This dissertation presents an application of Virtual and Augmented Reality, having as main focus the study of the magnetic field created by a single-phase engine of induction during its functioning. Virtual Reality and Augmented Reality potentially emerges every days, due increasing number of its applications in the most varied areas of the knowledge. One of the most benefited is Education. Therefore, these technologies becomes supporting tools for education, for assisting in the perception and interaction of the students in diverses subjects. The visualization of the magnetic field is related to strategies of use of ferromagnetic elements. Such fields, the example of others (Electric Field, Gravitational Field) have threedimensional characteristics. Since great part of the referring images to this physical phenomenon is static what most of the time it finishes making it difficult the learning of this subject. In this work, the Magnetic Field could be visualized, for the user, with use of Virtual Reality or Augmented Reality. The study element will be the Magnetic Field that is generated in an electric engine (of single-phase induction). It is intended, by means of this boarding, to identify the advantages of if using the techniques of Virtual Reality and Augmented Reality in relation the other forms of visualization of the magnetic field. / Esta dissertação apresenta uma aplicação de Realidade Virtual e Aumentada, tendo como foco principal o estudo do campo magnético criado por um motor de indução monofásico durante o seu funcionamento. A Realidade Virtual e a Realidade Aumentada a cada dia vêm se destacando, devido ao surgimento de suas inúmeras aplicações nas mais variadas áreas do conhecimento, e uma das mais beneficiadas é a educação. Portanto estas tecnologias vêm se tornando ferramentas de apoio ao ensino, auxiliando a percepção e interação dos alunos em assuntos diversos. A visualização do campo magnético está relacionada com estratégias de utilização de elementos ferromagnéticos. Tais campos, a exemplo de outros (Campo Elétrico, Campo Gravitacional) têm características tridimensionais. Sendo que grande parte das imagens referentes a este fenômeno físico é estática o que na maioria das vezes acaba dificultando ao aprendizado deste tema. Neste trabalho, o Campo Magnético poderá ser visualizado, pelo usuário, com uso de Realidade Virtual ou Realidade Aumentada. O elemento de estudo será o Campo Magnético que é gerado em um motor elétrico (de indução monofásico). Pretende-se, por meio desta abordagem, identificar as vantagens de se utilizar as técnicas de Realidade Virtual e Realidade Aumentada em relação à outras formas de visualização do campo magnético. / Mestre em Ciências

Introdução- As Leucemias Linfocíticas Agudas (LLA) constituem-se na mais comum das neoplasias em crianças. Alguns estudos epidemiológicos identificaram riscos aumentados de LLA em crianças expostas a campos magnéticos gerados por linhas de força de alta tensão, porém, essa associação não foi confirmada por outros estudos. Objetivo- Verificar a associação entre exposição a campos magnéticos e a incidência da LLA em crianças residentes na Região Metropolitana de São Paulo, considerando-se a distância das residências das crianças de linhas de transmissão de energia (88, 138, 230, 345 e 440 kV). Métodos- Estudo casocontrole de base populacional. Os casos foram selecionados em cinco hospitais na capital do município de São Paulo, que concentram o atendimento a crianças com LLA. Quatro controles populacionais foram selecionados para cada caso, emparelhados por sexo, idade e cidade de nascimento. Casos e controles foram entrevistados utilizando-se questionário similar para obtenção de informações sobre as variáveis de interesse e potenciais variáveis de confusão. Os domicílios foram avaliados em relação às distâncias de linhas de transmissão de energia mais próxima utilizando-se o Global Positioning System (GPS). Na análise da associação entre campos magnéticos e LLA foi utilizada regressão logística condicional, incluindo o controle de potenciais variáveis de confusão. Foram calculados os odds ratios (OR) e os respectivos intervalos com 95 por cento de confiança (IC95 por cento). Resultados- A associação entre a distância de linhas de transmissão e LLA foi ajustada pela variável escolaridade da pessoa entrevistada, resultando em OR de 2,91 (IC95 por cento 0,92-9,22). Conclusão- Concluiu-se que, crianças residentes a menos de 160 metros de linhas de transmissão de energia na RMSP apresentam risco maior, porém não estatisticamente significativo de desenvolver LLA quando comparadas com as que residem a mais que 160 metros. / Introduction-The Acute Lymphocytic Leukemia (ALL) is the most common cancers in children. Some epidemiological studies have identified increased risk of ALL in children exposed to magnetic fields generated by high voltage power lines, however, this association was not confirmed by other studies. Purpose- Check the association between exposure to magnetic fields and the incidence of ALL in children residing in the Metropolitan Region of São Paulo, considering the distance from childrens home and transmission lines (88, 138, 230, 345 and 440 kV). Methods- A population-based case-control study. The cases were selected in five hospitals in the city of Sao Paulo, which account for the care of children with ALL. Four population controls were selected for each case, matched by sex, age and city of birth. Cases and controls were interviewed using a similar questionnaire to obtain information on the interest variables and potential confounding variables. The homes were evaluated by distances of the nearest transmission lines using the Global Positioning System (GPS). To examine the association between magnetic fields and ALL was used conditional logistic regression, including the control of potential confounding variables. We calculated the odds ratios (OR) and their 95per cent confidence interval (95 per cent CI). Results-The association between the distance of transmission lines and ALL was adjusted by education of the person interviewed, and the OR was 2.91 (95 per cent CI 0.92-9.22). Conclusion- Children living at less than 160 m of power transmission lines in RMSP have higher risk, though not statistically significant, when compared with those living in more than 160 m.

O tópico abordado nesta tese é a perda de massa através de ventos coronais magnetizados em estrelas de baixa massa. Ventos estelares têm sido estudados extensivamente há vários anos, tendo inicialmente como foco o vento solar. Atualmente, sabe-se que o campo magnético é essencial na aceleração e aquecimento dos ventos coronais. Apesar do conhecimento detalhado que temos da estrutura magnética do Sol, pouco se sabe sobre a configuração do campo magnético em outras estrelas. Nesta tese, é investigada a estrutura do campo magnético nas coroas de estrelas do tipo solar na Seqüência Principal e de suas predecessoras na pré Seqüência Principal através de simulações numéricas magneto-hidrodinâmicas tri-dimensionais. Aqui, consideramos de forma auto-consistente a interação entre o vento e o campo magnético e vice-versa. Dessa forma, pela interação entre forças magnéticas e forças do vento, consegue-se determinar a configuração do campo magnético e a estrutura dos ventos coronais. Realizamos um estudo de ventos de estrelas do tipo solar e a dependência dos mesmos com o parâmetro beta do plasma (a razão entre as densidades de energia térmica e magnética). Este é o primeiro estudo a realizar tal análise resolvendo as equações tri-dimensionais da magneto-hidrodinâmica ideal. Em nossas simulações, adotamos um parâmetro de aquecimento descrito por gamma, que é responsável pela aceleração térmica do vento. Então, nós analisamos ventos com intensidades de campo magnético nos pólos no intervalo de B0 = 1 a 20 G e mostramos que a estrutura do vento apresenta características que são similares à do vento coronal do Sol. No estado estacionário, a topologia do campo magnético obtida é similar para todos os casos estudados, apresentando uma configuração do tipo helmet streamer, com zonas de linhas fechadas e abertas de campo magnético co-existindo. Intensidades mais altas de campo levam a ventos mais acelerados e mais quentes. O aumento na intensidade do campo gera também uma zona morta maior no vento, i.e., os loops fechados que previnem que a matéria escape da coroa em latitudes menores que ~45 graus se estendem a maiores distâncias da estrela. Além disso, mostramos também que a força de Lorentz gera naturalmente um vento que é dependente da latitude. Ao aumentar a densidade da coroa mantendo B0 = 20 G, mostramos que o sistema volta a apresentar ventos menos acelerados e mais frios. Para um valor fixo de gamma, mostramos que o parâmetro essencial na determinação do perfil de velocidade do vento é o parâmetro beta calculado na base da coroa. Dessa forma, acredita-se que haja um grupo de ventos magnetizados que apresenta a mesma velocidade terminal independentemente das densidades de energia térmica ou magnética, desde que o parâmetro beta seja o mesmo. No entanto, essa degenerescência pode ser removida ao se comparar outros parâmetros físicos do vento, tal como a taxa de perda de massa. Nós também analisamos a influência do gamma nos nossos resultados e mostramos que ele é importante na determinação da estrutura do vento. Além disso, investigamos ventos magnetizados de estrelas de baixa massa da pré Seqüência Principal. Em particular, analisamos sob quais circunstâncias tais estrelas apresentam estruturas magnéticas alongadas (e.g., helmet streamers, proeminências do tipo slingshot, etc). Focamos especialmente em estrelas do tipo T Tauri fracas, uma vez que o tênue disco de acreção, quando presente ao redor de tais estrelas, não deve causar forte influência na estrutura do vento estelar e nem na do campo magnético coronal. Nós mostramos que o parâmetro beta do plasma é um fator decisivo na configuração do campo magnético do vento estelar. Usando parâmetros iniciais adequados ao que se é observado para tais estrelas, nós mostramos que a configuração do campo magnético pode variar entre uma configuração semelhante à de um dipolo e uma configuração com linhas fortemente colimadas em torno do eixo polar e streamers fechados ao redor do equador (configuração de multi-componentes para o campo magnético). Mostramos que as estruturas alongadas do campo magnético somente estão presentes se o parâmetro beta do plasma na base da coroa é beta0 << 1. Usando nossos modelos magneto-hidrodinâmicos, auto-consistentes, tri-dimensionais, estimamos para ventos de estrelas da pré Seqüência Principal a escala temporal de migração planetária devido a forças de arraste exercidas pelo vento em um planeta tipo hot-Jupiter (i.e., um planeta gigante que orbita muito próximo da estrela). Nosso modelo sugere que os ventos estelares de coroas com multi-componentes de campo magnético não têm influências significativas na migração de hot-Jupiters. / The subject of this thesis is the mass loss of low-mass stars through magnetized coronal winds. Stellar winds have been a topic of extensive research in Astrophysics for a long time, and their first investigations focused on the solar wind. Nowadays, we know that the magnetic field plays a crucial role in the acceleration and heating of coronal winds. Despite of the knowledge of the fine structure of the solar magnetic field, much less information is known regarding the configuration of the magnetic field in other stars. In this thesis, we investigate the structure of the magnetic field in the coronae of solar-like stars and young stars by means of three-dimensional magnetohydrodynamical numerical simulations. We self-consistently take into consideration the interaction of the outflowing wind with the magnetic field and vice versa. Hence, from the interplay between magnetic forces and wind forces, we are able to determine the configuration of the magnetic field and the structure of the coronal winds. We investigate solar-like stellar winds and their dependence on the plasma-beta parameter (the ratio between thermal and magnetic energy densities). This is the first study to perform such analysis solving the fully ideal three-dimensional magnetohydrodynamics equations. We adopt in our simulations a heating parameter described by gamma, which is responsible for the thermal acceleration of the wind. We analyze winds with polar magnetic field intensities ranging from B0 = 1 to 20 G and we show that the wind structure presents characteristics that are similar to the solar coronal wind. The steady-state magnetic field topology for all cases is similar, presenting a configuration of helmet streamer-type, with zones of closed field lines and open field lines coexisting. Higher magnetic field intensities lead to faster and hotter winds. The increase of the field intensity generates a larger ``dead zone\'\' in the wind, i.e., the closed loops that inhibit matter to escape from latitudes lower than 45 degrees extend farther away from the star. The Lorentz force leads naturally to a latitude-dependent wind. We show that by increasing the density and maintaining B0 = 20 G, the system recovers to slower and cooler winds. For a fixed gamma, we show that the key parameter in determining the wind velocity profile is the beta-parameter at the coronal base. Therefore, there is a group of magnetized flows that would present the same terminal velocity despite of its thermal and magnetic energy densities, as long as the plasma-beta parameter is the same. This degeneracy, however, can be removed if we compare other physical parameters of the wind, such as the mass-loss rate. We also analyze the influence of gamma in our results and we show that it is also important in determining the wind structure. We further investigate magnetized stellar winds of low-mass pre-main-sequence stars. In particular we analyze under which circumstances these stars present elongated magnetic features (e.g., helmet streamers, slingshot prominences, etc). We focus on weak-lined T Tauri stars, as the presence of the tenuous accretion disk is not expected to have strong influence on the structure of the stellar wind neither on the coronal magnetic field. We show that the plasma-beta parameter is a decisive factor in defining the magnetic configuration of the stellar wind. Using initial parameters within the observed range for these stars, we show that the coronal magnetic field configuration can vary between a dipole-like configuration and a configuration with strong collimated polar lines and closed streamers at the equator (multicomponent configuration for the magnetic field). We show that elongated magnetic features will only be present if the plasma-beta parameter at the coronal base is beta0 << 1. Using our self-consistent three-dimensional magnetohydrodynamical model, we estimate for the stellar winds of pre-main-sequence stars the timescale of planet migration due to drag forces exerted by the stellar wind on a hot-Jupiter (i.e., on a giant planet that orbits very close to the star). Our model suggests that the stellar wind of these multicomponent coronae are not expected to have significant influence on the migration of hot-Jupiters.