Serviço ao cliente como estratégia de marketing nos hotéis 4 e 5 estrelas de Foz Iguaçu

O presente estudo propô-se a identificar o conjunto de serviços ao cliente considerados pelos hóspedes na escolha de hotéis 4 e 5 estrelas de Foz do Iguaçu, focando os serviços mais valorizados e avaliando os serviços ao cliente mais importantes na escolha de um hotel. Seu referencial bibliográfico está baseado no histórico da indústria hoteleira mundial, nacional e local, turismo de lazer, marketing hoteleiro, marketing de serviço e serviço ao cliente. Para este estudo foram entrevistados 320 hóspedes de hotéis 4 e 5 estrelas de Foz do Iguaçu, através de entrevistas pessoais com questões fechadas. Esta fase quantitativa, foi precedida por uma qualitativa, à base de entrevistas de profundidade realizadas com roteiro semi-estruturado, aplicados aos gerentes gerais de cada hotel objeto do estudo e a dez hóspedes de cada unidade, além do diretor regional da ABIH - Associação Brasileira da Indústria Hoteleira - e do presidente do Sindicato dos Hotéis de Foz do Iguaçu. As variáveis estabelecidas para o questionário quantitativo, foram agrupadas em cinco dimensões de serviço ao cliente, sendo estabelecida, para cada dimensão, as escalas de importância e avaliação em consonância com os objetivos propostos. Com os dados obtidos, foi realizado análise de variância, com o propósito de estabelecer o conjunto de serviços ao cliente mais valorizados pelos hóspedes na escolha de hotéis 4 e 5 estrelas em Foz do Iguaçu e avaliar os serviços ao cliente mais importantes nessa escolha. Foram considerados apenas os serviços que apresentaram diferença estatística (menor ou igual a 0,05) segundo o sexo, idade e origem dos respondentes e os hotéis abordados. Por fim, referenciando-se nos resultados obtidos e nos modelos de classificação de serviços ao cliente de Berman e Evans analisaram-se as variáveis pelo total das médias entre 1 e 5, com nível de significância menor ou igual a 0,05 estabelecendo-se análise cruzada de importância e diferenciação, classificando-as em baixa e alta.

Estrutura nuclear de estrelas compactas

Este trabalho tem como objetivo o estudo da matéria nuclear a altas densidades considerando-se as fases hadrônica e de quarks à temperatura nula e finita, com vistas a aplicações no estudo de propriedades estáticas globais de estrelas compactas. Parte dos cálculos apresentados nesta dissertação foram realizados por diferentes autores. Entretanto, em geral, estes trabalhos limitaram-se ao estudo da matéria nuclear em regiões de densidades e temperaturas específicas. Este estudo visa, por sua vez, o desenvolvimento de um tratamento amplo e consistente para estes sistemas, considerando-se diferentes regimes de densidade e temperatura para ambas as fases, hadrônica e de quarks. Buscamos com isso adquirir conhecimento suficiente que possibilite, não somente a ampliação do escopo dos modelos considerados, como também o desenvolvimento, no futuro, de um modelo mais apropriado à descrição de propriedades estáticas e dinâmicas de estrelas compactas. Ainda assim, este trabalho apresenta novos aspectos e resultados inéditos referentes ao estudo da matéria nuclear, como descrevemos a seguir. No estudo da matéria nuclear na fase hadrônica, consideramos os modelos da teoria quântica de campos nucleares desenvolvidos por J. D. Walecka, J. Zimanyi e S. A. Moszkowski, e por J. Boguta e A. R. Bodmer, e conhecidos, respectivamente, como Hadrodinâmica Quântica, ZM e Não-Linear. Nestes modelos a matéria nuclear é descrita a partir de uma formulação lagrangeana com os campos efetivos dos bárions acoplados aos campos dos mésons, responsáveis pela interação nuclear Neste estudo consideramos inicialmente a descrição de propriedades estáticas globais de sistemas nucleares de muitos corpos à temperatura nula, como por exemplo, a massa efetiva do núcleon na matéria nuclear simétrica e de nêutrons. A equação de estado da matéria de nêutrons possibilita a descrição de propriedades estáticas globais de estrelas compactas, como sua massa e raio, através da sua incorporação nas equações de Tolman, Oppenheimer e Volkoff (TOV). Os resultados obtidos nestes cálculos estão em plena concordância com os resultados apresentados por outros autores. Consideramos posteriormente o estudo da matéria nuclear com graus de liberdade de bárions e mésons à temperatura finita, com particular atenção na região de transição de fase. Para este estudo, incorporamos aos modelos considerados, o formalismo da mecânica estatística à temperatura finita. Os resultados obtidos, para as propriedades da matéria nuclear à temperatura finita, concordam também com os resultados obtidos por outros autores. Um aspecto inédito apresentado neste trabalho refere-se à incorporação de valores para os pontos críticos da transição de fase, ainda não determinados por outros autores. O comportamento do calor específico também é analisado de forma inédita nesta dissertação no tratamento utilizado com os modelos Não-Linear e ZM. Utilizamos a equação de estado da matéria de nêutrons à temperatura finita nas equações TOV, determinando propriedades globais de uma estrela protoneutrônica Observamos neste trabalho que ocorre um aumento da massa máxima da estrela com o aumento da temperatura, comportamento este já previsto por outros autores em diferentes modelos. Posteriormente incorporamos ao formalismo à temperatura finita, o equilíbrio químico, a presença de graus de liberdade leptônicos para elétrons e múons e a neutralidade de carga. Apresentamos nesta etapa do trabalho, uma forma alternativa para a incorporação destes ingredientes, baseada na determinação de uma fração relativa entre os potenciais químicos de prótons e nêutrons, à temperatura nula, extendendo este resultado à temperatura finita. Este procedimento permite a determinação da distribuição de núcleons e léptons no interior de uma estrela protoneutrônica, onde incluímos ainda a presença de neutrinos confinados. No estudo da matéria de quarks, consideramos o modelo de sacola do Massachussets Institute of Technology (MIT). Incorporando as equações TOV neste estudo, determinamos propriedades globais de estrelas de quarks, bem como a distribuição dos diferentes sabores de quarks no interior estelar. Como principal resultado, obtivemos uma equação de estado geral para a matéria hadrônica e de quarks, introduzida nas equações TOV, e analisamos a existência de estrelas híbridas. Os resultados obtidos nesta etapa do trabalho são totalmente coerentes com aqueles obtidos por outros autores.

População estelar em galáxias ativas versus não ativas : o papel das novas gerações de estrelas

Esta tese apresenta o estudo da população estelar nuclear e extranuclear de uma amostra de galáxias ativas próximas (trinta e sete galáxias Seyfert 2 e vinte e quatro rádio-galáxias); e de uma amostra de controle de galáxias não ativas (onze elípticas: sete lenticulares e dezoito espirais). Foram para isto utilizados espectros óticos de fenda longa com boa razão sinal-ruído obtidos em telescôpios com aberturas de 1;5m a 4m. As regiões amostradas nas extrações correspomlem nas galáxias a 100-2000 parsecs (pc), com um valor mediano de 800 pc. A fim de verificar se existe relação entre a presença de formação estelar recente e a atividade nuclear; foram determinadas as idades das populações estelares da região nuclear e circumnuclear destas galáxias; utilizando o método de síntese espectral. Também foi verificada a infiuência do núcleo ativo sobre a população circunmclear; através do estudo da diluição das larguras equivalentes nucleares em relação àquelas de fora do núcleo. Um dos aspectos mais relevantes do presente estudo é a inclusão de uma amostra de controle de galáxias não ativas em um nÚmero comparável ao de galáxias ativas. O estudo conjunto de uma amostra de controle serviu para quantificar as diferenças obtidas dos espectros - em particular no contínuo e na população estelar das galáxias devido a existência da atividade nuclear. Os principais resultados são os que seguem: Uma grande fração de galáxias Seyfert 2 apresenta formação estelar recente (com idades iguais ou inferiores a 100 milhões de anos), tanto no núcleo quanto fora dele. Por outro lado, as rádio-galáxias em geral são dominadas por populações velhas e de idade intermediária (10 e 1 bilhão de anos); as populações jovens são significativas em apenas 10% destes objetos Em vários aspectos, galáxias Seyfert 2 e rádio-galáxias apresentam características diferentes. As primeiras apresentam resultados da síntese bem mais diversificados do que as últimas; tanto em termos de contribuição das populações de diferentes idades, quanto em relação ao comportamento dos gradientes de população estelar e dos avermelhamentos internos das galáxias. As galáxias Seyfert 2 apresentam uma diversidade de populações bastallte grande; e em geral essas populações são muito diferentes daquelas encontradas em galáxias não ativas lenticulares e espirais. Apesar das rádio-galáxias apresentarem uma pequena diversidade de populações estelares e, aparentemente, populações semelhantes àquelas encontradas em galáxias não ativas elípticas e lenticulares, elas têm populações levemente mais jovens do que as encontradas nas galáxias não ativas, sob a forma de uma contribuição maior da população de 1 bilhão de anos. Nenhuma rádio-galáxia Fanaroff-Riley tipo I apresenta contribuição significativa de populações mais jovem; do que 1 bilhão de anos: enquanto que em uma ou duas rádio-galáxias FRI isso ocorre. Esse resultàdo sugere que existe uma pequena diferença entre a população estelar das rádio-galáxias FRI e FGII estudadas. Essa diferença precisa ser melhor estudada, através de uma amostra de rádio-galáxias maior, para se verificar se não é originada apenas pelo pequeno número de objetos analisados em cada grupo Para as galáxias Seyfert 2, os resultados encontrados são consistentes com um cenário evolutivo 1 onde uma interação provocaria a queda do gás na direção do núcleo provocando um ou mais episódios de formação estelar e iniciando também a atividade nuclear. Enquanto a formação estelar é dominante, as assinaturas da interação são ainda visíveis e o espectro apresenta as características de uma população jovem e linhas de emissão intemediárias entre aquelas de galáxias Seyfert 2 e de galáxias "Starlmrst". A partir do momento em que o episóidio de formação estelar se enfraquece, o espectro passa a ser dominado por características de uma população mais velha e com linhas de emissão típicas de uma galáxia Seyfert. Dentro do cenário acima, a diversidade de populações encontrada pode então ser explicada como sendo devida a diferentes estágios evolutivos da interação; além disso: um outro fator importante parece ser a quantidade de gás disponível; se esta quantidade for muito pequena, pode não ocorrer o disparo de formação estelar. No caso das rádio-galáxias, as interações que teriam originado a atividade nuclear parecem ter ocorrido há mais tempo (1 bilhão de anos atrás para a maioria dos objetos estudados), sugerindo um maior intervalo de tempo entre a interação e o disparo da atividade rádio do que entre a interação e a atividade Seyfert.

Compressibilidade da matéria nuclear em estrelas de nêutrons

Neste trabalho, são discutidos modelos da hadrodinâmica quântica com aproximação de campo médio aplicados a estrelas de nêutrons. O modelo de Walecka define o ponto de partida para desenvolver o modelo de acoplamento derivativo ajustável. A presente dissertação visa a um estudo detalhado sobre a influência dos parâmetros do modelo ajustável no sistema, analisando seus limites, inclusive quando os parâmetros são iguais a zero ou infinito (modelo exponencial). Esta análise tem o propósito de estabelecer um conjunto de parâmetros que defina um modelo que esteja de acordo com as propriedades fenomenológicas tais como módulo de compressão da matéria nuclear, massa efetiva na saturação da matéria nuclear e também algumas propriedades estáticas globais das estrelas de nêutrons como, por exemplo, massa e raio. Estabelecido o modelo a ser considerado, a autora dessa dissertação introduz, como inovação, a compressibilidade hadrônica como função da densidade. Tradicionalmente, determinam-se propriedades da matéria apenas para a densidade de saturação.

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.

Distribuição de extinção na Pequena Nuvem de Magalhães

O estudo da distribuição da extinção na direção da Pequena Nuvem de Magalhães (PNM) é feito atravéss da contagem de galáxias de ”fundo”, e espectroscopicamente pela comparação de espectros nucleares de uma amostra das mesmas com os de galáxias de referência de similar população estelar. O método de contagens é baseado em um novo catálogo realizado no presente trabalho, contendo 3037 galáxias estendendo-se até a magnitude limite B¼ 20 em 6 placas do ESO/SERC na região da PNM e seus arredores. O método espectroscópico foi aplicado a uma amostra de 16 galáxias na mesma região, assim como numa outra de 27 galáxias na direção da Grande Nuvem de Magalhães, para comparação. A deficiência de galáxias indicada pelo método de contagens sugere E(B-V)=0.35 nas partes centrais da PNM, e E(B-V)=0.15 a 6º do centro. Por outro lado o método espectroscópico indica que a PNM é basicamente transparente. Sugerem-se as seguintes explicações para esta diferença: (i) a deficiência de galáxias nas regiões centrais detectadas pelo método de contagens é signifivativamente afetada pela alta concentração de estrelas e objetos extendidos pertencentes à PNM; (ii) a amostra espectroscópica conteria tipicamente galáxias em zonas menos avermelhadas, o que indicaria que a absorção ocorre em nuvens de poeira com uma distribuição preferencialmente discreta. A aplicação do m´etodo espectroscópico na GNM também sugere a presença de nuvens de poeira discretas nas suas regiões centrais.

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.

Análise de diagramas cor-magnitude de 5 aglomerados ricos da LMC

Apresentamos a análise de diagramas cor-magnitude (CMDs) profundos para 5 aglomerados ricos da Grande Nuvem de Magalhães (LMC). Os dados fazem parte do projeto HST G07307, entitulado "Formação e Evolução de Aglomerados Estelares Ricos da LMC", e foram obtidos através do HST/WFPC2 nos filtros F555W (~ V) e F814W (~ I), alcançando V555~25. A amostra de aglomerados é composta por NGC 1805 e NGC 1818, os mais jovens (r < 100 Myr), NGC 1831e NGC 1868,de idades intermediárias (400 < r < 1000Myr), e Hodge 14, o mais velho (r > 1200Myr). Discutimos e apresentamos um método de correção dos CMDs para incompleteza da amostra e contaminação por estrelas de campo. O uso eficiente das informações contidas nos CMDs foi feito por meio de comparações entre os CMDs observados e CMDs modelados. O processo de modelamento de CMDs gera uma Seqüência Principal (MS) sintética, que utiliza como entrada do modelo a informação sobre idade (r), metalicidade (Z), Função de Massa do Presente (PDMF), fração de binárias não resolvidas, distância e extinção da luz. As incertezas fotométricas foram empiricamente determinadas a partir dos dados e incorporadas no modelamento. Técnicas estatísticas de comparação entre CMDs em 1D e 2D são apresentadas e aplicadas como métodos objetivos capazes de determinar a compatibilidade entre modelo e observação. Modelando os CMDs da região central dos aglomerados podemos inferir a metalicidade (Z), o módulo de distância intrínseco ((V - Mv)o) e o avermelhamento (E(B-V)) para cada aglomerado. Também determinamos as idades para os 3 aglomerados mais velhos de nossa amostra. Continuação) Através da comparação em 2D os valores encontrados foram os seguintes: para NGC 1805, Z = 0.007:1+-0.003, (V - Mv)o = 18.50:1+- 0.10, E(B - V) = 0.03:1+-0.01; para NGC 1818,Z = 0.005:1+-0.002, (V - Mv)o = 18.50:1+-0.15, E(B - V)~0.00; para NGC 1831, Z = 0.012:1+-0.002, log(r /yr) = 8.70 :I+-0.05, (V - Mv)o = 18.70:1+- 0.05, E(B - V)~ 0.00; para NGC 1868, Z = 0.008:1+-0.002,log(r/yr) =8.95:1+-0.05, (V - Mv)o = 18.70:1+- 0.05, E(B - V) ~0.00; para Hodge 14, Z = 0.008+-0.004, log(r/yr) = 9.23+-0.10, (V - Mv)o = 18.50+-0.15, E(B - V) = 0.02+- 0.02. Estes valores estão de acordo, dentro das incertezas, com os valores obtidos através da análise de linhas fiduciais (lD), o que agrega confiabilidade a estas determinações. Através da análise de CMDs em regiões concêntricas determinamos a dependência espacial da inclinação da PDMF (a) nos aglomerados mais ricos. Para tanto empregamos duas abordagens distintas para a determinação de a: 1) método tradicional em 1D via conversão direta de V555em massa; 2) método em 2D via modelmento de CMDs. Independente do método de análise, todos os aglomerados analisados demonstram claramente o efeito de segregação em massa. Além disso, NGC 1818, NGC 1831 e NGC 1868 apresentam uma possível perda seletiva de estrelas de baixa massa nas suas regiões mais externas.

O casal 20 do telejornalismo e o mito da perfeição : como a mídia constrói a imagem dos apresentadores Fátima Bernardes e William Bonner

A imagem mítica de perfeição dos apresentadores do Jornal Nacional – Rede Globo de Televisão – construída pela mídia é o enfoque central desta pesquisa. Tanto no âmbito das soft quanto das hard news de revistas, jornais e sites de informação, Fátima Bernardes e William Bonner são estruturados como um casal pleno na profissão, no amor e nas relações familiares. É no imbricamento entre jornalismo e pensamento mítico que se torna possível essa leitura, revelando uma forte presença do imaginário cultural na pretensa objetividade jornalística. Usando conceitos de análise do discurso como suporte, analisamos 168 textos ao longo de um período de seis anos (1998 a 2004), apontando como a mídia constrói essa imagem e que sentidos mobiliza ao imputar ao casal um lugar privilegiado no panteão de celebridades da cultura de massa. A pesquisa está estruturada em três formações distintas: a) amor, fama e beleza; b) trabalho, sucesso e predestinação; c) família e moral. Mais do que jornalistas, os apresentadores do telejornal são retratados como estrelas de moral impecável, diferentemente das celebridades vulgares e sem predicados presentes na mídia atual.

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.