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.

Efeitos de explosão de nuvem de vapor inflamável

Neste trabalho é feito um estudo do processo de dispersão e combustão de uma mistura gasosa, assim como uma avaliação de alguns dos vários métodos disponíveis para estimar os resultados de uma explosão de nuvem de gás inflamável-ar. O método Multienergia foi utilizado para estimar os campos de sobrepressão resultantes de explosões de nuvens de GLP em áreas congestionadas pela presença de árvores, próximas a esferas de armazenamento de gás. Foram considerados como áreas congestionadas propícias para geração de turbulência os hortos florestais como os comumente encontrados em torno de indústrias petroquímicas e refinarias de petróleo. Foram feitas simulações para áreas de horto florestal de formato quadrado variando entre 50.000 m2 e 250.000 m2 e altura de 10 m. Para avaliar o efeito da explosão sobre a esfera, o critério de risco se baseou num elongamento máximo de 0,2% dos tirantes críticos de sustentação da mesma. Foram avaliados os efeitos destas explosões sobre uma esfera de GLP de diâmetro externo de 14,5 m para distâncias de 10 a 100 m entre a esfera e a borda do horto. É mostrado que áreas congestionadas com no mínimo 100.000 m2 podem representar um risco para a integridade das esferas menos preenchidas com GLP. Do ponto de vista da segurança das unidades de armazenamento, foi visto com base nos resultados obtidos que é preferível manter um menor número de esferas com maior preenchimento do que dividir o volume de GLP disponível entre várias unidades. Foi estimado que para áreas com grau de congestionamento de 25% a distância mínima segura entre a borda do horto e a esfera varia entre 10 m, para hortos com área de 100.000 m2, e 87,6 m, para hortos de 250.000 m2 A influência do espaçamento das árvores, representada pelo grau de obstrução da área de passagem da frente de chama, também foi analisada, indicando o quanto sua alteração pode afetar a distância mínima segura para as esferas. Por fim são feitas recomendações quanto à distância mínima entre o parque de esferas e o horto, bem como outras formas de diminuir o risco representado por explosões oriundas da formação acidental de mistura inflamável no interior dos mesmos.

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.

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.

Modelagem e simulação do campo de velocidades do vento em tormentas elétricas

Esta tese propõe um modelo para descrever o campo de velocidade do vento originado numa tormenta elétrica. O escoamento descendente que ocorre durante uma tormenta elétrica madura é modelado como um campo de fluxo axial simétrico. A evolução da velocidade do vento com o tempo é considerada por meio de uma função de modulação empírica. As flutuações da velocidade ao redor da velocidade média em evolução são representadas por um processo aleatório do tipo ruído branco em faixa. Todos os parâmetros utilizados no modelo estão relacionados a variáveis meteorológicas, tais como a altura e diâmetro da nuvem cumulonimbus causadora do evento, a diferença de pressão e a distância entre o solo e a base da nuvem. Adicionalmente considera-se que a nuvem é transportada numa direção pré escolhida pelo vento de fundo, que pode ser devido à circulação geral na região ou a um ciclone extra-tropical. O campo de velocidades do vento resulta da superposição de ambos campos. O modelo é validado comparando as velocidades do vento determinadas em eventos simulados, com registros de estações meteorológicas. Adicionalmente, perfis verticais previstos pelo modelo são comparados com vários perfis para tormentas elétricas propostos na literatura. Finalmente, séries de velocidade máximas anuais a altura padrão de 10m foram simuladas para três estações meteorológicas no sul do Brasil, para as quais dados experimentais são conhecidos, em termos do número médio de tormentas elétricas por ano e das funções distribuição de probabilidade que caracterizam o vento de fundo. A comparação com séries de registros máximos existentes é satisfatória, dando credibilidade adicional ao modelo proposto.

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.