As fulgurações têm sido estudadas há muito tempo e continuam intrigando os cientistas solares. Nosso trabalho trata da relação entre fulgurações e cancelamento de fluxo. O cancelamento é um fenômeno observacional descoberto usando séries de magnetogramas na linha de visada, que consiste na aproximação e posterior desaparecimento de fluxo magnético nas zonas em que polaridades magnéticas opostas estão em aparente contato e mantém um alto gradiente de campo magnético. / Flares have been studied for a long time and continue to puzzle solar scientists. Our work is on the relationship between flares and flux cancellation. Flux cancellation is an observational phenomena discovered using series os magnetograms of the line-of-sight component. It consists of the encounter and further disappearance of magnetic flux where opposite magnetic polarities are in apparent contact with each other and maintain a high gradient of magnetic field.

As fulgurações têm sido estudadas há muito tempo e continuam intrigando os cientistas solares. Nosso trabalho trata da relação entre fulgurações e cancelamento de fluxo. O cancelamento é um fenômeno observacional descoberto usando séries de magnetogramas na linha de visada, que consiste na aproximação e posterior desaparecimento de fluxo magnético nas zonas em que polaridades magnéticas opostas estão em aparente contato e mantém um alto gradiente de campo magnético. / Flares have been studied for a long time and continue to puzzle solar scientists. Our work is on the relationship between flares and flux cancellation. Flux cancellation is an observational phenomena discovered using series os magnetograms of the line-of-sight component. It consists of the encounter and further disappearance of magnetic flux where opposite magnetic polarities are in apparent contact with each other and maintain a high gradient of magnetic field.

As fulgurações têm sido estudadas há muito tempo e continuam intrigando os cientistas solares. Nosso trabalho trata da relação entre fulgurações e cancelamento de fluxo. O cancelamento é um fenômeno observacional descoberto usando séries de magnetogramas na linha de visada, que consiste na aproximação e posterior desaparecimento de fluxo magnético nas zonas em que polaridades magnéticas opostas estão em aparente contato e mantém um alto gradiente de campo magnético. / Flares have been studied for a long time and continue to puzzle solar scientists. Our work is on the relationship between flares and flux cancellation. Flux cancellation is an observational phenomena discovered using series os magnetograms of the line-of-sight component. It consists of the encounter and further disappearance of magnetic flux where opposite magnetic polarities are in apparent contact with each other and maintain a high gradient of magnetic field.

Simulamos a evolução de uma estrela com acréscimo de massa aumentando a massa de seu envelope e transferindo-a posteriormente para o interior. O modelo inicial tinha 1 Mo e ao fim de 55 modelos foi atingido 1,2 M0 com uma razão de acréscimo constante de 10 -8 M0/ano. Esse é o acréscimo típico da estrela que recebe massa em um sistema binário próximo. São discutidas possíveis implicações de soluções múltiplas na evolução de estrelas com acréscimo de massa. O modelo ao qual foi acrescentada massa foi obtido simulando a evolução de uma estrela de 1 M0 a partir de um modelo homogêneo tendo sido feitos 255 modelos até a idade de 5,0 x 109 anos. Em ambos os casos foi usado um método implícito que resolve simultaneamente todas as equações de evolução estelar. O modelo homogêneo inicial foi calculado pelo método de Runge-Kutta com X = 0,73, z = 0,02, sem considerar o He³ e o C¹² em equilíbrio. / The evolution of a star with mass increase is simulated by increasing the mass of its envelope which is later transferred to its interior. The initial model has 1 M0 and after 55 models constructed with a constant accretion rate of 10-8 M0/year we obtained a star of 1.2 M0. This is a typical rate of increase for a star that receives mass in a close binary system. Possible implications of multiple solutions on the evolution of stars with mass increase are discussed. The model to which mass was added was obtained starting from an homogeneous star and making 214 models up to the age of 5 x 109 years. In both cases an implicit method was used which solves simultaneously all the equations of stellar evolution. The initial homogeneous model was calculated by Runge-Kutta's method with X= 0.73, z = 0.02, without considering He³ and C¹² in equilibrium.

Simulamos a evolução de uma estrela com acréscimo de massa aumentando a massa de seu envelope e transferindo-a posteriormente para o interior. O modelo inicial tinha 1 Mo e ao fim de 55 modelos foi atingido 1,2 M0 com uma razão de acréscimo constante de 10 -8 M0/ano. Esse é o acréscimo típico da estrela que recebe massa em um sistema binário próximo. São discutidas possíveis implicações de soluções múltiplas na evolução de estrelas com acréscimo de massa. O modelo ao qual foi acrescentada massa foi obtido simulando a evolução de uma estrela de 1 M0 a partir de um modelo homogêneo tendo sido feitos 255 modelos até a idade de 5,0 x 109 anos. Em ambos os casos foi usado um método implícito que resolve simultaneamente todas as equações de evolução estelar. O modelo homogêneo inicial foi calculado pelo método de Runge-Kutta com X = 0,73, z = 0,02, sem considerar o He³ e o C¹² em equilíbrio. / The evolution of a star with mass increase is simulated by increasing the mass of its envelope which is later transferred to its interior. The initial model has 1 M0 and after 55 models constructed with a constant accretion rate of 10-8 M0/year we obtained a star of 1.2 M0. This is a typical rate of increase for a star that receives mass in a close binary system. Possible implications of multiple solutions on the evolution of stars with mass increase are discussed. The model to which mass was added was obtained starting from an homogeneous star and making 214 models up to the age of 5 x 109 years. In both cases an implicit method was used which solves simultaneously all the equations of stellar evolution. The initial homogeneous model was calculated by Runge-Kutta's method with X= 0.73, z = 0.02, without considering He³ and C¹² in equilibrium.

Simulamos a evolução de uma estrela com acréscimo de massa aumentando a massa de seu envelope e transferindo-a posteriormente para o interior. O modelo inicial tinha 1 Mo e ao fim de 55 modelos foi atingido 1,2 M0 com uma razão de acréscimo constante de 10 -8 M0/ano. Esse é o acréscimo típico da estrela que recebe massa em um sistema binário próximo. São discutidas possíveis implicações de soluções múltiplas na evolução de estrelas com acréscimo de massa. O modelo ao qual foi acrescentada massa foi obtido simulando a evolução de uma estrela de 1 M0 a partir de um modelo homogêneo tendo sido feitos 255 modelos até a idade de 5,0 x 109 anos. Em ambos os casos foi usado um método implícito que resolve simultaneamente todas as equações de evolução estelar. O modelo homogêneo inicial foi calculado pelo método de Runge-Kutta com X = 0,73, z = 0,02, sem considerar o He³ e o C¹² em equilíbrio. / The evolution of a star with mass increase is simulated by increasing the mass of its envelope which is later transferred to its interior. The initial model has 1 M0 and after 55 models constructed with a constant accretion rate of 10-8 M0/year we obtained a star of 1.2 M0. This is a typical rate of increase for a star that receives mass in a close binary system. Possible implications of multiple solutions on the evolution of stars with mass increase are discussed. The model to which mass was added was obtained starting from an homogeneous star and making 214 models up to the age of 5 x 109 years. In both cases an implicit method was used which solves simultaneously all the equations of stellar evolution. The initial homogeneous model was calculated by Runge-Kutta's method with X= 0.73, z = 0.02, without considering He³ and C¹² in equilibrium.

Submitted by Rosa Assis (rosa_assis@yahoo.com.br) on 2017-03-24T18:15:07Z No. of bitstreams: 2 Wellington Luiz da Cruz.pdf: 6031617 bytes, checksum: 7a15565e2d3fcf871e0c5c9b319f81f9 (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) / Approved for entry into archive by Paola Damato (repositorio@mackenzie.br) on 2017-04-03T13:21:37Z (GMT) No. of bitstreams: 2 Wellington Luiz da Cruz.pdf: 6031617 bytes, checksum: 7a15565e2d3fcf871e0c5c9b319f81f9 (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) / Made available in DSpace on 2017-04-03T13:21:37Z (GMT). No. of bitstreams: 2 Wellington Luiz da Cruz.pdf: 6031617 bytes, checksum: 7a15565e2d3fcf871e0c5c9b319f81f9 (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) Previous issue date: 2016-02-20 / Recent observations of solar flares at high-frequencies have provided evidence of a new spectral component with fluxes increasing with frequency in the sub-THz to THz range. This new component occurs simultaneously but is separated from the well-known microwave spectral component that maximizes at frequencies of a few to tens of GHz. The aim of this work is to study in detail a mechanism recently suggested to describe the double spectrum observed in solar flares based on the physical process known as microbunching instability, which occurs with high-energy electron beams in laboratory accelerators. Such a process is responsible for the production of synchrotron radiation with a double spectrum similar to that observed in solar flares, showing a broadband coherent synchrotron radiation component (CSR) and a distinct incoherent synchrotron radiation component (ISR) with maximum at higher frequencies. / Observações recentes de explosões solares em altas freqüências têm fornecido evidências de um nova componente espectral com fluxos crescentes com a freqüência na faixa de sub-THz a THz. Essa nova componente ocorre simultaneamente mas é separada da bem conhecida componente espectral em microondas que maximiza em freqüências da ordem de dezenas de GHz. O objetivo deste trabalho é estudar em detalhe um mecanismo recentemente proposto para descrever o duplo-espectro observado em explosões solares, baseado no processo físico conhecido como microbunching instability que ocorre com feixes de elétrons de alta-energia em aceleradores de laboratório. Esse processo é responsável pela produção de radiação síncrotron com duplo-espectro semelhante ao observado em explosões solares, exibindo uma componente coerente de banda larga (Coherent Synchrotron Radiation - CSR) e uma componente incoerente distinta (Incoherent Synchrotron Radiation - ISR) com máximo em freqüências maiores.

Submitted by Ricardo Cedraz Duque Moliterno (ricardo.moliterno@uefs.br) on 2015-10-21T23:19:34Z No. of bitstreams: 1 Saladina Amoedo Athayde - Disserta??o de Mestrado.pdf: 1649534 bytes, checksum: bd2a63d306451ca97d675a7b1decb6ab (MD5) / Made available in DSpace on 2015-10-21T23:19:34Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Saladina Amoedo Athayde - Disserta??o de Mestrado.pdf: 1649534 bytes, checksum: bd2a63d306451ca97d675a7b1decb6ab (MD5) Previous issue date: 2015-08-27 / This paper presents a proposal of educational process, developed through applied research in order to seek the improvement about teaching Science and Biology in Basic School implementing current themes and concepts, interrelated to cross-cutting issues, going back to the origin of life, living beings, their interaction with the physical environment and the prospects for life elsewhere other than Earth. The project had as target students from elementary and high school from two public schools in the district of Feira de Santana-BA. It is justified by the low rates of our schools PISA (Programme for International Student Assessment) and IDEB (Education Development Index Basic) evaluations. The Vigotsky Knowledge Theory and Ausubel Learning Theory were used to guiding the educational process and pedagogical actions. Questionnaires were used as a data collection tool and the structured work by the construction and application of four activities, developed from the perspective of life on Mars. The choice of this planet is because of its importance for the study and teaching of astronomy through discoveries made since the first civilizations in search of understanding about planetary evolution and pre and post biotic ecosystems. Data analysis showed satisfactory results, it was possible to detect an improvement in the recognition of current concepts as a source of technological knowledge and as a result it expected to occur changes on educational indicators. Due to dissemination among teacher were demand applications in schools out of the winning ones, allowing viewing this proposal as reference in the quest for improving the teaching of Science and Biology. / Este trabalho apresenta uma proposta de processo educacional, elaborado por meio de pesquisa aplicada, no intuito de buscar a melhoria do ensino de Ci?ncias e Biologia da Escola B?sica implementando temas e conceitos atuais, interrelacionados a temas transversais, remontando a origem da vida, seres vivos, sua intera??o com o ambiente f?sico e as perspectivas de vida em outros lugares al?m da Terra. O projeto teve como p?blico alvo estudantes do Ensino Fundamental e M?dio de duas escolas p?blicas do munic?pio de Feira de Santana-BA. Est? justificado pelos baixos ?ndices das nossas escolas nas avalia??es do PISA (Programa Internacional de Avalia??o de Estudantes) e do IDEB (?ndice de Desenvolvimento da Educa??o B?sica). O Processo Educacional utilizado est? fundamentado na teoria do conhecimento Vigotsky e da aprendizagem de Ausubel, as quais nortearam as a??es pedag?gicas. Foram usados question?rios como ferramenta de coleta de dados e o trabalho estruturado pela constru??o e aplica??o de quatro atividades, desenvolvidas a partir da perspectiva de vida em Marte. A escolha deste planeta se deve ao fato da import?ncia dele para o estudo e ensino da Astronomia, mediante descobertas realizadas desde as primeiras civiliza??es em busca do entendimento sobre evolu??o planet?ria e ecossistemas pr? e p?s bi?ticos. A an?lise dos dados mostrou resultados satisfat?rios, foi poss?vel detectar uma melhora no reconhecimento dos conceitos atuais como fonte de conhecimento tecnol?gico e em decorr?ncia disto esperar que ocorra mudan?a dos ?ndices educacionais. Devido a divulga??o entre os professores, foram geradas demandas de aplica??o em escolas n?o contempladas, permitindo visionar esta proposta como refer?ncia na busca pela melhoria do ensino de Ci?ncias e Biologia.

Submitted by Rosa Assis (rosa_assis@yahoo.com.br) on 2017-03-24T18:37:23Z No. of bitstreams: 2 Jorge Fernando Valle Silva.pdf: 6844584 bytes, checksum: 066b14db8ac138c39d6bbf8051317fba (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) / Approved for entry into archive by Paola Damato (repositorio@mackenzie.br) on 2017-04-03T13:19:18Z (GMT) No. of bitstreams: 2 Jorge Fernando Valle Silva.pdf: 6844584 bytes, checksum: 066b14db8ac138c39d6bbf8051317fba (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) / Made available in DSpace on 2017-04-03T13:19:18Z (GMT). No. of bitstreams: 2 Jorge Fernando Valle Silva.pdf: 6844584 bytes, checksum: 066b14db8ac138c39d6bbf8051317fba (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) Previous issue date: 2016-09-20 / Fundação de Amparo a Pesquisa do Estado de São Paulo / Improvements in the calibration of the Solar Sub millimeter-waves Telescope (SST) have been devised and developed to increase the probability of detection in hard pointing settings and adverse weather conditions. Fixed the restrictions on the size of the beams, 𝐻𝑃𝐵𝑊 = 4.1′ ± 0.1′ in 212 GHz and 5.5′ × 2.9′ ± 0.1′ in 405 GHz and uncertainties in the quiet sun brightness temperature (≈ 300K) it was possible to recover the flux density and the location of a source resulting from a type M solar flare. Using models of atmospheric solar response to flares, along with a code that calculates emission in the millimeter and sub-millimeter bands we could set the upper limit size of the emission region in 30”. Another method devised to evaluate the existence of limb brightening was applied in azimuth scans to set the limb brightening level in 1.2 ± 0.05 of the mean central brightness temperature for both frequencies. Finally, the measurement of opacities in CASLEO shows that the ratio < 𝜏405/𝜏212 > has an upper limit of 5, 51 ± 0.28 Np, it is still a low value considering the pwv, altitude above sea level, and the geographical latitude of the place. / Aprimoramentos na calibração do Telescópio Solar para Ondas Submilimétricas (SST) foram formulados e desenvolvidos para aumentar a probabilidade de detecção em configurações de apontamento difíceis e condições atmosféricas adversas. Estabelecidas as restrições no tamanho dos feixes, 𝐻𝑃𝐵𝑊 = 4, 1′ ± 0, 1′ em 212 GHz e 5, 5′ × 2, 9′ ± 0, 1′, em 405 GHz junto as incertezas na temperatura de brilho de Sol calmo (≈ 300 K) foi possível aplicar os procedimentos aprimorados de calibração para recuperar a densidade de fluxo e a localização de uma fonte emissora em 212 GHz que resultam de uma explosão solar tipo M. Usando modelos de perfil atmosférico de explosões solares, junto com um código que calcula a emissão nas faixas milimétrica e submilimétrica pudemos estabelecer que o tamanho limite da região emissora é de 30”. Uma outra metodologia de aprimoramento desenvolvida para avaliar a existência de abrilhantamento na borda do disco solar a partir de varreduras em azimute permitiu estabelecer o nível de abrilhantamento em 1, 2±0, 05 vezes a temperatura média central do disco para ambas as frequências. Finalmente, a medição de opacidades em CASLEO mostra que a relação < 𝜏405/𝜏212 > possui um limite superior de 5, 51 ± 0, 28 Np, considerado um valor baixo para o conteúdo de vapor de água, a altitude acima do nível de mar, e a latitude geográfica do lugar.

Submitted by Rosa Assis (rosa_assis@yahoo.com.br) on 2017-03-24T16:09:25Z No. of bitstreams: 2 Jordi Tuneu Serra.pdf: 8285701 bytes, checksum: 91f4fa856c25bf0320b9c5655994bbe2 (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) / Approved for entry into archive by Paola Damato (repositorio@mackenzie.br) on 2017-04-03T13:30:42Z (GMT) No. of bitstreams: 2 Jordi Tuneu Serra.pdf: 8285701 bytes, checksum: 91f4fa856c25bf0320b9c5655994bbe2 (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) / Made available in DSpace on 2017-04-03T13:30:42Z (GMT). No. of bitstreams: 2 Jordi Tuneu Serra.pdf: 8285701 bytes, checksum: 91f4fa856c25bf0320b9c5655994bbe2 (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) Previous issue date: 2017-01-27 / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior / Recent observations of solar flares at high-frequencies in radio and in the medium infrared have provided evidence of a new spectral component with fluxes increasing with frequency in the sub-𝑇𝐻𝑧 to 𝑇𝐻𝑧 range. This new component occurs simultaneously but is separated from the well-known microwave spectral component that has a maximum at frequencies of order of tens of 𝐺𝐻𝑧, resulting in a doublespectrum structure. Several mechanisms based on different emission processes have been proposed to interpret the new 𝑇𝐻𝑧 spectral component but its origin still remains unknown. The aim of this work is to study the mechanisms of production of secondary electrons and positrons in high-energy nuclear processes (∼ 𝐺𝑒𝑉 ) which occur in solar flares and its possible contribution to the 𝑇𝐻𝑧 spectral component via the emission of gyrosynchrotron/synchrotron radiation. We also discuss the possible contribution of low-energy secondary electrons (∼ 0.1 − 10 𝑀𝑒𝑉 ) to the microwave spectrum of intense events. Using the package FLUKA, a Monte Carlo simulator for calculations of particle transport and interactions in matter, we obtain the energy distributions for secondary electrons and positrons generated by collisions between accelerated protons or 𝛼-particles and nuclei from the ambient solar atmosphere. We consider a simple model for the ambient solar atmosphere and beams of accelerated protons or 𝛼-particles with power-law energy distribution and different angular distributions. The emission spectrum of gyrosynchrotron/synchrotron radiation is obtained by summing the contributions to the total flux density from the secondary electrons and positrons, calculated using a code based on Ramaty’s algorithm from the respective distributions of energy obtained with FLUKA. / Observações recentes de explosões solares em altas frequências de rádio e no infravermelho médio têm fornecido evidências de uma nova componente espectral com fluxos crescentes com a frequência na faixa de sub-𝑇𝐻𝑧 a 𝑇𝐻𝑧. Essa nova componente ocorre simultaneamente mas é separada da bem conhecida componente espectral em micro-ondas que exibe fluxos com máximo em frequências da ordem de dezenas de 𝐺𝐻𝑧, resultando em uma estrutura de duplo-espectro. Vários mecanismos baseados em diferentes processos de emissão têm sido propostos para interpretar a nova componente espectral 𝑇𝐻𝑧 mas sua origem continua ainda desconhecida. O objetivo deste trabalho é estudar os mecanismos de produção de elétrons e pósitrons secundários em processos nucleares de alta energia (∼ 𝐺𝑒𝑉 ) que ocorrem em explosões solares e sua possível contribuição para a componente espectral 𝑇𝐻𝑧 por meio da emissão de radiação girossincrotrônica/sincrotrônica. Também discutimos a possível contribuição de elétrons secundários de baixa energia (∼ 0.1 − 10 𝑀𝑒𝑉 ) para o espectro em micro-ondas de eventos intensos. Utilizando o pacote FLUKA, um simulador Monte Carlo para cálculos do transporte e das interações de partículas na matéria, obtemos as distribuições de energia de elétrons e pósitrons secundários gerados por colisões entre prótons ou partículas-𝛼 acelerados e núcleos da atmosfera solar ambiente. Consideramos um modelo simples para a atmosfera solar ambiente e feixes de prótons ou partículas-𝛼 acelerados com distribuição de energia do tipo lei de potência e diferentes distribuições angulares. O espectro de emissão de radiação girosincrotrônica/sincrotrônica é obtido somando-se as contribuições para a densidade de fluxo total devidas a elétrons e pósitrons secundários, calculadas utilizando-se um código baseado no algoritmo de Ramaty a partir das respectivas distribuições de energia obtidas com o FLUKA.