Data

Apresentador

Título

02/Ago

09/Ago

16/Ago

23/Ago

30/Ago

06/Set

Não haverá

XXXVI Reunião Anual da SAB

13/Set

20/Set

27/Set

04/Out

Não haverá

Cancelado

11/Out

18/Out

25/Out

01/Nov

08/Nov

15/Nov

Não haverá

Proclamação da República

22/Nov

29/Nov

06/Dez

NGC 7097: the AGN and its mirror, revealed by PCA Tomography

Tiago Ricci

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Resumo

Three-dimensional (3D) spectroscopy techniques are becoming more and more popular, producing an increasing number of large data cubes. The challenge of extracting information from these cubes requires the development of new techniques for data processing and analysis. We apply the recently developed technique of Principal Component Analysis (PCA) Tomography to a data cube from the center of the elliptical galaxy NGC 7097 and show that this technique is effective in decomposing the data into physically interpretable information. We find that the first five principal components of our data are associated to distinct physical characteristics. In particular, we detect a LINER with a weak broad component in the Balmer lines. Two images of the LINER are present in our data, one seen through a disk of gas and dust, and the other after scattering by free electrons and/or dust particles in the ionization cone. Furthermore, we extract the spectrum of the LINER, decontaminated from stellar and extended nebular emission, using only the technique of PCA Tomography. The separation between the two images of the AGN is about 0.2'' , well below the seeing, which was ~ 1''. This is possible because the PCA is also a filtering technique. We anticipate that the scattered image has polarized light, due to its scattered nature.

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Referências

- Ricci, T.V., Steiner, J.E. & Menezes, R.B. 2011, ApJL, 734, 10

Regiões de instabilidade no topo do diagrama HR (ou: será que estou reduzindo os dados corretamente?)

Mairan Teodoro

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Resumo

O topo do diagrama HR é povoado por estrelas massivas (M>8 Msol) e muito luminosas (L>1000 Lsol). Essa combinação é a receita ideal para criação de instabilidades na atmosfera estelar que são responsáveis pela variação das suas propriedades físicas intrínsecas (e observáveis), especialmente para as estrelas pós-sequência principal. No próximo encontro, vou apresentar as regiões do topo do diagrama HR onde tais instabilidades ocorrem e suas causas. Também falarei, brevemente, sobre o cenário atual de evolução estelar para o topo do diagrama HR.

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Referências

- de Jager, C., Lobel, A., Nieuwenhuijzen, H. et al. 2001, MNRAS, 327, 452

A composição química solar

Viviane Alves

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Resumo

Apresentamos o conhecimento atual da composição química do Sol baseado em uma revisão que resultou em uma significante queda da abundância de metais na fotosfera. Esta nova abundância solar é resultado de um modelo hidrodinâmico de atmosfera solar em 3D (ao invés do modelo clássico hidrostático em 1D) que leva em conta desvios no LTE e melhorias nos dados atômicos e moleculares. Com essa nova abundância, a metalicidade, Z, do Sol cai para Z=0.012, valor quase 30% menor que o antigo valor aceito. Comparamos esses valores com os dados de outros estudos e analisamos o impacto desta nova abundância fotosférica para a astronomia. Por um lado, o resultado do modelo 3D resolve um série de problemas antigos, por outro ele ainda impõe sérios desafios ao modelo solar padrão a julgar pela sismologia solar.

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Referências

- N. Grevesse, M. Asplund & A. J. Sauval 2007, SSRv, 130, 105

Distâncias Galáticas além das curvas de rotação: o caso de W3

Felipe Navarete

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Resumo

Diversos trabalhos apontam para medidas de distâncias Galáticas bem distintas em relação aos seus valores cinemáticos. Os resultados obtidos a partir de paralaxe trigonométrica e espectrofotométrica apresentam valores 50% menores que aqueles determinados via método cinemático (curva de rotação). Em particular, apresento a determinação da distância espectrofotométrica do complexo de regiões HII W3, estimada a partir da análise e classificação dos espectros de banda K (2.2 micron) de sete estrelas OB pertencentes à região. A distância de 2.20 kpc está de acordo com demais resultados não-cinemáticos, incluindo medidas de paralaxe trigonométrica e espectrofotometria no óptico. Os resultados obtidos por estes três métodos independentes também são incompatíveis com a distância cinemática de W3 (d=4.2 kpc). Recentemente, Moisés et al. (2011) publicaram um catálogo de 35 regiões H II Galáticas, das quais apenas 12 apresentam distâncias espectrofotométricas compatíveis com as cinemáticas. Estes resultados corroboram para um modelo estrutural da Via Láctea diferente daquele construído a partir das distâncias em rádio.

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Referências

- Moisés et al. 2011, MNRAS, 411, 705
- Navarete et al. 2011, AJ, 142, 67

Um novo método para o cálculo do ponto de convergência e estudo de pertinência de um moving group

Phillip Galli

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Resumo

O estudo de grupos de estrelas na vizinhança solar com movimento espacial comum, denominados moving group, é uma questão atual e em aberto na astronomia. A origem e evolução desses grupos é proposta por diferentes cenários na literatura incluindo efeitos dinâmicos de interação, desfragmentação e acresção de estruturas. Os efeitos de projeção do movimento paralelo dos membros de um moving group são responsáveis pelos padrões de convergência observados nos movimentos próprios das estrelas que assim convergem para um ponto específico da esfera celeste denominado ponto de convergência. A determinação do ponto de convergência é importante tanto na análise de pertinência ao grupo quanto na cálculo de distâncias individuais de seus membros quando a medida da paralaxe trigonométrica a partir do solo não é possível. No próximo encontro irei apresentar um novo método para o cálculo do ponto de convergência e estudo de pertinência de um moving group que corrige os problemas encontrados nas suas versões anteriores.

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Referências

- de Bruijne, J.H.J., 1999, MNRAS, 306, 381
- Jones, D.H.P., 1971, MNRAS, 152, 231
- Galli, P.A.B. et al., 2011, in prep.

The Initial Mass Function: From Salpeter 1955 to 2005

Fellipy Silva

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Resumo

Neste trabalho será apresentado as etapas de evolução das IMF's, desde seu início (Salpeter, 1955) até dados mais recentes publicados na última década. Este trabalho focará mais as observações de estrelas de baixa massa e anãs-marrons para determinar sua IMF e uma relação com a distribuição de massa da galáxia. De forma definitiva, a IMF exibe comportamentos semelhantes em vários meios (bojo, aglomerados jovens e globulares, esféricos). A dissipação na pequena escala de modelos de turbulência MHD compressíveis em larga escala apresenta mecanismos que podem induzir a formação estelar. Simulações de turbulência MHD compressível produzem IMF's consistentes com as obtidas por observações.

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Referências

- Chabrier, G. 2005, ASSL, 327, 41

Investigação das estrelas e ambientes circunstelares de Be's com interferometria óptica

Daniel Moser

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Resumo

No início deste século a interferometria óptica firmou-se como uma poderosa técnica observacional. Utilizando telescópios em linhas de base de centenas de metros, as observações interferométricas atingem diretamente resolução de ordem de 1 mas (mili arcsec). Com este poder de resolução, Domiciano de Souza et al. (2003) determinaram pela primeira vez o achatamento de uma estrela, Achernar, inaugurando uma nova fase na astrofísica de estrelas em rotação. Desde então a interferometria vem aprimorando suas técnicas de observação, sendo hoje capaz de realizar o imageamento de fotosferas estelares e grande detalhamento do ambiente circunstelar das estrelas, com destacada utilização da espectro-interferometria. Neste seminário gostaria de fazer um breve resumo do ambiente astrofísico de estrelas Be, e como a interferometria pode ser utilizada em seu estudo. Em particular, como os dados de alta resolução do interferômetro VLTI/AMBER têm apresentado curiosos resultados destes sistemas, não previamente esperados. Descreverei como podemos compreender o fenômeno da Inversão de Fase interferométrica nesta categoria de estrelas e mostrarei os primeiros resultados da investigação do fenômeno através de sua modelagem com o código de transferência radiativa HDUST

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Referências

- Domiciano de Souza et al. 2004, A&A, 418, 781
- Carciofi et al. 2009, A&A, 504, 915
- Stefl et al. 2011, arXiv:1107.5297v1

Possibilidade de vida em luas geladas mantidas por elementos radioativos

Marcio Avellar

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Resumo

Extremófilos são, na definição mais simples, seres que sobrevivem em ambientes hostis para a maioria dos outros seres vivos. Existem muitas classes desses seres, e entre os mais comuns se encontram os hipertermófilos (suportam temperaturas de até 120 graus Celsius, como nas fontes hidrotermais), halófilos extremos (habitam ambientes supersalinos), acidófilos (ambientes com pH <4), alcalófilos (ambientes com pH > 10) e psicrófilos (ambientes com temperatura 0 grau Celsius. A grande capacidade da vida em se adaptar dotou esses seres com capacidades que só agora estão sendo descobertas e estudadas, como a produção de proteínas estáveis a temperaturas superiores a 100 graus Celsius ou a produção de enzimas como a girase reversa, capaz de evitar a perda da atividade biológica do DNA, também devido as altas temperaturas. Além disso, outras classes de seres são capazes de extrair energia de fontes alternativas, como da redução de ferro ou sulfato. Neste trabalho, estudamos a viabilidade de seres como a bactéria Candidatus Desulforudis audaxviator, extremófilo encontrado em uma mina de ouro na África do Sul, em sobreviver em satélites ou planetas como lua joviana Europa. Conhecendo a via metabólica da Candidatus Desulforudis audaxviator estamos desenvolvendo um modelo de ecossistema simples com os ingredientes básicos para suportar esse tipo de vida microbiana.

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Referências

- Onstott T. C. et al. 1997, SPIE, 3111, 344
- Chivian, D. et al. 2008, Science, 322, 275
- Li-Hung, L. et al. 2006, Science, 314, 479
- Lefticariu et al. 2010, E&PSL, 292, 57L
- Chyba, C. & Hand, K. 2001, Science, 292, 2026
- Kargel, J. et al. 2000, Icar, 148, 226

Astrometry.net: Blind astrometric calibration of arbitrary astronomical images

Paulo Penteado

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Resumo

Um problema comum ao lidar com imagens astronômicas é obter as coordenadas celestes em toda a imagem, para determinar quais são as fontes presentes. Este problema se manifesta em diversas situações: ao fazer observações, quando é necessário determinar se os objetos de interesse estão no campo e verificar se as imagens estão adequadas; ao processar observações, para medir as posições das fontes no campo e determinar suas identidades; ao processar grandes quantidades de observações, para determinar e catalogar o seu conteúdo. Nem todos os instrumentos registram nos arquivos de observações as coordenadas e a orientação dos campos observados. Mesmo quando são registradas, estas comumente têm precisão insuficiente, ou são de confiabilidade suspeita. Para resolver este problema, Lang et al. (2010) desenvolveram Astrometry.net, um software que identifica o campo de uma imagem e calcula os metadados (WCS) para que se obtenha as coordenadas celestes de todos os pixels da imagem. Esta identificação é feita exclusivamente pela imagem, sem qualquer informação de escala, orientação ou região do céu. Este seminário vai apresentar a funcionalidade do Astrometry.net e discutir o método usado por ele.

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Referências

- Lang, D. et al. 2010, AJ, 139, 1782L
- http://www.ppenteado.net/ast/pp_astrometry_201110.pdf
- http://www.astrometry.net

LLAMA - O Futuro da Radioastronomia Brasileira (e Argentina)

Pedro Beaklini

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Resumo

Historicamente, a Radioastronomia brasileira foi pioneira em instrumentação, estando presente com trabalhos importantes na história da astronomia mundial, como a descoberta da linha de Órion e do MASER de água extragaláctico . Entretanto, a falta de investimento e de mão-de-obra especializada fizeram com que houvesse uma defasagem de equipamentos e de materiais na Radioastronomia brasileira quando comparada com outras áreas da astronomia nacional e mundial. O Projeto LLAMA (Long Latin America Millimetric Array) vêm para resolver esta questão. Esta parceria com a Argentina, não irá apenas atualizar a tecnologia da Radioastronomia nos dois países, como irá contribuir com observações pioneiras, como a polarimetria na região submilimétrica do espectro, além de colocar a América Latina com possibilidades de participação em projetos interferométricos futuros de escala mundial. Por exemplo, para uma possível detecção do horizonte de eventos do Buraco Negro central da nossa galáxia será fundamental, além de outras antenas espalhadas por todo o globo, a existência de uma linha de base longa próxima do ALMA. O LLAMA resolve esta questão atravês de duas antenas, separadas de mais de 100 km uma da outra, que serão instaladas na região noroeste da Argentina, há 200 km do ALMA . As possibilidades, os sítios, o cronograma, o financiamento e a motivação científica serão discutidos nesta meia-hora de apresentação. Haverá fotos de Llamas.

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Referências

- The LLAMA Workshop, 2011, FAPESP
- http://www.fapesp.br/6472

Qual a origem do bojo Galáctico?

Bruno Dias

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Resumo

Os cenários de formação podem ser classificados em 3 tipos: (i) colapso monolítico de gás, (ii) fusões de subclumps, (iii) evolução secular do disco Galático. Os dois primeiros são similares pois são processos rápidos e primordiais, e o terceiro seria devido à presença de uma barra, como sugerido originalmente por de Vaucouleurs (1964). Outros trabalhos envolvendo cinemática de estrelas (Zhao et al. 1994) e o formato boxy do bojo (Dwek et al. 1995), por exemplo, também apresentam resultados consistentes com um pseudobojo formado por evolução secular. Por outro lado, há trabalhos mostrando que as populações estelares do bojo são mais velhas (ex: Ortolani et al. 1995), além de apresentarem valores altos de [alfa/Fe] (ex: McWilliam & Rich 1994), mostrando o enriquecimento químico rápido do bojo. Esses resultados corroboram um bojo formado primordialmente numa escala de tempo curta. Hoje são sugeridos modelos mistos em que o bojo pode ter sido resultado de ambos processos de formação: componente esferoidal velha combinada com um pseudobojo formado devido a presença de uma barra. Neste seminário apresentarei os novos resultados de Hill et al. (2011) publicados na edição de outubro na Astronomy & Astrophysics. Neste trabalho são apresentadas as distribuições de [Fe/H] para 219 gigantes na janela de Baade, e também para [Mg/H] para 162 destas. O grupo também propõe um novo modelo para explicar a formação do bojo da nossa Galáxia.

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Referências

- Hill et al. 2011, A&A, 534, 80
- McWilliam & Rich 1994, ApJS, 91, 749
- Ortolani et al. 1995, Nature, 377, 701
- Kormendy & Kennicutt 2004, ARA&A, 42, 603

Revealing Vela C with Herschel

Rodrigo Vieira

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Resumo

Em nosso próximo encontro eu apresentarei alguns dos resultados referentes à estrutura e à formação estelar na região de Vela C, observada pelo satélite Herschel. A missão do Herschel preenche um gap importante na faixa do infravermelho distante/submilimétrico, a qual é particularmente interessante para o estudo de estrelas de alta massa. Estas observações estão ambientadas no contexto do "Herschel imaging survey of OB young stellar objects (HOBYS)", que pretende mapear todos os loci de formação estelar em regime de altas massas dentro de uma vizinhança de 3kpc. Em especial, este trabalho mostra uma possível predileção da formação de estrelas massivas por estruturas filamentares dentro da nuvem molecular Vela C.

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Referências

- Hill et al. 2011, A&A, 533, 94

The Study of galaxy evolution using the Spectral Synthesis

Marcus Vinicius

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Resumo

The spectral synthesis represents a very important tool in the study of galaxy evolution and large scale structures. The properties of stellar populations, obtained through the spectral synthesis, provide global features of galaxies, such as star formation history, stellar mass and mean ages and metallicities. In this seminar, I will introduce several statistical techniques used in order to carry out the spectral fitting and some results obtained using the spectral synthesis.

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Referências

Star formation in the HI tail of HCG92 and HCG100. New Gemini spectroscopy and the comparison sample.

Fernanda Urrutia

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Resumo

We present new Gemini spectra of 14 new objects found within the Hi tail of Hickson Compact Groups 92 and 100. Nine of them are GALEX Far-UV and Near-UV sources. The spectra confirm that these objects are members of the interacting systems and have metallicities close to solar, with an average value of 12+log(O/H) ~ 8.5. They have average FUV luminosities 7 x 10^40 erg s^-1 , very young ages (< 100 Myr) and two of them resemble tidal dwarf galaxies (TDGs). We suggest that they were created within gas clouds that were ejected during galaxy- galaxy interactions into the intergalactic medium, which would explain the high metallicities of the objects, inherited from the parent galaxies from which the gas originated. We conduct a search for similar objects in 6 interacting systems with extended Hi tails, NGC 2623, NGC 3079, NGC 3359, NGC 3627, NGC 3718, NGC 4656. We found 37 UV sources with ages < 100 Myr, however most of them are on average less luminous/massive than the UV sources found outside HCG 92 and 100. We speculate that this might be an environmental effect and that compact groups of galaxies are more favorable to TDG formation than other interacting galaxies.

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Referências

Cosmological Tests Plagued by Small-Scale Inhomogeneities.

Vinicius Busti

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Resumo

The current cosmological dark sector (dark matter plus dark energy) is challenging our comprehension about the physical processes taking place in the Universe. Recently, some authors tried to falsify the basic underlying assumptions of such dark matter-dark energy paradigm. In this Letter, we show that oversimplifications of the measurement process may produce false positives to any consistency test based on the globally homogeneous and isotropic ΛCDM model and its expansion history. In particular, when the local inhomogeneity effects due to cumpled matter or voids are taken into account, an apparent violation of the basic assumptions (\D2Copernican Principle\D3) seems to be present. Furthermore, a new method is devised to reconstruct the effects of the inhomogeneities in a ΛCDM model, and some suggestions of how to distinguish between clumpiness effects from different cosmologies are discussed.

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Referências

- Busti et al. (in prep.)

Estudo da Quase-Ressonância 3:1 de Movimentos Médios nos Sistemas Planetários

Alan do Carmo

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Resumo

The discovery of more than four hundred exoplanets had given science sources to understand the complex dynamics that evolves the formation and evolution of the planetary systems. Many of these planetary systems are near or inside a mean-motion resonance, being the 3:1 the second in number of exoplanetary systems found, with three representants : 55 Cnc b-c, HD 60532 b-c, and the recent: Andromedae c-e. We will work with a three-body problem Hamiltonian, and after classifying the studied systems as resonant or quasi-resonant, we will realize some canonical transformations to reduce the system to a 3 degree of freedom problem, introducing the resonant angles. We will then, apply the semi-analytical method introduced by Michtchenko & Ferraz-Mello, 2002, that does a numerical average over the Hamiltonian, and after it, analyse the equilibrium points of the system, identifying for which initial conditions we have collision. It will be shown the recently results obtained by applying the methods to the systems near a 3:1 mean-motion resonance, and conclude with the future perspectives of this work.

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Referências

- Alves do Carmo et al. (in prep.)