Ventos (em inglês outflows) de ampla abertura e larga escala sâo uma característica comum em galáxias ativas, como as galáxias Seyfert. Em sistemas como este, onde buracos negros supermassivos (em inglês super massive black holes, SMBHs) de núcleos galácticos ativos de galáxias (em inglês active galactic nuclei, AGN) coexistem com regiões de formação estelar (em inglês star forming, SF), nâo está claro das observações se o AGN SMBH ou o SF (ou ambos) são responsaveis pela indução desses ventos. Neste trabalho, estudamos como ambos podem influenciar a evolução da galáxia hospedeira e seus outflows, considerando galáxias tipo Seyfert nas escalas de kilo-parsec (kpc). Para este objetivo, estendemos o trabalho anterior desenvolvido por Melioli & de Gouveia Dal Pino (2015), que considerou ventos puramente hidrodinâmicos impulsionados tanto pela SF quanto pelo AGN, mas levando em conta para este último apenas ventos bem estreitos (colimados). A fim de obter uma melhor compreensão da influencia (feedback) desses mecanismos sobre a evolução da galáxia e seus outflows, incluímos também os efeitos de ventos de AGN com maior ângulo de abertura, já que ventos em forma de cone podem melhorar a interação com o meio interestelar da galáxia e assim, empurrar mais gás nos outflows. Além disso, incluímos também os efeitos dos campos magnéticos no vento, já que estes podem, potencialmente, ajudar a preservar as estruturas e acelerar os outflows. Realizamos simulações tridimensionais magneto-hidrodinâmicas (MHD) considerando o resfriamento radiativo em equilíbrio de ionização e os efeitos dos ventos do AGN com dois diferentes ângulos de abertura (0º e 10º) e razões entre a pressão térmica e a pressão magnética beta=infinito, = 300 e 30, correspondentes a campos magnéticos 0, 0,76 micro-Gauss e 2,4 micro-Gauss respectivamente. Os resultados de nossas simulações mostram que os ventos impulsionados pelos produtos de SF (isto é, pelas explosões de supernovas, SNe) podem direcionar ventos com velocidades 100-1000 km s¹, taxas de perda de massa da ordem de 50 Massas solares/ano, densidades de ~1-10 cm-3 e temperaturas entre 10 e 10 K, que se assemelham às propriedades dos denominados absorvedores de calor (em inglês warm absorbers, WAs) e também são compatíveis com as velocidades dos outflows moleculares observadas. No entanto, as densidades obtidas nas simulações são muito pequenas e as temperaturas são muito grandes para explicar os valores observados nos outflows moleculares (que têm n ~150-300 cm³ e T<1000 K). Ventos colimados de AGN (sem a presença de ventos SF) também são incapazes de conduzir outflows, mas podem acelerar estruturas a velocidades muito altas, da ordem de ~10.000 km s¹ e temperaturas T> 10 K, tal como observado em ventos ultra rapidos (em inglês, ultra-fast outflows, UFOs). A introdução do vento de AGN, particularmente com um grande ângulo de abertura, causa a formação de estruturas semelhantes a fontes galácticas. Isso faz com que parte do gás em expansão (que está sendo empurrado pelo vento de SF) retorne para a galáxia, produzindo um feedback \'positivo\' na evolução da galáxia hospedeira. Descobrimos que esses efeitos são mais pronunciados na presença de campos magnéticos, devido à ação de forças magnéticas extras pelo vento AGN, o qual intensifica o efeito de retorno do gás (fallback), e ao mesmo tempo reduz a taxa de perda de massa nos outflows por fatores de até 10. Além disso, a presença de um vento de AGN colimado (0º) causa uma remoção significativa da massa do núcleo da galáxia em poucos 100.000 anos, mas este é logo reabastecido pelo de gás acretante proveniente do meio interestelar (ISM) à medida que as explosões de SNe se sucedem. Por outro lado, um vento de AGN com um grande ângulo de abertura, em presença de campos magnéticos, remove o gás nuclear inteiramente em alguns 100.000 anos e não permite o reabastecimento posterior pelo ISM. Portanto, extingue a acreção de combustível e de massa no SMBH. Isso indica que o ciclo de trabalho desses outflows é de cerca de alguns 100.000 anos, compatível com as escalas de tempo inferidas para os UFOs e outflows moleculares observados. Em resumo, os modelos que incluem ventos de AGN com um ângulo de abertura maior e campos magnéticos, levam a velocidades médias muito maiores que os modelos sem vento de AGN, e também permitem que mais gás seja acelerado para velocidades máximas em torno de ~10 km s¹, com densidades e temperaturas compatíveis com aquelas observadas em UFOs. No entanto, as estruturas com velocidades intermediárias de vários ~100 km s¹ e densidades até uns poucos 100 cm³, que de fato poderiam reproduzir os outflows moleculares observados, têm temperaturas que são muito grandes para explicar as características observadas nos outflows moleculares, que tem temperaturas T< 1000 K. Além disso, estes ventos de AGN não colimados em presença de campos magnéticos entre T< 1000 K. Alem disso, estes grandes ventos AGN de angulo de abertura em fluxos magnetizados reduzem as taxas de perda de massa dos outflows para valores menores que aqueles observados tanto em outflows moleculares quanto em UFOs. Em trabalhos futuros, pretendemos estender o espaço paramétrico aqui investigado e também incluir novos ingredientes em nossos modelos, como o resfriamento radioativo fora do equilíbrio, a fim de tentar reproduzir as características acima que não foram explicadas pelo modelo atual. / Large-scale broad outflows are a common feature in active galaxies, like Seyfert galaxies. In systems like this, where supermassive black hole (SMBH) active galactic nuclei (AGN) coexist with star-forming (SF) regions it is unclear from the observations if the SMBH AGN or the SF (or both) are driving these outflows. In this work, we have studied how both may influence the evolution of the host galaxy and its outflows, considering Seyfert-like galaxies at kilo-parsec (kpc) scales. For this aim, we have extended previous work developed by Melioli & de Gouveia Dal Pino (2015), who considered purely hydrodynamical outflows driven by both SF and AGN, but considering for the latter only very narrow (collimated) winds. In order to achieve a better understanding of the feedback of these mechanisms on the galaxy evolution and its outflows, here we have included the effects of AGN winds with a larger opening angle too, since conic-shaped winds can improve the interaction with the interstellar medium of the galaxy and thus push more gas into the outflows. Besides, we have also included the effects of magnetic fields in the flow, since these can potentially help to preserve the structures and speed up the outflows. We have performed three-dimensional magneto-hydrodynamical (MHD) simulations considering equilibrium radiative cooling and the effects of AGN-winds with two different opening angles (0º and 10º), and thermal pressure to magnetic pressure ratios of beta=infinite, 300 and 30 corresponding to magnetic fields 0, 0.76 micro-Gauss and 2.4 micro-Gauss, respectively. The results of our simulations show that the winds driven by the products of SF (i.e., by explosions of supernovae, SNe) alone can drive outflows with velocities ~100-1000 km s¹, mass outflow rates of the order of 50 Solar Masses yr¹, densities of ~1-10 cm³, and temperatures between 10 and 10 K, which resemble the properties of warm absorbers (WAs) and are also compatible with the velocities of the observed molecular outflows. However, the obtained densities from the simulations are too small and the temperatures too large to explain the observed values in molecular outflows (which have n ~ 150-300 cm³ and T<1000 K). Collimated AGN winds alone (without the presence of SF-winds) are also unable to drive hese outflows, but they can accelerate structures to very high speeds, of the order of ~ 10.000 km s¹, and temperatures T> 10 K as observed in ultra-fast outflows (UFOs). The introduction of an AGN wind, particularly with a large opening angle, causes the formation of fountain-like structures. This makes part of the expanding gas (pushed by the SF-wind) to fallback into the galaxy producing a \'positive\' feedback on the host galaxy evolution. We have found that these effects are more pronounced in presence of magnetic fields, due to the action of extra magnetic forces by the AGN wind producing enhanced fallback that reduces the mass loss rate in the outflows by factors up to 10. Furthermore, the presence of a collimated AGN wind (0º) causes a significant removal of mass from the core region in a few 100.000 yr, but this is soon replenished by gas inflow from the interstellar medium (ISM) when the SNe explosions fully develop. On the other hand, an AGN wind with a large opening angle in presence of magnetic fields is able to remove the nuclear gas entirely within a few 100.000 yr and does not allow for later replenishment. Therefore, it quenches the fueling and mass accretion onto the SMBH. This indicates that the duty cycle of these outflows is around a few 100.000 yr, compatible with the time-scales inferred for the observed UFOs and molecular outflows. In summary, models that include AGN winds with a larger opening angle and magnetic fields, lead to to be accelerated to maximum velocities around 10 km s¹ (than models with collimated AGN winds), with densities and temperatures which are compatible with those observed in UFOs. However, the structures with intermediate velocities of several ~100 km s¹ and densities up to a few 100 cm3, that in fact could reproduce the observed molecular outflows, have temperatures which are too large to explain the observed molecular features, which have temperatures T<1000 K. Besides, these large opening angle AGN winds in magnetized flows reduce the mass loss rates of the outflows to values smaller than those observed both in molecular outflows and UFOs. In future work, we intend to extend the parametric space here investigated and also include new ingredients in our models, such as non-equilibrium radiative cooling, in order to try to reproduce the features above that were not explained by the current model.

Nesta tese apresentamos três problemas interligados: a quântização de teorias não-Lagrangianos, a mecânica quântica não-comutativa (MQNC) e a construção do produto estrela atravéz do ordenamento de Weyl. No contexto do primeiro problema foi elaborada uma abordagem da quantização canônica de sistemas com as equações de movimento não-Lagrangianas. Construímos um princípio da ação mínima para um sistema equivalente das equações diferenciais de primeira ordem. Existe uma ambiguidade não-trivial (que não se reduz a uma derivada total) na definição da função de Lagrange para os sistemas de equações de primeira ordem. Apresentamos uma descrição completa desta ambiguidade. O esquema proposto é aplicado para a quantização da teoria quadrática geral. Também foi construida a quantização do oscilador harmônico amortecido e da carga elétrica com radiação. No contexto da MQNC elaboramos uma formulação da integral de trajetória da MQNC relativística e construímos a generalização não-comutativa da ação da super-partícula. A quantização da ação proposta fornece as equações de Klein-Gordon e de Dirac nas teorias de campo não-comutativas. No contexto do terceiro problema desenvolvemos uma abordagem para a quantização por deformação no plano real com uma estrutura de Poisson arbitrária baseada no ordenamento simétrico dos produtos dos operadores. É formulado um procedimento iterativo simples e efetivo para a construção do produto estrela. Este procedimento nos permitiu calcular o produto estrela em ordens altas (em terceira e quarta ordens), algo que foi feito pela primeira vez. Exceto por uma análise da cohomologia, que não consideramos no artigo, o método proposto dá uma descrição explicita, na linguagem matemática usual da física, do produto estrela. / We present here three interrelated problems: quantization of non-Lagrangian theories, noncommutative quantum mechanics (NCQM) and a constructions of the star product trough the the Weyl ordering. In the context of the first problem an approach to the canonical quantization of systems with non-Lagrangian equations of motion is proposed. We construct an action principle for an equivalent first-order equations of motion. There exists an ambiguity (not reducible to a total time derivative) in associating a Lagrange function with the given set of equations. We give a complete description of this ambiguity. The proposed scheme is applied to quantization of a general quadratic theory. Also the quantization of a damped oscillator and a radiating point-like charge is constructed. In the context of NCQM we propose a path integral formulation of relativistic NCQM and construct a noncommutative generalization of superparticle action. After quantization, the proposed action reproduces the Klein-Gordon and Dirac equations in the noncommutative field theories. In the context of the third problem we develop an approach to the deformation quantization on the real plane with an arbitrary Poisson structure which based on Weyl symmetrically ordered operator products. A simple and effective iterative procedure of the construction of star products is formulated. This procedure allowed us to calculate the third and the fourth order star products. Modulo some cohomology issues which we do not consider here, the method gives an explicit and physics-friendly description of the star products.

High-mass stars play a significant role in the evolution of the Universe and the process that leads to the formation of such objects is still an open question in Astrophysics. The details of the structures connected to the central sources, such as the circumstellar disks and the morphology of the jets at their launching points, still lack of observational evidence. In this thesis, the high-mass star forming process is investigated in terms of the evolution of high-mass clumps selected from the ATLASGAL survey based on their CO emission in the sub-millimetre. While single-dish sub-millimetre observations provide a large-scale view of the high-mass star formation process, higher angular resolution observations are required to disentangle the details of the protostars within the clumps. For this, three-dimensional infrared spectroscopy was obtained for a group of RMS sources to characterise the circumstellar environment of high-mass YSOs in linear scales of ~100-1000 AU. The ATLASGAL TOP100 sample offers a unique opportunity to analyse a statistically complete sample of high-mass clumps at different evolutionary stages. APEX data of three rotational J transitions of the CO (the CO(4-3), CO(6-5) and CO(7-6)) were used to characterise the properties of their warm gas (~155 K) content and to derive the relations between the CO and the clump properties. The CO line luminosities were derived and the analysis indicated that the CO emission increases as a function of the evolutionary stage of the clumps (from infrared-weak to HII regions) and as a function of the bolometric luminosity and mass of the sources. The comparison of the TOP100 with low-mass objects observed in the CO(6-5) and CO(7-6), together with CO(10-9) data observed for a complementary sample of objects indicated that the dependency of the CO luminosity with the bolometric luminosity of the sources gets steeper towards higher-J transitions. Although the CO luminosity of more luminous clumps are systematically larger than the values obtained for the less luminous sources, the individual analysis of each subsample suggests a similar dependency of the CO luminosity versus the bolometric luminosity for each luminosity regime. Finally, the presence of high-velocity CO emission observed for the TOP100 suggests that ~85% of the sources are driving molecular outflows. The selection of isolated high-mass objects undergoing mass accretion is fundamental to investigate if these objects are formed through an accretion disc or if they are formed by merging of low-mass YSOs. The near-infrared window provides one of the best opportunities to investigate the interior of the sub-mm clumps and study in details their individual members. Thanks to the relatively high-resolution obtained in the K-band and the moderate reddening effects in the K-band, a sample of eight (8) HMYSOs exhibiting large-scale H2 outflows were selected to follow-up K-band spectroscopic observations using the NIFS spectrometer (Gemini North). All sources exhibit extended continuum emission and exhibit atomic and molecular transitions typical of embedded objects, such as Brackett-gama, H2 and the CO lines. The H2 lines are tracing the launching point of the large-scale jets in scales of ~100 AU in five of eight sources (63%). The identification of jets at such small scales indicates that these objects are still undergoing mass accretion. The Brackett-gama emission probes the ionised gas around the HMYSOs. The analysis of the Brackett-gama spectro-astrometry at sub-pixel scales suggests that the line arises from the cavity of the outflows or from rotating structures perpendicular to the H2 jets (i.e., disc). Five sources also exhibit CO emission features (63%), and three HMYSOs display CO absorption features (38%), indicating that they are likely associated with circumstellar discs. By further investigating the kinematics of the spatially resolved CO absorption features, the Keplerian mass of three sources was estimated in 5±3, 8±5 and 30±10 solar masses. These results support that high-mass stars are formed through discs, similarly as observed towards low-mass stars. The comparison between the collimation degree of the molecular jets or outflows detected in the NIFS data with their large-scale counterparts indicate that these structures present a relatively wide range of collimation degrees. / Estrelas de alta massa têm grande impacto na evolução do Universo e o processo de formação destes objetos ainda é um problema em aberto na Astrofísica. Os detalhes das estruturas associadas às regiões mais próximas dos objetos centrais, tais como os discos circunstelares e a morfologia dos jatos próximos à base de lançamento, ainda não foram estudados em detalhe e carecem de evidências observacionais. Esta tese apresenta um estudo da formação de estrelas de alta massa em termos da evolução de glóbulos de alta massa (clumps), selecionados a partir do levantamento ATLASGAL, a partir de observações da molécula do CO na faixa espectral do sub-milimétrico. Enquanto observações \"single-dish\" no sub-milimétrico possibilitam o estudo em larga escala do processo de formação de estrelas de alta massa, observações com maior resolução angular são necessárias para investigar os detalhes das protoestrelas no interior dos glóbulos. Para isso, espectroscopia tri-dimensional no infra-vermelho próximo foi obtida para um grupo de fontes RMS para caracterizar o meio circunstelar de objetos estelares jovens e de alta massa (HMYSOs) em escalas lineares de ~100-1000 UA. A amostra TOP100 oferece uma oportunidade ímpar de analisar um conjunto estatisticamente completo de glóbulos de alta massa em diversas fases evolutivas. Observações realizadas com o radiotelescópio APEX de três transições rotacionais da molécula do CO (CO(4-3), CO(6-5) e CO(7-6)) foram utilizadas para estudar as propriedades do gás morno (~155 K) associado aos glóbulos, e obter as relações entre a emissão do CO e as propriedades físicas dos glóbulos. A luminosidade das diferentes transições do CO foi obtida e sua análise mostrou que a emissão do gás aumenta em função do estágio evolutivo dos glóbulos (de glóbulos com emissão fraca no infravermelho longínquo a regiões HII) e em função da luminosidade bolométrica e massa dos glóbulos. A comparação entre os glóbulos de alta massa presentes na amostra TOP100 com fontes de menor massa observadas nas transições do CO(6-5) e CO(7-6), juntamente com a análise de uma amostra complementar de fontes observadas na transição do CO(10-9) mostrou que a dependência da luminosidade do CO com a luminosidade bolométrica aumenta em função do número quântico J associado à transição do CO. Este estudo também mostrou que as relações entre a luminosidade do CO e dos clumps são dominadas pelas fontes de alta luminosidade presentes na amostra analisada. A análise individual de fontes de baixa e alta luminosidade sugerem que a dependência entreas luminosidades do CO e bolométrica é a mesma em ambos os regimes de luminosidade, embora as luminosidades do CO sejam sistematicamente maiores para os glóbulos de alta massa. Por fim, a análise da emissão do CO em altas-velocidades mostrou que ~85% dos glóbulos presentes na amostra TOP100 apresentam jatos moleculares. A seleção de objetos de alta massa isolados em estágio de acreção ativa é crucial para decidir se ela ocorre através de um disco de acreção e/ou via fusão de YSOs de menor massa. Para isso, observações no infra-vermelho próximo são ideais para se investigar o conteúdo dos glóbulos sub-milimétricos e resolver seus membros individuais. Devido a alta resolução espacial na banda K e a extinção interestelar moderada nesta faixa espectral, um conjunto de oito (8) HMYSOs associados a jatos em H2 em larga-escala foram selecionados para observações espectroscópicas na banda K utilizando o espectrômetro NIFS no Gemini Norte. Todos os objetos investigados com o NIFS apresentam emissão extendida no contínuo, bem como nas linhas espectrais típicas de fontes jovens, tais como o Brackett-gama, transições do H2 e a emissão nas bandas moleculares do CO. A emissão em H2 está associada aos jatos moleculares em escalas de ~100 UA em cinco das oito fontes (63%). A indentificação de jatos moleculares em escalas tão próximas ao objeto central indica que o processo de acreção de massa ainda está ativo nestes objetos. A emissão do Brackett-gama provém do gás ionizado nas regiões mais próximas das fontes centrais ou regiões de choque próximas aos jatos. A espectro-astrometria da linha do Brackett-gama em escalas de sub-píxeis, indica que a emissão do gás ocorre nas cavidades dos jatos moleculares ou delineiam estruturas alinhadas perpendicularmente aos jatos, tais como os discos de acreção. Cinco fontes também apresentam emissão nas bandas do CO (63%), e três HMYSOs apresentam linhas do CO em absorção (38%), indicando que estes objetos apresentam discos de acreção. A massa total do sistema \"disco e protoestrela\" foi determinada a partir do estudo da cinemática das linhas de absorção do CO, detectadas em três objetos. A partir de modelos de rotação Kepleriana, as massas das fontes foram estimadas em 5±3, 8±5 e 30±10 massas solares. Os resultados obtidos a partir da espectroscopia tri-dimensional no infravermelho corroboram a hipótese de que estrelas de alta massa são formadas a partir de acreção por discos, de maneira similar ao observado para estrelas de baixa massa. A comparação entre a morfologia dos jatos moleculares identificados nos campos do NIFS e das correspondentes contrapartidas em escalas maiores indicam que os jatos apresentam diferentes graus de colimação ao longo de suas estruturas, explicadas pela multiplicidade de fontes nas proximidades da base de lançamento dos jatos ou efeitos de precessão no objeto central.

In this thesis we investigated two major issues in astrophysical flows: the transport of magnetic fields in highly conducting fluids in the presence of turbulence, and the turbulence evolution and turbulent dynamo amplification of magnetic fields in collisionless plasmas. The first topic was explored in the context of star-formation, where two intriguing problems are highly debated: the requirement of magnetic flux diffusion during the gravitational collapse of molecular clouds in order to explain the observed magnetic field intensities in protostars (the so called \"magnetic flux problem\") and the formation of rotationally sustained protostellar discs in the presence of the magnetic fields which tend to remove all the angular momentum (the so called \"magnetic braking catastrophe\"). Both problems challenge the ideal MHD description, usually expected to be a good approximation in these environments. The ambipolar diffusion, which is the mechanism commonly invoked to solve these problems, has been lately questioned both by observations and numerical simulation results. We have here investigated a new paradigm, an alternative diffusive mechanism based on fast magnetic reconnection induced by turbulence, termed turbulent reconnection diffusion (TRD). We tested the TRD through fully 3D MHD numerical simulations, injecting turbulence into molecular clouds with initial cylindrical geometry, uniform longitudinal magnetic field and periodic boundary conditions. We have demonstrated the efficiency of the TRD in decorrelating the magnetic flux from the gas, allowing the infall of gas into the gravitational well while the field lines migrate to the outer regions of the cloud. This mechanism works for clouds starting either in magnetohydrostatic equilibrium or initially out-of-equilibrium in free-fall. We estimated the rates at which the TRD operate and found that they are faster when the central gravitational potential is higher. Also we found that the larger the initial value of the thermal to magnetic pressure ratio (beta) the larger the diffusion process. Besides, we have found that these rates are consistent with the predictions of the theory, particularly when turbulence is trans- or super-Alfvénic. We have also explored by means of 3D MHD simulations the role of the TRD in protostellar disks formation. Under ideal MHD conditions, the removal of angular momentum from the disk progenitor by the typically embedded magnetic field may prevent the formation of a rotationally supported disk during the main protostellar accretion phase of low mass stars. Previous studies showed that an enhanced microscopic diffusivity of about three orders of magnitude larger than the Ohmic diffusivity would be necessary to enable the formation of a rotationally supported disk. However, the nature of this enhanced diffusivity was not explained. Our numerical simulations of disk formation in the presence of turbulence demonstrated the efficiency of the TRD in providing the diffusion of the magnetic flux to the envelope of the protostar during the gravitational collapse, thus enabling the formation of rotationally supported disks of radius ~ 100 AU, in agreement with the observations. The second topic of this thesis has been investigated in the framework of the plasmas of the intracluster medium (ICM). The amplification and maintenance of the observed magnetic fields in the ICM are usually attributed to the turbulent dynamo action which is known to amplify the magnetic energy until close equipartition with the kinetic energy. This is generally derived employing a collisional MHD model. However, this is poorly justified a priori since in the ICM the ion mean free path between collisions is of the order of the dynamical scales, thus requiring a collisionless-MHD description. We have studied here the turbulence statistics and the turbulent dynamo amplification of seed magnetic fields in the ICM using a single-fluid collisionless-MHD model. This introduces an anisotropic thermal pressure with respect to the direction of the local magnetic field and this anisotropy modifies the MHD linear waves and creates kinetic instabilities. Our collisionless-MHD model includes a relaxation term of the pressure anisotropy due to the feedback of the mirror and firehose instabilities. We performed 3D numerical simulations of forced transonic turbulence in a periodic box mimicking the turbulent ICM, assuming different initial values of the magnetic field intensity and different relaxation rates of the pressure anisotropy. We showed that in the high beta plasma regime of the ICM where these kinetic instabilities are stronger, a fast anisotropy relaxation rate gives results which are similar to the collisional-MHD model in the description of the statistical properties of the turbulence. Also, the amplification of the magnetic energy due to the turbulent dynamo action when considering an initial seed magnetic field is similar to the collisional-MHD model, particularly when considering an instantaneous anisotropy relaxation. The models without any pressure anisotropy relaxation deviate significantly from the collisional-MHD results, showing more power in small-scale fluctuations of the density and velocity field, in agreement with a significant presence of the kinetic instabilities; however, the fluctuations in the magnetic field are mostly suppressed. In this case, the turbulent dynamo fails in amplifying seed magnetic fields and the magnetic energy saturates at values several orders of magnitude below the kinetic energy. It was suggested by previous studies of the collisionless plasma of the solar wind that the pressure anisotropy relaxation rate is of the order of a few percent of the ion gyrofrequency. The present study has shown that if this is also the case for the ICM, then the models which best represent the ICM are those with instantaneous anisotropy relaxation rate, i.e., the models which revealed a behavior very similar to the collisional-MHD description. / Nesta tese, investigamos dois problemas chave relacionados a fluidos astrofísicos: o transporte de campos magnéticos em plasmas altamente condutores na presença de turbulência, e a evolução da turbulência e amplificação de campos magnéticos pelo dínamo turbulento em plasmas não-colisionais. O primeiro tópico foi explorado no contexto de formação estelar, onde duas questões intrigantes são intensamente debatidas na literatura: a necessidade da difusão de fluxo magnético durante o colapso gravitacional de nuvens moleculares, a fim de explicar as intensidades dos campos magnéticos observadas em proto-estrelas (o denominado \"problema do fluxo magnético\"), e a formação de discos proto-estelares sustentados pela rotação em presença de campos magnéticos, os quais tendem a remover o seu momento angular (a chamada \"catástrofe do freamento magnético\"). Estes dois problemas desafiam a descrição MHD ideal, normalmente empregada para descrever esses sistemas. A difusão ambipolar, o mecanismo normalmente invocado para resolver estes problemas, vem sendo questionada ultimamente tanto por observações quanto por resultados de simulações numéricas. Investigamos aqui um novo paradigma, um mecanismo de difusão alternativo baseado em reconexão magnética rápida induzida pela turbulência, que denominamos reconexão turbulenta (TRD, do inglês turbulent reconnection diffusion). Nós testamos a TRD através de simulações numéricas tridimensionais MHD, injetando turbulência em nuvens moleculares com geometria inicialmente cilíndrica, permeadas por um campo magnético longitudinal e fronteiras periódicas. Demonstramos a eficiência da TRD em desacoplar o fluxo magnético do gás, permitindo a queda do gás no poço de potencial gravitacional, enquanto as linhas de campo migram para as regiões externas da nuvem. Este mecanismo funciona tanto para nuvens inicialmente em equilíbrio magneto-hidrostático, quanto para aquelas inicialmente fora de equilíbrio, em queda livre. Nós estimamos as taxas em que a TRD opera e descobrimos que são mais rápidas quando o potencial gravitacional é maior. Também verificamos que quanto maior o valor inicial da razão entre a pressão térmica e magnética (beta), mais eficiente é o processo de difusão. Além disto, também verificamos que estas taxas são consistentes com as previsões da teoria, particularmente quando a turbulência é trans- ou super-Alfvénica. Também exploramos por meio de simulações MHD 3D a influência da TRD na formação de discos proto-estelares. Sob condições MHD ideais, a remoção do momento angular do disco progenitor pelo campo magnético da nuvem pode evitar a formação de discos sustentados por rotação durante a fase principal de acreção proto-estelar de estrelas de baixa massa. Estudos anteriores mostraram que uma super difusividade microscópica aproximadamente três ordens de magnitude maior do que a difusividade ôhmica seria necessária para levar à formação de um disco sustentado pela rotação. No entanto, a natureza desta super difusividade não foi explicada. Nossas simulações numéricas da formação do disco em presença de turbulência demonstraram a eficiência da TRD em prover a diffusão do fluxo magnético para o envelope da proto-estrela durante o colapso gravitacional, permitindo assim a formação de discos sutentados pela rotação com raios ~ 100 UA, em concordância com as observações. O segundo tópico desta tese foi abordado no contexto dos plasmas do meio intra-aglomerado de galáxias (MIA). A amplificação e manutenção dos campos magnéticos observados no MIA são normalmente atribuidas à ação do dínamo turbulento, que é conhecidamente capaz de amplificar a energia magnética até valores próximos da equipartição com a energia cinética. Este resultado é geralmente derivado empregando-se um modelo MHD colisional. No entanto, isto é pobremente justificado a priori, pois no MIA o caminho livre médio de colisões íon-íon é da ordem das escalas dinâmicas, requerendo então uma descrição MHD não-colisional. Estudamos aqui a estatística da turbulência e a amplificação por dínamo turbulento de campos magnéticos sementes no MIA, usando um modelo MHD não-colisional de um único fluido. Isto indroduz uma pressão térmica anisotrópica com respeito à direção do campo magnético local. Esta anisotropia modifica as ondas MHD lineares e cria instabilidades cinéticas. Nosso modelo MHD não-colisional inclui um termo de relaxação da anisotropia devido aos efeitos das instabilidades mirror e firehose. Realizamos simulações numéricas 3D de turbulência trans-sônica forçada em um domínio periódico, mimetizando o MIA turbulento e considerando diferentes valores iniciais para a intensidade do campo magnético, bem como diferentes taxas de relaxação da anisotropia na pressão. Mostramos que no regime de plasma com altos valores de beta no MIA, onde estas instabilidades cinéticas são mais fortes, uma rápida taxa de relaxação da anisotropia produz resultados similares ao modelo MHD colisional na descrição das propriedades estatísticas da turbulência. Além disso, a amplificação da energia mangética pela ação do dínamo turbulento quando consideramos um campo magnético semente, é similar ao modelo MHD colisional, particularmente quando consideramos uma relaxação instantânea da anisotropia. Os modelos sem qualquer relaxação da anisotropia de pressão mostraram resultados que se desviam significativamente daqueles do MHD colisional, mostrando mais potências nas flutuações de pequena escala da densidade e velocidade, em concordância com a presença significativa das instabilidades cinéticas nessas escalas; no entanto, as flutuações do campo magnético são, em geral, suprimidas. Neste caso, o dínamo turbulento também falha em amplificar campos magnéticos sementes e a energia magnética satura em valores bem abaixo da energia cinética. Estudos anteriores do plasma não-colisional do vento solar sugeriram que a taxa de relaxação da anisotropia na pressão é da ordem de uma pequena porcentagem da giro-frequência dos íons. O presente estudo mostrou que, se este também é o caso para o MIA, então os modelos que melhor representam o MIA são aqueles com taxas de relaxação instantâneas, ou seja, os modelos que revelaram um comportamento muito similar à descrição MHD colisional.

L'ère des observations interférométriques mène à la nécessité d'une description plus précise de la structure physique et de la dynamique des régions de formation d'étoiles, des coeurs pré-stellaires et des disques proto-planétaires. L'émission moléculaire et du continuum de la poussière peuvent être décrites par de multiples composantes physiques. Pour comparer avec les observations, un modèle de transfert radiatif précis et complexe de ces régions est nécessaire. J'ai développé au cours de cette thèse une application autonome appelée GASS (Generator of Astrophysical Sources Structures, Quénard et al., soumis) à cette fin. Grâce à son interface, GASS permet de créer, de manipuler et de mélanger différents composants physiques tels que des sources sphériques, des disques et des outflows. Dans cette thèse, j'ai utilisé GASS pour travailler sur différents cas astrophysiques et, entre autres, j'ai étudié en détail l'eau et l'émission de l'eau deutérée dans le coeur pré-stellaire L1544 (Quénard et al., 2016) ainsi que l'émission des ions dans la proto-étoile de faible masse IRAS16293-2422 (Quénard et al., soumis). / The era of interferometric observations leads to the need of a more and more precise description of physical structure and dynamics of star-forming regions, from pre-stellar cores to proto-planetary disks. The molecular and dust continuum emission can be described with multiple physical components. To compare with the observations, a precise and complex radiative transfer modelling of these regions is required. I have developed during this thesis a standalone application called GASS (Generator of Astrophysical Sources Structures, Quénard et al., submitted) for this purpose. Thanks to its interface, GASS allows to create, manipulate, and mix several different physical components such as spherical sources, disks, and outflows. In this thesis, I used GASS to work on different astrophysical cases and, among them, I studied in details the water and deuterated water emission in the pre-stellar core L1544 (Quénard et al., 2016) and the emission of ions in the low-mass proto-star IRAS16293-2422 (Quénard et al., submitted).

No description available.

This thesis covers an implementation of an artificial intelligence (AI) system for cooperation between multiple AI-agents. It was done as a part of a master thesis in Media Technology and a master thesis in Computer Engineering at Linköping University, campus Norrköping. The aim of the project was to explore modern techniques in AI and also develop a platform where this AI is implemented for the upcoming educational purposes. The idea is that students can use the system as a base to extend, learn and implement their own AI algorithms. Based on a literature study in AI systems the decision was made to base APAC on the GOAP system, a scalable planning architecture designed for real-time control of autonomous character behavior in games. The result of the thesis is a virtual world, made in Unity3D and C#, where the system is being used by virtual agents to build a city.

Comment les étoiles se forment elles ?. Cette vaste question fait appel à des connaissances dans plusieurs domaines dont deux majeurs, la Formation Stellaire et le Milieu Interstellaire. C’est dans ce cadre générale que s’inscrit ma thèse. Notre galaxie est un vaste laboratoire d’études de cette formation et je me suis donc intéressé aux premières étapes de la formation des étoiles, allant du nuage moléculaire à la proto-étoile. J’ai principalement utilisé des données provenant du télescope Herschel qui nous fournit des images et des données dans l’infrarouge lointain et le domaine sub-milimétrique à une résolution inégalée. J’ai d’abord construit un catalogue de sources à l’aide d’un algorithme d’identification croisée, SPECFIND, puis appliqué un algorithme de clustering, MST, sur près de 100 000 sources afin de construire le premier catalogue d’amas d’objets stellaires jeunes à l’échelle galactique. Ceci m’a conduit à étudier les propriétés de ces amas et des sources les constituant. / How stars form? This broad question uses knowledges in several areas, including two majors, the Star Formation and the Interstellar Medium. My thesis is a part of this overall framework. Our galaxy is a laboratory complex for the study of this formation. I became interested in the first stages of the star formations, from Molecular Clouds to protostars. I mainly used data from the Herschel telescope which provides us with images and data in the far infrared and sub-millimiter at an unparalleled resolution. First of all, I built a catalogue of young clumps using SPECFIND, an algorithm of cross-identification. Then I applied an algorithm of clustering, MST, over 100 000 young clumps to find over-densities in order to release the first catalogue of young stellar clusters in a galactic scale. Finally, I studied the physical properties of these clusters and their young clumps.

Ce mémoire a reçu l'appui financier du Fonds de recherche du Québec – Société et culture (FRQSC). / Ce mémoire porte sur la musique composée par John Towner Williams (1932- ) pour le film The Empire Strikes Back (1980). Il se limite à la musique extradiégétique, c’est-à-dire celle dont l’origine se situe à l’extérieur du monde fictionnel dans lequel prend place le récit du film. Ce répertoire présente l’intérêt de suivre le modèle classique hollywoodien, où la trame musicale est étroitement associée au déroulement narratif. L’étude propose une analyse de l’organisation des hauteurs musicales (accords, couches à l’intérieur d’une texture stratifiée) et cherche à élucider son impact narratif au sein d’une sélection de scènes. Plutôt que de s’appuyer sur des outils traditionnels propres aux approches tonale fonctionnelle ou schenkérienne, l’analyse s’inspire des théories néo-riemanniennes se traduisant par l’usage des transformations ainsi que des Tonnetz. Ceux-ci sont employés dans leur rôle usuel, mais également comme représentations d’espaces harmoniques pouvant englober des ensembles plus vastes que de simples enchainements d’accords. Ils peuvent par exemple illustrer des motifs ou encore le rapport entre les différentes couches qui composent une texture stratifiée. Cela permet d’aborder le déploiement d’un matériau musical selon l’axe diatonique, hexatonique ou octatonique d’un Tonnetz. De plus, la récurrence de certaines transformations suggère des espaces harmoniques qui contribuent à l’identité des matériaux thématiques au même titre que l’orchestration ou l’usage d’échelles données. Finalement, ce type de trame musicale étant ponctué de fréquentes ruptures et changements, sa construction est considérée à travers de multiples déplacements entre des espaces harmoniques. / This thesis is centered on John Towner Williams’s (b. 1932) music composed for the movie Star Wars: Episode V - The Empire Strikes Back (1980). It concentrates on extra-diegetic music, that is, music that originates outside the fictional world where the story takes place. The interest for this repertoire originates in its conception, which is based on classical Hollywood film scores, specifically in its high degree of correspondence with narrative content. This study proposes an analysis of pitch organization (chords, strata in a multi-layer texture) and seeks to establish the narrative connections that the music maintains with the image throughout selected scenes. Rather than relying on traditional tools drawn from functional or Schenkerian approaches, here analysis borrows from the theoretical method of Neo-Riemannian theories such as transformations and Tonnetz. These are used in a conventional way, but also as representations of harmonic spaces capable of encompassing broader musical events aside from simple triadic progressions. For example, they may represent motives, or the connections between the different strata comprised in a layered texture. This allows musical material to unfold through the diatonic, hexatonic or octatonic axis from the Tonnetz. Furthermore, the reiteration of particular transformations suggests harmonic spaces that establish the identity of thematic material in a way similar to that of orchestration or scales. Finally, because this type of soundtrack is punctuated by frequent breaks and changes, we will consider its construction throughout multiples shifts between harmonic spaces.

Les crinoïdes sont bien connus pour leurs fossiles, mais la biominéralisation de leurs stades larvaires n’est que peu documentée. La première partie du projet présente le développement des ossicules des trois stades larvaires du comatule Florometra serratissima : doliolaria, cystidienne et pentacrinoïde. Les ossicules du crinoïde démontraient de la plasticité phénotypique et de la désynchronisation dans leur développement. Les crinoïdes étant la classe basale des échinodermes modernes, ceci porte à croire que ces traits étaient aussi caractéristiques des échinodermes ancestraux et auraient joué un rôle dans la radiation hâtive et la grande disparité des échinodermes. Pour notre deuxième étude, comme les patrons de morphologie des crinoïdes et des autres échinodermes sont nombreux et sont régulés par des protéines spécifiques, nous avons vérifié la présence de quatre familles de protéines de la matrice de spicules (SMAP) connues chez les oursins dans les transcriptomes des autres échinodermes et d’autres deutérostomes. La famille des spicules matrix (SM) et l’anhydrase carbonique CARA7LA étaient absentes chez tout autre organisme que les oursins, les protéines spécifiques au mésenchyme (MSP130) étaient présentes en nombres différents chez tous les ambulacraires suggérant de multiples duplications et pertes, et les métalloprotéases étaient nombreuses chez chacun. Le développement des ossicules chez les échinodermes est un sujet qui a gagné en popularité au cours des dernières décennies, spécialement chez les oursins, et inclure les crinoïdes dans ce type d’étude permettra de nous renseigner sur l’origine et l’évolution des échinodermes modernes. / While the fossil record of crinoids is widespread and largely known, biomineralization of their larval stages is poorly documented. The first part of the project focuses on the ossicle development of the three larval stages of the feather star Florometra serratissima: doliolaria, cystidean and pentacrinoid. The ossicles of the crinoid showed phenotypic plasticity and asynchronous development. Crinoids form the basal class of living echinoderms; this prompts one to believe that these traits were also characteristic of the ancestral echinoderms and would have played a role in the early radiation and large disparity of the modern echinoderms. For the second study, as patterns of morphology of crinoids and of other echinoderms are numerous and are regulated by specific proteins, we verified the presence of four families of spicule matrix associated proteins (SMAPs) known among sea urchins in transcriptomes of the other echinoderms and deuterostomes. The family of spicule matrix (SMs) proteins and the carbonic anhydrase CARA7LA were absent in any other organism aside from sea urchins, mesenchyme specific proteins (MSP130s) were present in varying numbers in all ambulacrarians suggesting multiple duplications and losses and matrix metalloproteases were numerous in every organisms. The development of ossicles in echinoderms is a topic that has gained popularity in the last decades, especially in sea urchins, and including crinoids in this type of study will inform us about the origin and evolution of the modern echinoderms.