The nature of extremely red galaxies in the local universe

We investigate the nature of extremely red galaxies (ERGs), objects whose colours are redder than those found in the red sequence present in colour–magnitude diagrams of galaxies. We selected from the Sloan Digital Sky Survey Data Release 7 a volume-limited sample of such galaxies in the redshift interval 0.010 < z < 0.030, brighter than Mr = −17.8 (magnitudes dereddened, corrected for the Milky Way extinction) and with (g − r) colours larger than those of galaxies in the red sequence. This sample contains 416 ERGs, which were classified visually. Our classification was cross-checked with other classifications available in the literature. We found from our visual classification that the majority of objects in our sample are edge-on spirals (73 per cent). Other spirals correspond to 13 per cent, whereas elliptical galaxies comprise only 11 per cent of the objects. After comparing the morphological mix and the distributions of Hα/Hβ and axial ratios of ERGs and objects in the red sequence, we suggest that dust, more than stellar population effects, is the driver of the red colours found in these extremely red galaxies.

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.

Tradutor das galáxias : questões de competência tradutória da cultura pop em webcomics

Dissertação (mestrado)—Universidade de Brasília, Instituto de Letras, Departamento de Línguas Estrangeiras e Tradução, Programa de Pós-Graduação em Estudos da Tradução, 2016.

Coelhos, ananases, galáxias : a Sucessão de Fibonacci

Neste artigos apresentamos a Sucessão de Fibonacci com a sua aplicação em diversos ramos das ciências e algumas propriedades e curiosidades.

Espirais e Hélices - Do Polímero mais abundante da natureza

A celulose é o polímero renovável mais abundante do mundo. É o principal constituinte das paredes celulares das plantas, as quais constituem a sua principal fonte.

Hélices e Espirais em Micro e Nanofibras Celulósicas

A celulose é o polímero renovável mais abundante do mundo. É conhecido pela sua excelente biocompatibilidade, propriedades térmicas e mecânicas. A celulose assim como os polipéptideos e o ADN, pertence a uma família de moléculas orgânicas que dão origem à formação de fases líquidas cristalinas (LCs) colestéricas. A Passiflora Edulis, tal como outras plantas trepadeiras, possui longas e flexíveis gavinhas que permitem à planta encontrar um suporte para se fixar. As gavinhas podem assumir a forma de espirais ou de hélices consoante sejam sustentadas por apenas uma ou por ambas as extremidades. As hélices apresentam muitas vezes duas porções helicoidais, uma esquerda e outra direita, separadas por um segmento recto denominado perversão. Este comportamento é consequência da curvatura intrínseca das gavinhas produzidas pela planta trepadeira. O mesmo comportamento pode ser observado em micro e nanofibras celulósicas fabricadas a partir de soluções líquido-cristalinas, numa escala três a quatro ordens de grandeza inferior à das gavinhas. Este facto sugere que o modelo físico utilizado tenha invariância de escala. Neste trabalho é feito o estudo de fibras e jactos que imitam as estruturas helicoidais apresentadas pelas gavinhas das plantas trepadeiras. As fibras e jactos são produzidos a partir de soluções líquidas cristalinas celulósicas. De modo a determinar as características morfológicas e estruturais, que contribuem para a curvatura das fibras, foram utilizadas técnicas de imagem por ressonância magnética (MRI), microscopia óptica com luz polarisada (MOP), microscopia electrónica de varrimento (SEM) e microscopia de força atómica (AFM) . A variação da forma das estruturas helicoidais com a temperatura parece ser relevante para o fabrico de membranas não tecidas para aplicação em sensores termo-mecânicos.

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.

Interação de espirais em 2D : redução da dinâmica à interação de defeitos e exploração de novas estruturas espaço-temporais

O presente trabalho apresenta um anova proposta de tratamento de estruturas espirais em meios contínuos oscilatórios na vizinhança de bifurcações de Hopf supercríticas. Tais estruturas são normalmente descritas pela Equação de Cinzburg-Landau Complexa a qual usa um campo complexo associado a essas oscilações. A proposta apresentada reduz a dinâmica de espirais à interação entre os centros das mesmas. Inicialmente, comparamos numericamente as duas descrições e com os ganhos computacionais decorrentes da abordagem reduzida caracterizamos finamente as estruturas espaço-temporais formadas nesses sistemas: em vez dos estados congelados mencionados anteriormente na literatura encontrou-se uma dinâmica espaço-temporal intermitente. Esse regime ocorre em duas fases distintas: Líquido de Vórtices e Vidros de Vórtices. Esta última evolui em escalas de tempo ultralentas como fenômenos semelhantes encontrados na Mecânica Estatística, apesar de sua origem puramente determinista.

O gás ionizado em galáxias ativas

Foram analisados espectros óticos de fenda longa de 29 galáxias que hospedam núcleos ativos (AGNs), sendo 6 galáxias Seyfert 1, 18 galáxias Seyfert 2, 4 Rádio-galáxias de linhas estreitas (NLRG) e 1 Rádio-galáxia de linhas largas (BLRG). Estas galáxias apresentam emissão por gás de alta excitação que se estende em alguns casos a 10 kpc do núcleo. O objetivo do presente trabalho consiste em estudar e caracterizar as propriedades físicas da região estendida de linhas estreitas (ENLR) destes objetos bem como propriedades da fonte central. A distribuição radial de parâmetros que caracterizam o gás emissor em cada galáxia, tais como brilho superficial das linhas de emissão, densidade do gás, massa, extinção e excitação são obtidos. Estes valores característicos são comparados entre as diferentes classes de atividade nuclear presentes em nossa amostra, bem como às propriedades de galáxias normais com o mesmo tipo de Hubble quando possível. Nós encontramos que a massa de gás ionizado é consistente com a hipótese de que o gás é “originado” na fotoionização pela fonte central das nuvens de HI préexistentes na galáxia hospedeira. Os valores observados das razões entre as linhas estreitas de emissão são comparados com os obtidos através de modelos de fotoionização gerados com o código MAPPINGS Ic, obtendo os parâmetros do modelo – densidade, índice espectral da distribuição de energia e da metalicidade do gás – que melhor reproduzem as observações. Observamos que a variação da abundância química do gás é necessária para explicar o espalhamento nos valores observados. Adicionalmente, comparamos os valores observados com os obtidos com modelos de choques gerados por Dopita & Sutherland. Investigamos também a influência da emissão proveniente de regiões HII ao espectro observado – a qual concluímos ser importante particularmente nas regiões emissoras mais distantes do que 2 kpc do núcleo. Nós determinamos a luminosidade ionizante da fonte central nos AGNs usando a aproximação de que as nuvens de gás são limitadas por radiação, e obtivemos os correspondentes valores para o fator de cobertura do gás. Esta luminosidade ionizante foi então comparada com a luminosidade observada em raios-X na banda 2 –10 keV, através de aproximações para a distribuição espectral de energia (SED). Para 9 galáxias Seyfert 2 a luminosidade observada está disponível, e verificamos que nosso método recupera a luminosidade do AGN em raios-X – assim como obtida dos dados do satélite ASCA – bem como identifica os 3 casos Compton espessos. Por fim, investigamos a natureza do contínuo infravermelho (IR) médio e distante – comparandose a luminosidade observada no IR, calculada a partir dos fluxos IRAS, com a luminosidade predita para um toro que envolve a fonte central absorvendo a radiação incidente e re-emitindo esta no infravermelho. Encontramos que a luminosidade observada no IR é consistente com a luminosidade predita para o torus.

O contínuo e a região estendida de linhas estreitas das galáxias ativas ESO 362-G18 e ESO 362-G8

Foram analisados espectros óticos de fenda longa das galáxias Seyfert 1 ESO362-G18 e Seyfert 2 ESO362-G8. Estas duas galáxias apresentam emissão por gás de alta excitação em forma anisotrópica, possivelmente devido a colimação por um tóro de poeira. O objetivo do presente trabalho consiste em estudar o contínuo e a região estendida de linhas de emissão (ENLR) destes objetos. Este trabalho constitui-se no primeiro estudo detalhado realizado sobre estas galáxias. A população estelar em cada galáxia e caracterizada em função da distância ao núcleo. O contínuo nuclear e estudado em termos de duas componentes: a população estelar e a componente AGN (\Active Galatic Nuclei"). Observa-se a presença desta componente AGN na gal axia Seyfert 1 ESO362-G18. A galáxia Seyfert 2 não permite observar esta componente AGN mesmo depois de subtraída a componente de população estelar. Nas duas galáxias observa-se importante contribuição de população de idade intermediária ( 5 108 anos). A partir das linhas estreitas de emissão, mapeamos a excitação do gás interestelar ao longo da ENLR. As razões entre estas linhas de emissão são reproduzidas a partir de um modelo de fotoionização de duas componentes - uma componente limitada por matéria ("matter-bounded") e uma componente limitada por ionização ("ionization-bounded"). Este modelo, construído utilizando o código de fotoionização MAPPINGS Ic, se propõe a resolver os problemas apresentados pelos modelos tradicionais de uma componente apenas. A partir dos resultados obtidos com o modelo de duas componentes, determinamos o fator de preenchimento e o fator de cobertura do gás em função da distância ao núcleo. Utilizamos estes parâmetros para testar a consistência do modelo proposto. Por fim realizase o cálculo de balanço de fótons e estuda-se a natureza do contínuo infravermelho (IR) médio e distante - comparando-se a luminosidade observada no IR, calculada a partir dos fluxos IRAS, com a luminosidade predita para um tóro que envolve a fonte modelada e re-emite a radiação incidente no infravermelho.

As galáxias de comentários

Uma ferramenta desenvolvida pela Fundação Getulio Vargas (FGV) está transformando o debate sobre política nas redes sociais em algo visível, concreto - e, por que não, bonito. A tecnologia processa milhões de postagens e comentários feitos na internet, mistura essas informações com análises socioeconômicas (algo que a FGV sempre fez) e, a partir daí, traduz todo esse zum-zum-zum em cores e formas, similares às fotos do telescópio Hubble. Os gráficos destas páginas, feitos a pedido da NEGÓCIOS, revelam a evolução da balbúrdia em torno do início do segundo governo Dilma Rousseff.

Desenvolvimento de monopolos quase-espirais para aplicações em sistemas UWB

This work is the analysis of a structure of the microstrip antenna designed for application in ultra wide band systems (Ultra Wideband - UWB). This is a prospective analytical study where they tested the changes in the geometry of the antenna, observing their suitability to the proposed objectives. It is known that the UWB antenna must operate in a range of at least 500 MHz, and answer a fractional bandwidth greater than or equal to 25%. It is also desirable that the antenna meets the specifications of track determined by FCC - Federal Communication Commission, which regulates the system in 2002 designating the UWB bandwidth of 7.5 GHz, a range that varies from 3.1 GHz to 10, 6 GHz. by setting the maximum power spectral density of operation in -41.3 dB / MHz, and defining the fractional bandwidth by 20%. The study starts of a structure of geometry in the form of stylized @, which evolves through changes in its form, in simulated commercial software CST MICROWAVE STUDIO, version 5.3.1, and then tested using the ANSOFT HFSS, version 9. These variations, based on observations of publications available from literature referring to the microstrip monopole planar antennas. As a result it is proposed an antenna, called Monopole Antenna Planar Spiral Almost Rectangular for applications in UWB systems - AMQEUWB, which presents simulated and measured results satisfactory, consistent with the objectives of the study. Some proposals for future work are mentioned

Estudo da precisão da análise de tomografias espirais de mandíbulas humanas secas realizadas pelo tomógrafo X-Mind Tome

Pós-graduação em Odontologia - FOA

Dinâmica gravitacional em modelo de 3-brana aplicada às curvas de rotação de galáxias

Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES)