SOCIEDADE ASTRONÔMICA BRASILEIRA

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PAINÉIS DA SESSÃO I

Astrobiologia

PAINEL 1

SOBRE A NÃO-UNIVERSALIDADE DO DARWINISMO UNIVERSAL E SUAS EXTRAPOLAÇÕES

 

Letícia P. Alabi, Charles Morphy D. Santos, Mariane Tavares da Silva

UFABC

Podemos extrapolar o Darwinismo Universal e, consequentemente a ideia de seleção natural à formação de estrelas e galáxias? Desde Onthe origin of species by means of natural selection por Darwin (1859), uma série de autores têm tentado aplicar aspectos da teoria da evolução para explicar outros fenômenos naturais e sociais fora do espectro biológico. Seria isso uma evidência inquestionável do Darwinismo Universal, nos termos discutidos pelo biológo evolucionista Richard Dawkins em 1983? Considerada a questão de relance, essa poderia ser uma demonstração clara do alto poder explanatório da teoria evolutiva. No entanto, ao analisarmos sob a lupa, percebe-se o abuso intrínseco a essas extrapolações. Nesse contexto, o trabalho propõe-se a discutir sobre a não-Universalidade do Darwinismo Universal, o qual não se relaciona com "evolução" de galáxias. A universalidade, no caso, não significa que se pode aplicar o Darwinismo para compreender qualquer processo ou sistema que mude com o tempo. Darwinismo Universal é uma resposta à conjectura "Se existe vida em outros lugares do universo, esses organismos evoluem como evoluem os seres vivos da Terra?". Falando evolutivamente, no sentido biológico (que é aquele discutido por Darwin e Dawkins), se existe vida em qualquer lugar do universo, esses organismos estão sujeitos a pressões seletivas, havendo mudanças na sua constituição genética (independentemente de ser DNA, RNA, PNA ou qualquer outra molécula que carregue informação de uma geração para outra). Tais variações pré-existentes são fundamentais para a possibilidade de reprodução diferencial, i.e., seleção natural. Serão apresentados i) extrapolações do Darwinismo Universal associado a modelos cosmológicos, ii) seleção "única vez" e seleção cumulativa na geração de complexidade biológica adaptativa, iii) expansão do conceito de Darwinismo Universal à luz da Síntese Estendida da Evolução afim de determinar diretrizes na busca de vida extraterrestre.

PAINEL 3

EXOPLANETAS, EXTREMÓFILOS E HABITABILIDADE

 

Luander Bernardes, Eduardo Janot Pacheco

USP

Foram descobertos até janeiro de 2012, 721 exoplanetas orbitando outras estrelas. A grande maioria deles é constituída por gigantes gasosos, em particular “Hot Júpiters”, pois foram detectados pelo método da velocitometria. A amostra destes exoplanetas conhecidos tem, pois, forte viés, na medida em que se descobriu preferencialmente planetas mais massivos e/ou mais próximos das estrelas centrais, como descrito pela Lei de Newton. Este cenário está sendo consideravelmente alterado, graças à detecção de exoplanetas pelo método mais isento dos trânsitos, com os satélites CoRoT (do qual o Brasil participa) e Kepler. Em particular, esse método permite detectar planetas pequenos e rochosos como a Terra, muito mais interessantes do ponto de vista da Astrobiologia. Extremófilos são microorganismos terrestres que vivem sob condições extremas de temperatura, nível de radiação, umidade, pressão, salinidade, pH, etc... Eles são candidatos naturais para habitarem meios extraterrestres onde estas condições são eventualmente encontradas. Exemplos em nosso sistema solar são: Marte, Titã e Europa. Neste trabalho, é apresentada uma estimativa média da temperatura e da pressão atmosférica (devido principalmente ao CO2) na superfície de exoplanetas descobertos nas ZH (zona habitável) e/ou ZE (zona extremófila) de sistemas planetários conhecidos. Para tal estimativa, foi utilizado um modelo de atmosfera terrestre, já que a temperatura superficial de um planeta depende fortemente de seu albedo e de condições geodinâmicas. Foi investigado também, a possível existência de “exomoons” estáveis orbitando tais planetas e a possibilidade dessas reterem atmosfera e manterem atividade geológica por longos períodos (»109 anos). Por meio desta análise, verificou-se a possibilidade de sobrevivência de extremófilos terrestres na superfície destes objetos e da ratificação da hipótese de paspermia envolvendo estes organismos.


PAINEL 5

PHOTOSTABILITY OF AMINO ACIDS TO LYMAN a RADIATION: GLYCINE

 

Ana Mónica Ferreira-Rodrigues1,2, Manoel Gustavo P. Homem3,4, Arnaldo N. de Brito5,4, Cássia R. Ponciano2, Enio F. da Silveira2

1 - UNIRIO

2 - PUC-RIO

3 - IF/UFSC

4 - LNLS/CNPEM

5 - IF/UNICAMP

The amino acids already detected in Solar System bodies and researched in Interstellar Medium are of particular importance for the chemistry related to the origin of life since they are constituents of all living organisms. To interpret the viability of amino acids in pre-biotic astrochemistry is important to investigate the stability of these compounds in extraterrestrial surroundings. This study investigates, in the laboratory, the stability of glycine to the action of ultraviolet radiation, in spectral region around the wavelength of the Lyman a line (1216 Å) produced by a hydrogen lamp. Plasma Desorption Mass Spectrometry (252Cf-PDMS) of positive and negative desorbed ions was performed for glycine, before and during the irradiation, and the dependence of the ion desorption yields on the irradiation time is determined. As a result, the relative photostability curves of the molecular and dimer ions are observed to be a single exponential decay with a time constant 376 min for positive desorbed ions and 675 min for negative ones. The photodissociation cross section found for glycine molecule at room temperature, when positive secondary ions are considered, is 17 Mb; this value drops to 9 Mb when negative secondary ions are analyzed. This new methodology offers a complementary way of understanding the photonic interaction in amino acids, allowing discussion on polymerization and/or radiation induced phase transition effects.

Reference: A.M. Ferreira-Rodrigues, M.G.P. Homem, A. Naves de Brito, C.R. Ponciano and E.F. da Silveira, Int. J. of Mass Spectrom. (2011) 306(1), 77-81.

Acknowledgements: This work was partially supported by Brazilian agencies CNPq and FAPERJ and to LNLS by lend the hydrogen lamp.

PAINEL 7

ZONA DE HABITABILIDADE GALÁCTICA PARA VIDA COMPLEXA E MICROBIANA

Fernando de Sousa Mello, Amâncio C. S. Friaça

IAG/USP

Semelhantemente à zona de habitabilidade circunstelar, a região ao redor de uma estrela onde pode ocorrer água no estado líquido numa superfície planetária, pode-se definir a zona de habitabilidade galáctica (ZHG) como sendo a região espacial e temporal numa galáxia onde é mais alta a probabilidade PGH de haver planetas abrigando vida. Supõe-se que PGH é proporcional à taxa de formação estelar; à probabilidade de ocorrência de sistemas planetários com planetas terrestres; à probabilidade de de sobrevivência a eventos catastróficos, como, por exemplo, supernovas; e à probabilidade de evolução darwiniana em escalas de tempo próprias para vida complexa e para a microbiana. Alguns desses parâmetros foram obtidos com um modelo quimiodinamico para evolução de galáxias. Nossos resultados indicam que, comparando diversos tipos de galáxias, PGH é mais alta em galáxias de disco do que em elípticas. Enquanto que nas espirais, PGH é alta em uma zona relativamente larga do disco, para galáxias elípticas PGH é mais baixa, sendo significativa apenas nos 1 kpc centrais, e pode se tornar desprezível se houver atividade de AGN. A vida microbiana tem escalas de tempo evolutivas curtas em comparação com a vida complexa, sendo também mais resiliente a catástrofes. Em consequência, na Galáxia, a ZHG para vida microbiana se desloca em relação aquela para vida complexa para raios menores do que o raio solar. Nossos cálculos têm implicações importantes para estratégias de busca de vida na Galáxia. e para cenários de migração de formas de vida no espaço.

PAINEL 9

MICRORGANISMOS DO DESERTO DO ATACAMA PARA ESTUDOS EM ASTROBIOLOGIA

 

André Pulschen1, Felipe Dutra2, Douglas Galante3, Fábio Rodriges4, Rubens Duarte2

1 - UFSCar/Araras

2 - IB/USP

3 - IAG/USP

4 - USP

Devido às condições extremas, o deserto do Atacama-Chile é considerado um análogo ao planeta Marte, uma vez que este apresenta grandes amplitudes térmicas, intensa incidência de radiação solar (em especial em locais de elevada altitude) e baixa umidade, apresentando, portanto potencial para estudos em astrobiologia. Para esse fim, diversas amostras ambientais do deserto foram coletadas para o isolamento de microrganismos de interesse astrobiológico, focando-se principalmente em organismos que metabolizam enxofre, uma vez que diversos corpos do sistema solar, como Marte, Io e Vênus são ricos neste elemento. Até o presente momento foram analisadas amostras da encosta e de solos ricos em enxofre do vulcão Sareicabur (Coletadas a 5000m e 4000m de altitude), solos próximos a áreas salinas (4000m de altitude) ao leito de um rio (3500m de altitude). Destas amostras, foram isoladas 22 diferentes colônias microbianas, sendo uma delas de microalgas, uma de fungo e as 20 restantes prováveis bactérias. Boa parte destes microrganismos isolados se mostraram adaptados ao frio e também a condições ácidas. Em adição, a microalga isolada cresceu mesmo em condições de muita pouca luminosidade, o que pode sugerir uma eficiência no uso de luz para seu desenvolvimento, interessante levando-se em consideração a possibilidade fotossintética mesmo em ambientes com baixa incidência solar. Experimentos de resistência à radiação e dessecação estão sendo realizados com os microrganismos isolados para identificar quais são mais promissores para estudos futuros em astrobiologia. Neste trabalho essa diversidade microbiana será apresentada e discutida em relação aos seus ambientes de origem, bem como suas adaptações a condições de vida sobre elevada incidência solar e pouca disponibilidade de água.

PAINEL 11

ABSORÇÃO DE RADIAÇÃO ULTRAVIOLETA POR MOLÉCULAS PRECURSORAS DE AMINOÁCIDOS: ACRILONITRILA

 

Flavio Napole Rodrigues1, Ana Mónica Ferreira-Rodrigues2, Gerardo Gerson Bezerra de Souza3

1 - Instituto Federal do Rio de Janeiro

2 - UNIRIO

3 - IQ/UFRJ

As fontes de radiação ultravioleta e raios-x presentes em ambientes astrofísicos são muito importantes nos mecanismos das reações químicas. Entender esses mecanismos requer o entendimento dos processos envolvidos, como a fotoabsorção. A molécula da acrilonitrila é conhecida por participar de reações em diversos ambientes, como na atmosfera planetária do satélite de Saturno, Titã, em regiões de formação estelar (Sgr B2) e também é observada na nuvem molecular, TMC-1. O sinal medido por INMS na Cassini, em m/z = 54 (massa/carga), na atmosfera de Titã, estava entre os mais intensos e alguns autores atribuem este sinal ao íon molecular da acrilonitrila protonada. Por outro lado, o sinal m/z = 54 pode ser interpretado como sendo do hidrocarboneto butadieno. Neste trabalho, a técnica de espectroscopia eletrônica de perda de energia de elétrons foi usada para estudar a molécula de acrilonitrila em processos dipolares (correspondentes à espectroscopia de fotoabsorção) e não dipolares. As condições de espalhamento empregadas em condições dipolares são essencialmente idênticas às observadas nos espectros de absorção de raios-x mole. A seção de choque de fotoabsorção, obtida em na transição em 6,5eV (atribuído ao primeiro estado eletrônico excitado) corresponde a 34Mb. Diferentemente, a molécula de butadieno apresenta uma transição com seção de choque de fotoabsorção da ordem de 36Mb, deslocada em 0,5eV. Os espectros obtidos nos ângulos de espalhamento de 1,5º, 2º, 3º, 4º, 5º e 6º, em uma faixa de energia de 100eV, permitiu-nos obter dados de seção de choque de fotoabsorção absoluta e a força do oscilador generalizada, ajudando a elucidar o sinal medido pela Cassini. Assim, a compreensão do processo de fotoabsorção de moléculas, na região do ultravioleta, é muito importante para determinar a identidade química e a estrutura das espécies, presentes nos ambientes citados.


Estrelas

PAINEL 74

EVOLUÇÃO DAS ESTRELAS S: CONEXÃO DIRETA COM POST-AGBS?

 

Henrique Almeida, Silvia Lorenz-Martins

OV/UFRJ

As estrelas S são consideradas como estrelas que se encontram em uma fase intermediária da evolução sobre o ramo assintótico das gigantes (AGB), entre estrelas de tipo M (gigantes vermelhas ricas em oxigênio) e tipo C (ricas em carbono). Nessa trajetória evolutiva a razão C/O varia entre o valor solar até razões muito mais altas que a unidade. Nesse esquema as estrelas S apresentam bandas moleculares de ZrO e LaO na região espectral visível. A transição entre as estrelas M e as C marca uma transição química importante na evolução AGB. Inicialmente as estrelas M (C/O < 1) apresentam intensas bandas moleculares de TiO, SiO e H2O, enquanto que nas C (C/O > 1) moléculas ricas em carbono dominam: CH, C2 e C2 H2. As propriedades químicas e físicas da poeira estão relacionadas à composição química da fotosfera. Assim, silicatos e óxidos estão presentes nas estrelas M e carbono amorfo, grafite e carbeto de silício são formados nas estrelas C. Quando a razão C/O está muito próxima da unidade, quase todo C e O estão presos na molécula CO e a sequência da condensação de poeira não é bem conhecida. Muito recentemente Smolders et al. (2012 A&A, 540, 72) apresentaram uma classificação para as estrelas S em 3 grupos distintos segundo as características espectrais apresentadas por tais objetos, comparando espectros infravermelhos obtidos pelo telescópio espacial Spitzer e eficiências de extinção, calculadas a partir da teoria de Mie para alguns compostos químicos. Neste trabalho validamos alguns dos resultados através de modelos para os envoltórios de poeira de algumas estrelas S da amostra de Smolders et al. (2012). Também apresentamos a sugestão de que, pelo menos no caso específico da estrela PiGru, parece existir uma evolução direta desta classe de estrelas para a fase post-AGB, sem passar pela fase C.

PAINEL 76

DETERMINAÇÃO DOS PARÂMETROS ASTROFÍSICOS DOS AGLOMERADOS ABERTOS NGC7193, NGC7772 E DO OBJETO ESO442-SC04

 

Mateus de Souza Angelo, Wagner José Corradi Barbosa, João Francisco Coelho dos Santos Jr.,

Francisco Ferreira de Souza Maia

ICEx/UFMG

No presente estudo, pretendemos determinar os parâmetros astrofísicos idade, distância, avermelhamento interestelar e número de estrelas-membro para os aglomerados abertos NGC7193, NGC7772 e para o objeto ESO442-SC04 a partir de dados de fotometria CCD UBVRI coletados no OPD/LNA. Foi utilizado o telescópio B&C (IAGUSP) de 0,6m no OPD/LNA (áreas de observação de 20'´20') em duas noites de Março/2009 e em outras duas noites de Setembro de 2009. Foram também imageados campos adjacentes aos alvos. ESO442-SC04 e NGC7772 constam na amostra de 32 POCRs (Possible Open Cluster Remnants) listados por Bica et al. (2001). NGC7193 foi analisado por Tadross (2011), a partir de dados de fotometria 2MASS. A análise envolveu a construção de diagramas cor-magnitude (CMDs), diagramas cor-cor e, posteriormente, será utilizada uma ferramenta de descontaminação dos CMDs, conforme descrito em Maia et al. (2010), para otimização do procedimento de ajuste de isócronas. A ferramenta consiste em um algoritmo de comparação estatística dos CMDs dos objetos com os CMDS dos respectivos campos de controle. Para ESO442-SC04, visamos também à comparação dos resultados obtidos a partir da fotometria OPD com os de um segundo estudo, realizado em paralelo, no qual a técnica de descontaminação foi adotada na análise de dados fotométricos SOAR UBVRI (campo de observação de 5'´5'). Nesse segundo estudo, também foi analisada a dispersão de velocidades a partir de dados espectroscópicos GMOS/GEMINI, com resolução R=4000. Resultados preliminares obtidos para NGC7772 foram: E(B-V)»0,039, log t(anos)=9,3 e distância estimada em 1,2 kpc. Para NGC7193, obtivemos E(B-V)»0,049, log t(anos)=9,15, para uma distância de » 700 pc. Para ESO442-SC04, uma tentativa de ajuste resultou em E(B-V)»0,07, log t(anos)=9,5 e distância de 1,0 kpc, embora Maia et al. (2011) concluam que o alvo não constitui um OCR, o que é corroborado por nossos dados devido à similaridade na dispersão dos pontos nos CMDs do objeto e do campo de controle. A próxima etapa será a aplicação da ferramenta de descontaminação aos dados dos três alvos para aperfeiçoamento dos resultados obtidos.


PAINEL 78

BUSCA DE AGUA EM ESTRELAS WOLF-RAYET

 

Carmen Maria Andreazza1, Jose Williams Vilas Boas2

1 - UNESP

2 - Divisão de Astrofísica, INPE/MCTI

Observações de monóxido de carbono na direção de estrelas WR mostram que algumas estão próximas de nuvens moleculares com densidades médias da ordem de 102 a 103 cm-3. Essas estrelas se caracterizam por apresentarem alta luminosidade e ventos estelares de grandes velocidades. A interação entre o vento dessas estrelas e as nuvens moleculares circunvizinhas pode gerar choques e favorecer à criação de regiões com temperaturas e densidades apropriadas para estimular a emissão maser de algumas espécies moleculares. Até agora, esse tipo de emissão não foi observada associada a essas estrelas e nem há pesquisa sistemática dessa natureza divulgada. Nesse trabalho apresentamos os resultados preliminares da pesquisa da emissão maser de água, em 22,2 GHz, na direção de 5 estrelas WR, selecionadas de um extenso catálogo. Elas foram escolhidas por apresentarem nuvens de gás e poeira associada. As observações foram feitas com a antena de 14 m do Radio Observatório do Itapetinga, Atibaia, SP, e os resultados sugerem apenas limites superiores para temperatura dessas linhas (20 mK).

PAINEL 80

MONITORAMENTO DA VARIABILIDADE POLARIMÉTRICA DE DELTA SCORPII

 

Daniel Bednarski, Alex Cavaliéri Carciofi

IAG/USP

A estrela Be d Scorpii entrou em uma fase eruptiva em meados de 2000, após a passagem da companheira binária pelo periastro. Essa fase é caracterizada pela ejeção de matéria da fotosfera, a qual se deposita em um disco circunstelar gasoso. A atividade fotosférica permaneceu alimentando o disco de forma intermitente desde então. Com um período de cerca de 11 anos, a passagem seguinte pelo periastro ocorreu em julho de 2011. Missões observacionais são conduzidas desde 2006 no Observatório Pico dos Dias (Brasópolis, MG), visando monitorar a variabilidade espectroscópica e polarimétrica de estrelas Be, dentre as quais d Scorpii. São obtidas imagens com os filtros BVRI (e eventualmente U) utilizando o polarímetro IAGPOL. O objetivo deste trabalho, portanto, é através das observações, traçar um panorama da atividade e dinâmica circunstelar de d Scorpii, procurando eventuais periodicidades nos valores de polarização – as quais já foram encontradas por S. Otero na curva de luz. Complementaremos nossos resultados com a fotometria visual de Otero e com dados espectroscópicos obtidos com o FEROS (ESO). Além da curva de luz e do fluxo em Ha serem variáveis, nossos resultados parciais mostram o mesmo também para a polarização, tendo ela inclusive um padrão complexo de evolução. Fisicamente podemos concluir que a densidade superficial do disco de fato não é constante temporalmente. Por fim, o disco não foi totalmente destruído após o recente periastro, embora os valores da polarização tenham sofrido uma pequena queda nas proximidades do evento – prosseguidos de uma recente tendência de aumento.

PAINEL 82

VARIAÇÕES DE PERÍODO ORBITAL EM UU AQR

 

Bernardo W. Borges1, Raymundo Baptista2, Alexandre S. Oliveira3, Fábio R. Herpich2,

Helder J. F. Lima3, Filipe Fontanela2

1 - UFSC/Araranguá

2 - UFSC

3 - UNIVAP

UU Aquarii é uma nova-like eclipsante com período orbital de 3.9 horas, razão de massa de q=0.30 e inclinação de 78°. Nesse trabalho, incluímos observações feitas no Observatório do Pico dos Dias (OPD/LNA) em 2011 e atualizamos o estudo das variações de período orbital em UU Aqr (apresentado na Reunião Anual da SAB anterior). O objeto é um dos alvos de um projeto de longa duração no OPD iniciado em 2008. Dentro desse projeto, UU Aqr foi observada com o telescópio B&C de 0.6-m na banda B em 2009, 2010 e 2011. As curvas de luz revelam que em cada ano de observação o objeto estava em um estado de brilho diferente. Conforme apresentado na RA-SAB anterior, o diagrama observado-menos-calculado (O–C) apresenta uma modulação com período de 26 anos e com semi-amplitude de 47 segundos. Incluímos um novo instante de meio-eclipse da anã branca e apresentamos o diagrama O–C atualizado, que agora cobre 23 anos de observações (entre 1988 e 2011). O instante de meio-eclipse obtido em 2011 confirma o período e a amplitude da modulação ajustados anteriormente. A frequente inclusão de variáveis cataclísmicas na amostra de objetos que apresentam modulações no período orbital (objetivo de nosso projeto de longa duração no OPD), tem permitido comparações cada vez mais críticas entre as duas explicações usualmente aceitas para o fenômeno: a presença de um terceiro corpo e ciclos de atividade magnética na secundária.

PAINEL 84

ESTUDO DOS PARÂMETROS FÍSICOS DE ESTRELAS VARIÁVEIS AAZUIS LUMINOSAS

 

Julio Cesar Neves Campagnolo, Marcelo Borges Fernandes

Observatório Nacional

A evolução das estrelas de alta massa ainda não é completamente conhecida. Na realidade as únicas afirmações que podemos fazer com segurança quanto a isso são que elas entram na sequência principal como estrelas do tipo espectral O ou B e terminam as suas vidas em uma explosão de supernova (SN). Apesar dos avanços nos modelos de evolução estelar ocorridos nos últimos anos, através da inclusão de ingredientes como rotação, perda de massa e diferentes metalicidades, fases intermediarias ainda são ainda pouco conhecidas. Entre elas, merece destaque as Variáveis Azuis Luminosas (Luminous Blue Variables, LBV, em inglês). Eles são objetos pós-sequência principal, com MZAMS³25Msun, e que sofrem instabilidades, caracterizadas por rápida, intensa e irregular perda de massa, similares a erupções, provocando um zig-zag no diagrama HR. Uma das questões em aberto com relação a esses objetos seria se essas instabilidades são causadas por uma alta velocidade de rotação ou não. Estudos recentes sugerem a existência, pelo menos na Galáxia, de dois grupos de LBV: um com rápida rotação e outro com baixa rotação e pouca variabilidade. Sendo assim, nesse trabalho apresentaremos espectros de alta resolução, provenientes do ESO/FEROS, para uma amostra de estrelas LBV das Nuvens de Magalhães, onde tentaremos encontrar indícios que confirmem ou não a presença de uma alta velocidade de rotação e de uma faixa de instabilidade para essas LBV, assim como ocorre na Galáxia.

PAINEL 86

ESTUDO DOS PARÂMETROS FÍSICOS DE ESTRELAS COM O FENÔMENO B[e]

 

Cesar Augusto Huanca Condori, Marcelo Borges Fernandes

Observatório Nacional

Nos últimos anos, os modelos de evolução estelar têm tido um grande avanço, obtendo grande concordância com as observações, graças a inclusão de ingredientes como rotação e perda de massa, além de assumirem diferentes metalicidades. Entretanto, apesar destes avanços, ainda existem fases da vida das estrelas de diferentes massas, que por serem curtas e com poucos objetos identificados, são ainda pouco conhecidas, sendo chamadas de fases de transição. Como exemplo destas fases, temos em especial, as fases de ocorrência do fenômeno B[e]. Esse fenômeno, ocorre em um grupo bastante heterogêneo de objetos, em diferentes estágios evolutivos, como estrelas pré-sequência principal de massa intermediária (Herbig Ae/Be), estrelas evoluidas de baixa e alta massa (nebulosas planetárias compactas e estrelas supergigantes) e em objetos simbióticos. Entretanto, a maior parte das estrelas com o fenômeno B[e] na Galáxia tem ainda os seus parâmetros físicos pouco conhecidos, sendo chamadas de estrelas B[e] não classificadas (unclB[e]). Sendo assim, neste trabalho apresentaremos espectros de alta resolução, obtidos com o ESO/FEROS, para 5 estrelas unclB[e] da Galáxia, e com os quais estimamos parâmetros físicos, como temperatura efetiva, luminosidade, distância e extinção interestelar, através da identificação e análise de linhas diagnósticos. Isso permitirá em uma última instância, inferir sobre a possível natureza destes objetos.

PAINEL 88

DISTRIBUIÇÃO NÃO-MAXWELLIANA DA ROTAÇÃO DE ESTRELAS GIGANTES DO CAMPO

 

Moisés Pereira da Silva, Valtercio Torquato dos Santos, José Ronaldo Pereira da Silva,

Bráulio Batista Soares

UERN

Trabalhos recentes indicam que as distribuições observadas de velocidade de rotação projetada, Vsini, não estão em conformidade com a distribuição Maxwelliana. Por outro lado, uma proposta de generalização da distribuição Maxwelliana tem sido mais apropriada para ajustar as distribuições observadas de Vsini. Esta nova distribuição, denominada q-Maxwelliana, é caracterizada por um parâmetro q, que determina seu perfil, e está relacionado com a não-extensividade da grandeza física sob questão. O parâmetro q é, também, o índice entrópico da estatística não-extensiva de Tsallis. O presente estudo investiga o comportamento das distribuições das velocidades de rotação projetada de estrelas gigantes do campo, com base em uma amostra de 954 medidas de Vsini, composta de estrelas simples e binárias. A amostra é dividida em intervalos de índice de cor B-V, a fim de analisar a rotação em intervalos estreitos de massas estelares. O teste estatístico Kolmogorov-Smirnov é então usado para determinar a função de distribuição teórica, q-Maxwelliana, que melhor se ajusta à distribuição de Vsini para cada intervalo de B-V. Os resultados deste estudo mostram, tanto para as estrelas simples como para as binárias, uma tendência geral de diminuição do parâmetro q com o aumento do índice de cor B-V. Particularmente, esta diminuição ocorre mais tardiamente para estrelas binárias. O comportamento diferenciado do parâmetro q para cada intervalo de índice de cor expõe a dependência da distribuição de Vsini com a massa estelar.

PAINEL 90

AUTOMATIC PIPELINE FOR SPECTROSCOPIC DETERMINATION OF STELLAR ATMOSPHERIC PARAMETERS

 

Eduardo F. del Peloso1, Letícia Dutra Ferreira2,1, Luan Ghezzi3,1, Gustavo F. Porto de Mello2,1

1 - LIneA

2 - OV/UFRJ

3 - ON/MCT

The Multi-object APO Radial Velocity Exoplanet Large-area Survey (MARVELS), which is part of the third phase of the Sloan Digital Sky Survey (SDSS-III), will provide medium resolution (R ~ 10 000) spectra for approximately 3 000 Galactic disk stars. Even though the main purpose of MARVELS is not stellar astrophysics, the spectra may very well be used to conduct such research. However, manual object-by-object analysis of such a numerous sample is prohibitively time-consuming. Therefore, three software tools were developed to automatize the determination of stellar atmospheric parameters (effective temperature, surface gravity and metallicity) using MARVELS spectra. All tools were developed in C and C++ using only open-source, freely distributed libraries. The first tool carries out spectrum continuum normalization. Spectra are coadded using their median counts as weights; sigma clipping can be used to eliminate cosmic rays when at least 5 spectra are being coadded. The second tool uses the normalized spectra to determine spectral indices. The third tool determines the stellar atmospheric parameters in an iterative process. It makes use of calibrations that depend on photometry, the spectral indices determined by the second tool, and the atmospheric parameters themselves. Fluxograms detailing the algorithms, and examples of code outputs, both as tables and plots, will be provided in the poster. The next step comprises integration into a web portal which will allow registered users to query the MARVELS database and execute the pipeline on the resulting spectra. This pipeline and its web portal installation provide a framework for current and future spectroscopic surveys, such as Apogee and the After Sloan 3 surveys.

PAINEL 92

WHAT ROLE DOES CONVECTION PLAY IN THE TIDAL SYNCHRONIZATION AND CIRCULARIZATION OF BINARY SYSTEMS WITH EVOLVED COMPONENTS ?

 

Jose-Dias do Nascimento Jr, Flodoaldode Lima Simões Neto

Universidade Federal do Rio Grande do Norte

Binary stars are important for an understanding of stellar structure and evolution. Binary systems with an evolved component give us an important constraint about the role played by the convection on the characteristic times for tidal synchronization and circularization. On this study, we will discuss the importance of the convective envelope deepening in binary stars with evolved component. We used a stellar sample composed by 260 binary stars with the surface convective mass estimated from evolutionary models. The stars at different convection characteristics are represented in the HR diagram. We then consider an important question of how to infer the convection influences on the evolution of the tidal synchronization and circularization time. According to Zahn’s theory we compute the integral that give us the variation of the eccentricity in a binary under the influence of tidal force and we compare the integral results with new observations for our stellar sample. A detailed analysis for the value of convective envelope deepening is needed to better quantify the influence of convention on the tidal evolution time scale for binary systems with an evolved component.

PAINEL 94

THE ROSSBY NUMBER AND THE MAGNETIC FIELD EVOLUTION OF SOLAR

ANALOGS AND TWINS

 

Tharcísyo Sá e Sousa Duarte1, Pascal Petit2, José Dias do Nascimento Jr1

1 - UFRN

2 - IRAP - CNPS, Univ. de Toulouse, France

 Stellar magnetic dynamo is characterized by the effect of rotation. The Rossby number is a dimensionless number and measure the ratio of the rotation period to the Ohmic time scale, that is linked with the convection time scale. On this study, we analyzed a sample of 65 genuine solar-type stars and solar twins observed with the spectropolarimeters NARVAL@TBL and ESPaDoNs@CFHT. For this sample is possible to determine fundamental parameters with a high-accuracy and probe the evolution of the large scale magnetic field as a function of Rossby number, rotation and stellar age. Our firsts results shows that the evolution of magnetic field decays as a function of Rossby number increases. We showed an analytical decay law that relates the evolution of |Bl| as a function of Ro and stellar age.

PAINEL 96

DYNAMICS OF BE STAR DISCS: A SPH APPROACH

 

Cyril Escolano

IAG/USP

Circumstellar discs of Be stars are usually thought to be formed from material ejected by a central B star whose rotation is close to the critical rate. While it is accepted that such discs are geometrically thin, have a steep radial density profile and orbit around their central star with Keplerian velocities, there is still lots of questions about (i) the mechanism of mass ejection feeding the disc, (ii) the mechanism responsible of the disc growth, (iii) the final configuration of the material. The comparison between model predictions and observations (from interferometry, photometry or polarimetry) proves that the viscous decretion disc model is currently the most satisfactory description of Be stars, since it is able to account for most of the observable properties of the discs. In this model, we assume that a mechanism (unknown yet) feeds the disc by injecting matter at Keplerian orbital speed at its base. Then, turbulent viscosity transports angular momentum from the inner part of the disc to its outer part. Our group already proved on different test cases (Zeta Tau, Delta Sco, 28 CMa) how relevant is this description, using a viscous diffusion approach of the problem. In this poster, I will show the first results of a study aiming to get more insight the dynamics of Be star discs, thanks to a Smooth Particle Hydrodynamics (SPH) approach. In this model, we will assume that a point-like source located on the stellar equator spreads material in a spiral-arm fashion as the star rotates. Then, we will follow the paths of the particles and see how, and at which conditions, a disc is able to form and decay.


Extragaláctica

PAINEL 130

UNVEILING GALAXIES BEHIND THE GALACTIC PLANE WITH VVV SURVEY

 

Eduardo Amôres1, Laerte Sodré Jr.2, Dante Minniti3,4, Alberto Rodríguez-Ardila1, Vladan Arsenijevic5,

Philip Lucas6, VVV colaboration7

1 - LNA/MCT

2 - IAG/USP

3 - PUC - Chile

4 - Vatican Observatory

5 - SIM - FCUL

6 - Centre for Astrophysics Research, University of Hertfordshire, Hatfield

Vista Variables in The Via Lactea (VVV) is an ESO variability survey that is performing observations in near infrared bands (ZYJHKs) towards the Galactic bulge and part of the disk with the completeness limits at least 3 mag deeper than 2MASS. In this work will be presented an automatic method to separate galaxies from stars in the Galactic plane and the detected galaxies by VVV survey for some regions located in regions towards Galactic bulge and disk. We will also present a list with 204 new galaxy candidates (Amôres et al. 2012, accepted for publication in AJ) by analyzing colors, sizes, and visual inspection of multi-band (ZYJHKs) images.

PAINEL 132

GALÁXIAS ATIVAS DE BAIXA METALICIDADE

 

Isadora Bicalho, Eduardo Telles

Observatório Nacional

As galáxias ativas possuem metalicidade altas, solar ou supersolar. Isto é devido ao fato de que os núcleos ativos de galáxias são normalmente encontrados em galáxias mais massivas. Uma questão em aberto é se existem núcleos ativos em galáxias de baixa metalicidade. Em amostras de galáxias de baixa massa, encontram-se somente AGNs de metalicidade de uma AGN típica, ou seja solar ou pouco subsolar. Por outro lado, Izotov et al (2007, ApJ, 115, 909)(I0) encontram quatro galáxia anãs com espectro muito atípico, numa busca de galáxias de baixíssima metalicidade no SDSS Data Release 5 pelo banco de dados de 67500 espectros. Os espectros desses objetos são característicos de região HII. Neste início de trabalho, visamos testar a hipótese da presença de uma AGN em J1047+0739, uma das quatro galáxias de baixa metalicidade estudada por (I0). A fim de testar essa hipótese, usamos dados do instrumento NIFS do telescópio GEMINI, com o módulo de óptica adaptativa ALTAIR. Os estudos referentes a cinemática da região nuclear e das regiões de formação estelar, mostram que a emissão de linhas largas provêm somente do núcleo central não resolvido. Além disso, observa-se que as asas largas desaparecem fora do núcleo. Isso é compatível com a presença de uma AGN nesta galáxia de baixa metalicidade. A consequência deste resultado preliminar é brevemente discutida.

PAINEL 134

CINEMÁTICA DE GALÁXIAS HII

 

Maiara Sampaio Carvalho, Henri Plana

Universidade Estadual Santa Cruz

Galáxias H ii são galáxias anãs caracterizadas pela intensa formação estelar em curtos intervalos de tempo, fenômeno conhecido como starburst. A formação das estrelas ocorre nas regiões H ii (ou regiões starburst), que são fundamentais para o estudo da cinemática interna de tais galáxias. O espectro ótico é dominado por linhas nebulares intensas usadas para obter mapas de dispersão de velocidades, de velocidade radial, e mapa de intensidade das linhas de emissão, bem como extrair informações sobre as propriedades físicas das galáxias. Neste trabalho fazemos um estudo da cinemática interna das galáxias UM461 e CTS1020, através de dados obtidos com o instrumento GMOS/IFU do telescópio Gemini. Para a redução dos dados foi usado o software IRAF, que permitiu a extração dos espectros e a construção dos cubos de dados. A partir das linhas de emissão destas galáxias ([OIII] 5007 Å, [OIII]4959 Åe Hb) foram construídos diagramas Intensidade vs Dispersão de Velocidade de diagnóstico cinemático. O uso desses diagramas junto com o CometaryStirring Model (Tenorio-Tagle et al. 1993) ajudarão a mostrar a presença ou não de gás em expansão nesses objetos. Serão também apresentados resultados da análise de decomposição dos perfis em diferentes componentes.

PAINEL 136

ESPECTROSCOPIA MULTI-OBJETO DE AGLOMERADOS DE GALÁXIAS

 

Nathália Cibirka1,2, Eduardo Serra Cypriano1,2, Cristina Furlanetto3,2, Basilio Santiago3,2, Martin Makler4,2

1 - IAG/USP

2 - LIneA

3 - UFRGS

4 - CBPF

O estudo da distribuição de massa em aglomerados de galáxias é de grande interesse, pois tem implicações no entendimento da natureza da matéria escura e compreensão da formação das grandes estruturas. Tendo esse cenário como motivação, apresentamos os resultados de um trabalho que é sub-produto do projeto SOGRAS (SOAR Gravitational Arc Survey). Nesse projeto selecionamos 3 aglomerados de galáxias, através da análise de imagens, que apresentaram evidencias de arcos gravitacionais. Utilizando espectroscopia multi-objeto obtida com o instrumento GMOS do telescópio Gemini, determinamos os redshifts das galáxias-membro, que são necessários para determinação do redshift sistêmico do aglomerado, e calculamos a massa dinâmica através do teorema do Virial utilizando a dispersão de velocidade determinada.

PAINEL 138

EVOLUÇÃO DAS PROPRIEDADES DAS BARRAS ATRAVÉS DOS COMPRIMENTOS DE ONDA

 

Tomás Düringer Jacques de Lima

OV/UFRJ

A evolução das propriedades das barras através do redshift é um indicativo importante do crescimento e maturidade dinâmica de galáxias com disco. Portanto, para que se possa estudar esta evolução intrínseca e livre de efeitos de mudança de banda, se faz necessário calibrar como as propriedades das barras no universo local variam em função do comprimento de onda. Foram analisadas 16 galáxias nos comprimentos de onda do ótico ao infravermelho próximo, que foram extraídas do SINGS e que também estão presentes no Spitzer Survey for Stellar Structure in Galaxies (S4G). Baseados nas medidas de elipticidade e ângulo de posição, determinamos o comprimento e elipticidade de cada barra em diferentes bandas: B, R e 3.6 micrômetros. No estágio atual estamos estendendo este estudo para as bandas de ultra-violeta próximo usando dados do GALEX. Nossas conclusões foram que, por um lado, o comprimento da barra permanece constante através das diferentes bandas e se mostrou ser um parâmetro confiável para estudos fotométricos de banda única; e que por outro lado a elipticidade, que muitas vezes é usada como medida da força da barra, aumenta em bandas mais azuis. O motivo disto é que em bandas mais azuis, o tamanho do bojo é relativamente menor e permite uma medida maior de elipticidade. Este resultado nos mostra que é importante uma correção mais cuidadosa a respeito de mudança de banda em análises de elipticidades de barras em diferentes redshifts.

PAINEL 140

TWO-DIMENSIONAL STELLAR KINEMATICS OF THE CENTRAL REGION OF NGC 1098 FROM GEMINI NIFS OBSERVATIONS

 

Marlon Rodrigo Diniz1, Rogemar André Riffel1, Thaisa Storchi-Bergmann2, Rogério Riffel2, Cláudia Winge3

1 - UFSM

2 - UFRGS

3 - Gemini Observatory - Southern Operational Center

We present two-dimensional mapping of the stellar kinematics for the inner 200 pc of the Seyfert 2 galaxy NGC 1068 at a spatial resolution of 10 pc using integral Field Spectrograph (NIFS) and the adaptive optics module ALTAIR at the Gemini North Telescope. The stellar kinematics measurements were done by using the penalized Pixel-Fitting method to fit the H and K-bands CO absorptions bandheads at 1.6 and 2.3 mm, respectively. The stellar velocity field present a typical rotation pattern and the velocity dispersion map presents a drop (s-drop) in the inner 70 pc, from values 200 km/s to extranuclear regions to 125 km/s in the nucleus. This drop is probably due to a cold nuclear disk that recently formed new stars, which does not share the same kinematic of the bulge stars. This interpretation is consistent with a evolutionary scenario that has been proposed based on studies of the stellar population in the vicinity of Seyfert nuclei and their relationship whit the environment of the host galaxy. Additional support to this conclusion is given by recent two-dimensional stellar population synthesis done by our group using near-IR spectroscopy.


PAINEL 142

PROPRIEDADES DE SISTEMAS DE AGLOMERADOS ESTELARES: EFEITO DA IDADE NAS CORES INTEGRADAS JHKs

 

Horacio Dottori1, Preben Grosbol2, Joao Francisco C. Santos Jr.3

1 - IF/UFRGS

2 - ESO, Garching

3 - ICEx/UFMG

Estudo recente usando fotometria JHKs da galáxia espiral NGC 2997 mos­trou que a distribuição do seu sistema de aglomerados e complexos de formação estelar apresenta uma separação em diagramas cor-cor e cor-magnitude. Na comparação com modelos de população estelar incluindo gás, o diagrama J-H´H-Ks revela que aglomerados jovens embebidos (ainda associados ao gás e poeira de sua formação) são em geral mais vermelhos em H-Ks do que aglomerados mais velhos cuja extinção é produzida pelo material do disco galáctico. Esta dicotomia fica também evidente no diagrama MK´J-Ks, onde os aglomerados mais brilhantes se dividem em duas sequências para J-Ks~1.2 (mais velhos) e J-Ks~1.8 (mais jovens). Com o objetivo de comparar tal efeito com sistemas de aglomerados em galáxias do Grupo Local, cujo conhecimento sobre a idade está disponível, propomos uma análise da fotometria superficial destes objetos obtida com o catálogo 2MASS. A fotometria superficial de objetos ainda não estudados desta forma, em particular aqueles ainda embedidos na nuvem progenitora, permitirá construir uma base empírica de referência para análise de sistemas de aglomerados em galáxias distantes. Numa comparação preliminar, os aglomerados NGC 458 (Pequena Nuvem de Magalhães) e NGC 2159 (Grande Nuvem de Magalhães) apresenta­ram cores H-Ks compatíveis com os aglomerados de cores mais extremas em NGC 2997.

PAINEL 144

TOMOGRAFIA PCA EM MRK 1066 USANDO CUBOS DA BANDA K OBTIDOS COM O GEMINI

 

Moiré Gonçalves Hennig, Rogemar A. Riffel

UFSM

Usamos a técnica de tomografia PCA (Principal Component Analysis) para analisar um cubo de dados na banda k do infravermelho próximo da galáxia Seyfert 2 Mrk 1066. Estes dados foram obtidos com o instrumento NIFS (Near-Infrared Integral-Field Spectrograph) do telescópio Gemini Norte e publicados anteriormente por nosso grupo. A tomografia PCA é um método bastante eficiente para extrair informações de um grande conjunto de dados e que nos permite identificar padrões e correlações nos dados que em outras formas dificilmente seria notado. Galáxias Ativas são objetos, cujo núcleo emite uma enorme quantidade de energia com espectro não térmico, comparável a emissão da galáxia hospedeira. O primeiro autovetor corresponde a 98,37% da variância e é atribuído ao bojo galáctico. O segundo autovetor, que corresponde a 0,90% da variância, provavelmente uma assinatura do toroide de poeira. Já o terceiro autovetor, correspondendo a 0,33% da variância, pode ser atribuído a rotação de um disco. A análise do quarto tomograma e autovalor mostra emissão de Brg ao longo do eixo maior, enquanto que o H2 está associado a regiões perpendiculares ao jato. No quarto tomograma observa-se um anel de emissão de H2 em torno do núcleo a partir do qual se originam braços espirais. Os quatro principais autovalores correspondem a 99,67% da variância do cubo.


PAINEL 146

ANÁLISE MULTI-ESPECTRAL DE GALÁXIAS: O BANCO DE DADOS SEAGAL/STARLIGHT

 

Eduardo A. D. Lacerda1, André L. Amorim1, Abílio Mateus1, William Schoenell2,

Roberto Cid Fernandes1, Fábio Rafael Herpich1

1 - UFSC

2 - IAA

A aplicação e o desenvolvimento de técnicas de data mining em astronomia surgiu com o advento dos mega-surveys e o imenso volume de dados gerados por eles. Na última década, o Sloan Digital Sky Survey (SDSS) tornou-se o melhor exemplo deste tipo de abordagem. O grupo de pesquisa em astrofísica extragaláctica da UFSC é pioneiro na análise espectral dos dados obtidos pelo SDSS com a implementação do STARLIGHT, um código de síntese espectral que tem como entrada uma base de populações estelares simples e espectros observados de galáxias, e como saída informações relacionadas às suas propriedades físicas e história de formação estelar. 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 com núcleos ativos de diferentes classes, as passivas e as aposentadas). Hoje, como parte de nosso projeto, possuímos um banco de dados com a análise completa do STARLIGHT para quase 1 milhão de espectros presentes no data release 7 (DR7) do SDSS (http://www.sdss.org/dr7), além de informações fotométricas e espectroscópicas adicionais. Esses dados estão armazenados em um Banco de Dados Relacional e publicados utilizando o ambiente CasJobs (http://casjobs.starlight.ufsc.br), que gerencia o acesso através de queries SQL. Nele, além dos dados SDSS+STARLIGHT, temos também catálogos do Galaxy Zoo (http://www.galaxyzoo.org/), dados fotométricos na região do ultravioleta, provenientes do Galaxy Evolution Explorer (GALEX), e no infravermelho médio obtidos pelo Wide-Field Infrared Survey Explorer (WISE). Como uma das aplicações do uso do banco de dados, neste trabalho desenvolvemos e apresentamos exemplos de buscas direcionadas para análises multi-espectrais das propriedades físicas das populações de galáxias.


Meio Interestelar

PAINEL 197

FORMAÇÃO DO RADICAL MONOSSULFETO DE ALUMÍNIO POR ASSOCIAÇÃO RADIATIVA

 

Carmen Maria Andreazza1, Amaury Augusto de Almeida2

1 - IGCE/UNESP

2 - IAG/USP

Três compostos contendo alumínio, AlF, AlCl e AlO, foram detectados essencialmente na fotosfera de estrelas gigantes vermelhas e supergigantes. Informações sobre a abundância de compostos que contêm metais são muito úteis para compreender os processos químicos que ocorrem nesses ambientes, bem como a nucleosíntese estelar. Modelos sugerem que o AlS também é muito abundante nos envelopes de gigantes vermelhas e supergigantes. No entanto, os principais mecanismos de formação do AlS são pobremente conhecidos. Nesse sentido, foram calculados os coeficientes de taxa de formação do AlS por associação radiativa, em função da temperatura, utilizando o método semi-clássico de Bates. Tal método pode ser aplicado à colisões entre átomos pesados. Dentre as nove transições eletrônicas moleculares analisadas, a transição B-X é a mais importante para a formação do AlS. Para temperaturas entre 300 e 14.000 K, os valores dos coeficientes de taxa de formação do AlS variam de 4,52´10-18 a 1,52´10-17 cm3s-1, respectivamente.

PAINEL 199

AS ABUNDÂNCIAS DE ISÔMEROS EM REGIÕES DE FORMAÇÃO ESTELAR

 

Pedro Henrique Gomes Corrêa1, Edgar Mendoza1, Guilherme C. Almeida2, Diana Andrade3, Wania Wolff4, Maria Luza Rocco2, Heloisa M. Boechat-Roberty1

1 - OV/UFRJ

2 - IQ/UFRJ

3 - UNIVAP

4 - IF/UFRJ

Em regiões de formação estelar, como a Sgr B2, observou-se o éster formiato de metila (HCOOCH3) é muito mais abundante que o seu isômero o ácido acético (CH3COOH). Sabe-se que a formação destes isômeros é mais eficiente na superfície de grãos de poeira, isto é, no manto de gelo produzido pela condensação a baixas temperaturas de radicais e moléculas simples. Neste trabalho estudamos a dessorção de íons do gelo de ácido acético e do gelo de formiato de metila devido à ação de raios-X, objetivando conhecer a influência do isomerismo neste processo. As medidas foram realizadas no Laboratório Nacional de Luz Síncrotron (LNLS), usando feixes de fótons pulsados em um período de 311 ns incidindo em amostras congeladas a 136 K. Nesta montagem experimental, os íons dessorvidos das camadas de gelo são detectados depois de analisados por um espectrômetro tempo de vôo. Foram tratados cerca de 40 espectros de intensidade de íons em função do tempo. Para auxiliar a identificação precisa da massa de cada íon utilizamos o programa SIMION de simulação de trajetórias de íons em campos elétricos. Pelos espectros de massa, determinamos as áreas de cada pico obtendo o rendimento parcial dos íons dessorvidos. Verificamos que as intensidades relativas e as espécies dessorvidas do ácido acético e do formiato de metila são diferentes, indicando a fotodessorção é afetada pelo que isomerismo.

PAINEL 201

FORMAÇÃO ESTELAR NO COMPLEXO DE NUVENS MOLECULARES EM MONOCEROS

 

Diana Gama, Jane Gregorio-Hetem

IAG/USP

Comparamos duas nuvens moleculares, Rosette e Monoceros R2, localizadas no Complexo de Monoceros, com o objetivo de estudar suas condições físicas relacionadas às primeiras fases da formação estelar. Tratam-se de regiões interessantes por apresentarem características que podem ser confrontadas com a hipótese de formação estelar provocada pela passagem de nuvens de altas velocidades atravessando o plano Galáctico. Avaliamos as propriedades dessas nuvens por meio de mapas de vários traçadores da formação estelar com base em diferentes bandas espectrais visando estudar a estrutura de densidade das nuvens, bem como os objetos estelares jovens, em particular as fontes com emissão maser de H2O que apresentam características típicas de protoestrelas. Nossa análise permitiu verificar semelhanças e diferenças entre Rosette e Monoceros R2. De forma geral há concordância entre AV, CO e emissão em 100 mm; Rosette possui muitos clumps, entretanto poucos aglomerados e nebulosidades - exceto uma única região HII principal - enquanto Monoceros R2 apresenta poucos clumps, vários aglomerados jovens e pequenas nebulosidades; em Rosette há mais estrelas massivas, distribuídas uniformemente; Monoceros R2 tem poucas estrelas B, distribuídas em estrutura filamentária; as fontes com emissão maser apresentam cores IRAS compatíveis com candidatas a protoestrelas massivas, mas não parecem estar associadas a raios-X, sugerindo que masers estão relacionados à fase protoestelar, e fontes-X representam fase Pré-Sequência Principal. A distribuição de objetos e a estrutura das nuvens parecem ser compatíveis com modelo descrito pela passagem de nuvem de alta velocidade através da Galáxia, para explicar o cenário de formação estelar no Complexo de Monoceros.

PAINEL 203

EMISSÃO MASER DE H2O EM REGIÕES DE FORMAÇÃO DE ESTRELAS MASSIVAS

 

Nathalia Aparecida Lopes, Gabriel Rodrigues Hickel

UNIFEI

Regiões de formação estelar de grande massa podem apresentar emissão maser de H2O (em 22 GHz) variável em escalas de meses e anos. Geralmente, estas variações não são periódicas ou cíclicas, mas súbitas e associadas a movimentos de ejeção e/ou expansão; em fases evolutivas muito jovens destas estrelas, quando ainda são inacessíveis para observações em comprimentos de onda menores. Neste trabalho, que é parte de uma dissertação de mestrado em andamento, pesquisamos por variações desta emissão em três fontes associadas às regiões de formação de estrelas massivas: GGD25, G331.5-0.1 e NGC6334. Utilizamos uma base de dados obtida com o Rádio Observatório de Itapetinga (ROI), que não é homogênea; com múltiplos observadores, receptores e cobertura temporal desigualmente espaçada. Por esta razão, fontes intensas de emissão maser (OrionA, W49, W51 e VX Sgr) também foram utilizadas no processo de calibração da densidade de fluxo observada. As variabilidades obtidas para cada região foram analisadas sob a percepção das condições físicas para a emissão maser e do processo de formação estelar. A observação da evolução destas variações súbitas pode elucidar os mecanismos de formação estelar presentes em cada fonte. O objetivo é obter vínculos que auxiliem a responder como as estrelas de grande massa (M>8 M¤) se formam, contribuindo para a discussão entre as duas teorias existentes: formação clássica por colapso gravitacional, com formação de disco; ou formação por coalescência de estrelas de menor massa. Estas duas preveem taxas de acréscimo de massa e processos de ejeção e/ou expansão distintas.

PAINEL 205

SIMULAÇÃO EXPERIMENTAL DA QUÍMICA EM NEBULOSAS PLANETÁRIAS

 

Thiago Monfredini1, Edgar Mendoza2, Guilherme Almeida3, Diana Andrade4, Wania Wolff5,

Maria Luiza Rocco3, Heloísa Maria Boechat-Roberty1

1 - OV/UFRJ

2 - OV/UFRJ

3 - IQ/UFRJ

4 - UNIVAP

5 - IF/UFRJ

O material que circunda estrelas evoluídas, como as nebulosas planetárias, contem várias espécies moleculares resultantes de reações químicas ocorridas tanto na fase gasosa quanto na superfície de grãos de poeira. A abundância de uma dada molécula nesses ambientes depende das taxas de formação, destruição e fotodessorção da superfície dos grãos de poeira. Sabe-se que os hidrocarbonetos policíclicos aromáticos (PAHs), compostos contendo dois ou mais anéis benzênicos, são formados principalmente nas camadas de gás e poeira que circundam as estrelas evoluídas ricas em carbono. Moléculas precursoras dos PAHs e PAHs metilados, como benzeno (C6H6), diacetileno (C4H2), triacetileno (C6H2), metil-acetileno (CH3C2H) e metil-diacetileno (CH3C4H) foram detectadas na nebulosa protoplanetária CRL 618. Neste trabalho estudamos a dessorção de íons devido à interação de raios X com o metil-benzeno, ou tolueno (C6H5CH3) congelado à temperatura de 27 K. Empregamos a espectrometria de massas por tempo de vôo (MS-TOF), utilizando fótons com energias de 275 a 320 eV provenientes da linha SGM, no modo single bunch. Nossos resultados mostram que, parte da abundância de moléculas como o metil-diacetileno e metil-acetileno, observadas na CRL 618, deve ser devido aos fragmentos do tolueno dessorvidos da superfície de grãos. Determinamos a variação do rendimento iônico em função da energia dos fótons e quantificamos as taxas de produção de íons reativos em função do fluxo de fótons e da distância da estrela central na nebulosa protoplanetária CRL 618.


PAINEL 207

DETECTING ABUNDANCE VARIATIONS IN PLANETARY NEBULAE

 

Hektor Monteiro1, Diego Falceta-Gonçalves2

1 - UNIFEI

2 - USP

Empirical methods of investigating chemical abundances are still widely used as a primary tool to study planetary nebulae (PNe) as well as HII regions. In this work we investigate the capacity of the empirical abundance determination methods to recover pre-defined parameters and abundance variations in a realistically modeled planetary nebula. To perform the test we use a Threedimensional density structure obtained from a hydrodynamical simulation which is fed through a threedimensional photoionization code. The density structure is an asymetrical and inhomogeneous elongated closed shell. The input parameters used, such as, ionizing source, density, and chemical abundances are typical values of type I PNe. The model emissivities are then projected in the line of sight and emission line maps are generated, which are used to obtain the temperature and density diagnostics. The diagnostics and line emission maps are then used to obtain a spatially resolved map of the abundances. In this work we use the method described above to investigate the He abundance for two distinct orientations of the density structure. Our results show that for typical signal to noise ratios obtained from long-slit spectroscopy, abundance variations can not be determined with good precision.

PAINEL 209

PESQUISA DE GLICINA NA DIREÇÃO DE UMA REGIAO DE FORMAÇÃO DE ESTRELAS DE GRANDE MASSA (NGC6334)

 

Williamary Portugal1, Diana P. Andrade1, Sergio Pilling 1, Carlos A. Wuensche 2, José W. Vilas Boas2

1 - UNIVAP

2 - Divisão de Astrofísica, INPE/MCTI

Dentre as moléculas astrobiologicamente importantes encontra-se a glicina, o mais simples dos aminoácido proteinaceos. Embora tenha sido amplamente detectada em meteoritos carbonáceos e, até mesmo, em amostras coletadas de um cometa, sua detecção no meio interestelar ainda é controversa. A detecção desta especie química no meio interestelar, pode ter importantes consequências para o entendimento e exploração da química pré-biótica nos estágios primordiais de formação da Terra. Uma das principais dificuldades de se observar glicina nesses ambientes resulta da fraca intensidade de suas linhas e também da contaminação do espectro por várias outras especies moleculares que ocorrem nas mesmas regiões. Portanto, a escolha de linhas intensas situadas em bandas de frequências com poucas linhas de outras espécies, é um importante critério para definir as transições a serem observadas. Por suas características, a glicina deve ser pesquisadas em regiões com altas densidades e que apresentam associados objetos jovens de alta luminosidade. Nesse trabalho, foram escolhidas as duas transições mais intensas da molécula de glicina na banda de 21,0-23,0 GHz na qual ocorrem poucas linhas de outras espécies moleculares. Essas linhas foram pesquisadas na direção da nuvem molecular gigante NGC 6334 (nebulosa da pata de gato), na constelação de escorpião, que apresenta regiões com atividade recente de formação de estrelas de grandes massas, mostrando intensas emissões maser de água, hidroxila e metanol e, também, intensas emissões térmicas de amônia (J,K=1,2,3). Utilizamos o radiotelescópio de 14 m do Itapetinga, Atibaia, equipado com um receptor criogênico operando a temperaturas de 60 K e com um analisador espectral acustico-óptico com resolução espectral de 70 KHz. Temperaturas de antena da ordem de 4 x 10-3 K foram obtidas, que corresponde a um limite superior de densidade de fluxo da ordem de 2 x 10-27 watts m-2 Hz-1 para cada linha espectral. Esses valores estabelecem um limite superior de 8 1015 cm-2 para a densidade de coluna de glicina em NG6334, assumindo que a região responsável por essa emissão ocupa inteiramente o feixe da antena.


Sistema Solar

PAINEL 234

ASTROMETRIA DE URANO E DE SEUS SATÉLITES PRINCIPAIS: DUAS DÉCADAS DE OBSERVAÇÕES NO OPD/LNA

 

Fabíola Pinho Magalhães1, Julio Ignacio Bueno de Camargo1, Roberto Vieira-Martins1, Marcelo Assafin2, Felipe Braga-Ribas1,3, Dario Nepomuceno da Silva Neto4, Alexandre Humberto Andrei1, Alex Dias Oliveira1

1 - ON/MCT

2 - OV/UFRJ

3 - Observatoire de Paris-Meudon/LESIA

4 - Universidade Estadual da Zona Oeste/RJ

A efeméride planetária e lunar DE421 representa a melhor e mais atual estimativa, do JPL, para as órbitas da Lua e dos planetas. Com o auxílio de técnicas de interferometria de linha de base intercontinental (VLBI), medidas de distância a sondas, e medidas de distância laser-Lua, a DE421 está alinhada ao referencial celeste atualmente adotado pela UAI - International Celestial Reference Frame (ICRF) - dentro do milésimo de segundo de grau. Entretanto, isto é válido apenas para os quatro planetas internos, o Sol e a Lua. As órbitas de Urano, Netuno e Plutão, no entanto, não são bem determinadas e o reprocessamento de observações antigas torna-se relevante[1]. A partir da cooperação entre pesquisadores do ON/MCT, OV/UFRJ e UEZO/RJ, observações do Sistema Solar têm sido feitas ao longo das últimas décadas no OPD/LNA. Todas aquelas referentes a Urano, distribuídas desde 1992 até dias atuais, foram tratadas. A partir delas, precisões de 0.035''-0.060'' são obtidas para as posições de Urano e de seus satélites principais. Neste trabalho, que compõe o mestrado defendido por F.P. Magalhães, apresentamos os procedimentos e técnicas utilizados na determinação dessas posições, que são comparadas com efemérides modernas (DE421 e LA07[2]), bem como os principais resultados oriundos do mestrado. Estes procedimentos e técnicas envolvem a utilização do pacote PRAIA[3] tanto para atenuarmos os efeitos da luz espalhada de Urano como para derivarmos os resultados astrométricos a partir das imagens. Entre os resultados mais interessantes encontra-se a deriva, como função do tempo, dos desvios em ascensão reta entre posições observadas e de efeméride para Urano e seus satélites. Esses desvios variam linearmente desde -0.010'' (1992) até -0.050'' (dias atuais). Para a declinação, este desvio é praticamente constante e vale Dd=-0.050''.

[1] W.M. Folkner et al., 2008, "The Planetary and Lunar Ephemeris DE421", IOM 343R-08-003.

[2] Lainey, V., 2008, "A new dynamical model for the Uranian satellites", P&SS, 56, 1776.

[3] Assafin, M. 2006, Bol. Soc. Astron. Bras. 26 (1), 189.

PAINEL 236

MODELAGEM DE PROCESSOS TÉRMICOS EM METEORITOS CARBONÁCEOS: UMA APLICAÇÃO A FAMÍLIA DE EOS

 

Tatiana Moura-Bastos, Thais Mothe-Diniz

OV/UFRJ

Neste projeto estudamos a modelagem termodinâmica de condritos carbonáceos, em específico os tipos CO,CV e CK, com o objetivo de simular seu derretimento. Localizada na parte externa do cinturão principal a família de Eos é associada a condritos CO e CV segundo o método de comparação direta de espectros de membros da família e base de dados [1,2,3]. No entanto em [4] pelos métodos de Misturas Íntimas de Hapke [5] e Modelo Gaussiano Modificado (MGM) [6] os membros dessa família apresentam uma mineralogia com olivinas ricas em magnésio e com traço de ortopiroxênio. Tal mineralogia pode sugerir algum grau de aquecimento no corpo progenitor [7]. Para averiguar a hipótese de que Eos seja uma família diferenciada numa região do cinturão dominada por uma composição primitiva, simulamos nos programas Melts [8] e METEOMOD [9] o derretimento de composição CO e CV. Resultados anteriores mostram que derretimento na fugacidade IW não é capaz de reproduzir a mineralogia esperada. Procuramos estabelecer em quais condições de derretimento seria possível encontrar mineralogia semelhante a família de Eos. Acrescentamos também a composição CK sugerida por comparação de espectros em [4].

Referências:[1] Bell, J.F., 1988. Meteoritics 23, 256-257. [2] Burbine, T.H., Binzel, R.P., Bus, S.J., Clark, B.E., 2001. Meteorit. Planet. Sci. 36, 245-253.[3] Doressoudiram, A., Barucci, M.A., Fulchignoni, M., Florczack, M., 1998.Icarus 131, 15-31. [4] Mothe-Diniz, T., Carvano, J.M., Bus, S.J., Burbine, T.H., 2008. Icarus 195, 277-294.[5] Hapke, B.W., 1993. Theory of Reflectance and Emittance Spectroscopy. Cambridge University Press, New York. [6] Sunshine, J.M., Pieters, C.M., 1993. J. Geophys. Res 98(17), 9075-9087.[7] Sunshine, J.M., Bus, S.J., Corrigan, C.M., McCoy, T.J., Burbine, T.H., 2007. Meteorit. Planet. Sci. 42, 155-170.[8] Ghiorso, M. S. e Sack, R. O. 1995. Contributions to Mineralogy and Petrology,119: 197-212.[9] Ariskin, A.A., Petaev, M.I., Borisov, A.A., Barmina, G.S., 1997. Meteorit. Planet. Sci. 32, 123-133.

PAINEL 238

ESTUDO DA ESTABILIDADE DO SISTEMA NETUNO-TRITÃO

 

Érica Cristina Nogueira1,2, Rodney da Silva Gomes2

1 - UFF

2 - Observatório Nacional

Trabalhos recentes da literatura mostram que Tritão deve ter sido membro de um sistema duplo de planetesimais que tiveram encontros próximos com Netuno durante o período de migração planetária e cuja órbita foi posteriormente evoluída por maré (Agnor & Hamilton, 2006; Correa, 2009; Nogueira et al. 2011). Este cenário admite que Tritão foi capturado e circularizado antes da fase "catastrófica" da evolução orbital, segundo o Modelo de Nice. Esta suposição se faz necessária para explicarmos a presença dos satélites irregulares de Netuno, como por exemplo a presença de Nereida que ainda não havia sido capturado nesta etapa da evolução do Sistema Solar. Neste trabalho estamos investigando o que acontece com o par Netuno-Tritão durante a fase de intensos encontros planetários ocorridos no inicio da formação do Sistema Solar. Se obtivermos resultados positivos, isto é, se Tritão permanecer capturado como satélite após esses intensos encontros planetários, será mais um fator validador da hipótese de que ele era membro de um sistema duplo de planetesimais que teve um encontro próximo com Netuno e cuja órbita foi circularizada por efeito de maré, caso contrário, outras hipóteses precisam ser investigadas.

PAINEL 240

CORRELAÇÃO ENTRE A PRODUÇÃO GASOSA DE ÁGUA, HIDROXILA, MONÓXIDO DE CARBONO E A MAGNITUDE HELIOCÊNTRICA DO COMETA C/1995 O1 (HALE-BOPP)

 

Guilherme Gastaldello Pinheiro Serrano, Amaury Augusto de Almeida, Roberto Boczko

IAG/USP

O objetivo do presente trabalho é estudar a correlação entre as taxas de produção gasosa e as magnitudes heliocêntricas do cometa C/1995 O1 (Hale-Bopp), tanto na fase pré-periélica como na fase pós-periélica. As evoluções da magnitude e das taxas de produção gasosa de H2O (água), OH (radical hidroxila) e CO (monóxido de carbono), ao longo da aproximação e do afastamento do cometa em relação ao Sol, foram estudadas. Para essa análise, foram utilizadas 11.734 estimativas de magnitudes visuais, extraídas do ICQ (International Comet Quarterly) e 88 observações do monóxido de carbono (Biver, comunicação particular (2007); Disanti et al. (2001); Jewitt et al. (1996)), cobrindo o intervalo de distâncias heliocêntricas de rh=7,464 UA (na fase pré-periélica) até rh=14,070 UA (na fase pós-periélica). É mostrado que a atividade do Hale-Bopp (temperatura média superficial ~ 110 K), além de 6,3 UA do Sol é controlada pela emissão do CO (temperatura de sublimação ~ 24 K), antes que pela emissão da H2O (temperatura de sublimação ~ 152 K). Esse resultado é consistente com as observações em ondas milimétricas de Biver et al. (1996) e Jewitt et al. (1996), realizadas em 6,5 UA.

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