Este trabalho tem como objetivo o estudo da matéria nuclear em altas densidades, considerando-se as fases hadrônica e de quarks à temperatura nula, com a perspectiva de aplicar o formalismo desenvolvido no trabalho à análise das propriedades estáticas globais das estrelas de nêutrons. No trabalho, depois de apresentarmos aspectos importantes da evolução estelar e da teoria das estrelas de nêutrons, estudamos as propriedades e os modelos da matéria nuclear. No estudo da matéria nuclear para a fase hadrônica, consideramos os modelos relativísticos da teoria quântica de campos nucleares desenvolvida por J. D. Walecka, J. Zimanyi e S. A. Moszkowski, e por J. Boguta e A. R. Bodmer, também conhecidos, respectivamente, como modelos Sigma-ômega, ZM e Não-linear. Nesses modelos, a matéria nuclear é descrita a partir de uma formulação lagrangeana relativística de muitos corpos, com os campos efetivos dos bárions acoplados aos campos dos mésons, responsáveis pela interação nuclear. Nesse estudo, consideramos, inicialmente, a descrição de propriedades estáticas globais de sistemas nucleares de muitos corpos à temperatura nula, como, por exemplo, a massa efetiva do núcleon para matéria nuclear simétrica e matéria de nêutrons. O conhecimento da equação de estado da matéria de nêutrons torna possível a descrição de propriedades estáticas globais de uma estrela de nêutrons, como sua massa e seu raio, através das equações de Tolman, Oppenheimer e Volko . Os resultados obtidos neste trabalho estão em plena concordância com os resultados apresentados por outros autores. Posteriormente, incorporamos ao formalismo as equações de equilíbrio químico, a presen ça de graus de liberdade leptônicos de elétrons e múons, o octeto bariônico fundamental e a condição de neutralidade de carga. Nossa escolha para as constantes de acoplamento dos híperons está baseada na simetria SU(6) e nas regras de contagem para quarks. A consideração, no formalismo, do equilíbrio beta generalizado entre as partículas gera um sistema de onze equações acopladas que deve ser resolvido numericamente para se encontrar as diferentes populações fermiônicas. Por m, estudamos um modelo fenomenológico para a matéria nuclear com acoplamento derivativo ajustável, no qual a intensidade dos acoplamentos méson-núcleon é parametrizada por expressões matemáticas com coe cientes ajustáveis. Estudamos a in- uência desses acoplamentos na determinação das principais propriedades nucleares e nas propriedades estáticas globais das estrelas de nêutrons. Esse modelo é o que utilizamos, na parte nal do trabalho, para desenvolver nosso estudo da transição de fase entre matéria hadrônica e matéria de quarks livres, usando o critério de Gibbs. No estudo da matéria de quarks, consideramos o modelo de sacola desenvolvido no Massachusetts Institute of Technology (MIT) por A. Chodos, R. L. Ja e, K. Johnson, C. B. Thorn e V. F. Weisskopf. Como resultado principal, determinamos uma equação de estado geral para a matéria hadrônica e para a matéria de quarks e analisamos condições de equilíbrio de estrelas híbridas. Enfocamos, então, a in uência dos acoplamentos do modelo ajustável na determina ção da densidade bariônica em que ocorre a transição de fase. Analisamos, também, como a existência de um caroço de quarks na estrela repercute em suas propriedades estáticas globais (tais como raio e massa máxima) e na propriedade termodinâmica conhecida como índice adiabático. Os resultados obtidos nessa etapa do trabalho, embora inéditos, são coerentes com aqueles obtidos por outros autores. / The purpose of this work is the study of nuclear matter at high densities considering the hadronic and quark phases at zero temperature, with the perspective of applying the developed formalism to the analysis of global static properties of neutron stars. in this work, after presenting important aspects of stellar evolution and neutron star theory, we study the properties and models of nuclear matter. In the nuclear matter studies for the hadronic phase, we have considered the relativistic nuclear quantum eld theory developed by J. D. Walecka, J. Zimanyi and S. A. Moszkowski, and by J. Boguta and A. R. Bodmer, also known, respectively, as Sigma-omega, ZM and Non-linear models. In these models the nuclear matter is described by a relativistic and strong interaction lagrangian many-body formulation with baryon e ective elds coupled to scalar, vector and iso-vector mesons. In this study we consider initially the description of global static properties of manybody nuclear systems at zero temperature as, for instance, the nucleon e ective mass for symmetric nuclear and neutron matter. Knowledge of the neutron matter equation of state makes it possible the description of global static properties of a neutron star, such as its mass and radius, through the Tolman, Oppenheimer and Volko equations. The results we have obtained in this work are in agreement with the corresponding ones presented by other authors. We have further included into the formalism the chemical equilibrium equations, lepton degrees of freedom for electrons and muons, the fundamental octet of baryons and the charge neutrality condition. Our choice for the hyperonic coupling constants is based on the SU(6) symmetry and on the counting rules for quarks. The consideration of generalized beta equilibrium among the particles in our formalism generates a strongly coupled system of eleven equations to be numerically solved to nd the di erent fermionic populations. At last we study a phenomenological lagrangian model of nuclear matter with adjustable derivative coupling, which exhibits a parametrization, through mathematical expressions with adjustable coe cients, of the intensity of the meson-nucleon coupling. We study the in uence of these couplings in the determination of the main nuclear properties and global static properties of neutron stars. This model is the one we use to develop our study of the hadronic matter to quark matter phase transition in the last part of our work, using the Gibbs criteria. In the quark matter study, we have considered the bag model developed ih the Massachusetts Institute of Technology (MIT) by A. Chodos, R. L. Ja e, K. Johnson, C. B. Thorn and V. F. Weisskopf. As a main result, we have determined a general equation of state for hadronic and quark matter, and we have analyzed the equilibrium conditions for hybrid stars. We have then focused the in uence of the adjustable model couplings in the determination of the phase transition baryon density. We have also analyzed how the existence of the quarkgluon plasma core in the star repercutes in its global static properties (such as radius and maximum mass) and in the thermodynamical property known as the adiabatic index. The predictions of our work, even though based on new results, are in complete agreement with the corresponding ones obtained by other authors.

Este trabalho tem como objetivo o estudo da matéria nuclear em altas densidades, considerando-se as fases hadrônica e de quarks à temperatura nula, com a perspectiva de aplicar o formalismo desenvolvido no trabalho à análise das propriedades estáticas globais das estrelas de nêutrons. No trabalho, depois de apresentarmos aspectos importantes da evolução estelar e da teoria das estrelas de nêutrons, estudamos as propriedades e os modelos da matéria nuclear. No estudo da matéria nuclear para a fase hadrônica, consideramos os modelos relativísticos da teoria quântica de campos nucleares desenvolvida por J. D. Walecka, J. Zimanyi e S. A. Moszkowski, e por J. Boguta e A. R. Bodmer, também conhecidos, respectivamente, como modelos Sigma-ômega, ZM e Não-linear. Nesses modelos, a matéria nuclear é descrita a partir de uma formulação lagrangeana relativística de muitos corpos, com os campos efetivos dos bárions acoplados aos campos dos mésons, responsáveis pela interação nuclear. Nesse estudo, consideramos, inicialmente, a descrição de propriedades estáticas globais de sistemas nucleares de muitos corpos à temperatura nula, como, por exemplo, a massa efetiva do núcleon para matéria nuclear simétrica e matéria de nêutrons. O conhecimento da equação de estado da matéria de nêutrons torna possível a descrição de propriedades estáticas globais de uma estrela de nêutrons, como sua massa e seu raio, através das equações de Tolman, Oppenheimer e Volko . Os resultados obtidos neste trabalho estão em plena concordância com os resultados apresentados por outros autores. Posteriormente, incorporamos ao formalismo as equações de equilíbrio químico, a presen ça de graus de liberdade leptônicos de elétrons e múons, o octeto bariônico fundamental e a condição de neutralidade de carga. Nossa escolha para as constantes de acoplamento dos híperons está baseada na simetria SU(6) e nas regras de contagem para quarks. A consideração, no formalismo, do equilíbrio beta generalizado entre as partículas gera um sistema de onze equações acopladas que deve ser resolvido numericamente para se encontrar as diferentes populações fermiônicas. Por m, estudamos um modelo fenomenológico para a matéria nuclear com acoplamento derivativo ajustável, no qual a intensidade dos acoplamentos méson-núcleon é parametrizada por expressões matemáticas com coe cientes ajustáveis. Estudamos a in- uência desses acoplamentos na determinação das principais propriedades nucleares e nas propriedades estáticas globais das estrelas de nêutrons. Esse modelo é o que utilizamos, na parte nal do trabalho, para desenvolver nosso estudo da transição de fase entre matéria hadrônica e matéria de quarks livres, usando o critério de Gibbs. No estudo da matéria de quarks, consideramos o modelo de sacola desenvolvido no Massachusetts Institute of Technology (MIT) por A. Chodos, R. L. Ja e, K. Johnson, C. B. Thorn e V. F. Weisskopf. Como resultado principal, determinamos uma equação de estado geral para a matéria hadrônica e para a matéria de quarks e analisamos condições de equilíbrio de estrelas híbridas. Enfocamos, então, a in uência dos acoplamentos do modelo ajustável na determina ção da densidade bariônica em que ocorre a transição de fase. Analisamos, também, como a existência de um caroço de quarks na estrela repercute em suas propriedades estáticas globais (tais como raio e massa máxima) e na propriedade termodinâmica conhecida como índice adiabático. Os resultados obtidos nessa etapa do trabalho, embora inéditos, são coerentes com aqueles obtidos por outros autores. / The purpose of this work is the study of nuclear matter at high densities considering the hadronic and quark phases at zero temperature, with the perspective of applying the developed formalism to the analysis of global static properties of neutron stars. in this work, after presenting important aspects of stellar evolution and neutron star theory, we study the properties and models of nuclear matter. In the nuclear matter studies for the hadronic phase, we have considered the relativistic nuclear quantum eld theory developed by J. D. Walecka, J. Zimanyi and S. A. Moszkowski, and by J. Boguta and A. R. Bodmer, also known, respectively, as Sigma-omega, ZM and Non-linear models. In these models the nuclear matter is described by a relativistic and strong interaction lagrangian many-body formulation with baryon e ective elds coupled to scalar, vector and iso-vector mesons. In this study we consider initially the description of global static properties of manybody nuclear systems at zero temperature as, for instance, the nucleon e ective mass for symmetric nuclear and neutron matter. Knowledge of the neutron matter equation of state makes it possible the description of global static properties of a neutron star, such as its mass and radius, through the Tolman, Oppenheimer and Volko equations. The results we have obtained in this work are in agreement with the corresponding ones presented by other authors. We have further included into the formalism the chemical equilibrium equations, lepton degrees of freedom for electrons and muons, the fundamental octet of baryons and the charge neutrality condition. Our choice for the hyperonic coupling constants is based on the SU(6) symmetry and on the counting rules for quarks. The consideration of generalized beta equilibrium among the particles in our formalism generates a strongly coupled system of eleven equations to be numerically solved to nd the di erent fermionic populations. At last we study a phenomenological lagrangian model of nuclear matter with adjustable derivative coupling, which exhibits a parametrization, through mathematical expressions with adjustable coe cients, of the intensity of the meson-nucleon coupling. We study the in uence of these couplings in the determination of the main nuclear properties and global static properties of neutron stars. This model is the one we use to develop our study of the hadronic matter to quark matter phase transition in the last part of our work, using the Gibbs criteria. In the quark matter study, we have considered the bag model developed ih the Massachusetts Institute of Technology (MIT) by A. Chodos, R. L. Ja e, K. Johnson, C. B. Thorn and V. F. Weisskopf. As a main result, we have determined a general equation of state for hadronic and quark matter, and we have analyzed the equilibrium conditions for hybrid stars. We have then focused the in uence of the adjustable model couplings in the determination of the phase transition baryon density. We have also analyzed how the existence of the quarkgluon plasma core in the star repercutes in its global static properties (such as radius and maximum mass) and in the thermodynamical property known as the adiabatic index. The predictions of our work, even though based on new results, are in complete agreement with the corresponding ones obtained by other authors.

Este trabalho tem como objetivo o estudo da matéria nuclear em altas densidades, considerando-se as fases hadrônica e de quarks à temperatura nula, com a perspectiva de aplicar o formalismo desenvolvido no trabalho à análise das propriedades estáticas globais das estrelas de nêutrons. No trabalho, depois de apresentarmos aspectos importantes da evolução estelar e da teoria das estrelas de nêutrons, estudamos as propriedades e os modelos da matéria nuclear. No estudo da matéria nuclear para a fase hadrônica, consideramos os modelos relativísticos da teoria quântica de campos nucleares desenvolvida por J. D. Walecka, J. Zimanyi e S. A. Moszkowski, e por J. Boguta e A. R. Bodmer, também conhecidos, respectivamente, como modelos Sigma-ômega, ZM e Não-linear. Nesses modelos, a matéria nuclear é descrita a partir de uma formulação lagrangeana relativística de muitos corpos, com os campos efetivos dos bárions acoplados aos campos dos mésons, responsáveis pela interação nuclear. Nesse estudo, consideramos, inicialmente, a descrição de propriedades estáticas globais de sistemas nucleares de muitos corpos à temperatura nula, como, por exemplo, a massa efetiva do núcleon para matéria nuclear simétrica e matéria de nêutrons. O conhecimento da equação de estado da matéria de nêutrons torna possível a descrição de propriedades estáticas globais de uma estrela de nêutrons, como sua massa e seu raio, através das equações de Tolman, Oppenheimer e Volko . Os resultados obtidos neste trabalho estão em plena concordância com os resultados apresentados por outros autores. Posteriormente, incorporamos ao formalismo as equações de equilíbrio químico, a presen ça de graus de liberdade leptônicos de elétrons e múons, o octeto bariônico fundamental e a condição de neutralidade de carga. Nossa escolha para as constantes de acoplamento dos híperons está baseada na simetria SU(6) e nas regras de contagem para quarks. A consideração, no formalismo, do equilíbrio beta generalizado entre as partículas gera um sistema de onze equações acopladas que deve ser resolvido numericamente para se encontrar as diferentes populações fermiônicas. Por m, estudamos um modelo fenomenológico para a matéria nuclear com acoplamento derivativo ajustável, no qual a intensidade dos acoplamentos méson-núcleon é parametrizada por expressões matemáticas com coe cientes ajustáveis. Estudamos a in- uência desses acoplamentos na determinação das principais propriedades nucleares e nas propriedades estáticas globais das estrelas de nêutrons. Esse modelo é o que utilizamos, na parte nal do trabalho, para desenvolver nosso estudo da transição de fase entre matéria hadrônica e matéria de quarks livres, usando o critério de Gibbs. No estudo da matéria de quarks, consideramos o modelo de sacola desenvolvido no Massachusetts Institute of Technology (MIT) por A. Chodos, R. L. Ja e, K. Johnson, C. B. Thorn e V. F. Weisskopf. Como resultado principal, determinamos uma equação de estado geral para a matéria hadrônica e para a matéria de quarks e analisamos condições de equilíbrio de estrelas híbridas. Enfocamos, então, a in uência dos acoplamentos do modelo ajustável na determina ção da densidade bariônica em que ocorre a transição de fase. Analisamos, também, como a existência de um caroço de quarks na estrela repercute em suas propriedades estáticas globais (tais como raio e massa máxima) e na propriedade termodinâmica conhecida como índice adiabático. Os resultados obtidos nessa etapa do trabalho, embora inéditos, são coerentes com aqueles obtidos por outros autores. / The purpose of this work is the study of nuclear matter at high densities considering the hadronic and quark phases at zero temperature, with the perspective of applying the developed formalism to the analysis of global static properties of neutron stars. in this work, after presenting important aspects of stellar evolution and neutron star theory, we study the properties and models of nuclear matter. In the nuclear matter studies for the hadronic phase, we have considered the relativistic nuclear quantum eld theory developed by J. D. Walecka, J. Zimanyi and S. A. Moszkowski, and by J. Boguta and A. R. Bodmer, also known, respectively, as Sigma-omega, ZM and Non-linear models. In these models the nuclear matter is described by a relativistic and strong interaction lagrangian many-body formulation with baryon e ective elds coupled to scalar, vector and iso-vector mesons. In this study we consider initially the description of global static properties of manybody nuclear systems at zero temperature as, for instance, the nucleon e ective mass for symmetric nuclear and neutron matter. Knowledge of the neutron matter equation of state makes it possible the description of global static properties of a neutron star, such as its mass and radius, through the Tolman, Oppenheimer and Volko equations. The results we have obtained in this work are in agreement with the corresponding ones presented by other authors. We have further included into the formalism the chemical equilibrium equations, lepton degrees of freedom for electrons and muons, the fundamental octet of baryons and the charge neutrality condition. Our choice for the hyperonic coupling constants is based on the SU(6) symmetry and on the counting rules for quarks. The consideration of generalized beta equilibrium among the particles in our formalism generates a strongly coupled system of eleven equations to be numerically solved to nd the di erent fermionic populations. At last we study a phenomenological lagrangian model of nuclear matter with adjustable derivative coupling, which exhibits a parametrization, through mathematical expressions with adjustable coe cients, of the intensity of the meson-nucleon coupling. We study the in uence of these couplings in the determination of the main nuclear properties and global static properties of neutron stars. This model is the one we use to develop our study of the hadronic matter to quark matter phase transition in the last part of our work, using the Gibbs criteria. In the quark matter study, we have considered the bag model developed ih the Massachusetts Institute of Technology (MIT) by A. Chodos, R. L. Ja e, K. Johnson, C. B. Thorn and V. F. Weisskopf. As a main result, we have determined a general equation of state for hadronic and quark matter, and we have analyzed the equilibrium conditions for hybrid stars. We have then focused the in uence of the adjustable model couplings in the determination of the phase transition baryon density. We have also analyzed how the existence of the quarkgluon plasma core in the star repercutes in its global static properties (such as radius and maximum mass) and in the thermodynamical property known as the adiabatic index. The predictions of our work, even though based on new results, are in complete agreement with the corresponding ones obtained by other authors.

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:15:04Z (GMT). No. of bitstreams: 1 BrunoLCM.pdf: 1188835 bytes, checksum: 99a2796bad65a15f2018815f59859e68 (MD5) Previous issue date: 2003-12-19 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / The connection between rotation, CaII emission flux and lithium abundance is analyzed for a sample of subgiant stars, with evolutionary status was determined from the Toulouse-Geneve code and HlPPARCOS trigonometric parallax measurements. We noted that the distribution of rotation and CaII emission flux, as a function of effective temperature, shows a discontinuity located around the same spectral type, F8IV. Stars located blueward of this spectral type, exhibit a large spread of values of rotation and CaII flux, whereas stars redward of F8lV show essentially low ratation anel low CaII flux. The strength of these declines nevertheless, depends on stellar mass. The distribution of lithium abundances also shows a discontinuity, however with behavior a little more complex for subgiants with mass lower than about 1.2 Solar Masses, this decrease is observed later than that in rotation and CaII flux, whereas for masses higher than 1.2 Solar Masses the decrease in lithium abundance is located around the spectral type F8IV. The discrepancy between the location of the discontinuities of rotation and CaII flux and log n(Li) for stars with masses lower than 102 Solar Masses, seems to reflect the sensitivity of these phenomena to the mass of the convective envelope. The drop in rotation, which results mostly from a magnetic braking, requires an increase in the mass of the convective envelope less than that required for the decrease in lithium abundance The location of the discontinuity in log n( Li) in the same region of the discontinuity ties in rotation and CaII flux, for stars with masses higher than 1.2 Solar Masses, may also be explained by the behavior of the deepening of the convective envelope. In contrast to the relationship between rotation and CaII flux the relationship between lithium abundance and rotation shows no dear tendency toward linear behavior. Similarly, the same tendency is observed in the relationship between lithium abundance and CaII flux in spite of these facts, subgiants with high lithium content also have high rotation and high CaII emission flux. We also observed that stars with high lithium content present, in its majority, an undeveloped convective envelope, whereas stars with low lithium content have a developed convective envelope. In the case of the rotation, stars with undeveloped convective envelope, show rotational velocities as much high as low, whereas stars with developed convective envelope only present low rotation / A conex?o entre rota??o, fluxo de emiss?o de CaII e abund?ncia de l?tio ? analisada para uma amostra de estrelas subgigantes, cujo status evolucion?rio foi determinado a partir do c?digo de Toulouse-Geneve e de medidas trigonom?tricas de paralaxe do HIPPARCOS. Observamos que a distribui??o da rota??o e do fluxo de emiss?o de CaII, como fun??o da temperatura efetiva, mostra uma descontinuidade localizada em torno do mesmo tipo espectral, F8IV. Estrelas localizadas no lado azul deste tipo espectral exibem uma elevada dispers?o nos valores de rota??o e de fluxo de CaII, enquanto que estrelas localizadas no lado vermelho de F8IV mostram essencialmente baixa rota??o e baixo fluxo de CaII. A intensidade deste decl?nio, entretanto, depende da massa estelar. A distribui??o das abund?ncias de l?tio tamb?m apresenta descontinuidade, por?m, com um comportamento um pouco mais complexo. Para subgigantes com massa menor ou em torno de 1.2 Massas Solares, esse decl?nio ? observado mais tarde do que aquele na rota??o e no fluxo de CaII, enquanto que para massas maiores do que 1.2 Massas Solares o decrescimento na abund?ncia do l?tio ? localizado ao redor do tipo espectral F8IV. A discrep?ncia entre a localiza??o das descontinuidades da rota??o e da emiss?o do fluxo de CaII e do log n(Li), para estrelas com massas menores do que 1.2 Massas Solares, parece refletir a sensibilidade dos fen?menos em rela??o ? massa da envolt?ria convectiva. A diminui??o abrupta na rota??o, que resulta principalmente de uma desacelera??o magn?tica, requer um aumento na massa da envolt?ria convectiva menor do que o requerido para o decrescimento nas abund?ncias de l?tio. A localiza??o da descontinuidade em log n(Li), na mesma regi?o das descontinuidades na rota??o e na emiss?o de fluxo de CaII para estrelas com massas maiores do que 1.2 Massas Solares, pode tamb?m ser explicada atrav?s do comportamento da profundidade da envolt?ria convectiva. Em contraste com a rela??o entre rota??o e fluxo de CaII, a rela??o entre abund?ncia de l?tio e rota??o mostra uma tend?ncia n?o muito clara para um comportamento linear. Similarmente, a mesma tend?ncia ? observada na rela??o entre abund?ncia de l?tio e fluxo de CaII. Apesar destes fatos, subgigantes com alto conte?do de l?tio tamb?m possuem alta rota??o e alta emiss?o de fluxo de CaII. Observamos tamb?m que estrelas com alto conte?do de l?tio apresentam, em sua maioria, uma envolt?ria convectiva pouco desenvolvida, enquanto que estrelas com baixo conte?do de l?tio possuem uma envolt?ria convectiva bastante desenvolvida. No caso da rota??o, estrelas com a envolt?ria convectiva pouco desenvolvida apresentam velocidades rotacionais tanto altas como baixas, enquanto que estrelas com a envolt?ria convectiva bem desenvolvida apresentam apenas baixa rota??o

Submitted by Marta Toyoda (1144061@mackenzie.br) on 2018-02-09T20:55:19Z No. of bitstreams: 2 Jordi Tuneu Serra.pdf: 8296569 bytes, checksum: e9faefc7194d700f5115bac2aec5eb47 (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) / Approved for entry into archive by Paola Damato (repositorio@mackenzie.br) on 2018-04-28T15:47:15Z (GMT) No. of bitstreams: 2 Jordi Tuneu Serra.pdf: 8296569 bytes, checksum: e9faefc7194d700f5115bac2aec5eb47 (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) / Made available in DSpace on 2018-04-28T15:47:15Z (GMT). No. of bitstreams: 2 Jordi Tuneu Serra.pdf: 8296569 bytes, checksum: e9faefc7194d700f5115bac2aec5eb47 (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.

Submitted by Marta Toyoda (1144061@mackenzie.br) on 2018-02-16T22:26:44Z No. of bitstreams: 2 Fabian Marcel Menezes.pdf: 25919433 bytes, checksum: 9073c6bb801411f8d9da783f49b5140e (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) / Approved for entry into archive by Paola Damato (repositorio@mackenzie.br) on 2018-03-08T11:24:02Z (GMT) No. of bitstreams: 2 Fabian Marcel Menezes.pdf: 25919433 bytes, checksum: 9073c6bb801411f8d9da783f49b5140e (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) / Made available in DSpace on 2018-03-08T11:24:02Z (GMT). No. of bitstreams: 2 Fabian Marcel Menezes.pdf: 25919433 bytes, checksum: 9073c6bb801411f8d9da783f49b5140e (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) Previous issue date: 2017-08-01 / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior / The Sun emits radiation at several wavelengths of the electromagnetic spectrum. In the optical band, the solar radius is 696,000 km and this is what defines the photosphere, the visible surface of the Sun. However, as the altitude increases, the dominant electromagnetic radiation is produced at other frequencies, causing the solar radius to change as function of wavelength. We measure the solar radius at the subterahertz frequencies of 0,212 and 0,405 THz – i.e., the altitude where these emissions are generated – and also analyse the radius variation over the 11-year solar activity cycle. These measurements enable a better understanding of the solar atmosphere and the radius dependence on the solar cycle, is a good indicator of the changes that occur in the atmospheric structure. For this, we used radio maps of the solar disk for the period between 1999 and 2016, reconstructed from daily scans made by the Solar Submillimeter-wave Telescope (SST), installed at El Leoncito Astronomical Complex (CASLEO), at Argentinean Andes. At both frequencies our measurements yield a radius of 966,′′5 with dispersion of ±2,′′8 for 0,212 THz and ±2,′′7 for 0,405 THz. This implies a height of 5.0 ± 2.0 × 106 m above the photosphere. Furthermore, we also observed strong anti-correlation between radius variation and solar activity at both frequencies. / Na banda visível, seu raio é de 696.000 km e isto é o que define a fotosfera, a superfície visível do Sol. Contudo, à medida que a altitude aumenta, a radiação eletromagnética dominante é produzida em outras frequências, fazendo com que o raio solar mude em função do comprimento de onda. Nosso objetivo é medir o raio solar em frequências de subterahertz de 0,212 e 0,405 THz, isto é, a altitude onde são geradas estas emissões e, além disso, a variação do raio ao longo do ciclo de atividade solar de 11 anos. A importância desta pesquisa é a possibilidade de se compreender mais sobre atmosfera solar e qual a dependência do raio com o ciclo solar, o que pode ser um bom indicador das mudanças que ocorrem nesta estrutura. Para isso, utilizamos mapas em rádio do disco solar de 1999 a 2016 que foram reconstruídos a partir de varreduras diárias feitas pelo Telescópio Solar para Ondas Submilimétricas (SST), instalado no Complexo Astronômico El Leoncito (CASLEO), nos Andes argentinos. O valor de raio obtido para ambas as frequências é 966,′′5 com dispersão de ±2,′′8 para 0,212 THz e ±2,′′7 para 0,405 THz, o que significa uma altitude de 5, 0 ± 2, 0 × 106 m. Além disso, observou-se uma forte anti-correlação entre a variação temporal do raio e a atividade solar em ambas as frequências.

Submitted by Luis Ricardo Andrade da Silva (lrasilva@uefs.br) on 2017-11-28T22:15:22Z No. of bitstreams: 1 AILINE-corrigida e completa-enviada pgca.pdf: 18819458 bytes, checksum: 1356b2bb4c6c8fbf60dec709646715da (MD5) / Made available in DSpace on 2017-11-28T22:15:22Z (GMT). No. of bitstreams: 1 AILINE-corrigida e completa-enviada pgca.pdf: 18819458 bytes, checksum: 1356b2bb4c6c8fbf60dec709646715da (MD5) Previous issue date: 2017-08-24 / Advances in the acquisition technology of astronomical spectra resulted in an enormous amount of data. Not being more feasible to analyze them using classical approaches, the need for automatic methods arises. Then, in this research is presented, an Intelligent Algorithm for Identifying Spectral Lines, the AILINE (in Portuguese), which utilizes an artificial neural network to identify the emission lines in the optical spectra of galaxies. This method that in the tests carried out has achieved a accuracy higher than 95% is evaluated and faced with other automatic approaches and other machine learning algorithms. / Os avan?os na tecnologia de aquisi??o de espectros astron?micos resultaram em uma enorme quantidade de dados. N?o sendo mais vi?vel analis?-los usando abordagens cl?ssicas, surge a necessidade de m?todos autom?ticos. Ent?o, nesta pesquisa ? apresentado um Algoritmo Inteligente para Identifica??o de Linhas Espectrais, o AILINE, que utiliza uma Rede Neural Artificial para identificar as linhas em emiss?o nos espectros ?pticos de gal?xias. Este m?todo que nos testes realizados alcan?ou uma acur?cia superior a 95%, ? avaliado e confrontado com outras abordagens autom?ticas e outros algoritmos de aprendizado de m?quina.

Made available in DSpace on 2015-03-03T15:15:22Z (GMT). No. of bitstreams: 1 SanziaAN.pdf: 964619 bytes, checksum: 25b161330259b5777dcaa8cf03c1242b (MD5) Previous issue date: 2008-04-22 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / ROTATION is one the most important aspects to be observed in stellar astrophysics. Here we investigate that particularly in stars with planets. This physical parameter supplies information about the distribution of angular momentum in the planetary system, as well as its role on the control of dierent phenomena, including coronal and cromospherical emission and on the ones due of tidal effects. In spite of the continuous solid advances made on the study of the characteristics and properties of planet host stars, the main features of their rotational behavior is are not well established yet. In this context, the present work brings an unprecedented study about the rotation and angular momentum of planet-harbouring stars, as well as the correlation between rotation and stellar and planetary physical properties. Our analysis is based on a sample of 232 extrasolar planets, orbiting 196 stars of dierent luminosity classes and spectral types. In addition to the study of their rotational behavior, the behavior of the physical properties of stars and their orbiting planets was also analyzed, including stellar mass and metallicity, as well as the planetary orbital parameters. As main results we can underline that the rotation of stars with planets present two clear features: stars with Tef lower than about 6000 K have slower rotations, while among stars with Tef > 6000 K we and moderate and fast rotations, though there are a few exceptions. We also show that stars with planets follow mostly the Krafts law, namely < J > / v rot. In this same idea we show that the rotation versus age relation of stars with planets follows, at least qualitatively, the Skumanich and Pace & Pasquini laws. The relation rotation versus orbital period also points for a very interesting result, with planet-harbouring stars with shorter orbital periods present rather enhanced rotation / ROTA??O ? um dos importantes aspectos a ser observado na astrof?sica estelar. Por isto, neste trabalho, investigamos este par?metro no estudo das estrelas hospedeiras de planetas. Par?metro f?sico este que fornece informa??o sobre a distribui??o do momentum angular dos sistemas planet?rios, bem como sobre o seu papel nos mais diferentes fen?menos, incluindo emiss?o cromosf?rica e coronal e sobre aqueles decorrentes de efeitos de mar?. Apesar dos cont?nuos avan?os feitos no estudo das caracter?sticas e das propriedades destes objetos, as principais caracter?sticas de seu comportamento rotat?rio ainda n?o est?o bem estabelecidas. Neste contexto, o presente trabalho traz um estudo pioneiro sobre a rota??o e o momentum angular das estrelas hospedeiras de planetas, bem como sobre a correla??o entre rota??o e par?metros f?sicos estelares e planet?rios. Nossa an?lise ? baseada em uma amostra de 232 planetas extrasolares, orbitando 196 estrelas de diferentes classes de luminosidade e tipos espectrais. Al?m do estudo do comportamento rotacional dessas estrelas, re-visitamos o comportamento das propriedades f?sicas destas estrelas e de seus planetas, incluindo a massa estelar e a metalicidade, bem como os par?metros orbitais planet?rios. Como resultados principais, podemos sublinhar que a rota??o das estrelas com planetas apresenta duas claras caracter?sticas: estrelas com Tef inferiores aproximadamente 6000 K possuem rota??es mais baixas, enquanto que entre aquelas com Tef > 6000 K encontramos rota??es modv eradas e altas, embora algumas exce??es. N?s mostramos tamb?m que as estrelas com planetas seguem, em sua maioria, a lei do Kraft, a saber < J > / v rot. Nesta mesma linha n?s mostramos que a rela??o rota??o versus idade das estrelas com planetas segue, ao menos qualitativamente, como qualquer outra estrela de campo ou de aglomerado, a lei de Skumanich e de Pace & Pasquini. Um resultado interessante a ser destacado ? a rela??o rota??o versus per?odo orbital, que aponta para uma tend?ncia de que as estrelas que abrigam planetas com per?odo orbital menores apresentam rota??es mais real?adas

Submitted by Marta Toyoda (1144061@mackenzie.br) on 2018-02-16T22:45:56Z No. of bitstreams: 2 Deysi Veronica Cornejo Espinoza.pdf: 17443582 bytes, checksum: 960d0725b311a8a6efd993ad0f900c99 (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) / Approved for entry into archive by Paola Damato (repositorio@mackenzie.br) on 2018-05-04T14:21:44Z (GMT) No. of bitstreams: 2 Deysi Veronica Cornejo Espinoza.pdf: 17443582 bytes, checksum: 960d0725b311a8a6efd993ad0f900c99 (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) / Made available in DSpace on 2018-05-04T14:21:44Z (GMT). No. of bitstreams: 2 Deysi Veronica Cornejo Espinoza.pdf: 17443582 bytes, checksum: 960d0725b311a8a6efd993ad0f900c99 (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) Previous issue date: 2017-07-28 / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior / To understand the nature of the solar explosive radiation mechanisms at high frequency radio waves, which depends on the interpretation of the flux density spectrum (S), it is necessary to have a good estimate of the accuracy of S . For this reason, the atmospheric opacity determination is essential, to correct the observed solar radiation flux from radio telescopes in the ground. For high frequencies (e.g. in the sub-millimeter and infrared wavelength), the water vapor is mainly responsible of the atmospheric opacity. Thus, the solar radiation collected by the radio telescope can be strongly attenuated up to a factor of 1000 (e.g. at 405 GHz). Therefore, it is necessary to have a reliable estimate of the atmospheric opacity. The main aim of this work is to determine the atmospheric opacity at 212 and 405 GHz using the solar brightness method. Comparing with the characteristics of other methods in the literature, we find that this one allows to determine the atmospheric opacity up to considerably high values, and only depends on one parameter. Namely, the product 𝑃 = 𝜂𝑇, where 𝑇 is the brightness temperature of the Sun measured at 212 and 405 GHz and 𝜂 is the beam efficiency; we assume that the 𝑃 value is constant even though 𝑇 and 𝜂 are not well known individually. For the development of the present work, we were used approximately 18 thousand solar scans recorded by the Submillimetric Solar Telescope (SST, CASLEO, 2552 m altitude), for the period between 2002 and 2015, where only clear days with low opacity were considered. Using the solar brightness method, the 𝑃 value was calculated at 212 and 405 GHz. For the four beam at 212 GHz, we obtained: ¯ 𝑃 = 2446 ± 149 K (beam 1); ¯ 𝑃 = 2489±184 K (beam 2); ¯ 𝑃 = 2541±223 K (beam 3); ¯ 𝑃 = 2361±199 K (beam 4) and for the two beams at 405 GHz we obtained: ¯ 𝑃 = 3241±331 K (beam 5) and ¯ 𝑃 = 3299 ± 276 K (beam 6). Using the mean values ¯ 𝑃, the atmospheric opacities 𝜏212 and 𝜏405 were determined at 212 and 405 GHz, respectively. The correlation between the opacities 𝜏212 and 𝜏405, show that the opacity at 405 GHz ∼ 7 times more than that at 212 GHz. In addition, we also find that the atmospheric opacities determined with the method proposed in this work show an excellent correlation with the water vapor content, when this is measured simultaneously. / Para compreender a natureza dos mecanismos de radiação explosiva solar em ondas de rádio de alta frequência, que depende da interpretação do espectro da densidade de fluxo (S), é necessário ter uma boa estimativa da precisão de S. Por essa razão, a determinação da opacidade atmosférica é essencial, para corrigir o fluxo de radiação solar observado pelos radiotelescópios no solo. Para altas frequências (como por exemplo, na faixa submilimétrica e infravermelha), o vapor de água é a principal responsável da opacidade atmosférica. Assim, a radiação solar coletada pelo radiotelescópio pode ser fortemente atenuada até um fator de 1000 (como por exemplo, em 405 GHz). Portanto, é necessário ter uma estimativa confiável da opacidade atmosférica. O principal objetivo deste trabalho é determinar a opacidade atmosférica em 212 e 405 GHz usando o método da brilhância do Sol. Comparando com as características de outros métodos na literatura, encontramos que este método permite estimar a atenuação atmosférica até valores consideravelmente altos, e somente depende de um único parâmetro, conhecido como o produto, 𝑃 = 𝜂𝑇. Onde 𝑇 é a temperatura de brilho do Sol medida em 212 e 405 GHz e 𝜂 é a eficiência do feixe. Embora, estas duas quantidades não serem bem conhecidas individualmente, nos assumimos, que o valor de 𝑃 é constante. Para o desenvolvimento do presente trabalho foram utilizados aproximadamente 18 mil varreduras solares medidas pelo Telescópio Solar Submilimétrico (SST, CASLEO, 2552 m de altitude), para o período entre 2002 e 2015, considerando dias de observação de céu aberto, com baixa opacidade. Utilizando o método da brilhância do Sol, foram calculados os valores de 𝑃 em 212 e 405 GHz. Para os quatro feixes em 212 GHz obtivemos os seguintes valores médios: ¯ 𝑃 = 2446 ± 149 K (feixe 1); ¯ 𝑃 = 2489 ± 184 K (feixe 2); ¯ 𝑃 = 2541 ± 223 K (feixe 3); ¯ 𝑃 = 2361 ± 199 K (feixe 4) e para os dois feixes em 405 GHz obtivemos: ¯ 𝑃 = 3241 ± 331 K (feixe 5) e ¯ 𝑃 = 3299 ± 276 K (feixe 6). Utilizando o valor médio ¯ 𝑃 foram determinadas as opacidades atmosféricas 𝜏212 e 𝜏405, em 212 e 405 GHz, respectivamente. A correlação entre as opacidades 𝜏212 e 𝜏405, aponta para uma opacidade em 405 GHz de ∼ 7,0 vezes maior do que em 212 GHz. Além disso, encontramos também que as opacidades atmosféricas determinadas pelo método proposto nesta dissertação, mostram uma excelente correlação com o conteúdo de vapor de água, quando este é medido simultaneamente.