Aprimoramento de um Dip-Coater de Baixo-custo para Fabricação de Filmes Finos

Um filme fino é uma camada de material que varia de frações de um nanômetro a vários micrômetros de espessura. Estes podem ser totalmente densos, sofrer stress, e são fortemente influenciados pelos efeitos de superfície e interface. Estas propriedades podem influenciar em propriedades elétricas, magnéticas, ópticas, termais, etc.[1]Os filmes finos tem uma vasta gama de aplicações, que vai de áreas como óptica e magnetismo, até energia solar e microeletrônica. O seu progresso em cada uma dessas áreas depende da habilidade de controle e deposição desses filmes, com suas propriedades físicas específicas. Existem vários métodos de deposição de filmes. Porém, como em muitas áreas existem certas limitações, tais como: materiais para substratos, propriedades esperadas dos filmes e custo. Isto torna difícil e meticulosa a escolha por uma melhor técnica para qualquer aplicação específica. Comparado com processos de fabricação de filmes finos convencionais, tais como deposição à vapor químico, evaporação ou sputtering, o processo de dip-coating (revestimento por imersão) com sol-gel requer consideravelmente menos equipamento e é potencialmente mais barato. O seu princípio de funcionamento é bastante simples, o sistema consiste basicamente em mergulhar um substrato em uma solução com determinada viscosidade e depois retirá-lo da mesma com uma velocidade controlada e constante, de modo que não existam vibrações ou qualquer outro tipo de interferência, seja esta com a solução ou com o sistema que efetua o puxamento. O processo de deposição é dividido em cinco etapas, sendo elas: imersão, start-up, deposição, secagem e evaporação [2]. A figura 1 ilustra os estágios que compõem o processo dip-coating.Sendo seu princípio de funcionamento caracterizado por três estágios para a deposição do filme, são eles:• Imersão (a) e Start-up(b): O substrato é imerso em uma solução precursora, a uma determinada velocidade, seguido de um certo tempo de espera em ordem de haver um tempo de interação suficiente entre o substrato e a solução de revestimento para um "molhamento"completo.• Deposição(c) e Drenagem(d): Puxando o substrato para cima a uma velocidade constante, uma fina camada da solução precursora fica "entranhada", e todo o excesso da solução escorre da superfície do substrato.• Evaporação (e): O solvente evapora do fluido, formando o assim depositado filme fino; processo que pode ser estimulado por secagem aquecida. Subsequentemente, a cobertura pode ser sujeita a aquecimento adicional, com a finalidade de eliminar residuais orgânicos e induzir a cristalização de óxidos funcionais. [2-3]Havia sido fabricado um aparelho dip-coater no laboratório de Instrumentação em Física (linfis), ilustrado na figura 2, porém quando foi iniciada a fase de testes mais precisos foram encontrados determinados problemas com o aparelho, tais como: o motor de passo utilizado foi danificado e o código computacional utilizado não atendia a certos requisitos para o sistema funcionar adequadamente.Para sanar esses problemas tivemos de montar um novo aparelho dip-coater

UM DIP-COATER DE BAIXO-CUSTO PARA A FABRICAÇÃO DE FILMES FINOS PARA APLICAÇÕES TECNOLÓGICAS

Um filme fino é uma camada de material que varia de frações de um nanômetro à vários micrômetros de espessura, estes podem ser totalmente densos, sofrer stress, e são fortemente influenciados pelos efeitos de superfície e interface. Estas propriedades podem influenciar em propriedades elétricas, magnéticas, ópticas, termais, etc

USO DA TÉCNICA DE ANÁLISE DE FLUTUAÇÕES COM REMOÇÃO DE TENDÊNCIAS PARA O ESTUDO DE ESTRELAS VARIÁVEIS

Estrelas variáveis são objetos de grande interesse na astrofísica, pois as mesmas nos permitemextrair várias informações sobre os processos físicos e as condições em que estes acontecem. Avariabilidade estelar é uma das mais populares e dinâmicas áreas da astronomia, por conta deser uma propriedade comum a maioria das estrelas. Ela nos provê com certos parâmetros, dentreeles: escalas temporais e amplitudes

ESTUDO DE VARIABILIDADE ESTELAR EM ESTRELAS SUB ANÃS QUENTES USANDO A TÉCNICA DE ANÁLISE DE FLUTUAÇÕES DEPURADAS DE TENDÊNCIAS

A Variabilidade estelar é uma das mais populares e dinâmicas áreas da pesquisa astronômica moderna, pois esta é uma propriedade que está presente na maioria das estrelas, e como tal tem muito a contribuir com a nossa compreensão das mesmas. Estrelas variáveis nos provêm com parâmetros adicionais (escalas temporais, amplitudes,...), os quais são disponíveis apenas para estrelas desse tipo. Estes parâmetros podem ser utilizados para deduzir propriedades físicas, como massa, raio, luminosidade, rotação, etc. Na astronomia observacional, os fenômenos de variabilidade podem ser observados através da fotometria da radiação eletromagnética proveniente da estrela, a qual é transformada em uma série temporal, a qual descreve como varia o brilho da fonte em função do tempo. Estas séries temporais, chamadas de curvas de luz, podem ser analisadas por diversos métodos, isto vai depender exclusivamente do objeto de interesse.Uma classe de estrelas que tem despertado interesse são as estrelas sub anãs quentes, de tipo espectral O e B. Essas estrelas representam os estágios finais da vida de estrelas de baixa massa. Sendo encontradas entre a sequência principal e o ramo das anãs brancas no diagrama Hertzprung-Russel (HR).A primeira estrela pulsante sdB descoberta foi EC 14026 e acabou tendo o nome de estrelas variáveis do tipo V361 Hya (Kilkenny et al., 1997). Estas estrelas apresentam-se como pulsadores multimodais com períodos típicos da ordem de 80-600s. A origem teórica destes objetos foi prevista por (Charpinet et al., 1996). Posteriormente, foramencontradas estrelas deste tipo com períodos de longa duração e outras com propriedades híbridas (Krzesinski et al., 2014).Lançado em 2009 pela NASA, a missão primária do satélite Kepler era identificar planetas equivalentes a terra pelo método de trânsito. Porém algumas estrelas da classe sdB (Sub Anãs de Tipo Espectral B) acabaram sendo encontradas no campo de observação do telescópio. Estas estrelas acabaram tendo especial atenção devido à raridade de se encontra-las e foram observadas no modo de curta cadência, o que se apresenta como uma grande oportunidade de se observar estes objetos com boa resolução temporal em uma escala de tempo muito longa. Estes dois aspectos observacionais juntos permitem avaliar como as pulsações variam com o tempo.Os dados públicos do Kepler podem ser acessados no NASA exoplanet archive1. Os dados podem ser baixados em Longa Cadência (obtém uma integração a cada 30 min) ou no nosso caso, Curta Cadência (obtém uma integração a cada 58.85s)

Exoplaneta WASP-2 A b: um estudo de viabilidade observacional no OAA/MACT-UEFS

The discovery of the first exoplanet outside the Solar System inaugurated a new field ofintense scientific investigation in Astronomy, opening up several perspectives for studiesthrough different techniques in observatories installed on the ground and in space. Thediscoveries made already accumulate, currently, more than 4500 exoplanets confirmed inmore than 3300 planetary systems. As part of the Scientific Initiation studies carried out at DFIS/UEFS, this contribution describes the main results related to the exoplanet WASP-2 A b, discovered in 2006 through the Planetary Transit technique. The photometric observations carried out at the Antares Astronomical Observatory - UEFS with the MEADE 10" LX200 GPS telescope, the CCD SBIG ST-7XME-D and the ExoPlanet-BB (Blue Block-ing) filter were sufficient to carry out a preliminary study of the light curve obtained withthe MaxIm DL software and confirm the feasibility of starting a potential observationalprogram with the now available small aperture telescopes: MEADE and CDK20.A descoberta do primeiro exoplaneta fora do Sistema Solar inaugurou um novo campo de intensa investigação científica na Astronomia, abrindo várias perspectivas de estudos através de técnicas diferenciadas em observatórios instalados no solo e no espaço. As descobertas realizadas já acumulam, atualmente, mais de 4500 exoplanetas confirmados em maisde 3300 sistemas planetários. Como parte dos estudos realizados de Iniciação Científica no DFIS/UEFS, esta contribuição descreve os principais resultados relacionados ao exoplaneta WASP-2 A b, descoberto em 2006 através da técnica de Trânsito Planetário. As observações fotométricas realizadas no Observatório Astronômico Antares - UEFS, com o telescópio MEADE 10" LX200 GPS, a CCD SBIG ST-7XME-D e o filtro ExoPlanet-BB (Blue Blocking), foram suficientes para realizar um estudo preliminar da curva de luz obtida com o software MaxIm DL e confirmar a viabilidade para o início de um potencial programa observacional com os telescópios de pequena abertura ora disponíveis: MEADE e CDK20

Estudo Espectroscópico do Par de Galáxias Interagentes ESO 505-IG 030 e ESO 505-IG 031

Este trabalho apresenta os resultados das observações espectroscópicas de fenda longa realizadas para o par de galáxias peculiares interagentes ESO 505-IG 030 e ESO 505-IG 031. Os dados foram obtidos com o espectrógrafo Cassegrain acoplado ao telescópio Perkin-Elmer (1,60m) do Observatório do Pico dos Dias/Laboratório Nacional de Astrofísica (OPD-LNA/MCTI). Trata-se de um par interagente no Universo local (z $\approx$ 0,03957) classificadas como espirais do tipo morfológico Sc. Curvas de rotação, síntese espectral e alguns parâmetros físicos e geométricos são apresentados e discutidos para cada um dos objetos estudados

Estudo da Atividade Nuclear e População Estelar na Galáxia Peculiar AM 0004-413 (ESO 293-IG 037)

This spectroscopic work investigates the nuclear activity and the stellar population presentin the peculiar galaxy AM 0004-413 (ESO 293-IG 037). We used the STARLIGHT spectralsynthesis code to subtract the underlying stellar population and recover the fluxes of theemission lines in the investigated optical range (4500-7200 ˚A). According to the classificationcriteria based on line ratios, the values determined in this study suggest a galaxy witha LINER nucleus (Low-Ionization Nuclear Emission-line Region). The stellar populationrevealed by the spectral synthesis is composed of young stars (29.61%) and intermediateages (70.39%). The results are previously unpublished in the literature.Este trabalho espectroscópico investiga a atividade nuclear e a população estelar presente na galáxia peculiar AM 0004-413 (ESO 293-IG 037). Empregamos o código de síntese espectral STARLIGHT para subtrair a população estelar subjacente e recuperar os fluxos das linhas de emissão no intervalo óptico investigado (4500-7200 ˚A). De acordo com os critérios de classificação baseados em razões de linhas, os valores determinados neste estudo sugerem um núcleo do tipo LINER (Low-Ionization Nuclear Emission-line Region). A população estelar revelada pela síntese espectral é composta por estrelas jovens (29,61%) e de idades intermediarias (70,39%). Os resultados apresentados s˜ao in´editos na literatura