de mestrado. Seu objetivo é prever o número de estrelas na Galáxia nas bandas J, H e Ks em função da direção dada pela latitude e longitude galácticas e magnitude, de forma a ser possível fazer comparações com o catálogo 2MASS (Two Micron All Sky Survey). Neste trabalho aprofundamos a investigação sobre os valores de parâmetros que melhor descrevem a nossa galáxia através de comparações com observações 2MASS, discutindo a complexa topologia do espaço de parâmetros, tecendo comparações com a literatura e analisando possíveis degenerescências. Apresentamos as componentes galácticas utilizadas, a metodologia seguida e alguns resultados. É importante destacar que, apesar do emprego usual do método de contagens de objetos na determinação de parâmetros galácticos, este é o primeiro modelo de galáxia a utilizar uma grade de linhas de visada uniformemente distribuídas no céu, incluindo a região do plano da Via Láctea, para a obtenção do conjunto de parâmetros que melhor descreve o que observamos.


Instrumentação

GOAMET: SISTEMA DE ALERTA METEOROLÓGICO PARA OBSERVATÓRIO ASTRONÔMICO

 

Marcio Malacarne, Júlio Xavier Valle

UFES

Apresentamos um conjunto de programas livres traduzidos, adaptados e criados para auxiliar um observatório astronômico remoto a gerar alertas usando uma estação meteorológica. Para tanto, precisamos de um computador com acesso a internet, uma mini-estação meteorológica e, opcionalmente, uma câmera-de-todo-céu. Lemos os dados da Estação com o programa livre Wview e, por meio do programa GOAMet, criado em PHP, geramos alarmes de acordo com os padrões locais de extremos meteorológicos, desde ventos ou chuvas fortes até a umidade, juntamente com imagens de uma câmera-de-todo-céu, avisando o operador do telescópio via SMS, email ou direto no console do computador. Como produto secundário, o GOAMet utiliza os parâmetros desta estação, como a intensidade de chuva ou ventania, para gerar alarmes que podem ser usados pela Defesa Civil, pessoas ou mídias, podendo contribuir para evitar catástrofes naturais, ou simplesmente contemplar o céu num celular ou visitando nossa página www.astro.ufes.br. Como pontos negativos temos o atraso até de dias no envio de SMS via Gateway e a queda de conexão com internet nos momentos mais críticos. A solução para este problema é usar aparelhos modens GSM. Porém, neste caso, temos que ter uma conta na operadora e ter sinal no local do observatório. Como pontos positivos destacamos o baixo custo de instalação, podendo chegar a 10 vezes mais barato que as soluções comerciais; independência, geração tecnologia própria, ampliação do uso e visitas ao observatório.

SPARC4 - A SIMULTANEOUS POLARIMETER AND RAPID CAMERA IN 4 BANDS

 

Claudia V. Rodrigues1, K. Taylor2, F. J. Jablonski1, M. Assafin3, A. Carciofi4, J. E. R. Costa1, D. Cieslinski1,

R. Dominguez5, T. Dominici6, G. Franco7, D. Jones8, A. Kanaan9, R. Laporte1, A. M. Magalhães4, A. Milone1,

J. A. Neri1, A. Pereyra10, L. A. Reitano1, K. M. G. Silva1, C. Strauss1

1 - INPE

2 -

3 - OV/UFRJ

4 - IAG/USP

5 - Univ. of Arizona

6 - LNA/MCT

7 - ICEx/UFMG

8 - Prime Optics

9 - UFSC

10 - IAC

We describe the present status of a project to build a new instrument to be installed at the 1.6-m telescope of the Observatório do Pico dos Dias: SPARC4 - A Simultaneous Polarimeter and Rapid Camera in 4 bands. SPARC4 will provide photometry and polarimetry in four optical broad bands, SDSS griz, simultaneously. This is achieved by the use of dichroics beam splitters. The square field of view is 6 arcminutes on a side. The instrument will use EMCCDs with a sub-second time resolution for photometry and somewhat longer for polarimetry. The main motivation for building SPARC4 is to explore astrophysical objects which exhibit fast temporal variability in flux and polarization.


Meio Interestelar

ESTUDO DE GELOS ASTROFÍSICOS SIMULADOS SOB INFLUÊNCIA DE ANÁLOGOS DO VENTO SOLAR E DE RAIOS CÓSMICOS

 

Alexandre Bergantini de Souza, Diana Paula Andrade, Sergio Pilling

UNIVAP

Este trabalho apresenta os principais resultados alcançados na pesquisa que conduziu a dissertação de mestrado do autor, cujo tema foi os efeitos de agentes ionizantes presentes em ambientes espaciais em amostras de gelos astrofísicos simulados, um contendo metanol puro (CH3OH), e outro contendo água e ácido fórmico (H2O:HCOOH). Moléculas orgânicas encontradas no meio interestelar são de grande interesse para a compreensão dos mecanismos de origem da vida, pois são precursores de espécies prebióticas. Metanol e ácido fórmico já foram detectados em regiões de formação estelar, nuvens moleculares, cometas e asteroides do Sistema Solar, e em meteoritos condritos carbonáceos. Tais ambientes, em geral, estão sujeitos à ação de agentes ionizantes, capazes de provocar alterações na estrutura das moléculas, levando assim à formação de novas espécies, muitas vezes mais complexas. No estudo do gelo de metanol foram empregados elétrons rápidos, similares aos presentes no vento solar, com energias entre 650 e 950 eV, em câmara de ultra-alto vácuo, a 142 K, com análise por espectrometria de massas por tempo de voo (TOF-MS). No estudo do gelo de ácido fórmico foram usados íons rápidos e energéticos de 58Ni11+, similares aos raios cósmicos, na energia de 46 MeV, em câmara de alto-vácuo, a 15 K, e a análise dos resultados foi feita por espectroscopia de infravermelho (FTIR). Os experimentos foram realizados no LaQuiS/ UFRJ, e no GANIL, na França. Foi possível determinar os coeficientes de rendimento de espécies dessorvidas, seções de choque de formação e de destruição de espécies moleculares, bem como o tempo de meia vida do ácido fórmico no meio interestelar.

A NEW METHOD TO ESTIMATE MAGNETIZATION IN INTERSTELLAR CLOUDS

 

Izan de Castro Leão1, Blakesley Burkhart2, Alex Lazarian2, José Renan de Medeiros1

1 - UFRN

2 - University of Wisconsin

The dynamics of the interstellar medium (ISM) are strongly affected by turbulence, which shows increased anisotropy in the presence of a magnetic field. We present a new method to estimate the magnetic field using the anisotropy in velocity centroid data. We utilize magnetohydrodynamic (MHD) simulations of fully developed turbulence to produce synthetic observations of velocity centroids. We show that the degree of anisotropy itself is related to the magnetic field strength and the direction of the magnetic field. This opens up the possibility of studying the magnetic nature of the ISM using statistical methods which are easier to apply than existing observational techniques.

CLOUD CORE COLLAPSE AND THE ROLE OF TURBULENT MAGNETIC

RECONNECTION TRANSPORT

 

Márcia Regina Moreira Leão1, Elisabete M. de Gouveia Dal Pino1, Reinaldo Santos-Lima1, Alex Lazarian2

1 - IAG/USP

2 - University of Wisconsin

For a molecular cloud clump to form stars some transport of magnetic flux is required from the denser, inner regions to the outer regions of the cloud, otherwise this can prevent the gravitational collapse. In recent study, it has been shown numerically that a mechanism based on turbulent fast magnetic reconnection can provide an efficient transport of the magnetic field to outside of the cloud core. This former numerical study assumed for simplicity cylindrical clouds. We here consider more realistic clouds with spherical gravitational potentials from embedded stars and also account for the effects of the gas self-gravity. We confirm the results of the former study, but also derive the conditions under which turbulent reconnection transport becomes efficient enough to make an initially subcritical cloud clump to become supercritical and collapse. Our results indicate that the formation of a supercritical core is regulated by a complex interplay between gravity and self-gravity, the magnetic field strength and nearly transonic and trans-Alfvénic turbulence. We have found that turbulent reconnection is generally very efficient to remove magnetic flux from collapsing clumps, but only a few develop nearly critical or supercritical cores, as one should expect from the observations. Their formation due to turbulent reconnection magnetic flux transport is restricted to a range of initial conditions for the tested cloud clumps as follows: thermal to magnetic pressure ratios beta 1 to 3, turbulent to magnetic energy ratios Eturb/Emag 1.62 to 2.96, and densities 50 < n < 140 cm-3, when considering total (gas+stellar) masses Mtot 110 Msun.

DISPERSÃO DO CAMPO MAGNÉTICO EM TORNO DE GLÓBULOS DE BOK

 

Victor de Souza Magalhães1, Claudia Vilega Rodrigues1, Antonio Pereyra2, German Racca1,

José W. S. Vilas-Boas1

1 - INPE

2 - Instituto de Astrofisica de Canarias (Spain)

A compreensão do processo de formação estelar passa por observações das propriedades do meio interestelar e das estrelas recém-formadas que devem ser consistentemente reproduzidos por estudos teóricos e simulações. Neste trabalho pretendemos verificar se a dispersão da direção do campo magnético, sB, é diferente em regiões com e sem formação estelar. Usamos a polarimetria óptica para mapear a direção do campo magnético em glóbulos de Bok com e sem formação estelar. A amostra consiste de 20 regiões que incluem 23 glóbulos, 14 com formação estelar e 9 sem. A técnica utilizada neste trabalho permite uma determinação precisa de sB, quando a distribuição de ângulos de polarização é gaussiana. Para a maior parte das regiões foi possível atribuir um valor para sB através de um ajuste gaussiano à distribuição de ângulos de polarização. Para podermos incluir as regiões sem uma distribuição gaussiana de ângulos de polarização, utilizamos a razão entre a média vetorial da polarização e a média do módulo de polarização da região, h, como uma medida da organização do campo magnético na região sendo uma medida suplementar a sB. Por fim, encontramos que as distribuições de sB e h para as regiões com e sem formação estelar são diferentes, segundo o teste de Kolmogorov-Smirnov.

CARACTERIZAÇÃO DA NUVEM DC291.1-1.7 ATRAVÉS DE UM ESTUDO DE MULTI-TÉCNICAS

 

Will Robson Monteiro Rocha, Gabriel Rodrigues Hickel

UNIFEI

DC 291.1-1.7 é uma nuvem escura pequena e isolada do plano galáctico. Usamos multi-técnicas para caracterizar suas propriedades físicas, estabilidade, temperatura, turbulência e campo magnético, onde foram usados dados de fotometria, polarimetria e radiofrequência. Estudamos a transferência radiativa com um modelo analítico, onde justificamos a presença de um coreshine. Buscamos YSO’s associados à nuvem através um diagrama de cor com as bandas da IRAC-SST. O resultado foi negativo. Estimamos a distância (d=80 pc) aplicando o método NICE e a distribuição espectral de energia. Com a distância e a extinção (AV=9 mag), calculamos a razão RH=1,4, a densidade (r=3,87´1010 m-3) e a massa (2,01 M¤). A temperatura da poeira é estimada em menor que 12 K na direção central. Para o gás, a temperatura foi de 13,7 na borda e 7,2 no centro. Estudamos a estabilidade com o teorema do virial, massa de Jeans, modelo de Bonnor-Ebert, além de verificar a importância da turbulência e campo magnético (B0,||=600m G) na manutenção da nuvem. Finalmente, fizemos um estudo polarimétrico, onde o tamanho médio dos grãos foi estimado em a=0,2mm. Concluímos que o coreshine é causado por espalhamento de grãos além de tratar-se de uma nuvem próxima e estável, devido a alta turbulência e ao campo magnético.


Planetas Extrassolares

ANOMALIAS EM EVENTOS DE MICROLENTES GRAVITACIONAIS

 

Leonardo A. Almeida, Francisco Jablonski

INPE

Os eventos de microlentes gravitacionais (MGs) ocorrem nos alinhamentos de uma estrela-fonte, de fundo, com uma estrela-lente no caminho óptico e o observador. Esses eventos que são preditos pela teoria da Relatividade Geral, ocorrem porque o campo gravitacional da estrela-lente distorce o espaço-tempo defletindo a luz da estrela-fonte. O efeito desse fenômeno é o aumento do brilho da estrela-fonte e dependendo da configuração física e geométrica da estrela-lente pode apresentar diferentes e complexas curvas de luz. De particular interesse são os eventos de MGs nos quais ocorrem anomalias com relação ao padrão clássico de amplificação pois apresentam um boa oportunidade de se detectar configurações assimétricas de massa na lente gravitacional, como as representadas por exoplanetas (EPs) ou anãs marrons orbitando a estrela-lente. Talvez o aspecto mais importante da detecção de EPs por este método seja o fato de que não é tão sensível ao viés de distância à estrela-mãe e à razão de massas, que os métodos Doppler e de astrometria apresentam. Outros subprodutos interessantes são a determinação do escurecimento de bordo e anomalias na distribuição de brilho da estrela emissora, e a própria medida das dimensões angulares da fonte. Várias resultados sobre esse tema contendo dados coletados por nós com as facilidades do Observatório do Pico dos Dias que é operado pelo Laboratório Nacional de Astrofísica (OPD/LNA) já foram publicados, e.g., Choi, J. -Y et al. (2012); Choi, J. -Y et al. (2012); Shin, I. -G, et al. (2012) e Yee, J. C. et al. (2012). Neste trabalho, faremos uma breve apresentação dos resultados obtidos nesses artigos, priorizando os eventos que contêm dados do OPD/LNA.

STAR-PLANET INTERACTIONS - ON THE MAGNETISM OF GIANT PLANETS

 

Sânzia Alves, José Renan De Medeiros

UFRN

In this work we analyze the effects that the presence of a near gas giant planet can cause in its host star. It has been argued that the interaction star-planet can cause changes in the coronal and chromospheric stellar activity. With this in mind, we analyze a sample of 53 extrasolar planets orbiting F, G and K main sequence stars, among them three super-earths. In this analysis, we look for evidence of changes in chromospheric activity due to the proximity of the giant planet. We show that there is insufficient evidence to substantiate this hypothesis. Making use of the same sample and data available in the literature for the Solar System, we revisit Magnetic Bode’s Law. This law proposes the existence of a direct relationship between magnetism and rotation. Using estimates for the stellar and planetary magnetic moment and the angular momentum, we construct a Blackett’s diagram. In this diagram was evident that the magnetic Bode’s Law is valid for both the Solar System and the new planetary systems.

A BUSCA DE EXOPLANETAS COM AS CURVAS DE LUZ DO SATÉLITE COROT

 

Rodrigo Carlos Boufleur1, Marcelo Emilio2, Jorge Ramiro de La Reza1, Eduardo Janot-Pacheco3,

José Carlos da Rocha2

1 - ON/MCT

2 - UEPG

3 - IAG/USP

Uma importante fonte de erro na busca de planetas utilizando o algoritmo Box-fitting Least Squares (BLS) (Kovács, Zucker & Mazeh 2002) com as curvas de luz do CoRoT são os deslocamentos causados nos dados devido a influências externas. Tal fenômeno de geração de carga artificial associada aos dados é originada pelo impacto de partículas no CCD (Pinheiro da Silva et al. 2008), embora outras fontes de erro não tão bem conhecidas também possam ser responsáveis. Portanto, uma análise mais efetiva e significativa das curvas de luz depende muito dos mecanismos utilizados para tratar tais efeitos. O CoRoT Detrend Algorithm (CDA) (Mislis et al. 2010), que é uma ferramenta para reduzir automaticamente estes efeitos em curvas de luz cromáticas, aprimorou a possibilidade de se encontrar candidatos a exoplaneta. Neste trabalho mostramos que pequenas alterações como a utilização de uma média robusta e de um ajuste empírico ao invés de um ajuste polinomial pode eliminar ruído resultando em um melhor espectro BLS. Em nossa metodologia de detrend utilizamos estatística resistente e robusta para determinar as médias das sub-curvas de luz e substituímos o ajuste polinomial por um ajuste de média móvel robusta. O algoritmo BLS foi aplicado usando passo de período fixo e mesma profundidade e binagem para todas as curvas de luz. Os resultados mostram que a aplicação de algumas modificações com base em uma estatística mais robusta para o algoritmo CDA nos levam a um melhor espectro BLS. Em ambientes altamente ruidosos é uma contribuição a mais para a busca de candidatos a exoplaneta. Um dado importante é o fato de que foi possível encontrar todos os candidatos utilizando as mesmas condições iniciais, o que resulta em um código de busca automatizado mais eficaz. Também mostramos uma reconstrução muito boa para o que seria esperado de trânsito planetário em uma curva de luz, tanto em termos de razão sinal-ruído quanto em termos visuais.

THE PLANET - STELLAR CHEMICAL COMPOSITION CONNECTION

 

Jorge Meléndez

IAG/USP

Stars and planets are originated from the same parent cloud, so it is expected that there is some relation between the chemical composition of the host stars and planets. I will review our ambitious study of solar twin stars and the connection between chemical abundances and planets. In particular I will present recent results on the best solar twin know to date, HIP 56948 (Melendez et al. 2012, A&A 543, A29), showing that this star has a chemical signature similar to our Sun and that it does not show giant planets in its inner region. I will also present recent results on the binary system 16 Cyg, showing that the formation of giant planets may steal metals from its parent proto-planetary disk. Also, I will describe our on-going efforts on the link between stars and planets based on a sample of about 70 solar twins, presenting radial velocity curves for some planet-hosting candidates. We are analyzing stars at an unprecedented precision of 0,01 dex in chemical abundances, while our search for planets around solar twins is being performed at the 1m/s precision level using the HARPS spectrograph. We have recently obtained 88 nights with ESO to use HARPS at the 3,6m telescope at La Silla for this project. Also, we have observed our stars with the UVES spectrograph at the 8m VLT/ESO telescope and with the MIKE spectrograph at the 6,5m Magellan telescope. Acknowledgments: FAPESP.

METALLICITIES OF YOUNG OPEN CLUSTERS WITH DEBRIS DISKS

 

TalaWanda Monroe

IAG/USP

Debris disks are widely considered to be the outcome of planetesimal, and possibly planet, formation since their observed dust is presumed to be produced from planetesimal collisions that ensue from stirring, either by massive planets or the most massive planetesimals in the disks. Given that massive planets are preferentially found around metal-rich stars, it may be expected that metallicity also influences the formation and frequency of debris disks. I present the results of a chemical abundance analysis of F and G stars in a sample of 10–150 Myr old open clusters that were observed at 24 microns with Spitzer Space Telescope. A two-component project was carried out to investigate the possible influence of stellar metallicity on the frequency of debris disks around early-type stars over ~150 Myr timescale. Metallicities of cluster stars determined from moderate-resolution WIYN-Hydra and CTIO-Hydra spectra revealed average cluster abundances ranging from solar to slightly supersolar (0.03 < [Fe/H] < 0.25). The fractions of B and A cluster stars with mid-IR excesses, indicative of debris disks, were obtained from Spitzer-MIPS 24 micron photometry. When the results from both data sets are combined, no strong correlation is found between debris disk frequency and metallicity for early-type stars.


BUSCA POR LUAS EM ÓRBITA DE EXOPLANETAS

 

Luis Ricardo M. Tusnski1, Adriana Valio2

1 - INPE

2 - CRAAM/Mackenzie

Desde 1995, muitos planetas extrassolares, ou exoplanetas, têm sido descobertos usando diferentes técnicas. Nos últimos anos, ganhou força o método conhecido como trânsitos planetários, que consiste em medir pequenos eclipses causados pelo alinhamento do planeta com a estrela na linha de visada. Atualmente, dois telescópios espaciais estão em funcionamento e têm feito grande número de descobertas medindo trânsitos planetários: são os telescópios CoRoT e Kepler. Mais recentemente, pesquisadores têm procurado por luas ao redor de exoplanetas. A detecção de luas tem grande importância, tanto do ponto de vista exobiológico, uma vez que luas em órbita de planetas que estejam na zona habitável da estrela também são ambientes habitáveis, quanto das teorias de formação planetária. Neste trabalho, apresentamos um projeto de busca por luas em órbita de exoplanetas usando dados de ambos os telescópios espaciais. Para isso, desenvolvemos um programa em IDL para a seleção de melhores candidatos de forma automatizada. Os dados iniciais são os arquivos contendo as curvas de luz, disponibilizados via Internet em formato FITS. Os principais sinais que o programa busca são variações no instante central e na duração do trânsito (efeitos de TTV e TDV, respectivamente), causados pelo movimento do planeta ao redor do centro de massa planeta-lua, e também deformações na curva de luz, causados pelo trânsito da lua diante da estrela ou diante do planeta, e que podem ocorrer em posições diferentes em cada trânsito. Caso tais assinaturas sejam identificadas, a curva de luz do planeta será analisada usando um modelo desenvolvido anteriormente para confirmação e medida dos parâmetros da lua. A identificação simultânea dos efeitos de variações temporais e assinaturas fotométricas permite a medida do raio, massa e período orbital da lua.


Plasmas e Altas Energias

THERMAL AND NON-THERMAL RADIO EMISSION FROM MASSIVE BINARY SYSTEMS:

MHD NUMERICAL SIMULATIONS

 

Diego Falceta-Gonçalves

EACH-USP

Massive binary systems are known to be sources of thermal and non-thermal radio emissions. Several objects have been observed for years with spatial resolution revealing that most of this emission has its origin in the wind-wind shock region. In the past decade, theoretical works attempted to clarify the basic processes of the origin of non-thermal emission in these objects, though very simplified, usually hydrodynamic models that apply ad hoc assumptions of the evolution of the magnetic field within the shocks. In this work we present the first full MHD numerical simulations of the wind-wind shock region of a massive binary system. We compute self-consistently the free-free and synchrotron emissivities, as well as the radiative transfer along any line of sight. We show that the synchrotron emission may be the dominant source of radio emission in the range of 1-10 GHz for most of the systems known.


Relatividade e Gravitação

A NEW GRAVITATIONAL N-BODY SIMULATION ALGORITHM FOR INVESTIGATION OF CHAOTIC ADVECTION IN ASTROPHYSICAL AND COSMOLOGICAL SYSTEMS

 

Reinaldo R. Rosa1, Diego H. Stalder2, Esteban Clua3, José R. da Silva Junior3,

Haroldo F. Campos Velho1, Renata S.R. Ruiz1

1 - INPE

2 - INPE

3 - UFF

The gravitational N-body simulations have become a powerful tool for testing the theories of structure formation in astrophysical and cosmological systems [Error! Reference source not found.]. In particular, it has been shown that the statistical characterization of dark matter distribution is an important ingredient in the investigation of large-scale structure formation in the Hubble volume simulated from the GADGET-VC algorithm [Error! Reference source not found.]. Recently, an established statistical method was used to demonstrate the importance of considering chaotic advection (or Lagrange Turbulence) [Error! Reference source not found.] in combination with gravitational instabilities in the L - CDM simulations performed from the Virgo Consortium (VC) [Error! Reference source not found.]. However, the GADGET-VC algorithm does not allow the computation of the kinematics of a single particle, information that is necessary for the investigation of the chaotic advection. the LAC -INPE and the IC-UFF develop the COsmic LAgrangian TUrbulence Simulator (COLATUS) to perform gravitational N-body simulations allowing the computation of the velocity of a single particle at every time-step and then the evaluation of its energy power spectrum. COLATUS is implemented in a Compute Unified Device Architecture (CUDA) by using the Nvidia graphics processing units (GPUs) to reduce the simulation runtime. In the present work we show the preliminary simulations including up to 106 particles using 1536 cores of NVIDIA GTX680. For astrophysical purposes we also discuss the application of this new algorithm in the study of galactic dynamics, highlighting a possible alternative investigation of the bullet cluster.


Sistema Solar

OCULTAÇÕES ESTELARES POR OBJETOS TRANSNETUNIANOS: PRIMEIROS RESULTADOS

 

Felipe Braga-Ribas1,2, Roberto Vieira-Martins1, Bruno Sicardy2, Marcelo Assafin3,

Julio I. B. Camargo1, Alexandre Andrei1

1 - ON/MCT

2 - Observatoire de Paris-Meudon/LESIA

3 - OV/UFRJ

Objetos Transnetunianos são pequenos corpos do Sistema Solar, localizados no Cinturão de Kuiper, que se estende de 30 a mais de 100 unidades astronômicas. Investigar as propriedades físicas deste corpos é estudar o Sistema Solar primordial externo e sua evolução. Numa colaboração internacional, nosso grupo utiliza ocultações estelares para medir o tamanho e forma dos principais TNOs. Esta técnica observacional permite fazer tais medidas com precisões na ordem do quilômetro, levando à acurada derivação de importantes parâmetros físicos como o albedo e a densidade. Permite ainda detectar a presença de atmosferas com pressões até a ordem do nano bar. No entanto a predição destes eventos é difícil. Para contornar tais dificuldades, utilizamos o telescópio de 2.2m do ESO com a câmera de grande campo WFI, para obter precisas posições (<40 mas) das estrelas no caminho da órbita de TNOs selecionados. Detectamos 7, de 9 ocultações por TNOs já observadas (2002 TX300 - Out/2009*, Varuna - Fev/2010, Eris - Nov/2010, 2003 AZ84 - Jan/2011, Quaoar - Fev/2011*, Makemake - Abr/2011, Quaoar - Mai/2011, 2003 AZ84 - Fev/2012, Quaoar - Fev/2012 e 2002 KX14 - Abr/2012) sendo que apenas a ocultação de 2002 KX14 não foi prevista em nosso programa, e os eventos marcados por ’*’ não foram observados por nós. Apresentaremos neste trabalho, alguns dos parâmetros físicos já obtidos das ocultações por nós detectadas. Dentre eles destacamos: a determinação do tamanho de Eris; medida do tamanho e delimitações de uma possível atmosfera em Makemake; determinação da forma de Quaoar assim como de 2003 AZ84. Estes resultados serão comparados com os valores anteriormente conhecidos por outras técnicas observacionais.

MARÉ DE FLUÊNCIA: UMA NOVA TEORIA REOFÍSICA PARA A DISSIPAÇÃO E SINCRONIZAÇÃO DE EXOPLANETAS E SATÉLITES

 

Sylvio Ferraz Mello

IAG/USP

Proposta de uma nova teoria reofísica das marés dos corpos celestas, baseada em uma lei Newtoniana de fluência (creep) em substituição ao clássico enfoque introduzindo atrasos arbitrários em uma maré elástica. Os principais resultados derivam da solução de uma equação diferencial ordinária não homogênea sem necessidade de introduzir atrasos arbitrários como os que são plugados no modelo elastico usado na teoria clássica. A fase da maré devida à fluência Newtoniana é proporcional à frequência da maré (como na teoria original de Darwin), mas não é necessariamente pequena (chega a 90 graus nos corpos rígidos). A altura daa marés dependem da sua frequência e da viscosidade do corpo. Como consequência, as rotações estacionárias (chamadas pseudo-síncronas) têm um excesso de velocidade que é proporcional a 6ne2 para um corpo fluido sem viscosidade (como na teoria de Darwin), mas diminui com a viscosidade tendendo a zero quando o corpo tende a um sólido. A dissipação de calor em um corpo fluido é inversamente proporcional à frequência da maré (como na teoria de Darwin), mas esse comportamento se inverte quando a viscosidade é alta e o fator de relaxação fica muito menor do que a frequência da maré. Quando a viscosidade é alta, contudo, a maré de fluência não é suficiente para reproduzir a geometria das marés observadas; para reconciliar teoria e observação, é preciso adicionar à maré de fluência uma maré elástica perfeita. A teoria é aplicada a diversos corpos do Sistema Solar e extrasolares e os valores do fator de relaxação são deduzidos para estes corpos, com base nos dados disponíveis.

CONTATO

Sociedade Astronômica Brasileira
Rua do Matão, 1226 - Cidade Universitária - USP
CEP 05508-900 - São Paulo - SP
Tel: (11) 98154-8772 - e-mail: secret@sab-astro.org.br/ sab.secretaria.email2@gmail.com
Horário de atendimento: Terça e Quinta-feira das 09h00 às 12h00 e das 12h30 às 15h00
Powered by Wild Apricot Membership Software