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ESTIMATIVA DO LIMITE SUPERIOR DE MASSA DE UMA ESTRELA
Get PDFA vida de uma estrela é determinada pelo equilíbrio entre sua força gravitacional, que a comprime, ea pressão térmica, que tende a expelir sua massa para o exterior, mantendo sua estrutura emequilíbrio hidrostático durante a maior parte de sua existência. No entanto, a partir de um certolimite, a intensa radiação emitida pelo astro impede que ele continue adquirindo massa por meio daacreção - acúmulo de matéria oriunda dos arredores estelares por ação gravitacional. Nesse contexto,este projeto de pesquisa tem como objetivo investigar o limite máximo de massa que uma estrelapode atingir, bem como os mecanismos físicos responsáveis por estabelecer esse valor. Ametodologia do projeto baseia-se em pesquisa bibliográfica em livros e artigos científicos, seguidada comparação com valores observacionais catalogados de algumas estrelas. A formação de estrelasocorre a partir da contração de nuvens de gás e poeira até que a protoestrela atinja temperaturas daordem de 10^7 K, iniciando assim o processo de fusão nuclear. A elevada temperatura gera a pressãotérmica, composta pela soma da pressão de radiação e da pressão cinética, que atuam no sentidooposto à pressão gravitacional. A pressão de radiação é causada pela interação dos fótons com omaterial estelar, transferindo momento por meio de colisões elásticas no interior da estrela. Deacordo com a lei de Stefan-Boltzmann, a pressão de radiação é proporcional à quarta potência datemperatura. A pressão cinética, por sua vez, está relacionada à velocidade dos elétrons e núcleosatômicos no interior da estrela. Ela é encontrada a partir da equação dos gases ideais e varia de formadiretamente proporcional à temperatura. Como essas duas formas de pressão variam de maneiradesigual em função da temperatura, com o aumento da massa (e consequente aumento datemperatura) os fótons acarretam a expansão da estrela e a impede de absorver mais matéria atravésda acreção. Igualando-se a pressão térmica com a pressão gravitacional e fazendo algumasaproximações de ordem de grandeza, pode-se isolar a massa na equação, sendo possível descobrir olimite de massa máximo que uma estrela estável pode atingir. Neste trabalho obtivemos o valoraproximado de 228 massas solares. Outros autores propuseram limites teóricos que variam entre 60 e440 massas solares. Essa grande variação é causada pelas variáveis estelares consideradas em cadamétodo, como temperatura efetiva, luminosidade e composição. Além disso, o número de estrelasmassivas é significativamente menor que o de estrelas de menor massa – estima-se que, para cadaestrela de 60 massas solares, existem cerca de 10^9 estrelas menores -, o que dificulta suaobservação. Porém, segundo dados disponíveis, as estrelas mais massivas já observadas são BAT99-98 e R136a1, com massas respectivas de 226 e (170 – 230) massas solares. Esses valores indicamque o modelo desenvolvido, embora simplificado, apresenta boa concordância com os dadosobservacionais
Determinação de g através da captação do som de impacto com o solo
No full textEste experimento tem como objetivo mostrar, através da visualização gráfica dos intervalos de tempo entre impactos sucessivos de corpos no solo, que um corpo em queda livre percorre distâncias proporcionais ao quadrado do tempo de queda. Através de uma análise quantitativa dos dados experimentais, é possível determinar o valor da aceleração da gravidade
Going Beyond Counting First Authors in Author Co-citation Analysis
Get PDFThe present study examines one of the fundamental aspects of author co-citation analysis (ACA) - the way co-citation
counts are defined. Co-citation counting provides the data on which all subsequent statistical analyses and mappings
are based, and we compare ACA results based on two different types of co-citation counting - the traditional type that
only counts the first one among a cited work's authors on the one hand and a non-traditional type that takes into
account the first 5 authors of a cited work on the other hand. Results indicate that the picture produced through this non-traditional author co-citation counting contains more coherent author groups and is therefore considerably clearer. However, this picture represents fewer specialties in the research field being studied than that produced through the traditional first-author co-citation counting when the same number of top-ranked authors is selected and analyzed. Reasons for these effects are discussed
Variations on the Author
Get PDF“Variations on the Author” discusses two of Eduardo Coutinho’s recent films (Um Dia na Vida, from 2010, and Últimas Conversas, posthumously released in 2015) and their contribution to the general question of documentary authorship. The director’s filmography is characterized by a consistent yet self-effacing form of authorial self-inscription: Coutinho often features as an interviewer that rather than express opinions propels discourses; an interviewer that is good at listening. This mode of self-inscription characterizes him as an author who is not expressive but who is nonetheless markedly present on the screen. In Um Dia na Vida, however, Coutinho is completely absent form the image, while Últimas Conversas, on the contrary, includes a confessional prologue that moves the director from the margins to the center of his films. This article examines the ways in which these works stand out in the filmography of a director who offers new insights into the notion of cinematic authorship
Appropriate Similarity Measures for Author Cocitation Analysis
Get PDFWe provide a number of new insights into the methodological discussion about author cocitation analysis. We first argue that the use of the Pearson correlation for measuring the similarity between authors’ cocitation profiles is not very satisfactory. We then discuss what kind of similarity measures may be used as an alternative to the Pearson correlation. We consider three similarity measures in particular. One is the well-known cosine. The other two similarity measures have not been used before in the bibliometric literature. Finally, we show by means of an example that our findings have a high practical relevance.information science;Pearson correlation;cosine;similarity measure;author cocitation analysis
CARACTERÍSTICAS E POTENCIALIDADES DOS REATORES MODULARES PEQUENOS (SMRS)
Get PDFO crescimento populacional e econômico tem impulsionado uma demanda cada vez maior porenergia, exigindo fontes que sejam sustentáveis, seguras e eficientes. Nesse cenário, a energianuclear se destaca por oferecer geração elétrica em grande escala, de forma estável, ocupando poucoespaço físico e emitindo baixos níveis de gases de efeito estufa. Atualmente, cerca de 10% daeletricidade mundial é produzida por reatores nucleares, sendo que em alguns países essaparticipação ultrapassa 50%. Os reatores nucleares funcionam controlando reações de fissão nuclear,nas quais núcleos de elementos como urânio-235 ou plutônio-239 se dividem ao serem atingidos pornêutrons, liberando uma grande quantidade de energia térmica. Esse calor aquece a água, que setransforma em vapor, acionando turbinas conectadas a geradores elétricos. O controle da reação éfeito por meio de barras de controle e materiais absorvedores de nêutrons. A crescente busca pormaior segurança, eficiência e sustentabilidade na geração de energia nuclear levou aodesenvolvimento dos Reatores Modulares Pequenos (SMRs), tema central deste trabalho. Estesreatores representam uma evolução tecnológica, oferecendo uma alternativa mais flexível aosmodelos tradicionais, apesar de se basearem em conceitos já conhecidos. O objetivo deste trabalho éinvestigar as características, os tipos, o funcionamento e as principais aplicações dos SMRs. Ametodologia adotada baseou-se em pesquisas bibliográficas, com consulta a livros, artigoscientíficos e, especialmente, aos materiais disponibilizados pela Agência Internacional de EnergiaAtômica (IAEA). Os SMRs possuem potência inferior a 300 MWe (Mega Watts Elétrico) e sãoprojetados para serem compactos, fabricados em série e transportáveis, facilitando sua instalação emlocais diversos, como indústrias, hospitais, regiões isoladas ou áreas afetadas por emergências. Elestambém são uma solução viável onde reatores de grande porte são economicamente ou tecnicamenteinviáveis. Além da geração elétrica, os SMRs podem ser aplicados em processos como aquecimentourbano, dessalinização de água e produção de hidrogênio. Outra vantagem é a possibilidade deexpansão modular, permitindo adicionar novos reatores conforme o aumento da demanda energética.Existem atualmente cerca de 70 projetos de SMRs em desenvolvimento no mundo, organizados emseis categorias: resfriados à água terrestres, resfriados à água marítimos, resfriados a gás de altatemperatura, de nêutrons rápidos resfriados a metal líquido, de sal fundido e microrreatores. Essesreatores oferecem ciclos operacionais prolongados, funcionando por vários anos sem necessidade dereabastecimento. Modelos que utilizam nêutrons rápidos apresentam maior eficiência no uso docombustível e geram menos resíduos. Alguns também atuam como reatores regeneradores, capazesde converter urânio-238 em plutônio-239 e tório-232 em urânio-233, otimizando o uso dos recursosnucleares. Apesar das inúmeras vantagens, como menor custo inicial, tempo reduzido de construçãoe segurança aprimorada, a viabilidade econômica dos SMRs em larga escala ainda está em processode validação. Entretanto, sua adoção tende a crescer, impulsionada pela necessidade de atender àcrescente demanda por energia, especialmente com o avanço de tecnologias como data centers einteligência artificial, que exigem fornecimento elétrico constante e seguro
A NUCLEOSSÍNTESE DOS ELEMENTOS: DO BIG BANG ÀS SUPERNOVAS
Get PDFComo são produzidos os elementos químicos que existem no universo, que formam os nossoscorpos, a água, o ar e tudo o que nos cerca? Há mais de um século, os cientistas buscam entender aorigem desses elementos. Este trabalho tem como objetivo explorar os processos de nucleossínteseno universo, desde o Big Bang até os eventos estelares extremos, explicando como se formam oselementos da tabela periódica. A metodologia consiste numa pesquisa bibliográfica em livros eartigos sobre o tema. Apesar de serem formados por partículas ainda menores, como prótons,nêutrons e elétrons, os elementos químicos são as unidades fundamentais que constituem a matéria.Sua formação ocorre por meio de reações nucleares chamadas de nucleossíntese, que acontecemdesde os primeiros instantes do universo até os estágios finais da vida das estrelas. Nos primeirosminutos após o Big Bang, ocorreu a nucleossíntese primordial, responsável pela produção doselementos mais leves: hidrogênio, deutério, trítio, hélio e lítio. Esses elementos se formaram a partirde fusões simples entre prótons e nêutrons. Com o surgimento das primeiras estrelas, teve início anucleossíntese estelar, que ocorre nos seus interiores por bilhões de anos. Em estrelas de baixamassa, como o Sol, ocorre o ciclo próton-próton, no qual núcleos de hidrogênio se fundem paraformar hélio. Já em estrelas mais massivas, a fusão ocorre preferencialmente pelo ciclo CNO(Carbono-Nitrogênio-Oxigênio), que também transforma hidrogênio em hélio, utilizando oselementos C, N e O como catalisadores. Quando o hidrogênio se esgota, as estrelas passam a fundirhélio em carbono por meio do processo triplo-alfa. Posteriormente, realizam fusões de núcleos maispesados, como neônio, oxigênio e silício, até formar o ferro, uma vez que a fusão de elementos maispesados consome energia em vez de liberar. Os elementos mais pesados que o ferro só podem sersintetizados em eventos cataclísmicos por meio do processo de captura de nêutrons. Em estrelas demassa intermediária, durante a fase de gigante vermelha, ocorre o chamado processo-s (lento), noqual a taxa de captura de nêutrons é menor que a taxa de decaimento beta menos. Esse ciclo serepete, permitindo a formação de elementos mais pesados, como estrôncio, bário e bismuto. Poroutro lado, em ambientes extremamente energéticos, como nas supernovas do Tipo II, ou emcolisões de estrelas de nêutrons, ocorre o processo-r (rápido). Nesse caso, a taxa de captura denêutrons é muito superior à taxa de decaimento beta, permitindo que os núcleos capturem diversosnêutrons em rápida sucessão antes de qualquer decaimento. Após cessar o intenso fluxo de nêutrons,os núcleos altamente instáveis passam por uma sequência de decaimentos beta menos, originando oselementos extremamente pesados, como ouro, platina e urânio. Quando uma supernova termina, oque resta do colapso estelar pode dar origem a uma estrela de nêutrons ou a um buraco negro.Concluímos o nosso trabalho afirmando que todos os elementos que compõem nossos corpos,planetas e tudo o que conhecemos foram forjados no interior de estrelas e em eventos cataclísmicosdo cosmos
Dispelling the Myths Behind First-author Citation Counts
Get PDFWe conducted a full-scale evaluative citation analysis study of scholars in the XML research field to explore just how different from each other author rankings resulting from different citation counting methods actually are, and to demonstrate the capability of emerging data and tools on the Web in supporting more realistic citation counting methods. Our results contest some common arguments for the continued
use of first-author citation counts in the evaluation of scholars, such as high correlations between author rankings by first-author citation counts and other citation
counting methods, and high costs of using more realistic citation counting methods that are not well-supported by the ISI databases. It is argued that increasingly available digital full text research papers make it possible for citation analysis studies to go beyond what the ISI databases have directly supported and to employ more
sophisticated methods
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