In this article, we propose a review aimed at exploring the topic of the braking index (“n”) to make it more accessible and comprehensible for undergraduate and graduate students. Within this perspective, we present a study of this astrophysical parameter for pulsars. The loss of energy in the form of radiation is a fundamental phenomenon for understanding the behavior of various celestial objects. Therefore, by studying the braking index of a pulsar, which measures its rotational deceleration due to energy loss, we have an important astrophysical parameter that helps us understand the temporal evolution of the pulsar’s rotation. Traditionally, n is assumed to be a constant equal to three, indicating constant deceleration over time. However, variations in the braking index may suggest the presence of physical mechanisms affecting angular momentum loss, such as pulsar wind emission, binary systems, or variable magnetic fields. Based on this, we examine the temporal evolution of the angular frequency Ω as a function of time, Ω as a function of the period P, and the braking index as a function of the rotation period of the Crab pulsar.

Neste artigo, propomos uma revisão destinada a explorar o tema do índice de frenagem (“braking index”, n), com o objetivo de torná-lo mais acessível e compreensível para estudantes em início de graduação ou pós-graduação. Dentro dessa perspectiva, apresentamos um estudo desse parâmetro astrofísico para pulsares. A perda de energia na forma de radiação é um fenômeno fundamental para a compreensão do comportamento de diversos objetos celestes. Portanto, estudando o índice de frenagem de um pulsar, que é uma medida de sua desaceleração rotacional devido à perda de energia, temos um importante parâmetro astrofísico que nos auxilia a compreender a evolução temporal da rotação do pulsar. Tradicionalmente, assumimos n como uma constante igual a três, indicando uma desaceleração constante ao longo do tempo. No entanto, variações no índice de frenagem podem sugerir a presença de mecanismos físicos que afetam a perda de momento angular, como emissão de vento pulsar, sistemas binários ou campos magnéticos variados. Com base nisso, estudamos a evolução temporal da frequência angular Ω em função do tempo, Ω em função do período P e do índice de frenagem em função do período de rotação do pulsar Caranguejo.

Os elementos químicos da Tabela Periódica (TP), constituídos por partículas fundamentais, formam a matéria luminosa (matéria bariônica), ou seja, a matéria prima de tudo o que conseguimos medir e observar no Universo, que representa apenas 5% do mesmo. Em Astrofísica, denominam-se metais todos os elementos químicos naturais da TP, isto é, excetua-se hidrogênio e hélio e exclui-se os elementos químicos artificiais. Apresentamos, neste texto, uma visão geral da produção dos elementos químicos no Universo e mostramos, usando matemática acessível, por que a proporção de 2% de metais do nosso Sistema Solar, que é uma representação da evolução química no Universo, não aumentou significativamente nos últimos 13,8 bilhões de anos. Salientamos, ao longo do texto, que alguns conceitos de Astrofísica podem ser discutidos em sala de aula (ou fora dela), abordando conhecimentos estabelecidos pela Base Nacional Comum Curricular (BNCC), para aproximar cada vez mais questões de Astrofísica da formação inicial e continuada de professores. TP , (TP) fundamentais bariônica, bariônica bariônica) seja 5 mesmo denominamse denominam se excetuase excetua excluise exclui artificiais Apresentamos texto mostramos acessível 2 Solar 138 13 8 13, anos Salientamos dela, dela dela) BNCC, BNCC (BNCC) professores (TP 1 (BNCC

The chemical elements of the Periodic Table, made up of fundamental particles, form luminous matter (baryonic matter), that is, the raw material of everything we can measure and observe in the Universe, which represents only 5% of it. In Astrophysics, all natural chemical elements in TP are called metals, that is, except for hydrogen and helium and artificial chemical elements. In this text, we present an overview of the production of chemical elements in the Universe and show, using accessible mathematics, why the 2% proportion of metals in our Solar System, which is a representation of chemical evolution in the Universe, has not increased significantly in the last 13.8 billion years. We emphasize, throughout the text, that some Astrophysics concepts can be discussed in the classroom (or outside it), addressing knowledge established by the National Common Curricular Base, to increasingly bring Astrophysics issues to the initial and continuing formation of teachers. Table particles baryonic matter, , matter) 5 it text show mathematics 2 System 138 13 8 13. years emphasize or it, it) Base teachers 1

General Relativity is the current theory that best describes gravitational phenomena, providing the basis for modern astrophysics and cosmology. Furthermore, some of its predictions, such as the possibility of the existence of black holes, occupy a prominent spot in popular culture and imagination. However, the theory's mathematical complexity often makes it difficult to effectively insert it both at secondary and undegraduate levels. In this work, we propose the study of relativistic orbits as a possible gateway to discussions about black holes and other topics in General Relativity. As a way of supporting this insertion, we present here two simulators of relativistic orbits we developed for this purpose. The first, which is based on the analysis of the effective potential energy associated with the problem, was designed as a tool for undergraduate courses; the second, which requires input with a more intuitive meaning, can support activities at high school level. After discussing the problem in question and the usage of the simulators, we discuss some suggestions for its use in potentially significant didactic sequences.

A Relatividade Geral é a teoria atual que melhor descreve os fenômenos gravitacionais, fornecendo a base para a astrofísica e a cosmologia modernas. Além disso, algumas de suas previsões, como a possibilidade de existência de buracos negros, ocupam um lugar de destaque na cultura e no imaginário populares. No entanto, a complexidade matemática da teoria frequentemente dificulta sua inserção efetiva tanto a nível de ensino médio, quanto a nível superior, na formação de docentes em Física. Neste trabalho, propomos o estudo de órbitas relativísticas como uma possível porta de entrada para discussões sobre buracos negros e outros tópicos em Relatividade Geral. Como forma de apoiar esta inserção, apresentamos aqui dois simuladores de órbitas relativísticas que desenvolvemos para esse propósito. O primeiro, que se baseia na análise da energia potencial efetiva associada ao problema, foi pensado como ferramenta para disciplinas de graduação; o segundo, que exige entradas com significado mais intuitivo, pode servir de apoio a atividades a nível de ensino médio. Após apresentar o problema em questão e o funcionamento dos simuladores, discutimos algumas sugestões de uso em sequências didáticas potencialmente significativas.

In 1823 German astronomer Henrich Wilhelm Olbers formulated a theoretical question regarding the darkness of the night sky. Assuming an infinite universe, permeated by infinite stars, Olbers pondered on how could the night sky be dark. Modernly this question is known as the Olbers Paradox. Multiple explanations have been offered since its formulation, and some of the explanations are no longer valid or are incomplete. Only in the light of the most recent theories and astronomical observations of the 20th century can this apparent paradox be resolved. The objective of this article is to list the most relevant observational evidence that helps to clarify Olbers’ Paradox. By addressing the latest discoveries in astronomy and theoretical physics, we seek to provide a comprehensive overview of the reasons why the night sky is brighter and richer in radiation than initially supposed.

Em 1823, o astrônomo alemão Henrich Wilhelm Olbers formulou uma questão teórica a respeito da escuridão do céu noturno. Supondo que vivíamos em um universo infinito, permeado por infinitas estrelas, Olbers ponderou como a noite poderia ser escura. Modernamente esta questão é conhecida como o Paradoxo de Olbers. Múltiplas explicações já foram oferecidas desde sua formulação, sendo que algumas das explicações já não são mais válidas ou estão incompletas. Somente à luz das teorias mais recentes e das observações astronômicas do século XX é que o aparente paradoxo pôde ser resolvido. O presente artigo tem por objetivo elencar as evidências observacionais mais relevantes que ajudam a esclarecer o Paradoxo de Olbers. Ao abordar as últimas descobertas da astronomia e da física teórica, buscaremos apresentar um panorama completo sobre as razões pelas quais o céu noturno é mais claro e rico em radiação do que inicialmente se supunha.

This contribution sets out to present a diachronic path of a relevant line of activities concerning issues related to Physics beyond the Standard Model of Fundamental Interactions and Particle Physics, namely, field-theoretical models displaying Lorentz-symmetry violation. Very tine effects that may signal some deviation from Lorentz symmetry – fundamental invariance the formulation of relativistic quantum theories rely on – deserve a relevant room in the literature of field and particle theories. Aiming at a target audience of undergraduate students, the present text focus on the presentation of the timeline of the development of the topic. The effort is to provide the beginners and non-practicing the perception on how the investigation of effects stemming from the violation of Lorentz symmetry showed up in different moments over the second half of past century and reached the present status of intense theoretical and experimental quests. More recently, areas like the study of Dirac and Weyl materials in Condensed Matter Physics and the inspection of optical effects in Astrophysics are also showing increasing interest in the discussion of Lorentz-symmetry violation.

Este texto tem como eixo central uma abordagem diacrônica de uma atividade bastante central na multiplicidade de caminhos que se vislumbram quando são investigados possíveis cenários físicos além do Modelo-Padrão das Interações Fundamentais e da Física de Partículas. Pequeníssimos efeitos que podem sinalizar algum desvio da simetria de Lorentz, invariância fundamental na formulação das teorias quânticas relativísticas, ocupam significativo espaço na literatura da Física de Partículas e Campos. Visando um público-alvo de estudantes de Graduação, o presente trabalho propõe-se a apresentar o percurso histórico de desenvolvimento do tópico, permitindo aos principiantes e não-praticantes do tema a percepção de como a investigação de efeitos advindos da violação da simetria de Lorentz se contextualizou em diferentes momentos e atingiu o seu presente status de intensas atividades teóricas e experimentais. Mais recentemente a área tem caminhado na direção de se investigar efeitos da violação da simetria de Lorentz em sistemas de Física da Matéria Condensada, mais especificadamente na direção dos semi-metais de Dirac e Weyl; também, no campo dos efeitos óticos na Astrofísica a atividade de violação da simetria de Lorentz vem recebendo crescente atenção.

RESUMEN La temperatura predicha por modelos de fotoionización de la región de líneas angostas (NLR) es inferior al valor deducido por el cociente de líneas [O III]λ4363Å/λ5007 Å que se observa en galaxias Seyfert 2. Exploramos la posibilidad de un continuo ionizante mucho más duro que el que t´ıpicamente se usa. La distribución de energía espectral ionizante que logra reproducir el cociente de λ4363 Å/λ5007 Å observado se caracteriza por un segundo pico en el continuo a 200 eV.

ABSTRACT The temperature predicted by photoionization models for the narrow line region of Seyfert 2 galaxies is lower than the value inferred from the observed [O III]λ4363Å/λ5007 Å line ratio. We explore the possibility of considering a harder ionizing continuum than typically assumed. The spectral ionizing energy distribution, which can generate the observed λ4363 Å/λ5007 Å ratio, is characterized by a secondary continuum peak at 200 eV.

RESUMEN Los fotomultiplicadores de silicio (SiPMs) de generaciones recientes tienen una alta calidad de producción, lo que elimina la necesidad de calibrar individualmente el voltaje de caída. En este estudio, se midió la probabilidad de interferencia y la ganancia relativa de 122 SiPMs SensL MicroFJ-60035-TSV. Estos dispositivos semiconductores reemplazan a los tubos fotomultiplicadores en diversas aplicaciones debido a su capacidad para detectar un solo fotoelectrón, su insensibilidad a campos magnéticos, su robustez, y su mejora en la eficiencia de detección de fotones con menor voltaje y costos. Para aumentar el área fotosensible de los SiPMs se utilizan guías de luz. Al comparar sensores acoplados ópticamente a guías de luz con sensores aislados a voltaje base, se observa que el acoplamiento óptico reduce significativamente la interferencia en los sensores estudiados.

ABSTRACT Recent silicon photomultipliers (SiPMs) boast excellent production quality, eliminating the need for individual breakdown voltage calibration. We present measurements of cross-talk probability and relative gain for 122 SensL MicroFJ60035-TSV SiPMs. These semiconductor photosensors have replaced photomultiplier tubes in many applications due to their single-photon resolution, insensitivity to magnetic fields, robustness, and cost-effective photon detection at lower voltages. Light guides expand SiPMs’ small photosensitive area, and optical coupling reduces cross-talk probability compared to bare sensors at nominal bias voltage, as demonstrated in this study.

RESUMEN Presentamos un análisis de la espectroscopia óptica y fotometría de la binaria eclipsante tipo solar KIC4832197. El sistema se compone de dos estrellas F7V + F9V, con masas de M1 = 1.16 ± 0.12 M⊙, M2 = 1.07 ± 0.10 M⊙ y radios de R 1 = 1.26 ± 0.04 R ⊙, R 2 = 1.03 ± R ⊙. La posición de las componentes en el plano Log T eff - Log L/L ⊙ sugiere una edad de 2.8 ± 0.8 Gyr. La inspección del brillo fuera de eclipse revela una variabilidad ondulatoria, cuya amplitud y forma cambian rápidamente, en días. El análisis de la frecuencia de esta variabilidad arroja dos picos significativos en el espectro de amplitud, que se interpretan como una modulación rotacional de manchas en las componentes. Si suponemos que ambas manchas están en una de las componentes, calculamos un límite inferior para el coeficiente de rotación diferencial de k = 0.12, más pequeño que el valor solar, que es k⊙ = 0.189.

ABSTRACT Comprehensive analysis of optical spectroscopy and space photometry of the solar type eclipsing binary system KIC4832197 is presented. The system is composed of F7V + F9V components with masses of M1 = 1.16 ± 0.12 M⊙, M2 = 1.07 ± 0.10 M⊙ and radii of R 1 = 1.26 ± 0.04 R ⊙, R 2 = 1.03 ± R ⊙. The position of the components on the Log T eff - Log L/L ⊙ plane suggests an age of 2.8 ± 0.8 Gyr for the system. Inspection of out-of-eclipse brightness in time reveals a wave-like variability pattern, whose amplitude and shape quickly change on order of days. Frequency analysis of this variability results in two significant peaks in the amplitude spectrum, which are interpreted as rotational modulation of spots on the components. Assuming both spots are on the same component, a lower limit for the differential rotation coefficient is computed as k = 0.12, which is weaker compared to the solar value of k⊙ = 0.189.

RESUMEN En el contexto de los hoyos negros supermasivos y sus galaxias anfitrionas consideramos dos relaciones de escala: M • − Re σ3 y M• − MG σ2, para obtener tres parámetros fundamentales del hoyo negro supermasivo en el centro de M87. En este trabajo, al compararlas con los valores experimentales respectivos, obtenemos predicciones para la eficiencia y la masa del hoyo negro, así como para la temperatura del disco de acreción.

ABSTRACT In the context of supermassive black holes and their host galaxies, we consider two scaling relations: M• − R e σ3 and M• − MG σ2, to derive three fundamental parameters for the supermassive black hole at the center of M87. In this paper we will get predictions for the efficiency and mass of the black hole, and the temperature of its accretion disk, by comparing them with the respective experimental values.

RESUMEN Reportamos las observaciones fotométricas de nueve asteroides del cinturón principal (MBAs), un asteroide que cruza la érbita de Marte (MCA) y cuatro asteroides cercanos a la Tierra (NEAs), realizadas con la hist´orica C´amara Schmidt de Tonantzintla, entre 2015 y 2018, como parte de un proceso de reactivación de este telescopio para dedicarlo a observaciones astrométricas y fotométricas de MBAs y NEAs. Este programa observacional forma parte de las tareas que el Instituto Nacional de Astrofísica, Optica y Electrónica (INAOE) debe llevar a cabo luego´ de solicitar su inclusión en la Red Internacional de Alerta de Asteroides (IAWN). Presentamos las curvas de luz de estos 14 asteroides y el análisis de Fourier que permitió determinar el periodo de rotación y la amplitud de la variación de la curva de luz.

ABSTRACT We report photometric observations of nine main-belt asteroids (MBAs), four near-Earth asteroids (NEAs), and one Mars-crossing asteroid (MCA) carried out with the historical Tonantzintla Schmidt Camera between 2015 and 2018, as part of a process of reactivation of this telescope for astrometric and photometric follow-up observations of MBAs and NEAs. This observational program is part of the commitment made by INAOE when requesting its inclusion in the InternationalAsteroid Warning Network (IAWN). We present the light curves of these 14 asteroids and their corresponding Fourier analyses to determine the rotation period of the asteroids and the brightness amplitude of their light curves.

RESUMEN Estudiamos el problema de un jet Herbig-Haro (HH) radiativo que pasa a través de una superficie de contacto a una región de medio ambiente en movimiento lateral. La interacción con el medio ambiente en movimiento produce un choque oblicuo que deflecta el haz del jet. Un modelo analítico sencillo para este choque da la deflexión del jet en función del ángulo de incidencia y del cociente de presiones hidrodinámicas entre el medio ambiente y el jet. Encontramos que en el caso de medio ambiente con mayor presión hidrodinámica, para un ángulo de incidencia suficientemente alto el jet se estanca, y no penetra sustancialmente dentro del medio ambiente en movimiento. Presentamos simulaciones hidrodinámicas 3D que ilustran los regímenes de deflexión y de estancamiento. Se discuten posibles aplicaciones a jets HH que muestran deflecciones repentinas en su propagación.

ABSTRACT We study the problem of a radiative Herbig-Haro (HH) jet which travels through a slip surface into a region of side-streaming environment. The interaction with the streaming environment produces an oblique shock that deflects the jet beam. A simple, analytic model for this shock gives the jet deflection as a function of the incidence angle and the environment-to-jet ram pressure ratio. We find that in the case of higher environmental ram pressure, for a high enough incidence angle, the jet stalls and does not penetrate substantially into the streaming environment. We present 3D gas dynamic simulations illustrating the jet deflection and stalling regimes. Possible applications to HH jets showing sudden deflections in their propagation are discussed.

RESUMEN Empleando una serie temporal de más de 11 años de imágenes CCD VI, exploramos las curvas de luz de estrellas en el campo del cúmulo. Descubrimos 20 RRab y 1 RRc. Una revisión de los datos de Gaia-DR3 permitió identificar 11 variables más y confirmar la naturaleza RRab de 6 de ellas y una RGB. Presentamos un análisis de membresía y concluimos que al menos 18 de estas variables pertenecen al cúmulo. La descomposición de Fourier de las curvas de luz de mejor calidad de 11 RR Lyrae miembros conduce a estimaciones independientes de la distancia 27.2 ± 1.8 kpc metalicidad [Fe/H]ZW = −1.39 ± 0.55 medias para el cúmulo. Confirmamos que el cúmulo es del tipo Oo I.

ABSTRACT A CCD VI imaging time-series over 11-year is employed to explore the light curves of stars in the field of Palomar 2. We discovered 20 RRab and 1 RRc variables. A revision of Gaia-DR3 data enabled us to identify 10 more variables and confirm the RRab nature of 6 of them and one RGB. The cluster member-ship is discussed, and 18 variables are most likely cluster members. The Fourierlight curve decomposition for the 11 best quality light curves of cluster member stars leads to independent estimates of the cluster distance 27.2 ± 1.8 kpc and [Fe/H]ZW = − 1.39 ± 0.55. We confirm the cluster as of the Oo I type.

RESUMEN Se analizan simultáneamente datos sobre la velocidad radial de la binaria tipo Algol V1241 Tau obtenidos en el Dominion Astrophysical Observatory en Victoria, Columbia Británica junto con datos sobre su curva de luz. Se usa la versión 2003 del código Wilson-Devinney (WD2003). Los datos sobre la curva de luz provienen de TESS y del Desert Blooms Observatory. Consideramos que los datos de TESS tienen la mejor incertidumbre fotométrica y derivamos estimaciones para M 1 (1.91(8) M ⊙), M 2 (1.04(4) M ⊙), R 1 (1.86(1) R ⊙), R 2 (1.73(1) R ⊙), q wD (0.54(3)), L 1 (10.7(8) L⊙) y L 2 (1.7(2) L ⊙) después del análisis simultaneo (curva de luz y velocidad radial) con el código WD2003. El análisis evolutivo reveló que la estrella primaria ya se ha alejado un poco de la secuencia principal de edad cero, mientras que la secundaria ya se alejó mucho de la secuencia principal terminal.

ABSTRACT New radial velocity (RV) data obtained at the Dominion Astrophysical Observatory (DAO) in Victoria, British Columbia along with light curve (LC) data for the Algol-type binary V1241 Tau have been simultaneously analysed with the 2003 version of the Wilson-Devinney code (WD2003). There were two distinct LC datasets: one was from the Transiting Exoplanet Survey Satellite (TESS) and the others (BVIc) from the (land-based) Desert Blooms Observatory (DBO). The TESS data were considered to have the least photometric uncertainty; consequently, we derived estimates for M 1 (1.91(8) M ⊙), M 2 (1.04(4) M ⊙), R 1 (1.86(1) R ⊙), R 2 (1.73(1) R ⊙), q wD (0.54(3)), L 1 (10.7(8) L⊙) and L 2 (1.7(2) L ⊙) following simultaneous analysis (RV+LC) with the WD2003 code. Evolutionary modeling revealed that the primary star is somewhat evolved past the zero age main sequence (ZAMS) while the secondary is much evolved past the terminal age main sequence (TAMS).