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.

Estimativa da precipitação através de técnicas de sensoriamento remoto : estudo de caso para o estado do Rio Grande do Sul

A quantificação da precipitação é dificultada pela extrema aleatoriedade do fenômeno na natureza. Os métodos convencionais para mensuração da precipitação atuam no sentido de espacializar a precipitação mensurada pontualmente em postos pluviométricos para toda a área de interesse e, desta forma, uma rede com elevado número de postos bem distribuídos em toda a área de interesse é necessária para um resultado satisfatório. No entanto, é notória a escassez de postos pluviométricos e a má distribuição espacial dos poucos existentes, não somente no Brasil, mas em vastas áreas do globo. Neste contexto, as estimativas da precipitação com técnicas de sensoriamento remoto e geoprocessamento pretendem potencializar a utilização dos postos pluviométricos existentes através de uma espacialização baseada em critérios físicos. Além disto, o sensoriamento remoto é a ferramenta mais capaz para gerar estimativas de precipitação nos oceanos e nas vastas áreas continentais desprovidas de qualquer tipo de informação pluviométrica. Neste trabalho investigou-se o emprego de técnicas de sensoriamento remoto e geoprocessamento para estimativas de precipitação no sul do Brasil. Três algoritmos computadorizados foram testados, sendo utilizadas as imagens dos canais 1, 3 e 4 (visível, vapor d’água e infravermelho) do satélite GOES 8 (Geostacionary Operational Environmental Satellite – 8) fornecidas pelo Centro de Previsão de Tempo e Estudos Climáticos do Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais. A área de estudo compreendeu todo o estado do Rio Grande do Sul, onde se utilizaram os dados pluviométricos diários derivados de 142 postos no ano de 1998. Os algoritmos citados buscam identificar as nuvens precipitáveis para construir modelos estatísticos que correlacionem as precipitações diária e decendial observadas em solo com determinadas características físicas das nuvens acumuladas durante o mesmo período de tempo e na mesma posição geográfica de cada pluviômetro considerado. Os critérios de decisão que norteiam os algoritmos foram baseados na temperatura do topo das nuvens (através do infravermelho termal), reflectância no canal visível, características de vizinhança e no plano de temperatura x gradiente de temperatura Os resultados obtidos pelos modelos estatísticos são expressos na forma de mapas de precipitação por intervalo de tempo que podem ser comparados com mapas de precipitação obtidas por meios convencionais.

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.

Solução LTSn para problemas de transferência radiativa com polarização em geometria plana

O método LTSN tem sido utilizado na resolução de uma classe abrangente de problemas de transporte de partículas neutras que são reduzidos a um sistema linear algébrico depois da aplicação da transformada de Laplace. Na maioria dos casos estudados os autovalores associados são reais e simétricos. Para o problema de criticalidade os autovalores associados são reais ou imaginários puros e simétricos, e para o o problema de multigrupo podem aparecer autovalores complexos. O objetivo deste trabalho consiste na generalização da formulação LTSN para problemas de transporte com autovalores complexos. Por esse motivo é focada a solução de um problema radiativo de transporte com polarização em uma placa plana. A solução apresentada fundamenta-se na aplicação da transformada de Laplace ao conjunto de equações SN dos problemas resultantes da decomposição da equação de transferência radiativa com polarização em série de Fourier, seguindo o procedimento de Chandrasekhar. Esse procedimento gera 2L + 2 sistemas lineares de ordem 4N dependentes do parâmetro complexo "s". Aqui, L é o grau de anisotropia e N a ordem de quadratura. A solução desse sistema simbólico é obtida através da aplicação da transformada inversa de Laplace depois da inversão da matriz simbólica pelo método da diagonalização. Para a obtenção das constantes de integração é assumido que os componentes do vetor de Stokes são reais e as matrizes dos autovalores e autovetores são separadas em suas partes real e imaginária. A solução LTSN para autovalores complexos é validada através da comparação da solução para uma placa com espessura unitária, grau de anisotropia L = 13, albedo de espalhamento simples $ = 0:99, coe ciente de re exão de Lambert ¸0 = 0:1 e N = 150, segundo dados da literatura consultada.