SOCIEDADE ASTRONÔMICA BRASILEIRA

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PAINÉIS DA SESSÃO II

Astrometria

PAINEL 12

UMA APLICAÇÃO DO MÉTODO CROSS-ENTROPY NA REDUÇÃO ASTROMÉTRICA DE IMAGENS ASTRONÔMICAS

 

Antonio Luis Amadeu, Thiago Costa Caetano

Universidade Federal de Itajubá

A redução astrométrica é de grande importância na análise das imagens astronômicas. A determinação precisa das coordenadas dos objetos é necessária para que os dados obtidos através das observações sejam correlacionados com os dados da literatura. O nosso grupo, em particular, tem aplicado as técnicas de redução astrométrica aos aglomerados abertos, o que possibilitou agregar aos nossos dados, informações de grandes catálogos, como o UCAC3, o 2MASS e o PPMXL. Até o momento, essa redução é feita por meio de um método próprio, baseado numa matriz de rotação que converte as coordenadas equatoriais em coordenadas do plano tangente, seguida por um pattern matching vetorial e obtenção das coordenadas finais. O processo fornece bons resultados, mas é dispendioso no que se refere ao tempo de processamento e aos recursos da máquina. Nesse trabalho temos investigado a possibilidade de utilizar o método cross-entropy em substituição ao método vetorial do pattern matching, atualmente empregado. Nosso grupo vem utilizando esse método em situações equivalentes e o resultado tem se mostrado promissor. Para o caso da astrometria, os resultados em campos sintéticos foram positivos e demonstraram que o tempo de processamento sofre uma redução substancial. Os erros finais também são reduzidos uma vez que a correlação entre os dados observados e os dados fornecidos pelos catálogos se torna melhor. Nesse trabalho apresentamos o algoritmo e descrevemos em detalhes os testes realizados, além dos resultados obtidos.

PAINEL 14

NOVOS EFEITOS NOS FENÔMENOS MÚTUOS DOS SATÉLITES DE JÚPITER

 

Alex Dias de Oliveira1, Roberto Vieira-Martins1, Felipe Braga-Ribas1,2, Marcelo Assafin3, Julio I. B. Camargo1, Dario N. da Silva Neto4, Alexandre H. Andrei1, Othon C. Winter5, H. S. Gaspar5, A. Izidoro5,

P. M. S. dos Santos5, R. A. N. de Araújo5, R. C. Domingos5, J. C. Sampaio5, L. A. G. Boldrin5

1 - ON/MCT

2 - Observatoire de Paris-Meudon/LESIA

3 - OV/UFRJ

4 - Universidade Estadual da Zona Oeste/RJ

5 - FEG/UNESP

A partir de estudos da evolução orbital dos planetas gigantes, e seus sistemas de anéis e satélites, é possível compreender melhor aspectos físicos e dinâmicos da formação e evolução do Sistema Solar. No caso dos satélites, tal estudo é feito através de modelos dinâmicos que requerem dados precisos sobre sua posição e velocidade orbital. Uma forma de obter estes dados é através da análise da curva de luz dos eclipses e ocultações mútuas entre os mesmos, quando ocorrem. Em 2009, no Brasil, houve uma campanha para observações destes eventos no OPD/LNA, para os satélites de Jupiter, a partir de uma cooperação entre pesquisadores de 4 instituições brasileiras. Neste trabalho são apresentados os 25 eventos observados (13 ocultações e 12 eclipses) envolvendo os 4 satélites Galileanos. Em função da qualidade fotométrica das curvas de luz foi desenvolvido um modelo para a redução dos eventos que leva em consideração 4 importantes fatores da natureza destes eventos: a) a queda de luz gradativa que ocorre ao longo da penumbra e b) o escurecimento de bordo do Sol para o caso dos eclipses, c) o ângulo de fase solar e d) o perfil iluminado dos satélites considerando a rugosidade da superfície e as orientações da fonte luminosa e do observador. Os itens b e c foram implementados no último ano e mostram que, embora os resultados obtidos não sejam tão sensíveis ao efeito de escurecimento de bordo, a não ser pela duração dos eventos que sofreu uma pequena, mas considerável mudança, eles são extremamente dependentes do modelo de reflexão usado. Testes com 3 diferentes leis de reflexão mostraram variações nos valores de posições relativas. Além deste estudo detalhado os valores obtidos foram comparados com a teoria atualmente mais precisa para o sistema, usada para gerar as efemérides (Lainey et al 2009) exibindo valores discordantes. As precisões médias alcançadas foram de 0,890 s para o instante central, 70,4 m/s (0,002 mas/s) para a velocidade relativa e 7,8 km (2,09 mas) para o parâmetro de impacto.


PAINEL 16

ASTROMETRIA DOS SATÉLITES IRREGULARES DE JÚPITER E SATURNO: 20 ANOS DE OBSERVAÇÕES NO LNA

 

Altair Ramos Gomes Júnior1, Marcelo Assafin1, Roberto Vieira Martins2

1 - OV/UFRJ

2 - ON/MCT

Os satélites irregulares são substancialmente menores do que os satélites regulares, possuindo em geral órbitas mais distantes, excêntricas e podendo ser retrógradas. Explicar a existência dos satélites irregulares é um importante tópico de estudo em Dinâmica Orbital. No entanto, as órbitas destes satélites são conhecidas com pouca precisão e, por isso, são necessários trabalhos para sua boa determinação. Temos o objetivo de organizar e reduzir as imagens CCD dos satélites irregulares de Saturno e Júpiter, observadas com os telescópios de 1.6m e de 0.6m do LNA. São estimadas mais de 4 mil imagens dos satélites irregulares dentro de uma base de dados com cerca de 80 mil imagens obtidas entre 1992 e 2011. Nosso trabalho consiste na organização e redução astrométrica dessas imagens. Para o tratamento dos dados será utilizado o pacote de redução astrométrica PRAIA. Além da grande precisão alcançada com nossos algoritmos, um fator importante está na utilidade estatística de se usar uma grande base de dados . Primeiramente, eliminaremos todas as posições ruins, estudando critérios objetivos a serem aplicados nas observações. Depois, analisaremos as diferenças de posições dos satélites para se ter uma melhor compreensão da significância de nossas posições em relação à efeméride atualmente estabelecida. A projeção das órbitas no plano do céu, junto com vetores representando os offsets de posição em relação as efemérides vigentes, também caracteriza importante ferramenta de análise, e mostra claramente o grau de contribuição para a melhoria das órbitas. Este projeto é semelhante ao trabalho feito com dados do Observatoire Haute-Provence em que obtivemos ótimos resultados (XXXVI SAB, painel 13).


Cosmologia

PAINEL 18

SONDANDO A CONTRIBUIÇÃO DOS BÁRIONS NA MEDIÇÃO DO FATOR

DE CRESCIMENTO LINEAR

 

Hidalyn T. C. M. de Souza, Nilza Pires

UFRN

O fator de crescimento linear f é um parâmetro definido em termos dos contrastes de densidade d da matéria bariônica e da matéria escura que deram origem a uma nuvem de gás primordial no Universo (de modo geral, f(a)º a/d dd/da, sendo a o fator de escala adimensional). Uma importante característica no estudo do fator de crescimento linear da velocidade peculiar de uma nuvem de gás particular no Universo é que na ausência da matéria bariônica, para um dado modelo cosmológico particular esse parâmetro mostra-se independente da massa de matéria escura na nuvem de gás primordial. Para enfatizar a contribuição da matéria bariônica dentro desse processo evolutivo, neste trabalho analisamos o parâmetro perturbado f(Wm) no contexto da evolução de perturbações de matéria bariônica e escura que deram origem aos primeiros sistemas gravitacionalmente ligados no Universo (ou objetos da população III), seguidos desde o período da recombinação do hidrogênio (z»1400). Esse estudo é realizado no contexto de uma energia do vácuo decaindo em matéria escura assim como sugerido por Alcaniz & Lima (2005), em um meio composto de uma densidade de matéria bariônica e matéria escura diluídos como rbµa-3 e rdµa-3+[epsilon], respectivamente, onde o parâmetro [epsilon] caracteriza a interação entre a energia do vácuo e a matéria escura de modo tal que, quando [epsilon]=0, recupera-se o modelo padrão LCDM. Como um resultado preliminar, encontramos uma matéria bariônica contribuindo em até 10% para o valor atual do fator de crescimento linear quando comparado com as observações, mostrando a importância em levarmos em conta essa componente da matéria nos estudos teóricos.

PAINEL 20

ESTUDO DA ESTRUTURA EM GRANDE ESCALA DO UNIVERSO COM LRGS E GRBS

 

Adam Smith Gontijo

UnB

Compreender o universo em grandes escalas é um dos grandes interesses da cosmologia moderna. A determinação dos parâmetros cosmológicos pela cosmologia observacional é capaz de auxiliar na previsão de importantes fenômenos. Observações anteriores mostraram que as galáxias não estão distribuídas uniformemente no Universo. Dos vários exemplos de resultados extraídos das informações contidas nos catálogos, as oscilações acústicas da matéria bariônica (BAO, em inglês) foram detectadas utilizando-se o subconjunto SDSS LRG. Os aglomerados de galáxias são formados por halos mais massivos que galáxias. Elas são mais fortemente correlacionadas e dessa forma, análises estatísticas feitas em cima desses catálogos conseguem prever alguns aspectos do modelo cosmológico padrão. Inicialmente, neste trabalho foram utilizados os dados do catálogo 2SLAQ Early Data Release, com qual realizamos testes baseados na função de correlação de dois pontos, no cálculo de espectro de potência, e em testes estatísticos clássicos, como medida do coeficiente de Pearson, para estudar, por exemplo, a evolução do clustering das galáxias como função do redshift. Por outro lado, examinamos da mesma forma os catálogos existentes de Gamma-ray Bursts (GRBs) principalmente o criado com dados do instrumento BATSE do observatório espacial Compton. Como os catálogos mais recentes de GRBs possuem também informação sobre o redshift, foi possível verificar se há correlação entre as propriedades observadas com as galáxias e aqueles que são detectáveis na pequena amostra existente de GRBs. Verificamos, principalmente, se era possível separar os efeitos sistemáticos da amostra das correlações encontradas. Apesar de não se poder realizar testes estatísticos com alta confiabilidade, é possível visualizar alguma correlação entre este dois conjuntos de dados.

PAINEL 22

ESTIMAÇÃO DE PARÂMETROS A PARTIR DE DADOS DE SUPERNOVAS DO TIPO Ia: UMA COMPARAÇÃO ENTRE DUAS ABORDAGENS USANDO DADOS ATUAIS

 

Bruno Lazarotto Lago1,2, Maurício Ortiz Calvão1, Sérgio E. Jorás1, Ribamar R. R. Reis1,

Ioav Waga1, Ramón Giostri1,3

1 - IF/UFRJ

2 - CEFET

3 - UFES

Supernovas do tipo Ia (SNeIa) forneceram no final da década de 1990 a primeira evidência para a aceleração na expansão cósmica, um feito que foi reconhecido com o prêmio Nobel de Física de 2011 aos pesquisadores Saul Perlmutter, Brian P. Schmidt e Adam G. Riess. Um dos grandes desafios da física atual é desvendar a natureza do agente causador dessa aceleração, comumente conhecido como energia escura. O uso de SNeIa em cosmologia se baseia na consideração de que elas podem ser usadas como velas padrão. Na verdade, SNeIa não são velas padrão no sentido estrito da expressão, mas é possível padronizá-las valendo-se de correlações empíricas. Existem na literatura vários algoritmos para padronizar as SNeIa, dependentes de diferentes parâmetros, que demandam diferentes análises para vinculação de parâmetros cosmológicos. Usando a compilação de dados publicada com o primeiro ano do levantamento de supernovas do tipo Ia (SNeIa) do Sloan Digital Sky Survey (SDSS), nós comparamos duas abordagens diferentes para determinar vínculos sobre parâmetros cosmológicos a partir de dados de SNeIa, no caso em que a própria dispersão na magnitude é desconhecida, o tradicional c2 e a função verossimilhança completa. Nós consideramos os modelos cosmológicos Matéria Escura Fria + constante cosmológica (LCDM) e Matéria Escura Fria + Energia Escura com parâmetro da equação de estado constante + curvatura espacial nula (FwCDM) e mostramos que, para dados atuais, existe uma pequena diferença nos valores de melhor ajuste e cerca de 30% nas áreas dos contornos de confiança no caso em que adotamos o ajustador de curva de luz MLCS2k2. Para o ajustador SALT2 as diferenças são menos significantes (de até 13% de diferença nas áreas). Em ambos os casos a abordagem com a verossimilhança fornece vínculos mais restritivos. Nós salientamos que a verossimilhança completa deve ser usada em detrimento do c2 quando lidamos com parâmetros na expressão para a variância.

PAINEL 24

UM PARALELO ENTRE PARAQUEDISMO E QUINTESSÊNCIA

 

Francisco Ernandes Matos Costa

IAG/USP

O atual modelo padrão da cosmologia combina as seguintes idéias: (i) o Universo teve um passado denso e quente (Big Bang), (ii) passou por um estágio inicial de rápida expansão (inflação cósmica) o que requer a existência de campos escalares e (iii) é atualmente dominado por uma energia escura (representada por uma constante cosmológica). Neste estudo, utilizamos uma analogia entre os movimentos de um paraquedista e de um campo escalar para investigar as consequências cosmológicas desse campo rolando com termo cinético constante. Nessa aproximação, derivamos a forma do potencial do campo escalar e discutimos suas consequências para a evolução do Universo. Encontramos soluções em que o Universo foi dominado no passado por uma mistura de bárions e matéria escura, vem passando por uma fase de expansão acelerada mas colapsará no futuro remoto. Esse tipo de evolução final é completamente diferente das previsões do modelo padrão em que o Universo evolui para uma fase final do tipo de Sitter. Finalmente, utilizando dados observacionais atuais, encontramos fortes vínculos sobre os parâmetros deste modelo.


Ensino e Divulgação

PAINEL 31

ANÁLISE DOS CONTEÚDOS DE ASTRONOMIA PRESENTES NAS PROPOSTAS CURRICULARES DOS ESTADOS DA REGIÃO SUL DO BRASIL

 

Evonir Albrecht, Marcos Rincon Voelzke

Universidade Cruzeiro do Sul

A Astronomia sempre foi um tema que fascinou a humanidade. Ao longo dos anos pela sua importância passou a ser incorporada nos currículos escolares. No Brasil os documentos que norteiam a Educação Básica são os Parâmetros Curriculares Nacionais (PCN) e Orientações Complementares aos Parâmetros Curriculares Nacionais (PCN+). Estes documentos servem de base para construção das propostas que orientam a Educação Básica nos estados brasileiros. Com intuito de analisar e comparar os conteúdos astronômicos presentes e sua clareza nas propostas curriculares do Paraná, Rio Grande do Sul e Santa Catarina foi desenvolvido o presente trabalho. Ao longo do trabalho constatou-se que o tema é proposto nas três propostas analisadas, mas, de formas diferentes. A proposta curricular do Paraná apresenta os conteúdos de Astronomia como primeiro conteúdo a ser trabalhado em cada ano do Ensino Fundamental ao longo de todo o primeiro bimestre. O estado do Rio Grande do Sul apresenta os conteúdos de Astronomia divididos em dois ciclos no Ensino Fundamental. A proposta curricular do estado de Santa Catarina é a menos específica, não apresenta os conteúdos por ano e nem apresenta os conteúdos de Astronomia de forma explícita. No Ensino Médio, a proposta mais diferenciada é a do Rio Grande do Sul, que apresenta os conteúdos de Astronomia como primeiro conteúdo a ser trabalhado na primeira série. Nas outras duas propostas, o conteúdo é apresentado apenas no item Gravitação Universal e sem especificidade de conteúdos. Mesmo sendo de estados diferentes, as propostas de um modo geral deixam a desejar na parte da divisão específica de conteúdos, apresentando apenas os tópicos gerais a serem trabalhados, o que pode ser visto como um dificultador no fazer pedagógico. Cabe ressaltar a necessidade da clareza nos documentos que norteiam a Educação para um bom planejamento escolar.

PAINEL 33

ATIVIDADES DE ASTRONOMIA NO PROJETO PIBID/UFSCAR NA ESCOLA ADAIL MALMEGRIM GONÇALVES

 

Gabriela Brito Ortelan1, Alice Pierson2

1 - UFSCar

2 - DME/UFSCar

O projeto PIBID se iniciou na Universidade Federal de São Carlos (UFSCar) em 2009 com caráter interdisciplinar, envolvendo bolsistas de diversas áreas atuando em várias escolas do município de São Carlos. Este trabalho diz respeito às atividades sobre Astronomia na escola Adail Malmegrim Gonçalves, em um bairro rural chamado Agua Vermelha, sendo estas atividades voltadas para os alunos do ensino médio, no período noturno. Por se tratar de um projeto interdisciplinar, os bolsistas da escola juntamente com a professora supervisora escolhem um tema para ser tratado pelas diferentes áreas na escola, e no mês de setembro de 2011 foi escolhido o tema Lua. As atividades na escola foram realizadas no horário anterior ao inicio das aulas, durante a chegada dos alunos, com um caráter menos formal e aberto para alunos de diferentes séries, os deixando mais a vontade para interagir com os bolsistas e participar. As atividades foram: fixação de modelos da Terra e da Lua em escala de tamanho e distancia no pátio da escola, realizada pelos bolsistas da Física e da Matemática conjuntamente com os alunos; uma aula sobre mitologias da Lua ao redor do mundo, com os bolsistas da Filosofia, Química e Biologia; atividade de observação do céu com telescópio; e uma visita dos alunos da escola ao Observatório da USP, no centro da cidade. Como resultado das atividades, a professora de Física das turmas que possuía conteúdos de Astronomia no programa, relatou o maior interesse dos alunos sobre o assunto quando tratados na sala de aula, e em relação às outras turmas, notou a motivação em relação a este tema e outros assuntos científicos, bem como a maior aceitação para atividades posteriormente desenvolvidas pelos bolsistas do PIBID.


PAINEL 35

MOVIMENTO APARENTE DO SOL, SOMBRAS DOS OBJETOS E MEDIÇÃO DO TEMPO NA VISÃO DE ALUNOS DO SÉTIMO ANO DO ENSINO FUNDAMENTAL

 

Daniel Iria Machado

Universidade Estadual do Oeste do Paraná - Unioeste

Concepções alternativas sobre temas científicos são comuns entre os estudantes. Por isso, foram investigadas as ideias de 43 alunos do sétimo ano do Ensino Fundamental sobre o movimento aparente do Sol na esfera celeste e sua relação com as sombras dos objetos e a medição do tempo. Participaram da pesquisa dois grupos, um com 15 estudantes e outro com 28. Aplicou-se um teste com questões abertas antes e depois de uma atividade com um relógio de Sol analemático, conduzida por um monitor, num ambiente de ensino não-formal. Inicialmente, 77% dos alunos relataram perceber uma relação entre a posição do Sol no céu e as sombras dos objetos, proporção que se ampliou para 91% no pós-teste. Após a interação com o relógio de Sol, também aumentou o percentual de alunos que, justificando sua resposta: a) considerava ser possível usar a sombra dos objetos para medir a passagem do tempo (de 42% para 49%); b) pensava existir mudanças na posição do Sol no céu durante o ano (de 19% para 33%); c) admitia haver modificações na sombra dos objetos ao longo do ano (de 14% para 26%). No pré-teste, 74% dos estudantes afirmaram equivocadamente que o Sol atinge o zênite diariamente. No grupo de 28 alunos em que este assunto foi abordado, o percentual de indivíduos com tal concepção diminuiu de 68% para 32%. Portanto, uma proporção significativa de estudantes desconhecia inicialmente a maioria dos fenômenos tratados. Embora uma pequena parte dos alunos tenha assimilado novas noções, indicando um potencial educativo da atividade analisada, sem observações e estudos complementares a aprendizagem pode ficar limitada.

PAINEL 37

SOLARIGRAFIA: DESENHADO COM O SOL. UM REGISTRO DO MOVIMENTO APARENTE

DO SOL REALIZADO POR ALUNOS DE ENSINO FUNDAMENTAL E MÉDIO

 

Júlio César Klafke1,2, Ednilson Oliveira3,4, André Rossini Corte5,6, Gustavo Haddad Braga7

1 - ICET/UNIP

2 - Col. Objetivo-Paulista

3 - Col. Santa Maria

4 - Col. Franciscano Pio XII

5 - IF/USP

6 - Col. Objetivo-Paulista

7 - MIT

Proposta em 1999 por Decyk, Kula e Calvin, idealizadores do Projeto Solaris, a solarigrafia <www.solarigrafia.com> consiste em registrar a trajetória do Sol em papel fotossensível, com uma câmera estenopeica (pinhole), sem necessidade de revelação. Desenvolvemos uma oficina empregando a técnica e a aplicamos a alunos de 12 a 17 anos nos Colégios Objetivo, Santa Maria e Pio XII, de São Paulo. Durante a oficina buscamos explorar muito do potencial interdisciplinar da técnica: aspectos históricos, químicos, físicos, matemáticos, geográficos, astronômicos e psicológicos da mesma. Nela os alunos aprendem sobre os princípios de propagação da luz, a historia e princípios do processo fotográfico e constróem suas próprias câmeras com potinhos de negativos de 35mm, recortes de latas de alumínio e fitas adesivas. Depois, aprendem a se orientar geográfica e astronomicamente para escolher o local onde irão fixar suas câmeras para compor o cenário com o registro das trajetórias do Sol. Uma vez obtidas, as imagens são digitalizadas, processadas e interpretadas, fornecendo aos estudantes uma perspectiva inusitada, porém tangível, da trajetória diária e anual do Sol no céu. O resultado mais expressivo até o momento refere-se à dificuldade dos alunos em prever a trajetória do Sol na paisagem e posicionar corretamente as câmeras, cuja habilidade é o primeiro objetivo desta experiência. O projeto é continuado e encontra-se no seu segundo ano de execução. Além dos 10 estudantes que atualmente participam do projeto, pretende-se envolver diretamente, ainda, cerca de 150 alunos do colégio Santa Maria e 50 do colégio Pio XII da disciplina de óptica.


PAINEL 39

UM SISTEMA AUDIOVISUAL IMERSIVO IDOME DE BAIXO CUSTO PARA

AULAS DE ASTRONOMIA

 

Júlio César Klafke1,2, André Rossini Corte3,2, Ednilson Oliveira4,5

1 - ICET/UNIP

2 - Col. Objetivo-Paulista

3 - IF/USP

4 - Col. Santa Maria

5 - Col. Franciscano Pio XII

O iDome é um sistema de projeção em cúpula hemisférica com o auxílio de espelho esférico no lugar de um projetor datashow com lente objetiva olho de peixe. Desenvolvido por Paul Bourke desde 2003 <paulbourke.net/miscellaneous/domemirror/>, vem sendo usado por diversas instituições educativas como alternativa de baixo custo para visualização científica, jogos 3D, arquitetura e Astronomia. Neste trabalho construímos e testamos um sistema iDome usando um projetor datashow SVGA comum, um espelho esférico e um domo geodésico de 1,4 m de diâmetro, construído por alunos do curso especial de Astronomia do Colégio Objetivo de São Paulo, adotando a solução proposta por Jeff Adkins <www.cccoe.net/stars/>. Por razões práticas, optamos por colocar nosso domo suspenso no teto da sala de aula, ou apoiado sobre uma mesa, ligeiramente inclinado para uma melhor sensação de abódada celeste frontal. Como software usamos tanto o Stellarium quanto o Nighshade, da DigitalisEducation Solutions Inc, preferindo este último por sua maior luminosidade e recurso de projeção de constelações coloridas e os paralelos de Câncer e Capricórnio. Resultados preliminares colhidos de impressões dos alunos que participaram das montagens sugerem que a sensação de imersão fica um pouco prejudicada pelo tamanho limitado do domo e pela resolução espacial do projetor, mas, quando usado em grupos de no máximo 4 alunos, a forma hemisférica da projeção permite uma melhor visualização da esfera e fenômenos celeste à simples projeção em uma tela plana. A construção de um domo maior tem sido sugerida, mas a falta de espaço limita o projeto as atuais dimensões.

PAINEL 41

OBSERVAÇÃO DO CÉU NOTURNO POR ALUNOS DA REDE DE ENSINO BÁSICO NO

CAMPUS DE RIO CLARO

 

João Eduardo de Souza da Fonseca, Felipe Lima Diaz, Fabrizzio Anunciato Montezzo, Nelson Callegari Jr.

UNESP

Fazendo uso do conceito de popularização da Astronomia e ciências afins e com o apoio da Pró-reitora de Extensão, PROEX, inauguramos na UNESP de Rio Claro, unto ao Instituto de Geociências e Ciências Exatas, o projeto "Escola dos Astros", nome fantasia para o Projeto de Extensão Universitária "Observação do Céu Noturno por Alunos da Rede de Ensino Básico no Campus de Rio Claro". Consiste basicamente em trazer para a Universidade a comunidade rio-clarense de alunos do primeiro e segundo grau para, além de conhecer o campus, a maioria tem seu primeiro contato com instrumentos e conceitos astronômicos. As visitas são guiadas pelos bolsistas, onde acomodamos a turma a um anfiteatro do Instituto, fazendo um breve apanhado sobre o Sistema Solar, partindo do Sol e indo até Nuvem de Oort. Para o Ensino Médio, Incluímos um pouco sobre evolução estelar. Em seguida, os direcionamos para um local com baixa poluição luminosa e montamos nossos telescópios (um deles financiado pelo projeto) e apresentamos os principais astros visíveis na noite em questão. O Projeto está tendo grande visibilidade por parte das escolas de Rio Claro por ser o único Projeto de Extensão Universitária focado na Astronomia. Iniciado em abril deste ano, já atendeu mais de 270 alunos da Rede de Ensino Básico, número este que estará próximo a 1300 no final do ano.

PAINEL 43

PERSPECTIVAS E CENÁRIOS DO ENSINO DE ASTRONOMIA NA ESCOLA BÁSICA: OS PRIMEIROS INDICADORES DE UM ESTUDO AMOSTRAL EM DUAS REGIOES DO RS

 

Sonia Elisa Marchi Gonzatti1, Eliana Fernandes Borragini1, Julia Cristina Kerber1, Maria Helena Steffani2

1 - Centro Universitário UNIVATES

2 - UFRGS

O presente trabalho apresenta os primeiros resultados de um estudo comparativo que se propõe a investigar como as escolas da educação básica estão trabalhando com o ensino de Astronomia. A pesquisa tem como objetivos realizar um estudo sobre os tópicos de Astronomia mais recorrentes nos planos de estudos das escolas envolvidas, investigar quais são as estratégias metodológicas mais utilizadas pelos professores e as dificuldades que estes encontram no desenvolvimento curricular desses temas. A metodologia de trabalho caracteriza uma pesquisa qualitativa, na qual se está trabalhando com sete escolas das redes estadual e municipal do Vale do Taquari, além de três escolas da Grande Porto Alegre. Esta pesquisa ocorre em parceria com o Planetário da UFRGS, que implementa as ações na região metropolitana e atua como co-formador na capacitação dos professores participantes. A pesquisa está em sua fase inicial. Já realizamos a primeira rodada de entrevistas com os professores e estamos analisando os Planos de Estudos que norteiam seu trabalho. Na análise preliminar, que está em desenvolvimento, destacamos alguns elementos para reflexão: os professores apontam como dificuldade a falta de formação para trabalhar tópicos de Astronomia. Também mencionam o nível de abstração como um limite tanto para planejar o trabalho em sala de aula quanto para a compreensão dos conteúdos pelos alunos. Outro elemento a destacar é que os conteúdos de Astronomia trabalhados nessas escolas são muito diferentes; não há uma unidade. Isso parece indicar que o professor prioriza conteúdos sobre os quais ele sente mais segurança. Ainda, pouco tempo é dedicado ao estudo dos mesmos. A segunda fase da pesquisa prevê a realização de encontros de formação de professores, para discutir e aprofundar conceitos e metodologias que possam ser aplicados na escola básica que, de alguma maneira, contribuam para uma inserção mais sólida do Ensino de Astronomia na formação dos estudantes. Mesmo em fase inicial, os diferentes elementos já levantados no estudo convergem para resultados já amplamente detectados nas pesquisas da área.

PAINEL 45

TRÊS ANOS DE PARTICIPAÇÃO BRASILEIRA NA INTERNATIONAL ASTRONOMICAL

SEARCH COLLABORATION

 

Elaine Cordeiro Kroth, Aloadir Lucas Santos de Oliveira, Aruã Torigoe Kalmus,

Mariana de Matos Ferreira, Gustavo de Araujo Rojas

Universidade Federal de São Carlos

International Astronomical Search Colaboration (IASC) é um projeto educacional internacional entre universidades, escolas, observatórios e instituições de pesquisa que tem como objetivo principal envolver estudantes de ensino médio e superior na descoberta e monitoramento de asteroides e objetos próximos a Terra (NEOs), principalmente os asteroides potencialmente perigosos (PHAs). A metodologia consiste em analisar imagens obtidas por telescópios nos EUA e Europa, utilizando o software Astrometrica. As imagens são distribuídas entre as escolas participantes, que tem um prazo de 72 horas para a entrega dos resultados. A primeira instituição brasileira a participar desta campanha foi a Universidade Federal de São Carlos (UFSCar), que iniciou as atividades em Fevereiro de 2010. Desde então, mais sete instituições do Rio Grande do Sul, São Paulo e Ceará ingressaram na campanha. Ao total, as participações brasileiras já resultaram na descoberta de 9 novos asteroides, sendo 3 deles NEOs, além da confirmação de dezenas de asteroides já conhecidos. Em 2012 completam-se três anos da participação brasileira na IASC, com a concretização de dois importantes marcos: a segunda participação brasileira na campanha Pan-STARRS, que utiliza o telescópio PS1 (1,8 m.) em Haleakala, Hawaii; e a realização da primeira campanha da IASC exclusivamente com escolas, que irá ocorrer em Agosto e Setembro de 2012. Apresentaremos neste trabalho os resultados mais recentes deste projeto que a cada ano atinge mais estudantes no Brasil.

PAINEL 47

FERRAMENTAS SIGNIFICATIVAS NO ENSINO DE ASTRONOMIA

 

Josué Antunes de Macêdo1,2, Marcos Rincon Voelzke1

1 - Universidade Cruzeiro do Sul

2 - Instituto Federal de Educação, Ciência e Tecnologia do Norte de Minas Gerais

Este trabalho apresenta resultados parciais de uma pesquisa de doutorado, que tem como objetivo apontar as potencialidades da utilização de Ferramentas Significativas no Ensino de Astronomia para alunos dos cursos de Licenciatura do Instituto Federal do Norte de Minas Gerais, Campus Januária. A amostra foi composta por 47 alunos dos cursos de Física, Matemática e Biologia. Aplicou-se um questionário de conhecimentos prévios, visando levantar o perfil do educando, em relação às concepções sobre as Tecnologias de Informação e Comunicação e às concepções sobre temas relacionados à Astronomia. A análise do questionário permitiu a condução de um trabalho que consistiu na elaboração e implantação de um Curso de Aperfeiçoamento em Astronomia, oferecido na modalidade semipresencial, com apoio do Ambiente Virtual de Aprendizagem (AVA) Moodle, o qual consta de doze semanas, com carga horária total de cem horas. Os conteúdos baseiam-se no desenvolvimento de habilidades e competências previstas nos Parâmetros Curriculares Nacionais e na Proposta Curricular do Estado de Minas Gerais e são abordados na forma de aulas semanais no AVA. Cada semana compõe-se de roteiro, textos de aprofundamento, vídeoaulas, fóruns, atividades, simulações, maquetes e links, a outros sites. Os encontros presenciais ocorrem quinzenalmente, num total de oito, com duração de duas horas cada e sendo dedicados às atividades práticas e às avaliações presenciais. Cumpriu-se até o momento 83,3% da carga horária do curso, sendo que na primeira avaliação presencial, a média foi de 9,9 acertos em quatorze questões. Os primeiros resultados são satisfatórios, principalmente no envolvimento dos alunos com o conteúdo e na facilidade de interação com as atividades apresentadas.

PAINEL 49

LENSZOO: CITIZENS–ASTRONOMERS INTERPLAY IN THE QUEST TO FIND

GRAVITATIONAL LENSES

 

Phil Marshal1, Aprajita Verma1, Anupreeta More2, Cecile Faure3, Prasenjit Saha4, Martin Makler5,6,

Philip Naudus7, John Wallin8, Surhud More2, Mandeep Gill9, Clécio De Bom5,6, Jean-Paul Kneib10,

Bruno Moraes5,6, Stuart Lowe11, Matthias Tecza1, Richard Bower12, Mark Swinbank 12, Douglas Tucker13

1 - University of Oxford

2 - KICP, University of Chicago

3 - EPFL, Lausanne

4 - University of Zurich

5 - CBPF

6 - LIneA

7 - Rutgers

8 - MTSU

9 - Stanford University

10 - OAMP, Marseille

11 - LCOGT

12 - Durham University

13 - FNAL

Gravitational lenses are remarkable phenomena, striking visual demonstrations of Einstein’s theory of General Relativity, and very useful astrophysical tools. Multiple imaging of background galaxies allows the mass of the foreground deflector to be measured, while the lens magnification allows the distant light source to be studied in great detail. The statistics of strong lenses are also a competitive cosmological probe. At present, these science projects are limited by the availability of suitable lenses; while lenses are rare, new wide-field imaging surveys will contain tens of thousands of new systems. In this new era, the use of automated algorithms will be indispensable in finding lens candidates, but the algorithms are far from perfect. Even for the best automated selections, lens searching requires a significant human quality control element. The Lens Zoo project will solve these problems by building a general purpose laboratory for gravitational lens discovery, that will enable citizen scientists, working with professional lensing experts, to identify lenses. Starting from images of candidates prepared by survey scientists, citizens will identify and record lensed features, and then analyse them collaboratively, discussing and voting on the group’s findings. All of these tasks can be done online using web-based software adapted from tools already built by the Zooniverse team, or that have been newly prototyped. Datasets that will be available on LensZoo include CFHTLS, CS82, Pan-STARRS 1, and DES. We describe the plans for LensZoo, which will be launched in early 2013, and show snapshots of working prototypes.


Estrelas

PAINEL 75

CALIBRAÇÃO DE METALICIDADES DE ESTRELAS SUB-ANÃS POBRES EM METAIS BASEADA EM COMPANHEIRAS BINÁRIAS

 

Viviane Salvador Alves, Silvia Rossi, Vinicius Placco

IAG/USP

As estrelas de baixa massa constituem os objetos estelares mais numerosos na Galáxia e com tempos de vida de sequência principal que excedem a atual idade do Universo. Sendo assim, mostram-se grandes laboratórios para estudo da estrutura e evolução da Galáxia. Como as estrelas de baixa massa estão se tornando locais cada vez mais importantes para procura de planetas, a eficiência observacional de tais buscas pode ser amplamente aumentada com o conhecimento prévio da metalicidade estelar, uma vez que existem indicações de que estrelas anãs M com planetas conhecidos tenham metalicidade sub-solar. Neste trabalho, utilizamos o espectrógrafo Goodman do observatório Soar para obtenção dos espectros estelares. Os sistemas binários em análise são constituídos de uma estrela de tipo espectral F ou G e uma mais fria de tipo espectral M. Com base nas linhas espectrais de CaII obtemos a metalicidade da primária do sistema (tipo F/G). Admitindo que a secundária compartilhe a mesma metalicidade da primária, já que o sistema se originou de uma mesma nuvem mãe, inferimos a metalicidade da secundária. Com a metalicidade da estrela anã obtida, utilizamos índices de linha descritos na literatura para calibrar uma relação absoluta de metalicidade para essas estrelas. Essa calibração sugere até o presente momento, que o índice de linha utilizado possui um comportamento diferente para diferentes classes de metalicidade.

PAINEL 77

INFLUÊNCIA DO PERFIL DE ROTAÇÃO INTERNA NAS ASSIMETRIAS DE MULTIPLETOS

DE ESTRELAS BETA CEPHEI

 

Laerte Andrade, Eduardo Janot-Pacheco

IAG/USP

Realizamos um estudo detalhado de como as assimetrias de modos de pulsações não-radiais de estrelas quentes com rotação moderada fornecem informações sobre o perfil interno de rotação de tais estrelas. Em especial, tratamos das variáveis tipo b Cephei, estrelas B de tipo recente (B0-B2.5) apresentando variações de luminosidade e velocidade radial com escala de tempo de horas, decorrentes do mecanismo k. Partindo de um modelo calculado representativo de uma estrela tipo b Cephei de referência (q Ophiuchi), estudamos o comportamento das assimetrias de multipletos de diversas ordens, variando artificialmente o perfil de rotação interna de forma a obter casos intermediários: perfis lineares, perfis com rotação constante no núcleo, e perfis com ajuste polinomial. O efeito da rotação nas frequências de oscilação pode ser estimado em termos de uma função peso, chamada kernel de splitting rotacional, que permite indicar a contribuição de cada região da estrela na separação (splitting) das frequências. Analisamos o comportamento de tal função para modos acústicos (modos p, com a pressão como força restauradora) e modos gravitacionais (modos g, com flutuações gravitacionais como força restauradora). Mostramos que a sensibilidade do splitting na região do núcleo estelar (r/R~0.2) é maior para os modos g que para os modos p, portanto, qualquer modificação no perfil de rotação nesta região deve afetar mais os primeiros. Analisamos como a modificação dos perfis de rotação internos alteram os coeficientes de correção de segunda ordem das frequências de oscilação. Tais coeficientes levam em conta as distorções da simetria esférica da estrela, causadas pela força centrífuga. Com esses resultados, poderemos montar kernels simplificados para a assimetria (em desenvolvimento), separando-os nos três regimes distintos indicados pelos resultados alcançados: modos g maiores que g1, modos p maiores que p1, e modos mistos (p1, g1). Tal divisão permite uma discussão sobre as características físicas que explicam o comportamento da assimetria e sua sensibilidade às variações do perfil de rotação interno.

PAINEL 79

SÉRIES TEMPORAIS DA BINÁRIA ULTRA-COMPACTA SDSS J0926+36 COM O

LIVERPOOL ROBOTIC TELESCOPE

 

Raymundo Baptista, Wagner Schlindwein

UFSC

SDSS J0926+36 é uma binária ultra-compacta onde uma estrela degenerada, de baixa massa e deficiente em hidrogênio, extravasa seu lobo de Roche e transfere matéria para uma companheira anã branca. Ela é a binária eclipsante de menor periodo conhecido, apresentando eclipses profundos do disco de acréscimo e da anã branca a cada 28.3 min. Trata-se de laboratório ideal para a investigação da física do acréscimo de gás deficiente em hidrogênio e da cintilação intrínseca característica do fenômeno de transferência de matéria, bem como para a detecção de perda de momento angular por emissão de ondas gravitacionais em binárias compactas. A comissão de telescópios robóticos do INCT-A discute as perspectivas de uma colaboração com a John Moores University de Liverpool (JMU) para (i) a compra, pelo Brasil, de uma parcela do tempo do telescópio robótico LT 2.0 m nas Ilhas Canárias – o maior e mais produtivo telescópio robótico atualmente em operação –, e (ii) o desenvolvimento, em parceria Brasil-JMU, de um novo telescópio robótico de 3-4 m. Como parte dessas discussões, a JMU ofereceu 20 h de tempo de uso no LT 2.0 m para que a comunidade astronômica brasileira pudesse testar e avaliar a performance, a eficiência e o tempo de obtenção de dados úteis com esse telescópio. Esse trabalho reporta resultados obtidos com o projeto de monitoria de SDSS J0926­+36 a partir de 10 h de observação com a câmera RISE no LT 2.0 m em fevereiro e março de 2012. Os dados nos permitem inferir o seeing no sítio e avaliar sua estabilidade temporal, a qualidade da guiagem em monitorias de 2 h de duração, bem como a rapidez de processamento e a qualidade dos dados distribuidos. Apresentamos também a curva média dos 20 ciclos orbitais coletados e a distribuição orbital da amplitude da cintilação intrínseca nessa binária.

PAINEL 81

INVESTIGANDO SISTEMAS POLITRÓPICOS VIA ESTATÍSTICA NÃO-GAUSSIANA

DE KANIADAKIS

 

Eliângela Paulino Bento1, José Ronaldo P. da Silva2, Raimundo Silva Júnior1

1 - Universidade Federal do Rio Grande do Norte

2 - Universidade Estadual do Ria Grande do Norte

As restrições emergentes da aplicação da mecânica estatística de Boltzmann-Gibbs a sistemas gravitacionais e que apresentam fortes correlações, nos motiva a investigar estatísticas do tipo lei de potência, ou não-Gaussianas, no contexto do modelo estelar politrópico. Formalmente a estatística de Kaniadakis está associada com a deformação do peso estatístico de Boltzmann, sendo as funções exponenciais e logarítmicas deformadas por um parâmetro entrópico k. Neste trabalho, estudamos os efeitos desse novo formalismo estatístico no modelo estelar politrópico através da função de distribuição estelar politrópica caracterizada pela variação de calor ocorrendo simultaneamente com a variação de temperatura. Impondo o vínculo da massa e energia finitas, deduzimos a relação entre o parâmetro entrópico (k) com o índice politrópico estelar (n) demons-trando que a entropia de Kaniadakis torna-se um conceito eficiente para a determinação de funções de distribuição fisicamente significativas. Ao final, verificamos que a comparação do índice politrópico com o parâmetro de Kaniadakis, numa análise gráfica, fornece uma boa aproximação teórica para estrelas politrópicas compreendidas no intervalo 1/2£n£5, correspondendo a 2/7£k£1.

PAINEL 83

IS THERE A MULTIFRACTALITY DEGREE IN THE COROT STELLAR LIGHT CURVES?

 

Daniel Brito de Freitas, José Renan de Medeiros, Maria Liduina das Chagas, Jenny Bravo

UFRN

Multifractality theory provides an elegant statistical characterization of many complex dynamical variations in Science, in particular, in Stellar Astrophysics. This work investigate the multifractality properties of CoRoT Light Curves. Speciality, we studied this behavior on stars with planet and without detected planet. We use Multifractality Detrended Fluctuation Analysis (MF-DFA) to study light curves fluctuations. We develop a model to test the relationship between these kind of light curves and the multifractality degree. Our preliminary results reveal a robust evidence that higher multifractality is associated with a presence of planet.

PAINEL 85

MODELO DE FOTOIONIZAÇÃO 3D DA NEBULOSA PLANETÁRIA NGC 2346

 

Carolina M. Carneiro, Denise R. Gonçalves

Observatório do Valongo - Universidade Federal do Rio de Janeiro

Nebulosas planetárias (NPs) representam um estágio da evolução de estrelas de baixa massa e de massa intermediária, quando estas, no final de suas vidas, expulsam suas camadas externas. Essa ejeção de matéria forma um envoltório brilhante, de gás ionizado, circundando o que neste estágio chamamos de estrela central da nebulosa planetária. Os códigos de fotoionização destinam-se a reproduzir a interação da radiação da estrela central com o gás nebular, a fim de obter informações tanto do gás (temperatura e densidade eletrônicas, o estado de ionização dos elementos, as abundâncias químicas iônicas e totais, dentre outros) quanto da estrela central (temperatura efetiva, gravidade superficial e luminosidade). No presente trabalho apresentamos os resultados do modelo de fotoionização 3D da nebulosa planetária NGC 2346, modelo este criado a partir do código de fotoionização 3D MOCASSIN. Os parâmetros de entrada do modelo foram variados segundo valores encontrados na literatura, e as grades de densidade foram criadas com e sem estratificação de densidade. Comparamos o espectro óptico obtido dos modelos com o espectro óptico observado. Obtivemos os melhores ajustes utilizando densidades de partículas relativamente baixas e altas temperaturas efetivas. No melhor modelo utilizando estratificação de densidade obtivemos excelente ajuste para algumas das linhas mais importantes em nebulosas planetárias, como HeII l4686, [OIII] l4959 e [NeIIIl3868, que foram ajustadas com discrepâncias de 1%, 4% e 6%, respectivamente. Através do estudo destes modelos podemos afirmar que a NGC 2346 é uma nebulosa planetária com baixa densidade de partículas (~ 300 cm-3), temperatura eletrônica que varia de 10.000 K a 14.000 K e que possui uma estrela central com temperatura efetiva da ordem de 105 K. Ainda não foi possível obter resultados conclusivos sobre a luminosidade e a distância desta nebulosa.

PAINEL 87

A COMPLETE STUDY OF SOLAR ANALOGS AND TWINS STARS.

Jefferson Soares da Costa, José-Dias do Nascimento Jr.

UFRN

Since the 1960ies a large number of studies were developed with the goal to find stars very similar with the Sun, the called solar analogs and solar twins. The rigor to classify these objects was increasing on the last years as a result of the observational instrumentation development. On this context, our study proposes an analysis of a bona find sample composed by 118 solar analogs and twins selected through photometric criteria. We analyzed several stellar parameters like: Stellar magnetic field, chromospheric activity, coronal abundance, and angular momentum for this stellar group. Our results reveal the evolution of chromospheric activity, stellar magnetic field, coronal activity, and chemical abundances in the HR diagram, we also study the distribution of stellar angular momentum as a function of mass for our stars. From our results we can highlight the development of others conditions to classify the solar analogs and twins stars.

PAINEL 89

HOMOGENEOUS ABUNDANCE ANALYSIS OF VOLATILE AND REFRACTORY ELEMENTS IN G-K STARS WITH AND WITHOUT PLANETS

 

Ronaldo da Silva, André Milone

Divisão de Astrofísica, INPE/MCTI

We have been analysing a large sample of nearby stars with and without detected planets in order to homogeneously measure their photospheric parameters and the abundances of volatile (C, N, and O) and refractory (Na, Mg, Ca, Ti, V, Mn, Ni, Cu, and Ba) elements. We intend to contribute new arguments to the discussion of possible chemical anomalies that have been suggested in the literature, for a better understanding of the planetary formation process. Our sample contains 310 G-K dwarf, subgiant and giant stars in the solar neighbourhood (d £ 100 pc), for which the observational data are publicly available in the ELODIE database. For the volatile elements, we performed spectral synthesis of prominent bands of C2 and CN, and of C and O atomic lines. For the refractory elements, the abundance determination is based on the equivalent widths of atomic lines measured in the spectra. Our preliminary results show no difference in the abundance trends of [element/Fe] with [Fe/H] between stars with and without planets. This supports the hypothesis of a primordial origin for the chemical abundances presently observed instead of self-enrichment during the planetary system formation and evolution. In addition, dwarf stars are systematically depleted in [C/Fe] and enriched in [N/Fe] and [Na/Fe] in comparison with giants, a result that is attributed to evolution-induced mixing processes in the envelope of evolved stars. We have also investigated the abundance trends with the condensation temperature and their relations as a function of the photospheric parameters, and no evident correlation is seen for the effective temperature, the surface gravity or the micro-turbulence velocity. A possible relation involving the metallicity seems to exist, but we still have to consider the effects of the Galactic chemical evolution.


PAINEL 91

A ANÁLISE DE COMPONENTES PRINCIPAIS DA REGIÃO ULTRACOMPACTA HII G5.89-0.39

 

Milton Vinícius Diogo1, Cassio Leandro Barbosa1, Robert D. Blum2

1 - UNIVAP

2 - NOAO

As estrelas de alta massa possuem um papel importante na evolução das galáxias, pois são fontes de elementos pesados, massa e energia injetados no meio interestelar. A radiação ultravioleta dessas estrelas aquece a poeira das nuvens moleculares proto-estelares e produzem regiões HII ultracompactas. O presente trabalho apresenta os primeiros resultados de um estudo da região ultracompacta HII (UCHII) G5.89-0.39 por meio da Análise de Componentes principais (PCA). A região G5.89-0.39 possui tipo morfológico shell e dista aproximadamente 1,9 kpc e é a única região UCHII em que foi medida a taxa de expansão do gás, sendo de 2,5 (±0,5) mas/ano. Os dados foram obtidos pelo espectrógrafo de campo integral NIFS do telescópio Gemini Norte com o auxílio de óptica adaptativa, o que proporcionou uma resolução espacial da ordem de 0,1 segundos de arco. A PCA é uma técnica usada para analisar conjuntos de dados multidimensionais, sendo um método eficiente para extrair informações de um grande volume de dados. Os dados foram processados com os pacotes do Gemini para o NIFS em ambiente IRAF, onde foram construídos os cubos de dados de modo a produzir mapas de linhas de diferentes excitações, tais como Brg, [FeIII] e H2. Os cubos de dados passaram então pelo processo de Análise de Componentes Principais, onde foram construídos tomogramas que podem ser comparados aos mapas de linhas criados.


Física Solar

PAINEL 159

THE ANOMALOUS SOLAR CYCLE 24 - ONE YEAR OF SOLAR DIAMETER MONITORING WITH THE HELIOMETER AT OBSERVATORIO NACIONAL

 

Sérgio Calderari Boscardin1, Alexandre Humberto Andrei1, Jucira Lousada Penna1, Victor D’Ávila1,2,

Eugênio Reis Neto3, Costantino Sigismondi4

1 - ON/MCT

2 - UERJ

3 - MAST/MCT

4 - Sapienza Universita, di Roma

The Solar Cycle 24 that will peak on 2013 has been characterized by anomalous low sunspots count and flare activity. As its peak approches, the actual values measured for the activity parameters are systematically lower than what is forecasted. The present cycle is already comparable to the historical Minimum of Dalton. In this context the Heliometer of Observatorio Nacional reaches its first year of continuous monitoring of the solar diameter (though the initial measures date from 2010). The observations are made on average every 2.5 days, which represents a success rate of 72%, overwhelming due to the good weather. Each measure is the average of up to 50 frames taken in fast loop acquisition. Typically there are 70 measures per working day, containing also 265 zenithal measures not affected by differential refraction. This is possible with the heliometer and not with the astrolabes, and Rio de Janeiro is more favorite than others, because it is located near the Southern Tropic, enjoying more days of zenithal Sun than other locations because the Sun is stationary in declination near the solstice. The observations totalize about 45 thousand frames per month, requiring a storage capacity of 1 Tb/y allowing for one safety copy. For one measure the distribution of the individual frames is Gaussian, with standard deviation of 667 mas. The distributions are also Gaussian within the day and even the month (sorting by heliolatitude) with standard deviations respectively at 163 mas and 180 mas. The complete time series of measures indicates a slight increasing of the solar diameter of 300 mas/y. This increasing points out to a high correlation in anti-phase to the pluriannual trend of the solar magnetic activity, like the results from the Solar Astrolabes covering the last three decades. On the short scale it also agrees with the in-phase correlation with cycle sunspot count. On heliolatitude the preliminary results confirm a seemingly equatorial bulge and a relative enhancement by the Royal zone sided by depressions. This underlines the important contribution brought by the Heliometer capacity of pivoting measures leading to an excellent monitoring also of the solar shape.

PAINEL 161

AQUECIMENTO DA ATMOSFERA SOLAR PELA DISSIPAÇÃO DE ONDAS HIDRODINÂMICAS

 

Sandra Milena Conde Cuellar1, Miguel Hernan Ibáñez Sanchéz2

1 - INPE

2 - Centro de Física Fundamental Universidad de Los Andes (Mérida-Venezuela)

A causa do aquecimento da atmosfera solar não é conhecida com exatidão, mas a dissipação de ondas sonoras já foi indicada como uma das responsáveis por esse aquecimento. Neste trabalho apresentamos uma modelagem numérica da propagação de ondas em um plasma com abundâncias solares, na qual são linearizadas as equações da hidrodinâmica e a análise é generalizada até a segunda ordem, onde a aproximação de onda viajante é válida. Também é analisado o equilíbrio térmico resultante quando o plasma é aquecido por ondas e resfriado por radiação. O fluido é considerado opticamente fino, homogêneo, quimicamente inerte e são desprezados os efeitos do campo magnético e da turbulência, além disso são considerados os mecanismos de dissipação por viscosidade dinâmica e condução térmica, desprezando os efeitos da segunda viscosidade. Este estudo é feito para o plasma parcial e totalmente ionizado das regiões da atmosfera solar compreendidas entre a fotosfera e a baixa coroa. Encontra-se que o aquecimento do plasma da atmosfera solar por ondas sonoras é mais efetivo que por radiação nas regiões com dimensões maiores que o comprimento de onda gerada. Também encontra-se que o amortecimento das ondas acontece quase localmente e que ondas efetivas para esquentar a coroa solar devem se originar na fronteira entre a zona de transição e a baixa coroa. Finalmente, mostra-se que é pouco provável que as ondas sonoras geradas a níveis fotosféricos e ainda cromosféricos possam atingir a baixa coroa antes de serem amortecidas.


PAINEL 163

COMPARAÇÃO DA ENERGIA MAGNÉTICA DE REGIÕES ATIVAS SOLARES COM A ENERGIA CINÉTICA DE EJEÇÕES DE MASSA CORONAL

 

Tereza Satiko Nishida Pinto1, Márcia Regina Guimarães Guedes2

1 - INPE

2 - INPE

A atividade solar é diretamente relacionada às variações do campo magnético na coroa desta estrela. No caso das ejeções de massa coronal (CME, do inglês Coronal Mass Ejection), o campo magnético pode ser a fonte de energia para a aceleração do plasma em direção ao meio interplanetário. Quando a CME é um evento que ocorre associado a uma fulguração solar (solar flare), a região ativa pode ser usada para entender a formação das condições que levam a uma CME. O campo magnético na coroa é um campo livre de forças e estima-se que essa condição se estenda até cerca de 0,2 raios solares. Neste trabalho uma solução para as equações do campo livre de forças foi aplicada a duas regiões ativas onde houve ocorrência associada de fulguração e CME. As soluções dependem de condições de contorno observacionais fornecidas por magnetogramas do instrumento MDI/SoHO. Os resultados, obtidos em instantes pré e pós fulguração, foram comparados a imagens em raios-X duros do instrumento XRT/Hinode, que delineam as linhas de campo magnético. Mostrou-se que as linhas de campo magnético fechadas sobre a região ativa armazenam energia da ordem de 1033 erg. Após a fulguração ocorreu um decréscimo de energia da ordem de 1031 erg a 1032 erg. Por fim, observou-se que esse decréscimo é comparável às enegias cinéticas indicadas pelo catálogo CDAW para CMEs associadas a fulgurações.

PAINEL 165

5381.0Å: A SPECTROSCOPIC ROTATION PERIOD INDICATOR FOR SOLAR TYPE STARS

 

Diogo Matins Souto1, José Melendez2, Jose-Dias do Nascimento Jr1

1 - UFRN

2 - IAG/USP

Photometry periods can only be easily obtained for relatively young stars. The modulation of stellar activity due to rotation can be used to estimate the rotation period of the star (Livingston & Wallace 2003). We have analyzed the behavior of photospheric and chromospheric lines which have been monitored on the Sun for more than twenty years, either as full-disk or as center-disk measurements (Gray & Livingston 1997). From our analysis, we found that the spectral line Ti II 5381Å represents a excellent indicator of the solar rotational period. Our results, also indicate that the Sun rotate 0.08% faster on the maximum of the magnetic activity cycle and 0.6% slower on the minimum of the activity cycle. These values were obtained from the analysis of five different lines, among others, the line Ti II5381Å.


PAINEL 167

SOLAR PATROL POLARIZATION TELESCOPES AT 45 AND 90 GHZ

 

Adriana Valio1, Pierre Kaufmann1,2, C. Guilhermo Gimenéz de Castro1, Jean-Pierre Raulin1,

Luis Olavo T. Fernandes1,2, Adolfo Marun3

1 - CRAAM/Mackenzie

2 - UNICAMP

3 - CASLEO, Argentina

The spectra of solar flares provide important information about the physics involved in the flaring process. Presently, however, there is a large observational gap at radio frequencies between 20 and 200 GHz. Unfortunately, this gap hinders the determination of important flare parameters such as: (i) the peak frequency of the spectra, or turnover frequency, which yields the magnetic field intensity in the flaring source and electron density; (ii) the optically thin frequency slope, that is related to the power-law energy distribution of the accelerated electrons, allowing information about the acceleration mechanism; (iii) and other physical parameters such as source size and inhomogeneities that may also be estimated from a spectra with complete spectral coverage. Recently a new spectral component at high frequencies was discovered with fluxes increasing above 200 GHz, distinct from the traditional microwave component that peaks at about 10 GHz. To elucidate the nature of both components and fully characterize the spectra of solar flares, we analyze new observations at the intermediate frequencies obtained by two antennas with receivers at 45 and 90 GHz, capable of also measuring circular polarization. The telescopes, installed at CASLEO Observatory (Argentina), with a beam FWHP of 1.4 degree detect the full Sun, and the aperture efficiency was estimated to be 45% at 45 GHz and 71% at 90 GHz. The polarimeters have already detected at least seven flares (25-Dec-2011 at 18:15 an 20:27 UT, 26-Dec-2011 at 20:17 UT, 27-Jan-2010 at 18:15 UT, 3-Mar-2012 at 21:05 UT, 13-Mar-2012 at 17:25 UT, and 08-Jul-2012 at 16:30 UT) that were analyzed and their spectra constructed adding radio observations from RSTN at microwaves. The March events had two peaks of emission each, while for the 26-Dec-2011, it was not possible to construct a spectrum. Considering the eight spectra at peak time, we find that the slope of the spectra at the millimeter wavelengths decreases toward higher frequencies only for two of the events, whereas five present flat spectra at 45 and 90 GHz, and the first peak of the 06-Mar-2012 flare has an increasing spectrum at these frequencies. The implications for these spectra are discussed and possible emission mechanisms presented.


Galáxia e Nuvens de Magalhães

PAINEL 168

ESTUDO DA AGLOMERAÇÃO NO ESPAÇO DE ABUNDÂNCIAS ESTELARES MEDIANTE A REGRESSÃO EM ÁRVORES

 

Raquel Boesso Silva1, Hélio Jaques Rocha Pinto1,2

1 - OV/UFRJ

2 - LIneA

O estudo de populações estelares nos fornece uma compreensão da origem e evolução da Via Láctea. As características da Galáxia em períodos passados de sua evolução estão ainda preservados nas distribuições de abundâncias das estrelas. Uma vez que as estrelas são formadas a partir do meio interestelar, e herdam deste as abundâncias químicas, é de se esperar que as estrelas que observamos possam ser enquadradas em grupos químicos. A finalidade desse estudo é procurar estruturas no espaço de abundância estelar, obtendo grupos estelares com histórico de enriquecimento químico similar, mediante a técnica de aglomeração em árvores. Inicialmente, estudamos a técnica de regressão em árvores usando dados publicados na literatura, tais como os de Edvardsson et al. (1993:Edv93) e Reddy et al. (2003:Reddy03). Aplicamos diferentes métodos estatísticos de regressão em árvores e obtivemos árvores similares dentro de cada amostra. Mostramos que para as estrelas de Edv93 alguns elementos químicos se mostraram relevantes, como o Ba, um elemento que segundo o próprio Edv93 é um melhor representante da relação idade-metalicidade do que o Fe. Mostramos que em nenhum dos métodos aplicados a abundância de Fe se mostrou relevante. As estrelas de Edv93 e Reddy03 podem ser subdivididas em grupos em função do valor da abundância de poucos elementos químicos particulares, menos de 8 elementos, e esses são produto de um processo nucleossintético particular, o que sugere que eles desempenham um papel único no esquema de classificação que usamos.

PAINEL 170

PARÂMETROS ASTROFÍSICOS DE AGLOMERADOS DAS NUVENS DE MAGALHÃES: BUSCANDO UMA MELHOR COMPREENSÃO DA ESTRUTURA E EVOLUÇÃO

DESTAS GALÁXIAS

 

Francisco Ferreira de Souza Maia1, João Francisco Coelho dos Santos Jr.1, Andrés Eduardo Piatti2

1 - ICEx/UFMG

2 - IAFE/CONICET

Idades e metalicidades dos aglomerados das Nuvens de Magalhães são importantes indicadores da evolução química e do histórico de formação estelar destas galáxias. Além disso, por serem abundantes e possuírem combinações de idade-metalicidade inexistentes na Via-Láctea, eles constituem importantes campos de prova para modelos de evolução estelar. Apesar da contaminação por estrelas do disco ser moderada nas partes exteriores das Nuvens de Magalhães, este efeito se torna muito severo para os aglomerados próximos à barra e nas regiões centrais destas galáxias. Desta forma, os aglomerados nestas regiões têm sido negligenciados devido à dificuldade imposta pela forte contaminação de campo e por efeitos de crowding em seus núcleos. Selecionamos uma amostra de dados fotométricos apresentando elevada resolução, grande cobertura espacial e contendo uma grande quantidade aglomerados estelares catalogados, distribuídos pela Pequena Nuvem de Magalhães. Os dados foram coletados no CTIO (4m) e foram reduzidos e calibrados segundo os procedimentos padrão. Resultados preliminares (Piatti A. 2012, A&A 540, A58) revelaram 36 aglomerados velhos (logt>9.0), 26 aglomerados evoluídos (8.0<logt<9.0), 62 aglomerados jovens (logt<8.0) e 90 asterismos. Um método de descontaminação de estrelas de campo e outras ferramentas de análise desenvolvidas recentemente (Maia et al. 2010, MNRAS, 407, 1875) estão sendo empregadas para obter os parâmetros estruturais e astrofísicos dos alvos presentes na amostra de aglomerados jovens. As propriedades físicas e localização destes alvos serão então utilizadas para se investigar a formação estelar recente na Pequena Nuvem.


PAINEL 172

AGLOMERADOS ESTELARES NAS NUVENS DE MAGALHÃES COM MÚLTIPLAS POPULAÇÕES: O CASO DE NGC 1718

 

Leandro Kerber1, Elmer Fidel Luque Canaza1, Léo Girardi2, Stefano Rubele2, Paul Goudfrooij3,

Vera Platais3, Jason Kalirai3

1 - UESC

2 - OAPd/INAF

3 - STScI

Vivemos na última década uma clara quebra de paradigma em relação a aglomerados estelares: sempre vistos como exemplos de populações estelares únicas, caracterizados por estrelas de uma mesma idade e composição química, atualmente sabe-se da existência de vários globulares da Galáxia e aglomerados das Nuvens de Magalhães que comprovadamente abrigam múltiplas populações estelares. Este avanço só foi possível graças a qualidade fotométrica do Hubble Space Telescope (HST), capaz de resolver espacialmente as regiões mais densas de aglomerados que estão a mais de 50 kpc, permitindo a construção de diagramas cor-magnitude (CMD) sem precedentes para estes objetos. Neste trabalho analisamos NGC 1718, um aglomerado estelar com idade intermediária na Grande Nuvem de Magalhães. O CMD deste objeto, construído com dados de proposta de observação com a recém instalada Wide Field Camera 3 do HST (GO-12257, P.I. Léo Girardi), apresenta assinatura de múltiplos turn-off points ajustados por isócronas com idades entre log(age/yr)=9.20 e 9.30 (1.6 e 2.0 Gyr). Discutimos os resultados para este aglomerado tendo como pano de fundo o estado da arte sobre formação e evolução de aglomerados com múltiplas populações.

PAINEL 174

ESTIMATIVA DE METALICIDADE DE AGLOMERADOS ABERTOS ATRAVÉS DO

AJUSTE DE ISÓCRONAS

 

Adhimar Flávio Oliveira, Wilton da Silva Dias, Hektor Sthenos Alves Monteiro, Thiago Costa Caetano

UNIFEI

Aglomerados abertos são objetos essenciais para entender a estrutura da Galáxia, pois sua distribuição está sobre todo o plano Galáctico, e sua idade, distância, metalicidade (Fe/H) e avermelhamento podem ser determinados com erros menores que 10%. No entanto, devido às limitações observacionais, de acordo com nosso catálogo de aglomerados abertos (Dias et al. 2012 disponível online em www.astro.iag.usp.br/wilton) há apenas 189 aglomerados com metalicidade determinada, o que representa cerca de 9% do total de aglomerados catalogados. Nesse contexto é interessante verificar a possibilidade de estimar a metalicidade de aglomeados abertos através das análises fotométricas dos diagramas-cor magnitude (CMD), tradicionalmente utilizados para determinar os parâmetros fundamentais através do ajuste de isócronas. Nesse trabalho apresentamos estimativas de Fe/H através do ajuste de isócronas no CMDs utilizando o método de otimização global desenvolvido pelo nosso grupo (Monteiro et al. 2010). Como resultado apresentamos os valores de Fe/H para 10 aglomerados abertos e mostramos que o método é robusto e permite determinar Fe/H com erros da ordem de 0,05 dex. Além disso, são apresentados valores inéditos de Fe/H para os aglomerados abertos NGC 7044, Melotte 105, Trumpler 1 e Dias 6.


PAINEL 176

AGLOMERADOS ESTELARES DUPLOS NA PEQUENA NUVEM DE MAGALHAES: PARES REAIS OU ALINHAMENTO FORTUITO?

 

Joao Francisco C. Santos Jr.1, Eduardo Bica2, Alex A. Schmidt3

1 - ICEx/UFMG

2 - IF/UFRGS

3 - UFSM

Muitas evidências indicam que a formação estelar é hierarquicamente estruturada: estrelas se formam em aglomerados que, por sua vez, se formam em complexos no interior de nuvens moleculares. Provavelmente nestes complexos se formam pares (ou multipletos) de aglomerados próximos que devem compartilhar propriedades químicas e cinemáticas. Sua evolução subsequente depende da razão de suas massas, do campo de maré em que se inserem e da distância inicial entre os componentes. Segundo censo recente, cerca de 23% de 600 aglomerados catalogados na Pequena Nuvem de Magalhães (PNM) pertencem a agrupamentos. Estimativas para este percentual na Via Láctea ficam em torno de 10%, o que se associa à destruição por efeitos de maré mais intensos em nossa Galáxia do que na PNM. No contexto da evolução de aglomerados cabe destacar o fato de que a distribuição de suas idades apresenta uma queda significativa para objetos mais velhos que 20 M anos, atribuída à ejeção do gás devido a ventos e explosões de supernovas. Contudo, tal escassez de aglomerados pode também ser o resultado da fusão de pares primordiais próximos. Nosso objetivo é caracterizar uma amostra de 8 aglomerados duplos ou candidatos a aglomerados resultantes de fusão da PNM com base em fotometria BV obtida com o telescópio SOAR. Análises de diagramas cor-magnitude (DCM), perfis de densidade radial e mapas de densidade estelar são apresentados. Ajustes de isócrona ao DCM são usados para estimativas de idade, avermelhamento e metalicidade. Ajustes de modelos de King ao perfil de densidade proporcionam estimativas de parâmetros estruturais. Distorções neste perfil e nos mapas de densidade são interpretados como evidência de interação entre os aglomerados do par. Na maioria dos casos estudados, os componentes do par são coevos e jovens sugerindo origem na mesma nuvem progenitora. Entretanto, dois pares exibem uma diferença de idade maior do que 50 M anos entre seus componentes, indicando ou alinhamento fortuito ou formação sequencial. Os aglomerados possivelmente resultantes de fusão apresentam mapas de densidade perturbados e possuem populações estelares coevas.


Meio Interestelar

PAINEL 198

MID INFRARED OBSERVATIONS OF W51A

 

Cássio Leandro Barbosa1, Robert D Blum2, Augusto Damineli3

1 - UNIVAP

2 - NOAO

3 - IAG/USP

In this work we present a mid infrared study of the massive starbirth complex W51A. The data were obtained from the Spitzer public database, but also high spatial resolution images were obtained with the Gemini South mid infrared camera T-ReCS. The combination of both sets of data allowed us to identify the infrared counter part of a handful of ultracompact HII regions and to discard any infrared counterpart for two of them. Moreover, based on the T-ReCS flux calibrated images we present the first high resolution extinction map of IRS 2. The opacity derived from the silicon absorption line at 9.8 mm is t9.8=8.8, corresponding to AV141 mag.

PAINEL 200

OBSERVAÇÕES IFU DE HH111

 

Jamille Almeida Feitosa, Maria Jaqueline Vasconcelos, Adriano Hoth Cerqueira, Henri Plana

DCET/UESC

Jatos protoestelares são cadeias de nós de emissão que podem ser observadas associados a objetos de classe I, II e estrelas T-Tauris clássicas em regiões de formação estelar. Estes objetos são porções de matéria provenientes do disco de acresção da protoestrela resultantes de eventos eruptivos durante o processo de acresção. O modelo de formação de jatos protoestelares atualmente aceito (Blandford & Payne 1982) se baseia na existência de um disco de acresção no qual estão ancoradas linhas de campo magnético. Os jatos protoestelares são supersônicos e apresentam um espectro de linhas de emissão originado em choques. O jato HH111 (Reipurth 1989) está localizado em L1617, uma nuvem ao norte da nebulosa de Órion e, quando descoberto, chamou grande atenção por suas características físicas: altamente colimado, grande número de nós individuais, 7,7 parsecs de extensão e um ângulo de 10° com o plano do céu. Tais características fazem de HH111 um ótimo laboratório de estudo para a física dos jatos. Este trabalho consiste na redução e análise de dados observacionais do jato HH111 obtidos com o espectrógrafo GMOS-IFU do telescópio Gemini Norte. Utilizando o IRAF, obtivemos espectros espacialmente distribuídos de todo o jato com linhas de emissão em [OI]l6300, [NII]ll6548,6583, Ha e [SII]ll6716,6730. Apresentamos a análise de HH111 utilizando o PCA, um método baseado na decomposição dos dados em autovetores. Os resultados obtidos foram condizentes com os de trabalhos anteriores (densidades da ordem de 103 cm-3, existência de choques de alta e baixa excitação), além de outros resultados, como uma indicação de precessão do eixo do jato e uma melhora na resolução das suas estruturas. Estudamos, ainda o nó duplo E, uma estrutura excêntrica, da qual pudemos obter uma melhor resolução através do uso de técnicas de filtragem. A origem dessa estrutura ainda não está bem determinada, mas acreditamos que seja uma visualização da parte central do nó e parte da asa do seu bow shock. Essa hipótese será testada em simulações numéricas.

PAINEL 202

ESPECTROSCOPIA IFU DE NEBULOSAS PLANETÁRIAS AUSTRAIS: MAPEAMENTO DAS PROPRIEDADES FÍSICAS

 

Paulo Jakson Assunção Lago, Daniel Moser Faes, Roberto D. Dias da Costa

IAG/USP

Nebulosas planetárias são o produto do processo de evolução estelar de estrelas de massa de 0.8 a 8M¤. Entender esses objetos é crucial para que se possa entender melhor os mecanismos de enriquecimento do meio interestelar e os estágios finais da evolução estelar. Através do uso da técnica de espectroscopia de campo integral (IFU), usando a instrumentação disponibilizada no Observatório do Pico dos Dias (MCT/LNA), foi feito um levantamento das propriedades físicas de uma amostra de nebulosas planetárias austrais angularmente resolvidas, visando o mapeamento das regiões centrais das mesmas e analisando tais propriedades com resolução angular de um segundo de arco. Os resultados são apresentados na forma de mapas de intensidade e diagramas que mostram a distribuição angular das densidades, abundâncias relativas e perfis cinemáticos das mesmas, além de classificá-las de acordo com suas abundâncias relativas. Os resultados mostram diferentes perfis de densidade, associados a diferentes perfis morfológicos, além de evidenciar inomogeneidades locais. Buscou-se também fazer um estudo da cinemática destas nebulosas de forma a usar tais informações para descrever o processo evolutivo das mesmas. (FAPESP, CNPq)

PAINEL 204

MODELAGEM DA EMISSÃO GALÁCTICA POR SPINNING DUST NAS REGIÕES GUM, PERSEUS E 3C396

 

Gabriela Antunes Marques, Ivan Soares Ferreira

UnB

Emissões provenientes da nossa Galáxia são uma das principais responsáveis pela contaminação do sinal da radiação cósmica de fundo em micro-ondas (RCFM). Para que se tenha um estudo mais preciso desse observável cosmológico é necessário uma completa caracterização de tais emissões. Atualmente, sabe-se de três componentes dominantes em rádio e microondas: emissão térmica de poeira, livre-livre e síncrotron. Entretanto, desde o início da década de 90 há fortes evidências de uma quarta componente, denominada emissão anômala. Embasado no modelo Spinning Dust, no qual os responsáveis por essa componente seriam grãos de poeira com dipolos elétricos em alta rotação, o presente trabalho tem como objetivo o estudo das fontes de emissão localizadas nas regiões Gum, Perseus e 3C396. Empregou-se inicialmente as ferramentas mais comuns, como é o caso do cálculo dos índices espectrais e do cálculo da correlação cruzada, utilizando mapas nas bandas K, Ka, Q, V e W, produzidos pelo satélite Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP/NASA). Para melhor entendimento das características da emissão síncrotron, usamos também mapas de emissão difusa do telescópio espacial FERMI, na faixa de energia entre 0,3 e 300 GeV. Estes testes corroboraram o conhecimento exposto na literatura para a emissão anômala nestas regiões. Logo, para aumentar nossa percepção sobre o que acontece em cada região, calculamos também as funções de correlação de dois pontos e o espectro de potência, pois deste modo pudemos estimar como se dá a evolução espacial das fontes como função da frequência, e em quais escalas angulares cada processo radiativo é dominante. Viu-se que de fato alguns processos podem ser diferenciados por este método. Por fim, com auxílio do código SPDUST, que utiliza a equação de Fokker-Planck para calcular a distribuição de velocidades angulares dos grãos, incluindo os efeitos de colisões, interações entre eles e o plasma, taxas de amortecimento e o carregamento conforme o modelo de Draine & Lazarian. Conhecendo a função de distribuição é possível integrar a emissividade para uma dada nuvem caracterizada para alguns parâmetros (temperatura, densidade eletrônica, densidade de hidrogênio, densidade de hidrogênio ionizado e tamanho dos grãos de poeira). Desta forma, calculou-se os espectros para as regiões estudadas para se comparar com os dados experimentais.

PAINEL 206

OBSERVAÇÃO DO MASER DE ÁGUA NO OBJETO PROTOESTELA IRAS16293-2422

 

Thiago Monfredini1, Jose Williams Vilas Boas2, Carlos Alexandre Wuensche2

1 - OV/UFRJ

2 - Divisão de Astrofísica, INPE/MCTI

IRAS 16293-2422 é um objeto Classe 0, localizado em uma condensação escura de r Ophiuchus. Há evidências de que neste glóbulo estejam duas protoestrelas muito jovens associadas que são identificadas no infravermelho com a fonte IRAS 16293-2422 (A e B). Há fortes evidências de que os masers de água nessa fonte estejam associados com jatos que são comuns nesses estágios de evolução. Variabilidade da emissão mais intensas dessa fonte com escalas de tempo da ordem de várias dezenas de minutos foi reportada na literatura. Durante 4 meses, utilizamos o Radiotelescópio de 13,7 do Itapetinga para monitorar a emissão de água dessa fonte. Foi utilizado um receptor criogênico operando a temperaturas da ordem de 60 K e um analisador espectral Acústico Óptico com resolução espectral de 70 KHz. Os resultados obtidos não mostram variações na intensidade da linha principal em escalas de tempo de menos de horas, mas foram observadas fontes maser de baixas intensidades com tempo de vida da ordem de minutos. A escala de tempo dessa variabilidade não parece compatível com a hipótese de que a variação de intensidade observada tenha sido induzida por colisões. Nesse caso, é possível que um campo de radiação ou efeitos geométricos deve ser levado em consideração.

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