SOCIEDADE ASTRONÔMICA BRASILEIRA

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PAINÉIS DA SESSÃO V

Ensino e Divulgação

PAINEL 54

UMA PROPOSTA DE FERRAMENTA DIDÁTICA PARA O ENSINO DE CIÊNCIAS USANDO A ASTRONOMIA

 

Aysses do Carmo Oliveira1,2, Marildo Geraldête Pereira1,2

1 - Universidade Estadual de Feira de Santana

2 - Observatório Astronômico Antares

Nos últimos anos houve uma crescente preocupação com a qualidade de ensino, mais especificamente com o ensino de ciências. A Astronomia se mostra como uma ferramenta em potencial para auxiliar na promoção e motivação de ensino das mais diversas áreas, tais como: matemática, física, geografia, biologia e história dentre outras. Partindo dela, está sendo desenvolvido um projeto de extensão no Observatório Astronômico Antares, visando usar uma ferramenta interativa, baseada em montagens de papel, de temas relacionados a Astronomia. A prática de atividades como esta tem estreita relação com a teoria da aprendizagem significativa proposta por Ausubel, e pode atingir os mais diversos tipos de públicos e as mais variadas faixas etárias. Para a implementação desta prática fez-se uma pesquisa e levantamento de montagens disponíveis na rede mundial de computadores. Depois disto, estas montagens foram selecionadas, adaptadas e classificadas conforme nosso interesse e aplicação. Neste sentido, foram criados os módulos de classificação: Sistema Solar e Universo, Instrumentação, Experimentos, Astronomia Geral. Até o presente momento o acervo possui pouco mais de setenta montagens. Neste trabalho estaremos fazendo uma apresentação do material desenvolvido no projeto e das ações realizadas no sentido de dissiminação e aplicação desta prática entre estudantes e professores do ensino fundamental e médio.

PAINEL 56

OFICINA DE CIÊNCIAS ? ASTRONOMIA NO PROGRAMA MAIS EDUCAÇÃO COMO FORMA DE EDUCAÇÃO INTEGRAL NO BRASIL

 

Vladimir Cardoso Oliveira1,2, Amanda Alves Domingos Maia3,4

1 - ISCA

2 - EMEF. Padre Domingos Zatti

3 - UNICAMP

4 - EMEF. Padre Domingos Zatti

A Educação Integral tem sido um ideal presente na legislação educacional brasileira e nas formulações de nossos mais brilhantes educadores. Iniciativas diversas levaram esse ideal para perto das escolas, implantando propostas e modelos. O Programa Mais Educação é uma estratégia do Governo Federal e tem a perspectiva de ampliar tempos, espaços, atores envolvidos no processo e oportunidades educativas em benefício da melhoria da qualidade da educação. A Rede Municipal de Campinas que atualmente conta com cerca de 280 escolas. A EMEF. Padre Domingos Zatti é uma das escolas, participantes do programa e uma das oficinas é a de Ciências abordando o tema Astronomia que por ser interdisciplinar e fascinante serve como base para o ensino de ciências. Este trabalho descreve e analisa as várias etapas do processo como a elaboração do projeto, plano de ensino contendo os diversos conteúdos de Astronomia e a realização de oficinas com alunos do ensino fundamental. As oficinas são ministradas por uma educadora social, semanalmente para alunos por meio de aulas expositivas, teóricas e praticas, com vídeos, fabricação de maquetes e instrumentos astronômicos, bem como visitas a Observatório e Planetário do município de Campinas. Apesar do pouco tempo das oficinas nota-se grande interesse na área, já que o índice de faltas é baixo e a realização das atividades é rápida e agradável. Em relação às oficinas como forma de Educação Integral pode-se considerar uma boa alternativa para o ensino da Astronomia, já que os alunos apresentam grande capacidade e interesse de aprendizado. Conclui com uma avaliação do projeto tendo em vista o ensino, o alcance das ações, suas contribuições para as diversas instituições de ensino inseridas no Programa Mais Educação do Governo Federal e as perspectivas de ampliação das oficinas na Rede Municipal de Campinas.


PAINEL 58

COMO TESES E DISSERTAÇÕES PRODUZIDAS NO BRASIL PROPÕEM CURSOS E ATIVIDADES PARA O ENSINO DE ASTRONOMIA NA FORMAÇÃO DO PROFESSOR?

 

Flávia Polati Ferreira, Cristina Leite

IF/USP

A presença de temas de Astronomia nas aulas de Ciências vai ao encontro da proposta dos Parâmetros Curriculares Nacionais (PCNs) através do eixo temático Terra e Universo e dos cadernos de Ciências da Proposta Curricular do Estado de São Paulo. Embora esteja presente em diversos materiais didáticos, pesquisas recentes apontam para a necessidade de formarem professores tanto para lidarem com os conteúdos de Astronomia em sala de aula quanto para compreenderem tais assuntos, sendo que, em grande parte dos cursos de licenciatura há poucas disciplinas que tratam de temas da Astronomia. O objetivo central deste trabalho é compreender como são propostos cursos para a formação de professores em Astronomia nas teses e dissertações produzidas no Brasil ao longo da história. Foram 23 trabalhos tratam da temática formação de professores e, para este estudo, foram selecionados somente os trabalhos que propõem cursos e atividades para ensinar astronomia à professores, o que resultou em 11 trabalhos. No estudo realizado, percebe-se uma grande presença do ensino de temas como estações do ano, fases da Lua e localização dos corpos do Sistema Solar propostos através de modelos didáticos que representam, com uso de bolas de isopor e lanternas, por exemplo, os astros e a luz do Sol, respectivamente. Já no ensino de temas como cosmologia, evolução estelar e constelações, percebe-se o grande uso de vídeos, softwares e simulações virtuais. Percebe-se ainda poucas atividades que exploram a observação do céu e os conhecimentos recentemente produzidos pelos cientistas, como o tema buracos negros, quasares, dentre outros. Com esta pesquisa pretendemos contribuir com aqueles trabalhos que objetivam realizar cursos para a formação de professores em Astronomia, evidenciando alguns limites e potencialidades dos trabalhos de pesquisa já produzidos no Brasil.

PAINEL 60

EXPOSIÇÃO OLHARES SOBRE O CÉU: A EVOLUÇÃO DO PENSAMENTO

 

Carlos Rabaça1, Silvia Lorenz-Martins2, Maria Machado3

1 - OV/UFRJ

2 - OV/UFRJ

3 - UNIRIO

Em todas as civilizações, a conceituação do céu está presente por meio de representações. Ela está na conjunção de preocupações materiais, como a alternância dos dias, estações e anos, com a antecipação de um "mundo que está além de nós", pressentido através de nossas limitações físicas e cognitivas e da nossa própria mortalidade. É o produto, em algum nível, do olhar que o ser humano lança aos céus e que, pela repetição sistemática das incontáveis gerações, é capaz de recriar sempre um novo encantamento. A exposição "Olhares sobre o céu: a evolução do pensamento" mostrou que o conhecimento humano é fruto de todos esses olhares e questionamentos. Que a conquista espacial, mais do que uma resposta a questões claras e preestabelecidas é o resultado possível a várias perguntas que foram formuladas ao longo da história. Nesse trabalho pretendemos promover uma discussão sobre as diversas possibilidades de uma exposição científica pensada em um referencial teórico-metodológico de natureza interdisciplinar. O eixo condutor do planejamento da exposição foi contextualizar a conquista espacial a partir de uma perspectiva cro­no­lógica, sem se ater a acontecimentos de natureza científica mas a fatos, situações e posturas que promoveram a construção do conhecimento da humanidade em diversas áreas. O resultado dessa escolha foi a elaboração de uma linha do tempo que atuou como o ele­men­to contextualizador dos conceitos científicos abordados, no sentido de promover ao visitante uma ideia de ciência como um dos patrimônios de toda humanidade. A aproximação do visitante com a ciência foi reforçada por diversas obras de artistas plásticos que se debruçaram sobre certas questões tidas como objetos da área científica e expressaram sua visão através de sua arte. Pensamos que com esse exercício, ou seja, o de adotar uma linguagem interdisciplinar para uma exposição científica, nós cumprimos um dos objetivos da exposição que foi demonstrar que existem aspectos conceituais e estéticos tácitos, compartilhados entre as diversas manifestações humanas, que são capazes de influenciar diferentes formas de pensar. Dessa forma uma exposição científica pode oferecer ao visitante uma oportunidade de, ao correr seu olhar por ela, tecer informações, sensações, emoções e construir o seu próprio conhecimento que além da informação científica promova o encantamento do o­lhar, seja os céus, uma obra de arte, ou a sua própria história.


PAINEL 62

OBSERVAÇÃO SOLAR COMO ESTRATÉGIA MOTIVACIONAL PARA O ENSINO DE CIÊNCIAS

 

Douglas Schwarz, Marcos Rincon Voelzke

Universidade Cruzeiro do Sul

Aproveitando a atual fase de atividade solar, foi desenvolvido um trabalho com 37 alunos de oitava série da escola estadual Conjunto Habitacional Bairro dos Pimentas II, na cidade de Guarulhos. Após uma abordagem teórica sobre as camadas internas e atmosfera solar, realizou-se uma observação com o galileoscópio pelo método da projeção. Essa observação possibilitou um primeiro contato do aluno com as manchas solares. Após a observação, foi impressa uma imagem do astro com objetivo de calcular a dimensão da mancha. Cerca de 18.9% acertaram os cálculos. Num segundo momento, usando um refrator sky-watcher de 120 mm f/5 equipado com filtro solar Baade e conectado a um notebook por meio da CCD nextimage, foram realizadas várias fotografias do Sol para posterior estudo das manchas solares no que se refere as suas dimensões, bem como a velocidade de rotação na latitude das manchas. Trabalho esse que mostrou-se altamente motivador não só pelo tema escolhido, mas principalmente, pelo uso dos equipamentos envolvidos, incluindo os celulares dos alunos usados por eles para transferir as imagens do Sol do computador, assim podendo levar para casa. Um fato que chamou a atenção, foi a surpresa de alguns estudantes no uso da matemática em ciências, dizendo "professor ciências usa matemática? ", "ta parecendo aula de matemática", o que foi prontamente esclarecido. Esse trabalho gerou interesse por parte dos alunos em realizar outras observações, tendo como alvos os planetas.

PAINEL 64

ORIENTAÇÃO GEOGRÁFICA: ANÁLISE CRÍTICA DOS LIVROS DIDÁTICOS DE

GEOGRAFIA DO PNLD 2011

 

Ricardo de Oliveira Silva1, Paulo Henrique Azevedo Sobreira2,1, Juan Bernardino Marques Barrio2,1

1 - UFG

2 - Planetário da UFG

Desde os anos 90 do século XX, há trabalhos sobre a análise de diversos temas astronômicos em livros didáticos de Geografia e de Ciências. Para esta pesquisa escolhemos investigar como a Orientação Geográfica é apresentada atualmente nos livros didáticos de Geografia. Nesta análise selecionamos sete obras aprovadas pelo Programa Nacional do Livro Didático 2011, que correspondem à disciplina de Geografia do 6º Ano do Ensino Fundamental. Todos os textos foram lidos, as ilustrações foram observadas em detalhes e os exercícios foram conferidos. A Orientação Geográfica é tratada de forma tradicional, ou seja, textos acompanhados por ilustrações e exercícios, com algumas sugestões de atividades. Expõem erroneamente os métodos de orientação pelo Sol, pela Lua e pelo Cruzeiro do Sul com textos curtos e insuficientes para o entendimento dos leitores. As ilustrações não apresentam escala e são demasiadamente esquemáticas, simplistas e não permitem a visualização tridimensional. Dois autores citam os três métodos de orientação. Um terceiro autor cita as orientações pelo Sol e pela Lua e os outros quatro abordam somente a orientação pelo Sol. Todos os livros didáticos analisados neste trabalho possuem erros conceituais. Assinalamos diversas falhas em todos os textos, nas ilustrações, em confusões de conceitos entre lado e ponto, rumo e direção, orientação e localização, o emprego dos termos em cima e embaixo em referência aos hemisférios Norte e Sul, e as afirmações de que o Sol nasce e se põe diariamente nos pontos cardeais leste e oeste, respectivamente, e que a bússola aponta sempre e somente para o norte. Ainda se destaca em alguns casos o equívoco ao apresentar os polos geográficos concomitantes aos pontos cardeais, bem como, confusões entre os significados de norte geográfico, norte magnético e declinação magnética. A partir das poucas páginas analisadas concluímos que é muito preocupante a situação do ensino de Astronomia em Geografia, pois os autores, os editores, os ilustradores e os pareceristas demonstram desconhecer um assunto tão básico quanto a Orientação Geográfica.

PAINEL 66

AVENTUREIROS DO UNIVERSO: QUAL O MEU LUGAR NO MUNDO?

 

Josiane de Souza1, Daniela Borges Pavani1, Fabiane Pavani2, Felipe Ferreira Selau1,

Priscila Chaves Panta1, Marco Rodrigues Vargas1, Daniel Flach1

1 - UFRGS

2 - E.M.E.F. Mário Quintana

O Projeto Aventureiros do Universo originou-se da experiência de execução das atividades de prática docente dos Laboratórios Didáticos, da disciplina de Ensino de Astronomia (2011/2) do curso de licenciatura em Física da UFRGS; na E. M. E. F. Mário Quintana, localizada na região com o menor IDH do município. Os discentes ministraram aulas para uma turma do primeiro ciclo composta por 15 alunos entre 9 e 13 anos em processo de alfabetização e com dificuldades cognitivas e/ou psicossociais. Após observação e interação com as professoras responsáveis pela turma definiu-se o enfoque: proporcionar ao grupo o contato com uma nova perspectiva em relação ao seu universo local e possibilidades pessoais (seu lugar no mundo). Na primeira manhã realizou-se uma viagem ao Universo, trabalhando os conceitos e noções de localização espacial (escola, bairro, cidade, Estado, pais, planeta, Sistema Solar e Galáxia) e características do Sistema Solar. No que diz respeito a localização espacial, foi dada enfase a noção "do que está contido no que", pois para os estudantes a Restinga (bairro), não faz parte de Porto Alegre. As atividades geraram intenso debate, inúmeras perguntas, além de novas inquietações que direcionaram as novas abordagens e o planejamento do encontro posterior. Desta experiência resultou o convite para que um projeto mais amplo fosse desenvolvido, ao longo de 2012. Assim surgiu o programa de extensão "Aventureiros do Universo: Universidade + Escola trilhando juntos novos caminhos".

PAINEL 68

GRUPO GEPETO: UTILIZAÇÃO DE LIVROS PARADIDÁTICOS COMO AUXÍLIO NO ENSINO

EM ASTRONOMIA NO PROGRAMA DE DESENVOLVIMENTO EDUCACIONAL

 

Rute Helena Trevisan1, Cleiton Lattari2,3, Daniel Trevisan Sanzovo4, Vanessa Queiroz5,

Andressa Trevisan Bruno6, Juliana Romanzini7

1 - UEL

2 - FEMA

3 - UNIFIL

4 - UENP

5 - Colégio Maranata/Objetivo Jacarezinho (PR)

6 - UNOPAR

7 - Planetário de Londrina/UEL

O Programa de Desenvolvimento Educacional do Paraná (PDE) é uma política pública do Estado regulamentado por lei que estabelece o diálogo entre professores do ensino superior e os da educação básica, objetivando proporcionar aos professores da rede pública estadual subsídios teórico-metodológicos para o desenvolvimento de ações educacionais sistematizadas, e que resultem em redimensionamento de sua prática. Dentro deste programa, existe a oferta de cursos de curta duração em diversas áreas do saber. Aproveitando o espaço oferecido e seguindo um dos objetivos da CESAB definidos pela Comissão de Ensino da SAB na ocasião de sua criação, o Grupo de Ensino e Pesquisa em Astronomia - GEPEasTrO (ou GEPETO; http://sites.google.com/site/gepeastro/home), ministrou um Curso de Astronomia Básica na formação docente continuada em 2011 para professores de ciências, na Universidade Estadual do Norte do Paraná (UENP), no Campus de Jacarezinho. O GEPETO é um grupo de trabalho formado por Físicos, Geógrafos e Astrônomos profissionais que procura levar ao público infantojuvenil temas relacionados à Astronomia e Astrofísica Moderna, em uma linguagem acessível e com rigor científico, como uma forma de ensinar às nossas crianças de uma maneira agradável, conceitos científicos para que todos tenham oportunidade de aprender e se atualizar na área da Astronomia. O presente trabalho visa relatar a utilização de práticas em Ensino de Astronomia, como aulas de leitura e discussão da Literatura apropriada, utilizando como base três livros paradidáticos do grupo, obtendo uma ótima interação dos docentes participantes, resultando num aprendizado efetivo dos conceitos astronômicos abordados.

PAINEL 70

ATIVIDADES DE EDUCAÇÃO NÃO-FORMAL NO ENSINO DE ASTRONOMIA REALIZADAS

NO PROJETO PIBID-FÍSICA DA UNIVAP

 

Francisco C. R. Fernandes1, Fabrícia F. Gonzaga2, Luiz E. C. Cardoso3, Bolsistas PIBID-UNIVAP/Fisica1, Cássio L. D. R. Barbosa1

1 - UNIVAP

2 - E. E. Prof. Pedro Mazza

3 - E. E. Dr. Pedro Mascarenhas

Neste trabalho são relatadas e analisadas as atividades de educação não-formal realizadas no Subprojeto de Física do Programa Institucional de Iniciação à Docência (PIBID) da CAPES, em execução na Universidade do Vale do Paraíba - UNIVAP, desde agosto de 2010. A finalidade principal do PIBID é a formação inicial dos licenciandos e futuros docentes, na busca pelo fortalecimento da escola pública como espaço de formação de professores. A realização do subprojeto de Física intitulado Ensino de Física contextualizado pela Astronomia, é baseada em ações e atividades práticas como uma metodologia complementar para o ensino não-formal de Astronomia, em nível médio. As atividades são realizadas com alunos do ensino médio de duas escolas públicas do município de São José dos Campos, SP. Até o momento, foram realizadas seis oficinas: Escalas do Sistema Solar, Terra, Sol e Lua, Luz, Cor e Calor, Planetário Portátil, Efeito Estufa e Órbitas Elípticas. As oficinas têm contribuído para despertar o interesse dos alunos pela Astronomia, Física, e ciências de uma maneira geral e favorecido a percepção que a Astronomia é uma ferramenta valiosa para compreensão de diversos fenômenos do cotidiano. Portanto, o subprojeto em andamento vem se consolidando como uma estratégia complementar no processo de ensino não-formal da Astronomia. Tais atividades e as futuras ações programadas até o encerramento do projeto (julho/2013) são apresentadas e discutidas.

PAINEL 72

ELABORAÇÃO E APLICAÇÃO DE NOVOS ASTRO-JOGOS NO ENSINO DE ASTRONOMIA

 

Vanessa Queiroz1, Daniel Trevisan Sanzovo2

1 - Colégio Maranata/Objetivo Jacarezinho (PR)

2 - UENP

Em publicação anterior (TREVISAN SANZOVO et al., 2008), foi apresentado os resultados de um trabalho realizado no Planetário de Londrina, dirigido às series iniciais das Escolas Municipais de Londrina explorando os seguintes temas: Dia e Noite e Pontos Cardeais, envolvendo etapas como elaboração, confecção, aplicação e avaliação de alguns Astro-Jogos como auxilio nos processos de ensino e aprendizagem em Astronomia. O presente trabalho visa relatar e detalhar novos Astro-Jogos elaborados e os resultados obtidos de suas aplicações, no período de 2008 e 2012, em vários cursos e oficinas ministrados, destacando-se, entre eles, a aplicação para professores de ciências no XIX EREA de Ubatuba (SP) de 2011, para docentes e alunos no curso de astronomia básica ministrado num projeto de extensão em Ensino de Astronomia de uma universidade estadual do Paraná e para alunos de graduação no XII Congresso de Educação do Norte Pioneiro do Paraná da Universidade Estadual do Norte do Paraná (UENP) realizada em 2012. A metodologia utilizada neste processo foi uma aula expositiva sobre o tema astronômico abordado seguido da introdução e discussão do Astro-Jogo relacionado a cada tema abordado. Os Astro-Jogos em questão são: AstroRummikub, Astrotwister, AstroPerfil, AstroSudokids, AstroMemória, AstroDomino e AstroPentágono. Foi observado que esta metodologia proporcionou uma grande interação entre alunos do ensino fundamental, médio e de graduação, bem como uma enorme participação e aprovação de professores de ciências durante a realização dos jogos. Nas avaliações, percebemos também um aprendizado efetivo aliado ao lúdico, não só em relação aos conteúdos de Astronomia como também raciocínio, lógica e coordenação motora entre outros. Iremos mostrar também, neste trabalho, os Astro-Jogos AstroBatalha e AstroDetetive, que estão em fase de elaboração.


Estrelas

PAINEL 114

PLANET HOST STARS OF KEPLER: NEW CONTRIBUTIONS TO THE STELLAR ROTATION

 

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

UFRN

In this work, we obtained the rotation periods of the 1.790 planet host stars, with a total of 2.321 planets candidates, observed by the Kepler satellite until February 27, 2012. Our sample is based on the public data of Kepler (MAST catalog and light curves) and contains the following basic parameters: mass, metallicity, effective temperature, superficial gravity, radius, and color index. Through an analysis of the spectra of the sample and after a suitable cleaning in the light curves, we calculated rotation periods in agreement with expectations. Knowing that the stellar wind moves away from the star, causing a reduction in its angular velocity, we can expect that the interaction between the stellar magnetic field and the stellar wind can create a resistance to the stellar rotation. As a result, there is a transfer of angular momentum of the star for the wind, which over time, gradually decreases the speed of rotation of the star. Thus, based on the results obtained and considering the stellar rotation, as an indicator of stellar evolution of two significant stellar parameters: magnetic field and angular momentum, we want to extends the understanding of the behavior of rotation on planet host stars and its relationship with the mentioned parameters.

PAINEL 116

ESTUDOS DAS CARACTERÍSTICAS DE EMISSÃO DE DISCOS DE ESTRELAS BE

 

Sérgio Henrique Silveira de Quadros, Alex Cavaliéri Carciofi, Daniel Moser Faes, Bruno Correia Mota

IAG/USP

As estrelas Be são estrelas do tipo espectral B com alta velocidade de rotação e que apresentam um discos circunstelares em algum momento de sua evolução. A presença do disco impõe características marcantes ao espectro observado, tais como as linhas de emissão do Hidrogênio e o excesso no infravermelho. Recentes progressos no entendimento destes sistemas levaram ao Viscous Decretion Disk Model, VDDM. Ao se avaliar a emissão em diferentes comprimentos de onda observa-se que ela não provém de regiões idênticas. Neste caso, o disco age como uma pseudofotosfera ao redor da estrela, cujo raio varia com o comprimento de onda. O tamanho da pseudofotosfera dependerá também da configuração física do disco (densidade, temperatura, etc). De uma maneira geral, as emissões em comprimentos de onda mais curtos ocorrem em alguns poucos raios estelares, enquanto que emissões mais longas podem se estender a até centenas de raios estelares. O objetivo do trabalho consiste em avaliar o tamanho da pseudofotosfera para as linhas de emissão Ha e Brg em função dos seguintes parâmetros físicos do sistema: tipo espectral da estrela, densidade e escala de altura do disco. O código 3D de transferência radiativa hdust será empregado neste estudo. Resultados preliminares sugerem seu potencial uso como ferramenta de diagnóstico do disco circunstelar. Este estudo é de particular importância para a interpretação de observações espectrointerferométricas de discos de Be, como as realizadas no VLTI/AMBER, pois permitem avaliar o tamanho da região emissora estudada pelo interferômetro.

PAINEL 118

ATIVIDADE MAGNÉTICA EM ESTRELAS DE BAIXA MASSA E ALTA ROTAÇÃO

 

Tiago Ribeiro1, Raymundo Baptista2, Stella Kafka3

1 - SOAR Observatory

2 - UFSC

3 - Carnegie Institution of Washington

Campos magnéticos estelares se manifestam, principalmente, através de eventos de atividade magnética. Estes eventos, ocorrem em escalas de tempo de dias ou horas e são marcados tanto pela liberação de uma grande quantidade de energia (através de re-conexão magnética) quanto pelo sutil aparecimento de manchas na superfície da estrela. Em escalas de tempo mais longas (t~100 Myr), a diminuição da taxa de rotação é uma das principais assinaturas da presença de campos magnéticos em estrelas. Deste modo, campos magnéticos são um importante mecanismo de perda de momento angular em estrelas do tipo solar. A melhor maneira de se estudar atividade magnética é através do estudo de imagens da distribuição de brilho superficial e de emissão cromosférica de estrelas. Dada a inviabilidade de se obter imagens diretas da superfície desses objetos (devido às grandes distâncias em que se encontram), são necessárias técnicas de imageamento indireto. O emprego dessas técnicas para mapear a distribuição de brilho superficial de estrelas fornece resultados promissores para o estudo de atividade magnética. Neste trabalho, apresentamos a aplicação de ferramentas de imageamento indireto em estrelas de baixa massa (M<0.5M¤) e alta rotação (Porb<0.5d). Nossos resultados sugerem a existência de regiões magneticamente ativas, que se mantém estáveis por longas escalas de tempo (~anos). Não obstante, apresentamos fortes evidências que sugerem a presença de campos magnéticos estruturados tanto em estrelas totalmente convectivas quanto em estrelas com envelopes convectivos.

PAINEL 120

DETERMINAÇÃO DA DISTRIBUIÇÃO DE IDADES DE ESTRELAS CENTRAIS DE

NEBULOSAS PLANETÁRIAS

 

Thaíse da Silva Rodrigues, Walter Junqueira Maciel

IAG/USP

Estrelas centrais de nebulosas planetárias (ECNP) têm um intervalo de massa relativamente grande na fase da Sequência Principal, por isso espera-se que essas estrelas também tenham diferentes idades, tipicamente acima de 1 Gano. Além de necessárias para o conhecimento das propriedades das ECNP, a determinação das idades é também importante no contexto da evolução química da Galáxia, como no estudo da variação temporal dos gradientes radiais de abundâncias químicas. Entretanto, a determinação das idades é um problema complexo, e não há um método único e confiável que possa ser aplicado a todos os tipos de estrelas. Neste projeto, nós estimamos a distribuição de idades de ECNP com base em algumas correlações entre suas propriedades cinemáticas e idades esperadas. De acordo com essas correlações, as dispersões observadas nas velocidades espacias U, V e W são unicamente definidas pelas idades estelares, conforme a relação de idade-dispersão de velocidade da Galáxia. Duas amostras foram escolhidas, contendo 234 e 866 nebulosas planetárias, para as quais velocidades radiais precisas estão disponíveis na literatura. As correlações adotadas foram derivadas do recente levantamento Geneva-Copenhagen de estrelas galácticas. Os resultados sugerem que a maioria das ECNP no disco galáctico tem idade abaixo de 5 Gano. Esses resultados são comparados com algumas distribuições recentes de idades baseadas em correlações independentes envolvendo as abundâncias químicas das nebulosas planetárias.

PAINEL 122

MAPEAMENTO DAS CONDIÇÕES FÍSICO-QUÍMICAS DA NEBULOSA MENZEL 1

 

Patricia Santos, Hektor Monteiro

UNIFEI

Apresentamos neste trabalho um estudo das condições físico-químicas da nebulosa planetária Menzel 1 utilizando a técnica de mapeamento espectrofotométrico espacialmente resolvido. Os dados usados neste estudo foram coletados no telescópio de 1.5 m do Cerro Tololo Interamerican Observatory (CTIO) com o espectrógrafo RC e uma rede de 600 linhas/mm. As observações foram feitas no modo tradicional de espectroscopia de fenda longa com exposições tomadas para várias posições paralelas ao longo do objeto de modo a mapeá-lo. A resolução das observações foram de 4” x 4”. Inicialmente criamos um cubo de dados com os espectros obtidos para cada posição da fenda. Utilizamos o MPFIT - algoritmo que tem como finalidade encontrar parâmetros que melhor se ajustem aos dados a uma função - para reconstruir a imagem da nebulosa para uma dada linha de emissão extraída do cubo de dados, ajustando gaussianas a linhas de emissão a cada ponto ao longo do eixo espacial das observações. A partir de interpolação dos perfis gerados foram obtidas imagens bidimensionais das principais linhas de emissão. Com os mapas obtemos a extinção interestelar a partir da razão Ha/Hb. Obtemos também o mapa de densidade a partir da razão do [SII]671.7nm/673.1nm e o mapa de temperatura a partir da razão do [OIII]500.7nm/436.3nm. Esses mapas fornecem uma visão espacialmente resolvida dos principais diagnósticos das condições físicas encontradas neste objeto. A partir dos mapas calculamos valores médios para os principais diagnósticos que comparados com valores da literatura mostram que recuperamos resultados obtidos a partir de observações sem resolução espacial. Esta técnica permite o estudo de nebulosas planetárias com muito mais detalhes que métodos convencionais.

PAINEL 124

ALS 2883: ANALYSIS OF SPECTROSCOPIC FEATURES

 

André Rodrigo Silva1, Ronaldo Savarino Levenhagen1, Roseli Künzel2, Nelson Vani Leister3

1 - UNIFESP

2 - IF/USP

3 - IAG/USP

Be stars are by definition objects that show or have shown, at least once in its living time, emission in their Balmer lines. ALS 2883 is a well-known Be-Pulsar system with all its spectroscopic features in emission, without any direct signature from its photosphere. This emission is a common hallmark among many Be stars, and this effect is thought to be due to the presence of a circumstellar environment. Also, the presence of X-ray emissions in this system is nowadays well established, which is often attributed to the presence of an orbiting compact object. In this study, we present the observations in the visible range of ALS 2883, performed at MCT/LNA in April 2011. In order to derive fundamental physical parameters and chemical abundances of the Be star, we used the last version of the Cloudy Code to perform line fittings.

PAINEL 126

A NOVA RECORRENTE T PYXIDIS EM 2011

 

Larissa Takeda, Marcos Perez Diaz

IAG/USP

T Pyxidis é uma Nova Recorrente. O fenômeno de nova ocorre em anãs brancas pertencentes a binárias cerradas semi-ligadas. A classe recorrente é definida pela observação de repetidas erupções de nova em intervalos de tempo de 10 a 100 anos. A erupção mais recente de T Pyx ocorreu em abril de 2011. Essa erupção foi seguida por um projeto de alvos de oportunidade do telescópio SOAR (Southern Astrophysical Research, Chile) que proporcionou uma cobertura bem detalhada da evolução espectral da Nova. Além disso, foram feitas duas observações no OPD (Observatório do Pico dos Dias, Brasil), nas quais foram obtidos um espectro de alta dispersão e um espectro da fase nebular de T Pyx. Desses espectros foi possível se estimar a distância do sistema binário pela medição das linhas de absorção de sódio interestelar, resultando num intervalo de 770 < d < 1050 pc. T Pyx também apresentou perfis P Cygni, dos quais foi obtida a velocidade vexp = 1320(30) km/s para o gás em expansão. Foi feita também uma análise das curvas de luz dessa erupção que mostraram perfis semelhantes às erupções anteriores e uma redução no tempo de decaimento de 3 magnitudes (t3), de 88 dias para 60 dias. Serão mostradas estimativas da massa ejetada na erupção e suas implicações para a evolução do sistema binário.

PAINEL 128

LITHIUM, ROTATION AND BINARITY IN STARS FROM THE SACY PROJECT

 

Sumaia Vieira1, Bruno Leonardo Canto Martins1, Aldo A. R. Valcarce1, Carlos A. O. Torres2,

Germano R. Quast2, Lício da Silva3, Ramiro de la Reza3, Cláudio H. F. Melo4, José Renan De Medeiros1

1 - UFRN

2 - LNA/MCT

3 - ON/MCT

4 - European Southern Observatory

The primary scientific goal of the SACY (Search for Associations Containing Young–stars) was to identify possible associations of stars younger than the Pleiades Association among optical counterparts of the ROSAT X-ray bright sources. The present work brings the first results of a chemical abundance study in SACY targets, first classified as evolved stars. Here we report a detailed spectroscopic analysis for the determination of atmospheric parameters (Teff, logg, vmic), and Li and [Fe/H] abundances, for a large and unique sample of 107 field stars: dwarf, sub-giants, and giants of which we have 15 binaries. The observations were carried out with high resolution and high S/N (R~50 000) using the FEROS échelle spectrograph. Using these atmospheric parameters together with suitable theoretical evolutionary tracks, we determined the fundamental stellar parameters (masses and ages) for each star.


Extragaláctica

PAINEL 148

PROPRIEDADES FÍSICAS DE GALÁXIAS DO SLOAN DIGITAL SKY SURVEY DETECTADAS NO INFRAVERMELHO MÉDIO E DISTANTE

 

Fábio R. Herpich1,2, Abílio Mateus Jr.2, Roberto Cid Fernandes2, Eduardo Alberto Lacerda2

1 - ODF

2 - UFSC

A Astrofísica Extragaláctica vive uma era de ouro com a disponibilidade de uma quantidade quase inconcebível de dados e projetos observacionais em diferentes regiões espectrais. Nosso grupo de pesquisa na UFSC, em colaboração com outros pesquisadores do Brasil e França, foi bem sucedido em acompanhar estes novos desafios, especialmente com a análise espectroscópica dos dados do SDSS. O resultado desse esforço foi a construção de um banco de dados de propriedades físicas de galáxias para quase 1 milhão de objetos, o qual é completamente público. Neste trabalho, damos continuidade a esta expansão, focando nossa atenção na região infravermelha do espectro eletromagnético com a inclusão dos catálogos de fontes obtidos por duas missões finalizadas recentemente, o WISE, e o projeto japonês AKARI, sucessor do IRAS. Incrementamos o nosso banco de dados com os dados obtidos a partir do WISE e fazemos o match no catálogo do SDSS criando uma subamostra de galáxias de cerca de 900 mil objetos. Esses objetos são analisados fazendo um comparativo entre as propriedades físicas obtidas para o SDSS a fim de verificar as consistências com os dados do WISE.

PAINEL 150

MAPEAMENTO ESPECTROSCÓPICO DO REMANESCENTE DE SUPERNOVA N63A

 

Igor Antonio Melnik, Marcus Vinicius Copetti

UFSM

Remanscentes de supernova (RSN) são objetos resultantes da destruição de estrelas que entram em colapso gravitacional ao esgotarem seu combustível nuclear. O espectro destas nebulosas diferem-se dos de regiões HII por possuirem uma razão [S ii]/Ha >0.4. Neste trabalho será apresentado um mapeamento do RSN N63A com dados obtidos nos telescópios de 1,6 m do OPD e SOAR. Os dados foram coletados com a fenda orientada na direção Leste-Oeste. Os espectros obtidos com espectrógrafo Goodman acoplado ao SOAR cobriram a faixa espectral de 3500 a 7500 Å e foram coletados em 19 posições adjacentes, com um passo de 1,5''. Já os dados obtidos com o espectrógrafo Cassegrain acoplado ao telescópio de 1,6 m do OPD foram coletados em 7 posições, com passo de 5'' e cobriram a faixa espectral de 6000 a 7000 Å. Dos dados obtidos com o SOAR foram construídos mapas do fluxo em Ha, das razões Ha/Hb, [S ii]/Ha, [N ii]/Ha e [O i]/Ha e da densidade eletrônica, esta última determinada pelo fluxo das linhas ll6717 6731 do [S ii]. Os dados coletados no OPD foram utilizados para a construção de mapas de velocidade radial LSR e da largura a meia altura em Ha. Os mapas das razões [S ii]/Ha e [O i]/Ha mostraram que um dos lóbulos é na realidade uma região HII. A densidade eletrônica dos lóbulos são bastante distintas entre si, variando desde »50 cm-3 na região HII até »6.000 cm-3 no RNS. O mapa da velocidade radial mostrou que a região HII está aproximadamente em repouso em relação a GNM, enquanto que os outros lóbulos possuem uma velocidade radial média de 245 km s-1.

PAINEL 152

PRIMEIROS RESULTADOS DO PROJETO DE LONGO PRAZO EM GALÁXIAS PECULIARES NO OPD/LNA

 

Paulo César da Rocha Poppe1,2, Max Faúndez-Abans3, Vera Aparecida Fernandes Martin1,2, Mariângela Oliveira Abans3, Iranderly Fernandes de Fernandes1,2, Giuana Alves da Silva1, Círia Lima Dias1

1 - UEFS

2 - Observatório Astronômico Antares

3 - LNA/MCT

Apresentamos neste trabalho os primeiros resultados para seis galáxias peculiares observadas no óptico com o Espectrógrafo Cassegrain no OPD/LNA (OP2012A-LP12). Os objetos do presente estudo pertencem à Categoria Morfológica "15 - GALAXIES WITH TAILS, LOOPS OF MATERIAL OR DEBRIS", do catálogo de Galáxias Peculiares do Hemisfério Sul e Associações (Arp & Madore 1987). Nosso objetivo inicial foi o de conduzir uma classificação espectral através de diagramas de diagnósticos baseados em razões de linhas de emissão, de procurar por assinaturas espectroscópicas de estrelas jovens e de idade intermediária, e de investigar sua relação com o mecanismo de ionização em LLAGNs (Núcleos Ativos de Baixa Luminosidade). No entanto, todas as seis galáxias peculiares observadas (0,004 < z < 0,056) foram classificadas como galáxias normais (não ativas), de tal forma que pautamos a discussão apenas sobre a população estelar calculada através do código para síntese de populações estelares "STARLIGHT" (Cid Fernandes et al. 2004). O código ajusta o espectro observado com uma combinação de espectros de populações estelares simples, a partir dos modelos de síntese evolutivos. A extinção é modelada como devida a uma tela de poeira e parametrizada pela extinção da banda V, Av. A lei de extinção galática de Cardelli, Clayton e Mathis (1989) com Rv = 3.1 foi adotada. Em geral, os espectros modelados revelam sinais de uma população velha, isto é, 109-1010anos. Outros parâmetros calculados a partir dos resultados da síntese, como a massa total em estrelas, a extinção por poeira e a dispersão de velocidades das estrelas, além de outros parâmetros como distâncias, diâmetros, excentricidades e elipticidades, também serão apresentados neste trabalho. As curvas de rotação obtidas com as componentes estelares mostraram-se simétricas e sem perturbações significativas.

PAINEL 154

INSTABILIDADE RAYLEIGH-TAYLOR E O PROCESSO DE PERDA DE MASSA

EM GALÁXIAS ANÃS

 

Luciana Ruiz1, Diego Falceta-Gonçalves2, Gustavo Lanfranchi1

1 - Universidade Cruzeiro do Sul

2 - EACH-USP

Modelos quimiodinâmicos de galáxias anãs indicam que, para explicar as abundâncias químicas observadas, o processo de perda de massa nesses objetos por ventos galácticos deve ser extremo. Acredita-se, todavia, que o potencial gravitacional nestes objetos seja forte, eventualmente o suficiente para impedir a perda de massa em gás, devido à alta razão massa-luminosidade observada. Grandes quantidades de matéria escura poderiam inibir a formação dos ventos galácticos. Até o momento, modelos analíticos e semi-analíticos prevêm a existência dos ventos em galáxias anãs, mas são pouco precisos na determinação das taxas de perda de massa ao longo do tempo e seu real impacto na evolução química destas galáxias. Neste trabalho apresentamos simulações hidrodinâmicas que permitem um estudo bem mais detalhado deste processo. Focamos no processo de ejeção de gás pela instabilidade Rayleigh-Taylor. O gás aquecido pelas supernovas em épocas iniciais da galáxia sofreriam esta instabilidade convectiva. Mostramos que este fenômeno pode ser dominante na perda de massa de galáxias anãs, dependendo do perfil de densidade da matéria escura. Esse resultado tem impacto direto nos modelos de evolução química, tendo em vista que, neste caso, o gás enriquecido em elementos pesados tem uma tendência maior a ser expulso da galáxia que o material circundante às regiões de formação estelar, menos enriquecidos.

PAINEL 156

NIFS OBSERVATIONS OF THE CENTRAL REGION OF THE SEYFERT GALAXY MRK 766

 

Astor João Schönell Júnior1, Rogemar A. Riffel1, Thaisa Storchi-Bergmann2, Cláudia Winge3

1 - UFSM

2 - UFRGS

3 - Gemini Observatory

Recent studies of Active Galactic Nuclei (AGN), using Integral Field Spectroscopy reveal that the molecular and ionized gas have different flux distributions and kinematics. The molecular gas is usually restricted to the plane of the galaxy, while the ionized gas extends to high latitudes and is generally related to the radio jet. These results are interpreted as follows: the molecular gas is a tracer of the feeding of the AGN, while the ionized gas is a tracer of its feedback. We present a two-dimensional mapping of the central region of the Seyfert galaxy Mrk 766, using NIFS of Gemini-North telescope. This galaxy was selected because (i) it is relatively close (60.6 Mpc); (ii) has emission lines in the Near-IR previously detected and (iii) has radio images in the literature, allowing the study of the interaction of the radio jet with the interstellar medium. The data reduction was performed using IRAF software following the standard procedure of spectroscopic data treatment. We observed that the near-IR nuclear continuum is well represented by dust emission with temperatures between 1000 and 1400 K. From the fit of the emission lines of [FeII]l1.25mm, Pab, H2l2.1218mm and Brg with Gauss-Germite series, we have constructed two-dimensional maps for the fluxes, radial velocities (from the central wavelenght) and velocity dispersion (from the line width). These lines show extended emission to at least 250 pc from the nucleus and maximum intensity on it. The velocity fields present a rotation pattern for all lines with amplitude of »65 kms-1, however, the kinematics of the highest ionization gas ([FeII], [Si VII] and [P II]) show distortions of this pattern. The velocity dispersion maps show values ranging from 30 to 150 kms-1. The H2 map show the smallest values of velocity dispersion (»50 kms-1) while the [Fe II] shown the highest values of it, reaching 150 kms-1 (in regions at southeast of the nucleus).


PAINEL 158

EVOLUÇÃO QUÍMICA DO UNIVERSO A ALTO REDSHIFT

 

Marcela Vitti, Oswaldo Duarte Miranda, André de Castro Milone

INPE

O objetivo deste trabalho é o de inferir a evolução da metalicidade do Universo desde redshift z~20 até o presente. O estudo será feito através do acoplamento de um modelo de evolução química, o qual usa o Oxigênio como elemento chave, por ser um bom indicador de estrelas gigantes e também o metal mais abundante no Universo, ao código de formação de estruturas desenvolvido por Pereira e Miranda (2010, 2011). Esse código, baseado no cenário hierárquico de formação de estruturas e usando o formalismo Press-Schechter, permite obter de forma auto-consistente a taxa cósmica de formação estelar (TCFE) como função do redshift. Esperamos com este trabalho contribuir com uma melhor caracterização da formação estelar ao final da chamada “era cosmológica das trevas”, bem como obter o espectro de massa das estrelas de População III, e o instante em que ocorre a transição para as estrelas de População II, a partir da metalicidade do Universo a alto redshift. Os dados produzidos por nosso trabalho serão confrontados com as metalicidades inferidas para os diferentes DLAs observados a altos redshifts. Como resultado preliminar, tivemos uma melhor aproximação do modelo teórico, primeiramente testado para População II, com a escala característica de formação estelar, t=2 Ganos.


Instrumentação

PAINEL 179

O RADIOTELESCOPIO GEM: UMA NOVA CONFIGURAÇÃO PARA MEDIR A POTÊNCIA TOTAL E A POLARIZAÇÃO DO CONTÍNUO DA GALÁXIA EM 5 GHz

 

André Luis Boaventura1, Carlos Alexandre Wuensche1, Ivan Soares Ferreira2, Thyrso Villela1,3,

Alan Braga Cassiano1, Cesar Strauss1, Luiz Antonio Reitano1, Camilo Tello4

1 - INPE

2 - UnB

3 - Agência Espacial Brasileira (AEB)

4 - New Field Wireless Inc.

Apresentamos uma nova configuração do radiômetro pseudo-correlacionador do radiotelescópio GEM (Galactic Emission Mapping) instalado no campus do INPE em Cachoeira Paulista/SP. O objetivo do projeto é medir a emissão do contínuo da Galáxia em 408 MHz, 1465 MHz, 2.3 GHz, 5 GHz e 10 GHz para extrair sua componente síncrotron. Descreveremos neste trabalho as modificações implementadas para a campanha de 2012 em 5 GHz. A nova configuração inclui medidas de potência total e de polarização, bem como substitui o uso de nitrogênio líquido por uma bomba de hélio (cryocooler) para resfriar os diodos detectores e amplificadores primários. A tempe­ratura de operação de ~77 K é alcançada usando o cryocooler modelo CryoTelGT da SunPowerNela, que opera a uma pressão < 10-4 Torr dentro do vaso criogênico. O vácuo é gerado com auxílio de uma bomba mecânica modelo Drytel 1025 da Adixen com capacidade de atingir a pressão <10-6 Torr em ~min de operação. Para manter o vácuo, há uma válvula de operação manual modelo DN40-BAV40MAL da Oerlikon com taxa de vazamento 10-9 mbar l/s dispensando a necessidade da bomba de vácuo estar em operação contínua durante o período de observações. Testes rea­lizados de Novembro de 2011 a Março de 2012 envolveram o desempenho da bomba de vácuo, cryocooler e novo subsistema eletrônico, que agora utiliza um demodulador e integrador digital. Apresentaremos neste trabalho a nova configuração do GEM e os resultados preliminares da campanha iniciada em Maio de 2012.

PAINEL 181

SIMULAÇÃO DO RUÍDO DE FUNDO DO EXPERIMENTO MIRAX EM ÓRBITA

 

João Braga1, Manuel Castro Ávila2

1 - INPE

2 - INPE

O MIRAX (Monitor e Imageador de RAios X) é a primeira missão espacial astronômica brasileira e irá observar fontes astrofísicas na faixa de 5 a 200 keV. O experimento será colocado no satélite Lattes, do INPE, e lançado em janeiro de 2017. O MIRAX consistirá de 4 telescópios de máscara codificada distribuídos em um arranjo 2 ´ 2. Cada telescópio possui um plano de detecção formado por um arranjo de 8 ´ 8 cristais de Cd-Zn-Te (CZT), uma blindagem lateral e inferior formada por lâminas de chumbo, estanho, cobre e alumínio, um colimador e uma máscara codificada feita de tungstênio colocada 70 cm acima do plano de detectores. Em órbita, o experimento será exposto a um campo de radiação formado essencialmente por fótons, elétrons, prótons e nêutrons que interagem nos detectores e nos materiais do satélite, produzindo ruído de fundo para as observações astrofísicas. Apresentamos neste trabalho resultados de simulações do ruído de fundo realizadas com o pacote GEANT4 (que simula todas as interações de partículas com materiais) usando a configuração experimental do MIRAX e a distribuição espectral e angular das fontes de ruído, que atuam como espectros de entrada nas simulações. Para calcular esses espectros usa-se o sistema SPENVIS (SPace ENVironment Information System) que permite conhecer o espectro para uma determinada altitude de cada uma das partículas que compõem o ruído e que interagem com o instrumento.

PAINEL 183

THE FILTER SYSTEM FOR THE SPARC4 CAMERA

 

Francisco Jablonski, Claudia V. Rodrigues

INPE

The SPARC4 camera is designed to provide simultaneous observations in the griz bands with good time resolution and polarimetry capabilities. The instrument is presently in the preliminary design phase. In this work, we describe the approach to reproduce the pivotal wavelengths of the Sloan Digital Sky Survey system as close as possible. Since the instrument has four independent detectors, a combination of dual anti-reflection coating for the g band and red response coating for the riz bands can be explored. We compare quantitatively the throughput, pivotal wavelengths and band pass width for different combinations of dichroic cut wavelengths, Schott auxiliary glasses, atmospheric transmission and EMCCD detectors spectral response. Part of the figure-of-merit for the comparison comes from synthetic photometry of Gunn & Striker stellar spectra, using the tools available in the synphot package of IRAF. Good transformations to the SDSS system are obtained with recipes for which the pivotal wavelengths are not more than 1% far from the original recipe and the FWHM are within 10% of the standard system.

PAINEL 185

SOLAR-T: TERAHERTZ PHOTOMETERS TO OBSERVE SOLAR FLARE EMISSION ON STRATOSPHERIC BALLOONS

 

Pierre Kaufmann

1 - CRAAM/Mackenzie

2 - CCS/Unicamp

A new solar flare spectral component has been found with intensities increasing for larger sub-THz frequencies, spectrally separated from the well known microwaves component, bringing challenging constraints for interpretation. Higher THz frequencies observations are needed to understand the nature of the mechanisms occurring in flares. A two-frequency THz photometer system was developed to observe outside the terrestrial atmosphere on stratospheric balloons or satellites, or at exceptionally transparent ground stations. Two 76 mm diameter telescopes were designed to observe the whole solar disk detecting small relative temperature changes caused by flares at localized positions at 3 and 7 THz. Golay cell detectors are preceded by low-pass filters to suppress visible and near IR radiation, band-pass filters, and choppers. It can detect temperature variations smaller than 1 K with time resolution of a fraction of a second, corresponding to small burst intensities. The telescopes and photometers were assembled in a thermal controlled box to which a data conditioning and acquisition unit is coupled. While all observations are stored on board, a telemetry system will forward solar activity compact data to the ground station. The experiment is planned to fly on board of long-duration stratospheric balloon flight, coupled to the GRIPS gamma-ray experiment in cooperation with University of California, Berkeley, US. One engineering flight is scheduled for fall 2012 in the USA, and a 2 weeks flight over Antarctica in 2013-2014. Another long duration stratospheric balloon flight over Russia (one week) is planned in cooperation with the Lebedev Physics Institute, Moscow (2015-2016).

PAINEL 187

PRELIMINARY RESULTS OF THE FLAMINGOS-2 COMMISSIONING

 

Felipe Navarete1,2, Percy Gomez2, Bernadette Rodgers2, Augusto Damineli1

1 - IAG/USP

2 - Gemini Observatory - Southern Operational Center

We present the first results of the FLAMINGOS-2 commissioning on the 8 meter Gemini South telescope (Chile). Data was taken from November 2011 to January 2012. The observations were processed using IRAF pipelines developed with existing Gemini tasks for similar instruments (NIRI, GNIRS). The most important results were obtained from the analysis of i) Imaging and ii) Long Slit (LS) spectroscopy data. The Y-band photometry of NGC 1851 shows an instrumental magnitude coverage of from -15.2 to -5.4 mag and a mean PSF of 0.78 arcsec (» 4.3 pixel). The spectral resolution (R) plots from ii) indicate that it ranges from 1100 to 3500 over a single spectrum using the high resolution mode (R=3000) and from 200 to 1200 for the low one (R=1200). The Rmax values are achieved over the central region of the detector and decrease toward the edges. The procedure and software for Imaging and LS modes have converged and will be offered on the F-2 System Verification on 2012B. The Multi-Object Spectroscopy (MOS) mode is still under development and will be offered later.


PAINEL 189

SOLAR FLARES OBSERVATION AND STATUS OF THE DEVELOPMENT OF THE BRAZILIAN DECIMETRIC ARRAY

 

Hanumant S. Sawant1, Koovapady R. Subramanian2, E. Ebenezer-Chellasamy2, Francisco C.R. Fernandes3, José R. Cecatto1, Maria C. de Andrade1, Joaquim E.R. Costa1, Reinaldo R. Rosa1

1 - INPE

2 - IIAp (Índia)

3 - UNIVAP

Routine observations of the Sun and strong radio sources at 1.4 GHz are being carried out by using 5 antennas of the first phase of BDA for one-dimensional imaging. In the second phase, more 21 antennas have been added to the existing 5 antennas of first phase array, out of these 10 have been selected for starting immediate observations. Simulations of UV coverage were carried out for complete observations of sources from hour angle of -6 hours to +6 hours from -70 to +23 degrees for various configurations. The system can image the Sun with spatial resolution of 3.40 x 4.54 arc min. Present development of hardware and software will lead us to complete BDA II by June 2013. Here we present: (i) Interferometer fringes observed with 6 elements in the East-West arm, 4 elements in the South arm and skewed base lines between these antenna elements which will enable us to image the sources in two dimension; (ii) Fiber optical system for 26 antennas has been successfully installed and tested. The RF signals in the range of frequency (1.2-1.7, 2.8 and 5.6 GHz) is converted into 70 MHz at the tower base and carried out by fiber optical cables to receiver room situated up to distances of 400 m. The results of these will be presented; (iii) Correlator system based on FPGA technology for correlating IF outputs from 38 antennas capable of measuring I,Q,U and V parameters has been developed and all software needed to correlate the IF signals, sampled at 10 MHz, taking into account the height differences between the antennas, and variable geometrical delays due to tracking, etc have been completed. One-dimensional images of the sun observed daily around 19UT by PBDA are compared with Siberian Solar Radio Telescope (SSRT) images obtained around 23UT from September-December 2011. There is close agreement between PBDA (1.4 GHz) and SSRT (5.7 GHz) one-dimensional daily images. During this period, four C-class and one M-class solar flares were observed by PBDA at 1.4 GHz. Details of the brightness temperature and its temporal variation during flares will be presented. Also, from SSRT data, the coordinates, size and brightness temperature of the active region associated with the flares observed by PBDA will be presented.


Mecânica Celeste

PAINEL 191

ESTUDO DO ACR DOS SISTEMAS PLANETÁRIOS PRÓXIMOS À RESSONÂNCIA 3:1

 

Alan J. Alves do Carmo, Tatiana Michtchenko

IAG/USP

A descoberta de sistemas exoplanetários tem se intensificado a cada dia. Foram encontrados até o momento mais de setecentos sistemas planetários extrassolares, que exibem uma grande variedade de parâmetros orbitais. Devido às limitações dos métodos de detecção, a maioria dos exoplanetas encontrados até o momento são Júpiteres quentes: Planetas com massa da ordem da de Júpiter que encontram-se muito proximo das estrelas que orbitam. Vários destes planetas fazem parte de sistemas que encontram-se na ressonância de movimentos médios. Estudamos neste trabalho os sistemas Cancri 55 b-c, Saturno-Urano e HD 60532 b-c que situam-se próximos à ressonância 3:1 de movimentos médios. Apenas o terceiro encontra-se exatamente na ressonância exata. Utilizamos um modelo genérico para sistemas próximos a ressonância utilizando o formalismo Hamiltoniano com as variáveis ação-ângulo escrita em variáveis de Delaunay e então fizemos uso dos parâmetros dos sistemas destacados a fim de comparação e verificação. Inicialmente fizemos um estudo inicial das soluções de equilíbrio do problema. A abordagem analítica foi realizada considerando o problema de três corpos (não restrito) plano, que pode ser reduzido a dois graus de liberdade. Para nosso trabalho utilizamos as razões de massa, razões de semieixo (fixadas na ressonância exata) e o momento angular constante. Fazemos uso do método semi-analítico em que escrevemos numericamente o Hamiltoniano do problema. Realizamos então sobre o Hamiltoniano a média sobre o ângulo sinódico Q=l1-l2, sob a justificativa de que tal ângulo tem a frequência muito alta em relação aos outros ângulos do problema, e portanto não seria importante para efeitos em longo período. Uma vez que possuímos o Hamiltoniano médio, obtivemos as soluções de equilíbrio do problema inicialmente para as soluções apsidais simétricas, com Dv=0 ou v=p, o que significa que a diferença das longitudes de pericentro dos dois planetas permanence constante e igual aos valores citados. Para obter essas soluções utilizamos o método geométrico que consiste em encontrar os pontos extremos do Hamiltoniano sobre a curva de momento angular constante. Determinamos então a estabilidade das soluções encontradas observando a topologia ao redor das soluções de equilíbrio para determinar se possuimos pontos-de-sela, ou máximos e mínimos.

PAINEL 193

MODELAGEM DO MOVIMENTO PLANETÁRIO NOS SISTEMAS DE ESTRELAS MÚLTIPLAS

 

Eduardo Andrade Inês, Tatiana Michtchenko

IAG/USP

Estima-se atualmente que mais de 50% das estrelas da sequência principal constituem um sistema binário ou múltiplo estelar (Abt, 1979). Além disso, modelos de formação estelar recentes mostram que mesmo para estrelas pré-sequência principal o número de ocorrências de multiplicidade é maior que 50% (Mathieu, 1994; Mathieu et al., 2000). Por ser um fenômeno tão frequente no universe, e com as recentes descobertas de sistemas planetários, astrônomos começaram a se perguntar sobre a possibilidade de existência de planetas em sistemas múltiplos. De fato, apesar das atuais técnicas de detecção de planetas extra-solares não favorecerem a detecção de planetas em sistemas estelares múltiplos, aproximadamente 20% dos sistemas planetários conhecidos encontram-se em um sistema com uma ou mais companheiras estelares (Eggenberger et al., 2004,2007). Estrelas binárias possuem parâmetros orbitais pouco usuais quando comparadas aos corpos do sistema solar, com valores elevados de excentricidade, inclinações e massas o que dificulta a abordagem clássica puramente analítica, no desenvolvimento da função perturbadora. No presente trabalho é realizada uma abordagem semi-analítica para o desenvolvimento do Hamiltoniano do problema de 3 corpos restrito para o estudo das órbitas planetárias perturbadas por uma estrela externa. O modelo é construído a partir da média numérica sobre a longitude média do planeta interno, resultando dessa maneira em um hamiltoniano de 2 graus de liberdade. São apresentados mapas paramétricos do Hamiltoniano e também integrações das equações de movimentos médias a partir do modelo.


PAINEL 195

LAGEOS SPIN AXIS ORIENTATION VERSUS ALONG-TRACK RESIDUALS:

THE INVERSE PROBLEM

 

Jânia Duha

Federal Institute of Parana - IFPR

LAGEOS satellites are essentially laser ranging satellites placed in high earth orbits, with no active electronics to broadcast the current state of the satellite. To know the current dynamics of the satellite, updated information is required, not only on the satellite ephemerides, but also on the orientation of its spin axis in space. A closer look at these satellites orbital data has shown a stronger correlation between the spin axis orientation and the observed along-track residuals than expected in the first years after their launch. We have modeled this correlation and shown that the anomalous behavior of LAGEOS-1 along-track acceleration after 1989 can be explained completely, using the knowledge of the co-latitude of the Sun, regarding the satellite spin axis. All three LAGEOS(I, II and III) satellites are expected to undergo a slow but continuous deceleration of their spin axis of rotation, eventually leading to a zone of almost chaotic precession, that will be hard to monitor with the analysis of sun glint data. In fact LAGEOS-I is already going through this chaotic zone and demands attention to the problem of spin axis monitoring. In this work, we show that it is possible to address the problem of the spin axis orientation following the inverse path, i.e. using along-track data to provide information on the satellite spin axis orientation. By focusing on the along-track Yarkovsky seasonal acceleration solely, we find the LAGEOS-I Spin Axis Cones (SACs) in space, and as a result we present a new model for the spin axis orientation in the chaotic zone.


Planetas Extrassolares

PAINEL 218

ESTRELAS POBRES EM METAIS: NOVAS PISTAS SOBRE A FORMAÇÃO DE PLANETAS

 

Marília Gabriela Cardoso Corrêa Carlos, Jorge Meléndez

IAG/USP

Embora se suspeitasse da existência de planetas fora do sistema solar, somente em 1995 foi feita a primeira descoberta de planetas extrassolares, um planeta com características próximas à de Júpiter. É proposto aqui um novo método que se baseia na composição química das estrelas que compõem o sistema onde se encontram tais planetas. Assim o presente projeto prevê o estudo de estrelas pobres em metais, com e sem planetas gigantes, para explorar se existe (ou não) uma conexão entre anomalias na composição química e a presença desses planetas gigantes, sempre usando abundâncias químicas de altíssima precisão. O método é baseado na técnica de análise diferencial, na qual as medidas da estrela de interesse são comparadas à de uma estrela padrão de parâmetros atmosféricos (temperatura efetiva, gravidade superficial, metalicidade) similares. No caso da presente amostra de estrelas moderadamente pobres em metais, as estrelas de interesse são as estrelas com planetas, e as estrelas de comparação são as estrelas sem planetas. As estrelas foram observadas através do espectrógrafo MIKE, do telescópio Magellan de 6.5m no observatório Las Campanas. Entre os principais resultados obtidos estão os parâmetros estelares e abundancias químicas de altíssima precisão, em particular obtivemos abundancias químicas com erro da ordem de 0,01 dex, o que é um resultado importantíssimo para o estudo da conexão entre planetas e estrelas. Assim, apresentaremos a amostra, o processo de redução do espectro (incluindo a normalização do espectro e correção Doppler), as medidas de largura equivalente e os primeiros resultados dos parâmetros atmosféricos e da composição química das estrelas com e sem planetas.

PAINEL 220

ÓRBITAS DOS PLANETAS E SUA CORRELAÇÃO COM AS CARACTERÍSTICAS DOS DISCOS PROTOPLANETÁRIOS

 

Luiz Henrique Guimarães dos Santos1, Adriana Válio2

1 - INPE

2 - CRAAM/Mackenzie

Atualmente foram descobertos quase 800 planetas extrassolares. A distribução de períodos para planetas com diferentes massas mostra uma grande variedade de configurações orbitais. Nota-se uma concentração de planetas gigantes com períodos muito curtos e, com o avanço das técnicas de detecção, uma tendência de encontrar planetas menores com períodos variados. Uma análise das órbitas dos planetas descobertos e o conhecimento sobre a estrela hospedeira pode nos ajudar a inferir o processo de formação planetária associando-o às características físicas do disco protoplanetário. O objetivo principal deste trabalho é estudar teoricamente o cenário de formação de sistemas planetários e suas possíveis configurações finais. Para tanto foram utilizadas simulações numéricas de discos protoplanetários com protoplanetas e sua evolução foi acompanhada para uma grande variedade de configurações iniciais. O método utilizado para este estudo são simulações hidrodinâmicas obtidas com o código FARGO que considera as possíveis posições iniciais de formação do planeta dentro do disco para as mais variadas massas planetárias. Foram realizadas 60 simulações para quatro massas planetárias (Terra, Superterra, Netuno e Júpiter) em 10 posições distintas no disco. Além disto, também foi estudado o efeito de uma cavidade de baixa densidade no disco próxima a estrela. Os dados resultantes das simulações são comparados com as distribuições dos planetas já descobertos, como também com os candidatos a planetas da missão Kepler. Dados preliminares demostram o vínculo desta distribuição final com os processos de migração, frenagem e estabilidade orbital dos planetas neste contexto.

PAINEL 222

IS THERE A RELATION BETWEEN MAGNETIC BODE’S LAW AND X-RAY EMISSION?

 

Jonas de Souza Oliveira, Sanzia Alves, José Renan De Medeiros

UFRN

It has been known for a long time, that exists a relation between stellar chromospheric activity indicators and magnetic and rotational moments (e.g.: Baliunas et al. 1996, Noyes et al 1984). Different studies have shown the existence of a significant positive correlation between the magnetic moment P and the angular momentum U, the so-called Magnetic Bode’s Law (Blackett 1947, Russell 1978). Our goal in this work is to investigate a possible connection between this law and the stellar coronal emission. We analyzed a sample of 57 F, G and K planet-host stars, with angular momentum and magnetic moment calculated from the study of their Ca II chromospheric indicators, with coronal X-ray fluxes available in the literature. Our analysis includes also the study of the behaviour of the angular momentum and magnetic moment with their physical parameters, as well as the orbital parameters of their respective planets. As a preliminary result, we observe that the magnetic moment seems increase with the X-ray emission indicator. But this does not mean that there is a physical relationship between the magnetic moment and stellar coronal activity. In fact, this trend, at least in the context of our preliminary analysis, can be an effect of sample selection. To fix that effect, we need to do few statistical tests.

PAINEL 224

MEDIDAS DE POLARIZAÇÃO DA LUZ REFLETIDA PELO EXOPLANETA HD197286b

 

Marcos Paulo Ribeiro1, Gabriel Rodrigues Hickel2

1 - UNIFEI

2 - UNIFEI

Atualmente, são conhecidos mais de 700 exoplanetas e descobri-los, caracterizá-los e analisá-los tem sido um grande esforço da comunidade astrofísica nos últimos 20 anos. A detecção da polarização linear da luz refletida por exoplanetas, em múltiplas bandas fotométricas, fornece informações importantes sobre a física do espalhamento da luz em suas atmosferas. Estas medidas são extremamente difíceis de serem obtidas, dado o contraste de intensidade com a estrela hospedeira e sua pouca separação angular. Desta forma, a polarização torna-se uma ferramenta poderosa para evidenciar a luz refletida por exoplanetas, visto que a luz emitida pela estrela hospedeira é não polarizada. HD197286 (WASP-7) é um sistema com um Júpiter-quente, com período da ordem de 5 dias, para uma estrela hospedeira F5V, distante cerca de 140 pc. Este exoplaneta foi observado com as técnicas de velocidade radial e trânsito, tendo órbita bem estabelecida. É também um potencial candidato à observação da variação da luz polarizada refletida com a fase orbital. Utilizaremos a câmera polarimétrica do OPD-LNA, no módulo diferencial, para três bandas fotométricas no óptico (B, V e R). Esperamos que com observações contíguas ao longo do período orbital, alcancemos o limite de 10-6 a 10-5 para o erro da polarização linear, o que deve ser suficiente para evidenciar o sinal de polarização do exoplaneta (entre 10-5 a 10-4). As observações serão reduzidas com o software IRAF (pacote PCCDPACK). Este trabalho é vinculado a um projeto de iniciação científica (PIBIC-FAPEMIG), que se encontra em andamento.


Plasmas e Altas Energias

PAINEL 226

UM ESTUDO EM RAIOS X DUROS DE SCO X-1 UTILIZANDO DADOS DO INTEGRAL. EVIDÊNCIAS DO PROCESSO DE COMPTONIZAÇÃO COMO RESPONSÁVEL PELA COMPONENTE ESPECTRAL NÃO TÉRMICA

 

Flávio D’Amico, Taís Maiolino, João Braga

INPE

Sco X-1 é uma binária de raios X de baixa massa (BXBM) do tipo Z e a fonte persistente mais brilhante em raios X moles do céu. Neste trabalho foi feito um estudo de longo termo desta fonte utilizando 14 observações distribuídas entre os anos de 2003 e 2010 com o satélite INTEGRAL. O espectro emitido foi estudado na faixa de energia de 20 a 200 keV, buscando encontrar correlações entre os parâmetros dos ajustes. O modelo de comptonização (compTT no XSPEC) foi utilizado para ajustar o espectro até ~ 40-50 keV e uma lei de potência (PEGPWRLW no XSPEC) para ajustar a parte não térmica de ~40-50 keV até 200 keV. Somente em uma das observações a componente não térmica não foi detectada. O índice da lei de potência médio obtido, correspondente às outras observações em que a componente não térmica é detectada, é igual a 3,06±0,21, estando de acordo com o que é esperado para BXBMs brilhantes. Da correlação entre os parâmetros dos ajustes foram encontradas evidências de que a componente não térmica tem origem do processo de Comptonização. Ajustes espectrais posteriores (de 20 a 200 keV) utilizando duas componentes de Comptonização dão suporte às evidências.

PAINEL 228

ESTUDO DE MÉTODOS DE CORRELAÇÃO ENTRE RAIOS CÓSMICOS DE ALTÍSSIMAS ENERGIAS E OBJETOS ASTRONÔMICOS

 

Rogério M. de Almeida1, Mateus César Fernandes2, João Ramos Torres de Mello Neto3,2

1 - OV/UFRJ

2 - OV/UFRJ

3 - IF/UFRJ

A procura das fontes de raios cósmicos de altíssimas energias (da ordem de 10[19] eV ) é um dos problemas de fronteira da astrofísica. Em especial, há um enorme esforço experimental liderado pelo Observatório Pierre Auger no hemisfério sul e pelo Telescope Array no hemisfério norte. Neste trabalho simulamos diversos tipos de fontes astrofísicas, incluindo fontes pontuais e padrões anisotrópicos extensos, como um dipolo na esfera celeste. A simulação das direções de chegadas leva em conta os campos magnéticos intergalácticos e galáticos, assim como o espectro das fontes e as perdas de energia durante a propagação do raio cósmico entre a fonte e a Terra. Para estudar a anisotropia de pequena escala, analisamos os mapas celestes utilizando a abordagem estatística de Li e Ma. Assim, estudamos a significância estatística do excesso de eventos na região correspondente à direção da fonte em função da razão sinal ruído. Para padrões anisotrópicos de larga escala, estudamos a eficiência de detecção das fontes utilizando o método de espectro de potências e utilizando também uma expansão apenas em dipolos e quadrupolos, levando em consideração tanto a exposição de cada um dos observatórios separadamente, quanto o estudo combinado deles. Mostramos que ambos os métodos são eficientes para a identificação das fontes e estudamos essa eficiência como função da intensidade de cada um dos tipos de fontes.

PAINEL 230

NUMERICAL STUDY OF TURBULENCE OF THE INTRACLUSTER MEDIUM USING A COLLISIONLESS MHD MODEL

 

Reinaldo Santos-Lima1, Elisabete Maria De Gouveia Dal Pino1, Grzegorz Kowal1, Maria Soledad Nakwacki 1, Diego Falceta-Golçalves2, Alex Lazarian3

1 - IAG/USP

2 - EACH-USP

3 - University of Wisconsin

The applicability of the standard MHD model to the magnetized plasma of the intracluster media can be questioned due to the collisionless nature of the gas there. On the other hand, a fully kinetic approach is not appropriate either for studying large scale phenomena, such as the the evolution of the turbulence and the magnetic fields in these environments. Nonetheless, it is possible to formulate a fluid approximation for collisionless plasmas, or a collisionless-MHD approach. In this case, we assume a double Maxwellian velocity distribution of the particles in both directions, parallel and perperdicular to the local magnetic field, which gives rise to an anisotropic thermal pressure. The forces arising from this anisotropy in the MHD equations modify the standard Alfven and magnetosonic waves and lead to the development of kinetic instabilities which are driven by the temperature anisotropy. Measurements from weakly collisional plasmas (like the solar wind and laboratory experiments), as well as PIC simulations demonstrate in turn, that these instabilities are able to saturate the temperature anisotropy level. Using a model of collisionless-MHD with these constraints on the temperature anisotropy, we studied numerically the evolution of turbulence and the magnetic fields in the collisionless plasma of the intracluster medium. For this aim, we employed an one-fluid three-dimensional MHD code, forcing turbulence into a periodic box, considering different initial magnetic field intensities. We will discuss the results of these experiments and their implications for structure formation in these environments, showing, in particular, how the power spectrum of the magnetic field is modified in comparison to the standard MHD results. We will also show the amplificaiton of seed magnetic fields under this collisionless approach.

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