Resumo: Este trabalho consiste na comparação de métodos para determinações astronômicas de alta precisão. Para este fim, utilizou-se o método de Sterneck para a determinação da latitude, o método de Mayer para determinação da longitude e o método de determinação simultânea das coordenadas astronômicas através de observações de estrelas em alturas iguais. Neste ultimo, utilizou-se um novo tratamento matemático, apresentado por Kivioja, L. A. e Mihalko, J . A.

Made available in DSpace on 2018-08-01T21:59:48Z (GMT). No. of bitstreams: 1 tese_10530_Tese final Rodrigo Martins de Siqueira Barbosa.pdf: 1078979 bytes, checksum: 04cac1a43d203dea4348596e456d6d88 (MD5) Previous issue date: 2016-11-22 / A cosmologia padrão requer, para explicar de forma satisfatória os dados observados, componentes de energia que são muito diferentes daquelas que conhecemos no modelo padrão de partículas; estes, são conhecidos como Energia Escura e Matéria Escura. Apesar de bem aceitos, a origem destes ainda é controversa. Uma proposta para tentar explicar tais conceitos é a contrarreação causada pela não-homogeneidade da distribuição de matéria no universo. Neste trabalho apresentamos o formalismo de contrarreação de Buchert, e o utilizamos para demonstrar que uma pressão viscosa pode ser entendida como consequência de uma contrarreação. Depois estabelecemos um modelo de media baseado numa solução de LTB, linearizado com respeito ao parâmetro da curvatura. Fazemos comparação com dados de supernova utilizando uma métrica modelo (template metric) que permite relacionar o desvio para o vermelho neste modelo com uma versão semelhante ao formalismo usual.

Made available in DSpace on 2018-08-01T22:32:29Z (GMT). No. of bitstreams: 1 tese_8745_Dissertação Final - Thiago Pereira da Silva.pdf: 1919460 bytes, checksum: cf3fe606013c726f585bc733f31697cf (MD5) Previous issue date: 2015-02-10 / O propósito da pesquisa foi desenvolver e avaliar uma sequência didática para o ensino de Astronomia no Ensino Médio, aplicada em um grupo de 14 estudantes da rede pública estadual do Espírito Santo, no intuito de comprovar se a metodologia e atividades da sequência contribuíram para uma aprendizagem significativa de conceitos relacionados ao céu, ao Universo e à nossa posição dentro dele. Os estudantes eram concluintes do Ensino Médio e participavam de um projeto denominado Pré-ENEM. O principal marco teórico utilizado na elaboração da sequência e avaliação dos resultados foi a Teoria da Aprendizagem Significativa de David Ausubel e Joseph Novak, complementado com a consideração de resultados de pesquisas na área de Educação em Astronomia. A sequência de ensino teve como tema geral Nossa Posição no Universo. Procurou-se elaborar a sequência com base em atividades e materiais potencialmente significativos, envolvendo práticas de observação do céu a olho nu e com a utilização de telescópio, complementadas com oficinas que envolveram a construção de modelos tridimensionais da Constelação do Cruzeiro do Sul e do Sistema Solar, debates em sala de aula em torno das atividades desenvolvidas, utilização de vídeos motivadores, bem como a utilização do software astronômico Stellarium para o reconhecimento do céu noturno de Cariacica, ES, munícipio onde a escola em que foi aplicada a sequência está inserida. A estruturação final da sequência foi planejada após aplicação de um pré-teste que serviu para verificar o conhecimento prévio dos estudantes sobre os tópicos a serem abordados. Analisando os dados coletados por meio dos questionários aplicados (pré e pós-testes) e de entrevistas semiestruturadas foi possível averiguar indícios de uma aprendizagem significativa, como no caso de estudantes que, antes da sequência didática, afirmavam que no céu noturno só seria possível observar estrelas e que imaginavam esse céu como uma abóbada, com pouca ou nenhuma profundidade. Após as atividades eles conseguiram vislumbrar que, além das estrelas, no céu há planetas visíveis, mesmo a olho nu, e que ele possui uma profundidade, que as estrelas não estão lado a lado, que o céu é a nossa janela para o Universo, evidenciando uma aproximação e reconciliação integrativa entre os conceitos de céu e de Universo. A análise também demonstrou dificuldades no processo de ensino-aprendizagem com relação ao tópico que envolvia escalas de tempo, em que era feita uma comparação entre o tempo de existência do Universo com o da espécie humana na Terra e com o de uma vida humana, como a dos próprios estudantes, indicando que alguns pontos da sequência precisam ser revistos. Uma descrição dos objetivos, estrutura, atividades e o material utilizado ao longo da sequência didática são apresentados no Apêndice A deste trabalho, constituindo um produto que poderá servir de referência para outros docentes que desejarem desenvolver projetos de ensino de Astronomia na Educação Básica. Palavras-chave: Astronomia, Ensino de Astronomia, Ensino Médio, sequência didática, Universo.

Orientador: Othon Cabo Winter / Coorientador: Dietmar Willian Foryta / Banca: Elbert Einstein Nehrer Macau / Banca: Rita de Cássia Domingos / Resumo: O sistema Ʋ Andromedae foi o primeiro sistema múltiplo descoberto cujo o corpo central é pertencente a sequência principal. Apesar de ser um sistema amplamente estudado seus dados ainda possuem incertezas. A detecção dos planetas que orbitam a estrela Ʋ Andromedae A foi através do método de velocidade radial. Este método revela apenas uma faixa de possíveis valores de massas, os quais são dependentes do valor da inclinação do plano de visada. A massa do planeta Ʋ And c , por exemplo, pode variar entre 1,9 MJ e 14,57 MJ , sendo MJ a massa de Júpiter, dependendo da inclinação escolhida. Os planetas apresentam valores de excentricidade altos, o que não é explicado pela teoria de formação do sistema Solar. O quarto planeta foi previsto teoricamente em 2011, com isso, grande parte dos trabalhos realizados até agora foram considerados apenas os outros três planetas. Primeiramente realizamos uma breve revisão bibliográfica sobre as pesquisas feitas no Sistema Ʋ Andromedae, desde a descoberta do primeiro planeta em 1997 até a previsão do quarto planeta em 2011. Separamos dois modelos para os nossos estudos. Abordamos em seguida, o estudo da perturbação secular no sistema Ʋ Andromedae A, notamos que o modelo com massas grandes apresentam uma maior variação de excentricidade. Em sequência é apresentado um estudo sobre a estabilidade do quarto planeta em diversos cenários, mostrando que o modelo de massas pequenas tem uma maior faixa de estabilidade quando comparado ao modelo de massas grandes / Abstract: The system Ʋ Andromedae was the first multiple system discovered whose the central body belong to the main sequence. Despite to be a widely studied system your data still have uncertainties. The detection of planets orbiting the star Ʋ Andromedae A was made using the radial velocity method. This method only give us possible values of masses, which are dependent on the value of the target plane tilt. The mass of the planet Ʋ And c, for example, can have a mass range between 1:9MJ and 14:57MJ , depending on the chosen inclination. The planets have high eccentricity values, which is not explained by the Solar System formation method. At this moment we know four planets for this system. The fourth planet was predicted theoretically in 2011, with this, the works made until now, just included three other planets. First we conducted a brief literature review on the research done about the system Ʋ Andromedae, since the discovery of the first planet in 1997 until the fourth planet in 2011. We separate two models for our studies. We approach then the study of secular perturbation in the system Ʋ Andromedae A, we note that the model with large masses have a greater variation of eccentricity. In sequence presents a study on the stability of the fourth planet in different scenarios, showing that the model of small masses have a greater range of stability when compared to the model of large masses / Mestre

Made available in DSpace on 2015-07-13T12:10:09Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2015-02-25. Added 1 bitstream(s) on 2015-07-13T12:25:42Z : No. of bitstreams: 1 000833288.pdf: 742183 bytes, checksum: 5e7cbe805fffa4418ccfb16e5d22734c (MD5) / O sistema Ʋ Andromedae foi o primeiro sistema múltiplo descoberto cujo o corpo central é pertencente a sequência principal. Apesar de ser um sistema amplamente estudado seus dados ainda possuem incertezas. A detecção dos planetas que orbitam a estrela Ʋ Andromedae A foi através do método de velocidade radial. Este método revela apenas uma faixa de possíveis valores de massas, os quais são dependentes do valor da inclinação do plano de visada. A massa do planeta Ʋ And c , por exemplo, pode variar entre 1,9 MJ e 14,57 MJ , sendo MJ a massa de Júpiter, dependendo da inclinação escolhida. Os planetas apresentam valores de excentricidade altos, o que não é explicado pela teoria de formação do sistema Solar. O quarto planeta foi previsto teoricamente em 2011, com isso, grande parte dos trabalhos realizados até agora foram considerados apenas os outros três planetas. Primeiramente realizamos uma breve revisão bibliográfica sobre as pesquisas feitas no Sistema Ʋ Andromedae, desde a descoberta do primeiro planeta em 1997 até a previsão do quarto planeta em 2011. Separamos dois modelos para os nossos estudos. Abordamos em seguida, o estudo da perturbação secular no sistema Ʋ Andromedae A, notamos que o modelo com massas grandes apresentam uma maior variação de excentricidade. Em sequência é apresentado um estudo sobre a estabilidade do quarto planeta em diversos cenários, mostrando que o modelo de massas pequenas tem uma maior faixa de estabilidade quando comparado ao modelo de massas grandes / The system Ʋ Andromedae was the first multiple system discovered whose the central body belong to the main sequence. Despite to be a widely studied system your data still have uncertainties. The detection of planets orbiting the star Ʋ Andromedae A was made using the radial velocity method. This method only give us possible values of masses, which are dependent on the value of the target plane tilt. The mass of the planet Ʋ And c, for example, can have a mass range between 1:9MJ and 14:57MJ , depending on the chosen inclination. The planets have high eccentricity values, which is not explained by the Solar System formation method. At this moment we know four planets for this system. The fourth planet was predicted theoretically in 2011, with this, the works made until now, just included three other planets. First we conducted a brief literature review on the research done about the system Ʋ Andromedae, since the discovery of the first planet in 1997 until the fourth planet in 2011. We separate two models for our studies. We approach then the study of secular perturbation in the system Ʋ Andromedae A, we note that the model with large masses have a greater variation of eccentricity. In sequence presents a study on the stability of the fourth planet in different scenarios, showing that the model of small masses have a greater range of stability when compared to the model of large masses

In this thesis two related arguments are investigated: - The first stages of the process of massive star formation, investigating the physical conditions and -properties of massive clumps in different evolutionary stages, and their CO depletion; - The influence that high-mass stars have on the nearby material and on the activity of star formation. I characterise the gas and dust temperature, mass and density of a sample of massive clumps, and analyse the variation of these properties from quiescent clumps, without any sign of active star formation, to clumps likely hosting a zero-age main sequence star. I briefly discuss CO depletion and recent observations of several molecular species, tracers of Hot Cores and/or shocked gas, of a subsample of these clumps. The issue of CO depletion is addressed in more detail in a larger sample consisting of the brightest sources in the ATLASGAL survey: using a radiative tranfer code I investigate how the depletion changes from dark clouds to more evolved objects, and compare its evolution to what happens in the low-mass regime. Finally, I derive the physical properties of the molecular gas in the photon-dominated region adjacent to the HII region G353.2+0.9 in the vicinity of Pismis 24, a young, massive cluster, containing some of the most massive and hottest stars known in our Galaxy. I derive the IMF of the cluster and study the star formation activity in its surroundings. Much of the data analysis is done with a Bayesian approach. Therefore, a separate chapter is dedicated to the concepts of Bayesian statistics.

The open clusters (OC) are gravitationally bound systems of a few tens or hundreds of stars. In our Galaxy, the Milky Way, we know about 3000 open clusters, of very different ages in the range of a few millions years to about 9 Gyr. OCs are mainly located in the Galactic thin disc, with distances from the Galactic centre in the range 4-22 kpc and a height scale on the disc of about 200 pc. Their chemical properties trace those of the environment in which they formed and the metallicity is in the range -0.5<[Fe/H]<+0.5 dex. Through photometry and spectroscopy it is possible to study relatively easily the properties of the OCs and estimate their age, distance, and chemistry. For these reasons they are considered primary tracers of the chemical properties and chemical evolution of the Galactic disc. The main subject of this thesis is the comprehensive study of several OCs. The research embraces two different projects: the Bologna Open Cluster Chemical Evolution project (BOCCE) and the Gaia-ESO Survey. The first is a long-term programme, aiming at studying the chemical evolution of the Milky Way disc by means of a homogeneous sample of OCs. The latter is a large public spectroscopy survey, conducted with the high-resolution spectrograph FLAMES@VLT and targeting about 10^5 stars in different part of the Galaxy and 10^4 stars in about 100 OCs. The common ground between the two projects is the study of the properties of the OCs as tracers of the disc's characteristics. The impressive scientific outcome of the Gaia-ESO Survey and the unique framework of homogeneity of the BOCCE project can propose, especially once combined together, a much more accurate description of the properties of the OCs. In turn, this will give fundamental constraints for the interpretation of the properties of the Galactic disc.

The discovery of the Cosmic Microwave Background (CMB) radiation in 1965 is one of the fundamental milestones supporting the Big Bang theory. The CMB is one of the most important source of information in cosmology. The excellent accuracy of the recent CMB data of WMAP and Planck satellites confirmed the validity of the standard cosmological model and set a new challenge for the data analysis processes and their interpretation. In this thesis we deal with several aspects and useful tools of the data analysis. We focus on their optimization in order to have a complete exploitation of the Planck data and contribute to the final published results. The issues investigated are: the change of coordinates of CMB maps using the HEALPix package, the problem of the aliasing effect in the generation of low resolution maps, the comparison of the Angular Power Spectrum (APS) extraction performances of the optimal QML method, implemented in the code called BolPol, and the pseudo-Cl method, implemented in Cromaster. The QML method has been then applied to the Planck data at large angular scales to extract the CMB APS. The same method has been applied also to analyze the TT parity and the Low Variance anomalies in the Planck maps, showing a consistent deviation from the standard cosmological model, the possible origins for this results have been discussed. The Cromaster code instead has been applied to the 408 MHz and 1.42 GHz surveys focusing on the analysis of the APS of selected regions of the synchrotron emission. The new generation of CMB experiments will be dedicated to polarization measurements, for which are necessary high accuracy devices for separating the polarizations. Here a new technology, called Photonic Crystals, is exploited to develop a new polarization splitter device and its performances are compared to the devices used nowadays.

The diameters of traditional dish concentrators can reach several tens of meters, the construction of monolithic mirrors being difficult at these scales: cheap flat reflecting facets mounted on a common frame generally reproduce a paraboloidal surface. When a standard imaging mirror is coupled with a PV dense array, problems arise since the solar image focused is intrinsically circular. Moreover, the corresponding irradiance distribution is bell-shaped in contrast with the requirement of having all the cells under the same illumination. Mismatch losses occur when interconnected cells experience different conditions, in particular in series connections. In this PhD Thesis, we aim at solving these issues by a multidisciplinary approach, exploiting optical concepts and applications developed specifically for astronomical use, where the improvement of the image quality is a very important issue. The strategy we propose is to boost the spot uniformity acting uniquely on the primary reflector and avoiding the big mirrors segmentation into numerous smaller elements that need to be accurately mounted and aligned. In the proposed method, the shape of the mirrors is analytically described by the Zernike polynomials and its optimization is numerically obtained to give a non-imaging optics able to produce a quasi-square spot, spatially uniform and with prescribed concentration level. The freeform primary optics leads to a substantial gain in efficiency without secondary optics. Simple electrical schemes for the receiver are also required. The concept has been investigated theoretically modeling an example of CPV dense array application, including the development of non-optical aspects as the design of the detector and of the supporting mechanics. For the method proposed and the specific CPV system described, a patent application has been filed in Italy with the number TO2014A000016. The patent has been developed thanks to the collaboration between the University of Bologna and INAF (National Institute for Astrophysics).

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