SOCIEDADE ASTRONÔMICA BRASILEIRA

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PAINÉIS DA SESSÃO VI

Astrobiologia

PAINEL 2

ASTROBIOLOGIA DO FRIO: ESTUDO DO EFEITO DA RADIAÇÃO ULTRAVIOLETA EM BACTÉRIAS DA MICROBIOTA DO CONTINENTE ANTÁRTICO

 

Amanda Gonçalves Bendia1,2, Lia Teixeira2, Alexandre Rosado2, Vivian Pellizari1, Claudia Lage2

1 - USP

2 - UFRJ

A Antártica abriga os ambientes mais frios e inexplorados do planeta, fornecendo condições únicas para o estudo de micro-organismos adaptados aos principais parâmetros extremos encontrados neste continente, como baixas temperaturas e alta incidência de radiação ultravioleta (UV). Estudar a vida neste ambiente singular é de grande importância para a compreensão dos limites da vida na Terra e busca de sinais de vida em outros locais do sistema solar ou mesmo em outros sistemas planetários. A radiação UV-C pode ser um dos fatores de maior controle no tipo e distribuição de vida em ambientes extraterrestres, principalmente no ambiente interplanetário e em planetas com baixa absorção de UV pela atmosfera. Dessa forma, este trabalho visou avaliar a resistência à radiação UV-C de vinte e cinco estirpes bacterianas isoladas do continente Antártico. Para tanto, foram confeccionadas curvas de crescimento e sobrevivência dos isolados, na temperatura de 4°C, por meio da irradiação em doses entre 0 e 1200 J/m2 em UV-C (254nm). Depois de irradiadas, as estirpes foram semeadas em meio de cultura para a contagem de colônias sobreviventes. Dez estirpes apresentaram resistência ao UV-C e dentre estas, duas se destacaram, apresentando resistência até a dose de 800 J/m2 (similar ao organismo fotorresistente Deinococcus radiodurans). Estas duas estirpes pertencem à espécie Pseudomonas fluorecens, a qual possui um pigmento fluorescente (pioverdina) capaz de absorver radiação UV-C, podendo ocasionar proteção dos constituintes da célula microbiana contra os efeitos deletérios da radiação. Os resultados observados indicam que essas bactérias apresentam mecanismos de resistência à radiação UV-C, assim como a baixas temperaturas, que permitem sua adaptação às condições extremas encontradas no ambiente Antártico, destacando assim, seu potencial como modelos de estudo para a busca de vida em outros locais do Universo.

PAINEL 4

ESTUDO DA HABITABILIDADE DE EXOPLANETAS DO TIPO "EYEBALL EARTH"

 

Alexandre Bergantini de Souza1, Daniel Angerhausen2, Haley Sapers3, Robert Citron4, Stefanie Lutz5, Luciano Lopes Queiroz6, Marcelo Rosa Alexandre7, Ana Carolina Vieira Araujo8

1 - UNIVAP

2 - Hamburger Sternwarte, Universität Hamburg

3 - University of Western Ontario

4 - University of Colorado

5 - University of Leeds

6 - UFG

7 - UFS

8 - IO/USP

Planetas do tipo Oceano (superfície totalmente coberta por água), e/ou do tipo Superterra (maior parte da superfície coberta por água), com órbitas localizadas dentro da Zona Habitável (ZH) de estrelas do tipo M-dwarf (anãs vermelhas), têm um importante papel na descoberta de ambientes capazes de manter vida em lugares fora da Terra. A oportunidade de detectar e de analisar espectroscopicamente, num futuro próximo, estes planetas, requer que os parâmetros mínimos para a determinação de habitabilidade sejam estabelecidos o quanto antes. Em estrelas anãs, a ZH está tão próxima da estrela, que a órbita de um planeta nesta região é do tipo sincronizada, ou seja, a mesma face do planeta fica voltada para a estrela permanentemente. No caso de um planeta coberto por água, um oceano no estado líquido pode se formar na região subestelar, criando o que se convencionou chamar de "Eyeball Earth". Este trabalho explora teórica e experimentalmente a possibilidade destes planetas serem habitáveis, buscando definir os parâmetros que um planeta do tipo "Eyeball" deve reunir para ter condições necessárias de suportar vida. Os critérios do ponto de vista biológico serão baseados em estudos de comunidades de bactérias encontradas na Antártica. Pesquisas em astronomia irão determinar as assinaturas espectrais necessárias para se detectar estes planetas. Os resultados obtidos culminarão com a simulação, em uma câmara, das condições análogas às encontradas em um planeta "Eyeball", expondo extremófilos, como os encontrados na Antártica, a tais condições. Os resultados esperados deste estudo incluem a obtenção de parâmetros observáveis, bem como orientação para decisão dos melhores candidatos a busca de um planeta "Eyeball", de acordo com a disponibilidade técnica dos próximos instrumentos astronômicos.

PAINEL 6

A NON-ANTHROPOCENTRIC APPROACH IN THE SEARCH OF MOLECULAR BIOSIGNATURES

 

Claudia Lage1, Eduardo Janot Pacheco2, Luciene Coelho3, Carlos Alexandre Wuensche3,

Heloísa M. Boechat-Roberty1

1 - UFRJ

2 - IAG/USP

3 - INPE

One of the strategies in the search for extraterrestrial life has focused on chemical tracking of water and organic molecules in spectroscopic data from natural satellites or planets in our own Solar System. This approach implies that alien life forms should have followed the paths somehow similar to the ones tracked on Earth. In the possible case of a partially negative answer to the above assumption, which could be the alternatives to molecular and/or biological manifestation are we searching for? In the present work we critically survey the impact of anthropocentric assumptions when searching for biomarkers in the cosmic neighborhood, namely, the assumptions that: (1) life is necessarily based on CHON elements; (2) life requires liquid water; (3) oxygen and ozone always trace biological activity; and (4) extraterrestrial life informational system has to flow based in DNA-like units. We conclude that most of the Earth-centered assumptions can be readily extended on the basis of the derived abundances of biomolecules in astronomical environments and fundamental chemical constraints. The apparently excessive Earth-centeredness in choices of chemical biosignatures should represent, in fact, a Cosmos-centeredness, i.e., a consequence of cosmic abundances of elements together with the most probable chemistries for biological organization, among which the Terrestrial one is one of the alternatives.

PAINEL 8

ESTABILIDADE DE CRISTAIS DE ALPHA-GLICINA SOB BOMBARDEIO DE RAIOS CÓSMICOS PESADOS EM AMBIENTES ESPACIAIS SIMULADOS

 

Williamary Portugal1, Sergio Pilling1, Diana P. P. Andrade1, Philippe Boduch2, Hermann Rothard2

1 - UNIVAP

2 - GANIL-CIRIL

Neste trabalho estudamos a estabilidade da molécula de glicina na sua forma zwiteriônica cristalina, conhecida como alpha-glicina (+NH3CH2COO-), sob a ação de raios cósmicos. Acredita-se que esta molécula estaria presente em ambientes espaciais que sofreram alterações aquosas tais como interior de cometas, meteoritos e planetesimais. Os experimentos foram realizados em uma câmara de ultra-alto-vácuo acoplada à linha experimental IRRSUD, no acelerador de íons pesados GANIL (Grand Accélérateur National d’Ions Lourds), na cidade de Caen, França. As amostras foram bombardeadas em duas temperaturas (14 e 300 K) por íons 58Ni11+ com energia de 46 MeV até a fluência de 1´1013 íons cm-2, simulando os efeitos dos raios cósmicos pesados em ambientes espaciais bem distintos. A evolução química das amostras foi verificada in-situ por um espectrômetro de infravermelho de transformada de Fourier (FTIR). A partir da análise dos espectros foram determinadas a seção de choque de destruição da glicina, bem como as seções de choque de formação de novas espécies químicas na amostra (no caso da amostra a 14 K). Além disso, foi estimado o tempo de meia vida da espécie estudada no meio interestelar sendo de 1´105 anos (14 K) e 3´106 anos (300 K), e no sistema solar. Neste último, os valores foram de 4´105 anos (14 K) e 8´106 anos (300 K). O estudo da estabilidade da glicina em ambientes espaciais ajuda a entender o papel desta espécie na química pré-biótica, dando pistas importantes para se desvendar o enigma sobre a origem da vida na Terra.


PAINEL 10

BUSCA POR ASSINATURA ESPECTROSCÓPICA DE VIDA FORA DA TERRA: ESTUDO DE DEPÓSITOS HIPERSALINOS DO ATACAMA COMO ANÁLOGO MARCIANO

 

Fabio Rodrigues1, Douglas Galante2, Tamires M. Gallo2, Armando Azúa-Bustos3, Massuo J. Kato1

1 - IQ/USP

2 - IAG/USP

3 - PUC/Chile

Com o avanço da tecnologia espacial, diversas missões contendo técnicas espectroscópicas para estudos in situ estão sendo enviadas para diferentes pontos do sistema solar, sobretudo Marte, ampliando o conhecimento de sua geologia e procurando sinais de vida: as chamadas bioassinaturas. Marte já foi estudado por técnicas como imageamento, microscopia, espectroscopias Mössbauer e de raios X, trazendo informações interessantes sobre seu solo, mas serão nas próximas missões, equipadas com técnicas como espectroscopia no infravermelho e Raman, entre outras, que a busca por bioassinaturas será mais eficiente. Para direcionar essas buscas, estudos em laboratório são fundamentais, no sentido de diferenciar sinais origem biótica e abiótica. Nestes estudos, o modelo de vida comumente usado são extremófilos, microrganismos capazes de sobreviver em ambientes extremos da Terra. No presente trabalho, foram utilizadas diferentes técnicas, como espectroscopia Raman e de Raios-X, no estudo de amostras de depósitos hipersalinos do deserto do Atacama (Chile), um ambiente extremo e análogo parcial a Marte (muito seco, com alta incidência de radiação, presença de depósitos salinos etc), na busca de bioassinaturas. Ou seja, buscando entender quais seriam as moléculas encontradas e como elas poderiam ser relacionadas à vida, visando orientar futuras missões de busca por vida em Marte. Encontrou-se, entre outros, espectros característicos de pigmentos fotoprotetores, tais como carotenoides e escitonemina, na superfície da amostra, esse último característico de cianobactérias. Como são moléculas complexas, dificilmente foram produzidas de forma abiótica, sendo forte indicativo de vida. Dessa forma, foi possível encontrar alguns sinais espectroscópicos de interesse e que poderão nortear a busca por bioassinaturas em outros planetas.


Astrometria

PAINEL 13

DETERMINAÇÃO DE POSIÇÃO DE SATÉLITES GEOESTACIONÁRIOS

 

Marcelo Assafin1, Erika A. de Souza Rosseto2,1, Roberto Vieira Martins3, Julio I. B. Camargo3,

Felipe Braga-Ribas3

1 - OV/UFRJ

2 - EMBRATEL

3 - ON/MCT

A cercania da Terra está povoada de objetos artificiais, principalmente satélites e lixo espacial. O conhecimento preciso de suas órbitas é essencial para se manobrar satélites em tempo hábil e evitar impactos com boa margem de segurança. A dificuldade de rastreio de lixo espacial por doppler ou radar leva a necessidade de desenvolver técnicas alternativas. Nosso objetivo é adaptar a técnica astrométrica com telescópios para a determinação precisa da posição de satélites artificiais. Para isso, observamos cerca de 3000 imagens de 6 satélites de comunicação da empresa Star One/Embratel em 2009, para as quais temos efemérides geradas por modelos numéricos de alta precisão. As observações foram feitas no Observatório do Pico dos Dias (LNA) com o telescópio Zeiss de 0.6m fixo na posição alto-azimutal do objeto. As estrelas de fundo aparecem de forma traçante. Para medí-las, estudamos duas funções empíricas utilizadas na literatura para ajustar o perfil de uma imagem traçante: Tepui (Montojo et al. 2008) e funções Gaussianas (Kouprianov, 2007). Por fim, desenvolvemos o modelo teórico correto, baseado em funções erro, e o aplicamos as imagens observadas. Comparamos os resultados com as efemérides disponíveis para esses satélites e os erros variaram na faixa de centenas de metros, estando dentro do desejado para manobras orbitais de grande precisão. Com esta validação da técnica, podemos aplica-la para a observação de lixo espacial de pequeno porte para medir suas posições com precisão maior do que a obtida por radar, dependendo do seu brilho e da capacidade do telescópio utilizado. A técnica poderá ser empregada para o controle da posição do satélite Gaia.

PAINEL 15

MOVIMENTO PRÓPRIO DE ESTRELAS PRÉ-SEQUENCIA PRINCIPAL

 

Andressa Cristina Silva Ferreira1, Ramachrisna Teixeira1, Christine Ducourant2, Phillip Andreas Galli1,

Jean François Le Campion2, Messias Fidêncio1

1 - IAG/USP

2 - Observatoire de Bordeaux

In this work we aim the determination of proper motions of pre-main sequence stars in some star forming regions. The kinematic study for which the proper motions are fundamental, of young stars is an important point in order to discuss the star formation mechanism. Furthermore, the knowledge of these proper motions allow us to detect structures as moving groups and so to determine the individual stellar distances by the convergent point strategy and consequent physical characterization of these objects. This work represents an improvement of the existing database by the inclusion of more pre-main sequence stars and at the same time, represents a necessary refinement of the astrometry of many stars with poor proper motion information in the literature. The proper motions will be measured from observations performed with the CCD meridian circle at the Abrahão de Moraes (Valinhos) and Bordeaux Observatory, and also, on the data from the literature. We present a discussion about the research project and about the accuracy of our existing proper motions and the need to refine the astrometry for some objects. The list of our targets contains 277 stars with a bad determination of the proper motion and 140 stars that are not present in the catalog of pre-main sequence stars published in 2005.


PAINEL 17

THE BRAZIL-CHINA PROJECT FOR SPACE DEBRIS SURVEYING

 

Érica Cristina Nogueira1,2, Zhenghong Tang3, Alexandre Humberto Andrei 2,4, Ramachrisna Teixeira5,

Yan Li3, Yindun Mao3, Jucira Lousada Penna2, Messias Fidencio Neto5, Yong Yu 3,

Dario Nepomuceno da Silva Neto6

1 - UFF

2 - Observatório Nacional

3 - SHAO/CAS

4 - INAF/OATo

5 - IAG/USP

6 - UEZO

The steadily increasing number of man-made satellites and the still current difficulty to enforce de-orbit policies lead to the existence of a large quantity un-operative satellites, which in turn are source of space debris by collision or dismantling. As it is a risky space environment is formed and the space debris must catalogued and monitored to ensure the sanity of the operating satellites. Spurred by their momentum of technological development, and taking advantage of their large and geographically complementary territories, the Brasil and China, through ON/MTI and SHAO/CAS, signed a scientific agreement establishing a Program of Space Debris Monitoring, which also includes other brazilian institutes (UFF, IAG/USP and UEZO). The program meets their satellite areas demands by an astrometry and dynamics driven expertise consortium. A distinct feature is the use of short focus telescopes and drift scanning and rotating CCDs. A chief example of the collaboration is from the São Paulo MEADE 40cm telescope jointly installed and remotely operated. The first observations have as test bench geostationary satellites, using the RDS (Rotating Drift Scan) technique. Regular pointings are being made on 9 test satellite, and 18 sessions were conducted up to April 2012. The goal is to derive and analyze corrections to the nominal ephemeris. We present the derivation of the local astrometric solution and the ensuing ephemeris offsets.


Cosmologia

PAINEL 26

SIMULAÇÃO E ANÁLISE DA MISSÃO OLIMPO: UM TELESCÓPIO PARA ESTUDAR O

EFEITO SUNYAEV-ZELDOVICH

 

Camila Paiva Novaes1, Carlos Alexandre Wuensche1, Silvia Masi2, Paolo de Bernardis2

1 - INPE

2 - Universidade de Roma "La Sapienza"

A Radiação Cósmica de Fundo em Microondas (RCFM) é o sinal eletromagnético mais antigo que podemos estudar e uma das ferramentas mais importantes para entender os problemas da cosmologia moderna, contendo informações fundamentais a respeito do universo jovem. O espalhamento Compton inverso sofrido pelos fótons da RCFM devido à interação com elétrons quentes presentes no núcleo de aglomerados de galáxias causa uma distorção em seu espectro conhecida como efeito Sunyaev-Zel’dovich (SZ). Ela é uma poderosa ferramenta para estudos cosmológicos e diversos instrumentos vem sendo desenvolvidos para estuda-lo. Um destes instrumentos é o telescópio OLIMPO, construído pela Universidade de Roma, e que será lançado a bordo de um balão estratosférico em 2013. Este trabalho apresenta os resultados da simulação para avaliar a estratégia de observação, a estimativa de ruído e a sensibilidade do telescópio OLIMPO, bem como ajudar a selecionar as regiões com baixo nível de emissão Galáctica. O OLIMPO deve observar uma região de aproximadamente 10deg´10deg, próxima ao Pólo Norte Celeste, em quatro frequências entre 143 e 450 Ghz. Os mapas simulados são compostos por RCFM, efeito SZ e contaminação Galáctica e extragaláctica, que se diferenciam pela forma de simulação da componente SZ, sendo o ruído instrumental introduzido durante a simulação da missão. Os resultados preliminares indicam que a melhor sensibilidade, ~0,25mK para uma área de 55 graus quadrados de coberta, é obtida para uma mudança de elevação a cada 12 horas, sendo as regiões mais apropriadas para observação situadas em (l,b) = (110,58) e (l,b) = (75,67). Em seguida, apresentamos os resultados da busca de aglomerados presentes na missão simulada, utilizando um método baseado na Análise de Componentes Independentes (ICA). A análise identificou aglomerados sintéticos presentes nos mapas “observados” pelo OLIMPO com uma pureza de >80%.

PAINEL 28

O PERFIL DE BRILHO DE GALÁXIAS DISTANTES E MODELOS COSMOLÓGICOS

 

Iker Olivares Salaverri1, Marcelo Byrro Ribeiro2

1 - OV/UFRJ

2 - IF/UFRJ

Neste trabalho apresentamos e estendemos o teste cosmológico proposto por Ellis e Perry (1979) onde a distância por área observada (distância por diâmetro angular), obtida em um modelo cosmológico relativístico, se conecta com o perfil de brilho superficial galáctico. Foram considerados os modelos cosmológicos LCDM, que é a cosmologia mais aceita hoje, e Einstein-de Sitter, porque fornece resultados analíticos. Escolhemos o perfil de Sérsic como sendo o que melhor se adapta às nossas necessidades, já que permite a distinção entre diferentes tipos morfológicos sem o uso de muitas variáveis. Calculou-se a razão entre os brilhos recebidos dos dois modelos cosmológicos e foram feitas varias previsões teóricas considerando diferentes situações, tais como considerar ou não a evolução intrínseca da fonte. No caso sem evolução, observou-se que o comportamento da razão entre os brilhos depende do valor do índice de Sérsic e que o desvio para o vermelho onde a diferença entre os dois modelos é máxima aumenta à medida em que o valor do índice de Sérsic torna-se maior. Observou-se também que a razão entre o ângulo observado e o raio efetivo muda consideravelmente o comportamento da razão dos brilhos recebidos entre os dois modelos cosmológicos. Ademais, foram identificados valores da razão do ângulo observado e raio efetivo em função do desvio para o vermelho onde a razão de brilho recebido das duas cosmologias consideradas torna-se independente do índice de Sérsic. Considerando a evolução da fonte, os resultados anteriores mudam de acordo ao tipo de evolução considerado. Finalmente, através de dados de perfil de brilho disponíveis na literatura, compararam-se as previsões teóricas dos dois modelos cosmológicos com os dados observacionais.


PAINEL 30

AN ALTERNATIVE SINGULARITY-FREE COSMOLOGICAL SCENARIO

FROM CUSP GEOMETRIES

 

Diego H. Stalder, Reinaldo R. Rosa, Cristiano Strieder

 INPE

We study an alternative geometrical approach on the problem of classical cosmological singularity. It is based on a generalized function f(x,y)=x2+y2=(1-z)zn which consists of a cusped coupled isosurface. Such a geometry is computed and discussed into the context of Friedmann singularity-free cosmology where a pre-big bang scenario is considered. A Gaussian curvature for the complete projected geometry is computed as the first step in the study of this cosmological alternative formalism.

Key-words: Physics of the early universe; Spacetime metrics; Singularity-free curvature.


Estrelas

PAINEL 117

SÍNTESE ESPECTRAL DE ESTRELAS MASSIVAS EM ALTA ROTAÇÃO

 

Jorge Miguel Ribeiro, Alex Cavaliéri Carciofi

IAG/USP

O fenômeno Be está relacionado à presença de linhas de emissão no espectro de estrelas tipo B, e é associado à presença de um disco de material circumstelar ionizado. Todas estrelas Be compartilham uma característica: elas têm velocidades de rotação muito altas, muito acima das estrelas B normais. O grupo interferométrico do IAG/USP tem desenvolvido várias ferramentas para estudar estrelas Be, uma das quais é o código de transferência radiativa Hdust. Hdust resolve a transferência de radiação polarizada no disco circumstelar e pode calcular a SED, espectro polarizado, perfis de linhas, imagens e mapas de polarização para uma configuração estrela + disco. Apesar de o código já tratar corretamente a deformação da estrela Be e a distribuição não-uniforme devida ao efeito von Zeipel (escurecimento gravitacional devido à dependência do fluxo com a gravidade efetiva local, dando uma temperatura diferente para cada latitude) e usar para cada latitude um modelo de atmosfera de Kurucz apropriado ao log(g) e temperatura efetiva da região, os espectros Kurucz são de muito baixa resolução e não descrevem propriamente os perfis de linha fotosféricos, impedindo a síntese acurada do perfil de linha de estrelas em rotação. Por isso, foi criada uma interface entre o Hdust e o código de atmosferas TLUSTY, permitindo a sintetização de perfis de linha acurados para estrelas de rápida rotação. Neste trabalho, apresentamos os efeitos de escurecimento gravitacional e suas consequências nos modelos de estrelas Be’s, mostrando perfis fotosféricos simulados antes e depois da criação da interface.

PAINEL 119

SEISMOLOGICAL ANALYSIS OF INTERMEDIATE MASS STARS WITH MODERATE ROTATION

 

Leandro Rocha Rímulo, Eduardo Janot Pacheco, Laerte Brandão Paes Andrade

IAG/USP

We are analyzing intermediate mass stars (1.2 to 2.5 solar masses), corresponding to spectral types A, F and G, using acoustic nonradial high frequency modes. These stars are considerably different from the Sun, in particular with respect to age, Helium abundance, rotation and magnetic properties. Models describing the internal structure of these objects are still unsatisfactory and we use their observed nonradial characteristics to try to improve these models. The much better precision in frequency determination obtained with the satellite CoRoT allows considerable progress in asteroseismic analysis. We use in this work a two-fold iteractive procedure with the help of the internal structure code CESAM and the pulsation code FILOU. Either the stellar initial parameters are changed and a series of models are calculated and compared with the observed frequency spectrum or the components of the kernels in FILOU corresponding to relevant physical parameters are identified and altered, checking equally the results with the observations. The initial guess for the physical parameters of the star is better chosen by means of observed pulsation properties as the small and big separations. Nevertheless, other parameters related to the convection and internal rotation contribute to spread the accepted models, stressing the elusive character of the problem we are facing. The use of pulsation properties of stars will contribute to improve our knowledge of their internal structure. We are using observations performed with the CoRoT satellite to proceed in this way.

PAINEL 121

ESTRELAS VARIÁVEIS EM CYGNUS OB2

 

Julia Maria Torres Roquette1, Luiz Paulo Ribeiro Vaz1, Marcelo Medeiros Guimarães2

1 - ICEx/UFMG

2 - DEFIM - UFSJ

Cygnus OB2 é uma associação de estrelas OB muito massiva localizada na direção do Braço Espiral Local, a qual contém alguns dos objetos mais massivos e brilhantes co-nhecidos na Galáxia. Diversos estudos foram feitos concernindo a população de alta massa e a morfologia da associação. Hoje em dia sabemos que a associação é uma rica região de formação estelar com idades sugeridas da ordem de poucos milhões de anos, localizada atrás de uma nuvem de poeira causadora de alta extinção (com valores alcançando 10 a 20 magnitudes em V). Em contrapartida pouca atenção foi dada a sua população de média e baixa massa. Tendo isso em vista, nos propusemos a realizar um levantamento de variabilidade fotométrica em infravermelho da região. Monitoramos a associação realizando observações curtas (2s cada) em J, H e K através da WFCAM (Wide Field Camera), atualmente instalada no United Kingdom Infrared Telescope (UKIRT), por 112 noites. Foi coberta uma área de 0,75grau2 a partir do centro da associação. O primeiro 1/16 da área observada foi organizado, curvas de luz foram confeccionadas e os objetos organizados de acordo com o tipo de variabilidade aparente. Como se trata de uma região de formação estelar, os objetos são muito variáveis e foi necessário separá-los em classes de acordo com a possibilidade de um estudo de periodicidade ou não. Desenvolvemos uma técnica utilizando decomposição de Fourier e gráficos de auto-correlação para o cálculo de períodos para os objetos que apresentam variabilidade periódica em todas as bandas e a aplicamos nos objetos mais bem comportados deste tipo. Apresentaremos alguns dos objetos selecionados por apresentar variabilidade harmônica e/ou tipo eclipse para os quais nossa técnica para cálculo de períodos foi bem sucedida.

PAINEL 123

ENVELOPES DE ESTRELAS MASSIVAS: SUPERGIGANTES B[e] NA GALÁXIA

 

Daiane Breves Seriacopi1, Antonio Mario Magalhães1, Alex Carciofi1, Antonio Pereyra2,

Marcelo Borges2, Armando Domiciano3, Jon Bjorkman4

1 - IAG/USP

2 - Observatório Nacional

3 - UNICE, França

4 - U. Toledo, USA

Supergigantes B[e] (SGB[e]) são estrelas massivas do tipo B que possuem alta rotação e um envelope circunstelar não-esfericamente simétrico. Elas possuem um vento equatorial denso e lento, e um vento polar quente e rarefeito. Tal envelope origina uma polarização líquida na luz observada destes objetos. A espectropolarimetria é, portanto, uma poderosa ferramenta para mapear a estrutura do envelope, já que os fenômenos de emissão, absorção e espalhamento ficam impressos no espectro da polarização. Nesse trabalho apresentamos resultados preliminares da espectroplarimetria de SGB[e] Galácticas obtida com o telescópio Blanco de 4m em Cerro Tololo, Chile. Para a redução dos dados utilizamos rotinas do pacote escrito no IAG para o ambiente IRAF. Os resultados serão modelados usando o código HDUST. As atividades do Grupo de Polarimetria do IAG são amparadas pela FAPESP (proc. no. 10/19694-4). AMM é parcialmente apoiado pelo CNPq.

PAINEL 125

ZN EM ESTRELAS DO BOJO

 

Carlos Roberto Silveira, Beatriz L. S. Barbuy

IAG/USP

A abundância de Zinco será derivada em 700 estrelas do bojo, observadas em 4 campos do bojo galáctico. São estrelas do ramo das gigantes vermelhas e do ramo horizontal vermelho ou red clump, descritas em Zoccali et al. (2008, A&A, 486, 177) e Hill et al. (2011, A&A, 534, A80). Dado que o Zinco é o principal elemento de referência na derivação da metalicidade em nuvens com linhas de absorção na linha de visada de quasares, e por essa razão, o objetivo deste trabalho é comparar as abundâncias de Zn em função da metalicidade de estrelas do bojo, com a abundância em função da metalicidade, ou seja, da distância e idade das nuvens na linha de visada de quasares. Para tal trabalho temos 55 espectros obtidos com o espectrógrafo UVES/VLT com resolução de 45000, na faixa de comprimento de onda de 480-680nm e 700 espectros com o espectrógrafo GIRAFFE/VLT com resolução de 22000 na faixa de comprimento de onda de 610-680nm. Isto nos permite derivar abundâncias de Zn usando as linhas ZnI468.0nm e 636.2nm, sendo que a última está presente em todos os espectros dos UVES e do GIRAFFE. Os resultados serão comparados às linhas de absorção de quasares, as quais podem ser proto bojos conforme Pettini et al. 1994, ApJ, 426, 79). Tais abundâncias são compiladas por Vladilo et al. 2011, A&A, 530, A33. Neste poster apresentaremos os primeiros resultados para uma dezena de estrelas do bojo.

PAINEL 127

ABUNDÂNCIAS DE ELEMENTOS BIOGÊNICOS EM ESTRELAS GÊMEAS SOLARES

 

Marcelo Tucci Maia, Jorge Meléndez

IAG/USP

Os elementos químicos C, N, O, P e S são chamados de elementos biogênicos pois são essenciais para a vida como a conhecemos, porem não existem estudos detalhados sobre se o nosso Sol é normal ou anômalo em seu conteúdo biogênico. Os elementos biogênicos também são importantes para o estudo da sequência de condensação de elementos químicos na nebulosa protoplanetária solar, pois eles apresentam baixa temperatura de condensação, isto é, trata-se de elementos voláteis. Apresentaremos neste trabalho abundâncias diferencias dos elementos biogênicos C, N, O, P e S, de gêmeas solares através de espectros obtidos no infravermelho (aproximadamente de 1030nm até 1080nm) obtidos com o espectrógrafo CRIRES no VLT. Essas abundâncias foram obtidas (ainda com resultados preliminares) através da medição das larguras equivalentes usando os programas Iraf e ARES e posteriormente calculando a abundância química de cada elemento através do programa MOOG usando modelos de atmosfera.

PAINEL 129

THE TRIPLE STELLAR SYSTEM 66 OPHIUCUS: SPECTROSCOPIC ORBIT

AND STELLAR PARAMETERS

 

Kelly Beatriz Vieira Torres1, Yves Frémat2, Coralie Neiner3, Michele Floquet3

1 - UFSJ

2 - Royal Observatory of Belgium

3 - Observatoire de Paris Meudon - GEPI

66 Ophiucus was first studied as a normal single Be star showing photometric and spectral line-profile variations due to pulsations. Recently, the analysis of interferometric and spectroscopic data showed the presence of a close binary companion (BA+BB) orbiting around the hot Be star (component A). From the usage of the code FDBinary of spectra disentangling on 49 high-resolution NARVAL and HERMES échelle spectra, we were able to derive the orbital parameters and the reconstructed component spectra of the close binary system. Our results reveal a circular orbit, orbital period of ~ 10.8 days, and radial velocities amplitudes of 48.8 (component BA) and 77.5 km s-1 (component BB), in good agreement with the previous studies. In order to determine the stellar parameters of the components, an enhanced procedure was performed allowing us to compare, self-consistently, its reconstructed spectra with a set of synthetic spectra computed for a large number of different parameter combinations,. The preliminary results reveals that 66 Ophiucus BA is somewhat hotter (~ 11300 K) than component BB (~ 9100 K), and that the close components contribute together by about 8% to the total light of the system. We estimated a systemic velocity of ~ 19 km s-1 and projected rotational velocity of 5.3 ± 0.4 (component BA) and 12 ± 2 km s-1 (component BB). From theoretical evolutionary tracks for stars in the main-sequence stage, age, extinction and mass ratio, we found four possible solutions for 66 Ophiucus BA and BB (individual masses, gravity, effective temperature and radius). We are in the process of determining which of them corresponds to the acceptable one. The accurate determination of the fundamental parameters will permit us to check the impact of the presence of the close binary components on the conclusions made in previous analyses relative to the interpretation of the strong light variability of component A.


Extragaláctica

PAINEL 145

DISTRIBUIÇÃO DE MATÉRIA EM SISTEMAS ESTELARES ESFEROIDAIS: PROPRIEDADES DINÂMICAS INSTRÍNSECAS E OBSERVÁVEIS

 

Graciana Brum João, Fabricio Ferrari

FURG

O objetivo deste trabalho é estudar várias distribuições de matéria que representem sistemas estelares esferoidais. Nossa meta é determinar que perfil é mais adequado para diferentes sistemas dinâmicos como bojos, pseudo bojos, galáxias elípticas, elípticas gigantes, elípticas anãs. Diferentes distribuições de matéria correspondem a diferentes propriedades dinâmicas como velocidade circular, velocidade de escape, energia potencial, massa integrada, massa total. Assim, resolvemos as equações básicas da teoria potencial para 13 diferentes pares potencial-densidade e as projetamos na linha de visada para comparar com os parâmetros medidos nas galáxias elípticas. Neste trabalho comparamos a fotometria superficial de 27 galáxias do aglomerado de Virgo com os resultados analíticos dos diferentes perfis de massa. Apresentamos resultados preliminares que associam a distribuição de massa tridimensional que, uma vez projetada, melhor representa a distribuição de massa de cada galáxia da amostra.

PAINEL 147

THE PECULIAR RING GALAXY AM2134-471: GMOS SPECTROSCOPY AND

BROAD-BAND PHOTOMETRY

 

Vera Aparecida Fernandes Martin1,2, Max Faúndez Abans3, Paulo César da Rocha Poppe1,2,

Mariângela Oliveira Abans3, Alberto Rodríguez Ardila3, Erich Wenderoth4

1 - UEFS

2 - Observatório Astronômico Antares

3 - LNA/MCT

4 - Gemini Observatory - Southern Operational Center

The peculiar Ring Galaxies show a wide variety of ring and bulge morphologies and were classified into five families, following the general behavior of galaxy-ring structures. In this work, we report recent results for the tidally disturbed galaxy system AM2134-471 based on data obtained from long-slit spectrophotometric observations at Gemini Observatory, in Chile, and BVRI broadband imagery performed at Pico dos Dias Observatory, LNA-MCT. This ring galaxy is reported in the literature as member of strongly interacting galaxies, with two rings (one of them resembling a perturbed arm-like structure), a large visible envelope surrounding the whole galaxy, and a smooth tidal filament to the SE suggesting a close companion encounter in the past. A second nucleus-like object is visible on the SW of the main nucleus. We estimated for the main object a redshift of z=0.0311, corresponding to an heliocentric velocity of 9,334 km s-1. Both nuclei show characteristics of early-type galaxy, but the main one show modest emission evidences of the [N II] l6583 line. The second nucleus has a redshift of z=0.0310, corresponding to an heliocentric velocity of 9,300 km s-1. The (B-R)x(B-V) diagram shows that the main nucleus is redder than the second one, and the internal "ring-like" structure is redder than the external one. Some other physical and geometrical parameters were derived whenever possible.

PAINEL 149

TOMOGRAFIA PCA DA GALÁXIA M81

 

Louise M. G. Martins, 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 M81 (Schnorr-Muller et al 2011), 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” derivada da asa larga de Halfa. 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 um AGN tipo LINER com forte emissão de [oI] e asas largas em Ha, centrado no bojo estelar. No autovetor 3 vemos outro AGN com as mesmas características, mas com continuo mais azulado e deslocado de cerca de 0.4”. Nos autovetores seguintes aparecem características cinemáticas que interpretamos como sendo o disco de gás (inflow)e os cones de ionização (outflow), compatíveis com a interpretação de Schnorr-Muller et al (2011). Propomos que o segundo AGN é o primeiro refletido por elétrons livres no cone de ionização menos obscurecido. Modelo semelhante foi proposto para a galáxia NGC 7097 (Ricci et al 2011).

PAINEL 151

GALÁXIAS LUMINOSAS NO ULTRAVIOLETA NO UNIVERSO PRÓXIMO: UM PONTO

DE VISTA PRIVILEGIADO PARA ESTUDAR POPULAÇÕES DISTANTES

 

Carolyne Santos de Oliveira1, Karin Menendez-Delmestre2

1 - IF/UFRJ

2 - OV/UFRJ

As galáxias Lyman-break (LBGs) representam uma população de galáxias com alta taxa de formação estelar cujo pico na distribuição em redshift coincide com o ápice de formação estelar na história do universo (z=2-3). Estudos detalhados desta população sugerem também que estas galáxias são as progenitoras de galáxias massudas no universo local. Por esses fatores, entre outros, as LBGs são alvos de grande interesse no contexto de formação e evolução de galáxias. Porém, a sensibilidade dos instrumentos atuais limitam as investigações de galáxias em alto redshift. Recentemente, através de observações com o telescópio espacial GALEX (Galaxy Evolution Explorer), foram descobertas galáxias ultra-luminosas no ultravioleta chamadas de UVLGs que possuem redshift menor que 0,3. As UVLGs são divididas em dois grupos de acordo com o seu brilho superficial: UVLGs estendidas e UVLGs compactas. Em especial, uma subpopulação das UVLGs compactas, as UVLGs supercompactas, foi identificada como uma amostra com muitas propriedades em comum com as LBGs em alto redshift, entre elas: massa estelar, velocidade de dispersão e metalicidade. A partir dessa semelhança, as UVLGs supercompactas receberam o nome de Análogas de Lyman-Break (LBAs). O objetivo do projeto é determinar massas estelares de 40 UVLGs compactas e supercompactas (LBAs). Estes resultados são importantes para por um lado comparar diretamente essas massas com as massas estelares associadas às LBGs e por outro explorar analogias com propriedades de galáxias normais a redshifts mais altos (z=2-3). Para isso realizamos fotometria nas bandas J, H e K a partir de dados no infravermelho. Apresentaremos os resultados que nos ajudam entender mais sobre os processos astrofísicos em galáxias starburst em alto redshift.

PAINEL 153

EFEITOS DE INTERAÇÕES SOBRE A METALICIDADE DE GALÁXIAS INTERACTUANTES COM O GEMINI/GMOS

 

Deise Aparecida Rosa1, Oli Luiz Junior Dors1, Ângela Cristina Krabbe1, Claudia Winge2, Miriane Pastoriza3

1 - UNIVAP

2 - Gemini Observatory - Southern Operational Center

3 - UFRGS

Interações entre galáxias alteram significativamente a evolucão qu´imica destes objetos, uma vez que surgem fluxos de gás ao longo do disco galático tornando gradientes de abundância mais planos quando comparadas aos observados em galáxias isoladas. Estes resultados têm sido obtidos apenas para uma pequena amostra de galáxias e utilizando métodos pouco precisos. Neste trabalho propomos um estudo da abundância qu´imica em galáxias em interação comparando dados espectroscópicos de fenda longa, obtidos com o espectrógrafo GMOS acoplado ao telescópio Gemini Sul, com resultados de modelos de fotoionização. A amostra de objetos compreende seis pares de sistemas de galáxias em diferentes estágios de interação. Resultados preliminares mostram que o gradiente de abundancia de oxigênio varia de 0.00 - 0.026 dex/Kpc nas galáxias principais dos sistemas e de 0.0- 0.15 dex/kpc nas galáxias secundárias. Estes gradientes sao mais planos que os de galáxias espirais isoladas e servem como suporte para a existência de fluxo de gas em sistemas interactuantes.


PAINEL 155

ASPECTOS ESTATÍSTICOS DE DISTRIBUIÇÃO DE VELOCIDADE EM

AGLOMERADOS DE GALÁXIAS

 

Flávio Santos Sampaio

Universidade Estadual Santa Cruz

Através do estudo de distribuição de velocidades radial em aglomerados de galáxias é possível obter conclusões a respeito da dinâmica desses aglomerados, incluindo o seu estágio evolutivo. Considerações teóricas e observacionáis sugerem que a distribuição de velocidades radiais de galáxias em aglomerados seja dada por uma curva normal, se os sistemas se encontram em equilíbrio. Entretanto, diferentes testes estatísticos de normalidade podem gerar resultados diferentes, quando aplicados a uma mesma amostra, no sentido de que podem rejeitar ou não a hipótese de normalidade dos dados amostrais, dentro de um determinado nível de significância estabelecido. Três testes de normalidade, baseados em metodologias distintas, foram utilizados em nosso trabalho: Anderson-Darling, Monte Carlo Log-Density (MCLD) e Jarque-Bera robusto. Aplicamos estes testes sobre duas amostras: a primeira contendo aglomerados em z<0.1, retirada do SDSS (SloanDigital Sky Survey), contendo 5230 aglomerados; e a segunda contendo 75 aglomerados correspondem a uma compilação de dados retirados do EDISCS (ESO Distant Clusters Survey), do EIS (ESO Imaging Survey), e do RCS (Red-SequenceCluster Survey), contendo objetos em 0.25 < z < 0.75. Os grupos foram classificados em duas categorias, gaussianos e não-gaussianos, após uma meta-análise estatística em que os resultados dos diferentes testes foram combinados para se alcançar um diagnóstico final mais robusto. Encontramos que na amostra do SDSS, ~25% dos aglomerados são não-gaussianos, enquanto na amostra (EDISCS + EIS + RCS) este número chega a ~47%. Subdividindo esta segunda amostra em intervalos de largura Dz=0.1, constatamos que a fração de sistemas não-gaussianos cresce com z para o intervalo estudado. Este resultado está em acordo com o modelo hierárquico de formação de estruturas.

PAINEL 157

ESTUDANDO A CINEMÁTICA DO JATO DO QUASAR 1741-038 EM ESCALAS DE PARSEC

 

Iara Tosta e Melo, Anderson Caproni

Universidade Cruzeiro do Sul

O quasar 1741-038 é muito estudado em termos de variabilidade em ondas de rádio devido a possíveis efeitos de cintilação produzidos pelo meio interestelar da nossa Galáxia. Com relação à sua estrutura morfológica em imagens interferométricas em rádio, não há evidências de jatos proeminentes como em fontes análogas a sua classe, possuindo apenas uma estrutura tipo halo onde o núcleo compacto e algumas poucas componentes parecem residir. Por conta disso, a determinação das velocidades das componentes do jato de 1741-038 não é tarefa das mais simples, não tendo sido realizada até o presente momento. Na tentativa de mudar este panorama, neste presente trabalho estudamos as características cinemáticas de tal fonte, em escalas de parsec, a partir de dados interferométricos adquiridos pelo projeto MOJAVE na frequência de 15 GHz, entre os anos de 1995 a 2008. Na análise das 13 imagens de 1741-038 assumimos que a distribuição de fluxo das componentes é representada por Gaussianas elípticas bidimensionais, com os respectivos parâmetros determinados através da técnica de otimização global cross-entropy. Este método amostra o espaço de parâmetros associados à imagem-modelo, selecionando as melhores soluções-tentativas, com base nos resíduos encontrados na comparação entre a imagem real e a sintética. De um modo geral, o número de componentes que melhor descreve as imagens analisadas ficou entre três e quatro fontes. Nossos resultados mostram que as componentes do jato de 1741-038 são ejetadas em diferentes ângulos de posição no plano do céu, e possuem velocidades superluminais superiores a duas vezes a velocidade da luz.


Física Solar

PAINEL 160

INVESTIGAÇÃO DE PERIODICIDADES NA OCORRÊNCIA DE CMES

 

José R. Cecatto, Márcia R. Guimarães Guedes, Müller M.S. Lopes

INPE

O fenômeno de Ejeção de Massa Coronal (CME), corresponde à expulsão de uma grande massa (1011-1017 g) de gás magnetizado da coroa solar a velocidades que variam de dezenas a poucos milhares de km/s em direção ao meio interplanetário. Eventualmente, estes fenômenos atingem e podem interagir com o ambiente terrestre próximo, principalmente a magnetosfera terrestre, de diversas formas. A forma que mais afeta o ambiente terrestre é aquele na qual provoca reconexão magnética na magnetosfera, gerando uma tempestade geomagnética, com a indução de poderosas correntes elétricas no solo. Além das características observadas - tempo de início, morfologia e massa - tanto a velocidade quanto aceleração podem ser medidos. Aliado à dinâmica, que permite uma estimativa do tempo de percurso entre o Sol e a Terra, a determinação de periodicidade na ocorrência de fenômenos de Ejeção de Massa Coronal (CME) é de grande importância para o serviço de clima espacial. Neste sentido, usando um código computacional para séries desigualmente espaçadas, investigamos a existência de periodicidades na série histórica (1996-2011) de CME registrados pelo experimento LASCO, a bordo do satélite SOHO. Neste trabalho, apresentamos os resultados preliminares da busca de periodicidades na série de ocorrência de fenômenos CME. Também, apresentamos a comparação usando um código para séries igualmente espaçadas.

PAINEL 162

ANOMALIA NA OCORRÊNCIA DE CMEs NA FASE DE DESCIDA DO CICLO SOLAR 23

 

Márcia Regina Guimarães Guedes1, José Roberto Cecatto2

1 - INPE

2 - INPE

Ejeções de massa coronal (CME) são fenômenos energéticos (até 1033-34 erg), cuja ocorrência predomina durante o período de máximo em um ciclo solar. Com uma morfologia variada, CMEs são formadas por grandes (até 1017 g) nuvens de gás magnetizadas (poucos G até 100 G) em formas de arco. Sua velocidade de propagação é da ordem de dezenas à milhares de km/s, com uma média de 470 km/s. De acordo com as observações do experimento LASCO a bordo do satélite SoHO, a distribuição de eventos mostra um inesperado aumento no número de eventos durante o período de descida do ciclo 23 (2005-2007). Este aumento é somente observado nos fenômenos com velocidade entre 100 - 300 Km/s. Tomando o número de CMEs nesse intervalo de velocidade durante o ano de 2007, o aumento é de aproximadamente um fator dois em comparação com o número de eventos no mesmo intervalo de velocidade durante a fase de máximo do ciclo (2001). Uma análise detalhada desta anomalia em termos dos parâmetros observados das CMEs e das características desta fase do ciclo é apresentada. Também é apresentada uma discussão de suas implicações.

PAINEL 164

CORRENTES TIPO I ASSOCIADAS A TEMPESTADES DE RUÍDO EM ONDAS MÉTRICAS

 

Zuleika Auxiliadora da Luz Sodré, Rafael Douglas Silva, Francisco Carlos Rocha Fernandes

UNIVAP

Durante tempestades de ruído em comprimentos de onda métricos, bursts tipo I são emitidos em grande número; algumas vezes muitos bursts ocorrem numa sucessão fechada e formam uma corrente no domínio espectro-temporal. Essas em geral apresentam lenta taxa de deriva em frequência, com predominância de deriva negativa (de alta para baixa frequência). O estudo de suas propriedades pode evidenciar a natureza física das tempestades tipo I. Neste trabalho são apresentados os resultados da análise do estudo de uma tempestade de longa duração ocorrida em 14/02/11 (12:08ut a 18:27ut) no qual foram utilizados dados registrados pelo espectrógrafo callisto (Compact Astronomical Low-cost Low-frequency Instrument for Spectroscopy and Transportable Observatory) nos equipamentos blen(12:00ut a 16:15ut) e inpe (09:00ut a 20:00ut). Esse evento apresentou várias estruturas de correntes, sendo as mais intensas entre 13:01ut e 13:14ut, com deriva negativa de »0,68 MHz/s e velocidade radial de »393 Km/s. Nesta mesma data, eventos em raio-X foram registrados pelo satélite goes. As rádio emissões métricas podem ser usadas como diagnóstico de diversos processos físicos no Sol, associados com perturbações no clima espacial. Os dados das rádio emissões registrados pelo callisto blen e inpe, assim como os da atividade solar associada com os flares em raio-X, serão apresentados e discutidos.

PAINEL 166

CATÁLOGO E ESTATÍSTICA DAS RÁDIO-EMISSÕES SOLARES EM ONDAS MÉTRICAS REGISTRADAS ENTRE MARÇO E OUTUBRO DE 2010 PELO CALLISTO-BR

 

Francisco C. R. Fernandes1, José Declerk B. Sinadinse1, Rafael D. Cunha-Silva1,

Zuleika A. L. Sodré1, Hanumant S. Sawant2

1 - UNIVAP

2 - INPE

As rádio-emissões solares registradas na faixa de ondas métricas representam diagnósticos da presença de feixes de elétrons acelerados, de partículas aprisionadas em configurações magnéticas, de choques ou de precursores de fenômenos transientes solares. Portanto, sua identificação e associação com a ocorrência de flares solares e/ou ejeções de massa coronal (CME) são de grande importância para a investigação destes fenômenos. As características espectro-temporais das emissões solares observadas nesta faixa de frequência refletem os mecanismos de liberação de energia que as geram. O CALLISTO-BR (Compound Astronomical Low frequency Low Cost Instrument for Spectroscopy and Transportable Observatory) instalado em Cachoeira Paulista, SP é um espectrógrafo dedicado ao monitoramento da atividade solar em ondas métricas, na faixa de frequência de 45 a 870 MHz, composto de dois receptores, nas polarizações lineares horizontal e vertical. O CALLISTO-BR, colocado em operação regular em março de 2010, preenche uma lacuna significativa no monitoramento contínuo da atividade solar realizado pela rede e-CALLISTO, atualmente com 22 instrumentos distribuídos ao redor do mundo. O monitoramento da atividade solar é realizado diariamente das 9:00 UT às 19:45 UT. Os dados são registrados em 200 canais de frequência, em arquivos FITS de 15 minutos cada, com resolução espectral de 62,5 kHz e resolução temporal de 1,25 milisegundos. Atualmente, as rádio-emissões registradas estão sendo catalogadas. Entre março e outubro de 2010, foram 186 dias de observação, sendo registradas 114 explosões solares de diferentes tipos (particularmente, tipos I, II, II, IV e V). Neste trabalho, serão apresentados um catálogo dos espectros dinâmicos e os parâmetros observacionais nos domínios espectral e temporal das explosões registradas pelo CALLISTO-BR entre março e outubro de 2010, juntamente com a estatística completa de ocorrência das explosões e sua associação com emissões em outros comprimentos de onda, flares em raios-X e CMEs.


Mecânica Celeste

PAINEL 192

FORMAÇÃO DO IMPACTOR QUE TERIA GERADO A LUA

 

André Amarante Luiz1, Othon Cabo Winter1, Masayoshi Tsuchida2, André Izidoro Ferreira da Costa1,

Décio Cardozo Mourão1

1 - FEG/UNESP

2 - IBILCE/UNESP

Em trabalhos anteriores estudamos a possibilidade de formação de um corpo com massa similar à de Marte e que seria coorbital com a já formada proto-Terra. Mas, os resultados das simulações numéricas mostraram ser improvável a formação congênita de tal corpo. Agora no presente trabalho estudamos a possibilidade de formação de Theia e da proto-Terra seguindo um perfil de densidades (Kokubo e Ida, 2000). O sistema dinâmico considerado é formado pelo Sol e de embriões na fase de “isolation mass” (após a fase de “oligarchic growth”). Esta fase se caracteriza pela ausência de planete-simais e presença somente de embriões (Raymond, Quinn and Lunine, 2004). Nas simulações consideramos que os embriões foram inicialmente distribuídos entre 0.8UA a 1.2UA e 0.9UA a 1.1UA, todos em órbitas circulares, com inclinações nulas, longitudes verdadeiras aleatórias entre 0º e 360º e seguindo as seguintes potências de perfis de densidades: -0.5, -1.0 e -1.5. As seguintes densidades superficiais de massas do disco da nebulosa solar previstas pelo modelo MMSN são também consi-deradas: 6g/cm3, 8g/cm3 e 10g/cm3. As simulações foram feitas usando o integrador numérico Burlish-Stoer que se encontra no pacote Mercury (Chambers, 1999). A duração da integração em anos terrestres varia de acordo com o perfil de densidade esco-lhido. Isto ocorre devido à atração gravitacional entre os embriões, e é menor quanto maior forem suas massas, conduzindo ao longo do tempo uma evolução no sistema. Para cada configuração realizamos pelo menos 3 simulações independentes. Os resultados das simulações numéricas do modelo não levaram à formação de um corpo com a massa de Marte, mas houve a formação de corpos de massa menor. Isso mostrou que o modelo adotado é promissor, e então ajustes de parâmetros e inserção de um planeta do tamanho de Júpiter no sistema foram implementados. O objetivo deste trabalho é apresentar os resultados obtidos antes e após o aprimoramento do modelo.

PAINEL 194

INTERAÇÃO DO EXOPLANETA COM O DISCO-PROTOPLANETÁRIO: PROCESSOS DE MIGRAÇÃO PLANETÁRIA

 

Luiz Alberto de Paula, Tatiana Alexandrovna Michtchenko

IAG/USP

O projeto propõe aprofundar nosso entendimento dos processos de migração planetária. Sabe que a principal causa da mesma ocorre devido à interação entre os discos de gás e poeira e o planeta. Os modelos existentes prevêem dois tipos principais de migração. O primeiro tipo ocorre sobre planetas de baixa massa, imersos em um material com o qual o disco é composto e o segundo tipo é característico em planetas de massas grandes que criam uma vazio ou gap em torno da sua órbita. São propostos também outros tipos de migração que irão ser explorados neste projeto. Entre as principais tarefas a serem executadas podemos mencionar: - aprendizagem de modelos existentes para interações disco planeta; - manipulação de modelos de interação e o estudo de tipos de migração em função dos parâmetros físicos orbitais; - simulações puramente numéricas de migração e confronto com os resultados de desenvolvimento analítico.


PAINEL 196

DINÂMICA DE ROTAÇÃO DE EXOPLANETAS COM PERTURBAÇÃO DE TERCEIRO CORPO

 

Filipe Batista Ribeiro, Nelson Callegari Jr.

UNESP

A rotação de um corpo não esférico (secundário) é perturbada pelo torque do corpo central (primário). As principais características de dinâmica de rotação são dadas pelo modelo de ressonância spin-órbita que fornece a amplitude da libração física do secundário em função do tempo (e.g. Goldreich, P., Peale, S.. Spin-orbit coupling in the solar system. AJ, 71, 425-437, 1966). O modelo de Goldreich & Peale (1966), além de considerar o caso planar (satélite em órbita equatorial) e obliquidade do eixo de rotação nula, supõem que a órbita do secundário não seja perturbada por nenhum efeito externo (e.g. achatamento do corpo central, perturbação de terceiro corpo). Na sequência os autores abordam o efeito da perturbação de terceiro corpo. Neste trabalho nós apresentamos os primeiros resultados de um estudo numérico de rotação de exoplanetas com perturbação de terceiro corpo no caso das Super-Terras quentes estudadas em (Callegari, N. Jr., Rodriguez, A.. Dynamics of equilibrium rotation of Super-Earths, 2011, pré-print). Ao longo do trabalho observamos que o sistema 55 Cnc e tem uma rica dinâmica de rotação apresentando librações óticas e físicas, assim como caos e estados de equilíbrio. As equações de movimento foram integradas numericamente juntamente com as equações de rotação. Assim, nessa etapa os efeitos indiretos das perturbações na dinâmica de rotação do secundário foram considerados.


Planetas Extrassolares

PAINEL 219

INTEGRAÇÃO DE ONTOLOGIAS PARA PROVENIÊNCIA SEMÂNTICA EM IMAGENS CIENTÍFICAS

 

Lucélia de Souza1,2, Maria Salete Marcon Gomes Vaz3,2, Marcelo Emílio3, José Carlos Ferreira da Rocha3

1 - UNICENTRO

2 - UFPR

3 - UEPG

Na análise de imagens científicas, informações de proveniência fornecem o histórico de processamento, contribuindo para permitir compartilhamento, reuso, reprocessamento e novas análises nos dados e processos. Neste trabalho é apresentada a integração da Ontologia de Domínio CorotDataAnalysisOntology(cdao:) desenvolvida em Web Ontology Language - OWL2 com a ontologia de nível superior ProvenanceMarkup Language - PML (pmlp: ou pmlpj:) para geração de proveniência. A ontologia de domínio relaciona-se com imagens obtidas pelo Telescópio CoRoT, o qual disponibiliza milhares de curvas de luz no formato FlexibleImage Transport - FITS. Nas imagens, a pesquisa por exoplanetas requer algoritmos de detrend como pré-processamento para remoção de tendências e/ou saltos aleatórios nas curvas de luz, melhorando a chance de detectar trânsitos planetários. Nesse cenário, a ontologia de domínio contribui para geração de informações semânticas, representando conceitos, relações e instâncias do domínio. A Ontologia PML é composta por três módulos, os quais facilitam o reuso, a interoperabilidade e a extensão de ontologias. A integração dessas ontologias é feita através do mapeamento de herança múltipla nas instâncias das classes, onde um indivíduo é definido como sendo de um tipo, a partir do modelo de proveniência e, no mínimo de um tipo, a partir da ontologia de domínio. Para exemplificar, a instância CoRoT é definida como pertencente às classes cdao:Telescope e pmlp:Telescope, um agente da classe pmlp:Source. A partir da integração das ontologias, dada uma questão (Question), é criada a respectiva consulta (Query), a qual é vinculada a um NodeSet, onde é declarada uma conclusão (Information) através da propriedade hasConclusion. Um NodeSet pode possuir um ou mais passos (se existir) de inferência (InferenceSteps), declarando a regra de inferência (InferenceRule), o motor de inferência (InferenceEngine) e/ou a fonte (Source), além de uma lista de NodeSets antecedentes. Dada a questão: Qual a fonte de determinado dataset?, especifica-se a consulta em determinada linguagem, vincula-se a um NodeSet e é declarado como conclusão o respectivo dataset. Como um passo de inferência, declara-se a fonte do dataset (hasSource CoRot), obtendo a origem do mesmo. Dessa forma é possível justificar a origem da informação, assim como obter informações a partir da ontologia de domínio, por meio de inferência lógica. Constatou-se que é possível trilhar a origem da informação e suas atualizações, em diversas fases, utilizando o processamento de curvas de luz do Satélite CoRoT, do campo exoplanetário. A integração de ontologias apresentada contribui para o desenvolvimento de bases de conhecimento semântico, onde consultas podem ser executadas, recuperando informações padronizadas quanto à proveniência, e facilitando o monitoramento de informações para novas análises nos dados.

PAINEL 221

CHEMICAL ABUNDANCE ANOMALIES IN SOLAR TWINS

 

TalaWanda R. Monroe, Jorge Meléndez

IAG/USP

When compared to most stars of the same spectral type, the Sun displays an anomalous chemical abundance pattern. Planetesimal and terrestrial planet formation may have imprinted such a signature in the solar composition by using up refractory elements in the surrounding disk, and leaving behind material low in refractory elements to accrete onto the Sun. Other solar-type stars may be searched for similar abundance anomalies to characterize the fraction of stars that may host rocky planets. We present new results of an ultra-high precision abundance study of a small sample of Solar twins observed with UVES on the VLT. Precisions of ~0.005-0.01 dex in metallicity were obtained from an equivalent width analysis of high S/N optical spectra covering 480-1000 nm, with a resolving power of ~110000. Such small uncertainties are further achieved by carrying out a highly differential comparison to the Sun, to detect the small abundance anomalies that may be the tell-tale signs of terrestrial planet formation. We investigate elemental abundance ratios as a function of condensation temperature to look for systematic differences between refractory and volatile elements. Deficiencies in refractory elements relative to volatile elements may be suggestive of a depletion of refractory elements during the aforementioned planetesimal accretion phrase.


PAINEL 223

UM ESTUDO SOBRE A VARIAÇÃO DO PERÍODO ORBITAL DO SISTEMA PÓS-ENVELOPE COMUM SDSS J030308+005444

 

Aysses do Carmo Oliveira1, Leonardo Andrade de Almeida2, Marildo Geraldête Pereira1

1 - Universidade Estadual de Feira de Santana

2 - INPE

Neste trabalho nós apresentamos uma análise da variação do período orbital do sistema binário eclipsante SDSS J030308+005444. Esse sistema é composto por uma anã banca e por uma anã vermelha com período orbital de 3,22 hs. Como não há transferência de matéria entre as componentes, os eclipses desse sistema podem ser medidos com alta precisão temporal, permitindo assim, verificar se o seu período orbital varia ao longo do tempo. Observações fotométricas foram realizadas no Observatório do Pico dos Dias entre os anos de 2010 e 2011 com o objetivo de medir com precisão os instantes dos eclipses desse sistema. Nessa análise, além das nossas medidas, foram coletadas todas as disponíveis da literatura. Os resultados obtidos são discutidos no contexto da variação do período orbital associados com corpos adicionais no sistema e com a atividade da estrela anã vermelha.

PAINEL 225

A NEW ANALYSIS OF THE GJ581 EXTRASOLAR PLANETARY SYSTEM

 

Marcos Tadeu dos Santos, Gleidson Gomes da Silva, Sylvio Ferraz-Mello, Tatiana A. Michtchenko

IAG/USP

We have done a new analysis of the available observations for the GJ581 exoplanetary system. Today this system is controversial due to choices that can be done in the orbital determination. The main ones are the ocurrence of aliases and the additional bodies - the planets f and g - announced in Vogt et al. 2010. Any dynamical study of exoplanets requires the good knowledge of the orbital elements and the investigations involving the planet g are particularly interesting, since this body would lie in the Habitable Zone (HZ) of the star GJ581. This region, for this system, is very attractive of the dynamical point of view due to several resonances of two and three bodies present there. In this work, we investigate the conditions under which the planet g may exist. We stress the fact that the planet g is intimately related with the orbital elements of the planet d; more precisely, we conclude that it is not possible to disconnect its existence from the determination of the eccentricity of the planet d. Concerning the planet f, we have found one solution with period »450 days, but we are judicious about any affirmation concernig this body because its signal is in the threshold of detection and the high period is in a spectral region where the ocorruence of aliases is very common. Besides, we outline some dynamical features of the habitable zone with the dynamical map and point out the role played by some resonances laying there.


Plasmas e Altas Energias

PAINEL 227

ESTUDO DO CAMPO MAGNÉTICO EM GAMMA-RAY BURSTS COM SIMULAÇÕES RMHD

 

Gustavo Rocha da Silva 1, Diego Falceta-Gonçalves2, Elisabete M. De Gouveia Dal Pino1

1 - IAG/USP

2 - EACH-USP

In all GRBs models, magnetic fields are important and play a very dramatic role. In particular in the synchroton afterglow emission the downstream magnetic field, implied by afterglow observations in GRBs, is higher than that of the upstream field (~m G), by a factor ~106. Observations indicate that the magnetic field in the downstream region must remain high over distances 1010d, where d is the plasma skin depth. In order to understand the behavior of the magnetic fields in the evolution of the GRB jet, we have performed relativistic MHD (RMHD) simulations, taking into account the radiative losses to the external medium. We show the amplification of the magnetic fields by shock compression and how it is influenced by the cooling effects.

PAINEL 229

THE ROLE OF MAGNETIC RECONNECTION IN ACCRETION DISK SYSTEMS:

FROM YSOS TO AGNS

 

Luís Henrique Sinki Kadowaki, Elisabete Maria de Gouveia Dal Pino

IAG/USP

Magnetic reconnection events like those associated to solar flares can be also a very powerful mechanism operating on accretion disks (de Gouveia Dal Pino & Lazarian 2005). We have recently found that the magnetic power released in “fast” reconnection events is more than sufficient to accelerate relativistic plasmons and produce the observed radio luminosity of the nuclear jets associated both to microquasars and low luminous AGNs. The observed correlation between the radio luminosity and the mass of these sources, spanning 109 orders of magnitude in mass, is naturally explained in this model as simply due to the magnetic reconnection activity in the corona of the accretion disks of these sources (de Gouveia Dal Pino et al. 2010; Kowal et al. 2011; 2012). A similar process may also explain the observed X-ray flares in YSOs. In this work, we review this mechanism and also show results of numerical tests of its validity by means of 2.5D-MHD simulations of “fast” reconnection between the magnetic field lines that arise from the accretion disk and those anchored into the central source.


Relatividade e Gravitação

PAINEL 232

FORMATION OF A POLYTROPIC FERMIONIC STAR IN THE CHARACTERISTIC FORMALISM IN NULL CONES ORIENTED TO THE FUTURE

 

Carlos Eduardo Cedeño Montaña, José Carlos N. de Araújo

INPE

The study of gravitational radiation from compact objects or from compact binary systems becomes more adequate in radiation coordinates. These coordinates are the basis of the characteristic formalisms in General Relativity. Currently, there are codes in these formalisms to solve the initial value problem, i.e., the problem to obtain the initial configuration of one of the components of a binary system. The more general case, without any symmetry, for a specific bosonic configuration that obeys a massive Einstein-Klein-Gordon scalar field, was solved using a parallel code based on finite difference scheme. However, there are another approaches to deal with the same problem, as for example, those methods that use the spectral decompositions. We study the problem of the fermionic star formation, when a polytropic equation of state is considered, in the characteristic formulation of General Relativity based on null cones oriented to the future. In order to avoid coordinate singularities associated with the angular variables, we use the stereographic projection, making an atlas composed by two maps covering the angular manifold. Then, we use a pseudo-spectral method based on the spin-weighted spherical harmonics to simplify the system of equations to be solved. To achieve this we develop a set of algebraic and parallelized Mathematica’s packages, that are capable to write the complete set of Einstein field equations, using the tensor formalism and the spin-weighted operators known in the literature as eth operators. Thus, we present for the first time the complete set of Einstein field equations in characteristic form to model the gravitational collapse of a perfect fluid that leads to the formation of a fermionic star.

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