Navegando por Autor "Nascimento Júnior, José Dias do"
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Tese Aglomerado estelar M67: processos de diluição e a evolução do Momentum Angular(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2007-08-06) Martins, Bruno Leonardo Canto; Medeiros, José Renan de; ; http://lattes.cnpq.br/9151590034650501; ; http://lattes.cnpq.br/2673267660389058; Silva, Lício da; ; http://lattes.cnpq.br/2006955162455558; Silva, José Ronaldo Pereira da; ; http://lattes.cnpq.br/8441491501200508; Carvalho Filho, Joel Câmara de; ; http://lattes.cnpq.br/4585335971279853; Nascimento Júnior, José Dias do; ; http://lattes.cnpq.br/5498036360601584Os aglomerados estelares possuem uma grande variedade de propriedades físicas que os tornam provas valiosas da evolução estelar e galáctica. Estudos recentes mostram uma discrepância entre o modelo padrão de evolução e as observações, principalmente com relação ao nível de mistura e diluição convectiva de elementos leves, bem como na evolução do momentum angular. Para melhor estabelecer algumas destas propriedades, apresentamos uma análise espectroscópica detalhada de 28 estrelas evoluídas, do turn off ao ramo das gigantes, pertencentes ao aglomerado estelar aberto M67. As observações foram feitas com o espectrógrafo UVES+FLAMES no VLT/U2. Determinamos os parâmetros estelares e a metalicidade a partir de análises em ETL de linhas de Fe I e Fe II entre 420 1100 nm. A abundância de 7Li foi obtida a partir da linha do lítio em 6707.78 ˚A, para todas as estrelas da amostra. A abundância de 7Li apresenta, para as estrelas evoluídas de M67, um gradual decrescimento na medida em que a temperatura efetiva diminui. O fator de diluição do Li para estrelas gigantes de M67 com Tef ∼ 4350K é pelo menos 2300 vezes superior ao previsto pela teoria padrão para estrelas gigantes simples de campo. A abundância de Li em função da rotação apresenta uma boa correlação para as estrelas evoluídas de M67, com uma dispersão muito menor do que para as estrelas de campo. A massa e a idade parecem ser alguns dos parâmetros que influenciam tal conexão. Um outro resultado interessante de nosso trabalho diz respeito à descoberta de uma estrela subgigante rica em Li de M67 (S1242). Ela é membro de um sistema binário espectroscópico com alta excentricidade. Sua abundância de Li é 2,7, a maior até então medida em uma estrela evoluída de M67. Duas possibilidades podem explicar este conteúdo anômalo de Li: (i) preservação do Li nos estágios pós turn off devido a efeitos de maré gravitacional, ou (ii) uma dragagem eficiente do Li presente nas camadas abaixo da zona iii convectiva através de difusão atômica em estágios pós-turn off. Também estudamos a relação do 7Li com a evolução do momentum angular em estrelas evoluídas de M67. Os resultados encontrados estão em acordo com estudos anteriores dedicados a estrelas evoluídas deste aglomerado, onde as estrelas de uma mesma região do diagrama CM possuem rotações bastante similares, porém com valores que apontam para uma desaceleração extra ao longo da seqüência principal. Por fim, analisamos as distribuições da velocidade rotacional média e da abundância média de Li em função da idade. Com relação a abundância média de Li, tanto as estrelas em aglomerados quanto as estrelas de campo, apresentam um mesmo decrescimento exponencial do tipo t−β. Tal decrescimento só é observado para idades menores do que 2 Giga-anos. A partir desta idade, observa-se que a abundância média de Li mantém-se constante, diferentemente do que é observado na conexão rotação idade, onde a velocidade rotacional média decresce lentamente com a idadeTCC Análise asterossísmica de estrelas do tipo solar e gigantes vermelhas(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2022-12-02) Rocha, Gabriel Wendell Celestino; Rocha, Gabriel Wendell Celestino; Rocha, Gabriel Wendell Celestino; Nascimento Júnior, José Dias do; 0000-0001-7804-2145; http://lattes.cnpq.br/5498036360601584; 0000-0002-3298-402X; http://lattes.cnpq.br/0049111339899544; Castro, Matthieu Sébastien; 0000-0002-1332-2477; http://lattes.cnpq.br/3330710354856664; Costa, Jefferson Soares da; 0000-0002-9830-0495; http://lattes.cnpq.br/9175100603360900Desde o advento das missões fotométricas baseadas no espaço, como CoRoT e Kepler da NASA, a asterosismologia adquiriu um papel central em nossa compreensão sobre a física estelar. A missão TESS, especialmente, ainda está liberando excelentes observações fotométricas que contêm uma grande quantidade de informações ainda não investigadas. Para explorar todo o potencial desses dados, ferramentas de análise sofisticadas e robustas são agora essenciais, para que possam ser obtidas restrições adicionais da estrutura estelar e modelos evolutivos. Além disso, extrair propriedades asterossísmica detalhadas para muitas estrelas pode gerar novos insights sobre suas correlações com propriedades e dinâmicas estelares fundamentais. O presente trabalho apresenta uma investigação abrangente sobre a análise asterossísmica de estrelas do tipo solar e gigantes vermelhas, com o objetivo de estimar métricas asterossísmicas e parâmetros estelares. O estudo abrange a integração de técnicas de análise de dados com asterosismologia para extrair insights significativos dos dados observados. Em resumo, este trabalho combina as áreas de Análise de Dados e Asterosismologia para desenvolver duas rotinas em Python, pyREFPA e pyRMGAP. Essas rotinas utilizam dados das missões Kepler e TESS para estimar métricas asterossísmicas, parâmetros estelares e parâmetros asterossísmicos globais para estrelas do tipo solar e gigantes vermelhas. Embora os resultados obtidos por ambas as rotinas mostrem resultados promissores, eles também destacam a presença de certos erros que requerem mais investigação e refinamento. No geral, este trabalho estabelece as bases para futuros avanços no campo da análise asterossísmica e fornece uma contribuição valiosa para nossa compreensão dos interiores estelares.Dissertação Análise das curvas de luz do CoroT usando diferentes processos comparativos: estimando períodos de rotação estelar(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2010-12-30) Castrillón, Jenny Paola Bravo; Medeiros, José Renan de; ; http://lattes.cnpq.br/9151590034650501; ; Nascimento Júnior, José Dias do; ; http://lattes.cnpq.br/5498036360601584; Silva, José Ronaldo Pereira da; ; http://lattes.cnpq.br/8441491501200508Um dos principais objetivos do Grupo do CoRoT de Natal é a determinação do período de rotação para milhares de estrelas, um parâmetro fundamental para o estudo da história evolutiva estelar. Para estimar o período de rotação das estrelas e compreender as incertezas associadas resultantes, por exemplo, das descontinuidades nas curvas e (ou) das baixas razões sinal-ruído, comparamos três diferentes métodos para o tratamento das curvas de luz nesta dissertação. Estes métodos foram aplicados na análise de curvas de luz com diferentes características. Primeiro, uma Análise Visual foi realizada para cada curva de luz, dando uma perspectiva geral sobre os diferentes fenômenos destacados nas curvas. Os resultados obtidos por este método em relação ao período de rotação da estrela, a presença de manchas, ou a natureza da estrela (sistema binário ou outro) foram então comparados com aqueles obtidos por outros dois métodos mais precisos: o método CLEANest, com base na DCDFT (Date Compensated Discrete Fourier Transform), e o método Wavelet, com base na Transformada Wavelet. Nossos resultados mostram que os três métodos apresentam níveis similares de precisão e cada um pode complementar o outro. No entanto, o método Wavelet pode fornecer informações adicionais sobre a estrela estudada, a partir do mapa wavelet, mostrando as variações de freqüências no sinal ao longo do tempo. Finalmente, discutimos as limitações destes métodos, os níveis de eficiência em fornecer informações sobre a estrela, bem como o possível desenvolvimento de ferramentas para integrar métodos diferentes em uma única análiseTCC Análise espectropolarimétrica de Kappa1 Ceti: determinando o campo magnético e a atividade cromosférica(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2016-05-18) Gonçalves, Bernardo Forton Odlavson; Nascimento Júnior, José Dias do; Nascimento Júnior, José Dias do; Costa, Jefferson Soares da; Castro, Matthieu SébastienKappa1 Ceti é uma estrela análoga solar que atualmente está em um momento crítico por apresentar a mesma idade que o Sol tinha quando a vida surgiu na Terra. Esta análoga solar tem massa muito próxima a do Sol e idade determinada. Nosso conhecimento com relação à evolução do campo magnético das estrelas análogas solares é bastante limitado. Existe apenas um número reduzido de análogas solares brilhantes que se encontram na faixa de idade de Kappa1 Ceti. Um dos desafios do campo de pesquisa das análogas jovens é o de encontrar outras estrelas com parâmetros tão próximos aos do Sol como os de Kappa1 Ceti. Neste trabalho utilizamos o método do Least-Squares Deconvolution (LSD) para calcularmos os parâmetros de Stokes I e V. Também calculamos o índice de atividade cromosférica (S-index) e o período de variação deste índice. Utilizamos o periodograma Lomb-Scargle para encontrar o período de oscilação do S-index. O campo magnético e a atividade cromosférica são calculados, respectivamente, através da construção de perfis LSD dos parâmetros de Stokes I e V e através das linhas H e K de Ca II do espectro de nossa análoga solar.Dissertação Análise espectroscópica da estrela HD 150050: uma nova estrela gigante rica em lítio(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2013-02-01) Coelho, Hugo Rodrigues; Nascimento Júnior, José Dias do; ; http://lattes.cnpq.br/5498036360601584; ; http://lattes.cnpq.br/4100087176560689; Castro, Matthieu Sebastien; ; http://lattes.cnpq.br/3330710354856664; Milone, Andre de Castro; ; http://lattes.cnpq.br/8944689376916651O lítio é produzido principalmente na nucleossíntese primordial nos primeiros segundos do Universo. Este elemento é facilmente destruído no interior estelar através de reações nucleares em regiões onde a temperatura é superior à 2:5 106 K. Uma quantidade razoável de lítio pode ser encontrada na zona convectiva das estrelas de pouca massa, onde as temperaturas não são suficientemente altas para queimá-lo. À medida que as estrelas de pouca massa evoluem e deixam a sequência principal (entrando no ramo das gigantes), a sua camada convectiva externa aumenta e atinge regiões mais profundas da estrela, diluindo assim o lítio que se situava próximo à superfície. É o conhecido “first dredge-up”. Neste contexto, a existência de estrelas gigantes ricas em lítio representa um dos grandes enigmas da evolução estelar, pois devido as suas características estruturais todas as gigantes deveriam apresentar baixas abundâncias de lítio, segundo o modelo padrão de estrutura e evolução estelar. Neste trabalho, relatamos a descoberta da super abundância de lítio da estrela HD 150050. Esta estrela simples e com baixa rotação cujo tipo espectral é K2 III mostra uma forte assinatura na linha de lítio (no comprimento de onda 6708 Å) de seu espectro. Neste trabalho, a partir de observações espectroscópicas, determinamos uma abundância de lítio no valor de log (Li) = 2:4 0:1 para este objeto. Obtivemos estimativas dos principais parâmetros físicos para HD 150050 com base em observações espectroscópicas de alta resolução. Determinamos também o estado evolutivo para HD 150050 utilizando modelos evolutivos calculados especificamente para este objeto com o código TGEC (Toulouse-Geneva Evolutionary Code). Esta análise teórica de seu estado evolutivo permitiu-nos estimar a massa e a idade desta estrela. Sendo assim, a partir de nosso trabalho concluímos que a estrela HD 150050 é uma genuína estrela rica em lítio e que deve ser acrescentada ao seleto grupo das estrelas ricas em lítio estudadas na literaturaDissertação Uma análise teórica da evolução da rotação estelar(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2007-10-22) Maciel, Saulo Carneiro; Medeiros, José Renan de; ; http://lattes.cnpq.br/9151590034650501; ; http://lattes.cnpq.br/9373778450878697; Nascimento Júnior, José Dias do; ; http://lattes.cnpq.br/5498036360601584; Silva, José Ronaldo Pereira da; ; http://lattes.cnpq.br/8441491501200508Nos últimos cinqüenta anos, grandes esforços foram feitos no intuito de se entender a evolução estelar. No contexto observacional, medidas precisas da velocidade rotacional projetada foram produzidas, em particular, pelos grupos de Natal e Genebra. Destes dados é possível no presente momento estabelecer o comportamento da rotação estelar do turnoff até o ramo das gigantes vermelhas. Em adicional, estes dados têm mostrado o papel dos efeitos de marés na rotação estelar em sistemas binários próximos. Mesmo tendo sido feitos bons avanços c no ambito observacional, pouca atençã tem sido dada a estudos teóricos da evolução da rotação ao longo do diagrama HR, um tópico que está intimamente ligado a evolução das estrelas. Basicamente, existem dois motivos para tal fato,(i) a não suposição de simetria esférica leva a um aumento substancial da complexidade numérica das equações, e (ii) os modelos sem rotação têm tido bastante sucesso na explicação de relevantes dados observacionais, incluindo as relações entre massa e luminosidade e abundâncias químicas. Diante do avanço do estudo da rotação, ainda restam trabalhos a serem feitos sobre o seu papel em estágios mais tardios da evolução, uma vez que existem discordâncias entre predições teóricas e observacionais. No presente trabalho, nós estudamos o comportamento evolucionário da rotação ao longo do diagrama HR, levando em conta condições de contorno baseadas em recentes medidas de velocidade rotacional obtidas a partir de procedimentos de alta precisão e novos códigos evolutivosTese Aplicação da técnica de microlentes gravitacionais na busca de exoplanetas de baixa massa(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2021-03-18) Almeida, Leandro de; Nascimento Júnior, José Dias do; ; ; Martioli, Eder; ; Jablonski, Francisco José; ; Costa, Jefferson Soares da; ; Leão, João Rodrigo Souza;As lentes gravitacionais foram propostas por Albert Einstein no percurso da elaboração da teoria da relatividade geral. Einstein observou que os objetos massivos curvam o espaço-tempo e desta forma o caminho da luz que passa próximo desses objetos sofre efeitos de deflexão e a luz é desviada nestas proximidades. O regime das lentes gravitacionais pode ser dividido em três regimes básicos: lentes fortes, lentes fracas e microlentes. Esta tese é focada nesta última, as microlentes gravitacionais. Estes eventos de Microlentes Gravitacionais (MG) acontecem quando, a partir da perspectiva do observador, duas estrelas ficam quase alinhadas, uma mais ao fundo (fonte) e outra no meio do caminho (lente). Esse quase alinhamento faz com que a luz da fonte sofra um desvio do seu caminho original. Este desvio da luz gera uma magnificação do brilho da estrela do fundo e se as duas estrelas possuem movimentos relativos que não sejam na direção radial, uma curva de luz característica é produzida. Se a estrela lente possui um planeta, podemos inferir a sua presença através da análise cuidadosa dessa curva de luz e determinar as frações de massa do sistema e também o semi-eixo maior aparente. Esta técnica se diferencia das outras pois, é a única que consegue detectar planetas pequenos além da linha do gelo de suas estrelas. Esses planetas são essenciais para o preenchimento do censo de exoplanetas que temos em nossa galáxia. Neste trabalho nos focamos em buscar planetas de baixa massa em estrelas do tipo solar. Para isso, utilizamos o método semi-analítico de resolução da equação da lente e propomos a parametrização da menor distância entre o trajeto da estrela fonte e a lente principal (parâmetro de impacto µ0) e o ângulo que o caminho da fonte faz com o eixo relativo do sistema (ângulo de impacto α). Esta parametrização força o caminho da fonte a passar pela região de interesse do evento em que seria possível a detecção de planetas de baixa massa, aumentando a probabilidade de detecção de planetas com a massa da Terra. Aplicamos nossa parametrização em eventos de MG disponíveis na literatura e também em curvas de luz de eventos observados no Observatório Pico dos Dias (OPD) nas campanhas observacionais de 2018, 2019 e 2020, que fizeram parte deste doutorado em conjunto da colaboração MicroFun da "Ohio State University". Nesta tese, apresentamos uma discussão detalhada sobre as curvas de cáusticas planetárias em eventos de MG e os efeitos na formação das curvas de luz de um evento envolvendo um planeta com a massa similar à da Terra. Apresentamos também detalhadamente a metodologia de observação fotométrica de eventos de microlentes gravitacionais acompanhados no OPD. Apresentamos ainda uma possível detecção de 3 candidatos à exoplanetas, um deles utilizando dados observados no OPD durante o doutorado. Neste trabalho analisamos a topologia de eventos de MG que produzem curvas de luz em que a detecção de planetas com a massa similar à da Terra é possível.Dissertação Aplicação do Date Compensate Discrete Fourier Transform e do Minimum String Length na determinação de períodos orbitais de binárias eclipsantes com Anãs M(2018-09-10) Monteiro, Guilherme Augusto Dias; Nascimento Júnior, José Dias do; ; ; Castro, Matthieu Sebastien; ; Duarte, Tharcisyo Sá e Sousa;As curvas de luz adquiridas pelos satélites caçadores de planetas, podem apresentar variações periódicas provenientes de intermitências das mais diversas fontes e seu estudo nos possibilita um melhor entendimento das estrelas. Neste trabalho, foram desenvolvidos códigos baseados nas técnicas de Date Compensate Discrete Fourier Transform (DCDFT) e de Minimum String Lenght (MSL), em conjunto com uma rotina de automação. Tendo por objetivo a determinação direta dos períodos orbitais de 12 binárias eclipsantes compostas por anãs M, sem a necessidade de inspeção visual como os resultados presentes na literatura. A princípio, ambos os métodos falharam em manter-se coerentes com a literatura, com o MSL tendo resultados divergentes para os períodos mais curtos e o DCDFT para os mais longos. Após realizarmos um processo de aplainamento das curvas de luz, os resultados encontrados através do DCDFT passaram a estar de acordo com a literatura, exceto em três casos de baixa excentricidade, levando o método a encontrar a metade do valor do período. No entanto, mesmo após esse tratamento das curvas de luz, os resultados do MSL mantiveram o mesmo padrão de concordarem com a literatura apenas para valores mais altos.Tese Asterossismologia e espectroscopia de estrelas gigantes do Clump(2018-10-31) Moura, Bruno Lustosa de; Nascimento Júnior, José Dias do; Coelho, Hugo Rodrigues; ; ; ; Castro, Matthieu Sebastien; ; Costa, Jefferson Soares da; ; Baudin, Frédéric; ; Emílio, Marcelo; ; Soares, Maria Cristina de Assis Rabello;A pulsação das estrelas passou a ser, de décadas para cá, uma dos principais mecanismos para obtenção de informações sobre os seus interiores. Com o advento das missões fotométricas espaciais, além dessas informações, a necessidade de compreender como os parâmetros globais de uma estrela se comportavam em relação aos modos de pulsação tornou-se crucial para todo o estudo da evolução estelar, em especial na fase estrelas gigantes. Muitos métodos computacionais usam estatísticas inferenciais para a extração dessas informações, todos muito peculiares aos estados evolutivos desde a sequência principal até o ramo assintótico das gigantes. Nosso trabalho consiste em desenvolver uma ferramenta que servirá de base para novos ensaios e trabalhos, dentro da Asterossismologia de estrelas do Clump, os quais a obtenção dos valores de máxima frequência de oscilação e as separações entre essas frequências sejam pilares para a compreensão física estelar. Atrelado a isso, as modelagens corretas associadas à inclusão da metalicidade obtidas a partir da espectroscopia, podem gerar modificações, ainda não completamente entendidas nas relações de escala sísmicas para massa e raio. Desta forma, o estudo da sismologia de estrelas do Clump pode ser a chave para um cenário promissor para a Arqueologia Galáctica e para a completa compreensão dos processos no interior estelar.Dissertação Caracterização infravermelho e distribuição espectral de energia para as estrelas com planetas(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2008-11-20) Silva, Pedro Paulo da; Nascimento Júnior, José Dias do; ; http://lattes.cnpq.br/5498036360601584; ; Medeiros, José Renan de; ; http://lattes.cnpq.br/9151590034650501; Silva, José Ronaldo Pereira da; ; http://lattes.cnpq.br/8441491501200508Neste trabalho estudamos o comportamento das estrelas pertencentes a sistemas planetários no que diz respeito às suas características infravermelho e à distribuição espectral de energia (SED). Nosso estudo tem como base uma análise detalhada do comportamento da emissão no infravermelho de 48 estrelas com planetas, classificadas como estrelas da seqüência principal, subgigantes ou gigantes. Foram analisados dados de fotometria infravermelho nas bandas 12, 25 e 60µm do catálogo de fontes IRAS puntiformes (IPSC) e nas bandas JHK do projeto 2 Micron All Sky Survey (2MASS). A partir do cálculo da discrepância na posição de apontamento da fonte e do cálculo do índice de cor, selecionamos e localizamos os objetos no diagrama de cor-cor do IRAS. Este diagrama permite-nos identificar possíveis objetos detentores de disco de poeira. Fizemos também uma análise da distribuição espectral de energia onde observamos também traços de excesso de fluxo no infravermelho, com isso, confirmarmos a presença do disco de poeira nos objetos identificados no diagrama de cor. Apesar da atual amostra de estrelas com planetas incluir apenas um subconjunto de estrelas com planetas detectadas na vizinhança solar, a presente análise do fluxo infravermelho nesses objetos oferecem uma possibilidade única de estudar as características infravermelho das estrelas pertencentes aos sistemas planetários extra-solar. Neste contexto, nosso estudo aponta resultados interessantes, entre outros destacamos o fato de algumas estrelas com planetas apresentarem um peculiar fluxo IRAS [60-25], indicando a co-existência de poeira juntamente com os planetas destes sistemas extra solarArtigo A catalog of rotational and radial velocities for evolved stars(EDP Sciences, 2006-07-20) Martins, Bruno Leonardo Canto; de Medeiros, José Renan; Silva, J. R. P.; Nascimento Júnior, José Dias do; da SIlva, L.; Melo, C.; Burnet, M.Aims.The present paper describes the first results of an observational program intended to refine and extend the existing measurements of metal-poor stars, with an emphasis on field evolved stars. Methods.The survey was carried out with the FEROS and CORALIE spectrometers. For the measurements, obtained from spectral synthesis, we estimate an uncertainty of about 2.0. Results.Precise rotational velocities are presented for a large sample of 100 metal-poor stars, most of them evolving off the main–sequence. For the large majority of the stars composing the present sample, rotational velocities have been measured for the first timeDissertação Determinacão do período orbital de sistemas binários clipsantes(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2009-08-27) Osório, Yeisson Fabian Martinez; Medeiros, José Renan de; ; http://lattes.cnpq.br/9151590034650501; ; Nascimento Júnior, José Dias do; ; http://lattes.cnpq.br/5498036360601584; Miranda, Antônio Carlos da Silva; ; http://lattes.cnpq.br/3236324734090101Neste trabalho ´e apresentado um novo m´etodo para determina¸c ao do per´ıodo orbital (Porb) dos sistemas bin´arios eclipsantes baseado na t´ecnica wavelet. O m´etodo ´e aplicado em 18 sistemas bin´arios eclipsantes detectados pelo sat´elite CoRoT (Covection, Rotation and planetary Transits). Os per´ıodos obtidos por este m´etodo s ao comparados com os m´etodos convencionais para a determina¸c ao deste per´ıodo: m´etodos de ajuste de caixa (EEBLS) para sistemas bin´arios de n ao contato e de semi contato; e os m´etodos polinomiais (ANOVA) para sistemas bin´arios de contato. Comparando os diagramas de fase dos diferentes m´etodos ´e not´avel a superiodidade do m´etodo wavelet sobre o EEBLS na determina¸c ao do Porb. No caso dos sistemas bin´arios de contato o m´etodo mostra resultados melhores na maioria dos casos mas quando o n´umero de dados por ciclo orbital ´e reduzido o m´etodo ANOVA determina melhor estes per´ıodos. Assim, a t´ecnica wavelet mostra-se como uma ´otima ferramenta para a an´alise de dados com a qualidade e precis ao fornecidos pelo CoRoT, desde pontos de vista diferentes dos convencionais m´etodos de FourierDissertação Efeitos de maré em jupiteres quentes(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2023-12-15) Aires, João Victor Ferreira Lacerda; Nascimento Júnior, José Dias do; https://orcid.org/0000-0001-7804-2145; http://lattes.cnpq.br/5498036360601584; https://orcid.org/0000-0002-3894-4870; http://lattes.cnpq.br/2805900511454723; Castro, Matthieu Sebastien; https://orcid.org/0000-0002-1332-2477; http://lattes.cnpq.br/3330710354856664; Mello, Sylvio Ferraz deMarés são consequências diretas da interação gravitacional entre corpos celestes. No contexto terrestre, a interação de maré existente no sistema Terra-Lua, é diretamente observada no aumento ou diminuição do nível oceânico, uma vez que a maior parte da superfície de nosso planeta é recoberta por água. No entanto, a descoberta de exoplanetas gigantes gasosos em órbitas muito próximas à suas estrelas hospedeiras (chamados de júpiteres quentes), nos fez questionar quais seriam as consequências de marés tão extremas. Nesta dissertação, utilizaremos as equações de evolução das órbitas devido ao efeito de maré (tanto solitariamente quanto em conjunto com as equações de freio magnético da estrela) para simular como a presença júpiteres quentes ao redor de estrelas da sequência principal com massas no intervalo 0.5 M ⊙ < M ⋆ < 1.1 M ⊙ , afetam tanto as órbitas destes planetas quanto a rotação de sua estrela hospedeira.Dissertação Em busca de um novo indicador Espectroscópico do período de rotação das Estrelas do tipo solar(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2012-04-02) Souto, Diogo Martins; Nascimento Júnior, José Dias do; ; http://lattes.cnpq.br/5498036360601584; ; http://lattes.cnpq.br/8195876688189909; Castro, Matthieu Sebastien; ; http://lattes.cnpq.br/3330710354856664; Moreno, Jorge Luis Melendez; ; http://lattes.cnpq.br/1479508192871529O estudo das manchas solares de forma sistemática contribuiu para um melhor entendimento de fenômenos magnéticos do Sol, tal como a sua atividade. Constatou-se com a dinâmica das manchas solares que o Sol tem um período de rotação de vinte e sete dias em torno de seu eixo. Com o auxílio do projeto Sun-As-A-Star que obteve espectros solares por mais de trinta anos pudemos verificar oscilações tanto da profundidade da linha espectral quanto de sua largura equivalente, e a análise destas nos retornam informações sobre características do magnetismo solar. Objetiva-se também encontrar padrões do ciclo de atividade magnética solar e do período de rotação médio do Sol. Indicaremos as linhas espectrais que são sensíveis a atividade magnética e as que não são. Das linhas sensíveis Ti II 5381.0 Å se sobressai como melhor indicador do período de rotação solar e também aponta períodos de rotação diferentes nos ciclos de mínima e máxima atividade magnética. É a primeira vez que se observa com clareza períodos de rotação distintos nos diferentes ciclos. A análise também mostra que Ca II 8542.1 Å e H I 6562.0 Å apontam o ciclo de atividade magnética de onze anos do Sol. Diversas linhas não apresentaram ligação com a atividade solar, este resultado pode ajudar nos programas de busca por planetas que utilizam modelos espectroscópicos. A análise dos dados foi feita utilizando o método Lomb-Scargle que faz a análise de séries temporais para dados não igualmente espaçados. Observar diferentes períodos de rotação nos ciclos de atividade magnética esclarece uma discussão já debatida há muitas décadas. Verificamos que a espectroscopia também pode indicar o período de rotação estelar, podendo assim, generalizar o método para outras estrelasDissertação O enigmático problema das gigantes ricas em Lítio e as perspectivas com o satélite Kepler(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2014-04-24) Moura, Bruno Lustosa de; Nascimento Júnior, José Dias do; ; http://lattes.cnpq.br/5498036360601584; ; http://lattes.cnpq.br/4824942212859666; Castro, Matthieu Sebastien; ; http://lattes.cnpq.br/3330710354856664; Silva, José Ronaldo Pereira da; ; http://lattes.cnpq.br/8441491501200508O Lítio (Li) é um elemento químico com n´úmero atômico 3 e está entre os elementos mais leves conhecidos no Universo. De forma geral, o Lítio é encontrado na natureza sob a forma de dois isótopos estáveis, o 6Li e o 7Li. Este último é o mais dominante e responde por cerca de 93% do Li encontrado no Universo. Devido a sua característica de fragilidade, esse elemento é largamente utilizado na astrofísica, sobretudo no que diz respeito ao entendimento dos processos físicos que ocorrem desde o Big Bang, passando pela evolução de galáxias e estrelas. Na nucleossíntese primordial no momento do Big Bang (BBN), os cálculos teóricos preveem uma produção de Li juntamente com outros elementos leves tais como o Deutério e o Berílio. Para o Li, a teoria do BBN revê uma abundância primordial de log ǫ(Li) = 2.72 dex, numa escala logarítmica relativa ao H. A abundância de Li encontrada nas estrelas pobres em metal ou estrelas de População II, é assim clamado como sendo a abundância de Li primordial e é medida como sendo log ǫ(Li) = 2.27 dex. Já no ISM (interestellar medium), que reflete o valor atual, a abundância de Lítio é de log ǫ(Li) = 3.2 dex. Este valor é de grande importância para a nossa compreensão da evolução química da Galáxia. Os processos responsáveis pelo aumento do valor primordial para o valor presente do Li não são claramente compreendidos nos dias de hoje. O fato é que existe uma contribuição real de Li provenientes das estrelas gigantes de pouca massa, e esta contribuição precisa ser bem estimada se quisermos entender a evolução química da nossa Galáxia. O principal entrave desta sequência lógica, é o aparecimento de algumas estrelas gigantes de baixa massa, de tipos espectrais G e K, cuja atmosfera é altamente enriquecida com Li. Tais valores elevados são exatamente ao contrário do que se poderia esperar como abundância típica para as estrelas gigantes de baixa massa, onde envelopes convectivos passam por um aprofundamento em massa (dredge-up) nos quais todo o Li deveria ser diluído e apresentar abundâncias em torno de log ǫ(Li) ∼ 1.4 dex, seguindo o modelo padrão de evolução estelar. Na literatura, encontram-se três sugestões que tentam reconciliar os valores da abundância de Li de forma teórica e observada nessas gigantes ricas em Li; no entanto, nenhuma dessas traz respostas conclusivas. No presente trabalho, propomos um estudo qualitativo do estado evolutivo das estrelas ricas em Li presentes na literatura. Neste sentido, foi coletado uma amostra de estrelas ricas em Li juntamente com a recente descoberta da primeira estrela rica em Li observada pelo satélite Kepler. O objetivo principal deste trabalho é de promover uma sólida discussão sobre o estado evolutivo baseado nas características obtidas a partir da análise sísmica do objeto observado pelo satélite Kepler. Utilizamos traçados evolutivos e simulações feitas com o código de síntese de população TRILEGAL com o intuito de avaliar tão preciso quanto possível o estado evolutivo e a estrutura interna deste grupo de estrelas. Os resultados apontam para um tempo característico muito curto, quando comparado com a escala evolutiva, referente ao enriquecimento destas estrelasTese Espectropolarimetria e espectroscopia de alta resolução de estrelas análogas e gêmeas solares: investigando a conexão entre a abundância de lítio, período de rotação e idade das estrelas análogas e gêmeas solares(2016-05-20) Duarte, Tharcisyo Sá e Sousa; Nascimento Júnior, José Dias do; ; http://lattes.cnpq.br/5498036360601584; ; http://lattes.cnpq.br/5530151690032107; Castro, Matthieu Sebastien; ; http://lattes.cnpq.br/3330710354856664; Costa, Jefferson Soares da; ; http://lattes.cnpq.br/9175100603360900; Franco, Gabriel Armando Pellegatti; ; http://lattes.cnpq.br/7475474455634148; Mello, Gustavo Frederico Porto de; ; http://lattes.cnpq.br/1918385364299862O estudo das estrelas do tipo-solar inclui naturalmente as estrelas análogas e gêmeas, que são estrelas idênticas ao Sol. Estes objetos desempenham um papel fundamental no âmbito da astrofísica moderna, principalmente, na investigação da nossa estrela como um objeto comum. Dentre os diversos parâmetros físicos observáveis, a atividade magnética e cromosférica - para um conjunto de estrelas muito similares ao Sol (análogas e gêmeas) - são essenciais para compreendermos a evolução dinâmica da atividade estelar em escalas de tempo da ordem de vários bilhões de anos, isto é tempo de vida de uma estrela do tipo-solar sobre a sequência principal. Neste trabalho, entre outros aspectos, investigaremos as relações existentes entre o período de rotação, abundância de lítio, atividade magnética e cromosférica, massa e idades destes grupos de estrelas. Analisaremos ainda as determinações das idades de acordo com a técnica da girocronologia. O objetivo principal do nosso trabalho é investigar a lei de decaimento de cada um dos destes parâmetros com base em uma ampla amostra de estrelas classificadas como análogas e gêmeas solares. Nossos resultados deram origem a quatro publicações em revistas indexadas, dos quais dois já se encontram em modo “impress”. Estes resultados mostram que as leis de evolução (decaimento da abundância de lítio, da rotação e do campo magnético) são fortemente dependentes do tipo-estelar, mostrando-se mais nitidez para as estrelas análogas e gêmeas.Dissertação Estrelas gigantes ricas em lítio: um estudo da anomalia química e do campo magnético desses objetos(2018-09-10) Gonçalves, Bernardo Forton Odlavson; Nascimento Júnior, José Dias do; ; ; Castro, Matthieu Sebastien; ; Costa, Jefferson Soares da; ; Duarte, Tharcisyo Sá e Sousa;De acordo com a teoria padrão de evolução estelar, as estrelas pouco massivas (tipo espectral K e G) devem chegar ao início da sequência principal (ZAMS) com uma abundância de lítio (Li) próxima ao valor meteorítico, que é de ∼ 3, 3 dex, e manter essa abundância aproximadamente constante até que atinjam a primeira zona de dragagem no Ramo das Gigantes Vermelhas (RGB). Após o término dos processos de diluição, já na região do red clump, tais estrelas deveriam apresentar uma abundância de lítio relativamente baixa (< 1, 5 dex). Entretanto, aproximadamente 1-2% de todas as estrelas gigantes K e G observadas apresentam uma abundância anormalmente alta de lítio (≥ 1, 5 dex). Várias são as possibilidades encontradas na literatura para reconciliar teoria e observação, porém nenhuma delas é capaz de explicar todos os cenários em que essas anomalias químicas acontecem. O objetivo do nosso trabalho é apresentar um novo estudo sobre as estrelas ricas em lítio de tipo espectral G e K e analisar se existem características particulares às ricas em lítio que apresentam campo magnético detectado. Montamos uma base de dados de 20 estrelas gigantes — retiradas de Charbonnel e Balachandran (2000), Kumar, Reddy e Lambert (2011), e Lèbre et al. (2009) — e calculamos os parâmetros atmosféricos e as abundâncias de Li para essas estrelas. Também calculamos o campo magnético longitudinal para uma subamostra das estrelas com espectros observados em alta resolução e disponíveis no PolarBase (Petit et al., 2014). Para obtermos tais resultados, utilizamos a técnica do Least-Squares Deconvolution (LSD) (Donati et al., 1997) e a ferramenta de análise espectral iSpec (Blanco-Cuaresma et al., 2014). No que diz respeito aos estados evolutivos, utilizamos as paralaxes recentemente fornecidas pela missão espacial Gaia (ESA). Obtivemos resultados para os parâmetros atmosféricos e abundância de Li usando o mesmo procedimento para todas as estrelas. Assim, temos a confiabilidade em comparar estrelas que possivelmente tiveram seus espectros tratados de maneiras distintas e que foram observadas por diferentes instrumentos. Obtivemos relações entre abundância de Li, velocidade de rotação, e presença de campo magnético que estão de acordo com o previsto na literatura. Concluímos que cada estrela precisa ser analisada de forma individual e com uma espectroscopia mais refinada para que a real natureza de sua abundância de Li seja desvendada. A razão isotópica 12C/13C, e a razão elementar C/N, precisam ser investigadas para determinarmos com precisão a posição das estrelas (da nossa base) no diagrama H-R. A influência do campo magnético na abundância de Li ainda não é bastante clara, já que não podemos descartar a existência de um campo não superficial atuando no interior da zona convectiva e alterando mecanismos de mistura.Tese Um estudo da abundância de lítio, rotação, atividade cromosférica e magnetismo das estrelas análogas e gêmeas solares(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2013-02-22) Costa, Jefferson Soares da; Nascimento Júnior, José Dias do; ; http://lattes.cnpq.br/5498036360601584; ; http://lattes.cnpq.br/9175100603360900; Pires, Nilza; ; http://lattes.cnpq.br/2463198529477607; Castro, Matthieu Sebastien; ; http://lattes.cnpq.br/3330710354856664; Mello, Gustavo Frederico Porto de; ; http://lattes.cnpq.br/1918385364299862; Emílio, Marcelo; ; http://lattes.cnpq.br/2697220528113479O estudo dos processos físicos controladores da evolução estelar é fortemente influenciado por alguns parâmetros estelares, tais como: velocidade de rotação, profundidade em massa da envoltória convectiva e intensidade do campo magnético. Neste trabalho nós analisamos a interconexão de diversos parâmetros estelares, tais como a abundância de Lítio A(Li), atividade cromosférica e intensidade do campo magnético assim como a variação destes como função da idade, da velocidade de rotação e profundidade em massa da envoltória convectiva para uma amostra selecionada de estrelas análogas e gêmeas solares. Em especial analisamos a profundidade em massa da envoltória convectiva e a dispersão que ocorre com relação a abundância de lítio nestas estrelas. Estudamos também a evolução da rotação das estrelas subgigantes que pertencem ao estágio evolutivo seguinte das estrelas análogas e gêmeas solares. Para esta análise, calculamos modelos evolutivos usando o código TGEC com o intuito de determinar o estado evolutivo, bem como a profundidade da envoltória convectiva, além de determinar com maior precisão a massa e a idade para as 118 estrelas Nossa análise mostra a existência de uma considerável dispersão entre os valores da A(Li) para as estrelas análogas solares. Observamos ainda que esta dispersão não está relacionada com a profundidade da zona convectiva, de modo que o espalhamento nos valores da A(Li) não pode ser explicado com base em teorias clássicas de mistura na zona convectiva. Como conclusão observamos que são necessários processos de mistura-extra para explicar este comportamento da abundância de lítio nas estrelas análogas e gêmeas solares. O estudo das estrelas subgigantes foi conduzido de forma a podermos estudar o estágio evolutivo imediatamente posterior ao estágio das estrelas análogas solares. Nesta nova etapa, calculamos os períodos de rotação para 30 estrelas subgigantes observadas com o satélite CoRoT. Para esta tarefa utilizamos dois diferentes métodos: o algoritmo de Lomb-Scargle e o periodograma de Plavchan. Utilizando o código TGEC construímos modelos que levam em consideração a redistribuição interna de momentum angular com o intuito de confrontar os resultados preditos pelos modelos com os resultados observacionais. Com esta análise mostramos que os modelos cuja rotação é do tipo corpo rígido são incompatíveis com a interpretação física dos resultados observacionais. Nosso estudo conclui que tanto o campo magnético e a profundidade da envoltória convectiva, quanto a redistribuição interna do momentum angular são parâmetros físicos essenciais para explicar a evolução das estrelas de pouca massa, bem como suas características observacionais. Baseado em simulação de síntese de população, concluímos ainda que a vizinhança solar apresenta uma quantidade considerável de gêmeas quando comparado ao conjunto descoberto até os dias atuais. Ao todo prevemos a existência de pelo menos 400 gêmeas solares no entorno de 100 pc do Sol. Com relação ao estudo do momentum angular das estrelas análogas e gêmeas solares concluímos que o momentum angular adicionado por um planeta do tipo Júpiter, colocado na posição de Júpiter, não é suficiente para explicar o momentum angular previsto pela lei de Kraft (1970)Tese Um estudo da rotação de sistemas binários e sua relação com os parâmetros estelares e orbitais(Universidade Federal do Rio Grande do Norte, 2021-06-10) Figueiredo, Ana Carolina Mattiuci; Nascimento Júnior, José Dias do; http://lattes.cnpq.br/5498036360601584; http://lattes.cnpq.br/9239884901102642; Franco, Gabriel Armando Pellegatti; http://lattes.cnpq.br/7475474455634148; Emílio, Marcelo; http://lattes.cnpq.br/2697220528113479; Castro, Matthieu Sebastien; http://lattes.cnpq.br/3330710354856664; Alencar, Silvia Helena Paixão; http://lattes.cnpq.br/1898710476426863A rotação estelar é um parâmetro importante a ser considerado no estudo de evolução e estrutura estelar, pois se relaciona com diversos parâmetros igualmente relevantes como a massa, e influencia na composição química da estrela. Em sistemas binários, o estudo da rotação nos permite compreender os efeitos de maré que um sistema pode sofrer e o processo que faz com que o sistema alcance a sincronização e a circularização. Para entender como a rotação se comporta e se relaciona com outros parâmetros estelares em sistemas binários, aplicamos um método original para extração e análise dos períodos de rotação em curvas de luz das missões espaciais CoRoT e TESS em estrelas pertencentes a sistemas binários eclipsantes e espectroscópicos. Além disso, analisamos as relações entre outros parâmetros como, período orbital e excentricidade, velocidade rotacional projetada e temperatura efetiva a fim de analisar os efeitos das interações de maré nesses sistemas e entender as relações da rotação com cada um desses parâmetros. Fizemos medidas espectroscópicas para três sistemas binários eclipsantes no intuito de obter a quantidade de lítio e reconfirmar parâmetros como temperatura efetiva e gravidade superficial. Finalizamos este estudo com diagramas de correlação para ter uma visão geral entre os diferentes grupos de binárias reunidos neste trabalho. Obtivemos ótimos resultados na determinação do período de rotação para 70 sistemas binários eclipsantes, 26 sistemas binários espectroscópicos e 20 sistemas pertencentes à região de TaurusAuriga. Confirmamos os valores das excentricidades para 18 sistemas binários eclipsantes e encontramos 39 sistemas sincronizados dos quais 12 se encontram sincronizados e circularizados. Já para os sistemas espectroscópicos, constatamos que para as estrelas da sequência principal, quanto menor o período orbital maior a probabilidade do sistema estar sincronizado, no entanto, é possível encontrar gigantes vermelhas de longo período sincronizadas. Os espectros dos três sistemas binários eclipsantes mostraram divergências nos valores de temperatura efetiva encontrados na literatura, além disso, conseguimos fornecer valores da metalicidade e abundância superficial de lítio para as componentes primárias destes sistemas. Verificamos ainda que as correlações entre rotação, parâmetros orbitais, massa e temperatura mudam de acordo com os diferentes tipos de sistemas binários.Dissertação Estudo da topologia de microlentes gravitacionais e a descoberta de exoplanetas do tipo Terra na zona habitável(2017-02-10) Almeida, Leandro de; Nascimento Júnior, José Dias do; Leão, João Rodrigo Souza; ; http://lattes.cnpq.br/1503222549970852; ; http://lattes.cnpq.br/5498036360601584; ; Castro, Matthieu Sebastien; ; http://lattes.cnpq.br/3330710354856664; Jablonski, Francisco José; ; http://lattes.cnpq.br/5605590098640584Na última década, o número de exoplanetas descobertos cresceu exponencialmente, principalmente devido as observações realizadas pela missão Kepler e K2, que no ano de 2016, anunciou 1284 planetas confirmados de uma só vez. Estas descobertas foram feitas utilizando o método de trânsito planetário, que não possui sensibilidade para planetas de baixa massa muito distantes de suas estrelas. A maioria destas descobertas apresentam planetas gigantes com órbitas próximas às suas estrelas. Por outro lado, a técnica de detecção através de microlentes gravitacionais é sensível à planetas de baixa massa em órbitas de 0:5 AU até 10 AU. Esta técnica pode detectar planetas em estrelas de baixa luminosidade pois, depende apenas do campo gravitacional combinado da estrela-planeta, o que seria difícil para as outras técnicas que dependem da luz emitida pela estrela. Até o momento, foram descobertos 47 planetas através desta técnica, que é uma quantidade relativamente pequena comparada com os outros métodos. Nesta dissertação mostramos de maneira detalhada as equações por detrás da teoria de microlentes gravitacionais e suas aplicações na detecção de planetas de baixa massa. Nos focamos na caracterização e análise de sistemas com topologia fechada, em que o planeta tem entre 10 -5 e 10 -6 da massa da estrela e com seu semi-eixo maior em torno de 1 AU, que são sistemas com características de massa e distância parecidos com o sistema Sol-Terra. Também apresentamos uma sugestão de parametrização para o parâmetro de impacto 0 e o ângulo de impacto de forma a reduzir o tempo de busca em curvas de luz geradas a partir de sistemas com topologia fechada. Apresentamos ainda os principais passos para o desenvolvimento de dois códigos que utilizam o método semi-analítico de resolução da equação da lente e o método de simulação por força bruta "Inverse Ray Shooting"(IRS) respectivamente. Esses códigos simulam a topologia e curva de luz de eventos de microlentes gravitacionais, e foram usados para produzir todas as figuras e gráficos apresentados nesta dissertação. Ao final, demonstramos a capacidade do modelo semi-analítico na simulação de curvas teóricas e comparamos essas curvas com eventos reais de microlentes gravitacionais.