\documentclass[]{iffposter}
\usepackage{metadados}

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% DADOS DO TRABALHO
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\title{Propriedades Estelares e Assinaturas Químicas do Gaia Catalogue of Nearby Stars Observado pelo GALAH DR4}

\author{
    \orcidlink{0009-0003-6724-4640}Pedro Henrique Rocha de Andrade\inst{1},
    % (ORCID é OPCIONAL) Informe mais autores:
    Maria Luiza Linhares Dantas\inst{2},
}

\institute{
    \inst{1} Instituto Federal Fluminense \textit{Campus} Bom Jesus do Itabapoana\\
    % Para mais uma instituição, informe:
    \inst{2} Instituto de Astrofísica, Pontificia Universidad Católica de Chile\\
}

\begin{document}

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% Escreva a partir daqui 
% Não apagar \maketitle
% Altere 2 para a quantidade de colunas desejada.
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\maketitle

\begin{multicols*}{2}

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% Introdução
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\section{Introdução}
Entre os projetos de maior destaque encontram-se o Gaia-ESO \cite{Gilmore2022, Randich2022}, o LAMOST \cite{Cui2012, Xiang2019} e o APOGEE \cite{Majewski2017}. Nesse conjunto, o levantamento Galactic Archaeology with HERMES \cite[GALAH;]{Buder2025} se sobressai por ter observado quase um milhão de estrelas em seu quarto lançamento de dados (DR4), fornecendo até 30 abundâncias elementares, além de catálogos auxiliares com informações cinemáticas detalhadas. Neste trabalho, exploramos uma amostra conjunta de aproximadamente 6 000 estrelas em comum entre o GCNS e o GALAH DR4. A combinação dos dados astrométricos do Gaia com as informações espectroscópicas do GALAH permite uma caracterização abrangente das populações estelares dentro de um raio de 100 pc, com ênfase na determinação de idades estelares e na análise de suas abundâncias químicas.

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% Metodologia
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\section{Metodologia}
\begin{itemize}
  \item Cruzamento direto por identificador \textit{Gaia DR3 source\_id} entre o GCNS (\textit{Gaia Catalogue of Nearby Stars}, $\sim$330\,000 estrelas a até 100\,pc) e o GALAH DR4 ($\sim$1\,017\,000 estrelas), resultando em $\sim$6\,000 estrelas em comum;
  \item Parâmetros usados: \teff, \logg, \feh, \mgfe\ e as componentes de velocidade galactocêntrica $U$, $V$, $W$, todos herdados diretamente do pipeline de redução do GALAH DR4;
  \item Idades estelares obtidas por isócronas teóricas PARSEC+COLIBRI, já fornecidas pelo catálogo de valor agregado do GALAH DR4;
  \item Construção de diagramas astrofísicos clássicos para caracterização da amostra: diagrama de Kiel (\teff\ $\times$ \logg, colorido por idade), diagrama de Toomre ($V$ $\times$ $\sqrt{U^2+W^2}$, separação disco/halo) e diagrama de Tinsley-Wallerstein (\mgfe\ $\times$ \feh, separação disco fino/espesso);
  \item Critério cinemático para candidatas a halo: velocidade total acima de 100\,km\,\sel\ em relação ao Sol.
\end{itemize}

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% Resultados e Discussão
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\section{Resultados e Discussão}

A amostra é dominada por estrelas de sequência principal dos tipos F, G e K, com idade mediana de $\sim$1,6\,Ga (0,1--14,8\,Ga) e uma leve deficiência metálica em relação ao Sol (\feh\ mediano $\approx -0{,}19$\,dex) — ver Figura~\ref{fig:feh_mgfe}.

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% \inserirfigura[0.X\columndiwdth]{local do arquivo}{Legenda}{Fonte (deixe em branco se não quiser informar.)}{Label para chamar no texto.}
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\inserirfigura[\columnwidth]{img/SBPC_Fig1_Feh_MgFe.pdf}{Distribuição de \feh\ (painel esquerdo) e \mgfe\ (painel direito) para a amostra cruzada GCNS $\cap$ GALAH DR4. As linhas verticais tracejadas indicam os valores medianos de cada distribuição.}{}{fig:feh_mgfe}

O diagrama de Kiel (Figura~\ref{fig:kiel_idade}) mostra boa concordância entre a amostra e as isócronas teóricas PARSEC+COLIBRI, atestando a confiabilidade das determinações de \teff, \logg\ e \feh\ herdadas do pipeline do GALAH DR4.

\inserirfigura[\columnwidth]{img/SBPC_Fig2_Kiel_Idade.pdf}{Diagrama de Kiel (\teff\ $\times$ \logg) colorido por idade estelar, com isócronas teóricas PARSEC+COLIBRI sobrepostas para verificação de consistência.}{}{fig:kiel_idade}

No diagrama de Toomre (Figura~\ref{fig:toomre}), a amostra é dominada por estrelas do disco galáctico, mas \textbf{228 estrelas (3,8\% da amostra) têm velocidade acima de 100\,km\,\sel} em relação ao Sol — candidatas a membros do halo, a anomalia cinemática mais direta encontrada até agora.

\inserirfigura[0.85\columnwidth]{img/SBPC_Fig3_Toomre.pdf}{Diagrama de Toomre ($V$ $\times$ $\sqrt{U^2+W^2}$) para a amostra, separando disco de halo. As estrelas com velocidade total acima de 100\,km\,\sel\ estão destacadas como candidatas a membros do halo.}{}{fig:toomre}

Já a distribuição \mgfe--\feh\ (Figura~\ref{fig:tinsley_wallerstein}) evidencia que, entre as estrelas de disco espesso presentes na amostra, a componente rica em metais e enriquecida em elementos-$\alpha$ é a mais prevalente — resultado a ser interpretado com cautela, já que pode refletir a função de seleção combinada dos catálogos GCNS e GALAH DR4.

\inserirfigura[0.85\columnwidth]{img/SBPC_Fig4_Tinsley_Wallerstein.pdf}{Diagrama de Tinsley-Wallerstein (\mgfe\ $\times$ \feh) para a amostra, separando disco fino e disco espesso.}{}{fig:tinsley_wallerstein}

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% Conclusões
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\section{Conclusões}

\begin{itemize}
  \item Vizinhança solar dominada por sequência principal F/G/K, idade mediana $\sim$1,6\,Ga, levemente subsolar em \feh;
  \item Diagrama de Kiel confirma a consistência interna de \teff, \logg\ e \feh\ do GALAH DR4 frente a isócronas independentes;
  \item 228 estrelas (3,8\%) candidatas a halo pelo critério cinemático — a anomalia mais direta encontrada até aqui;
  \item Próximo passo: repetir a busca por anomalias diretamente nos espectros brutos (t-SNE/UMAP + HDBSCAN), sem depender dos parâmetros já derivados pelo pipeline.
\end{itemize}

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% Referências Bibliográficas
% Indique o arquivo, ou coloque as citações dentro de referencias.bib
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\bibliography{referencias.bib}

\end{multicols*}
\end{document}