Anãs brancas são o final evolutivo de quase 98% de todas as estrelas. O objetivo desta tese foi determinar a estrutura interna das estrelas ZZ Cetis, anãs brancas pulsantes com atmosfera de hidrogênio. Nossa primeira tarefa foi a descoberta, junto com nossos colaboradores, de 43 novas variáveis, 1/3 de todas as ZZ Cetis conhecidas. Na seqüência, nós demonstramos observacionalmente que a faixa de instabilidade é muito provavelmente um estágio evolucionário da vida das estrelas, ou seja, todas as anãs brancas com atmosfera de H na faixa de temperatura 12300 ~ Tef ~ 10850K são pulsantes. Para tanto, nós obtivemos espectros com razão sinal-ruído maior que 70 com o telescópio Gemini para 12 estrelas com Tef '" 12000 K, concluindo que as temperaturas obtidas com os espectros do SDSS estão sub-estimadas por 300:1::220K e que as massas estão super-estimadas por O,10 :I::0,03 M0. Nós também obtivemos séries temporais de fotometria com razão sinal-ruído maior que 500, atingindo limites de detecção de variabilidade de 2 mma, o que permitiu are-classificação de 4 estrelas previamente classificadas como não variáveis em ZZ Cetis. Ainda existem 3 estrelas para as quais não foi detectado variabilidade em 2mma, que estão contaminando a faixa de instabilidade. A fim de fazer o primeiro grande estudo sismológico das ZZ Cetis, eu calculei uma grade fina de modelos adiabáticos variando Tef, M, MH e MHe para determinar quais os períodos normais em cada um destes modelos. Por fim, eu comparei os modos observados aos modelos, determinando a estrutura interna de 72 ZZ Cetis. Antes deste trabalho,só existiam 12 ZZ Cetis que haviam sido estudadas sismologicamente. A minha maior contribuição foi a inclusão de pesos relativos proporcionais às amplitudes observadas dos modos. Embora eu usasse as determinações espectroscópicas como guia, eu jamais restringi a procura das soluções nesta região, buscando em toda a grade, para evitar mínimos locais. Nós encontramos que a massa de hidrogênio média é 1O-6,3:J:l,6M* e a de hélio é 10-2,5:1:0,6M*, e não encontramos forte evidência de acresção ou perda de massa enquanto as estrelas evoluem pela faixa de instabilidade. O valor médio para a espessura da massa da camada de H é diferente do valor canônico de 10-4 M*, derivado por cálculos evolucionários. Este resultado indica que algumas anãs brancas com massa próxima ao valor mais provável se formaram com massa de H cem vezes menor que o valor predito pela teoria, ou seja, é provável que a perda de massa durante sua evolução tenha sido mais eficiente do que assumem os modelos. Minha tese demonstrou que é possível fazer sismologia, desde que tenhamos alguns modos e/ou temperatura e massa confiáveis, totalizando um mínimo de 5 parâmetros. A nossa conclusão é que a sismologia é uma poderosa ferramenta para o estudo da estrutura estelar das anãs brancas, mesmo quando poucos modos estão excitados. / White dwarfs are the evolutionary end point of almost 98% of all stars. The goal of this thesis is to determine the internal structure of the ZZ Ceti stars, pulsating white dwarfs with hydrogen atmosphere. Our first task was the discovery,together with our collaborators, of 43 new variables, 1/3 of all known ZZ Cetis. In the sequence we demonstrated observationally that the instability strip is probably an evolutionary stage of stellar life, which means, all white dwarfs with H atmospheres in the temperature range of 12300 ~ Teff ~ 10850K pulsate. We obtained spectra with signal-to-noise ratio higher than 70 with the Gemini telescope for 12 stars with Teff '" 12000 K, concluding that temperatures obtained with SDSS spectra are underestimated by 300:i220 K, and that the masses are over estimated by O,10:i 0,03 M0. We also obtained time series photometry with signal-to-noise ratio higher than 500, reaching detection limits of variability of 2mma, that allowed the re-classification of 4 stars as ZZ Cetis previously classified as non variables. There are still 3 stars for which it was not possible to detect variability at 2mma, that are contaminating the instability strip. In order to do the first large seismologicalstudy of ZZ Cetis, I calculated a fine grid of adiabatic models varying Teff, M, MH e MHe to determine which are the normal periods in each model. Finally, I compared the observed modes to the models, determining the internal structure of 72 ZZ Cetis. Prior to this work there were only 12 ZZ Cetis that had been studied seismologically. My main contribution was the inclusion of relative weightsproportional to the observed amplitudes in the fits. Even though I used the spectrocopic determinations as a guide, I never restrict the search for the solutions within this region, searching in the whole grid, to avoid local minima. We found that the average hydrogen mass is 1O-6.3:H.6M. and that the helium is 10-2,5:1:0,6M., and we have found strong evidence neither for accretion nor mass loss while the stars evolve through the instability strip. The average value for the H mass layer thickness is different than the canonic 10-4 M., derived by evolutionary calculations. This result indicates that some white dwarfs formed with H mass about hundred times smaller than the theoretical value, Le., it is likely that mass loss during their evolution has been more efficient than what is assumed by models. My thesis demonstrated that it is possible to do seismology, provided that there are some modes and/or the temperature and mass are reliable, with a total of 5 parameters. Our conclusion is that seismology is a powerful tool to study of internal stellar structure, even thought only a few modes are excited.

Anãs brancas são o final evolutivo de quase 98% de todas as estrelas. O objetivo desta tese foi determinar a estrutura interna das estrelas ZZ Cetis, anãs brancas pulsantes com atmosfera de hidrogênio. Nossa primeira tarefa foi a descoberta, junto com nossos colaboradores, de 43 novas variáveis, 1/3 de todas as ZZ Cetis conhecidas. Na seqüência, nós demonstramos observacionalmente que a faixa de instabilidade é muito provavelmente um estágio evolucionário da vida das estrelas, ou seja, todas as anãs brancas com atmosfera de H na faixa de temperatura 12300 ~ Tef ~ 10850K são pulsantes. Para tanto, nós obtivemos espectros com razão sinal-ruído maior que 70 com o telescópio Gemini para 12 estrelas com Tef '" 12000 K, concluindo que as temperaturas obtidas com os espectros do SDSS estão sub-estimadas por 300:1::220K e que as massas estão super-estimadas por O,10 :I::0,03 M0. Nós também obtivemos séries temporais de fotometria com razão sinal-ruído maior que 500, atingindo limites de detecção de variabilidade de 2 mma, o que permitiu are-classificação de 4 estrelas previamente classificadas como não variáveis em ZZ Cetis. Ainda existem 3 estrelas para as quais não foi detectado variabilidade em 2mma, que estão contaminando a faixa de instabilidade. A fim de fazer o primeiro grande estudo sismológico das ZZ Cetis, eu calculei uma grade fina de modelos adiabáticos variando Tef, M, MH e MHe para determinar quais os períodos normais em cada um destes modelos. Por fim, eu comparei os modos observados aos modelos, determinando a estrutura interna de 72 ZZ Cetis. Antes deste trabalho,só existiam 12 ZZ Cetis que haviam sido estudadas sismologicamente. A minha maior contribuição foi a inclusão de pesos relativos proporcionais às amplitudes observadas dos modos. Embora eu usasse as determinações espectroscópicas como guia, eu jamais restringi a procura das soluções nesta região, buscando em toda a grade, para evitar mínimos locais. Nós encontramos que a massa de hidrogênio média é 1O-6,3:J:l,6M* e a de hélio é 10-2,5:1:0,6M*, e não encontramos forte evidência de acresção ou perda de massa enquanto as estrelas evoluem pela faixa de instabilidade. O valor médio para a espessura da massa da camada de H é diferente do valor canônico de 10-4 M*, derivado por cálculos evolucionários. Este resultado indica que algumas anãs brancas com massa próxima ao valor mais provável se formaram com massa de H cem vezes menor que o valor predito pela teoria, ou seja, é provável que a perda de massa durante sua evolução tenha sido mais eficiente do que assumem os modelos. Minha tese demonstrou que é possível fazer sismologia, desde que tenhamos alguns modos e/ou temperatura e massa confiáveis, totalizando um mínimo de 5 parâmetros. A nossa conclusão é que a sismologia é uma poderosa ferramenta para o estudo da estrutura estelar das anãs brancas, mesmo quando poucos modos estão excitados. / White dwarfs are the evolutionary end point of almost 98% of all stars. The goal of this thesis is to determine the internal structure of the ZZ Ceti stars, pulsating white dwarfs with hydrogen atmosphere. Our first task was the discovery,together with our collaborators, of 43 new variables, 1/3 of all known ZZ Cetis. In the sequence we demonstrated observationally that the instability strip is probably an evolutionary stage of stellar life, which means, all white dwarfs with H atmospheres in the temperature range of 12300 ~ Teff ~ 10850K pulsate. We obtained spectra with signal-to-noise ratio higher than 70 with the Gemini telescope for 12 stars with Teff '" 12000 K, concluding that temperatures obtained with SDSS spectra are underestimated by 300:i220 K, and that the masses are over estimated by O,10:i 0,03 M0. We also obtained time series photometry with signal-to-noise ratio higher than 500, reaching detection limits of variability of 2mma, that allowed the re-classification of 4 stars as ZZ Cetis previously classified as non variables. There are still 3 stars for which it was not possible to detect variability at 2mma, that are contaminating the instability strip. In order to do the first large seismologicalstudy of ZZ Cetis, I calculated a fine grid of adiabatic models varying Teff, M, MH e MHe to determine which are the normal periods in each model. Finally, I compared the observed modes to the models, determining the internal structure of 72 ZZ Cetis. Prior to this work there were only 12 ZZ Cetis that had been studied seismologically. My main contribution was the inclusion of relative weightsproportional to the observed amplitudes in the fits. Even though I used the spectrocopic determinations as a guide, I never restrict the search for the solutions within this region, searching in the whole grid, to avoid local minima. We found that the average hydrogen mass is 1O-6.3:H.6M. and that the helium is 10-2,5:1:0,6M., and we have found strong evidence neither for accretion nor mass loss while the stars evolve through the instability strip. The average value for the H mass layer thickness is different than the canonic 10-4 M., derived by evolutionary calculations. This result indicates that some white dwarfs formed with H mass about hundred times smaller than the theoretical value, Le., it is likely that mass loss during their evolution has been more efficient than what is assumed by models. My thesis demonstrated that it is possible to do seismology, provided that there are some modes and/or the temperature and mass are reliable, with a total of 5 parameters. Our conclusion is that seismology is a powerful tool to study of internal stellar structure, even thought only a few modes are excited.

Anãs brancas são o final evolutivo de quase 98% de todas as estrelas. O objetivo desta tese foi determinar a estrutura interna das estrelas ZZ Cetis, anãs brancas pulsantes com atmosfera de hidrogênio. Nossa primeira tarefa foi a descoberta, junto com nossos colaboradores, de 43 novas variáveis, 1/3 de todas as ZZ Cetis conhecidas. Na seqüência, nós demonstramos observacionalmente que a faixa de instabilidade é muito provavelmente um estágio evolucionário da vida das estrelas, ou seja, todas as anãs brancas com atmosfera de H na faixa de temperatura 12300 ~ Tef ~ 10850K são pulsantes. Para tanto, nós obtivemos espectros com razão sinal-ruído maior que 70 com o telescópio Gemini para 12 estrelas com Tef '" 12000 K, concluindo que as temperaturas obtidas com os espectros do SDSS estão sub-estimadas por 300:1::220K e que as massas estão super-estimadas por O,10 :I::0,03 M0. Nós também obtivemos séries temporais de fotometria com razão sinal-ruído maior que 500, atingindo limites de detecção de variabilidade de 2 mma, o que permitiu are-classificação de 4 estrelas previamente classificadas como não variáveis em ZZ Cetis. Ainda existem 3 estrelas para as quais não foi detectado variabilidade em 2mma, que estão contaminando a faixa de instabilidade. A fim de fazer o primeiro grande estudo sismológico das ZZ Cetis, eu calculei uma grade fina de modelos adiabáticos variando Tef, M, MH e MHe para determinar quais os períodos normais em cada um destes modelos. Por fim, eu comparei os modos observados aos modelos, determinando a estrutura interna de 72 ZZ Cetis. Antes deste trabalho,só existiam 12 ZZ Cetis que haviam sido estudadas sismologicamente. A minha maior contribuição foi a inclusão de pesos relativos proporcionais às amplitudes observadas dos modos. Embora eu usasse as determinações espectroscópicas como guia, eu jamais restringi a procura das soluções nesta região, buscando em toda a grade, para evitar mínimos locais. Nós encontramos que a massa de hidrogênio média é 1O-6,3:J:l,6M* e a de hélio é 10-2,5:1:0,6M*, e não encontramos forte evidência de acresção ou perda de massa enquanto as estrelas evoluem pela faixa de instabilidade. O valor médio para a espessura da massa da camada de H é diferente do valor canônico de 10-4 M*, derivado por cálculos evolucionários. Este resultado indica que algumas anãs brancas com massa próxima ao valor mais provável se formaram com massa de H cem vezes menor que o valor predito pela teoria, ou seja, é provável que a perda de massa durante sua evolução tenha sido mais eficiente do que assumem os modelos. Minha tese demonstrou que é possível fazer sismologia, desde que tenhamos alguns modos e/ou temperatura e massa confiáveis, totalizando um mínimo de 5 parâmetros. A nossa conclusão é que a sismologia é uma poderosa ferramenta para o estudo da estrutura estelar das anãs brancas, mesmo quando poucos modos estão excitados. / White dwarfs are the evolutionary end point of almost 98% of all stars. The goal of this thesis is to determine the internal structure of the ZZ Ceti stars, pulsating white dwarfs with hydrogen atmosphere. Our first task was the discovery,together with our collaborators, of 43 new variables, 1/3 of all known ZZ Cetis. In the sequence we demonstrated observationally that the instability strip is probably an evolutionary stage of stellar life, which means, all white dwarfs with H atmospheres in the temperature range of 12300 ~ Teff ~ 10850K pulsate. We obtained spectra with signal-to-noise ratio higher than 70 with the Gemini telescope for 12 stars with Teff '" 12000 K, concluding that temperatures obtained with SDSS spectra are underestimated by 300:i220 K, and that the masses are over estimated by O,10:i 0,03 M0. We also obtained time series photometry with signal-to-noise ratio higher than 500, reaching detection limits of variability of 2mma, that allowed the re-classification of 4 stars as ZZ Cetis previously classified as non variables. There are still 3 stars for which it was not possible to detect variability at 2mma, that are contaminating the instability strip. In order to do the first large seismologicalstudy of ZZ Cetis, I calculated a fine grid of adiabatic models varying Teff, M, MH e MHe to determine which are the normal periods in each model. Finally, I compared the observed modes to the models, determining the internal structure of 72 ZZ Cetis. Prior to this work there were only 12 ZZ Cetis that had been studied seismologically. My main contribution was the inclusion of relative weightsproportional to the observed amplitudes in the fits. Even though I used the spectrocopic determinations as a guide, I never restrict the search for the solutions within this region, searching in the whole grid, to avoid local minima. We found that the average hydrogen mass is 1O-6.3:H.6M. and that the helium is 10-2,5:1:0,6M., and we have found strong evidence neither for accretion nor mass loss while the stars evolve through the instability strip. The average value for the H mass layer thickness is different than the canonic 10-4 M., derived by evolutionary calculations. This result indicates that some white dwarfs formed with H mass about hundred times smaller than the theoretical value, Le., it is likely that mass loss during their evolution has been more efficient than what is assumed by models. My thesis demonstrated that it is possible to do seismology, provided that there are some modes and/or the temperature and mass are reliable, with a total of 5 parameters. Our conclusion is that seismology is a powerful tool to study of internal stellar structure, even thought only a few modes are excited.

Estrelas anãs brancas são o final evolutivo de quase 98% de todas as estrelas; após a perda de massa durante as fases de gigante e supergigante, elas vão se tornar anãs brancas. Nosso trabalho é estudar a estrutura das estrelas anãs brancas pulsantes, que apresentam variações multi-periódicas de luz, com períodos em torno de minutos, definindo faixas de instabilidade ao longo de suas seqüências de esfriamento. Nós determinamos a temperatura efetiva, gravidade superficial, massa e graus do esférico harmônico para a estrela DAV G 185-32, pelo estudo de sua curva de luz. Nós reportamos uma transformada de Fourier ponderada dos dados do Telescópio da Terra Inteira (WET); os pesos, para cada pedaço dos dados, são definidos como o inverso da nossa estimativa do ruído, que é a raiz quadrada da amplitude ao quadrado. Melhorando a razão sinal-ruído, nós detectamos 18 periodicidades na curva de luz. A periodicidade em 141,9 s não se comporta como um modo normal, não ajustando nenhum modelo, e a periodicidade em 70,9 s é a pulsação de período mais curto jamais detectada em qualquer anã branca pulsante. Nós comparamos a mudança na amplitude com o comprimento de onda das periodicidades detectadas para calcular a temperatura efetiva e a gravidade superficial. Nós também comparamos estes valores com outros métodos independentes de determinação: espectro óptico, índices de cor e espectro ultravioleta com paralaxe, usando densidades de probabilidade com uma distribuição normal. A melhor solução, consistente com todas as determinações, é Tef = 11960:1:80 K, log9 = 8,02:1:O,04 e M = 0,617:1: O,024M0. O ângulo de inclinação do eixo de pulsação em relação à linha devisada deve ser desfavorável, isto é, próximo a perpendicular se as pulsações são m = Oou ::1:2e perto de paralelo se m = ::I:1. / White dwarf stars are the evolutive end of almost 98% of all stars; after mass loss during the giant and supergiant phases, they will become white dwarf stars. Our work is to study the structure of the pulsating white dwarf stars, which present multi-periodic light variations, with periods around minutes, defining instability strips along their cooling sequence. We determine the effective temperature, surface gravity, mass, and pulsation spherical harmonic degrees for the star DAV G185-32, by means of the study of its light curve. We report on a weighted Fourier transform of the Whole Earth Telescope (WET) data; the weights, for each chunk of data, are defined as the inverse of the our estimative of the noise, which is the square root of the average power. Improving the signal-to-noise ratio, we detected 18 periodicities in the light curve. The periodicity at 141.9 s does not behave like a normal mode, not fitting any model, and the one at 70.9 s is the shortest period pulsation ever detected in any pulsating white dwarf. We compared the change in amplitude with wavelength of the detected periodicities to calculate the effective temperature and surface gravity. We also compared these values to other independent methods of determination: optical spectra, color indices, and ultraviolet spectra with parallax, using probability densities with normal distribution. The solution consistent with all the determinations is Teff = 11960::i::80 K, log g = 8.02 ::i::0.04, and M = 0.617::i::0.024M0. The indination angle of the pulsation axis in relation to the line of sight must be unfavorable, Le., dose to perpendicular if the pulsations are m = Oor ::i::2,and dose to parallel if m = ::i::1.

Estrelas anãs brancas são o final evolutivo de quase 98% de todas as estrelas; após a perda de massa durante as fases de gigante e supergigante, elas vão se tornar anãs brancas. Nosso trabalho é estudar a estrutura das estrelas anãs brancas pulsantes, que apresentam variações multi-periódicas de luz, com períodos em torno de minutos, definindo faixas de instabilidade ao longo de suas seqüências de esfriamento. Nós determinamos a temperatura efetiva, gravidade superficial, massa e graus do esférico harmônico para a estrela DAV G 185-32, pelo estudo de sua curva de luz. Nós reportamos uma transformada de Fourier ponderada dos dados do Telescópio da Terra Inteira (WET); os pesos, para cada pedaço dos dados, são definidos como o inverso da nossa estimativa do ruído, que é a raiz quadrada da amplitude ao quadrado. Melhorando a razão sinal-ruído, nós detectamos 18 periodicidades na curva de luz. A periodicidade em 141,9 s não se comporta como um modo normal, não ajustando nenhum modelo, e a periodicidade em 70,9 s é a pulsação de período mais curto jamais detectada em qualquer anã branca pulsante. Nós comparamos a mudança na amplitude com o comprimento de onda das periodicidades detectadas para calcular a temperatura efetiva e a gravidade superficial. Nós também comparamos estes valores com outros métodos independentes de determinação: espectro óptico, índices de cor e espectro ultravioleta com paralaxe, usando densidades de probabilidade com uma distribuição normal. A melhor solução, consistente com todas as determinações, é Tef = 11960:1:80 K, log9 = 8,02:1:O,04 e M = 0,617:1: O,024M0. O ângulo de inclinação do eixo de pulsação em relação à linha devisada deve ser desfavorável, isto é, próximo a perpendicular se as pulsações são m = Oou ::1:2e perto de paralelo se m = ::I:1. / White dwarf stars are the evolutive end of almost 98% of all stars; after mass loss during the giant and supergiant phases, they will become white dwarf stars. Our work is to study the structure of the pulsating white dwarf stars, which present multi-periodic light variations, with periods around minutes, defining instability strips along their cooling sequence. We determine the effective temperature, surface gravity, mass, and pulsation spherical harmonic degrees for the star DAV G185-32, by means of the study of its light curve. We report on a weighted Fourier transform of the Whole Earth Telescope (WET) data; the weights, for each chunk of data, are defined as the inverse of the our estimative of the noise, which is the square root of the average power. Improving the signal-to-noise ratio, we detected 18 periodicities in the light curve. The periodicity at 141.9 s does not behave like a normal mode, not fitting any model, and the one at 70.9 s is the shortest period pulsation ever detected in any pulsating white dwarf. We compared the change in amplitude with wavelength of the detected periodicities to calculate the effective temperature and surface gravity. We also compared these values to other independent methods of determination: optical spectra, color indices, and ultraviolet spectra with parallax, using probability densities with normal distribution. The solution consistent with all the determinations is Teff = 11960::i::80 K, log g = 8.02 ::i::0.04, and M = 0.617::i::0.024M0. The indination angle of the pulsation axis in relation to the line of sight must be unfavorable, Le., dose to perpendicular if the pulsations are m = Oor ::i::2,and dose to parallel if m = ::i::1.

Estrelas anãs brancas são o final evolutivo de quase 98% de todas as estrelas; após a perda de massa durante as fases de gigante e supergigante, elas vão se tornar anãs brancas. Nosso trabalho é estudar a estrutura das estrelas anãs brancas pulsantes, que apresentam variações multi-periódicas de luz, com períodos em torno de minutos, definindo faixas de instabilidade ao longo de suas seqüências de esfriamento. Nós determinamos a temperatura efetiva, gravidade superficial, massa e graus do esférico harmônico para a estrela DAV G 185-32, pelo estudo de sua curva de luz. Nós reportamos uma transformada de Fourier ponderada dos dados do Telescópio da Terra Inteira (WET); os pesos, para cada pedaço dos dados, são definidos como o inverso da nossa estimativa do ruído, que é a raiz quadrada da amplitude ao quadrado. Melhorando a razão sinal-ruído, nós detectamos 18 periodicidades na curva de luz. A periodicidade em 141,9 s não se comporta como um modo normal, não ajustando nenhum modelo, e a periodicidade em 70,9 s é a pulsação de período mais curto jamais detectada em qualquer anã branca pulsante. Nós comparamos a mudança na amplitude com o comprimento de onda das periodicidades detectadas para calcular a temperatura efetiva e a gravidade superficial. Nós também comparamos estes valores com outros métodos independentes de determinação: espectro óptico, índices de cor e espectro ultravioleta com paralaxe, usando densidades de probabilidade com uma distribuição normal. A melhor solução, consistente com todas as determinações, é Tef = 11960:1:80 K, log9 = 8,02:1:O,04 e M = 0,617:1: O,024M0. O ângulo de inclinação do eixo de pulsação em relação à linha devisada deve ser desfavorável, isto é, próximo a perpendicular se as pulsações são m = Oou ::1:2e perto de paralelo se m = ::I:1. / White dwarf stars are the evolutive end of almost 98% of all stars; after mass loss during the giant and supergiant phases, they will become white dwarf stars. Our work is to study the structure of the pulsating white dwarf stars, which present multi-periodic light variations, with periods around minutes, defining instability strips along their cooling sequence. We determine the effective temperature, surface gravity, mass, and pulsation spherical harmonic degrees for the star DAV G185-32, by means of the study of its light curve. We report on a weighted Fourier transform of the Whole Earth Telescope (WET) data; the weights, for each chunk of data, are defined as the inverse of the our estimative of the noise, which is the square root of the average power. Improving the signal-to-noise ratio, we detected 18 periodicities in the light curve. The periodicity at 141.9 s does not behave like a normal mode, not fitting any model, and the one at 70.9 s is the shortest period pulsation ever detected in any pulsating white dwarf. We compared the change in amplitude with wavelength of the detected periodicities to calculate the effective temperature and surface gravity. We also compared these values to other independent methods of determination: optical spectra, color indices, and ultraviolet spectra with parallax, using probability densities with normal distribution. The solution consistent with all the determinations is Teff = 11960::i::80 K, log g = 8.02 ::i::0.04, and M = 0.617::i::0.024M0. The indination angle of the pulsation axis in relation to the line of sight must be unfavorable, Le., dose to perpendicular if the pulsations are m = Oor ::i::2,and dose to parallel if m = ::i::1.

O foco deste trabalho é o estudo -da interação do átomo de hidrogênio com prótons, criando momentaneamente a molécula 112, determinando os potenciais dó para níveis atômicos maisaltos (n>3), bem como analisando todas as possíveis transições qUe podem ocorrer. O cálculo do momento de dipolo elétrico do para todas as possíveis transições que encontramos é de suma importância para determinar as linhas espectraiS observáveis: A aplicação de tais dados teóricos terá sua inserção no estudo dos perfis de linhas de estrelas anãs brancas DA, com o intuito de obter melhores ajustes dos ,modelos de atmosferas estelares. Para isso calculamos todos os potenciais relevantes para as transições- das séries de Lyman e Balmer até n=10 (numero quântico principal) do 1-12 e os respectivos momentos de dipolo elétricos para. tais séries. Na literatura, encontra-se somente os valores para Lya,_ Ly0., try e. Ha, mas mesmo estes, com aproximaçõeS mais grosseiras do que as que calculamos. As leis da física permitem o cálculo de um modelo de atmosfera estelar num dado instante de sua evolução e o-confronto com os dados observacionais. Entretanto, por melhor que seja o modelo, ainda não se obteve um resultado plenamente satisfatório entre teoria e observação. Ainda existem muitas incertezas nos modelos estelares, principalmente nos cálculos de opacidade e convecção, quando comparamos aos, dados observácionais, o que implica na necessidade de cálculo mais detalhado da física que rege tais modelos. O objetivo principal desse trabalho e calcular os potenciaiS de interação das partículas constituintes da atmosfera e analisar as linhas- espectrais das estrelas que já estão na última fase de evohição, as anãs brancas com unia atmosfera pura de hidrogênio, chamadas de DAs. Um dos melhores métodos para a determinação da temperatura efetiva e obtenção da gravidade superficial de anãs brancas, e a comparaçãO do perfil da linha observado, a forma da linha espectral com o predito teoricamente. A eficiência desse método está no fato que o perfil da linha teórico.é extremamente sensível à variação dos parâmetros atmosféricos - os perfis de Ha e H,3 são bons indicadores de temperatura efetiva {T6 f ), enquanto os perfis das linhas mais altas são bons indicadores da gravidade ,superficial. Entretanto, a técnica supostamente simples possui um grau elevado de dificuldade, pois precisamos saber quais são todas as causas físicas responsáveis pela variação dos parâmetros atmosféricos que determinam o perfil da linha. ESte é o objetivo de nosso trabalho, o cálculo do perfil de linha de H perturbado por colisões. com prótons. / The subject of this work is the study of the interaction of the hydrogen atom with protons, temporarily creating' from this interaction the molecule. We estimated the potential for ali leveis with n < 10 and analyze ali posSible transitions that can occur. We also calculated the electric dipole moment of fôr ali possible transitions that we find, necessary for the line profile'calculation. The application of such theoretical data will be in the context of the line profileá of DA white dwarfs, as refinernent in the modeis of stellar átmospheres. For this, I calculated ali the potential relevant to the transitions of ,the Lyman and Balnier series to n=10 (principal atomic quantum number), and their electric dipole Moments. In the Jiterature we find. only Lya, Ly13, Ly-y and Ho calculations, but even these at lower resolutions and with the asymptotic approximations. The laws of physics allow the calculation of a stellar atmosphere módel for a partidular, mornent in its evolution and the comparison with observational data. However, no matter how good the model is, it has not yet achieved a fully satis factory resulta There are .still many uncertainties in the •stellar thodels in relation the observational data, showing the need for a more detailed analysis of the physics that governs such modeis The main objective of this thesis is to analyze the Spectral limes, ,calculating the potential of interacting particles coristituents of the atmosphere of white dwarf stars with pure hydrogen atmosphere, `called DAs. One of the best methods for analysis of spectral limes, determining the effective temperature 'and obtaining surface gravity of white'dwarfs with hydrogen limes, is the comparison the obseryation of -lMe profile, the chape of the spectral line, with the theoretically predicted. The efficiency of this method is based on the fact that the theoretical line profile is extremely sensitiva to variations of atmospheric paramet,ers. Howéver; the supposeclly simple technique has a high degree of difficulty, because we .need to know ali the causes responsible for the determination of the physical parameters of the atmosphere affecting the line profile. This is the purpose of our work; the 'c'alculation cif the line profile of H perturbed by collisions with protons.

O foco deste trabalho é o estudo -da interação do átomo de hidrogênio com prótons, criando momentaneamente a molécula 112, determinando os potenciais dó para níveis atômicos maisaltos (n>3), bem como analisando todas as possíveis transições qUe podem ocorrer. O cálculo do momento de dipolo elétrico do para todas as possíveis transições que encontramos é de suma importância para determinar as linhas espectraiS observáveis: A aplicação de tais dados teóricos terá sua inserção no estudo dos perfis de linhas de estrelas anãs brancas DA, com o intuito de obter melhores ajustes dos ,modelos de atmosferas estelares. Para isso calculamos todos os potenciais relevantes para as transições- das séries de Lyman e Balmer até n=10 (numero quântico principal) do 1-12 e os respectivos momentos de dipolo elétricos para. tais séries. Na literatura, encontra-se somente os valores para Lya,_ Ly0., try e. Ha, mas mesmo estes, com aproximaçõeS mais grosseiras do que as que calculamos. As leis da física permitem o cálculo de um modelo de atmosfera estelar num dado instante de sua evolução e o-confronto com os dados observacionais. Entretanto, por melhor que seja o modelo, ainda não se obteve um resultado plenamente satisfatório entre teoria e observação. Ainda existem muitas incertezas nos modelos estelares, principalmente nos cálculos de opacidade e convecção, quando comparamos aos, dados observácionais, o que implica na necessidade de cálculo mais detalhado da física que rege tais modelos. O objetivo principal desse trabalho e calcular os potenciaiS de interação das partículas constituintes da atmosfera e analisar as linhas- espectrais das estrelas que já estão na última fase de evohição, as anãs brancas com unia atmosfera pura de hidrogênio, chamadas de DAs. Um dos melhores métodos para a determinação da temperatura efetiva e obtenção da gravidade superficial de anãs brancas, e a comparaçãO do perfil da linha observado, a forma da linha espectral com o predito teoricamente. A eficiência desse método está no fato que o perfil da linha teórico.é extremamente sensível à variação dos parâmetros atmosféricos - os perfis de Ha e H,3 são bons indicadores de temperatura efetiva {T6 f ), enquanto os perfis das linhas mais altas são bons indicadores da gravidade ,superficial. Entretanto, a técnica supostamente simples possui um grau elevado de dificuldade, pois precisamos saber quais são todas as causas físicas responsáveis pela variação dos parâmetros atmosféricos que determinam o perfil da linha. ESte é o objetivo de nosso trabalho, o cálculo do perfil de linha de H perturbado por colisões. com prótons. / The subject of this work is the study of the interaction of the hydrogen atom with protons, temporarily creating' from this interaction the molecule. We estimated the potential for ali leveis with n < 10 and analyze ali posSible transitions that can occur. We also calculated the electric dipole moment of fôr ali possible transitions that we find, necessary for the line profile'calculation. The application of such theoretical data will be in the context of the line profileá of DA white dwarfs, as refinernent in the modeis of stellar átmospheres. For this, I calculated ali the potential relevant to the transitions of ,the Lyman and Balnier series to n=10 (principal atomic quantum number), and their electric dipole Moments. In the Jiterature we find. only Lya, Ly13, Ly-y and Ho calculations, but even these at lower resolutions and with the asymptotic approximations. The laws of physics allow the calculation of a stellar atmosphere módel for a partidular, mornent in its evolution and the comparison with observational data. However, no matter how good the model is, it has not yet achieved a fully satis factory resulta There are .still many uncertainties in the •stellar thodels in relation the observational data, showing the need for a more detailed analysis of the physics that governs such modeis The main objective of this thesis is to analyze the Spectral limes, ,calculating the potential of interacting particles coristituents of the atmosphere of white dwarf stars with pure hydrogen atmosphere, `called DAs. One of the best methods for analysis of spectral limes, determining the effective temperature 'and obtaining surface gravity of white'dwarfs with hydrogen limes, is the comparison the obseryation of -lMe profile, the chape of the spectral line, with the theoretically predicted. The efficiency of this method is based on the fact that the theoretical line profile is extremely sensitiva to variations of atmospheric paramet,ers. Howéver; the supposeclly simple technique has a high degree of difficulty, because we .need to know ali the causes responsible for the determination of the physical parameters of the atmosphere affecting the line profile. This is the purpose of our work; the 'c'alculation cif the line profile of H perturbed by collisions with protons.

O foco deste trabalho é o estudo -da interação do átomo de hidrogênio com prótons, criando momentaneamente a molécula 112, determinando os potenciais dó para níveis atômicos maisaltos (n>3), bem como analisando todas as possíveis transições qUe podem ocorrer. O cálculo do momento de dipolo elétrico do para todas as possíveis transições que encontramos é de suma importância para determinar as linhas espectraiS observáveis: A aplicação de tais dados teóricos terá sua inserção no estudo dos perfis de linhas de estrelas anãs brancas DA, com o intuito de obter melhores ajustes dos ,modelos de atmosferas estelares. Para isso calculamos todos os potenciais relevantes para as transições- das séries de Lyman e Balmer até n=10 (numero quântico principal) do 1-12 e os respectivos momentos de dipolo elétricos para. tais séries. Na literatura, encontra-se somente os valores para Lya,_ Ly0., try e. Ha, mas mesmo estes, com aproximaçõeS mais grosseiras do que as que calculamos. As leis da física permitem o cálculo de um modelo de atmosfera estelar num dado instante de sua evolução e o-confronto com os dados observacionais. Entretanto, por melhor que seja o modelo, ainda não se obteve um resultado plenamente satisfatório entre teoria e observação. Ainda existem muitas incertezas nos modelos estelares, principalmente nos cálculos de opacidade e convecção, quando comparamos aos, dados observácionais, o que implica na necessidade de cálculo mais detalhado da física que rege tais modelos. O objetivo principal desse trabalho e calcular os potenciaiS de interação das partículas constituintes da atmosfera e analisar as linhas- espectrais das estrelas que já estão na última fase de evohição, as anãs brancas com unia atmosfera pura de hidrogênio, chamadas de DAs. Um dos melhores métodos para a determinação da temperatura efetiva e obtenção da gravidade superficial de anãs brancas, e a comparaçãO do perfil da linha observado, a forma da linha espectral com o predito teoricamente. A eficiência desse método está no fato que o perfil da linha teórico.é extremamente sensível à variação dos parâmetros atmosféricos - os perfis de Ha e H,3 são bons indicadores de temperatura efetiva {T6 f ), enquanto os perfis das linhas mais altas são bons indicadores da gravidade ,superficial. Entretanto, a técnica supostamente simples possui um grau elevado de dificuldade, pois precisamos saber quais são todas as causas físicas responsáveis pela variação dos parâmetros atmosféricos que determinam o perfil da linha. ESte é o objetivo de nosso trabalho, o cálculo do perfil de linha de H perturbado por colisões. com prótons. / The subject of this work is the study of the interaction of the hydrogen atom with protons, temporarily creating' from this interaction the molecule. We estimated the potential for ali leveis with n < 10 and analyze ali posSible transitions that can occur. We also calculated the electric dipole moment of fôr ali possible transitions that we find, necessary for the line profile'calculation. The application of such theoretical data will be in the context of the line profileá of DA white dwarfs, as refinernent in the modeis of stellar átmospheres. For this, I calculated ali the potential relevant to the transitions of ,the Lyman and Balnier series to n=10 (principal atomic quantum number), and their electric dipole Moments. In the Jiterature we find. only Lya, Ly13, Ly-y and Ho calculations, but even these at lower resolutions and with the asymptotic approximations. The laws of physics allow the calculation of a stellar atmosphere módel for a partidular, mornent in its evolution and the comparison with observational data. However, no matter how good the model is, it has not yet achieved a fully satis factory resulta There are .still many uncertainties in the •stellar thodels in relation the observational data, showing the need for a more detailed analysis of the physics that governs such modeis The main objective of this thesis is to analyze the Spectral limes, ,calculating the potential of interacting particles coristituents of the atmosphere of white dwarf stars with pure hydrogen atmosphere, `called DAs. One of the best methods for analysis of spectral limes, determining the effective temperature 'and obtaining surface gravity of white'dwarfs with hydrogen limes, is the comparison the obseryation of -lMe profile, the chape of the spectral line, with the theoretically predicted. The efficiency of this method is based on the fact that the theoretical line profile is extremely sensitiva to variations of atmospheric paramet,ers. Howéver; the supposeclly simple technique has a high degree of difficulty, because we .need to know ali the causes responsible for the determination of the physical parameters of the atmosphere affecting the line profile. This is the purpose of our work; the 'c'alculation cif the line profile of H perturbed by collisions with protons.

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2011 / Made available in DSpace on 2012-10-25T17:00:09Z (GMT). No. of bitstreams: 1 290835.pdf: 27603023 bytes, checksum: 5603efd69a345c88a9b95f9ea1fd5353 (MD5) / Por serem objetos compactos, anãs brancas têm gravidades superficiais que chegam a ser 104 vezes superiores à do Sol. Qualquer atmosfera sob um campo gravitacional tão intenso sofre uma estratificação dos seus elementos químicos. Os metais afundam na atmosfera em escalas de tempo curtas quando comparadas com o tempo de resfriamento do objeto. Valores típicos são de 102 anos para atmosferas compostas de Hidrogênio e 105 anos para atmosferas de Hélio (Jura, 2008; von Hippel; Thompson, 2007; Paquette et al., 1986). Não obstante esta expectativa teórica, há muito tempo já se conhece anãs brancas com atmosferas ricas em metais. Hoje, com o Sloan Digital Sky Survey, o número já se aproxima de duas centenas (Dufour et al., 2010). Como a escala de tempo para os elementos pesados afundar é curta, é preciso que haja uma deposição contínua de matéria sobre a estrela para manter a metalicidade observada. Jura et al. (2009) estimam um valor típico de 1018 g/s. É um valor alto, que só pode ser explicado pela queda de um asteroide ou pequeno planeta, que seria destruído por forças de maré e formaria um disco de poeira que seria acrescido sobre a estrela (Farihi et al., 2010). Estes discos devem espalhar, absorver e reemitir luz da Anã Branca. No momento são conhecidos cerca de duas dezenas de objetos que apresentam um excesso de emissão no infravermelho próximo. Esta é uma evidência fortíssima para a presença de um disco de poeira, que reemite nesta faixa. No entanto, quase todos os estudos realizados até o momento limitaram-se a procurar estudar o disco somente pela sua assinatura de emissão no infravermelho. Neste trabalho mostramos que é possível obter importantes vínculos observacionais no ultravioleta próximo e no óptico. Nestas faixas espectrais podemos detectar a absorção do disco quando ele obscurece a estrela ou luz espalhada por ele. Nossa abordagem se desenvolveu em duas frentes. A primeira é um tratamento analítico do problema. A segunda é numérica, através de técnicas de Transferência Radiativa por Monte Carlo. Ambas as técnicas concordam entre si nos limites físicos esperados e preveem que é possível obter parâmetros físicos do sistema através de espectroscopia e polarização.