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A relação entre cancelamento de fluxo magnético e fulgurações solaresLivi, Silvia Helena Becker January 1994 (has links)
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.
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A relação entre cancelamento de fluxo magnético e fulgurações solaresLivi, Silvia Helena Becker January 1994 (has links)
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.
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A relação entre cancelamento de fluxo magnético e fulgurações solaresLivi, Silvia Helena Becker January 1994 (has links)
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.
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Evolução de estrelas com acréscimo de massaLivi, Silvia Helena Becker January 1975 (has links)
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.
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Evolução de estrelas com acréscimo de massaLivi, Silvia Helena Becker January 1975 (has links)
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.
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Evolução de estrelas com acréscimo de massaLivi, Silvia Helena Becker January 1975 (has links)
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.
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Radiação síncrotron coerente em aceleradores de laboratório e sua aplicação na interpretação do duplo espectro em explosões solaresCruz, Wellington Luiz da 20 February 2016 (has links)
Submitted by Rosa Assis (rosa_assis@yahoo.com.br) on 2017-03-24T18:15:07Z
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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.
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Processo educacional no ensino de Ci?ncias e Biologia na perspectiva da AstrobiologiaAthayde, Saladina Amoedo 27 August 2015 (has links)
Submitted by Ricardo Cedraz Duque Moliterno (ricardo.moliterno@uefs.br) on 2015-10-21T23:19:34Z
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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.
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Aprimoramento das técnicas observacionais e de calibração do telescópio solar para ondas submilimétricas (SST)Silva, Jorge Fernando Valle 20 September 2016 (has links)
Submitted by Rosa Assis (rosa_assis@yahoo.com.br) on 2017-03-24T18:37:23Z
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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.
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Contribuição de pósitrons e elétrons secundários para o espectro em rádio de explosões solaresSerra, Jordi Tuneu 27 January 2017 (has links)
Submitted by Rosa Assis (rosa_assis@yahoo.com.br) on 2017-03-24T16:09:25Z
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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.
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