Fotometria para biologistas

Most life-sustaining energy on Earth comes from the Sun. Part of this energy is converted by plants via photosynthesis into chemical energy. Many scientific studies on photosynthesis by plants rely on an accurate description of the quantity and quality of incident light, which in turn depends on the use of proper terminology for describing the luminous nature of the organism or population in question. Although the scientific literature contains a number of references on this matter, it is still fairly common to find misinterpretations and errors involving the application of terms used for describing light in scientific experiments. I herein present and discuss much of this specialized terminology, such as the terms 'radiation', 'luminous intensity', 'irradiance'. in order to assist readers who seek to understand and make use of this terminology properly.

Busca por excesso no infravermelho médio em estrelas evoluídas com fotometria WISE e 2MASS

Debris discs are commonly detected orbiting main-sequence stars, but little is known regarding their fate as stars evolve along subgiant and giant stages. Jones (2008) has found strong evidence on the presence of mid-IR excess in G and K stars of luminosity class III, using photometric data from the Two-Micron All-Sky Survey (2MASS) and GLIMPSE catalogues. While the origin of these excesses remains uncertain, it is plausible that they arise from debris discs around these stars. The present study brings an unprecedent survey in the search for mid-IR excess among single and binary F, G and K-type evolved stars of luminosity classes IV, III, II and Ib. For this study, we use WISE and 2MASS photometric data for a sample of 3000 evolved stars, complete up to visual magnitude of 6.5. As major results, we found that the frequency of evolved stars showing mid-IR WISE excess increases from the luminosity classes IV and III to luminosity classes II and Ib. In addition, there is no clear difference between the presence of IR excess in binary and single stars for all the analyzed luminosity classes.

Busca por excesso no infravermelho médio em estrelas evoluídas com fotometria WISE e 2MASS

Debris discs are commonly detected orbiting main-sequence stars, but little is known regarding their fate as stars evolve along subgiant and giant stages. Jones (2008) has found strong evidence on the presence of mid-IR excess in G and K stars of luminosity class III, using photometric data from the Two-Micron All-Sky Survey (2MASS) and GLIMPSE catalogues. While the origin of these excesses remains uncertain, it is plausible that they arise from debris discs around these stars. The present study brings an unprecedent survey in the search for mid-IR excess among single and binary F, G and K-type evolved stars of luminosity classes IV, III, II and Ib. For this study, we use WISE and 2MASS photometric data for a sample of 3000 evolved stars, complete up to visual magnitude of 6.5. As major results, we found that the frequency of evolved stars showing mid-IR WISE excess increases from the luminosity classes IV and III to luminosity classes II and Ib. In addition, there is no clear difference between the presence of IR excess in binary and single stars for all the analyzed luminosity classes.

Determinación del brillo de negatoscopios con un modelo lambertiano

Resumen: En este trabajo se propone un método experimental simple para medir indirectamente la luminancia de una región circular en el centro de la superficie de diagnóstico de un negatoscopio. La determinación de la luminancia se hace a partir de mediciones de iluminación realizadas con un luxómetro en un cuarto oscuro y a una distancia fija de la superficie luminosa. La hipótesis fundamental del modelo teórico empleado es que la superficie del negatoscopio, en el centro del mismo, obedece la Ley de Lambert. El alto valor del coeficiente de correlación, 0.9998, calculado para los datos experimentales en la representación gráfica lineal elegida, señala que la superficie del negatoscopio se comporta como lambertiana con gran aproximación. El procedimiento empleado, además, permite determinar la luminancia con una incerteza relativa del orden del 2%. En suma, el método prueba ser eficiente y económico para el control de calidad de los negatoscopios empleados actualmente en muchos centros de salud de la región.

Modele fizyczne planetoid pojedynczych i podwójnych otrzymane na podstawie przeglądów fotometrycznych: przygotowanie do naukowego wykorzystania danych z kosmicznej misji Gaia

Wydział Fizyki

Argilas aplicadas a estudos litoestratigráficos e paleoambientais na bacia sedimentar de Aveiro

A Bacia Sedimentar de Aveiro corresponde essencialmente à actual parte terminal da Bacia Hidrográfica do rio Vouga, nela se incluindo o sistema lagunar impropriamente designado por "Ria de Aveiro". O conhecimento que existe da geologia sub-superficial da referida Bacia tem beneficiado das informações proporcionadas por numerosas sondagens profundas efectuadas para pesquisa e produção de água subterrânea. O presente trabalho tem como objectivo principal ensaiar a utilização da mineralogia, sedimentologia, e geoquímica das fracções finas dos sedimentos, com ênfase na fracção argilosa, para o estabelecimento de uma mais precisa litoestratigrafia das formações sedimentares da Bacia Sedimentar de Aveiro e para a elaboração de análises paleoclimáticas, paleogeográficas e estruturais. Foram estudadas 95 sondagens profundas, dentre as quais se seleccionaram 27, que foram objecto de estudo mais detalhado, mineralógico e geoquímico. As técnicas analíticas utilizadas foram a Difracção de Raios X, a Microscopia Electrónica de Transmissão, a Espectrometria de Fluorescência de Raios X e a Fotometria de Chama. Obtiveram-se resultados de índole mineralógica e geoquímica, com os quais se elaboraram para cada sondagem "logs" mineralógicos e geoquímicos. Os resultados obtidos permitiram a caracterização das unidades litoestratigráficas presentes na região estudada, destacando-se os seguintes aspectos: I) predomínio de Caulinite nas unidades cretácicas (com excepção das Argilas de Aveiro) e nas unidades jurássicas (com excepção das Margas de Dagorda); 2) predomínio de llite nas unidades pós-cretácicas (com excepção do Quaternário), nas Argilas de Aveiro, nas Margas de Dagorda e no Grés de Eirol; 3) presença muito significativa (pontualmente predominante) de Esmectite nas unidades pós-cretácicas III, II e I, nas Argilas de Aveiro e no Grés de Verba; 4) presença (discreta) de Vermiculite e de Caulinite-Esmectite no Quaternário; 5) presença significativa de Clorite nas unidades infra-cretácicas Margas de Eiras, Margas de Dagorda e, sobretudo, Grés de Eirol, assim como, com carácter mais acessório, nas unidades Camadas de S. Miguel e Camadas de Coimbra e também em certos níveis das unidades pós-cretácicas; 6) presença (por vezes meramente vestigial) de Paligorsquite nas unidades pós-cretácicas II e I, e nas unidades infra-cretácicas, e de Sepiolite na unidade pós-cretácica I e nas unidades infra-cretácicas Camadas de S. Miguel e Margas de Dagorda.(...)

Realización de una memoria unificada de los guiones de prácticas de laboratorio correspondientes a las asignaturas del Área de Óptica dentro de la Diplomatura de Óptica y Optometría.

Realización de una Memoria Unificada de los guiones de prácticas de laboratorio correspondiente a las asignaturas del Area de Optica dentro de la Diplomatura de Optica y Optometría. Este proyecto está realizado por nueve profesores del Departamento de Optica y Física Aplicada. De ellos ocho destinados en la Facultad de Ciencias y uno de la de Educación. Dr. Santiago Mar Sardañá. Catedrático de Universidad del Area de Optica. Dr. Juan González Vizmano. Profesor Titular de Universidad del Area de Optica. Dr. Angel M. de Frutos Baraja. Profesor Titular de Universidad del Area de Optica. Dra. María Inmaculada de la Rosa García. Profesora Titular de Universidad del Area de Optica. Dra. María Concepción Pérez García. Profesora Titular de E.U. del Area de Optica. Dr. Carlos del Ser Fraile. Profesor Titular de E.U. del Area de Física Aplicada. Dr. Juan Antonio Aparicio Calzada. Profesor Ayudante de Universidad del Aread de Optica. Dr. Luis María Fuentes García. Profesor Asociado del Area de Optica. Dña. Beatriz Martínez Matesanz. Profesor Asociado del Area de Optica. Como se indicaba en el proyecto con este trabajo se pretendía realizar los guiones de las prácticas de laboratorio correspondientes a las diez asignaturas del Area de Optica siguiendo un criterio unificado, de modo que el alumno se encuentre ante un entorno pedagógico común en la parte experimental de sus estudios, que representa el 40 por ciento de su formación. Este material contendrá así mismo cuestionarios que permitan la autoevaluación inmediata del nivel de aprendizaje alcanzado. Este objetivo se ha conseguido casi de modo completo como puede comprobarse en la dirección electrónica http://secre.opt.cie.uva.es. En esta página se han recogido tanto los guiones de prácticas en un formato único, como las cuestiones que permiten la autoevaluación por parte del alumno. La página contiene gráficos, esquemas y fotografías que le ayudarán a entrar en el laboratorio con una información muy precisa de lo que allí encontrará, pero también esta información le es útil para analizar los resultados obtenidos durante su trabajo de laboratorio. Por falta de presupuesto no se ha podido editar un CD como era el proyecto original, no obstante los alumnos puede acceder sin ninguna dificultad a los contenidos de la página ya que está abierta y las imágenes no son de tamaño elevado. Este proyecto desde su concepción es autoconsciente, ya que permitirá tras un período de puesta a punto de dos años, la revisión y reforma del contenido de los guiones para su optimización didáctica. Ya se han implantado las asignaturas siguientes pendientes de nuestro departamento, y de acuerdo con los contenidos científicos que se citan a continuación. FISICA: Curso primero, Carácter: Troncal, Créditos: 9 (6T+3P); OPTICA I: Curso primero, Carácter: Troncal, Créditos: 10 (6T+4P); RADIOMETRIA, FOTOMETRIA Y COLOR: Curso primero, Carácter: Obligatoria, Créditos: 6 (3T+3P); TECNOLOGIA OPTICA: Curso segundo, Carácter: Troncal, Créditos: 10 (4T+6P); OPTICA II: Curso segundo, Carácter: Troncal, Créditos: 8 (5T+3P); MATERIALES OPTICOS: Curso segundo, Carácter Optativa, Créditos: 5 (2T+3P); FOTOGRAFIA: Curso segundo, Carácter: Optativa, Créditos: 5 (2T+3P); TECNOLOGIA OPTICA II: Curso tercero, Carácter: Troncal, Créditos: 15 (6T+9P); DISEÑO Y FABRICACION ASISTIDOS POR ORDENADOR: Curso tercero, Carácter: Optativo, Créditos: 6 (2T+4P); TRATAMIENTO DE LOS DATOS Y LAS MEDIDAS EN EL LABORATORIO: Común a todas las prácticas.

Análise de campos profundos da LMC imageados com o HST

Apresentamos fotometria profunda (V ~ 25,5) nas bandas V e I obtidas com a Wide Field and Planetary Camera 2 a bordo do telesc opio espacial Hubble para 7 campos distantes ~5º do centro da Grande Nuvem de Magalhães. Ajustamos isócronas aos diagramas cor-magnitude a fim de identficar diferentes populaões estelares nestes campos. Uma população velha (τ > 10¹º anos) foi encontrada em todos os campos. Alguns eventos de elevada formação estelar, com idades entre 2 x 109 e 4 x 109 anos, foram também encontrados em alguns campos localizados na região N/NO. Funções de luminosidade de estrelas de baixa massa (m ≤ 1; 1msol) foram obtidas para todos os campos. Aparentemente não há diferenças na mistura de populações entre os campos como sugerido através do teste Kolmogorov-Smirnov aplicados as funções de luminosidade. Finalmente, derivamos perfis de densidade para estrelas velhas e de idade intermediária. O primeiro apresenta uma inclinação levemente maior quando comparado com o último.

Distribuição de extinção na Galáxia e nas Nuvens de Magalhães

o estudo da distribuição de extinção na Galáxia e nas Nuvens de Magalhães é feito através da análise dos mapas de avermelhamento derivados da emissão 100f-Lmda poeira E(B- V)FIR de Schlegel et ai. (1998). Comparamos valores de avermelhamento E(B- V)FIR com os derivados do conteúdo estelar de 103 aglomerados abertos velhos e 150 aglomerados globulares da Galáxia. As diferenças entre os dois avermelhamentos, quando significativas, ocorrem principalmente em baixas latitudes galáticas, no sentido de que os valores E(B-V)FIR são mais altos devido à contribuição do fluxo 100f-Lmda poeira que se encontra atrás dos aglomerados. As diferenças também podem surgir por um valor de E(B-V)FIR superestimado devido aos grãos de poeira terem temperatura T> 21 K o que parece ocorrer principalmente na direção do Centro da Galáxia. Construímos um catálogo geral de nebulosas escuras unificando 15 catálogos da literatura reunindo~ 6300 itens. Após cruzamentos, o catálogo unificado contém 4956 nebulosas escuras. Medimos valores de E(B-V)PIR no centro destas nebulosas escuras e amostramos seus arredores. Encontramos contraste preferencialmente para nebulosas escuras a médias e altas latitudes galáticas. Nebulosas escuras próximas ao Plano Galático apresentam flutuações maiores nos valores de E(B- V)FIR nos arredores, devido às contribuições de densidade de coluna de poeira das nebulosas e meio difuso acumulados em profundidade ao longo da linha de visada. Utilizamos a fotometria JHKs do 2MASS para obter mapas de extinção em regiões candidatas a regiões de baixa extinção (janelas) na direção do Bojo Galático Confirmamos a existência das janelas e encontramos uma grande semelhança entre os mapas de extinção na banda K derivados a partir do conteúdo estelar e os derivados da emissão da poeira. Tal semelhança na distribuição do avermelhamento nos mapas se deve à maior parte das nuvens de poeira estar localizada entre nós e as estrelas do Bojo. Realizamos a busca de aglomerados infravermelhos jovens compactos (semelhantes aos aglomerados Arches e Quintuplet) próximo ao Centro Galático utilizando o Atlas de imagens JHKs do 2MASS. Encontramos 58 candidatos a aglomerados, importantes alvos para grande telescópios. Nas direções das Nuvens de Magalhães, testamos os valores de E(B- V)FIR nas linhas de visada de galáxias de fundo comparando esses valores com os avermelhamentos derivados através dos espectros observados das galáxias. A obtenção do avermelhamento foi feita comparando a distribuição de contínuo dos espectros das galáxias observadas na direção das Nuvens com o contínuo de espectros médios de semelhante população estelar (formados por galáxias em altas latitudes galáticas) corrigidos por extinção . O avermelhamento foi derivado para 36 galáxias projetadas sobre as Nuvens de Magalhães e obtivemos um avermelhamento médio total (galático + interno) de E(B-V) = 0.12 para a Grande Nuvem e E(B-V) = 0.05 para Pequena Nuvem, sendo o avermelhamento interno estimado em E(B- V)i = 0.06 e E(B- V)i = 0.04 para Grande e Pequena Nuvem respectivamente. Para 86 % da amostra obtivemos uma boa concordância entre os valores de avermelhamento espectroscópicos e os derivados da emissão da poeira Os casos de diferenças significativas foram interpretados como devidos à distribuição de poeira ter uma escala menor que a resolução dos mapas de avermelhamento E(B-V)FIR ou ao superaquecimento da poeira, como ocorre principalmente na direção do Centro Galático. As presentes análises da extinção através da Galáxia e das Nuvens de Magalhães fornecem evidências da importância, utilidade e algumas limitações dos mapas de poeira de Schlegel et aI. (1998) para estudos galáticos e extragaláticos.

A emissão das galáxias esferoidais no infravermelho médio

Propriedades fotométricas no infravermelho médio são apresentadas para uma amostra de 28 galáxias esferoidais, observadas em 6.75, 9.63 e 15 jlk com o instrumento ISOCAM a bordo do satélite ISO. As distribuições espectrais de energia (DEE) das galáxias foram derivadas usando dados do infravermelho médio junto com dados do UV, do ótico e do infravermelho próximo, previamente publicados. Estas DEE mostram duas componentes: a poeira quente aquecida até T ~ 260 K dominando a emissão no infravermelho médio e a população estelar com T ~ 4000 K, que domina no ótico. Da emissão no infravermelho médio pode ser visto que a morfologia em 6.75 μm, onde a contribuição estelar é importante, é esferoidal. Em comprimentos de onda mais longos, onde há majoritariamente emissão da poeira, a morfologia é menos suave, mostrando nuvens, filamentos e discos de poeira. Também pode ser inferido que há um gradiente de temperatura da poeira, que cresce em direção ao centro da galáxia. Os perfis de energia mostram bojos R¼ simples, composição de bojos e discos e perfis irregulares. As luminosidades no infravermelho médio estão na faixa de(3 - 42) x 10 L. As propriedades dos grãos de poeira são inferidos das cores no infravermelho médio. A emissão no infravermelho vem principalmente de grãos muito pequenos, que estão num equilíbrio térmico oscilante. As massas para a componente quente da poeira estão na faixa de 10 - 400 M.

Vínculos ao histórico de formação estelar da LMC

Apresentamos a fotometria de 6 campos estelares profundos distribuídos na Grande Nuvem de Magalhães obtidos com a Wide Field and Planetary Camera 2/Hubble Space Telescope em duas bandas fotométricas: F814W (~I) e F555W (~V). Foram selecionadas ao todo 15997 estrelas pela nossa amostra, que somadas às estrelas da amostra de Castro et aI. 2001 [9] contabilizaram 22239 estrelas, dentro de limites de magnitude típicos que estão no intervalo 18.5<-V <-26. Investigamos o comportamento do erro fotométrico através da tarefa PHOT/IRAF, bem como via medidas independentes de magnitude de um mesmo objeto obtidas com diferentes exposições. Implementamos um método de correção para a completeza fotométrica como função da posição no diagrama cor-magnitude, isto é, com função tanto da magnitude como da cor e analisamos a sensibilidade das funções de luminosidade obtidas para diferentes métodos de correção. Foram obtidos os diagramas cor-magnitude, com os quais ajustamos isócronas de Pádova com idades T ;S 16 Gano e metalicidades 0.001 < Z < 0.004 ou -1.3 < [Fe/H] < -0.7. A população mais velha (r~12 Gano) pode ser encontrada através do ponto de turn-off em V~22. Estrelas de idade intermediária (r~1 - 8 Gano) podem ser localizadas pela presença de um clump. Os campos próximos aos aglomerados jovens NGC1805 e NGC1818 são os campos mais populosos, apresentando estrelas com r~1 Gano. Construímos funções de luminosidade para 18.5<-V <-25, utilizando os dados das duas amostras; não foram encontradas diferenças significativas entre os campos Desenvolvemos um método para geração de diagramas cor-magnitude (CMDs) artificiais a partir de um modelo de histórico de formação estelar. Este método incorpora os efeitos de erros fotométricos, binarismo não resolvido, avermelhamento e permite o uso de formas variadas de função de massa inicial e do próprio histórico. Implementamos o Método dos Modelos Parciais para modelamento de CMDs, incluindo experimentos controlados para a comprovação da validade deste método na busca de vínculos ao histórico de formação estelar da Grande Nuvem de Magalhães em dife!entes regiões. Recuperamos SFHs confiáveis para cada um dos 6 campos da LMC. Observamos variações na formação estelar de um campo para outro. Em todos os campos encontramos uma lacuna na formação estelar com 7 rv 700 Mano. Os dois campos próximos à barra (NGC1805 e NGC1818) apresentam alguns pequenos surtos, tendo formado em sua maioria, estrelas velhas ou relativamente jovens. Já os campos próximos a NGC1831 e NGC1868 apresentam formação estelar que se aproxima de um histórico de formação estelar uniforme, com alguns pequenos surtos. Os campos NGC2209 e Hodge 11 apresentam três períodos de formação estelar muitos semelhantes.

Caracterização de remanescentes de aglomerados abertos na galáxia

o presente trabalho busca ampliar o conhecimento das relações entre aglomerados abertos de estrelas e seus remanescentes. Do ponto de vista observacional, um remanescente pode ser definido como uma concentração pouco povoada de estrelas resultante da evolução dinâmica de um sistema inicialmente mais massivo. Apesar do avanços no conhecimento teórico a respeito desses objetos e, nos últimos anos, da busca pela identificação observacional dos mesmos ter aumep.tado, muitas questões permanecem em aberto. Assim, no presente estudo serão analisados 23 candidatos a remanescentes através de dados fotométricos, espectroscópicos e de movimentos próprios. Esses dados fornecem informações sobre os objetos e seus campos. Por meio destas, buscam-se estabelecer critérios de definição de remanescentes de aglomerados abertos, levando-se em conta incertezas observacionais. Os dados fotométricos no infravermelho oriundos do catálogo The Two Micron Ali sky Survey possibilitam, nesse estudo, (i) estudar as propriedades estruturais dos objetos por meio dos perfis de densidade radial de estrelas; (ii) testar a semelhanças entre objetos e campos através de um método estatístico de comparação entre distribuições de estrelas no plano do diagrama cor-magnitude e, (iii) obter idades, avermelhamentos e distâncias com o uso de diagramas cor-magnitude, além de distinguir os objetos em função de um índice de ajuste de isócronas. Os dados espectroscópicos obtidos através de observações óticas no Complejo Astronómico EI Leoncito (Argentina) fornecem para 12 objetos da amostra informações adicionais de avermelhamentos e idades. Os dados cinemáticos extraídos do The Second U. S. Naval Observatory CCD Astrograph Catalog permitem, por sua vez, uma comparação objetiva entre a distribuição de movimentos próprios dos objetos e campos próximos de grande ângulo sólido O emprego desses métodos complementares se mostra essencial no estudo em função da carência de dados completos para os candidatos a remanescentes. No que diz respeito à amostra, em geral não é possível afirmar individualmente qual objeto caracteriza-se de forma definitiva como um remanescente de aglomerado aberto devido à incompleteza dos dados, às incertezas observacionais e à baixa estatística. Entretanto, os métodos desenvolvidos permitem uma análise objetiva e sugerem a presença de remanescentes de aglomerados abertos na amostra. Além disso, há evidência da presença de binarismo, o que é esperado para sistemas evoluídos dinamicamente. Portanto, pode-se inferir sobre estágios evolutivos para remanescentes a partir das distribuições de movimento próprio de suas estrelas e de seu mapeamento no diagrama cor-magnitude.

Estágios iniciais de aglomerados estelares

Analisamos aglomeradosimersosem nuvens moleculares, os quais são fundamentais para a compreensão dos estágios evolutivos iniciais da formação estelar. Na presente tese exploramos principalmente objetos associados a nebulosas de reflexão. Os objetos que estão no foco central do nosso estudo são possíveis aglomerados presentes na direção de nebulosas de reflexãoou emissão,já apontados pelos trabalhos de Bica et aI. (2003b) e Dutra et alo (2003). No estudo desses sistemas utilizamos principalmente dados do Catálogo 2MASS. A análise fotométrica é baseada em diagramas cor-magnitude e cor-cor, juntamente com isócronas teóricas de pré-seqüência-principaI. A distribuição angular de densidade superficial de estrelas no aglomerado e no campo próximo é um outro método de análise utilizado. Através da análise fotométrica e espectroscópica obtivemos os parâmetros físicos fundamentais dos aglomerados. Com base na emissão de estrelas na banda Ks realizamos uma busca por novos aglomerados imersos. A busca foi orientada na direção central de 47 nebulosas no ótico selecionadas a partir do Catálogo de Dutra et aI. (2003), varrendo um raio angular de r = 10' para cada direção. A busca resultou na descoberta de um aglomerado imerso ainda não catalogado, e aqueles já catalogados foram redescobertos. Neste trabalho obtivemos parâmetros físicos para mais de 30 aglomerados imersos. O raio linear derivado para esses objetos situa-se na faixa de 0,3 a 0,9 pc e o número de estrelas membros detectadas fica geralmente na faixa de 20 a 50 A idade média derivada para a amostra indica uma população bastante jovem. A maior parte dos aglomerados possui uma idade de 1 a 2 milhões de anos. Em nossa amostra o objeto mais massivo encontrado possui uma massa estimada de ~ 200M<=).Entretanto, a maioria dos aglomerados possui massa estimada na faixa de ~ 20M<=)a ~ 60M<=).Os valores de massa total para cada aglomerado não possuem uma correlação aparente com o ambiente da nebulosa. Os aglomerados imersos associados a nebulosas em ambientes de complexo HII podem apresentar massas tão baixas quanto aqueles associados a nebulosas de reflexão. Estes sistemas estelares provavelmente não apresentam estrelas com massas superiores àquela de uma estrela com tipo espectral B. Finalmente, estudamos um aglomerado imerso contendo uma estrela OV, o aglomerado NGC 2264. Obtivemos uma função de massa inicial (FMI) para o aglomerado NGC 2264 a partir de 346 fontes de raio-X detectadas pelo CHANDRA com contrapartida no infra-vermelho. A FMI derivada inclui massas estelares acima de M = O,03M<=). Em comparação com a FMI da vizinhança solar existe uma deficiência de estrelas de baixa massa para M < O,3M<=). As massas estimadas para os objetos analisados indicam que eles são sistemas estelares não-ligados gravitacionalmente. A maioria dos aglomerados de nossa amostra possui massa inferior a 100M<=)e está associada a nebulosas de reflexão. A formação de estrelas do tipo O em aglomerados imersos não-ligados gravitacionalmente não parece ser freqüente, segundo nossos resultados.

Fotômetro de chama

Este modelo é parte de um conjunto de modelos 3D produzidos pela equipe de audiovisual da SEaD/UFSCar para o jogo de realidade virtual “O Laboratório de Química”.

Estudo comparativo da constituição nutricional da madeira e casca de espécies e clones de Eucalipto visando o cultivo de Shiitake em toras

Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES)