SOCIEDADE ASTRONÔMICA BRASILEIRA

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PAINÉIS DA SESSÃO III

Ensino e Divulgação

PAINEL 32

USO DE REPRESENTAÇÕES SEMIÓTICAS NO ENSINO DE ASTRONOMIA:

LEIS DE KEPLER E ESTAÇÕES DO ANO

 

Daniel Trevisan Sanzovo1, Vanessa Queiroz2

1 - UENP

2 - Colégio Maranata/Objetivo Jacarezinho (PR)

O Ensino de Astronomia atrai cada vez mais pessoas e vem tendo cada vez mais publicações na área. Entre as dificuldades encontradas neste ramo do saber destaca-se, na Literatura, a falta de conhecimento científico por parte dos professores, sua má formação e erros recorrentes encontrados em materiais didáticos, entre outros. Além desses fatores, acreditamos que exista uma parcela devido à falta de conhecimento matemático, além do preconceito gerado pela sua não compreensão. Baseados em uma teoria de registros de representações semióticas, que entende que esta supõe a coordenação de ao menos dois tipos destes registros, o estudante pode ter um entendimento significativo do conteúdo matemático envolvido e, conseqüentemente, uma aprendizagem efetiva dos conteúdos astronômicos. Neste trabalho apresentamos um relato de proposta do uso de registros semióticos no Ensino de Astronomia, em particular nos conteúdos Leis de Kepler e Estações do Ano, que faz parte de uma pesquisa que está sendo realizada em um curso de Astronomia Básica de um projeto de extensão de uma universidade estadual do Paraná, que se encontra em fase final de avaliação, esperando verificar qualitativamente o quanto a dificuldade encontrada no entendimento matemático pode interferir para a aprendizagem de conteúdos astronômicos envolvidos.

PAINEL 34

COMPREENDENDO A ESTRUTURA DOS PLANETAS ATRAVÉS DE DOBRADURAS

 

Vanessa Queiroz1, Juliana Romanzini2, Daniel Trevisan Sanzovo3

1 - Colégio Maranata/Objetivo Jacarezinho (PR)

2 - Planetário de Londrina/UEL

3 - UENP

Uma das dúvidas mais frequentes dos alunos é em relação à sua posição no planeta Terra. Muitos acreditam que vivemos dentro da Terra, ou seja, no núcleo de nosso planeta. Isso mostra a dificuldade enfrentada pelos professores de Ciências e outras áreas em ensinar o conceito de gravidade na sala de aula. Uma das alternativas encontradas por esses profissionais pode ser a visita a um planetário. Nele, tem-se uma visão mais próxima da realidade, substituindo os diagramas bidimensionais apresentados em salas de aula. Neste trabalho, discutimos a estruturação, elaboração e aplicação de uma atividade direcionada a estudantes para abordar o tema gravidade, composta de três momentos complementares: visita ao Planetário (momento interativo), construção de maquetes (momento prático e lúdico) e observação do céu (momento observacional). Com essas atividades buscamos concretizar estes conceitos, de forma que os participantes visualizem a ação dessa força na estrutura dos planetas e em seus corpos.

PAINEL 36

GUIA TEMÁTCIO PARA O PLANETÁRIO MÓVEL

 

Luís Fernando Basso, Letícia Zolet, Odilon Giovannini

UCS

Atividades educativas fora do ambiente tradicional da escola são uma forma de tornar o ensino mais atrativo e, adicionalmente, uma oportunidade para os alunos ampliarem seus conhecimentos. Museus, centros de ciências e planetários são considerados ambientes não formais de educação que podem complementar os saberes escolares quando explorados adequadamente por meio de uma ação planejada e articulada. O planetário móvel da Universidade de Caxias do Sul é uma referência para a realização de atividades extraclasse que vão de encontro com as orientações indicadas nos Parâmetros Curriculares Nacionais para um ensino interdisciplinar e contextualizado. Desde a sua abertura, em 2008, mais de 13 mil pessoas, da região de Caxias do Sul, já assistiram as sessões no planetário. Para tornar a visita ao planetário uma oportunidade de aprimoramento da aprendizagem, evitando uma passagem efêmera e sem uma contribuição significativa, elaboramos um guia temático. Este trabalho, portanto, apresenta a primeira versão do guia e uma avaliação preliminar da sua aplicação com as turmas que seguiram as sugestões apresentadas. O guia temático tem como objetivo fornecer aos visitantes informações sobre o planetário, orientar os professores sobre possíveis atividades pedagógicas para desenvolver em sala de aula e subsidiar os professores com textos e referências bibliográficas. Nesta versão, o guia é composto pelos seguintes itens: informações técnicas e científicas do planetário, objetivos, sugestões de atividades para os professores, referências bibliográficas e avaliação do guia pelo professor. O guia temático foi distribuído para algumas turmas do ensino fundamental e os resultados preliminares mostram que apesar da motivação demonstrada pelos alunos em astronomia nas sessões do planetário, as atividades propostas para serem desenvolvidas na sala de aula esbarram na formação deficitária do professor em astronomia, comprometendo a realização plena da atividade.

PAINEL 38

ASTRONOMIA PARA CRIANÇAS: RESULTADOS PRELIMINARES SOBRE

AS CONCEPÇÕES PRÉVIAS

 

Daniel Brito de Freitas1, Francisca Francimar Penha2, Iraciara Costa Pinheiro2,

Rayllessa Victor de Araújo Souza2, Rita de Cássia Bezerra Silva2, Andra Pedro Da Silva2,

Juliana Mesquita Hidalgo Ferreira1, Silvia Calbo Aroca1, Milene dos Santos Figueiredo1

1 - UFRN

2 - IFRN

O contato das crianças nas séries iniciais com a Astronomia é relativamente pequeno, restringindo-se, na maioria das vezes, a apenas aprender o nome dos planetas e noções básicas sobre o funcionamento do Sistema Solar. No entanto, o universo astronômico é incrivelmente mais rico, estimulante e impressionante transbordando diversidade, um verdadeiro zoo-cósmico repleto de estrelas, constelações, galáxias, nebulosas e buracos negros. O objetivo central desse projeto é iniciar as crianças da Educação Infantil à compreensão de diversos fenômenos ligados à Astronomia e a Cosmologia, bem como desenvolver competências e habilidades que favoreçam a construção de sua autonomia, seja ela científica ou cidadã. A metodologia empregada no presente trabalho está fundamentada nos seguintes aspectos: a) elaborar mapas conceituais para elencar os conceitos a serem abordados; b) distribuir esses conceitos em uma sequência didática; c) extrair o perfil conceitual das crianças no tocante às suas concepções prévias; d) desenvolver multiestratégias para promover a participação interativa entre os alunos; e) transpor as concepções prévias ao conhecimento científico através de tarefas práticas com ampla variedade de recursos e meios, com isso, estendendo o leque de escolha dos alunos; f) utilizar a metacognição como uma atividade regular, estimulada amplamente no desenvolvimento do trabalho; g) propiciar com que as concepções prévias das crianças sejam amplamente analisadas e discutidas juntamente com seus professores fazendo com que o conteúdo científico seja continuamente (re)construído em parceria, e; h) utilizar a dialética construtivista e a aprendizagem significativa dos conteúdos como metodologias para auxiliar no desenvolvimento das competências e habilidades das crianças. O trabalho está sendo executado no NEI-UFRN (Núcleo de Educação Infantil da UFRN) para crianças no último período da Educação Infantil com até seis anos de idade. Nosso trabalho encontra-se na etapa da construção dos mapas conceituais e da identificação das concepções prévias e análise do perfil epistemológico de cada criança. Os resultados revelam nitadamente dois grupos de crianças quanto às possíveis origens das ideias prévia: um, onde as ideias são oriundas exclusivamente, ou quase exclusicamente, do senso comum e outro, onde as ideias são de origem social. Em sua maioria, as crianças dentro do segundo grupo são filhos de professores da Universidade enquanto no primeiro grupo existe uma heterogeneidade, sendo filhos de professores e tecnicos-administrativos da Universidade e da comunidade externa.

PAINEL 40

DIAGNÓSTICO DAS PRÉ-CONCEPÇÕES SOBRE ASTRONOMIA DE ALUNOS DO ENSINO MÉDIO DAS ESCOLAS PARCEIRAS NO PROJETO PIBID-FÍSICA DA UNIVAP

 

Luiz E. C. Cardoso1, Mônica O. Campos1,2, Bolsistas PIBID-UNIVAP/Fisica2, Francisco C. R. Fernandes2

1 - E. E. Dr. Pedro Mascarenhas

2 - UNIVAP

De acordo com a Proposta Curricular do Estado de São Paulo, o ensino de Astronomia deve ser ministrado nos dois últimos bimestres do 1º ano do Ensino Médio, como parte do currículo da disciplina de Física. Porém, muitas vezes tais conteúdos não são plenamente abordados, apesar do tema sempre despertar grande interesse nos alunos. Em 2010, foi implantado em duas escolas estaduais de São José dos Campos, o projeto PIBID-Física da UNIVAP, Ensino de Física contextualizado pela Astronomia, uma proposta de metodologia complementar de ensino não-formal de Física e Astronomia em nível médio. Com o objetivo de avaliar a percepção dos alunos sobre conceitos básicos de Astronomia, como parte da estratégia de implantação das atividades programadas no projeto, foi aplicado, a 201 alunos do Ensino Médio das duas escolas, um questionário-diagnóstico com 16 questões sobre conceitos de Astronomia e sua inter-relação com a disciplina de Física. As questões, elaboradas com base em questionários de outras investigações semelhantes sobre concepções prévias de alunos e professores, foram divididas em 10 objetivas (resposta afirmativa ou negativa) e 6 dissertativas (respostas abertas). As respostas foram tabuladas e interpretadas. Em geral, revelam um distanciamento da experimentação e da prática no ensino de Astronomia. Por exemplo, nas duas escolas, cerca de 70% dos alunos dizem nunca terem tido contato com Astronomia na escola, apesar desse tema fazer parte dos conteúdos do material didático distribuído pela Secretaria Estadual de Educação de São Paulo. Os resultados obtidos a partir das respostas tabuladas são apresentados e discutidos.

PAINEL 42

LUNETAS A BAIXO CUSTO: NÃO BASTA CONSTRUIR É PRECISO UTILIZÁ-LAS NO PROCESSO DE ENSINO-APRENDIZAGEM DE FÍSICA E ASTRONOMIA

 

Daniel dos Reis Germinaro, Artur Justiniano

Universidade Federal de Alfenas

Em vista da dificuldade encontrada na reprodução de lunetas de baixo custo, seguindo Canalle (1994, 2005) e Iachel e colaboradores (2009) e da necessidade de inserção de estudos de Astronomia no Ensino Médio, seguindo o Programa Nacional do Livro Didático para o Ensino Médio (PNLEM) elaboramos um passo a passo para a construção de uma luneta de baixo custo e com materiais de fácil acesso no mercado e altamente reprodutível. Os maiores problemas encontrados nos trabalhos supracitados foram: em Canalle (1994 e 2005) a utilização do monóculo de fotografia, que impossibilita a reprodução da luneta, já que é um material não mais disponível no mercado. E em Iachel e colaboradores (2009) a generalização da confecção da lente objetiva comprometeu o detalhamento do processo de montagem da luneta. Na construção da luneta proposta neste trabalho, mostraremos um passo a passo mais simplificado para que qualquer professor ou interessado possa reproduzir uma luneta de baixo custo. Entretanto, sabemos que não basta ter uma luneta. É preciso que na escola ela seja mais do que apenas um aparato para se observar o céu. É preciso que ela seja utilizada como eixo motivador para agregar conhecimento e para diversificar o processo de ensino-aprendizagem, tornando-o mais interessante e agradável para os alunos. Isso posto, vamos apresentar os resultados de um experimento, desenvolvido com a luneta e uma WebCam cujo objetivo é medir o diâmetro das crateras da Lua. Vamos apresentar os resultados alcançados com uma turma do terceiro ano do ensino médio. Esse experimento agrega o ensino de óptica, fundamentos de Astronomia, bem como a utilização de tecnologias de comunicação e informação, assuntos presentes nos temas estruturadores 4 e 6 dos PCNs, mas raramente são ensinados em uma aula tradicional de Física.

PAINEL 44

DE OLHO NO CÉU DO MEIO OESTE CATARINENSE

 

Fábio R. Herpich1,2, Clemir Schmitt1, Yuri Hentz1

1 - Observatório Domingos Forlin - ODF

2 - UFSC

Através de um projeto audacioso e perspicaz, instalou-se, à compreensível vista dúbia de muitos, um observatório astronômico numa cidade tradicionalmente agrícola situada no meio oeste catarinense. A visionária cidade, Videira, com uma localização privilegiada pela altitude e pela razoável escassez de chuvas desenvolveu e executou o projeto, que está em pleno funcionamento. Hoje, já consolidado e reconhecido regionalmente, recebe alunos e turistas de toda Santa Catarina e de outras regiões do Brasil. Desenvolve projetos de divulgação e educação astronômica através de eventos de observação pública, palestras locais e eventos com astrônomos amadores e profissionais do Brasil. Conta com parcerias com o Instituto Federal Catarinense, Universidade Federal de Santa Catarina, SENAI, entre outras instituições, o que contribui para o desenvolvimento da educação regional. Figura como ponto turístico central na região, aguçando e sanando a curiosidade popular, trazendo dividendos ao município, resolvendo enigmas e desmistificando pseudociências muito comuns no meio social. Aqui, apresentamos os trabalhos desenvolvidos, fazemos um balanço de todas as pessoas e classes que deles participaram e análise da eficácia dos métodos de abordagem.

PAINEL 46

O MOVIMENTO APARENTE DA LUA NO CÉU - UM DISPOSITIVO DIDÁTICO

 

Marcos G. G. Correia Lima, Telma C. Couto da Silva

UFMT

Quando observamos o céu a Lua parece mover-se de leste para oeste, tal qual as estrelas e o Sol o fazem, num movimento contrário ao da rotação da Terra, denominado movimento diário. Porém, o movimento real da Lua em torno da Terra ocorre de oeste para leste, a ~ 13°,2 por dia. Como o movimento de rotação da Terra é mais rápido do que o movimento de translação da Lua ao seu redor, o movimento diário da Lua acompanha o movimento aparente do céu: a Lua surge a leste e se põe a oeste com um atraso de 49 minutos. Isso ocorre porque as estrelas aparentemente dão uma volta no céu em ~ 23 horas e 56 minutos (dia sideral), e a Terra leva 4 minutos para girar 1°, ou seja, 53 minutos para girar 13°,2. Somando esses 53 minutos ao dia sideral verificamos que o tempo que a Lua volta à mesma posição no céu é de ~ 24 horas e 49 minutos. Após 27,3 dias nosso satélite recomeça um novo ciclo. O dispositivo foi cons­truído com o objetivo principal de explicar a um leigo o que ocasiona o movimento diário aparente da Lua. Também pode ser utilizado para explicar porque observadores localizados nos dois diferentes hemisférios veem ao contrário o obscurecimento da Lua, ou do Sol, quando observam eclipses lunares e solares. Didático, e construído com materiais de baixo custo tais como base de ferro, anel de metal graduado, bolinha de isopor, entre outros componentes, esse dispositivo tem sido extremamente útil em aulas e eventos sobre a Lua.

PAINEL 48

AVALIAÇÃO DA INTERAÇÃO ENTRE A ESCOLA E UM CENTRO DE ENSINO NÃO-FORMAL

DE ASTRONOMIA A PARTIR DA VISÃO DOS EDUCADORES

 

Daniel Iria Machado

Universidade Estadual do Oeste do Paraná - Unioeste

Avaliou-se a interação entre as escolas e um centro de ensino não-formal dedicado à Astronomia, dotado de planetário, observatório, relógio de Sol e espaço de exposições. Foram entrevistados 12 educadores do Ensino Fundamental e Médio, abordando-se as possibilidades pedagógicas desse centro de Ciências e o trabalho desenvolvido com estudantes de instituições públicas. Os educadores demonstraram conhecer o potencial didático desse ambiente não-formal, pois se registraram opiniões de que este pode estimular o interesse pela Astronomia; motivar a aprendizagem e torná-la mais lúdica; permitir a complementação das abordagens em sala de aula; favorecer a visualização dos conteúdos; oportunizar um contato mais direto com os fenômenos, mediante recursos em geral não disponíveis nas escolas. Um pouco menos da metade dos educadores (42%) relatou não ter havido uma preparação específica dos alunos para a visita, embora isso seja recomendável quando se considera que os conhecimentos prévios são determinantes na aprendizagem significativa e pode ser necessário promover o desenvolvimento de conceitos subsunçores para auxiliar na assimilação de novas ideias. Todos os educadores informaram que os conteúdos relacionados à visita seriam retomados na escola. Dentre as atividades que seriam feitas, foram mencionadas: discussões na sala de aula; elaboração de relatório; organização de mostra cultural; estímulo à continuidade das observações astronômicas. Desse modo, os educadores evidenciaram estar cientes da necessidade de os alunos aprofundarem os debates e estudos dos temas explorados no ambiente de ensino não-formal, essencial para propiciar maior elaboração das ideias, permitir a eliminação de dúvidas e se evitar a persistência de concepções alternativas.

PAINEL 50

EXPERIÊNCIA NO ENSINO DE ASTRONOMIA NA REGIÃO OESTE DO PARANÁ

 

Leandro Pêgas de Brito Maurente, Gracy Kelly Mazuhovitz, Rafael Duarte de Lima, André Eduardo Confetti, Helio Boreli Favero, Raquel Baioco, Kesia Damaris de Azevedo, Vanessa Rossato Bach, Joel Rodrigues Junior, Luana Gabriela Lenhard, Lilian de Souza Madalena, Carlos Henrique Coimbra-Araújo

UFPR

O projeto "Astronomia para Todos" tem implantado em Palotina e região oeste do Paraná um núcleo educacional na área de astronomia e ciências afins. Este núcleo dá suporte a alunos da rede pública ou privada de Palotina e região, bem como à população em geral, viabilizando o acesso a telescópios de médio porte, permitindo a visualização do céu à noite e inserindo o tema astronomia no cotidiano da comunidade a partir de seminários e aulas públicas. Neste núcleo estão incluídos alunos da Universidade Federal do Paraná capacitados para serem monitores, que oferecem suporte na resolução de dúvidas e curiosidades sobre a lua, planetas, estrelas e outros objetos astronômicos. Durante as observações nas escolas (especialmente nas denominadas "noites do soninho"), um telão mostra um programa simulador do mapa celeste (Stellarium) e o público alvo pode ver a localização e o nome de constelações e tentar identificá-las no céu com a ajuda da equipe de apoio. O projeto tem implementado mini-aulas de astronomia, de cunho lúdico, contribuindo de forma decisiva no desenvolvimento da formação científica dos alunos do ensino fundamental (especialmente quartas séries, mas também todo o ensino Fundamental I e II) e do público em geral, o que é essencial para dar suporte a alunos e professores que estejam envolvidos na Olimpíada Brasileira de Astronomia e Astronáutica no município de Palotina. O presente trabalho salienta as atividades desenvolvidas entre os anos 2010 a 2012. Um dos resultados principais do projeto foi a confecção de três apostilas voltadas para professores dos ensinos Fundamental I e II e Médio. Os temas abordados nestas apostilas são o Sol, a Lua e o Sistema Solar.


PAINEL 52

ANÁLISE PRELIMINAR DO PÚBLICO DOS CURSOS DA FUNDAÇÃO DO

PLANETÁRIO DA CIDADE DO RIO DE JANEIRO

 

Naelton Mendes de Araujo, Luiz Guilherme Haun

Fundação Planetário da Cidade do Rio de Janeiro

O conhecimento astronômico do cidadão comum depende da instrução formal, conhecidamente deficiente, e da mídia, muitas vezes sensacionalista. Instituições de divulgação científica têm como missão primordial atender, de forma acurada, esta demanda de informação. Desde sua origem na década de 70, a Fundação Planetário da Cidade do Rio de Janeiro promove cursos de divulgação científica na área de Astronomia para o público leigo. Nos últimos 10 anos uma média de 12 cursos ao ano têm sido ministrados. Divulgar ciência numa grande metrópole traz desafios específicos. Desta maneira métodos e conteúdos devem se adequar a este ambiente urbano. Ao fim de cada curso um formulário tem sido aplicado. Este trabalho tem como objetivo confrontar estes dados do ponto de vista geográfico e temporal a fim de avaliar como os perfis do público têm mudado. Uma análise preliminar dos dados sobre residência e formação escolar cruzados com dados socioeconômicos da cidade sugerem um comportamento interessante. Fatores como mobilidade e acesso a informação via mídia interferem na procura pelos cursos mais que fatores econômicos. Apesar da maioria dos cursos serem pagos não é o preço que determina a adesão ao curso mas a facilidade ou dificuldade de frequentar a aulas noturnas durante a semana. O nível escolar e o acesso à informação também influenciaram positivamente a participação do público nestes cursos. Visando atender cada vez melhor as expectativas e necessidades dos nossos alunos os cursos têm sido reformulados principalmente com relação ao conteúdo (maior profundidade e assuntos mais atuais) e aos meios didáticos (maior uso de informática).


Estrelas

PAINEL 98

CARACTERÍSTICAS ESPECTRAIS DE ESTRELAS JOVENS ASSOCIADAS

À NEBULOSA SH2-296

 

Beatriz Fernandes, Jane Gregorio-Hetem

IAG/USP

Visando contribuir para o entendimento do cenário de formação e evolução estelar no Complexo de Nuvens Moleculares em Canis Major (CMa R1), estudamos as características espectrais de uma população de estrelas jovens associadas à Sh2-296, uma nebulosa ionizada em forma de arco que tem sido tema de grande debate devido a hipóteses conflitantes quanto a sua origem e a história de formação estelar na região. Estrelas jovens apresentam forte emissão em raios-X e o uso dessas observações é muito eficiente para descobrir grandes amostras de estrelas pré-Sequência Principal, inclusive de baixa massa, em regiões de formação estelar distantes. Nossa amostra de 109 fontes de raios-X foi identificada por observações do satélite XMM-Newton e, para estudar suas contrapartidas ópticas, obtivemos 85 espectros com o telescópio Gemini Sul para espectroscopia de multi-objetos (GMOS). No presente trabalho, identificamos as contrapartidas que apresentam as linhas tipicamente encontradas em objetos jovens, como emissão Ha e forte absorção na linha de lítio (670,8 nm). Dos 85 espectros avaliados, foram identificados 51 objetos apresentando esses indícios de juventude. Realizamos uma estimativa do tipo espectral dos candidatos a objetos jovens a partir da comparação com bibliotecas de espectros padrão e buscamos confirmar sua natureza com base em suas características espectrais. Em conjunto com o uso de diagramas cor-cor e cor-magnitude, estimamos também parâmetros como massa, idade e avermelhamento. Este trabalho permitirá uma melhor avaliação do estágio evolutivo da amostra em estudo, visando contribuir com mais informações para as questões em aberto relacionadas à formação estelar sequencial em CMa R1.

PAINEL 100

SURVEY ESPECTROSCÓPICO DE REGIÕES HII ULTRACOMPACTAS

 

Danilo Maciel, Cassio Leandro Barbosa

UNIVAP

Nesse trabalho, apresentamos os primeiro resultados de um survey espectroscópico de regiões HII Ultracompactas com o intuito de indentificar a fonte ionizante. Os dados foram obtidos com o espectrógrafo NIFS com o auxílio de Óptica Adaptativa. Das 10 regiões observadas até agora, 4 puderam ter seu tipo espectral estimado a partir de linhas fotosféricas, a saber: região G23.96-0.1, O7, região G15.04-0.6, O8, região G18.146-0.284, B0 e região G5.97-1.17, B2. Os resultados obtidos da espectroscopia podem ser comparados com as estimativas obtidas do fluxo em rádio e as discrepâncias são discutidas no trabalho. Para as 6 regiões em que não foi possível detectar linhas fotosféricas, modelos de fotoionização estão sendo aplicados, com o intuito de se indentificar a fonte ionizante a partir das linhas nebulares observadas.

PAINEL 102

ESTIMATIVAS PARA BRAKING INDICES DE PULSARES

 

Nadja S. Magalhães1, Thaysa A. Miranda1, Carlos Frajuca2

1 - UNIFESP

2 - Sao Paulo Federal Institute

Pulsares são astros que exibem pulsos eletromagnéticos com períodos que variam muito lentamente, e medidas indicam que são dotados de fortes campos magnéticos. Os primeiros astros deste tipo foram detectados na faixa das ondas de rádio e até hoje são chamados simplesmente de pulsares; dependo de certas características atualmente há denominações mais específicas, como pulsares de raios X, magnetares, pulsares solitários ou pulsares de milissegundos. Eles são modelados fundamentalmente como objetos compactos densos que giram rapidamente e constituem um dos possíveis remanescentes do colapso de estrelas com alta massa. Além de nêutrons, pesquisas teóricas sugerem que tais objetos poderiam ser compostos por outros elementos, como plasma de quarks e outras partículas exóticas. A grandeza básica medida nas observações de pulsares é seu período de rotação, P, que sistematicamente aumenta com o passar do tempo. Consequentemente, a sua velocidade angular (W=2p/P) diminui com o tempo. Alguns pulsares tiveram a primeira e a segunda derivadas temporais de P (respectivamente, e ) observacionalmente determinadas, o que permite calcular e . Diante desses dados é conveniente se definir o índice de frenagem (em inglês, brakingindex): n=W/2. Esta é uma definição genérica, útil para o estudo de sistemas acelerados (positiva ou negativamente). Por exemplo, uma definição similar é usada em cosmologia para se calcular o parâmetro de desaceleração do universo, que agora sabe-se estar expandindo aceleradamente. O índice de frenagem surge naturalmente no modelo teórico canônico, que associa o aumento do período de rotação exclusivamente com a transformação de energia cinética de rotação em energia eletromagnética irradiada supondo o pulsar uma esfera carregada girante que irradia como um dipolo magnético. Este foi o primeiro modelo e serve até hoje de base para estimativas de valores de campos magnéticos, idades e outros parâmetros importante para classificação de pulsares, sejam eles de rádio, de raios X ou magnetares. Entretanto, sabe-se que o modelo canônico é apenas aproximado porque prevê n=3, enquanto os valores obtidos com as observações fornecem n<3. Assim, a estimativa teórica de valores precisos para o índice de frenagem de pulsares ainda é um problema em aberto. Neste trabalho apresentaremos resultados de um estudo relacionado a essa estimativa inspirado no modelo canônico e baseado em dados de sete pulsares com índices de frenagem conhecidos através de observações. A nova abordagem mantém a forma funcional da equação =KWn do modelo canônico mas permite a introdução de parâmetros que variam de um objeto para outro. Nesta etapa do estudo o foco é a obtenção teórica dos valores observacionais e a realização de previsões de faixas de índices para outros pulsares. Posteriormente, com a ajuda do procedimento estabelecido, será necessário investigar os fenômenos físicos que contribuem para o aumento do período de rotação. No pôster apresentaremos a faixa de parâmetros onde os índices já obtidos observacionalmente se encaixam. A partir desta faixa prevemos valores de índices de frenagem para outros pulsares, esclarecemos as escolhas destes e tecemos uma análise sobre os valores previstos.

PAINEL 104

ANÁLISE DE CURVAS DE LUZ DE FO AQR EM ESTADOS DE BRILHO DIFERENTES

 

Maria Helena Passos Marques, Artur Justiniano

Universidade Federal de Alfenas

FO Aqr é uma Variável Cataclísmica da classe das Polares Intermediária (PI) descoberta pelo satélite Einstein (Patterson e Steiner 1983) e já foi observada desde raios X até o IV. Esse sistema tem uma modulação rotacional com período de 20.9 minutos, o período de orbital de 4.85 horas e o período de batimento de 21.5 minutos. De Martino e colaboradores (1994 e 1999) fizeram um extenso estudo com os raios-X, UV, ópticos e IV sobre as características das múltiplas periodicidades que FO Aqr apresenta e mostraram que, em certas épocas, a modulação rotacional domina, enquanto que em outras, a amplitude da modulação orbital é maior. Nesse trabalho vamos apresentar o resultado da análise das curvas de luz de FO Aqr nos filtros infravermelhos J e H. Pela primeira vez se detectou a modulação elipsoidal da estrela secundária. Nós calculamos um modelo teórico para a curva de luz dessa estrela e estabelecemos vínculos a respeito de parâmetros importantes do sistema, como a inclinação orbital, a razão de massas e a temperatura da estrela secundária. Fizemos também uma estimativa para a distância do sistema e para a temperatura da anã branca. Pela primeira vez essa PI é vista em três estado de brilho diferente. Nós discutimos as conseqüências desses estados de brilho sobre perfil das curvas de luz no IV.

PAINEL 106

ESTUDO DE POEIRA EM OBJETOS WATER FOUNTAIN

 

Carolina de Assis Costa Moreira, Silvia Lorenz Martins

OV/UFRJ

Estrelas Water Fountain formam um grupo raro de objetos que possuem envoltórios circunstelares muito opacos, característicos de estrelas AGB. Uma particularidade interessante desse subgrupo é a presença de masers de H2O e OH com altas velocidades, deslocados para o azul e vermelho, cujas separações variam entre 50 e 150 km/s. Elas podem estar no topo do AGB ou na fase post-AGB, quando estruturas circunstelares assimétricas começam a se desenvolver dentro do envoltório simetricamente esférico produzido anteriormente, na fase AGB. Algumas destas fontes foram observadas com técnicas radio-interferométricas, apresentando uma distribuição bipolar para o maser de H2O, o que indica a presença de jatos com idades dinâmicas variando entre 5 a 100 anos. Neste trabalho estudamos o comportamento da poeira para uma amostra de 10 WF. Essa amostra foi selecionada de Lagadec et al. (R.A.S. 417, 32 - 92, 2011), que as observaram com o VISIR/VLT . Calculamos modelos que foram ajustados a dados obtidos pelo IRAS, 2MASS, DENIS, MSX, ISO e Spitzer, quando disponível. Os modelos foram calculados utilizando o código MonRaT, considerando 3 espécies de grãos ricos em oxigênio (silicatos amorfos, silicatos cristalinos, óxidos). A distribuição espectral de energia (SED) para algumas fontes sofreu uma variação importante, o que parece indicar que a perda de massa se deu de forma episódica. Esse resultado foi mais expressivo na fonte mais estudada na literatura, IRAS 16342, onde houve mudança na temperatura da poeira e para a qual identificamos a presença de silicatos cristalinos e a ausência de silicatos amorfos.


PAINEL 108

A CORRELAÇÃO ENTRE O ÍNDICE ENTRÓPICO q E A IDADE DE AGLOMERADOS ABERTOS

 

Mackson Matheus França Nepomuceno, José Ronaldo Pereira da Silva, Bráulio Batista Soares

UERN

É comumente aceito que os eixos de rotação estelar estão orientados aleatoriamente. Entretanto não existem evidências observacionais que justifiquem claramente essa suposição de aleatoriedade. As estrelas em aglomerados são formadas a partir da fragmentação de grandes nuvens moleculares. É portanto razoável supor que o momentum angular dessas estrelas reflitam em certa medida o momentum da nuvem mãe, pelo menos nos estágios iniciais da formação. Este trabalho aborda o problema da orientação dos eixos rotacionais no contexto da mecânica estatística não–extensiva de Tsallis. O índice entrópico q, associado ao grau de aleatoriedade dos eixos rotacionais, é utilizado para analisar o comportamento temporal do grau de aleatoriedade desses eixos. Os valores de q são obtidos a partir da distribuição de Vsini das estrelas de cada aglomerado. Analisou-se os dados de 685 estrelas anãs provenientes de 10 aglomerados abertos, com idades variando entre 7,55 e 9,41 dex. Como resultado, observa-se que: 1) todos os aglomerados apresentam algum grau de não aleatoriedade (q>1) na distribuição dos eixos rotacionais das estrelas; 2) existem dois regimes na distribuição q versus idade, i.e., inicialmente os valores de q crescem lentamente até cerca de 8 dex, em seguida eles caem acentuadamente, aproximando-se da unidade; 3) a idade em que ocorre a mudança de regime coincide com o tempo do acoplamento núcleo–envoltória para as estrelas anãs.

PAINEL 110

ABOUT THE CHEMICAL COMPOSITION IN ENVOLVED STARS OF THE OPEN CLUSTER M67

 

Gislana P. de Oliveira1, Agnès Lèbre2, Claudio H. F. Melo3, José R. de Medeiros1, Bruno L. Canto Martins1

1 - UFRN

2 - Université de Montpellier II

3 - ESO, Garching

The old open cluster M 67 has served as an important sample in the understanding of stellar evolution and galactic. The advantage that cluster members have to be coeval and identical except for mass and evolutionary state, may efficiently serve for the analysis of changes in mixing-sensitive abundances. We investigate the abundances of a large number of chemical elements in a sample of 27 stars of the cluster M67 with different evolutionary stages (turn-off, subgiant and giant stars). For such a study we used high-resolution spectra (R ~ 47 000) and high S/N obtained with UVES+FLAMES at VLT/UT2, covering the wavelength interval 4200-10 600 Å. Our spectral analysis is based on the MARCS models of atmosphere and Turbospectrum spectroscopic tool. The oxygen abundances were determined from the [O I] line at 6300 Å. In addition, we have also computed abundances of Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Zr I, La II and Cr I. Our, sources of internal errors include uncertainties in atomic and stellar parameters, and the erros in [X/Fe] rations correspond to the quadratic sum of induced errors in individual parameters. We also determine the patterns ’abundance versus atomic mass’ at different evolutionary stages for comparison purpose with the solar one. Following the strategy of other studies, we investigated the relative abundances as a function of Tef and [Fe/H] for our sample of stars. The results show that our abundance measurements follow the same trend as the Sun.

PAINEL 112

UNVEILING KEPLER’S SOLAR ANALOGUES: FURTHER PERSPECTIVES OF STELLAR ROTATION.

 

F. Paz Chinchon,,A.D. Pereira da Costa, B.L. Canto Martins, J.R. de Medeiros

UFRN

Based on public data from the Kepler Data Base (MAST catalog and light curves) we are conducting a search program for rotational solar single analog stars, namely stars presenting rotation period at the same level of the Sun. For such a purpose, we have selected a sample of 140 G-type stars presenting the following characteristics: Effective temperature Teff, Gravity log(g) and Metallicity [Fe/H], in the intervals, 5749£Teff£5809, 4.42£log(g)£4.46 and -0.05£[Fe/H]£0.05, respectively. After a careful treatment of the Kepler light curves, we have performed a search for periodicity on the basis of Fourier Transform procedures and retained for analysis those stars with a period ranging from 23 to 35 days. As a second step we have identified those stars with light curves presenting clear semi-sinusoidal behavior, a typical characteristic of rotation. The most surprising result coming from the present study is the very low rate of stars presenting a rotational behavior close or analog to the Sun.


Extragaláctica

PAINEL 131

TOMOGRAFIA PCA DA GALÁXIA NGC 6951

 

Inaiara S. de Andrade, João E. Steiner, Tiago V. Ricci

IAG/USP

O advento de espectrógrafos com IFUs (Integral Field Units) permite fazer estudos muito detalhados sobre objetos extensos através da construção e análise de cubos de dados. Os estudos de núcleos ativos de galáxias (AGNs) e as regiões centrais das galáxias que habitam podem se beneficiar em muito dessas técnicas. Neste estudo re-analisamos o campo da galáxia NGC 6951 (Storchi-Bergmann et al 2007), com o objetivo de aplicar novas técnicas de remoção de ruído e extração de informação. Após reduzir os dados aplicamos as técnicas de filtragem de Butterworth espacial e espectral com o intuito de remover ruído de alta frequência, incompatíveis com as PSFs. A seguir identificamos fingerprint instrumental com a técnica de Tomografia PCA. Utilizamos a mesma técnica para remover essa característica de ruído. Fizemos a deconvolução de Richardson-Lucy, com 10 iterações e PSF gaussiana com FWHM=0.6”. Finalmente realizamos, novamente, a Tomografia PCA, mostrando a melhoria na qualidade dos dados. O Autovetor/Tomograma 1 mostram as características básicas do espectro e imagem do objeto, uma vez que a redundância no cubo é muito grande. O autovetor 2 mostra duas emissões muito próximas com características espectrais de AGN semelhantes. O autovetor 3 mostra uma anticorrelação entre a emissão de uma região hII e as duas emissões características de AGN. O autovetor 4 mostra a cinemática dos núcleos, sendo que o núcleo mais central e mais brilhante tem velocidade mais negativa e o núcleo secundário, velocidade mas positiva. Interpretamos essas características como sendo evidencia de dois possíveis AGNs numa mesma galáxia, possivelmente um sistema binário de buracos negros supermassivos. Consideramos, no entanto, necessário mais estudos para confirmar a natureza do objeto mais fraco, pois poderia ser, também, um cone de ionização ou uma reflexão do AGN central no cone de ionização, como já demonstrado para NGC 7097 (Ricci et al 2011).

PAINEL 133

THE SUPERMASSIVE BINARY BLACK HOLE SYSTEM IN BL LACERTAE

 

Anderson Caproni1, Zulema Abraham2, Hektor Monteiro3

1 - Universidade Cruzeiro do Sul

2 - IAG/USP

3 - Universidade Federal de Itajubá

BL Lacertae is the prototype of the BL Lac class of active galactic nuclei, exhibiting intensive activity at parsec-scales, as realized by intense core variability and multiple ejections of superluminal jet components. Particularly, it has been suggested in previous work the existence of precession motions in the parsec-scale jet of BL Lacertae with a characteristic period of 12.1 years at observer’s reference framework (or 550 years at the source’s reference frame). In addition, a 2.3-years periodic variation in the structural position angle of the VLBI core of BL Lacertae, as well as in the polarization position angle has been reported in the literature. Assuming that 12.1-yr jet precession has its origin in a supermassive binary black hole system with a total mass of about 0.37 billions of solar masses, we show in this work that the additional 2.3-years periodic variation is compatible with a nutation (nodding) phenomenon if the secondary black hole has a mass higher than about six times that of the primary (active) black hole. We also show that the putative binary system in BL Lacertae is stable against losses due to gravitational radiation considering the separation between the involved supermassive black holes.

PAINEL 135

AGLOMERAÇÃO DE GALÁXIAS USANDO FUNÇÃO DE CORRELAÇÃO ANGULAR

 

João Paulo Nogueira Cavalcante1,2, Paulo Sérgio de Souza Pellegrini3,2, Fernando Saliby de Simoni4,2,

Luiz Nicolaci da Costa3,2, Márcio Maia3,2, Rigardo Ogando3,2, Martin Makler5,2

1 - OV/UFRJ

2 - LIneA

3 - ON/MCT

4 - UFF

5 - CBPF

Apresentamos uma análise da aglomeração de galáxias no intervalo de redshift 0.2 <z< 1.3 utilizando a função de correlação angular. Para isto usamos os redshifts fotométricos dos quatro campos fundos do Canada-France-Hawaii Telescope Legacy Survey. Nesta análise verificamos o impacto das diferentes metodologias possíeis na estimativa da covariância da correlação angular observada sobre o vínculo dos parâmetros de um dado modelo teórico para a aglomeração de galáxias. Neste estudo foi suposta uma lei de potência como modelo teórico para a aglomeração de galáxias, caracterizada por dois parâmetros, r0, que caracteriza a distância de correlação entre as galáxias e g, que fornece o quão rápida essa correlação decresce. Também foi verificado o impacto da área do levantamento, adicionando o conceito denominado "integral constraint" ao modelo teórico e comparando com o modelo sem a sua inclusão. O "integral constraint" é um tipo de erro que aparece na teoria quando utilizamos a densidade de galáxias média do levantamento, que pode não ser a densidade média de galáxias real do Universo. Nossos principais resultados foram que r0 e g são sensíveis à covariância empregada e à aplicação ou não do integral constraint. Este trabalho ressalta o impacto que diferentes metodologias na estimativa da covariância da função de correlação angular observada tem sobre o modelo teórico adotado para a sua descrição. Também foi iniciada uma análise do catálogo fotométrico DR8 do Sloan Digital Sky Survey onde obtemos ajustes preliminares para os parâmetros do modelo de halos na correlação angular para redshift z~0.6 e obtivemos resultados em acordo com os obtidos por Blake et al. (2008).

PAINEL 137

EVOLUÇÃO MORFOLÓGICA DE GALÁXIAS COM O REDSHIFT

 

Juliana Cougo, Leonardo de Albernaz Ferreira, Vanessa de Oliveira Gil, Fabricio Ferrari

FURG

O presente trabalho tem por objetivo apresentar as ferramentas básicas que serão usadas para estudar a evolução morfológica das galáxias em seus diversos ambientes e ao longo da evolução do Universo, a partir de dados de grandes surveys como o J-PAS/Pau-Brasil e o Dark Energy Survey. A análise será baseada em parâmetros morfológicos medidos nas imagens, através de fotometria com aberturas, ajuste de elipses, ajuste de funções de brilho bidimensionais, momentos estatísticos bidimensionais e outros. De forma a auxiliar esta análise usaremos técnicas de deconvolução e supressão de ruídos baseadas na transformada de wavelets. Os algoritmos serão implementados de forma paralela de modo a permitir o processamento do volume esperado de dados em tempo hábil, utilizando tecnologia CUDA e OpenMP. Em resumo queremos processar um grande número de galáxias automaticamente, identificando as fontes, deconvoluindo as imagens, suprimir ruído, analisando as distribuições de brilho a fim de obter os parâmetros físicos de cada objeto. Deste modo queremos entender como as galáxias evoluem morfologicamente, quando surgem suas diferentes estruturas morfológicas e o que podemos inferir do seu estado dinâmico a partir disto. No presente estágio, apresentaremos as ferramentas básicas, o fluxo de trabalho, e a análise de casos teste a partir de surveys semlehantes com dados já disponíveis. Finalmente, apresentamos um caso de teste para as galáxias do Catálogo de Frei (1996).

PAINEL 139

ESTUDO DA POPULAÇÃO ESTELAR NO ÓPTICO DA GALÁXIA PECULIAR HRG 30101

 

Círia Lima Dias1,2, Max Faúndez-Abans3, Paulo César da Rocha Poppe1,2, Vera Aparecida Fernandes Martin1,2, Mariangêla Oliveira Abans3, Iranderly Fernandes de Fernandes1,2, Giuana Alves dos Santos1,2

1 - UEFS

2 - Observatório Astronômico Antares

3 - LNA/MCT

Um primeiro estudo nuclear revelou que a galáxia anelada peculiar HRG 30101 é uma Starburst com redshift de z=0.005 (velocidade radial heliocentrica, v=1491 km s -1). No entanto, para quantificar algumas propriedades globais como inclinação do contínuo, intensidade de linhas de emissão, etc., faz-se necessário o conhecimento das características e propriedades das estrelas presentes na galáxia em estudo. Do exposto, utilizamos neste trabalho o código de síntese espectral STARLIGHT (Cid Fernandes et al. 2004, 2005; Assari et al. 2007), com o propósito de subtrair a componente estelar dos espectros calibrados, de revisar às medidas das linhas de emissão detectadas anteriormente., e de discutir as populações estelares presentes. No caso das linhas de emissão, em relação as medidas já realizadas, encontramos um acréscimo médio de 13% nas mesmas, o que não altera a classificação espectral previamente obtida. O código calcula uma combinação de populações estelares simples (SSPs) que melhor reproduz os espectros da galáxia. Dessa forma, o código encontrou a fração xj (xy=32.6%, de estrelas jovens; xi=42.9%, de idade intermediária, xo=24.5%, e de estrelas velhas) com que a SSP j contribuiu para o fluxo total da galáxia no comprimento de onda de normalização (4020Å). A partir da razão entre a massa e a luminosidade para as SSPs, calculamos também a fração total em massa e a fração total de massa convertida em estrelas, isto é, sem corrigir a mesma pelas estrelas que morreram. Este trabalho está sendo desenvolvido no âmbito do Programa de Bolsas de Iniciação Científica da UEFS (PROBIC/UEFS).

PAINEL 141

TRAÇADORES DE FORMAÇÃO ESTELAR DOS LINERs NO INFRAVERMELHO PRÓXIMO

 

Suzi Izaquiel Ferreira Diniz1, Lucimara Pires Martins1, Alberto Rodríguez Ardila2, Luiz Cláudio Lima Botti3

1 - Universidade Cruzeiro do Sul

2 - LNA/MCT

3 - CRAAM/INPE

Apesar dos LINERs serem comuns no universo próximo seu mecanismo de ionização ainda é controverso. Neste trabalho analisou-se a população estelar dos LINERs para detectar se esta pode ser a responsável pela ionização do gás. Para isso utilizou-se o infravermelho próximo, devido ao obscurecimento destas fontes. Foram obtidos espectros no NIR de 9 LINERs utilizando o OSIRIS/SOAR. A análise foi feita comparando os espectros observados com modelos de população estelar da Maraston, através de 13 índices de absorção, 8 definidos por Riffel et al, 2008 e 5 por Maraston, 2005 . O método se mostrou eficiente para identificar a presença das populações estelares intermediárias. Em 5 LINERs há evidências da presença de AGN e é provável que este seja a principal fonte de ionização. Em 3 dos 4 LINERS restantes foi encontrada forte evidência de população jovem e/ou intermediária, que devem ser responsáveis pela ionização do gás. Para NGC 0474, apesar de ser possível que a população encontrada contribua para a ionização do gás, não foi encontrada nenhuma evidência mais clara e mais estudos são necessários.

PAINEL 143

A GALÁXIA COM ANEL POLAR AM2040-620 E SUA GALÁXIA COMPANHEIRA

 

Priscila Freitas-Lemes1, Irapuan Rodrigues de Oliveira1, Maximiliano Faúndez-Abans2

1 - UNIVAP

2 - LNA/MCT

Galáxias com anel polar (do inglês PRG - Polar Ring Galaxies) são sistemas peculiares onde um anel de gás, poeira e estrelas apresentam uma geometria quase polar, circundando uma galáxia hospedeira. Uma explicação desta configuração bizarra seria a captura de material de uma galáxia doadora durante um processo de interação. Algumas PRG já foram estudadas com algum detalhe, por exemplo NGC4650A (Spavone et al. 2010) e a NGC660 (Karataeva et al. 2004), mas as propriedades e a origem desta classe de objetos ainda é pouco conhecida e estudada. Neste trabalho apresentamos resultados preliminares inéditos de observações espectroscópicas e imageamento da PRG AM2040-620 e sua companheira, obtidas com o telescópio de 1.60m do OPD-LNA. A redução dos dados e análise foi feita com IRAF/RVSAO. AM2040-620 contém um anel polar ondulado, quase perpendicular ao plano da galáxia hospedeira, que com base na imagem I apresenta-se assimétrico em suas extremidades. Descobriu-se que na região oeste da galáxia hospedeira existe uma perturbação por um provável efeito de maré causado por uma galáxia vizinha, identificada como sendo 2MASX J20441668-6158. Para esta última medimos um z = 0.01113, resultando numa velocidade radial de 3542±22 km/s, valor próximo ao determinado com nossa observação para a AM2040-620 (z = 0.01120, v = 3319±28 km/s). Deste modo, podemos considerar que 2MASX J20441668-6158 é uma companheira. Após aplicarmos uma filtragem com kernel de 10x10pc nas imagens do filtro B da galáxia companheira, encontramos um disco perturbado, provavelmente devido ao processo de interação sofrido por este sistema de galáxias. Em 2MASX J20441668-6158 identificamos uma significativa emissão de Ha, [NII] e [SII], assim como também em AM2040-620, porém mais intensa. Estes resultados são inéditos para este par de galáxias. O detalhamento da análise espectral está sendo realizado, onde pretendemos testar a presença de atividade nuclear (AGN, do inglês active galaxy nuclei), principalmente através do estudo de diagramas de diagnósticos, como os propostos por Coziol et al., (1999). Visto que há evidencias de que uma grande fração de PRGs apresenta atividade nuclear, pretendemos em um trabalho futuro, com uma amostra mais abrangente, estabelecer uma conexão entre o carácter interagente do sistema e as propriedades e tipo de AGN.


Galáxia e Nuvens de Magalhães

PAINEL 169

DETERMINAÇÃO DE PARÂMETROS FÍSICOS DE AGLOMERADOS ABERTOS ATRAVÉS DA ANÁLISE DE DIAGRAMAS COR-MAGNITUDE MULTIBANDA: OS CASOS DE M67 E NGC188

 

Cleiton Carillo de Souza, Leandro Kerber, Jules Batista Soares

UESC

Aglomerados estelares abertos são peças fundamentais na astrofísica pois são sistemas estelares cujos constituintes possuem a mesma idade e composição química, sendo importantes testemunhos da estrutura e da evolução química do disco da Galáxia. Neste trabalho investigamos a dependência na determinação de parâmetros físicos de NGC188 e M67 com a janela espectral adotada. Com base em fotometria no óptico e no infravermelho próximo, construímos diagramas cor - magnitude (CMD) para estes dois sistemas estelares. A análise destes diagramas permite determinações de idade, metalicidade, distância e avermelhamento para cada aglomerado aberto em estudo. Inicialmente aplicamos a técnica de ajuste visual de isócrona, e posteriormente uma técnica numérico-estatística que alia geração de diagramas sintéticos a estatísticas de comparação de pontos em um plano, atingindo desta forma resultados mais confiáveis. Nossos resultados indicam que existe uma sensível dependência dos parâmetros físicos em relação à escolha de bandas fotométricas utilizadas para construir o CMD. Dependência esta, verificada até mesmo dentro da janela espectral do óptico, onde foi encontrado uma variação acima de 40% no valor da idade. Os resultados alertam para possíveis problemas com modelos de evolução estelar e/ou com as transformações de temperatura em cor.

PAINEL 171

MÉTODO NÃO PARAMÉTRICO PARA SELEÇÃO DE ESTRELAS MEMBROS DE AGLOMERADOS ABERTOS

 

Wilton S. Dias, Héktor Monteiro

UNIFEI

Para obter os parâmetros fundamentais de aglomerados abertos o ajuste de isócronas nos diagramas cor-magnitude (CMD) é empregado na maioria dos trabalhos e a subjetividade da seleção de estrelas e do ajuste em si pode proporcionar valores de distância e idade inadequados. Para minimizar a subjetividade na seleção das estrelas e melhorar o procedimento de ajuste de isócronas, nosso grupo desenvolveu um método não paramétrico que estima a probabilidade de as estrelas pertencerem ao aglomerado (ver detalhes em Dias et al. 2012). Nesse trabalho adicionamos a esse procedimento as informações de probabilidade de pertinência obtidos a partir da análise estatística dos movimentos próprios das estrelas e aplicamos os resultados juntamente com a ferramenta de otimização global desenvolvido em nossos trabalhos anteriores (Monteiro et al. 2010, Monteiro e Dias 2011) ao aglomerado aberto Dias 6. Os resultados mostram que o procedimento de seleção de membros é robusto na medida em que atribui pesos baixos para a maioria das estrelas contaminantes e pesos elevados para as estrelas que são prováveis membros do aglomerado, maximizando a assinatura do aglomerado nos CMDs. Os ajustes indicam que o aglomerado aberto Dias 6 de idade intermediária (logt=8,5±0,2 anos) está a uma distância de (2100±200) pc.

PAINEL 173

ABUNDÂNCIAS QUÍMICAS EM AGLOMERADOS DA GRANDE NUVEM DE MAGALHÃES: MODELOS DE EVOLUÇÃO QUÍMICA E POPULAÇÕES ESTELARES

 

Maryory Loaiza-Agudelo, Paula R. T. Coelho, Gustavo Amaral Lanfranchi

Universidade Cruzeiro do Sul

Uma grande quantidade de dados observacionais de galáxias próximas tem sido disponibilizada recentemente, incluindo várias informações sobre as propriedades físicas e químicas de estrelas e nuvens de gás desses sistemas. As propriedades químicas, em particular, podem ser analisadas através do uso de Modelos de Evolução Química detalhados. Essa classe de modelos constitui uma ferramenta importante para o entendimento de vários processos relacionados à formação de galáxias. De outro lado, modelos de Populações Estelares são essenciais para interpretar galáxias mais distantes para as quais apenas espectros integrados estão disponíveis. No presente trabalho, apresentamos um modelo de evolução química adaptado para a Grande Nuvem de Magalhães e modelos de população estelar simples construídos obedecendo as previsões do modelo de evolução química. Comparamos a previsão de nossos modelos com uma amostra de aglomerados estelares da Grande Nuvem de Magalhães, obtida da literatura. A partir da comparação das previsões dos modelos com dados observacionais, podemos estabelecer vínculos para as escalas de tempo da formação e evolução da população estelar constituinte da galáxia. As populações estelares da Grande Nuvem de Magalhães parecem ser na sua maioria jovens, o que indica uma formação estelar recente; possuem baixa metalicidade e conteúdo de gás muito grande. Todas estas características indicam que este tipo de galáxias são objetos pouco evoluídos, e podem ter experimentado uma formação estelar descontinua, apresentando vários surtos de formação estelar separados por períodos de baixa atividade.

PAINEL 175

COMPLETE SIMULATION OF THE SEGUE SPECTROSCOPIC FIELDS

 

Helio J. Rocha-Pinto1,2, Leo Girardi3,2, Cristina Chiappini4,2, Basílio X. Santiago5,2, Luiz Nicolaci da Costa2, Márcio A. G. Maia2

1 - OV/UFRJ

2 - LIneA

3 - Osservatorio Astronomico di Padova

4 - AIP

5 - IF/UFRGS

SEGUE, the Sloan Experiment for Galactic Understanding and Exploration, is one of the surveys undertaken by the SDSS consortium. It comprises two phases, SEGUE I and II, that were part of two consecutive SDSS programs, respectively. The SEGUE I surveys provides both spectra and images, while SEGUE II gives only spectra. Together they comprise one of the largest stellar spectroscopic surveys ever undertaken, yielding spectra for more than 300,000 stars including almost all stellar types. A major difficulty in the use of these data is that the SEGUE selection criteria for each stellar type has evolved with time and is relatively poorly documented. As a result, representativity within each stellar type is not only questionable, but also hard to measure. Several selection biases are present in the data and some of them can substantially affect the use of SEGUE for its original purposes. Our approach is to completely simulate the SEGUE spectroscopic sample to study its biases and propose pertinent corrections to quantities from the SEGUE data, such as the metallity distribution and Galactic stellar gradent. On this work, we descrite how we manage to simulate the complete SEGUE spectroscopic data using TRILEGAL, a Galactic population synthesis code. This simulation comprises 420 fields having 7 square deg each, with 2MASS+ugriz magnitudes. Kinematic data for each star are also simulated, using the observed parameters. The simulated data was imported into an SQL database for easy querying just like a query in the real data is done, in order to improve the comparison. We discuss the process of simulating the complete survey and show how the selection criteria affects the use of the SEGUE sample for understanding the chemical evolution of the Milky Way.

PAINEL 177

ESTRUTURA DE AGLOMERADOS ESTELARES ATRAVÉS DE PERFIS DE DENSIDADE RADIAL POR FAIXA AZIMUTAL

 

Lucas Henrique dos Santos Silva, João Francisco Coelho dos Santos Jr.

ICEx/UFMG

O ajuste da lei de King ao perfil de densidade estelar de um aglomerado possibilita o conhecimento de parâmetros estruturais essenciais à sua caracterização, tais como raio nuclear e densidade central de estrelas. A análise do perfil, sobretudo de seus eventuais desvios do ajuste da lei, pode ainda fornecer subsídio a uma descrição sistemática da evolução do objeto. A prática comum, no entanto, estabelece a obtenção de tal perfil por integração em todo o disco projetado do aglomerado, onde apenas a variação radial da distribuição estelar é considerada. Com fins de preservar a informação sobre a distribuição azimutal de estrelas, o presente trabalho consiste na elaboração de uma ferramenta capaz de construir o perfil radial de densidade estelar ao longo de setores circulares distintos para um mesmo aglomerado. A partir da indicação de coordenadas conhecidas ao centro do objeto, o algoritmo efetua a contagem de estrelas e a integração através de anéis concêntricos de espessura determinada, dentro de faixas de azimute de abertura especificada por critérios particulares da análise. Casualmente, a comparação dos perfis pode revelar certa assimetria azimutal na distribuição, justificada possivelmente por uma discrepância entre a real posição do centro e aquela indicada como tal. Valendo-se disso, a ferramenta apresenta um método iterativo de correção das informações sobre a localização do centro do aglomerado, verificando a coerência entre os valores de densidade central fornecidos pelo ajuste do perfil de King setor a setor. O programa foi aplicado com êxito ao aglomerado aberto M11, cujos perfis traçados após o ajuste das coordenadas do centro (RA = 18h51m04s, DEC = -6o15’15”) resultaram em maior concordância no que concerne à densidade central de estrelas se comparados aos perfis obtidos a partir da informação de centro oriunda da literatura (RA = 18h51m05s, DEC = -6o16’01”). Em próxima etapa, o procedimento será utilizado no estudo de aglomerados binários, onde pretende-se detectar evidência de interação gravitacional por meio da identificação de alterações nos perfis obtidos, por exemplo, em setores restritos à linha ao longo dos centros dos objetos visualmente classificados como um par.


Instrumentação

PAINEL 178

O MAPA DA POLUIÇÃO LUMINOSA NO BRASIL COM O USO DO SENSOR DMSP-OLS

 

Maria Cristina Xavier e Azevedo1, Paulo Henrique Azevedo Sobreira2,1

1 - UFG

2 - Planetário da UFG

Este trabalho produziu um mapa inédito sobre a poluição luminosa no Brasil, aplicando-se os métodos mais adequados da Cartografia Temática para a escolha de cores da legenda. As imagens obtidas pelo Programa de Satélites Meteorológicos de Defesa dos Estados Unidos (DMSP). O DMSP registra a distribuição e a temperatura no topo das nuvens e pode localizar focos de queimadas, gás e as luzes noturnas nas áreas urbanas, rurais e industriais. Cada cena DMSP é composta por 3 bandas espectrais. Utilizou-se apenas a banda de Luz Estabilizada (stable light), por esta conter os pontos luminosos das cidades, vilas ou outros locais com a iluminação persistente. Neste caso, os valores válidos possuem níveis de cinza na escala de 1 a 63, cujas unidades estão apontadas em watts por metro quadrado, que exprimem o fluxo de energia luminosa direcionado para o céu. Efetuou-se a manipulação das imagens captadas pelos satélites DMSP F10, F14 e F16, para todo o globo terrestre. Em seguida, foi delimitada a área do Brasil sobre as cenas. As imagens de 1992, 1999 e 2009 foram vetorizadas e preparadas em um Sistema de Informações Geográficas (Envi 4.7 e Arcgis 9.3). A análise desse mapa final permite afirmar que se destaca facilmente nele cerca de trinta extensões urbanas, que estão associadas a metrópoles e capitais, tais como manchas luminosas de diferentes dimensões. Constatam-se ainda grandes áreas escuras longe das capitais estaduais e pouco povoadas, interessantes para a instalação de observatórios astronômicos públicos ou privados.

PAINEL 180

DETECÇÃO DE ESTRELAS E ESTUDO DE EXTINÇÃO ATMOSFÉRICA COM O USO DE UMA CÂMERA DE TODO CÉU

 

Germano Schamann Bortolotto, Antônio Nemer Kanaan

UFSC

Câmeras de todo céu são uma ótima alternativa para o estudo das condições atmosféricas em um sítio astronômico. Neste trabalho mostramos como calculamos os coeficientes de extinção atmosférica para várias estrelas ao longo da noite. As imagens usadas foram obtidas pela câmera TASCA localizada no Observatório Internacional de Cerro Tololo. Para medir os coeficientes de extinção precisamos medir o brilho de cada estrela em diferentes massas de ar ao longo da noite. Desenvolvemos um programa em Python que calcula azimute e altura das estrelas e depois os converte para coordenadas em pixel sobre o CCD. Comparando as posições calculadas para um grupo de estrelas, com as posições medidas sobre as imagens, podemos medir as distorções causadas pela câmera. Conhecendo as distorções podemos saber exatamente em qual pixel cai uma estrela em qualquer data e horário. A partir disso criamos tabelas de posições das estrelas e fazemos a fotometria de todas elas em cada imagem, usando a rotina PHOT do IRAF. Estas tabelas de fotometria são posteriormente convertidas em várias tabelas com magnitude aparente versus massa de ar para cada estrela. Nossos resultados preliminares mostram uma dispersão de 0.01 magnitudes ao redor da reta de extinção nas medidas das estrelas mais brilhantes de cada constelação. Com isso foi possível estimar os coeficientes de extinção atmosférica para as estrelas mais brilhantes nessa localidade durante o período estudado.

PAINEL 182

MULTI-NESTED PENDULA: UM NOVO CONCEITO EM ISOLAMENTO VIBRACIONAL

PARA O ADVANCED LIGO

 

Márcio Constâncio Junior, Odylio Denys Aguiar

INPE

Ondas gravitacionais são perturbações no espaço-tempo que viajam pelo próprio espaço-tempo à velocidade da luz. Elas podem ser caracterizadas por meio de uma amplitude adimensional dada por h» DL/L que torna possível fazer um detector utilizando-se apenas duas massas de teste e monitorando suas distâncias relativas. Esse é, basicamente, o princípio de funcionamento de um interferômetro tal como o Advanced LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory). Com sedes em Hanford e Livingston (EUA) o detector de 4 km de braços é um interferômetro de Michelson que possui cavidade de Fabry-Perot, de reciclagem de potência e de sinal. Os detectores interferométricos atuais já trabalham no chamado “estado da arte” no que diz respeito à tecnologia disponível na tentativa de detecção de ondas gravitacionais, contudo, existem áreas onde ainda há muito a ser feito, principalmente no quesito maximização da sensibilidade do detector em baixas frequências. Entre os principais fatores que afetam a sensibilidade neste intervalo de frequência, estão os ruídos sísmico e de suspensão, por isso, neste trabalho apresentamos um novo conceito em isolamento vibracional, o Multi-NestedPendula, isto é, cilindros aninhados de forma concêntrica formando um pêndulo de vários estágios no qual a oscilação pendular é responsável pelo isolamento horizontal enquanto que flanges com braços que atuam como molas realizam o amortecimento vertical. Neste trabalho pretendem-se apresentar resultados experimentais dos picos de ressonâncias tanto das hastes que suspendem os cilindros, quanto dos modos normais dos próprios cilindros, assim como picos de ressonância associados ao sistema como um todo. Estes resultados serão comparados com simulações feitas no software SolidWorks 2011 versão Educacional. Por fim, será apresentada a função de transferência para o sistema.

PAINEL 184

DETECTORES DE RAIOS X DO TIPO CZT PARA O protoMIRAX: ESTÁGIO ATUAL DE DESENVOLVIMENTO DE ELETRÔNICA

 

Flavio D’Amico, Fernando Gonzalez Blanco, Sérgio Amirábile, João Braga, Taís Maiolino,

Bárbara Rodrigues, Manuel Ávila, César Strauss, Luiz Reitano

INPE

Nós mostraremos neste trabalho o estágio atual do desenvolvimento de eletrônica associada aos detectores CZT (Cádmio–Zinco–Telúrio) usados no experimento protoMIRAX. Salienta-se ser um desenvolvimento de detecção de radiação nuclear usando detectores semicondutores do qual não temos relatos de similaridade no Hemisfério Sul. O protoMIRAX é um telescópio imageador de raios X duros (isto é:20<E <150keV) a ser embarcado em uma gôndola de balão estratosférico. Utilizando o método de abertura codificada para se realizar imageamento em raios X, o protoMIRAX tem como objetivo científico o de observar variações espectro-temporais nas fontes mais brilhantes do céu, como as presentes no centro galáctico (por exemplo 1E1740.7-2942), e também outras fontes (como o Crab) que podem ser observadas/imageadas em um vôo típico de balão estratosférico (cerca de 8 horas), dada a sensibilidade do protoMIRAX. O protoMIRAXserve, também, como uma plataforma quase espacial perfeita para testes (por exemplo) de qualidade de software embarcado e também para o desenvolvimento de uma plataforma com controle autônomo ou comandado de atitude, tecnologia ainda não desenvolvida em solo nacional. São, assim, etapas fundamentais de domínio tecnológico que nos serão úteis, indubitavelmente, quando do advento da missão MIRAX (esta a ser embarcada a bordo de um satélite de pequeno porte). Neste trabalho descrevemos o estágio atual do desenvolvimento da eletrônica associada aos detectores CZT com ênfase (ditada pela data de submissão deste resumo) aos projetos de préamplificadores e de amplificadores já desenvolvidos, reiterando, ineditamente em nosso laboratório. Espectros de fontes radioativas são usados como teste de princípio e de qualificação da eletrônica, que, uma vez mais, está sendo desenvolvida no sentido de prover a capacidade de imagear as fontes mais brilhantes de raios X duros (por exemplo) na região do centro da nossa galáxia.

PAINEL 186

OPERA - OPEN SOURCE PIPELINE FOR ESPADONS REDUCTION AND ANALYSIS

 

Eder Martioli, Doug Teeple, Daniel Devost, Nadine Manset, Kanoa Withington

Canada France Hawaii Telescope

OPERA é um projeto do CFHT para o desenvolvimento de um software aberto (open-source) para redução automatizada de espectros echelle. O "pipeline" realiza a calibração e redução de imagens obtidas com espectrógrafo echelle, produzindo espectros de intensidade e polarimétricos, unidimensionais, calibrados em comprimento de onda. Apesar de ser projetado para tratar os dados do ESPaDOnS, o OPERA possui características que o tornam completamente expansível para outros instrumentos e inclusive para diferentes tipos de dados. Os módulos e bibliotecas do OPERA utilizam tecnologias modernas de programação orientada ao objeto. O processamento permite abortagem e paralelização, características essenciais para a confiabilidade e eficiência, necessárias em um software de produção em observatórios que geram grande quantidade de dados. Apresentamos neste trabalho as principais características e resultados de desempenho obtidos com o OPERA.


PAINEL 188

PLATAFORMA COMPUTACIONAL DE ALTO DESEMPENHO HIBRIDA BASEADA EM GPU PARA PROCESSAMENTO DE DADOS DE RADIOASTRONOMIA

 

Gustavo Poli1, Jose Roberto Cecatto2, Jose Hiroki Saito1

1 - UFSCar

2 - INPE

O processamento de dados radioastronômicos pode ser complexo e computacionalmente oneroso, o que gera a necessidade de recursos computacionais poderosos. Neste trabalho, é apresentado uma plataforma com arquitetura híbrida que utiliza um arranjo computacional formado por CPUs e GPUs (Unidades de Processamento Gráfico), onde a GPU atua como um coprocessador massivamente paralelo. Para simplicidade no desenvolvimento é utilizado o "Hadoop", uma biblioteca responsável pela abstração da complexidade de processamento de grandes volumes de dados, que segue os princípios da arquitetura WSC ("Warehouse-Scale Computers" - Computadores para Armazenamento Volumoso), e o CUDA ("Compute Unified Device Architeture" - Arquitetura de Computação em Dispositivo Unificado), uma biblioteca para o desenvolvimento de funções para a GPU. O ambiente de desenvolvimento da plataforma conta com três computadores possuindo capacidade de executar mais de oito mil processos em paralelo em um único ciclo de processamento. O fluxo de processamento da plataforma consiste de três etapas: (1) entrada de dados da observação; (2) armazenamento dos dados no banco de dados; e (3) processamento de algoritmos para a geração da imagem da fonte observada. Os resultados preliminares obtidos mostram-se satisfatórios com base em três pontos de análise: (1) custo da arquitetura; (2) velocidade de processamento; e (3) facilidade de manutenção, tanto evolutiva (implementação de novas funcionalidades) quanto corretiva. Existe ainda a capacidade de redução do tempo de processamento por meio da utilizacão de chamadas assíncronas realizadas pelo CPU às funções do GPU.

PAINEL 190

FILTRAGEM DE SINAIS DE INTERFERÊNCIA EM ESPECTROSCOPIA RÁDIO

 

Müller M. Souza Lopes, José R. Cecatto

INPE

A contaminação das bandas rádio, reservadas para investigações científicas, por sinais espúrios ou interferentes, principalmente devido a processos e serviços demandados por humanos, é um problema crescente para os cientistas. Essa contaminação interfere nos sinais detectados de fontes celestes prejudicanco, e em alguns casos inviabilizando, a pesquisa radioastronômica. A adoção de procedimentos que minimizem essas interferências, durante o processo de coleta dos dados, ou que removam-reduzam essa contaminação dos dados já registrados é necessária. Com o intuito de tratar a contaminação de dados registrados, foi desenvolvido um filtro que opera no domínio das freqüências mitigando ou mesmo eliminando por completo os sinais interferentes, sem contudo afetar os dados dos fenômenos que estão sendo investigados. Neste trabalho, apresentamos as características do filtro que foi desenvolvido, alguns resultados de sua aplicação a dados tanto simulados quanto reais, provenientes de um espectrógrafo rádio solar, e discutimos sua eficiência e aplicabilidade a outros tipos de dados radioastronômicos.


Meio Interestelar

PAINEL 211

PAPEL DO CAMPO MAGNÉTICO NO COLAPSO GRAVITACIONAL

 

Nadili Louise Ribeiro1, Antonio Mário Magalhães1, Antonio Pereyra2

1 - IAG/USP

2 - ON/MCT

Nosso objetivo é o estudo do campo magnético (CM) de uma estrutura de pré-colapso do meio interestelar - a nuvem escura de Musca (NEM). O conhecimento do CM, interconectado com a gravidade e turbulência, é essencial para o entendimento da evolução de nuvens interestelares. Para tanto, obtivemos medidas de polarização linear na banda H (1.65mm) com o telescópio de 60 cm do IAG no OPD/LNA. No infravermelho próximo, almejamos estudar regiões mais densas que o possível no óptico. Nossos estudos da NEM no óptico haviam mostrado que a periferia da nuvem possui um CM bastante alinhado com o eixo menor projetado da nuvem. Os dados no infra-vermelho têm mostrado a mesma tendência nas áreas mais internas e ao redor das regiões moleculares mais densas. A comparação entre o óptico e a banda H nos permite analisar o mecanismo de alinhamento dos grãos verificando por ex., através da razão PV/PH, se os mesmos grãos polarizam a luz ao longo da nuvem. A intensidade do CM ao longo da nuvem também pode ser estimada através do mapa dos vetores de polarização, que por sua vez, possibilitam a obtenção da função de estrutura do CM, a partir da qual é determinada a escala de correlação do CM turbulento. Por fim, a partir da intensidade do campo magnético e da densidade de coluna de H2, é possível estimar a razão entre as energias magnética e gravitacional. Esse estudo resultará no conhecimento da estrutura do CM desde as zonas mais externas, mais tênues, até as mais densas desta nuvem, provendo informações valiosas a respeito da influência do CM no colapso de nuvens e na formação estelar. As atividades do Grupo de Polarimetria do IAG são amparadas pela FAPESP (proc. no. 10/19694-4). NLR recebe financiamento pela Capes. AMM é parcialmente apoiado pelo CNPq.

PAINEL 213

OBSERVAÇÕES DE EMISSÂO MASER DE ÁGUA NAS REGIÕES MON R2 E ROSETTE

 

Diana Gama1, Jane Gregorio-Hetem1, José W. Vilas Boas2

1 - IAG/USP

2 - Divisão de Astrofísica, INPE/MCTI

As regiões de formação de estrelas de grande massa se caracterizam por apresentarem intensos masers de água associados, e suas luminosidades se correlacionam com a luminosidade dos objetos protoestelares embebidos, que são as fontes de energia do meio. Nesse trabalho foram selecionados vários alvos nas nuvens moleculares Mon R2 e Rosette, que mostram características de regiões de formação de estrelas de grande massa em estágios primordiais. Na direção desses objetos foram feitas pesquisas da emissão maser de água, em 22,2 GHz, utilizando o radiotelescópio de 14 m do Itapetinga, localizado em Atibaia – SP. No front-end foi utilizado um receptor criogênico refrigerado a 60 K e as regiões foram observadas, em épocas diferentes, com resolução espetral de 70 KHz (0,9 km/s). Foi detectada intensa emissão maser de água na direção do core central de Mon R2, apresentando primeiramente uma estrutura simples, que evoluiu para uma estrutura dupla ao longo dos períodos de observação. A luminosidade dessa fonte maser, entretanto, não é compatível com uma região de formação de estrelas de grande massa. Na direção da maioria dos alvos foram obtidos apenas limites superiores para a luminosidade, o que está de acordo com resultados obtidos por outros grupos de pesquisa. A ausência do maser de água associado com essas candidatas a protoestrelas sugere que os objetos selecionados podem estar em estágios de formação estelar muito primordiais, em que os jatos associados com as protoestrelas não evoluiram o suficiente para criar as condições ideais para a formação de masers de água intensos.

PAINEL 215

TURBULENT MAGNETIC RECONNECTION AS A POSSIBLE SOLUTION FOR THE MAGNETIC BRAKING PROBLEM IN PROTOSTELLAR DISKS

 

Reinaldo Santos-Lima1, Elisabete Maria De Gouveia Dal Pino1, Alex Lazarian2

1 - IAG/USP

2 - University of Wisconsin

The formation of magnetized protostellar disks out of molecular cloud cores is still not fully understood. Under ideal MHD conditions, the removal of angular momentum from the disk progenitor by the typically embedded magnetic field may prevent the formation of a rotationally supported disk during the main protostellar accretion phase of low-mass stars. This has been known as the magnetic braking problem. The most investigated mechanism to alleviate this problem and to help to remove the excess of magnetic flux during the star formation process, the so-called ambipolar diffusion (AD), has been shown to be not sufficient to weaken the magnetic braking at least at this stage of the disk formation. Alternatively, motivated by recent progress in the understanding of magnetic reconnection in turbulent environments, we have shown in a recent work that turbulent magnetic reconnection provides an efficient way of solving the magnetic braking problem. Since MHD turbulence is expected to be present in protostellar disks, this is a natural mechanism for removing magnetic flux excess and allowing the formation of these disks. We are going to present the results of our three-dimensional, one-fluid MHD simulations, which show that the diffusivity arising from turbulent magnetic reconnection is able to transport magnetic flux to the outskirts of the disk progenitor at timescales compatible with the collapse, allowing the formation of a rotationally supported disk around the protostar of dimensions ~100 AU, with a nearly Keplerian profile in the early accretion phase.

PAINEL 217

PESQUISA DE ÁGUA EM GLÓBULOS DE BOK COM OBJETOS ESTELARS JOVENS ASSOCIADOS

 

Jose W. Vilas Boas, German A. Racca, Claudia V. Rodrigues

Divisão de Astrofísica, INPE/MCTI

Os glóbulos de Bok são condensação densas identificadas em nuvens moleculares escuras, onde a temperatura cinética é da ordem de 10 K e a densidade de partículas é superior a 104 cm-3. Essas regiões se caracterizam por serem normalmente isoladas, apresentarem altíssimas extinções visuais (³20 mag) e formam estrelas de massas pequena e intermediária. Pesquisas da emissão de água em objetos como esses foram feitas no Hemisfério Norte mostrando maior taxa de ocorrência de maser de águas em objetos Classe 0. Por serem objetos isolados e localizados a menos de 200 pc de distância, tornam-se apropriados para se estudar suas propriedades físicas. Recentemente, um grupo de 19 glóbulos do Hemisfério Sul, considerados isolados, foram selecionados entre mais de 200 condensações de nuvens escuras e suas distribuição de massas estudadas. Dentre eles, 9 apresentavam objetos Classe 0 ou I associados. Nesse trabalho fizemos uma busca da transição de água em 22,2 GHz na direção dos nove objetos classe 0 ou I. Utilizamos o radiotelescópio de 14 m do Itapetinga, Atibaia, com um receptor criogênico operando a 100 K de temperatura de ruido e equipado com amplificadores InP FET com figura de ruído de 10 K em 22.2 GHz. Os resultados não mostram emissão de água com densidade de fluxo superior a 5 Jy. Eles sugerem que esses objetos estelares jovens estão em um estágio primordial de formação onde os jatos ainda não excitam um grande volume de moléculas de água ou então as fontes masers não foram detectadas devido à sua variabilidade que pode ser muito rápida quando associado a essa fase evolutiva. A luminosidade infravermelha dessas fontes é compatível com a hipótese de que a densidade de fluxo dos masers pesquisados são inferiores aos limites de detecção, para o tempo de integração de nossas observações.

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