Usando imagens do arquivo do Hubble Space Telescope, do New Technology Tele-scope e do telescópio de 0,9 m do Cerro Tololo Inter-American Observatory, foi feito um estudo morfológico e dinâmico da galáxia NGC 5427. Através da transformada de Fourier bidimensional foi determinado um angulo de inclinação de 34° ± 2° e um angulo de posição de 58° + 2°. Esta galáxia apresenta um sistema de bravos espirais interno ou circum-nuclear que estende-se ate ti 1, 2 kpc e um outro externo ou grand design, que estende-se ate a borda do disco. As espirais externa e interna apresentam um modo rn = 2 predominante. A espiral externa sofre uma forte modulação da componente m = 1 na sua periferia provavelmente devido a interação com NGC 5426. Foi demonstrado que os padrões internos e externos estao desacoplados nesta galáxia. O padrão grand design tem uma velocidade angular de 18.5 ± 3, 7 km s-1 kpc-1 e um raio de corro tacão de 7, 3 ± 0, 9 kpc, enquanto que o padrão circum-nuclear tern uma velocidade angular de 88, 6 + 5, 5 km s-1 kpc-1 e um raio de cor-rotação de 1, 05 ± 0, 15 kpc. Em uma aproximação linear para os aglomerados localizados no braço Leste da espiral circum-nuclear foi calculado uma media do tempo do gatilho de formação estelar de 11, 9 Myr com um desvio padrão de 4, 2 Myr. A partir da forma da espiral e de uma distribuição de massa na equação de dispersão da onda de densidade, pudemos estabelecer um critério independente para o calculo do raio de corrotação. / Using images from the database of the Hubble Space Telescope, the New Technology Telescope and the 0.9 m telescope of the Cerro Tololo Inter-American Observatory, we studied the dynamics and morphology of the galaxy NGC 5427. Through the bidimensional Fourier transforrri an inclination angle of 34° ± 2° and a position angle of 58° ± 2° has been determined. This galaxy presents an internal or circum-nuclear spiral arm system which extends to 1.2 kpc, and another external or grand design which extends to the end of the disc. Both spirals show a predominant mode m = 2. The external spiral suffers a strong modulation of the m = 1 component in its outskirts due to interaction with NGC 5426. It has been shown that external and internal patterns are uncoupled in this galaxy. The grand design pattern has an angular speed of 18.6 1 3.7 km s-1 kpc-1 and a corotation radius of 7.3 ± 0.9 kpc, while the circum-nuclear patterns has an angular speed of 88.6 ± 5.5 km s-1 kpc-1 and a corotation radius of 1.05 ± 0.15 kpc. Through a linear approximation for the clusters located at the eastern arm of the circum-nuclear spiral we have computed a median of trigger star formation time of 11.9 Myr with a standard deviation of 4.2 Myr. From the spiral form and the mass distribution in the wave density dispersion equation, we were able to stablish an independent criteria to calculate the corotation radius.

Usando imagens do arquivo do Hubble Space Telescope, do New Technology Tele-scope e do telescópio de 0,9 m do Cerro Tololo Inter-American Observatory, foi feito um estudo morfológico e dinâmico da galáxia NGC 5427. Através da transformada de Fourier bidimensional foi determinado um angulo de inclinação de 34° ± 2° e um angulo de posição de 58° + 2°. Esta galáxia apresenta um sistema de bravos espirais interno ou circum-nuclear que estende-se ate ti 1, 2 kpc e um outro externo ou grand design, que estende-se ate a borda do disco. As espirais externa e interna apresentam um modo rn = 2 predominante. A espiral externa sofre uma forte modulação da componente m = 1 na sua periferia provavelmente devido a interação com NGC 5426. Foi demonstrado que os padrões internos e externos estao desacoplados nesta galáxia. O padrão grand design tem uma velocidade angular de 18.5 ± 3, 7 km s-1 kpc-1 e um raio de corro tacão de 7, 3 ± 0, 9 kpc, enquanto que o padrão circum-nuclear tern uma velocidade angular de 88, 6 + 5, 5 km s-1 kpc-1 e um raio de cor-rotação de 1, 05 ± 0, 15 kpc. Em uma aproximação linear para os aglomerados localizados no braço Leste da espiral circum-nuclear foi calculado uma media do tempo do gatilho de formação estelar de 11, 9 Myr com um desvio padrão de 4, 2 Myr. A partir da forma da espiral e de uma distribuição de massa na equação de dispersão da onda de densidade, pudemos estabelecer um critério independente para o calculo do raio de corrotação. / Using images from the database of the Hubble Space Telescope, the New Technology Telescope and the 0.9 m telescope of the Cerro Tololo Inter-American Observatory, we studied the dynamics and morphology of the galaxy NGC 5427. Through the bidimensional Fourier transforrri an inclination angle of 34° ± 2° and a position angle of 58° ± 2° has been determined. This galaxy presents an internal or circum-nuclear spiral arm system which extends to 1.2 kpc, and another external or grand design which extends to the end of the disc. Both spirals show a predominant mode m = 2. The external spiral suffers a strong modulation of the m = 1 component in its outskirts due to interaction with NGC 5426. It has been shown that external and internal patterns are uncoupled in this galaxy. The grand design pattern has an angular speed of 18.6 1 3.7 km s-1 kpc-1 and a corotation radius of 7.3 ± 0.9 kpc, while the circum-nuclear patterns has an angular speed of 88.6 ± 5.5 km s-1 kpc-1 and a corotation radius of 1.05 ± 0.15 kpc. Through a linear approximation for the clusters located at the eastern arm of the circum-nuclear spiral we have computed a median of trigger star formation time of 11.9 Myr with a standard deviation of 4.2 Myr. From the spiral form and the mass distribution in the wave density dispersion equation, we were able to stablish an independent criteria to calculate the corotation radius.

Usando imagens do arquivo do Hubble Space Telescope, do New Technology Tele-scope e do telescópio de 0,9 m do Cerro Tololo Inter-American Observatory, foi feito um estudo morfológico e dinâmico da galáxia NGC 5427. Através da transformada de Fourier bidimensional foi determinado um angulo de inclinação de 34° ± 2° e um angulo de posição de 58° + 2°. Esta galáxia apresenta um sistema de bravos espirais interno ou circum-nuclear que estende-se ate ti 1, 2 kpc e um outro externo ou grand design, que estende-se ate a borda do disco. As espirais externa e interna apresentam um modo rn = 2 predominante. A espiral externa sofre uma forte modulação da componente m = 1 na sua periferia provavelmente devido a interação com NGC 5426. Foi demonstrado que os padrões internos e externos estao desacoplados nesta galáxia. O padrão grand design tem uma velocidade angular de 18.5 ± 3, 7 km s-1 kpc-1 e um raio de corro tacão de 7, 3 ± 0, 9 kpc, enquanto que o padrão circum-nuclear tern uma velocidade angular de 88, 6 + 5, 5 km s-1 kpc-1 e um raio de cor-rotação de 1, 05 ± 0, 15 kpc. Em uma aproximação linear para os aglomerados localizados no braço Leste da espiral circum-nuclear foi calculado uma media do tempo do gatilho de formação estelar de 11, 9 Myr com um desvio padrão de 4, 2 Myr. A partir da forma da espiral e de uma distribuição de massa na equação de dispersão da onda de densidade, pudemos estabelecer um critério independente para o calculo do raio de corrotação. / Using images from the database of the Hubble Space Telescope, the New Technology Telescope and the 0.9 m telescope of the Cerro Tololo Inter-American Observatory, we studied the dynamics and morphology of the galaxy NGC 5427. Through the bidimensional Fourier transforrri an inclination angle of 34° ± 2° and a position angle of 58° ± 2° has been determined. This galaxy presents an internal or circum-nuclear spiral arm system which extends to 1.2 kpc, and another external or grand design which extends to the end of the disc. Both spirals show a predominant mode m = 2. The external spiral suffers a strong modulation of the m = 1 component in its outskirts due to interaction with NGC 5426. It has been shown that external and internal patterns are uncoupled in this galaxy. The grand design pattern has an angular speed of 18.6 1 3.7 km s-1 kpc-1 and a corotation radius of 7.3 ± 0.9 kpc, while the circum-nuclear patterns has an angular speed of 88.6 ± 5.5 km s-1 kpc-1 and a corotation radius of 1.05 ± 0.15 kpc. Through a linear approximation for the clusters located at the eastern arm of the circum-nuclear spiral we have computed a median of trigger star formation time of 11.9 Myr with a standard deviation of 4.2 Myr. From the spiral form and the mass distribution in the wave density dispersion equation, we were able to stablish an independent criteria to calculate the corotation radius.

Neste trabalho analisamos imagens nas cores g (ou r) e i de 18 gal axias grand design, obtidas com telescópios no Monte Palomar, USA e nas ilhas Canárias, Espanha. As bandas espectrais das imagens das galáxias foram escolhidas porque na banda i se destaca o padrão espiral ou perturbação original do disco, enquanto que a banda g está dominada pela emissão dos aglomerados ionizantes e as estrelas jovens, formados pela ação do padrão perturbador. Caracterizamos as estruturas espirais através de m etodos objetivos com fundamentação matemática. O primeiro é o de transformada de Fourier bi-dimensional com uma base de espirais logarítmicas, o segundo o método de simetrização de Elmegreen, Elmegreen e Montenegro (1992) (doravante EEM92) e finalmente a transformada de Fourier unidimensional de perfis azimutais dos braços espirais. A posição da ressonância de corrotação e determinada, entre outras propriedades. Optamos preferencialmente por galáxias vistas de frente (face-on) ou com pequeno ângulo de inclinação em relação ao plano do céu para minimizar o efeito da deprojeção e porque a metodologia não contempla o uso de dados cinemáticos. Além da posição da ressonância de corrotação, as transformadas de Fourier bi-dimensionais e o método de simetrização EEM92 fornecem outras informações, tais como a presençaa de diversos padrões, a extensão e importância relativa dos mesmos, etc. Por serem as galáxias da amostra vistas de frente, praticamente não existem curvas de rotação para as mesmas. Esta e uma tarefa de extrema dificuldade, que deveria ser atacada para aquelas galáxias que apresentam alguma possibilidade de serem estudadas cinematicamente. Devido ao grande número de guras necessárias a análise de cada galáxia, apresentamos as figuras impressas somente para cinco casos que consideramos paradigmáticos. As outras treze galáxias são apresentadas como apêndice no CD em anexo. / In this work we analyze g and i images of 18 grand design galaxies, obtained with telescopes in Monte Palomar, at the USA and at the Canary islands, Spain. These photometric bands were chosed because the i band dettachs the spiral pattern density wave or original disk perturbation, while the g band is dominated by the emission of the ionizing clusters and young stars, formed by the action of this perturbation on the molecular clouds. We characterized the spiral structures through objective mathematical methods. The rst one is that of bi-dimensional Fourier transform with a base of logarithmic spirals, the second one is the method of simetrization of Elmegreen, Elmegreen and Montenegro (1992, from now on EEM92) and nally, the third one is that of one-dimensional Fourier transform of the spiral arms azimuthal pro les. We preferentially treated face-on galaxies or galaxies with small inclination angle in relation to the plan of the sky to minimize the e ect of deprojection and because the methodology does not use kinematic data. Besides the position of the corrotation resonance, we can discriminate the presence of several spiral patterns, when present, the intensity, extension and relative importance of these patterns. There are no rotation curves for the galaxies of the sample. It would be be an important contribution to determine rotation curves for the galaxies that present some inclination. Due to the large number of illustrations for each galaxy, we illustrate ve paradigmatic cases, and the other thirteen galaxies are shown as appendices in an attached CD.

Neste trabalho analisamos imagens nas cores g (ou r) e i de 18 gal axias grand design, obtidas com telescópios no Monte Palomar, USA e nas ilhas Canárias, Espanha. As bandas espectrais das imagens das galáxias foram escolhidas porque na banda i se destaca o padrão espiral ou perturbação original do disco, enquanto que a banda g está dominada pela emissão dos aglomerados ionizantes e as estrelas jovens, formados pela ação do padrão perturbador. Caracterizamos as estruturas espirais através de m etodos objetivos com fundamentação matemática. O primeiro é o de transformada de Fourier bi-dimensional com uma base de espirais logarítmicas, o segundo o método de simetrização de Elmegreen, Elmegreen e Montenegro (1992) (doravante EEM92) e finalmente a transformada de Fourier unidimensional de perfis azimutais dos braços espirais. A posição da ressonância de corrotação e determinada, entre outras propriedades. Optamos preferencialmente por galáxias vistas de frente (face-on) ou com pequeno ângulo de inclinação em relação ao plano do céu para minimizar o efeito da deprojeção e porque a metodologia não contempla o uso de dados cinemáticos. Além da posição da ressonância de corrotação, as transformadas de Fourier bi-dimensionais e o método de simetrização EEM92 fornecem outras informações, tais como a presençaa de diversos padrões, a extensão e importância relativa dos mesmos, etc. Por serem as galáxias da amostra vistas de frente, praticamente não existem curvas de rotação para as mesmas. Esta e uma tarefa de extrema dificuldade, que deveria ser atacada para aquelas galáxias que apresentam alguma possibilidade de serem estudadas cinematicamente. Devido ao grande número de guras necessárias a análise de cada galáxia, apresentamos as figuras impressas somente para cinco casos que consideramos paradigmáticos. As outras treze galáxias são apresentadas como apêndice no CD em anexo. / In this work we analyze g and i images of 18 grand design galaxies, obtained with telescopes in Monte Palomar, at the USA and at the Canary islands, Spain. These photometric bands were chosed because the i band dettachs the spiral pattern density wave or original disk perturbation, while the g band is dominated by the emission of the ionizing clusters and young stars, formed by the action of this perturbation on the molecular clouds. We characterized the spiral structures through objective mathematical methods. The rst one is that of bi-dimensional Fourier transform with a base of logarithmic spirals, the second one is the method of simetrization of Elmegreen, Elmegreen and Montenegro (1992, from now on EEM92) and nally, the third one is that of one-dimensional Fourier transform of the spiral arms azimuthal pro les. We preferentially treated face-on galaxies or galaxies with small inclination angle in relation to the plan of the sky to minimize the e ect of deprojection and because the methodology does not use kinematic data. Besides the position of the corrotation resonance, we can discriminate the presence of several spiral patterns, when present, the intensity, extension and relative importance of these patterns. There are no rotation curves for the galaxies of the sample. It would be be an important contribution to determine rotation curves for the galaxies that present some inclination. Due to the large number of illustrations for each galaxy, we illustrate ve paradigmatic cases, and the other thirteen galaxies are shown as appendices in an attached CD.

Neste trabalho analisamos imagens nas cores g (ou r) e i de 18 gal axias grand design, obtidas com telescópios no Monte Palomar, USA e nas ilhas Canárias, Espanha. As bandas espectrais das imagens das galáxias foram escolhidas porque na banda i se destaca o padrão espiral ou perturbação original do disco, enquanto que a banda g está dominada pela emissão dos aglomerados ionizantes e as estrelas jovens, formados pela ação do padrão perturbador. Caracterizamos as estruturas espirais através de m etodos objetivos com fundamentação matemática. O primeiro é o de transformada de Fourier bi-dimensional com uma base de espirais logarítmicas, o segundo o método de simetrização de Elmegreen, Elmegreen e Montenegro (1992) (doravante EEM92) e finalmente a transformada de Fourier unidimensional de perfis azimutais dos braços espirais. A posição da ressonância de corrotação e determinada, entre outras propriedades. Optamos preferencialmente por galáxias vistas de frente (face-on) ou com pequeno ângulo de inclinação em relação ao plano do céu para minimizar o efeito da deprojeção e porque a metodologia não contempla o uso de dados cinemáticos. Além da posição da ressonância de corrotação, as transformadas de Fourier bi-dimensionais e o método de simetrização EEM92 fornecem outras informações, tais como a presençaa de diversos padrões, a extensão e importância relativa dos mesmos, etc. Por serem as galáxias da amostra vistas de frente, praticamente não existem curvas de rotação para as mesmas. Esta e uma tarefa de extrema dificuldade, que deveria ser atacada para aquelas galáxias que apresentam alguma possibilidade de serem estudadas cinematicamente. Devido ao grande número de guras necessárias a análise de cada galáxia, apresentamos as figuras impressas somente para cinco casos que consideramos paradigmáticos. As outras treze galáxias são apresentadas como apêndice no CD em anexo. / In this work we analyze g and i images of 18 grand design galaxies, obtained with telescopes in Monte Palomar, at the USA and at the Canary islands, Spain. These photometric bands were chosed because the i band dettachs the spiral pattern density wave or original disk perturbation, while the g band is dominated by the emission of the ionizing clusters and young stars, formed by the action of this perturbation on the molecular clouds. We characterized the spiral structures through objective mathematical methods. The rst one is that of bi-dimensional Fourier transform with a base of logarithmic spirals, the second one is the method of simetrization of Elmegreen, Elmegreen and Montenegro (1992, from now on EEM92) and nally, the third one is that of one-dimensional Fourier transform of the spiral arms azimuthal pro les. We preferentially treated face-on galaxies or galaxies with small inclination angle in relation to the plan of the sky to minimize the e ect of deprojection and because the methodology does not use kinematic data. Besides the position of the corrotation resonance, we can discriminate the presence of several spiral patterns, when present, the intensity, extension and relative importance of these patterns. There are no rotation curves for the galaxies of the sample. It would be be an important contribution to determine rotation curves for the galaxies that present some inclination. Due to the large number of illustrations for each galaxy, we illustrate ve paradigmatic cases, and the other thirteen galaxies are shown as appendices in an attached CD.

[pt] Nós começamos essa dissertação com um panorama geral e introdutório dos tópicos de Sensibilidade a Ruído e Percolação . Como essas áreas podem ser desconhecidas por muitos estudantes de pós-graduação, nós apresentamos o material de uma maneira acessível, com o intuito de divulgar importantes técnicas e resultados dessas áreas. Nós também vamos introduzir o modelo para Percolação de Voronoi e apresentar resultados sobre probabilidades de cruzamentos neste modelo. Nos últimos dois capulos nós iremos considerar Sensibilidade a Ruído para Percolação do tipo quenched. Em particular, no penúltimo capítulo nós vamos apresentar resultados do artigo Quenched Voronoi Percolation de Daniel Ahlberg, Simon Griffiths, Robert Morris e Vincent Tassion, e no último capítulo provaremos um teorema que melhora uma das cotas deste artigo. / [en] We begin this dissertation by giving an introductory overview of the topics of Noise Sensitivity and Percolation. As these areas may be unfamiliar to many graduate students, we present the material in an accessible way, with the objective of publicising important techniques and results in these areas.We shall also introduce the model of Voronoi Percolation and present results of Vincent Tassion on crossing probabilities in this model. In the last two chapters we consider Noise Sensitivity of Quenched Voronoi Percolation. In particular, in the penultimate chapter we present the results of the paper Quenched Voronoi Percolation by Daniel Ahlberg, Simon Griffiths, Robert Morris and Vincent Tassion, and in the final chapter we prove a theorem which improves one of the bounds of that paper.

[pt] Nesta tese estudamos o potencial que terão a próxima geração de detectores de neutrinos (JUNO, Hyper-Kamiokande e DUNE) para a detecção dos efeitos da matéria da Terra através da identificação das modulações no espectro de energia dos neutrinos de supernovas de colapso de núcleo em nossa galáxia, assumindo a possibilidade do decaimiento invisível de v2 após os neutrinos terem deixado a estrela, caminho da Terra. Simulações recentes do colapso gravitacional (e subsequente explosão) de estrelas com massa maior do que ~ 8Mo mostram que durante a fase de esfriamento as energias médias (Eve) e (Evx) tornam-se muito semelhantes e os fluxos tendem a se igualar, tornando difícil observar os efeitos da matéria da Terra usando um único detector. Neste trabalho mostramos que a inclusão do decaimiento dos neutrinos também cria a possibilidade de observar os efeitos em consideração no canal de detecção de neutrinos se o ordenamento de massa for normal e no canal anti-neutrino se o ordenamento for invertido, o que não é esperado na ausência de decaimento. Em particular, se a taxa de decaimento for maior do que ~ 70%, descobrimos que o decaimento invisível de v2 pode aumentar as possibilidades de observação dos efeitos da matéria da Terra, mesmo para supernovas a uma distância de 10 kpc de nós. / [en] In this thesis we studied the potential that the next-generation neutrino detectors (JUNO, Hyper-Kamiokande and DUNE) will have to the detection of the Earth matter effects through the identification of the modulations in the energy spectrum of neutrinos from core-collapse supernovae in our galaxy, assuming the possibility of the invisible decay of v2 after the neutrinos have left the star, on their way to Earth. Recent simulations of gravitational collapse (and subsequent explosion) of stars more massive than ~ 8Mo show that during the cooling phase the average energies (EVe) and (Evx) become very similar and the fluxes tend to equalize, making it difficult to observe the Earth matter effects using a single detector. In this work we show that the inclusion of neutrino decay creates also the possibility of observing the effects under consideration in the neutrino detection channel if the mass ordering is normal and in the anti-neutrino channel if the ordering is inverted, which is not expected in the absence of neutrino decay. In particular, if the decay rate is more than ~ 70%, we find that the invisible neutrino decay of v2 can enhance the observation possibilities of Earth matter effects even for supernovae at a distance of 10 kpc from us.