Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-Graduação em Física / Made available in DSpace on 2012-10-26T11:53:28Z (GMT). No. of bitstreams: 1 302027.pdf: 5410271 bytes, checksum: d088b0d74bce2f7314600aee36d87ffb (MD5) / Em espectros de galáxias, encontramos duas características principais: linhas de emissão, que nos dizem sobre o gás, e o contínuo mais as linhas de absorção, que nos dizem sobre o conteúdo estelar. Nos últimos anos, desenvolvemos um código de síntese espectral, o STARLIGHT, o qual utilizamos para realizar a síntese de 926246 galáxias do SDSS com modelos de população estelar modernos, nos dando importantes propriedades físicas (massas, históricos de formação estelar, etc.) para estudar como galáxias se formam e como elas evoluem no tempo. Linhas de emissão também são estudadas através da sua medida no espectro residual. Por outro lado, a fotometria é muito mais limitada já que não nos permite extrair todas estas propriedades que a resolução da espectroscopia nos traz. Contudo, com os recentes avanços dos redshift surveys com filtros muito estreitos (? 100 Å, como ALHAMBRA, JPAS e DES), nos interessaria saber com qual precisão podemos extrair informação das propriedades físicas e do gás de galáxias a partir de dados fotométricos. Nosso objetivo neste trabalho é responder, usando dados fotométricos simulados, a seguinte questão: O que podemos aprender sobre galáxias a partir desta nova geração de surveys? Por exemplo, podemos medir idade e metalicidade estelares? Podemos separar galáxias de formação estelar daquelas que possuem um núcleo ativo? Podemos medir linhas de emissão, abundâncias nebulares e extinção? Com qual precisão? Para isto, selecionamos uma amostra de cerca de 300 mil galáxias do SDSS e a dividimos em dois grupos: uma amostra 200 mil objetos e uma base de 100 mil. Corrigimos o espectro para o referencial de repouso (z = 0) e convertemos para os filtros do JPAS. Utilizando uma abordagem estatística, calculamos uma função distribuição de probabilidades (PDF) para cada propriedade para cada objeto em relação à base. Uma vez que temos todas as propriedades de todas as galáxias do banco de dados do STARLIGHT-SDSS, podemos compará-las com os resultados obtidos dos estimadores da PDF (média, mediana, etc). Nossos resultados comprovam que podemos recuperar a idade média das galáxias com uma boa margem de erro (? ? 0.1 - 0.2 dex) e, de forma similar, também outras propriedades físicas, como razão massa-luminosidade, metalicidade, etc. Além disso, nosso principal resultado é que podemos recuperar intensidades e razões de linhas de emissão com precisão similar. Isto torna nosso método inédito em comparação aos outros métodos no mercado que analisam fotometria, e mostra que, do ponto de vista de estudos de galáxias, os novos surveys serão muito mais úteis que o esperado

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas - Programa de Pós-graduação em Física. / Made available in DSpace on 2012-10-19T23:10:06Z (GMT). No. of bitstreams: 0 / Estrelas A peculiares (Ap) possuem alta abundância de terras raras em seus espectros. A explicação amplamente aceita para estas altas abundâncias é de que estes elementos são empurrados à superfície por pressão de radiação seletiva (o campo de radiação e a opacidade das terras raras têm um pico na mesma região do espectro). Abt (1979) e Abt e Cardona (1983) coletaram forte evidência de que o fenômeno Ap é relacionado à idade estelar. Os autores observaram vários aglomerados abertos de idades distintas e concluíram que a fração de estrelas Ap/A aumenta com a idade dos aglomerados. Investigações posteriores questionam (North, 1993) os resultados de Abt. O que motivou esta dissertação foi o conflito entre o resultado obtido por Abt (1979) e o resultado obtido por North (1993). Dois aglomerados, IC 2602 e NGC 3228, foram observados por completo, isto é, foram observadas todas as estrelas dentro do intervalo de cor -0.16 < B - V < + 0.30, intervalo em que ocorre o fenômeno Ap. Comparamos o resultado da nossa classificação espectral destes aglomerados com as classificações destes encontrada na literatura. Foram observados também 78 sistemas duplos visuais para investigarmos a possível correlação do fenômeno Ap com a idade estudando estrelas A em sistemas duplos visuais.

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2001. / Made available in DSpace on 2012-10-18T13:58:22Z (GMT). No. of bitstreams: 1 269711.pdf: 1520115 bytes, checksum: b3a1916cdbe63e3f56ce8c0619f86f38 (MD5) / As estrelas Ap rapidamente oscilante (roAp) são estrelas que mostram muitos modos de oscilações não-radiais. Esses objetos são laboratórios astrofísicos ideais para compreender como e porque estas pulsações ocorrem? Os estudos espectroscópicos das pulsações fornecem informações sobre as propriedades gerais dessa classe de estrelas. Neste trabalho, apresentamos medidas precisas da amplitude da velocidade radial na estrela roAp HR1217 com o telescópio de 2,7m do Observatório McDonald. Essas medidas foram tomadas com uma ampola contendo um gás de Iodo na frente da entrada do espectrógrafo Coudé Echelle de dispersão cruzada. Os resultados das medidas da velocidade radial para cada ordem indicam que a amplitude da pulsação depende da região espectral analisada. Uma análise mais detalhada das medidas individuais das linhas de absorção mostra que os elementos terras raras (Nd e Pr) têm maiores amplitudes de pulsação do que outros elementos (Cr e Fe). Investigamos também a suspeita do comportamento da amplitude com a largura equivalente, reinvidicada por Hatzes e Kanaan e por Baldry. A análise de todas as medidas individuais das linhas não confirmou a suspeita de correlação entre a amplitude de pulsação com a largura equivalente para os três tipos de ajustes: linear, exponencial e constante. Realizamos ainda os mesmos tipos de ajustes para as espécies químicas Nd e Fe, e o melhor ajuste foi o linear, mas a baixa probabilidade deste ajuste P(?2) # 15% não indica uma correlação significativa. Testamos também a hipótese de a amostra das medidas da amplitude ser tendenciosa.

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

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

Orientador: Hélio Vasconcelos Fagundes / Mestre

Nesta tese, desenvolvemos um modelo efetivo para a matéria nuclear, com vistas à escrição de propriedades de estrelas de nêutrons e pulsares, por meio de uma formulação lagrangeana que busca exaurir o espaço de fase dos campos mesônicos por meio de um tratamento perturbativo que apresente alto grau de consistência com o conceito de naturalidade, de modo a aprimorarmos as predições dos tratamentos teóricos mais convencionais. Uma versão preliminar deste modelo efetivo, que contempla a presença, no setor bariônico, somente dos campos dos núcleons, é inicialmente apresentada, juntamente com a abordagem dos temas da naturalidade, da anomalia Nolen-Schiffer e da quebra de simetria de isospin na matéria nuclear. Ainda, com base na conservação de simetria quiral, apresentamos a predição da existência de um estado ressonante mesônico no setor escalar-isovetorial leve, estado este representado pelo campo ç. E então, baseados no conceito de naturalidade, desenvolvemos o modelo efetivo para a matéria nuclear supra mencionado. A versão do modelo efetivo inicialmente desenvolvido contempla acoplamentos entres os campos dos núcleons e dos mésons a, w,_,_e ç. Então apresentamos as predições do modelo para a anomalia Nolen-Schiffer e discutimos os resultados obtidos. Os resultados obtidos neste trabalho apresentam expressivo aprimoramento na descrição da anomalia Nolen-Schiffer quando comparados os correspondentes resultados do modelo MRWY desenvolvido recentemente por outros autores. Em primeiro lugar porque nossos resultados apresentam percentuais de melhoramento na descrição da anomalia Nolen-Schiffer que variam entre 80% e 320%. Em segundo lugar porque o ordenamento dos resultados obtidos em nosso trabalho está em conformidade com o ordenamento dos dados experimentais, diferentemente dos resultados apresentados no trabalho supra mencionado. Em especial, nossas predições para o ordenamento dos dados experimentais da anomalia Nolen-Schiffer (_ANS) contemplam o conhecido crescimento anômalo, ou seja, que _ANS não cresce necessariamente com o número de massa, pois _ANS é menor para os núcleos 39Ca-39 K em comparação aos núcleos 17F-17 O. Introduzimos também uma versão estendida do modelo anteriormente apresentado em que consideramos acoplamentos de natureza não-linear envolvendo o octecto fundamental bariônico e os campos dos mésons a, w,_,ç,_,a*, Ø. Denominamos esta formulação como modelo ZM modificado, adotando a sigla ZMM para caracterizá-lo. Utilizando procedimentos padrões da teoria quântica de campos, obtivemos então para o modelo ZMM a equação de estado para a matéria nuclear em equilíbrio ß e em equilíbrio ß generalizado. Os resultados obtidos indicam que a presença do méson_ implica na diminuição da assimetria de isospin no setor dos núcleons da estrela de nêutrons, ou seja, na diminuição da diferença do número de nêutrons e prótons do sistema. A inclusão do méson ç leva a uma diminuição da assimetria de isospin ainda maior, ou seja, sua presença é equivalente à uma amplificação da amplitude do méson_. Os resultados obtidos para o modelo ZMM indicam que a inclusão do méson_ e do estado ressonante ç no formalismo modifica os valores da massa máxima e do raio das estrelas de nêutrons. Finalmente derivamos uma formulação relativística para descrever o chamado processo Urca direto em matéria bariônica degenerada.Nossos resultados indicam que estrelas de nêutrons com massas superiores a MEN ~ 0,9M_, - que representa a massa estelar crítica, ou seja, a massa da estrela de nêutrons cuja densidade bariônica central atingiu a densidade crítica- , seriam resfriadas eficientemente e estariam fora da possibilidade de detecção por radiação térmica em poucos anos. / In this thesis we developed an effective model for nuclear matter, with a view to the description of the properties of neutron stars and pulsars, using a lagrangean formulation which exhausts the phase space of the meson fields through a treatment that presents high level of consistency with the concept of naturalness, in order to improve the predictions of more conventional theoretical treatments. A preliminary version of this effective model, which includes the presence, in the baryon sector, only of the nucleon fields is initially presented and then we make a study on the themes of naturalness, Nolen-Schiffer anomaly and the broken symmetry of the nuclear isospin. Still, based on the conservation of chiral symmetry, we present the predictions for a new resonant meson state in the scalar-isovectorial sector, this state represented by the symbol ç. And then, based on the concept of naturalness, we developed the effective model for nuclear matter we mentioned above. The version of the effective model originally developed presents couplings between the fields of the nucleons and the a, w,_,_and ç meson fields. Then we present the predictions of the model for the Nolen-Schiffer anomaly and discuss the results. The results of this study show significant improvements in the description of the Nolen-Schiffer anomaly when compared to the corresponding results of the MRWY model developed recently by other authors. Firstly, because our results show a relevant improvement in the description of the Nolen-Schiffer anomaly that vary between 80 and 320 percent. Secondly, because the achievements of our work are in good accordance with experimental data, unlike the results presented in the work mentioned above. In particular, our predictions for the Nolen-Schiffer anomaly (_NSA) include the known anomalous growth, namely that _NSA does not necessarily grows with the nuclear mass, because _NSA is lower for the nuclei 39Ca-39K compared to the 17F-17 O nuclei. We have also introduced an extended version of the model previously presented involving the fundamental baryon octect and the a, w,_,ç,_,a*, Ø meson fields. We call this formulation as ZM modified model, adopting the acronym ZMM to characterize it. Using standard procedures of the quantum field theory, then we use the ZMM model to describe the equation of state for nuclear matter in ß and generalized ß equilibrium. The results of our approaches indicate that the presence of the_ meson increases the isospin asymmetry in the nucleon sector of the neutron star, this way reducing the difference in the number of neutrons and protons in the system. The inclusion of the resonant state ç leads to an increase of the asymmetry of isospin even greater, that is, their presence is equivalent to an amplification of the magnitude of _ meson. The results for the ZMM model indicate that the inclusion of the _ and ç meson states in the formalism modifies the values of the mass and radius of the neutron stars. Finally, we derive a relativistic formulation to describe the so called direct Urca process in barionic degenerated matter. Our results indicate that the neutron stars with mass greater than MNE~ 0.9M_, which represents the stellar critical mass (the mass of the neutron star whose baryon central density reached the critical density) would be cooled efficiently and be outside the possibility of detection by heat radiation in a few years.

Nesta tese, desenvolvemos um modelo efetivo para a matéria nuclear, com vistas à escrição de propriedades de estrelas de nêutrons e pulsares, por meio de uma formulação lagrangeana que busca exaurir o espaço de fase dos campos mesônicos por meio de um tratamento perturbativo que apresente alto grau de consistência com o conceito de naturalidade, de modo a aprimorarmos as predições dos tratamentos teóricos mais convencionais. Uma versão preliminar deste modelo efetivo, que contempla a presença, no setor bariônico, somente dos campos dos núcleons, é inicialmente apresentada, juntamente com a abordagem dos temas da naturalidade, da anomalia Nolen-Schiffer e da quebra de simetria de isospin na matéria nuclear. Ainda, com base na conservação de simetria quiral, apresentamos a predição da existência de um estado ressonante mesônico no setor escalar-isovetorial leve, estado este representado pelo campo ç. E então, baseados no conceito de naturalidade, desenvolvemos o modelo efetivo para a matéria nuclear supra mencionado. A versão do modelo efetivo inicialmente desenvolvido contempla acoplamentos entres os campos dos núcleons e dos mésons a, w,_,_e ç. Então apresentamos as predições do modelo para a anomalia Nolen-Schiffer e discutimos os resultados obtidos. Os resultados obtidos neste trabalho apresentam expressivo aprimoramento na descrição da anomalia Nolen-Schiffer quando comparados os correspondentes resultados do modelo MRWY desenvolvido recentemente por outros autores. Em primeiro lugar porque nossos resultados apresentam percentuais de melhoramento na descrição da anomalia Nolen-Schiffer que variam entre 80% e 320%. Em segundo lugar porque o ordenamento dos resultados obtidos em nosso trabalho está em conformidade com o ordenamento dos dados experimentais, diferentemente dos resultados apresentados no trabalho supra mencionado. Em especial, nossas predições para o ordenamento dos dados experimentais da anomalia Nolen-Schiffer (_ANS) contemplam o conhecido crescimento anômalo, ou seja, que _ANS não cresce necessariamente com o número de massa, pois _ANS é menor para os núcleos 39Ca-39 K em comparação aos núcleos 17F-17 O. Introduzimos também uma versão estendida do modelo anteriormente apresentado em que consideramos acoplamentos de natureza não-linear envolvendo o octecto fundamental bariônico e os campos dos mésons a, w,_,ç,_,a*, Ø. Denominamos esta formulação como modelo ZM modificado, adotando a sigla ZMM para caracterizá-lo. Utilizando procedimentos padrões da teoria quântica de campos, obtivemos então para o modelo ZMM a equação de estado para a matéria nuclear em equilíbrio ß e em equilíbrio ß generalizado. Os resultados obtidos indicam que a presença do méson_ implica na diminuição da assimetria de isospin no setor dos núcleons da estrela de nêutrons, ou seja, na diminuição da diferença do número de nêutrons e prótons do sistema. A inclusão do méson ç leva a uma diminuição da assimetria de isospin ainda maior, ou seja, sua presença é equivalente à uma amplificação da amplitude do méson_. Os resultados obtidos para o modelo ZMM indicam que a inclusão do méson_ e do estado ressonante ç no formalismo modifica os valores da massa máxima e do raio das estrelas de nêutrons. Finalmente derivamos uma formulação relativística para descrever o chamado processo Urca direto em matéria bariônica degenerada.Nossos resultados indicam que estrelas de nêutrons com massas superiores a MEN ~ 0,9M_, - que representa a massa estelar crítica, ou seja, a massa da estrela de nêutrons cuja densidade bariônica central atingiu a densidade crítica- , seriam resfriadas eficientemente e estariam fora da possibilidade de detecção por radiação térmica em poucos anos. / In this thesis we developed an effective model for nuclear matter, with a view to the description of the properties of neutron stars and pulsars, using a lagrangean formulation which exhausts the phase space of the meson fields through a treatment that presents high level of consistency with the concept of naturalness, in order to improve the predictions of more conventional theoretical treatments. A preliminary version of this effective model, which includes the presence, in the baryon sector, only of the nucleon fields is initially presented and then we make a study on the themes of naturalness, Nolen-Schiffer anomaly and the broken symmetry of the nuclear isospin. Still, based on the conservation of chiral symmetry, we present the predictions for a new resonant meson state in the scalar-isovectorial sector, this state represented by the symbol ç. And then, based on the concept of naturalness, we developed the effective model for nuclear matter we mentioned above. The version of the effective model originally developed presents couplings between the fields of the nucleons and the a, w,_,_and ç meson fields. Then we present the predictions of the model for the Nolen-Schiffer anomaly and discuss the results. The results of this study show significant improvements in the description of the Nolen-Schiffer anomaly when compared to the corresponding results of the MRWY model developed recently by other authors. Firstly, because our results show a relevant improvement in the description of the Nolen-Schiffer anomaly that vary between 80 and 320 percent. Secondly, because the achievements of our work are in good accordance with experimental data, unlike the results presented in the work mentioned above. In particular, our predictions for the Nolen-Schiffer anomaly (_NSA) include the known anomalous growth, namely that _NSA does not necessarily grows with the nuclear mass, because _NSA is lower for the nuclei 39Ca-39K compared to the 17F-17 O nuclei. We have also introduced an extended version of the model previously presented involving the fundamental baryon octect and the a, w,_,ç,_,a*, Ø meson fields. We call this formulation as ZM modified model, adopting the acronym ZMM to characterize it. Using standard procedures of the quantum field theory, then we use the ZMM model to describe the equation of state for nuclear matter in ß and generalized ß equilibrium. The results of our approaches indicate that the presence of the_ meson increases the isospin asymmetry in the nucleon sector of the neutron star, this way reducing the difference in the number of neutrons and protons in the system. The inclusion of the resonant state ç leads to an increase of the asymmetry of isospin even greater, that is, their presence is equivalent to an amplification of the magnitude of _ meson. The results for the ZMM model indicate that the inclusion of the _ and ç meson states in the formalism modifies the values of the mass and radius of the neutron stars. Finally, we derive a relativistic formulation to describe the so called direct Urca process in barionic degenerated matter. Our results indicate that the neutron stars with mass greater than MNE~ 0.9M_, which represents the stellar critical mass (the mass of the neutron star whose baryon central density reached the critical density) would be cooled efficiently and be outside the possibility of detection by heat radiation in a few years.

Dissertação (Mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciencias Fisicas e Matematicas / Made available in DSpace on 2012-10-17T02:26:50Z (GMT). No. of bitstreams: 0Bitstream added on 2016-01-08T21:31:48Z : No. of bitstreams: 1 148680.pdf: 2177079 bytes, checksum: 65e515fc51b977c47d9100490afb924b (MD5) / Neste trabalho, a equação de estado para a matéria de nêutrons é estudada no contexto da aproximação não perturbativa Expansão d, e comparada a aproximação Relativística de Hartree (RHA). Esta expansão é uma aproximação não perturbativa para modelos de teoria de campo, que combina técnicas de teoria de perturbação e cálculo variacional. Utilizando este método para o modelo de Walecka, encontramos um novo ponto de saturação para a matéria de nêutrons em uma densidade 30 vezes superior a usual , além do resultado conhecido de saturação em 1.42 fm-1. Do ponto de vista astrofísico analisamos a equação de estado para as duas soluções e integramos a equação de Oppenheimer-Volkoff-Tolman simulando uma estrela de nêutrons.

Dissertação (Mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-graduação em Física / Made available in DSpace on 2012-10-22T14:33:13Z (GMT). No. of bitstreams: 1 233089.pdf: 13754710 bytes, checksum: 83f386d839c8741a3d75a3c1a5959660 (MD5) / O espectro de uma galaxia guarda preciosos vestigios dos processos fisicos ocorridos com os seus constituintes. Podem-se decifrar essas assinaturas, impressas ao longo da evolução galactica, através da sintese espectral de populações estelares. A síntese espectral consiste em modelar o espectro observado de uma galáxia a partir de uma mistura de estrelas ou populações estelares, além de parametros cinemáticos e da extinção por poeira. Neste trabalho, apresentamos duas aplicações do nosso código de síntese starlight. O primeiro estudo não trata explicitamente de populações estelares, mas utiliza as mesmas técnicas de síntese espectral. Apresentamos um atlas de 78 objetos na região do tripleto do cálcio 8498.02, 8542.09, 8662.14 °A, 69 dos quais são galáxias ativas. Com a finalidade de estudar a cinem´atica estelar dessa amostra, medimos as dispersões de velocidades estelares nucleares para 72 desses objetos, a partir de dois métodos: o do ajuste direto (que faz uso do código starlight) e o da correlação cruzada. A concordância entre os métodos é excelente. Em estudos posteriores, a dispersão de velocidades pode ser usada para diagnósticos de populações estelares, através da razão massa/luminosidade, e para o estudo da atividade em núcleos ativos de galáxias, através da relacão entre a dispersão de velocidades e a massa do buraco negro central. Para uma sub-amostra de 34 objetos, obtivemos espectros espacialmente resolvidos com bom sinal-ruído. Analisamos então o comportamento da dispersão de velocidades e da largura equivalente do tripleto do cálcio com a posição espacial. Apesar da nossa resolução espacial não ser muito favorável para estudos mais detalhados, obtivemos um resultado interessante: não há diluição da largura equivalente do Cai para as galáxias Seyfert 2 com formação estelar da nossa amostra, o que contrasta com a diluição da linha K do cálcio (estudo feito no óptico por outros autores) para esses mesmos objetos. Aplicamos também o starlight a uma amostra de 354992 galáxias da base de dados do Sloan Digital Sky Survey (sdss). Essa enorme amostra de objetos permite desvendar algumas questões astrofísicas sobre a evolução e a natureza de galáxias. Para que os modelos e os parâmetros recuperados com o nosso c´odigo de síntese sejam os mais precisos possíveis, desenvolvemos um algoritmo para a criação automática de máscaras (isto é a eliminação de regiões indesejáveis no ajuste do modelo). Para exemplificar o potencial de estudos que podem ser derivados da nossa análise, apresentamos alguns resultados preliminares da história de formação estelar de galáxias em função de suas posicões em diagramas de diagnóstico clássicos e também em funcão de sua massa. Galactic spectra contain valuable information about the composition of a galaxy and the physical processes that took place in it. Hence a good way of tracing the evolution of a galaxy is by means of spectral synthesis methods. In short, the spectral synthesis fits an observed spectrum with a combination of stars or stellar populations, kinematic parameters and dust attenuation. This work presents two different applications of our synthesis algorithm starlight. Our first study does not really focus on stellar populations, although it does make use of the same spectral synthesis techniques. We present an atlas of 78 objects in the calcium triplet region 8498.02, 8542.09, 8662.14 °A, 69 of which are active galaxies. To study the stellar kinematics of our sample, we measure central stellar velocity dispersions for 72 galaxies in two different ways: with the direct fitting (for which we use the starlight code) and cross-correlation methods. We find the methods are in very good agreement with each other. As future steps, we highlight the use of these results as a diagnosis of stellar populations, through the mass-to-light ratio, and the activity, through the black hole mass and velocity dispersion relation. We have also selected a sub-sample of 34 spacially resolved objects with reasonably good off-nuclear signal-to-noise. We study spacial variations of both the velocity dispersion and the calcium triplet equivalent width. Even though our spacial resolution does not allow very detailed studies, we find an interesting result: we see no dilution in the Ca ii equivalent width for composite starburst + Seyfert 2 galaxies, in contrast to the dilution of the Ca K line (studied in the visible band, by other authors) for the same objects. We also use starlight to study a sample of 354992 galaxies from the Sloan Digital Sky Survey (sdss). This huge sample can shed a new light on some astrophysical questions concerning the composition and evolution of galaxies. In order to start investigating them, we wish to recover very precise synthesis parameters. Thus we have developed a method that automates the process of creating masks (i.e., masking out unwanted spectral features), which plays an important role in determining such parameters. In addition, we explore some preliminary results for this sample, namely the star formation history of galaxies as a function of their loci in classical diagnostic diagrams and as a function on their masses.