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 Multiple explanations have been offered since its formulation, and some of the explanations are no longer valid or are incomplete.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. 182 universe stars dark Paradox formulation incomplete th resolved physics supposed 18 1

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. 1823 infinito estrelas escura formulação incompletas resolvido supunha 182 18 1

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. namely fieldtheoretical Lorentzsymmetry students topic nonpracticing non practicing quests recently

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. ModeloPadrão Modelo Padrão relativísticas Campos públicoalvo público alvo Graduação propõese propõe tópico nãopraticantes não praticantes experimentais Condensada semimetais semi metais Weyl também atenção

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. phenomena cosmology Furthermore predictions imagination However theorys s levels work insertion purpose first courses second meaning level 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. gravitacionais modernas disso previsões populares entanto médio superior Física trabalho propósito primeiro graduação segundo intuitivo significativas

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 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 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 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 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 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 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 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 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).

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 In this article, equilibrium points and families of periodic orbits in the vicinity of the collinear equilibrium points of a binary asteroid system are investigated with respect to the angular velocity of the secondary body, the mass ratio of the system and the size of the secondary. We assume that the gravitational fields of the bodies are modeled considering the primary as a mass point and the secondary as a rotating mass dipole. This model allows to compute families of planar and halo periodic orbits that emanate from the equilibrium points L 1 and L2. The stability and bifurcations of these families are analyzed and the results are compared with the results obtained with the restricted three-body problem (RTBP). The results provide an overview of the dynamical behavior in the vicinity of a binary asteroid system.

RESUMEN En este artículo, se investigan los puntos de equilibrio y las familias de ´orbitas periódicas en la vecindad de los puntos de equilibrio colineal de un sistema binario de asteroides con respecto a la velocidad angular del cuerpo secundario, la relación de masa del sistema y el tamaño del secundario. Suponemos que los campos gravitatorios de los cuerpos se modelan asumiendo el primario como punto masa y el secundario como dipolo de masa giratorio. Este modelo permite calcular familias de ´orbitas planas y periódicas de halo que emanan de los puntos de equilibrio L 1 y L2. Se analiza la estabilidad y bifurcaciones de estas familias y se comparan los resultados con los obtenidos con el problema de los tres cuerpos restringido (RTBP). Los resultados brindan una descripción general del comportamiento dinámico en la vecindad de un sistema binario de asteroides.

ABSTRACT Using the Gaia DR3 data sets, this work gives an analysis of nine open clusters: Dolidze 25, Kronberger 13, Kronberger 18, Majaess 99, NGC 7795, Ruprecht 139, Teutsch 55, S1, and FSR 0596, which are close to the Galactic plane of the Milky Way. The number of probable cluster members is found to be 81, 77, 120, 155, 108, 110, 160, and 116 respectively. Radii are determined as 5.40, 5.25, 4.80, 4.20, 4.28, 3.70, 4.30, 4.30, and 3.53 arcmin, respectively. With solar metallicity isochrones log ages of 7.70, 9.00, 8.35, 7.50, 9.00, 8.00, 7.50, 8.50, and 9.5 yr are determined for these clusters. The best fitting of the isochrone produced distances of 2.6, 1.27, 1.16, 1.16, 3.10, 1.64, 2.50, 2.44, and 0.98 kpc that are similar to the distances calculated from inverting median parallaxes. The mass function slopes are in agreement with the Salpeter value. The results of the total masses are found to be 116.07, 79.33, 141.24, 147.34, 145.76, 491.01, 155, 212.46, and 82.79 M⊙.

RESUMEN En este trabajo estudiamos, con datos del GAIA DR3, nueve cúmulos abiertos: Dolidze 25, Kronberger 13, Kronberger 18, Majaess 99, NGC 7795, Ruprecht 139, Teutsch 55, S1, y FSR 0596, todos ellos cercanos al plano galáctico. Encontramos que el número de miembros probables es de 81, 77, 120, 155, 108, 110, 160, y 116, respectivamente. Los radios que determinamos son: 5.40, 5.25, 4.80, 4.20, 4.28, 3.70, 4.30, 4.30, y 3.53 arcmin, respectivamente. Si suponemos isocronas con metalicidades solares los logaritmos de las edades en años son: 7.70, 9.00, 8.35, 7.50, 9.00, 8.00, 7.50, 8.50, y 9.5. El mejor ajuste de las isocronas produjo distancias de 2.6, 1.27, 1.16, 1.16, 3.10, 1.64, 2.50, 2.44, y 0.98 kpc, similares a las obtenidas a partir de las paralajes medias. Las pendientes de las funciones de masa concuerdan con el valor de Salpeter. Encontramos valores para las masas totales de 116.07, 79.33, 141.24, 147.34, 145.76, 491.01, 155, 212.46, y 82.79 M⊙, respectivamente.

ABSTRACT This paper investigates a poorly studied open cluster, NGC 5288, using 2MASS JHK S and the recently released Gaia DR3 astrometric and photometric data. The mean proper motions in right ascension and declination are estimated as (−3.840 ± 0.230) and (−1.934 ± 0.162) mas yr−1 respectively. We also derive the age and distance of the cluster as 510 ± 190 Myr and 2.64 ± 0.11 kpc, using colormagnitude diagrams (CMDs). We also obtain the distance as 2.77±0.42 kpc using the parallax method. Interstellar reddening E(B−V ) in the direction of the cluster is determined as 0.45 mag using the ((J−H),(J−K)) color-color diagram. We find the mass function slope for main-sequence stars as 1.39±0.29 within the mass range 1.0 -2.7 M⊙, which agrees with Salpeter’s value within the uncertainty. Galactic orbits are derived using the Galactic potential model, indicating that NGC 5288 follows a circular path around the Galactic center.

RESUMEN En este trabajo investigamos el cúmulo abierto poco estudiado NGC 5288 usando datos del 2MASS JHK S y del Gaia DR3. Estimamos que los movimientos propios medios en ascensión recta y declinación son de (−3.840 ± 0.230) y (−1.934±0.162) mas año−1, respectivamente. Mediante diagramas color-magnitud derivamos edad y distancia al cúmulo de 510 ± 190 megaaños y 2.64 ± 0.11 kpc. También obtenemos una distancia de 2.77 ± 0.42 kpc con el método de la paralaje. Mediante el diagrama color-color ((J − H),(J − K)) encontramos que el enrojecimiento interestelar E(B − V ) en la dirección del cúmulo es de 0.45 mag. La pendiente de la función de masa para estrellas de la secuencia principal resulta ser 1.39 ± 0.29 en el intervalo de masas 1.0 -2.7 M⊙, en concordancia con el valor de Salpeter dentro de las incertidumbres. Se calculan órbitas galácticas y se encuentra que NGC 5288 describe una ´orbita circular alrededor del centro galáctico.

ABSTRACT We have compiled a sample of 67 nearby (z < 0.15) clusters of galaxies, for which on average more than 150 spectroscopic members are available and, by applying different methods to detect substructures in their galaxy distribution, we have studied their assembly history. Our analysis confirms that substructures are present in 70% of our sample, having a significant dynamical impact in 57% of them. A classification of the assembly state of the clusters based on the dynamical significance of their substructures is proposed. In 19% of our clusters, the originally identified brightest cluster galaxy is not the central gravitationally dominant galaxy (CDG), but turns out to be either the second-rank, or the dominant galaxy of a substructure (a SDG, in our classification), or even a possible\fossil" galaxy in the periphery of the cluster. Moreover, no correlation was found in general between the projected offset of the CDG from the X-ray peak and its peculiar velocity.

RESUMEN Recopilamos una muestra de 67 cúmulos cercanos (z < 0.15) de galaxias, con un promedio de más de 150 miembros espectroscópicos. Con diferentes métodos para detectar subestructuras en la distribución de sus galaxias, estudiamos la historia de ensamblaje. Confirmamos la presencia de subestructuras en el 70% de nuestros cúmulos, con un impacto dinámico significante en el 57% de ellos. Proponemos una clasificación de los estados de ensamblaje de los cúmulos basada en la significancia dinámica de sus subestructuras. En el 19% de ellos, la galaxia\más brillante" no es la galaxia gravitacionalmente dominante central (CDG), sino la segunda galaxia dominante, o bien la galaxia dominante de una subestructura (una SDG), o incluso una galaxia\fósil" en la periferia del cúmulo. No se encontró correlación entre el desplazamiento proyectado de la CDG respecto al pico de emisiónen rayos-X y su velocidad peculiar.

ABSTRACT uvby−β photoelectric photometry of stars in the direction of the open clusters IC 4665, NGC 6871 and Dzim 5 is presented. From this uvby−β photometry we classified the spectral types which allowed us to determine the reddening and, hence, the distance. Membership of the stars to the cluster was determined. Our results are compared with those obtained by GAIA DR2.

RESUMEN Se presenta fotometría uvby−β de estrellas en la dirección de los cúmulos abiertos IC 4665, NGC 6871 y Dzim 5. A partir de la fotometría fotoel´ectrica uvby−β de las estrellas en la dirección de estos cúmulos clasificamos los tipos espectrales de cada estrella lo que nos permitió la determinación de su enrojecimientoy de sus distancias y, por ende, la pertenencia de las estrellas al cúmulo. Nuestros resultados se comparan con GAIA DR2.