BEGIN:VCALENDAR VERSION:2.0 PRODID:-//linuxsoftware.nz//NONSGML Joyous v1.4//EN BEGIN:VEVENT SUMMARY:Polarimetric Studies Galaxies DTSTART:20251202T153000Z DTEND:20251202T170000Z DTSTAMP:20260620T015343Z UID:2b383485-b64d-4b27-9e40-65e8a7dcdbcf SEQUENCE:2 CREATED:20250912T101244Z DESCRIPTION: A tese "\;Estudos Polarimétricos de Galáxias"\; inv estiga o uso da fotopolarimetria para melhor compreender a composição\, estrutura e propriedades físicas da poeira interestelar em galáxias. Foi aplicada uma análise polarimétrica detalhada a galáxias hospedeiras de supernovas (SNe)\, com focos na polarização interestelar (ISP)\, nas pr opriedades de extinção da poeira e no alinhamento de campos magnéticos. A tese discute métodos de observação\, modelação de transferência r adiativa e correções polarimétricas\, contribuindo multi-lateralmente p ara um entendimento mais profundo da polarização induzida pela poeira no s ambientes intergalácticos. No meio interestelar\, a luz pode ser polari zada por dispersão em grãos de poeira ou por absorção de poeira esfero ide alinhada por um campo magnético externo. A polarização por dispers ão ocorre quando a luz interage com partículas de poeira\, sendo desviad a de sua trajetória original. Quando grãos esferoides se alinham com um campo magnético a luz que com eles interage será selectivamente absorvid a\, resultando em polarização. A luz pode ser descrita como uma onda ele tromagnética composta por duas componentes de campo eléctrico oscilando perpendicularmente à direcção de propagação. Num meio interestelar co m poeira\, essa luz pode sofrer absorção selectiva devido à orientaçã o preferencial dos grãos de poeira. Num campo magnético externo\, grãos alongados alinharão o seu eixo menor paralelamente a esse campo\, a abso rção será por isso maior para a componente do campo eléctrico paralela à direcção do eixo maior dos grão\, perpendicular ao campo magnético . Como resultado a luz transmitida será polarizada paralelamente ao campo magnético. A luz absorvida\, em comprimentos de onda ópticos e ultra-vi oleta\, será depois emitida em infra-vermelho com polarização rodada 90 o . Este efeito leva à polarização linear da luz que atravessa a poeira interestelar. A relação de Serkowski\, amplamente utilizada para descre ver a polarização interestelar\, foi confirmada em várias regiões da a mostra de galáxias estudada. Tal permitiu determinar com precisão o comp rimento de onda de máxima polarização (λmax) e a razão entre extinç ão total (AV) e selectiva (EB-V)\, também chamada de "\;lei de extin ção"\; (RV)\, parâmetros essenciais para compreender a interação entre a poeira e a radiação. A partir da caracterização da polarizaç ão no enquadramento de absorção por grãos alinhados\, é ainda inferid a a existência e orientação de campos magnéticos responsáveis pela or ganização da poeira interestelar. A polarização pode ser usada para in ferir a estrutura do campo magnético em diferentes escalas\, desde regiõ es próximas a estrelas individuais até grandes estruturas dentro de gal áxias. Modelos teóricos e simulações foram usados para validar estas r elações e entender melhor os processos físicos envolvidos. A tese tamb ém discute a influência do tamanho e composição dos grãos de poeira n a polarização da luz. Diferentes populações de grãos podem resultar e m variações nas curvas de polarização\, grau e ângulo\, observadas\, afectando a interpretação das propriedades interestelares. A relação e ntre a polarização e a extinção interestelar é explorada em detalhe\, com vista a melhorar a compreensão dos efeitos da poeira em medições a strofísicas. Foram feitas simulações para entender o impacto da poeira interestelar na polarização da luz. Usando um modelo geometricamente sim ples\, uma fonte luminosa quasi-esférica emersa num perfil Gaussiano 3D\, foram testadas poeiras com diferentes tamanhos e composições\, incluind o misturas de silicatos\, grafenos e hidrocarbonetos poliaromáticos. Esta s simulações foram feitas recurrendo ao SKIRT\, um programa de simulaç ão de transferência radiativa baseada no método de Monte Carlo\, que pe rmite modelar a propagação da radiação em meios astrofísicos complexo s\, levando em conta efeitos como dispersão\, absorção e reemissão da luz por grãos de poeira. Os resultados indicaram que a dependência do gr au de polarização com o comprimento de onda depende não só do tamanho dos grãos como da espécie química. Estas simulações foram essenciais para a interpretação dos dados observacionais e distinção entre difere ntes mecanismos de polarização. Como projecto paralelo foi também desen volvido um protótipo de modelo computacional emulador de transferência r adiativa\, o EmulaRT. O objectivo deste modelo era reduzir o custo computa cional de simulações de elevada qualidade\, através da melhoria de simu lações de baixa qualidade recorrendo para isso a técnicas de compressã o e up-scaling. O EmulaRT usa uma rede neuronal de arquitectura auto-codif icadora variacional e de-noising em conjunto com um método de inferência espacial Bayesiana aproximada. Os resultados preliminares foram positivos \, no entanto verificou-se que a amostra de treino era enviasada\, tendo a aplicação do protótipo ficado mais limitado do que inicialmente previs to. Na vertente observacional foram usados dados observacionais de calibra ção do instrumento FORS2 do Very Large Telescope (VLT)\, que permite a c aptura de imagens polarimétricas de alta resolução. De modo a tentar mi nimizar o impacto de efeitos de polarização interestelar e instrumental\ , foi desenvolvida uma sequência robusta de redução de dados polarimét ricos do FORS2. Esta sequência de redução é iniciada por calibrações típicas: subtracção do viés de leitura electrónica\, normalização de sensibilidade do detector e remoção de raios cósmicos. Seguem-se ope rações de separação e combinação de informação disposta em diferen tes ficheiros\, estimativa de e remoção de fluxo de fundo. Depois atrav és de detecção de fontes no campo de observado e cruzamento com o catá logo Gaia\, é feita fotometria a estrelas da Via Láctea de modo a produz ir uma estimativa da polarização interesteral da Via Láctea na direcç ão de observação. Para a correção instrumental são aplicados mapas d e polarização do FORS2 pré-existentes. Verificou-se que as estimativas para o ISP da Via Láctea são compatíveis com as observações do Planck \, embora com diferenças notáveis no ângulo. Os presentes resultados co nfirmam a presença de padrões de ângulo de polarização devida a dispe rsão axisimétricos\, em várias galáxias da nosssa amostra\, sendo o ef eito mais pronunciado nas bandas azuis. A dependência da polarização co m o comprimento de onda seguiu duas tedências principais: uma curva em U ou um crescimento monótono. Essas relação são compatíveis com as prev isões para grãos de grafite e silicatos\, respectivamente. Da vertente d e polarização devida a absorção por grãos de poeira alinhas\, alguns mapas de ângulo de polarização revelaram alinhamento com os braços esp irais das galáxias\, reforçando modelos que preveem a orientação dos c ampos magnéticos galácticos toroidais. Noutros casos verificou-se també m a presença de ângulos de polarização alinhados paralelamente com o e ixo menor das galáxias\, o que é compatível com campos magnéticos pola res. Em média\, os valores de RV apresentados nas regiões medianas e ext ernas das galáxias foram semelhantes ao da Via Láctea\, ~3.1\, mas nalgu ns casos foram verificadas variações significativas nas transições bra ço / entre-braços. Essas variações manifestam os ambientes distintos\, com diferentes propriedades de poeira\, inerentes a esses dois tipos de e strutura. Da análise de RV na vizinhança dos locais onde ocorreram as su pernovas (hóspedes das galáxias na nossa amostra) resultou que\, à esca la espacial estudada\, não há diferença estatística entre essas regiõ es particulares e todas as restantes regiões das galáxias respectivas. C omparações estatísticas mostraram que a polarização e\, em alguns cas os\, RV\, variam significativamente entre diferentes galáxias. Isso suger e que fatores intrínsecos podem influenciar essas propriedades de maneira única em cada galáxia. Os resultados apresentados nesta tese\, bem como a abordagem de investigação multi-lateral tida\, contribuem para o apro fundamento do estudo da polarização interestelar e suas implicações na astrofísica. A combinação de observações fotopolarimétricas com mod elação computacional avançada permitiu uma caracterização detalhada d as propriedades da poeira em galáxias hospedeiras de supernovas e inferê ncia sobre a possível presença e caracterização de campos magnéticos galácticos. LAST-MODIFIED:20250912T101535Z LOCATION:Anfiteatro PA3 (Piso -1 do Pavilhão de Matemática) do IST URL:http://df.vps.tecnico.ulisboa.pt/pt/eventos/polarimetric-studies-galax ies/ X-ALT-DESC;FMTTYPE=text/html:

A tese "\;Estu dos Polarimétricos de Galáxias"\; investiga o uso da fotopolarimetri a para melhor compreender a composição\, estrutura e propriedades físic as da poeira interestelar em galáxias. Foi aplicada uma análise polarim étrica detalhada a galáxias hospedeiras de supernovas (SNe)\, com focos na polarização interestelar (ISP)\, nas propriedades de extinção da po eira e no alinhamento de campos magnéticos. A tese discute métodos de ob servação\, modelação de transferência radiativa e correções polarim étricas\, contribuindo multi-lateralmente para um entendimento mais profu ndo da polarização induzida pela poeira nos ambientes intergalácticos.< /p>

No meio intere stelar\, a luz pode ser polarizada por dispersão em grãos de poeira ou p or absorção de poeira esferoide alinhada por um campo magnético externo . A polarização por dispersão ocorre quando a luz interage com partícu las de poeira\, sendo desviada de sua trajetória original. Quando grãos esferoides se alinham com um campo magnético a luz que com eles interage será selectivamente absorvida\, resultando em polarização. A luz pode s er descrita como uma onda eletromagnética composta por duas componentes d e campo eléctrico oscilando perpendicularmente à direcção de propagaç ão. Num meio interestelar com poeira\, essa luz pode sofrer absorção se lectiva devido à orientação preferencial dos grãos de poeira. Num camp o magnético externo\, grãos alongados alinharão o seu eixo menor parale lamente a esse campo\, a absorção será por isso maior para a componente do campo eléctrico paralela à direcção do eixo maior dos grão\, perp endicular ao campo magnético.

Como resultado a luz transmitida será polarizada paralelamente ao campo magnético. A luz absorvida\, em c omprimentos de onda ópticos e ultra-violeta\, será depois emitida em inf ra-vermelho com polarização rodada 90o . Este efeito leva à polarizaç ão linear da luz que atravessa a poeira interestelar. A relação de Serk owski\, amplamente utilizada para descrever a polarização interestelar\, foi confirmada em várias regiões da amostra de galáxias estudada. Tal permitiu determinar com precisão o comprimento de onda de máxima polariz ação (λmax) e a razão entre extinção total (AV) e selectiva (EB-V)\, também chamada de "\;lei de extinção"\; (RV)\, parâmetros ess enciais para compreender a interação entre a poeira e a radiação. A pa rtir da caracterização da polarização no enquadramento de absorção p or grãos alinhados\, é ainda inferida a existência e orientação de ca mpos magnéticos responsáveis pela organização da poeira interestelar.

A polarização pode ser usada para inferir a estrutura do campo magnético em diferentes escalas\, desde regiões próximas a estrelas in dividuais até grandes estruturas dentro de galáxias. Modelos teóricos e simulações foram usados para validar estas relações e entender melhor os processos físicos envolvidos. A tese também discute a influência do tamanho e composição dos grãos de poeira na polarização da luz. Dife rentes populações de grãos podem resultar em variações nas curvas de polarização\, grau e ângulo\, observadas\, afectando a interpretação das propriedades interestelares. A relação entre a polarização e a ext inção interestelar é explorada em detalhe\, com vista a melhorar a comp reensão dos efeitos da poeira em medições astrofísicas. Foram feitas s imulações para entender o impacto da poeira interestelar na polarizaçã o da luz. Usando um modelo geometricamente simples\, uma fonte luminosa qu asi-esférica emersa num perfil Gaussiano 3D\, foram testadas poeiras com diferentes tamanhos e composições\, incluindo misturas de silicatos\, gr afenos e hidrocarbonetos poliaromáticos.

Estas simulações for am feitas recurrendo ao SKIRT\, um programa de simulação de transferênc ia radiativa baseada no método de Monte Carlo\, que permite modelar a pro pagação da radiação em meios astrofísicos complexos\, levando em cont a efeitos como dispersão\, absorção e reemissão da luz por grãos de p oeira. Os resultados indicaram que a dependência do grau de polarização com o comprimento de onda depende não só do tamanho dos grãos como da espécie química. Estas simulações foram essenciais para a interpretaç ão dos dados observacionais e distinção entre diferentes mecanismos de polarização. Como projecto paralelo foi também desenvolvido um protóti po de modelo computacional emulador de transferência radiativa\, o EmulaR T. O objectivo deste modelo era reduzir o custo computacional de simulaç ões de elevada qualidade\, através da melhoria de simulações de baixa qualidade recorrendo para isso a técnicas de compressão e up-scaling.
O EmulaRT usa uma rede neuronal de arquitectura auto-codificadora variacional e de-noising em conjunto com um método de inferência espacia l Bayesiana aproximada. Os resultados preliminares foram positivos\, no en tanto verificou-se que a amostra de treino era enviasada\, tendo a aplica ção do protótipo ficado mais limitado do que inicialmente previsto. Na vertente observacional foram usados dados observacionais de calibração d o instrumento FORS2 do Very Large Telescope (VLT)\, que permite a captura de imagens polarimétricas de alta resolução. De modo a tentar minimizar o impacto de efeitos de polarização interestelar e instrumental\, foi d esenvolvida uma sequência robusta de redução de dados polarimétricos d o FORS2. Esta sequência de redução é iniciada por calibrações típic as: subtracção do viés de leitura electrónica\, normalização de sens ibilidade do detector e remoção de raios cósmicos. Seguem-se operaçõe s de separação e combinação de informação disposta em diferentes fic heiros\, estimativa de e remoção de fluxo de fundo. Depois através de d etecção de fontes no campo de observado e cruzamento com o catálogo Gai a\, é feita fotometria a estrelas da Via Láctea de modo a produzir uma e stimativa da polarização interesteral da Via Láctea na direcção de ob servação. Para a correção instrumental são aplicados mapas de polariz ação do FORS2 pré-existentes.

Verificou-se que as estimativas para o ISP da Via Láctea são compatíveis com as observações do Planc k\, embora com diferenças notáveis no ângulo. Os presentes resultados c onfirmam a presença de padrões de ângulo de polarização devida a disp ersão axisimétricos\, em várias galáxias da nosssa amostra\, sendo o e feito mais pronunciado nas bandas azuis. A dependência da polarização c om o comprimento de onda seguiu duas tedências principais: uma curva em U ou um crescimento monótono. Essas relação são compatíveis com as pre visões para grãos de grafite e silicatos\, respectivamente. Da vertente de polarização devida a absorção por grãos de poeira alinhas\, alguns mapas de ângulo de polarização revelaram alinhamento com os braços es pirais das galáxias\, reforçando modelos que preveem a orientação dos campos magnéticos galácticos toroidais. Noutros casos verificou-se tamb ém a presença de ângulos de polarização alinhados paralelamente com o eixo menor das galáxias\, o que é compatível com campos magnéticos po lares.

Em média\, os valores de RV apresentados nas regiões me dianas e externas das galáxias foram semelhantes ao da Via Láctea\, ~3.1 \, mas nalguns casos foram verificadas variações significativas nas tran sições braço / entre-braços. Essas variações manifestam os ambientes distintos\, com diferentes propriedades de poeira\, inerentes a esses doi s tipos de estrutura. Da análise de RV na vizinhança dos locais onde oco rreram as supernovas (hóspedes das galáxias na nossa amostra) resultou q ue\, à escala espacial estudada\, não há diferença estatística entre essas regiões particulares e todas as restantes regiões das galáxias re spectivas.

Comparações estatísticas mostraram que a polariza ção e\, em alguns casos\, RV\, variam significativamente entre diferente s galáxias. Isso sugere que fatores intrínsecos podem influenciar essas propriedades de maneira única em cada galáxia. Os resultados apresentado s nesta tese\, bem como a abordagem de investigação multi-lateral tida\, contribuem para o aprofundamento do estudo da polarização interestelar e suas implicações na astrofísica. A combinação de observações foto polarimétricas com modelação computacional avançada permitiu uma carac terização detalhada das propriedades da poeira em galáxias hospedeiras de supernovas e inferência sobre a possível presença e caracterização de campos magnéticos galácticos.

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