Astrofísica de Altas Energias, Extragaláctica e Cosmologia

1Recuperando os históricos de formação das galáxias S0 usando dados multi-banda e cinemática estelar
As galáxias lenticulares ou S0s representam mais de 50\% das galáxias de alta massa do Universo local; no entanto, seus mecanismos de formação ainda não estão claros, especificamente qual é o papel da massa da galáxia e do ambiente circundante na formação de galáxias lenticulares. Entretanto, algumas S0s de baixa massa podem ser objetos primordiais. Trabalhos recentes apontaram que as galáxias S0 poderiam ser um grupo de objetos muito diferentes, compartilhando um perfil isofotal semelhante. Neste projeto investigamos a origem das galáxias lenticulares usando fotometria multi-banda (S-PLUS, J-PLUS, J-PAS) e cinemática das nebulosas planetárias e dos cúmulos globulares. De fato, a razão entre a luz contida no bojo e a luz total das galáxias (obtida através de ajuste isofotal) trazem informações importantes sobre a evolução da mesma. A cinemática, obtida com trocadores discretos, no entanto, detém pistas sobre a formação da parte mais fraca da galáxia, até 4/5 raios efetivos. Combinando estes achados podemos reconstruir os diferentes caminhos evolutivos das galáxias lenticulares e achar objetos primordiais, fósseis do universo da alta redshift. Finalmente, usando os parâmetros morfométricos obtidos, podemos encontrar análogas das S0s nas simulações, como IllustrisTNG. Comparando os números e características das lenticulares obtidas nos levantamentos multi-banda e nas simulações, podemos também investigar a habilidade das mesmas em representar o universo local.
Responsável: Arianna Cortesi
2Recuperando propriedades morfológicas de galáxias em levantamentos all-sky
O Universo primordial era originalmente muito homogêneo e isotrópico, com pequenos desvios na densidade de energia da ordem de uma parte sobre cenmil. Essas superdensidades primordiais cresceram através de instabilidades gravitacionais formando, após 12 Gyrs, as estruturas complexas que vemos no Universo local. O objetivo deste projeto é estudar a distribuição de galáxias, para diferentes morfologias e tipos espectrais, e em vários redshifts, a fim de caracterizar como esses parâmetros evoluíram ao longo do tempo. Existem várias maneiras de recuperar esses parâmetros e classificar galáxias: desde a classificação humana realizada por astrônomos profissionais, à ciência cidadã, até a classificação automatizada baseada em softwares, como Galfitm, e técnicas de aprendizado profundo "deep learning” (DL). Os dois últimos têm a vantagem de serem imparciais e muito eficientes. Os levantamentos S-PLUS, J-PLUS e J-PAS são ideais para este tipo de estudo devido aos seus sistemas de filtros, que combinam filtros de banda larga e estreita, e permitem recuperar não só os parâmetros morfológicos das galáxias, mas também o seu redshift fotométrico e propriedades das populações estelares, via ajuste do SED (spectral energy distribution). Obteremos parâmetros morfológicos de galáxias, como o índice Sérsic, nos dados S-PLUS iDR4 e miniJPAS/JNEP. Combinamos essas informações com os desvios para o vermelho fotométrico da galáxia e as medidas do ambiente. Além disso, os parâmetros morfológicos recuperados podem ser usados para realizar vários estudos de acompanhamento, como no contexto da formação de halos.
Responsável: Arianna Cortesi
3HUNTRESS – HUnting plaNeTaRy nEbula and Symbiotic Stars
Nebulosas planetárias (PNe) e estrelas simbióticas (SySt) são alguns dos objetos mais interessantes e fascinantes do universo. PNe são bolhas de gás ionizado, produzidas a partir de estrelas de massas baixas e intermediárias, quando aproximam-se de seu destino final. Representam uma fase crucial na vida de ~95% das estrelas. Identificamos ~3.500 (das 50.000 previstas teoricamente) PNe na Via Láctea, mas apenas 14 são do halo, e estas são relevantes porque fornecem pistas importantes sobre estrelas muito velhas, e nos dão informações fundamentais sobre as condições químicas primordiais da Galáxia, incluindo sua história de formação estrelar. SySt (conhece-se ~300 das 30.000 esperadas) são sistemas binários formados por estrelas evoluídas: uma gigante fria e uma quente (anã branca). São cruciais porque permitem o estudo da física das fontes supermacias de raios-X, de colimação de ventos estelares e da formação de jatos. SySt podem originar SNe Ia, importantíssimas na escala de distâncias cosmológicas. Encontrar PNe e SySt é o foco deste projeto. Estamos vivendo uma era de gigantescos levantamentos fotométricos, ópticos e em multibanda, como VPHAS+, J-PLUS, S-PLUS e o vindouro J-PAS. Nosso grupo faz parte dos últimos três desses projetos e nos quatro procuramos PNe e SySt. Somando-se a esses, RAMSES II (do qual sou PI) é um projeto internacional do consórcio Gemini que visa mapear as SySt nas galáxias anãs do Grupo Local, com uma banda de emissão que só existe nesses objetos. Toda(o)s –(ex-)estudantes e (ex-)pósdocs – do grupo de pesquisa em Nebulosas Fotoionizadas são integrantes do HUNTRESS.

Responsável: Denise Rocha Gonçalves
4Nebulosas planetárias (PNe) e a evolução química do Grupo Local de galáxias
Podemos aproveitar-nos da disponibilidade de uma quantidade importante de informações – tais quais, a taxa de formação estelar, a quantidade de hidrogênio neutro e molecular, a densidade superficial de estrelas, a distribuição de metalicidade – para testar os modelos de evolução química de galáxias de diferentes tipos. A abundância dos elementos pesados e sua variação em escalas cosmológicas devido à formação estelar, são os vínculos mais importantes para tais modelos. A espectroscopia óptica de objetos com linhas de emissão é essencial para a derivação das abundâncias químicas. Enquanto regiões H II revelam a química atual das galáxias (milhões de anos), as PNe informam sobre a época da formação de suas estrelas centrais, bilhões de anos atrás. Com ambos estuda-se de forma muito elegante, pois baseamos-nos nos mesmos métodos de inferência de abundâncias, a evolução química das galáxias. O fazemos no Grupo Local porque, a distâncias maiores do que ~4 Mpc já não podemos resolver espacialmente tais objetos. Porém, dado que nem todos os aspectos da derivação de abundâncias químicas em regiões H II e PNe são satisfatórios, também trabalhamos na melhor formulação dos fatores de correção de ionização (que dão conta da fração de íons que não é observada). Este estudo faz-se, com códigos de fotoionização, particularmente com aqueles tridimensionais. Desta forma, este projeto destina-se tanto a obter dados observacionais para derivar a evolução química das galáxias, quanto a aprimorar os métodos de derivação de abundâncias, para que sejam capazes de tratar nebulosas dos diferentes tipos morfológicos. Participam: estudantes, pósdocs e colaboradores externos.

Responsável: Denise Rocha Gonçalves
5Caracterização das estruturas estelares em galáxias próximas
As galáxias no universo local são o resultado de uma série de processos astrofísicos que transformaram meras concentrações de gás nas estruturas complexas que observamos hoje. Para desenvolver um modelo completo sobre a evolução de galáxias é preciso caracterizar as galáxias locais, já que elas contêm o "registro fóssil" desta evolução; qualquer modelo evolutivo válido precisa reproduzir as características que observamos nas galáxias locais. Com o intuito de criar um censo detalhado das propriedades de galáxias locais, a equipe iniciou o levantamento observacional “Census of Austral Nearby GAlaxies” ou CANGA. Este programa consiste no imageamento profundo de uma grande amostra (~1000) galáxias acessíveis desde o hemisfério Sul em 4 bandas ópticas (griz) com o instrumento Goodman no telescópio SOAR (Chile). Os dados obtidos até agora representam o começo do mapeamento óptico mais profundo de galáxias próximas no hemisfério Sul, atingindo uma sensibilidade ~15 vezes além de outros estudos (e.g., SDSS no hemisfério Norte). A equipe deu inicio à construção de distribuições espectrais de energia (SED, pela sigla em inglês) para cada pixel de cada galáxia observada (com uma resolução espacial de <250 pc). O ajuste com SEDs teóricos revela o histórico de formação de cada região sub-galáctica — gerando mapas de populações estelares com idades, distribuição de massa estelar, etc. — e permite uma comparação com galáxias geradas em simulações cosmológicas. Juntando com dados no infravermelho e no ultravioleta, a equipe visa caracterizar pela primeira vez o histórico de formação pixel-a-pixel da maior amostra de galáxias locais no hemisfério Sul, com um foco atual em estruturas estelares (esferoide, disco, barra, etc.).

Responsável: Karín Menéndez-Delmestre
6Matéria Escura e Galáxias Entrelaçadas: uma exploração em grande e pequena escala
Segundo o modelo cosmológico atual as galáxias se formam em locais pré-determinados pelo colapso gravitacional de matéria escura: a matéria escura colapsa devido à gravidade e cria poços de potencial nos quais a matéria bariônica colapsa ao longo de estruturas filamentares e planares. Estas subsequentemente virializam e podem formar os aglomerados de galáxias que vemos hoje. Identificar os estágios iniciais desses aglomerados (ou protoaglomerados) é uma ferramenta poderosa para rastrear o crescimento de halos de matéria escura à medida que o universo envelhece e para investigar a interação entre matéria luminosa (gás, poeira e estrelas) e matéria escura. Fazendo um zoom nas galáxias individuais, o processo pelo qual as galáxias adquirem seu gás e formam estrelas também depende fortemente da distribuição subjacente de matéria escura. Seja pela fusão de halos individuais de galáxias massivas (origem das elípticas massivas) ou pelo acreção de gás intergaláctico via choques e esfriamento lento, o crescimento e a distribuição de massa estelar das principais estruturas observadas em galáxias (e.g., bojo, disco, barra) são regulados pelo potencial gravitacional subjacente definido pelo halo de matéria escura da galáxia. A equipe estuda galáxias no universo próximo e distante para sondar a distribuição espacial e a evolução da matéria escura subjacente: (1) nas escalas maiores (10s de Mpc), estudando protoaglomerados e a interação com a matéria luminosa que influencia fortemente a evolução subsequente de aglomerados de galáxias; e (2) nas menores escalas (10s de kpc), onde a subestrutura do halo de matéria escura regula a formação dos principais componentes da galáxia, influenciando, consequentemente, a morfologia das galáxias, a presença de estruturas estelares e a distribuição de massa em escala galáctica.

Responsável: Karín Menéndez-Delmestre
7Estudo dos efeitos do ambiente sobre o meio interestelar de galáxias anãs usando o levantamento WALLABY
Galáxias anãs podem ser encontradas em diferentes ambientes: de regiões sub-densas de galáxias (os vazios cósmicos) até aglomerados ricos. O estudo das anãs em baixas densidades permite entender o processo de acreção de massa sem a interação com galáxias massivas. As anãs em ambientes de alta densidade mostram como a interação com seus arredores podem alterar suas propriedades, transformando galáxias anãs ricas em gás e formadoras de estrelas em galáxias "passivas" em que a formação estelar é interrompida e o meio interestelar removido O objetivo deste projeto é estudar os efeitos de diferentes tipos de ambientes sobre o hidrogênio atômico (HI), a componente principal do meio interestelar em galáxias anãs. O Widefield ASKAP L-band Legacy All-sky Blind surveY (WALLABY) é um levantamento rádio de nova geração no hemisfério Sul, obtido com o telescópio Australian Square Kilometer Array Pathfinder (ASKAP), um dos precursores do radiotelescópio SKA.

Responsável: Marco Grossi
8Em busca de galáxias anãs de baixa metalicidade
Encontrar galáxias anãs de baixa metalicidade no Universo local é crucial para estudar o processo de formação de estrelas em um meio interestelar (MI) pobre em metais e entender como se desenvolveram as galáxias primordiais. Neste projeto procuramos novas candidatas a galáxias de baixa metalicidade aplicando técnicas de seleção fotométricas a levantamentos de imagens em grande escala como o Southern Photometric Local Universe Survey (SPLUS). Os objetos selecionados são em seguida considerados para acompanhamento espectroscópico com o telescópio Gemini/GMOS ao fim de medir a abundância de metais e confirmar sua natureza quimicamente pouco evoluída. O objetivo final será estudar a relação massa metalicidade e o processo de enriquecimento químico do MI no regime de baixo conteúdo de metais.

Responsável: Marco Grossi
9Desenvolvimento de código para análise estatística Bayesiana com o método DALI
O método Derivative Approximation of the LIkelihood (DALI) é um poderoso método proposto recentemente e capaz de fornecer curvas de confiança para parâmetros de um modelo em geral de modo muito mais rápido que métodos de Markov-Chain Monte Carlo (MCMC). O uso desse método foi exemplificado em cosmologia, mas o seu potencial ainda não foi bem explorado. Como os métodos DALI e MCMC são completamente gerais, eles se aplicam a todas as áreas da ciência, o que torna importante desenvolver ferramentas para a comunidade. Entre suas capabilidades, DALI é capaz de (i) fornecer previsões sem as limitações do método de Matriz de Fisher; (ii) analisar likelihoods com dezenas de parâmetros; (iii) auxiliar na convergência de métodos de MCMC. O estudante irá trabalhar no desenvolvimento de um código que será eventualmente aberto à toda a comunidade, e (no caso de doutorado) fará as primeiras aplicações deste método a casos de interesse em cosmologia.

Responsável: Miguel Boavista Quartin
10Análise de estrutura em larga escala em cosmologia
É um grande desafio para a cosmologia teórica determinar qual a melhor forma de ultrapassar os limites da Teoria do Campo Efetivo da Estrutura em Grande Escala e sondar mais profundamente as escalas levemente não lineares. Foi proposto recentemente uma abordagem agnóstica que faz o mínimo possível de suposições sobre o modelo cosmológico na análise destes dados. Isto é muito importante pois os métodos tradicionais possuem um certo grau de circularidade, onde é preciso se supor parte das hipóteses que se quer testar com os dados de galáxias em grandes levantamentos atuais (DESI, Euclid, LSST e J-PAS). O projeto consiste em pesquisar metodologias que extraiam o máximo possível desta informação da estrutura em larga escala mantendo o mínimo de hipóteses sobre a cosmologia. No espaço de Fourier, isto significa incluir estatísticas de 2 e 3 pontos (espectro e bispectro de potência) e análise de multitraçadores.

Responsável: Miguel Boavista Quartin
11Evolução de Galáxias em Diferentes Ambientes
Neste projeto nós planejamos investigar evolução de galáxias em diferentes ambientes no Universo, passando por "voids" (regiões de menor densidade de matéria), filamentos, regiões de "infall" de grupos e aglomerados, até suas regiões centrais. Aglomerados representam as regiões de maior densidade de matéria no Universo. Desta forma, a influência do ambiente na transformação de galáxias nestas regiões é maior do que naquelas chamadas de campo, caracterizadas por baixas densidades. Esta evolução será investigada através da variação ambiental de diversas propriedades de galáxias, como cor, luminosidade e taxa de formação estelar. Caracterizaremos o ambiente pela densidade local de cada galáxia. Para galáxias membro de aglomerados também usaremos a distância ao centro dos mesmos, além da massa, riqueza e luminosidade em raios-X destes sistemas. Assim, poderemos distinguir efeitos locais de globais na evolução de galáxias. Esse projeto é baseado em diferentes levantamentos, como o "DESI Legacy Imaging Surveys", o "Southern Photometric Local Universe Survey" (S-PLUS) e o "Javalambre Physics of the Accelerating Universe Astrophysical Survey" (J-PAS). Estes dados observacionais são únicos para investigação da evolução de galáxias em todos os tipos de ambientes, desde o campo extremo até o centro de aglomerados e as regiões de transição entre eles. Nós iremos amostrar até o raio de virada (“turnaround radius” em inglês; ~5xR200) dos aglomerados, além da estrutura em grande escala em torno destes sistemas, e os filamentos entre aglomerados interagentes. Estes dados também serão importantes para caracterizar a variação ambiental da taxa de formação estelar de acordo com o estado dinâmico dos aglomerados onde as galáxias residem.

Responsável: Paulo Afrânio Augusto Lopes
12Aplicações de Machine Learning em Astrofísica Extragaláctica
Neste projeto pretendemos desenvolver ferramentas computacionais, utilizando "Machine Learning" (ML), para aplicações em estudos extragalácticos. Alguns exemplos são: (i) estimativas de "redshift" fotométrico de galáxias e quasares; (ii) separação estrela-galáxia; (iii) seleção de galáxias membro de aglomerados a partir de fotometria (iv) estimativa da densidade local de galáxias; (v) estimativa da massa de aglomerados de galáxias. Essas ferramentas serão desenvolvidas nas linguagens de programação R e Python, sendo testadas e aplicadas a dados de simulações cosmológicas (como "Millennium", "MultiDark" e "Illustris"), assim como dados observacionais (DESI, S-PLUS e J-PAS).

Responsável: Paulo Afrânio Augusto Lopes
13Detecção e análise de dados de supernovas
Estudo de técnicas de detecção de supernovas, classificação e estimação de redshift desses eventos a partir de dados fotométricos, ajuste curvas de luz, estudo de erros sistemáticos e vinculação de parâmetros cosmológicos.

Responsável: Ribamar Reis
14Modelos cosmológicos alternativos
Estudo de viabilidade de modelos cosmológicos alternativos para explicar a aceleração cósmica e estrutura em grande escala: gravitação modificada, modelos inomogêneos e fenomenologia de energia e matéria escura.

Responsável: Ribamar Reis
15Como as galáxias nascem?
Galáxias são compostas de matéria escura, gás e estrelas. Neste projeto, tentamos descobrir como o gás é utilizado para a formação de novas estrelas, desde o Big Bang até os dias de hoje. Essa é uma das grandes perguntas da Astronomia Contemporânea, e as recentes descobertas do telescópio espacial James Webb colocam em cheque nosso entendimento clássico sobre a formação de galáxias. Quanto gás as galáxias têm à sua disposição para formar estrelas? Como o gás se distribui em galáxias, e como a matéria escura afeta essa distribuição? Como acontece a formação de buracos negros supermassivos no seu interior, e como isso afeta a formação de novas estrelas? Para estudar os problemas, utilizamos alguns dos maiores telescópios do mundo, incluindo o Keck, VLT e Gemini, comparando os resultados com previsões produzidas por modelos matemáticos em supercomputadores. Além disso, os mais poderosos radiotelescópios do planeta também são fundamentais para a pesquisa, como por exemplo o ALMA, no Chile. Também sou parte da colaboração da câmera TolTEC, uma colaboração entre a Universidade de Massachussetts e o governo mexicano para o radiotelescópio LMT, no México, e alunos do grupo estão envolvidos com o desenvolvimento do instrumento, para produzir os maiores e mais profundos mapas já observados de emissão de microondas no céu, buscando a emissão de gás e poeira em galáxias a dezenas de bilhões de anos-luz de distância.

Responsável: Thiago Signorini Gonçalves
16Como as galáxias morrem?
Em algum momento de sua vida, galáxias perdem seus reservatórios de gás, deixando de formar novas estrelas. Nosso grupo se dedica a tentar entender como esse processo acontece. As colisões de galáxias podem acelerar sua morte? Buracos negros supermassivos são responsáveis por expulsar o gás de suas galáxias hospedeiras? Para determinar a causa da morte de galáxias, nosso grupo estuda a idade das suas estrelas. A comparação com simulações computacionais nos permite determinar se estão morrendo rápida ou lentamente, e as observações de outros fenômenos nas mesmas galáxias nos permitem determinar o que pode estar causando seu fim. Para poder investigar melhor o problema, sou coordenador de um grupo de trabalho na construção de uma câmera para o maior telescópio do mundo, o ELT, no Chile, que ficará pronto ao longo da década, em colaboração com pesquisadores na França e na Alemanha. As observações com este supertelescópio nos permitirão determinar a causa da morte não apenas de galáxias próximas, mas também das mais fracas e distantes, avaliando assim a evolução de galáxias ao longo dos últimos 10 bilhões de anos.

Responsável: Thiago Signorini Gonçalves

Astrofísica Estelar

1Diagnóstico Cromosféricos em estrelas frias
O estudo da emissão cromosférica nas superfícies de estrelas de baixa massa é fundamental para a compreensão das condições físicas das atmosferas e interiores estelares, tais como a convecção e a evolução rotacional, incluindo a natureza não-térmica, magneto-hidrodinâmica, de seu aquecimento. Tais fenômenos são observados no Sol há mais de 400 anos e integram um registro de variações, também observadas em outras estrelas de baixa massa, em escalas de tempo desde minutos/horas (flares e a emergência de regiões ativas) até anos/décadas (ciclos magnéticos). Além disso, as emissões magnéticas possuem forte influência sobre o clima terrestre, as atmosferas e a habitabilidade de exoplanetas, através dos fluxos ultravioleta e de raios-X associados. A atividade cromosférica coincide, na sequência principal, com aparição de convecção superficial significativa: a interação entre convecção e rotação diferencial cria, amplifica e mantém campos magnéticos primordiais, os quais se concentram em regiões ativas e ejetam partículas carregadas sob a forma de um vento estelar, transportando momento angular para além da superfície estelar e desacelerando a rotação. O fluxo cromosférico, assim, decai com a idade, sendo um indicador fundamental deste importante parâmetro. Este projeto tem como objetivos: o estudo de fluxos cromosféricos absolutos em estrelas de baixa massa (tipos FGKM), através de indicadores espectroscópicos tais como as linhas Halfa, HK/tripleto infravermelho do Ca II e outros; investigar sua relação com parâmetros estelares fundamentais: massa, raio, metalicidade e idade; o estudo da evolução temporal das emissões cromosféricas e a construção de calibrações idade-atividade para derivação de idades em grandes amostras.

Responsável: Gustavo Frederico Porto de Mello
2Astrofísica de estrelas massivas: atmosferas e evolução
Estrelas massivas são fundamentais na astrofísica. Elas possuem luminosidades e temperaturas muito elevadas se comparadas com estrelas de baixa massa, além de atmosferas fora do equilíbrio hidrostático – ventos estelares. Devido a essas características, elas têm uma influência enorme no meio interestelar circundante e nas galáxias que habitam, sendo detectadas até mesmo em altos redshifts. No final de suas vidas, elas dão origem aos objetos e fenômenos mais extremos encontrados no Universo, como por exemplo: gamma-ray bursts, supernovas, estrelas de nêutrons e buracos negros. Atualmente, ainda existem várias questões em aberto relacionadas à atmosfera e evolução desses objetos, como por exemplo: trajetórias evolutivas incertas, dependência ambiental (metalicidade), variabilidade, binaridade e hidrodinâmica dos ventos. No Observatório do Valongo, trabalhamos com diferentes projetos relacionados a esses assuntos. Utilizamos modelos sofisticados de atmosferas para obter propriedades físicas de estrelas massivas (p.e., de anãs, gigantes, supergigantes O e B) na Via-Láctea e em outras galáxias do Grupo Local. Utilizamos espectros de alta resolução, oriundos de telescópios terrestres (p.e., VLT) e espaciais (p.e., Hubble). O objetivo principal é testar previsões de modelos evolutivos em diferentes ambientes e previsões de modelos hidrodinâmicos, além de tentar responder questões em aberto na literatura. Utilizamos ainda modelos de estrutura interna do código MESA para explorarmos a evolução de estrelas massivas sob diferentes perspectivas. Vários desses tópicos são investigados em colaboração com pesquisadores estrangeiros.

Responsável: Wagner Luiz Ferreira Marcolino

Astronomia de Posição e Sistemas Planetários

1Dinâmica orbital em sistemas de exoplanetas
Atualmente existem mais de cinco mil planetas descobertos orbitando estrelas na vizinhança do Sol. A diversidade de características físicas e configurações orbitais permitiu, nas últimas décadas, a revisitação de teorias acerca da formação e evolução de sistemas planetários. De particular interesse são os sistemas multiplanetários em que, parte ou todos os membros, estão capturados em ressonâncias de movimentos médios (RMM). A origem das ressonâncias é comumente associada a processos migratórios dos planetas em estágios iniciais dos seus respectivos sistemas, devido a interações com discos de gás e/ou planetesimais. Planetas capturados em RMM apresentam variações específicas dos elementos orbitais, com períodos e amplitudes que dependem das massas e das configurações orbitais dos mesmos. Os dados oriundos das observações muitas vezes não permitem saber se os planetas estão de fato evoluindo em ressonância. Neste projeto visamos ampliar nosso entendimento acerca das RMM em sistemas de exoplanetas a partir de uma abordagem semi-analítica, complementando os resultados com simulações numéricas do problema geral dos N corpos e confrontando com dados observacionais. Serão incluídos sistemas já conhecidos e também aqueles recentemente descobertos pela missão TESS, com planetas capturados em RMM. Para sistemas contendo planetas de períodos orbitais da ordem de poucos dias, será incluida a contribuição da interação de maré com a estrela central, assim como efeitos relativísticos. No caso de planetas orbitando estrelas evoluídas, consideraremos também o efeito da perda de massa estelar. Os resultados do projeto poderão contribuir de forma significativa à caracterização de sistemas que evoluem sob efeitos dinâmicos de ressonâncias de movimentos médios.

Responsável: Adrián Rodriguez Colucci
2Estabilidade orbital de pequenas luas em sistemas de planetas anões transnetunianos
Diversos satélites com tamanhos da ordem de poucas centenas de quilômetros têm sido descobertos orbitando planetas anões. No entanto, satélites de tamanhos de poucos quilômetros são conhecidos apenas no sistema de Plutão. Neste projeto propomos investigar, a partir do estudo da dinâmica orbital, a possibilidade da existência de pequenos satélites em outros sistemas de planetas anões. Através da construção de mapas dinâmicos, procuramos identificar regiões de movimentos regulares de satélites hipotéticos perturbados pelo (ou pelos) satélite principal do sistema. Ao mesmo tempo, regiões caóticas serão identificadas e apontadas como locais onde não é esperável encontrar satélites adicionais. Daremos ênfase ao surgimento de ressonâncias de movimentos médios, já que estas configurações orbitais podem representar tanto nichos estáveis como fontes de instabilidade em escalas de tempo que dependem do sistema específico. Investigaremos também a evolução da órbita dos satélites principais devido à interação de maré com o planeta anão em cada sistema, permitindo assim entender como o ambiente dinâmico de pequenas luas hipotéticas foi impactado devido às mudanças na órbita do satélite principal. Para tal fim consideraremos teorias de maré recentemente desenvolvidas e que são facilmente aplicáveis para objetos compostos por uma mistura de rocha e gelo, tipicamente encontrados na região transnetuniana. Focaremos nos sistemas de planetas anões confirmados nesta região (Plutão, Eris, Haumea e Makemake). Dependendo do andamento do projeto, incluiremos também Gonggong, Quaoar, Orcus e Salacia, entre outros, todos eles candidatos a planetas anões que possuem uma lua conhecida.

Responsável: Adrián Rodriguez Colucci
3Estudo dos pequenos corpos utilizando ocultações estelares
Os objetos Transnetunianos e outros pequenos corpos são verdadeiros remanescentes da formação do nosso Sistema Solar. Entender as características físicas destes objetos, como seus tamanhos, formas, além de detectar a presença de atmosferas, anéis e satélites naturais permitem um maior entendimento das condições de formação e evolução do nosso sistema. Entretanto, fazer a observação direta destes objetos não é trivial e técnicas indiretas são necessárias para se fazer estes estudos. Um exemplo é a técnica das ocultações estelares. Ocultações estelares ocorrem quando um objeto móvel passa na frente de uma estrela do ponto de vista de um observador. No caso de ocultações observadas da Terra, observadores espalhados pela região onde a sombra passará serão capazes de observar o desaparecimento da estrela por um breve intervalo de tempo. Ao combinar os diferentes observadores somos capazes de obter o tamanho e a forma aparente do objeto ocultador com uma precisão de poucos quilômetros. Esta técnica fornece diretamente informações sobre o tamanho e forma do objeto ocultador. Além destas, podemos também obter informações sobre o entorno e vizinhança desses objetos. Por exemplo, ocultações estelares permitiram descobrir quatro dos seis anéis em torno de objetos do Sistema Solar - Urano; Netuno; Chariklo; Haumea; e Quaoar. Além disso, as ocultações estelares também nos permitem detectar e estudar atmosferas, como de Plutão e de Tritão. Um outro resultado relevante é a detecção de topografias como montanhas e crateras. Desta forma, este projeto visa caracterizar fisicamente os pequenos corpos do Sistema Solar exterior e determinar seus parâmetros físicos.

Responsável: Bruno Eduardo Morgado
4Astrometria de Corpos do Sistema Solar
Determinação precisa de posições de objetos do Sistema Solar como asteroides, objetos transneptunianos e satélites naturais, com vistas a melhoria de efemérides (previsão de ocultações estelares) e órbita. Estudo e desenvolvimento de novas técnicas astrométricas em alternativa a métodos clássicos. Envolve observações e tratamento de imagens com telescópios de pequeno a grande porte no Brasil e no exterior. Aprendizagem e emprego de técnicas astrométricas e fotométricas, com uso do pacote de programas PRAIA, dentre outras ferramentas. Disponibilidade de boa infraestrutura de informática, com usufruto de computadores e servidores potentes do grupo. Reuniões de grupo e estudo de artigos. Possibilidade de visitas a colaboradores estrangeiros (França, Espanha). Publicação de resultados em artigos de impacto na área.

Responsável: Marcelo Assafin
5Ocultações Estelares de Corpos do Sistema Solar
Determinação precisa da forma, tamanho e albedo de corpos do Sistema Solar (asteroides, objetos transneptunianos, satélites naturais) pela técnica de Ocultações Estelares. Estimativa de rotação e densidade. Busca de anéis e material circunvizinhos. Envolve observações e tratamento de imagens com telescópios de pequeno a grande porte: LNA no Brasil (1.6m P&E, 0.6m B&C, etc), ESO (8m VLTs, Trappist, etc) e CTIO (4m SOAR, 8m Gemini) no Chile, Espanha (telescópios de 0.7m a 8m), Havaí, Austrália, África, e observações da comunidade amadora mundial de ocultações como IOTA, OccultWatch e RECON (Europa, EUA, Austrália, América do Sul, África, Japão). Aprendizagem e emprego de técnicas astrométricas e fotométricas, com uso dos pacotes (programas) PRAIA e SORA. Disponibilidade de boa infraestrutura de informática, com usufruto de computadores e servidores potentes do grupo. Reuniões de grupo e estudo de artigos. Possibilidade de visitas a colaboradores estrangeiros (França, Espanha). Publicação de resultados em artigos de impacto na área.

Responsável: Marcelo Assafin

Astroquímica e Astrobiologia

1Exoplanetas e estrelas astrobiologicamente interessantes
A Astrobiologia experimentou enorme impulso recente com a exploração do Sistema Solar por sondas robóticas e a descoberta de muitos milhares de exoplanetas, vários deles potencialmente habitáveis. A investigação das propriedades de exoplanetas já se estabeleceu como um dos mais eletrizantes itens da agenda científica da humanidade para o século XXI, incluindo a busca do que é considerado o objetivo último da Astrobiologia: a identificação de um planeta semelhante à Terra orbitando dentro da zona habitável de uma estrela semelhante ao Sol. Este projeto busca caracterizar, na vizinhança Galáctica do Sol, estrelas com interesse astrobiológico, possuindo massa, composição química e idade adequadas à presença de um planeta rochoso habitável, i.e., capaz de manter água líquida em sua superfície. A caracterização estelar envolve, através de fotometria e espectroscopia, o estudo de sua composição química, temperaturas efetivas, emissões de alta energia de natureza magnética, multiplicidade, massas, raios, luminosidades, estado evolutivo e idades. Um dos objetivos é produzir uma lista de alvos otimizados para as missões espaciais (tais como o James Webb Space Telescope) que tentarão detectar vida fotossintética em sistemas exoplanetários através da medida da assinatura espectroscópica no infravermelho de ozônio, água e metano. Outro objetivo é o desenvolvimento de modelos climáticos simples que permitam a caracterização das condições superficiais em exoplanetas de baixa massa (presumivelmente os mais numerosos na Galáxia), sua adequabilidade à evolução da vida baseada em polímeros de carbono e água, e quais os ambientes estelares que podem favorecer a detecção remota de vida através de bioassinaturas espectroscópicas.

Responsável: Gustavo Frederico Porto de Mello
2Procurando por Sinais de Exoplanetas e Vida na Luz das Estrelas
Um dos maiores desafios da Astrobiologia é entender a distribuição de vida no Universo com base em um único exemplo: a Terra. Para abordar este problema, diversos levantamentos astronômicos monitoraram centenas de milhares de estrelas ao longo das últimas três décadas e encontraram mais de 5.000 exoplanetas ao redor delas. Entretanto, planetas parecidos com a Terra localizados nas zonas habitáveis de estrelas similares ao Sol, que são os melhores candidatos para abrigar vida como conhecemos, são difíceis de detectar devido a limitações observacionais e teóricas. Vieses como este não nos permitem entender completamente questões fundamentais como a influência das propriedades estelares na formação e evolução planetária e quão abundantes ou raros são sistemas do tipo Terra-Sol e a vida. Meu grupo de pesquisa Stars, Exoplanets and Astrobiology (SEA) realiza múltiplos estudos usando espectroscopia e fotometria para responder estas questões em aberto. Nossos resultados recentes mostram que as abundâncias químicas estelares afetam a formação, evolução e arquiteturas dos sistemas planetários assim como a estrutura interna e a habitabilidade dos exoplanetas. A atividade estelar também possui um papel importante, afetando as propriedades atmosféricas dos planetas e as taxas de sobrevivência de microrganismos que podem existir em suas superfícies. Todas estas contribuições nos deixam mais próximos de descobrir se estamos sozinhos no Universo, mas ainda há muitas perguntas interessantes para serem respondidas.

Responsável: Luan Ghezzi Ferreira Pinho