Jatos e discos de acreção associados a objetos galácticos e extragalácticos tais como, microquasares (i.e., buracos negros de massa estelar presentes em alguns sistemas binários estelares), núcleos ativos de galáxias (NAGs) e objetos estelares jovens (OEJs), frequentemente exibem eventos de ejeção de matéria quase periódicos que podem fornecer importantes informações sobre os processos físicos que ocorrem nas suas regiões mais internas. Entre essas classes de objetos, os microquasares com emissão transiente em raios-X vêm sendo identificados em nossa Galáxia desde a última década, e tal como os NAGs e quasares distantes, alguns desses sistemas também produzem jatos colimados com velocidades aparentemente superluminais, não deixando dúvidas de que se tratam de um gás ejetado com velocidades relativísticas. Um exemplo amplamente observado em comprimentos de onda do rádio aos raios-X é o microquasar GRS 1915+105 (e.g., Dhawan et al.,2000), que foi o primeiro objeto galáctico a exibir evidências de um jato com movimento aparentemente superluminal (Mirabel e Rodríguez, 1998, 1994). Um modelo para explicar a origem dessas ejeções superluminais, bem como a emissão rádio sincrotrônica em flares não muito diferentes dos que ocorrem na coroa solar, foi desenvolvido por de Gouveia Dal Pino e Lazarian (2005), onde é invocado um processo de reconexão magnética violenta entre as linhas de campo magnético que se erguem do disco de acreção e as linhas da magnetosfera da fonte central. Em episódios de acreção onde a razão entre a pressão efetiva do disco e a pressão magnética diminui para valores menores ou da ordem de 1 e as taxas de acreção se aproximam da taxa crítica de Eddington, a reconexão pode tornar-se violenta e libera grandes quantidades de energia magnética em pouco tempo. Parte dessa energia aquece o gás, tanto da coroa quanto do disco, e parte acelera as partículas a velocidades relativísticas por um processo de Fermi de primeira ordem, pela primeira vez estudado em zonas de reconexão magnética por esses autores, produzindo um espectro sincrotrônico de lei de potência com índice espectral comparável às observações. Neste trabalho realizamos um estudo complementar, iniciado por Piovezan (2009), no qual generalizamos o modelo acima descrito para o caso dos NAGs. Nesse estudo, constatamos que a atividade de reconexão magnética na região coronal, na base de lançamento do jato, pode explicar a origem das ejeções relativísticas, dos microquasares aos NAGs de baixa luminosidade (tais como galáxias Seyfert e LINERS). A potência liberada em eventos de reconexão magnética em função das massas dos buracos negros dessas fontes, de 5 massas solares a 10^10 massas solares, obedece a uma correlação que se mantém por todo esse intervalo, abrangendo 10^9 ordens de magnitude. Essa correlação implica em uma dependência quase linear (em um diagrama log-log), aproximadamente independente das características físicas locais dos discos de acreção dessas fontes. Além do mais, ela é compatível com o chamado plano fundamental, obtido empiricamente, que correlaciona a emissão rádio e raios-X dos microquasares e NAGs às massas dos seus buracos negros (veja Merloni et al., 2003). Assim, o modelo de de Gouveia Dal Pino e Lazarian (2005), oferece uma interpretação física simples para a existência dessa correlação empírica, como devida à atividade magnética coronal nessas fontes. Já os quasares e NAGs mais luminosos não satisfazem à mesma correlação, possivelmente porque a densidade ao redor da região coronal nessas fontes é tão alta que mascara a emissão devida à atividade magnética. A emissão rádio nesses casos deve-se, possivelmente, a regiões mais externas do jato supersônico, onde ele já expandiu o suficiente para tornar-se opticamente fino e visível, e onde os elétrons relativísticos são possivelmente produzidos em choques (veja também de Gouveia Dal Pino et al., 2010a,b). Paralelamente, investigamos a formação de eventos de reconexão magnética através de simulações magnetohidrodinâmicas axissimétricas (2.5D-MHD), da interação entre o campo magnético poloidal ancorado no disco de acreção viscoso (satisfazendo ao modelo padrão de Shakura e Sunyaev, 1973) e a magnetosfera dipolar da fonte central em rotação. Para esse fim, consideramos condições iniciais semelhantes às dos OEJs. Nos testes preliminares aqui realizados, a reconexão magnética das linhas ocorre em presença de uma resistividade numérica, que não é intensa o bastante para determinar um processo de reconexão a taxas da ordem da velocidade de Alfvén, ou seja, ela é essencialmente lenta. Ainda assim, pudemos identificar alguns dos efeitos previstos pelo modelo de reconexão magnética rápida aqui estudado. Por exemplo, verificamos que a frequência e a intensidade com que eventos de reconexão magnética podem ocorrer é sensível tanto à topologia inicial do campo magnético do sistema quanto às taxas de acreção do disco (como previsto pelo modelo de de Gouveia Dal Pino e Lazarian, 2005), de modo que tais eventos ocorrem de forma mais eficiente em regimes de alta taxa de acreção. Finalmente, além da investigação sobre o desenvolvimento de eventos de reconexão magnética, pudemos também examinar a partir das simulações a formação natural de funis de acreção, os quais são colunas de acreção que conduzem gás do disco para a superfície da fonte central através das linhas do campo magnético. Os resultados desse estudo foram comparados com as observações de funis de acreção de objetos estelares jovens. / Jets and accretion disks associated with galactic and extragalactic objects such as microquasars (i.e., stellar-mass black holes occurring in some binary stellar systems), active galactic nuclei (AGNs) and young stellar objects (YSOs), often exhibit quasi-periodic ejections of matter that may offer important clues about the physical processes that occur in their inner regions. Among these classes of objects, microquasars with transient emission in X-rays have been identified in our Galaxy since the last decade and like AGNs and distant quasars, some of them also produce collimated jets with apparent superluminal speeds, leaving no doubt that we are also dealing with ejected gas with relativistic velocities. One example widely investigated from radio wavelengths to X-rays is the microquasar GRS 1915+105 (e.g., Dhawan et al.,2000), which was the first Galactic object to show evidence of a jet with apparent superluminal motion (Mirabel e Rodríguez, 1998, 1994). A model to explain the origin of the superluminal ejections and the synchrotron radio emission in flares which are not very different from those occurring in the solar corona, was developed by de Gouveia Dal Pino e Lazarian (2005), where they invoked a process of violent magnetic reconnection between the magnetic field lines that arise from the accretion disk and the lines of the magnetosphere of the central source. In accretion episodes where the ratio between the effective disk pressure and magnetic pressure decreases to values smaller than the unity and the accretion rate approaches the critical Eddington rate, the reconnection may become violent and releases large amounts of magnetic energy in a short time. Part of this energy heats the coronal and the disk gas and part accelerates particles to relativistic velocities through a first-order Fermi-like process, which was investigated for the first time in magnetic reconnection by these authors and results a synchrotron radio power-law spectrum that is compatible to the observations. In the present work we conducted a complementary study, initiated by Piovezan (2009), which generalize the model described above for the case of AGNs. We found that the activity due to magnetic reconnection in the coronal region, at the base of the launching jet, can explain the origin of relativistic ejections from microquasars to low luminous AGNs (LLAGNs, such as Seyfert galaxies and LINERs). The power released by magnetic reconnection events as a function of the black hole masses of these sources, between 5 solar mass and 10^10 solar mass, obeys a correlation that is maintained throughout this interval, spanning 10^9 orders of magnitude. This correlation implies an almost linear dependence (in a log-log diagram), which is approximately independent of the physical properties of the accretion disks of these sources. Moreover, it is compatible with the so-called fundamental plan obtained empirically, which correlates the radio and X-rays emission of microquasars and AGNs with the masses of their black holes (see Merloni et al., 2003). Thus, the model of de Gouveia Dal Pino e Lazarian (2005) provides a simple physical interpretation for the existence of this empirical correlation as due to coronal magnetic activity in these sources. More luminous AGNs and quasars do not seem to obey the same correlation, possibly because the density around the coronal region in these sources is so high that it \"masks\" the emission due to the magnetic activity. The radio emission in these cases is possibly due regions further out of the supersonic jet, where it has already expanded enough to become optically thin and visible and where the relativistic electrons are probably accelerated in shocks (see also de Gouveia Dal Pino et al., 2010a,b). In addition, we investigated the development of magnetic reconnection events through axisymmetric magnetohydrodynamic simulations (2.5D-MHD) of the interaction between the poloidal magnetic field that arises from the viscous accretion disk (which satisfies the standard model of Shakura e Sunyaev, 1973) and the dipolar magnetosphere of the rotating central source. To this aim, we considered initial conditions which are compatible to those of YSOs. In the preliminary tests conducted here, magnetic reconnection occurs in the presence of numerical resistivity only, which is not intense enough to determine a process of reconnection with rates of the order of the Alfvén speed, i.e., it is essentially slow. Nevertheless, we were able to identify some of the effects predicted by the model of fast magnetic reconnection studied here. For example, we found that the frequency and strength with which events of magnetic reconnection can occur is sensitive to both the initial topology of the magnetic field of the system and the accretion disk rates (as predicted by the model of de Gouveia Dal Pino e Lazarian, 2005), so that such events occur more efficiently under high accretion rates. Finally, besides the investigation of the development of magnetic reconnection events, we could also examine in our numerical studies the natural formation of funnel flows which are accretion columns that transport gas from the accretion disk to the surface of the central source along the magnetic field lines. The results of these studies were compared with the observations of funnel flows in young stellar objects.

Jatos e discos de acreção associados a objetos galácticos e extragalácticos tais como, microquasares (i.e., buracos negros de massa estelar presentes em alguns sistemas binários estelares), núcleos ativos de galáxias (NAGs) e objetos estelares jovens (OEJs), frequentemente exibem eventos de ejeção de matéria quase periódicos que podem fornecer importantes informações sobre os processos físicos que ocorrem nas suas regiões mais internas. Entre essas classes de objetos, os microquasares com emissão transiente em raios-X vêm sendo identificados em nossa Galáxia desde a última década, e tal como os NAGs e quasares distantes, alguns desses sistemas também produzem jatos colimados com velocidades aparentemente superluminais, não deixando dúvidas de que se tratam de um gás ejetado com velocidades relativísticas. Um exemplo amplamente observado em comprimentos de onda do rádio aos raios-X é o microquasar GRS 1915+105 (e.g., Dhawan et al.,2000), que foi o primeiro objeto galáctico a exibir evidências de um jato com movimento aparentemente superluminal (Mirabel e Rodríguez, 1998, 1994). Um modelo para explicar a origem dessas ejeções superluminais, bem como a emissão rádio sincrotrônica em flares não muito diferentes dos que ocorrem na coroa solar, foi desenvolvido por de Gouveia Dal Pino e Lazarian (2005), onde é invocado um processo de reconexão magnética violenta entre as linhas de campo magnético que se erguem do disco de acreção e as linhas da magnetosfera da fonte central. Em episódios de acreção onde a razão entre a pressão efetiva do disco e a pressão magnética diminui para valores menores ou da ordem de 1 e as taxas de acreção se aproximam da taxa crítica de Eddington, a reconexão pode tornar-se violenta e libera grandes quantidades de energia magnética em pouco tempo. Parte dessa energia aquece o gás, tanto da coroa quanto do disco, e parte acelera as partículas a velocidades relativísticas por um processo de Fermi de primeira ordem, pela primeira vez estudado em zonas de reconexão magnética por esses autores, produzindo um espectro sincrotrônico de lei de potência com índice espectral comparável às observações. Neste trabalho realizamos um estudo complementar, iniciado por Piovezan (2009), no qual generalizamos o modelo acima descrito para o caso dos NAGs. Nesse estudo, constatamos que a atividade de reconexão magnética na região coronal, na base de lançamento do jato, pode explicar a origem das ejeções relativísticas, dos microquasares aos NAGs de baixa luminosidade (tais como galáxias Seyfert e LINERS). A potência liberada em eventos de reconexão magnética em função das massas dos buracos negros dessas fontes, de 5 massas solares a 10^10 massas solares, obedece a uma correlação que se mantém por todo esse intervalo, abrangendo 10^9 ordens de magnitude. Essa correlação implica em uma dependência quase linear (em um diagrama log-log), aproximadamente independente das características físicas locais dos discos de acreção dessas fontes. Além do mais, ela é compatível com o chamado plano fundamental, obtido empiricamente, que correlaciona a emissão rádio e raios-X dos microquasares e NAGs às massas dos seus buracos negros (veja Merloni et al., 2003). Assim, o modelo de de Gouveia Dal Pino e Lazarian (2005), oferece uma interpretação física simples para a existência dessa correlação empírica, como devida à atividade magnética coronal nessas fontes. Já os quasares e NAGs mais luminosos não satisfazem à mesma correlação, possivelmente porque a densidade ao redor da região coronal nessas fontes é tão alta que mascara a emissão devida à atividade magnética. A emissão rádio nesses casos deve-se, possivelmente, a regiões mais externas do jato supersônico, onde ele já expandiu o suficiente para tornar-se opticamente fino e visível, e onde os elétrons relativísticos são possivelmente produzidos em choques (veja também de Gouveia Dal Pino et al., 2010a,b). Paralelamente, investigamos a formação de eventos de reconexão magnética através de simulações magnetohidrodinâmicas axissimétricas (2.5D-MHD), da interação entre o campo magnético poloidal ancorado no disco de acreção viscoso (satisfazendo ao modelo padrão de Shakura e Sunyaev, 1973) e a magnetosfera dipolar da fonte central em rotação. Para esse fim, consideramos condições iniciais semelhantes às dos OEJs. Nos testes preliminares aqui realizados, a reconexão magnética das linhas ocorre em presença de uma resistividade numérica, que não é intensa o bastante para determinar um processo de reconexão a taxas da ordem da velocidade de Alfvén, ou seja, ela é essencialmente lenta. Ainda assim, pudemos identificar alguns dos efeitos previstos pelo modelo de reconexão magnética rápida aqui estudado. Por exemplo, verificamos que a frequência e a intensidade com que eventos de reconexão magnética podem ocorrer é sensível tanto à topologia inicial do campo magnético do sistema quanto às taxas de acreção do disco (como previsto pelo modelo de de Gouveia Dal Pino e Lazarian, 2005), de modo que tais eventos ocorrem de forma mais eficiente em regimes de alta taxa de acreção. Finalmente, além da investigação sobre o desenvolvimento de eventos de reconexão magnética, pudemos também examinar a partir das simulações a formação natural de funis de acreção, os quais são colunas de acreção que conduzem gás do disco para a superfície da fonte central através das linhas do campo magnético. Os resultados desse estudo foram comparados com as observações de funis de acreção de objetos estelares jovens. / Jets and accretion disks associated with galactic and extragalactic objects such as microquasars (i.e., stellar-mass black holes occurring in some binary stellar systems), active galactic nuclei (AGNs) and young stellar objects (YSOs), often exhibit quasi-periodic ejections of matter that may offer important clues about the physical processes that occur in their inner regions. Among these classes of objects, microquasars with transient emission in X-rays have been identified in our Galaxy since the last decade and like AGNs and distant quasars, some of them also produce collimated jets with apparent superluminal speeds, leaving no doubt that we are also dealing with ejected gas with relativistic velocities. One example widely investigated from radio wavelengths to X-rays is the microquasar GRS 1915+105 (e.g., Dhawan et al.,2000), which was the first Galactic object to show evidence of a jet with apparent superluminal motion (Mirabel e Rodríguez, 1998, 1994). A model to explain the origin of the superluminal ejections and the synchrotron radio emission in flares which are not very different from those occurring in the solar corona, was developed by de Gouveia Dal Pino e Lazarian (2005), where they invoked a process of violent magnetic reconnection between the magnetic field lines that arise from the accretion disk and the lines of the magnetosphere of the central source. In accretion episodes where the ratio between the effective disk pressure and magnetic pressure decreases to values smaller than the unity and the accretion rate approaches the critical Eddington rate, the reconnection may become violent and releases large amounts of magnetic energy in a short time. Part of this energy heats the coronal and the disk gas and part accelerates particles to relativistic velocities through a first-order Fermi-like process, which was investigated for the first time in magnetic reconnection by these authors and results a synchrotron radio power-law spectrum that is compatible to the observations. In the present work we conducted a complementary study, initiated by Piovezan (2009), which generalize the model described above for the case of AGNs. We found that the activity due to magnetic reconnection in the coronal region, at the base of the launching jet, can explain the origin of relativistic ejections from microquasars to low luminous AGNs (LLAGNs, such as Seyfert galaxies and LINERs). The power released by magnetic reconnection events as a function of the black hole masses of these sources, between 5 solar mass and 10^10 solar mass, obeys a correlation that is maintained throughout this interval, spanning 10^9 orders of magnitude. This correlation implies an almost linear dependence (in a log-log diagram), which is approximately independent of the physical properties of the accretion disks of these sources. Moreover, it is compatible with the so-called fundamental plan obtained empirically, which correlates the radio and X-rays emission of microquasars and AGNs with the masses of their black holes (see Merloni et al., 2003). Thus, the model of de Gouveia Dal Pino e Lazarian (2005) provides a simple physical interpretation for the existence of this empirical correlation as due to coronal magnetic activity in these sources. More luminous AGNs and quasars do not seem to obey the same correlation, possibly because the density around the coronal region in these sources is so high that it \"masks\" the emission due to the magnetic activity. The radio emission in these cases is possibly due regions further out of the supersonic jet, where it has already expanded enough to become optically thin and visible and where the relativistic electrons are probably accelerated in shocks (see also de Gouveia Dal Pino et al., 2010a,b). In addition, we investigated the development of magnetic reconnection events through axisymmetric magnetohydrodynamic simulations (2.5D-MHD) of the interaction between the poloidal magnetic field that arises from the viscous accretion disk (which satisfies the standard model of Shakura e Sunyaev, 1973) and the dipolar magnetosphere of the rotating central source. To this aim, we considered initial conditions which are compatible to those of YSOs. In the preliminary tests conducted here, magnetic reconnection occurs in the presence of numerical resistivity only, which is not intense enough to determine a process of reconnection with rates of the order of the Alfvén speed, i.e., it is essentially slow. Nevertheless, we were able to identify some of the effects predicted by the model of fast magnetic reconnection studied here. For example, we found that the frequency and strength with which events of magnetic reconnection can occur is sensitive to both the initial topology of the magnetic field of the system and the accretion disk rates (as predicted by the model of de Gouveia Dal Pino e Lazarian, 2005), so that such events occur more efficiently under high accretion rates. Finally, besides the investigation of the development of magnetic reconnection events, we could also examine in our numerical studies the natural formation of funnel flows which are accretion columns that transport gas from the accretion disk to the surface of the central source along the magnetic field lines. The results of these studies were compared with the observations of funnel flows in young stellar objects.

Nesta dissertação discutimos o processo da acreção de materia sobre objetos compactos em suas diferentes abordagens. Iniciando com o caso clássico, estudamos sua contraparte relativística e, por fim, investigamos a acreção de fluidos cosmológicos (energia escura e matéria escura) em buracos negros. Devido a simetria esférica adotada, a formação dos chamados discos de acréscimo é proibida (tanto no caso clássico quanto no relativístico) e, portanto, os problemas relacionados com a física dos discos (sua formação e evolução) não foram investigados. No contexto clássico, analisamos inicialmente a chamada acreçao de Bondi, onde o fluido acretado obedece a uma equação de estado politropica e o processo de acreção é descrito pela hidrodinâmica euleriana. A existância de 6 tipos possíveis de solucões para o campo de velocidades é identicada e suas consequências fsicas são discutidas em detalhe. Apenas uma dessas soluções descreve de forma fisicamente consistente o processo de acreção. A taxa de materia acretada é constante, um resultado esperado devido a hipotese de regime estacionário. O estudo do caso relativstico é completamente baseado na Teoria da Relatividade Geral, com o campo gravitacional do corpo central sendo descrito pela metrica de Schwarzschild. O processo relativstico também ocorre sob condições estacionárias e, portanto, a taxa de acreção resultante também é constante. Uma atenção especial foi dedicada para a acreção de fluidos cosmologicos satisfazendo uma equação de estado linear e tambem para o chamado gás de Chaplygin. Estudamos separadamente o comportamento espacial do fluido na região dominada pela acreção e também a influência da evolução cosmologica nas regiões mais distantes. Mostramos que a massa do buraco negro central pode apresentar uma evolução no tempo em escala cosmológica. Os resultados de Babichev (caso linear) e o gás de Chaplygin foram unicadamente descritos através de uma equacão de estado generalizada. Por fim, determinamos também sob que condições a acreção de matéria pode provocar mudancas significativas na massa do buraco negro. / In this dissertation the matter accretion process upon compact objects is discussed in its diferent approaches. Starting with the classical case, the relativistic type was studied and, in the end, the accretion of cosmological fluids (dark energy and dark matter) onto a black hole is investigated. Due to spherical symmetry adopted, the formation of accretion disks is forbidden (both in the classical and relativistic case) and, thus, the problems related to disk physics (the formation and evolution) were not investigated. On the classical approach, the so called Bondi accretion is examined, in which the matter flux occurs according to a polytropic equation of state and the accretion itself is described by the Eulerian hydrodynamic. The existence of 6 possible families of solutions for the velocity field is identied and its physical consequences are thoroughly discussed. Only one of these solutions describes the accretion process in a physically consistent manner. The mass accretion rate is found to be constant, as expected duo to the steady-state hypothesis. The relativistic approach is completely based on the General Relativity Theory. In this case, the gravitational field of the central body is described by the Schwarzschild metric. The relativistic process also occurs in steady-state conditions and, therefore, the accretion flux also is constant. A particular interest is given to the accretion of cosmological fluids with a linear equation of state and of Chaplygin gas. Both the spacial behaviour of the fluids in the accretion dominated region and their cosmological evolution in farther regions are looked into individually. The mass of the central black hole\'s evolution is shown to occur in cosmological times. The Babichev (linear equation of state) and Chaplygin results were unied through a generalised equation of state. At last, it is also determined under which conditions the accretion of cosmological fluids can have astonishing effects on the black hole\'s mass.

Nesta dissertação discutimos o processo da acreção de materia sobre objetos compactos em suas diferentes abordagens. Iniciando com o caso clássico, estudamos sua contraparte relativística e, por fim, investigamos a acreção de fluidos cosmológicos (energia escura e matéria escura) em buracos negros. Devido a simetria esférica adotada, a formação dos chamados discos de acréscimo é proibida (tanto no caso clássico quanto no relativístico) e, portanto, os problemas relacionados com a física dos discos (sua formação e evolução) não foram investigados. No contexto clássico, analisamos inicialmente a chamada acreçao de Bondi, onde o fluido acretado obedece a uma equação de estado politropica e o processo de acreção é descrito pela hidrodinâmica euleriana. A existância de 6 tipos possíveis de solucões para o campo de velocidades é identicada e suas consequências fsicas são discutidas em detalhe. Apenas uma dessas soluções descreve de forma fisicamente consistente o processo de acreção. A taxa de materia acretada é constante, um resultado esperado devido a hipotese de regime estacionário. O estudo do caso relativstico é completamente baseado na Teoria da Relatividade Geral, com o campo gravitacional do corpo central sendo descrito pela metrica de Schwarzschild. O processo relativstico também ocorre sob condições estacionárias e, portanto, a taxa de acreção resultante também é constante. Uma atenção especial foi dedicada para a acreção de fluidos cosmologicos satisfazendo uma equação de estado linear e tambem para o chamado gás de Chaplygin. Estudamos separadamente o comportamento espacial do fluido na região dominada pela acreção e também a influência da evolução cosmologica nas regiões mais distantes. Mostramos que a massa do buraco negro central pode apresentar uma evolução no tempo em escala cosmológica. Os resultados de Babichev (caso linear) e o gás de Chaplygin foram unicadamente descritos através de uma equacão de estado generalizada. Por fim, determinamos também sob que condições a acreção de matéria pode provocar mudancas significativas na massa do buraco negro. / In this dissertation the matter accretion process upon compact objects is discussed in its diferent approaches. Starting with the classical case, the relativistic type was studied and, in the end, the accretion of cosmological fluids (dark energy and dark matter) onto a black hole is investigated. Due to spherical symmetry adopted, the formation of accretion disks is forbidden (both in the classical and relativistic case) and, thus, the problems related to disk physics (the formation and evolution) were not investigated. On the classical approach, the so called Bondi accretion is examined, in which the matter flux occurs according to a polytropic equation of state and the accretion itself is described by the Eulerian hydrodynamic. The existence of 6 possible families of solutions for the velocity field is identied and its physical consequences are thoroughly discussed. Only one of these solutions describes the accretion process in a physically consistent manner. The mass accretion rate is found to be constant, as expected duo to the steady-state hypothesis. The relativistic approach is completely based on the General Relativity Theory. In this case, the gravitational field of the central body is described by the Schwarzschild metric. The relativistic process also occurs in steady-state conditions and, therefore, the accretion flux also is constant. A particular interest is given to the accretion of cosmological fluids with a linear equation of state and of Chaplygin gas. Both the spacial behaviour of the fluids in the accretion dominated region and their cosmological evolution in farther regions are looked into individually. The mass of the central black hole\'s evolution is shown to occur in cosmological times. The Babichev (linear equation of state) and Chaplygin results were unied through a generalised equation of state. At last, it is also determined under which conditions the accretion of cosmological fluids can have astonishing effects on the black hole\'s mass.

The local universe is dominated by quiescent galaxies with little or no ongoing star formation. Once star formation has been shut down in a possible quasar phase, energy feedback in the form of outflows from a supermassive black hole (SMBH) accreting at a low rate is one of the leading candidates for heating up or removing gas accreted afterwards. In this work we performed hydrodynamic simulations of radiatively inefficient accretion flows around supermassive black holes and investigate the generation of outflows by the accretion flow. We found that hot accretion flows can produce powerful subrelativistic winds that carry considerable amounts of energy away and they can provide feedback inside the host galaxy. / O universo local é dominado por galáxias quiescentes com pouca, ou nenhuma, taxa atual de formação estelar. Uma vez que a formação estelar é suprimida numa possível fase de quasar do núcleo ativo da galáxia, o feedback de energia na forma de outflows do buraco negro supermassivo acretando a pequenas taxas é um dos principais candidatos a aquecer ou remover o gás do sistema. Nesse trabalho, executamos simulações hidrodinâmicas de escoamentos acretivos radiativamente ineficientes ao redor de buracos negros supermassivos e investigamos a geração de outflows pelo escoamento. Encontramos que escoamentos acretivos quentes podem produzir ventos subrelativísticos poderosos que carregam para fora consideráveis quantidades de energia e que podem providenciar feedback dentro da galáxia hospedeira.

High-mass stars play a significant role in the evolution of the Universe and the process that leads to the formation of such objects is still an open question in Astrophysics. The details of the structures connected to the central sources, such as the circumstellar disks and the morphology of the jets at their launching points, still lack of observational evidence. In this thesis, the high-mass star forming process is investigated in terms of the evolution of high-mass clumps selected from the ATLASGAL survey based on their CO emission in the sub-millimetre. While single-dish sub-millimetre observations provide a large-scale view of the high-mass star formation process, higher angular resolution observations are required to disentangle the details of the protostars within the clumps. For this, three-dimensional infrared spectroscopy was obtained for a group of RMS sources to characterise the circumstellar environment of high-mass YSOs in linear scales of ~100-1000 AU. The ATLASGAL TOP100 sample offers a unique opportunity to analyse a statistically complete sample of high-mass clumps at different evolutionary stages. APEX data of three rotational J transitions of the CO (the CO(4-3), CO(6-5) and CO(7-6)) were used to characterise the properties of their warm gas (~155 K) content and to derive the relations between the CO and the clump properties. The CO line luminosities were derived and the analysis indicated that the CO emission increases as a function of the evolutionary stage of the clumps (from infrared-weak to HII regions) and as a function of the bolometric luminosity and mass of the sources. The comparison of the TOP100 with low-mass objects observed in the CO(6-5) and CO(7-6), together with CO(10-9) data observed for a complementary sample of objects indicated that the dependency of the CO luminosity with the bolometric luminosity of the sources gets steeper towards higher-J transitions. Although the CO luminosity of more luminous clumps are systematically larger than the values obtained for the less luminous sources, the individual analysis of each subsample suggests a similar dependency of the CO luminosity versus the bolometric luminosity for each luminosity regime. Finally, the presence of high-velocity CO emission observed for the TOP100 suggests that ~85% of the sources are driving molecular outflows. The selection of isolated high-mass objects undergoing mass accretion is fundamental to investigate if these objects are formed through an accretion disc or if they are formed by merging of low-mass YSOs. The near-infrared window provides one of the best opportunities to investigate the interior of the sub-mm clumps and study in details their individual members. Thanks to the relatively high-resolution obtained in the K-band and the moderate reddening effects in the K-band, a sample of eight (8) HMYSOs exhibiting large-scale H2 outflows were selected to follow-up K-band spectroscopic observations using the NIFS spectrometer (Gemini North). All sources exhibit extended continuum emission and exhibit atomic and molecular transitions typical of embedded objects, such as Brackett-gama, H2 and the CO lines. The H2 lines are tracing the launching point of the large-scale jets in scales of ~100 AU in five of eight sources (63%). The identification of jets at such small scales indicates that these objects are still undergoing mass accretion. The Brackett-gama emission probes the ionised gas around the HMYSOs. The analysis of the Brackett-gama spectro-astrometry at sub-pixel scales suggests that the line arises from the cavity of the outflows or from rotating structures perpendicular to the H2 jets (i.e., disc). Five sources also exhibit CO emission features (63%), and three HMYSOs display CO absorption features (38%), indicating that they are likely associated with circumstellar discs. By further investigating the kinematics of the spatially resolved CO absorption features, the Keplerian mass of three sources was estimated in 5±3, 8±5 and 30±10 solar masses. These results support that high-mass stars are formed through discs, similarly as observed towards low-mass stars. The comparison between the collimation degree of the molecular jets or outflows detected in the NIFS data with their large-scale counterparts indicate that these structures present a relatively wide range of collimation degrees. / Estrelas de alta massa têm grande impacto na evolução do Universo e o processo de formação destes objetos ainda é um problema em aberto na Astrofísica. Os detalhes das estruturas associadas às regiões mais próximas dos objetos centrais, tais como os discos circunstelares e a morfologia dos jatos próximos à base de lançamento, ainda não foram estudados em detalhe e carecem de evidências observacionais. Esta tese apresenta um estudo da formação de estrelas de alta massa em termos da evolução de glóbulos de alta massa (clumps), selecionados a partir do levantamento ATLASGAL, a partir de observações da molécula do CO na faixa espectral do sub-milimétrico. Enquanto observações \"single-dish\" no sub-milimétrico possibilitam o estudo em larga escala do processo de formação de estrelas de alta massa, observações com maior resolução angular são necessárias para investigar os detalhes das protoestrelas no interior dos glóbulos. Para isso, espectroscopia tri-dimensional no infra-vermelho próximo foi obtida para um grupo de fontes RMS para caracterizar o meio circunstelar de objetos estelares jovens e de alta massa (HMYSOs) em escalas lineares de ~100-1000 UA. A amostra TOP100 oferece uma oportunidade ímpar de analisar um conjunto estatisticamente completo de glóbulos de alta massa em diversas fases evolutivas. Observações realizadas com o radiotelescópio APEX de três transições rotacionais da molécula do CO (CO(4-3), CO(6-5) e CO(7-6)) foram utilizadas para estudar as propriedades do gás morno (~155 K) associado aos glóbulos, e obter as relações entre a emissão do CO e as propriedades físicas dos glóbulos. A luminosidade das diferentes transições do CO foi obtida e sua análise mostrou que a emissão do gás aumenta em função do estágio evolutivo dos glóbulos (de glóbulos com emissão fraca no infravermelho longínquo a regiões HII) e em função da luminosidade bolométrica e massa dos glóbulos. A comparação entre os glóbulos de alta massa presentes na amostra TOP100 com fontes de menor massa observadas nas transições do CO(6-5) e CO(7-6), juntamente com a análise de uma amostra complementar de fontes observadas na transição do CO(10-9) mostrou que a dependência da luminosidade do CO com a luminosidade bolométrica aumenta em função do número quântico J associado à transição do CO. Este estudo também mostrou que as relações entre a luminosidade do CO e dos clumps são dominadas pelas fontes de alta luminosidade presentes na amostra analisada. A análise individual de fontes de baixa e alta luminosidade sugerem que a dependência entreas luminosidades do CO e bolométrica é a mesma em ambos os regimes de luminosidade, embora as luminosidades do CO sejam sistematicamente maiores para os glóbulos de alta massa. Por fim, a análise da emissão do CO em altas-velocidades mostrou que ~85% dos glóbulos presentes na amostra TOP100 apresentam jatos moleculares. A seleção de objetos de alta massa isolados em estágio de acreção ativa é crucial para decidir se ela ocorre através de um disco de acreção e/ou via fusão de YSOs de menor massa. Para isso, observações no infra-vermelho próximo são ideais para se investigar o conteúdo dos glóbulos sub-milimétricos e resolver seus membros individuais. Devido a alta resolução espacial na banda K e a extinção interestelar moderada nesta faixa espectral, um conjunto de oito (8) HMYSOs associados a jatos em H2 em larga-escala foram selecionados para observações espectroscópicas na banda K utilizando o espectrômetro NIFS no Gemini Norte. Todos os objetos investigados com o NIFS apresentam emissão extendida no contínuo, bem como nas linhas espectrais típicas de fontes jovens, tais como o Brackett-gama, transições do H2 e a emissão nas bandas moleculares do CO. A emissão em H2 está associada aos jatos moleculares em escalas de ~100 UA em cinco das oito fontes (63%). A indentificação de jatos moleculares em escalas tão próximas ao objeto central indica que o processo de acreção de massa ainda está ativo nestes objetos. A emissão do Brackett-gama provém do gás ionizado nas regiões mais próximas das fontes centrais ou regiões de choque próximas aos jatos. A espectro-astrometria da linha do Brackett-gama em escalas de sub-píxeis, indica que a emissão do gás ocorre nas cavidades dos jatos moleculares ou delineiam estruturas alinhadas perpendicularmente aos jatos, tais como os discos de acreção. Cinco fontes também apresentam emissão nas bandas do CO (63%), e três HMYSOs apresentam linhas do CO em absorção (38%), indicando que estes objetos apresentam discos de acreção. A massa total do sistema \"disco e protoestrela\" foi determinada a partir do estudo da cinemática das linhas de absorção do CO, detectadas em três objetos. A partir de modelos de rotação Kepleriana, as massas das fontes foram estimadas em 5±3, 8±5 e 30±10 massas solares. Os resultados obtidos a partir da espectroscopia tri-dimensional no infravermelho corroboram a hipótese de que estrelas de alta massa são formadas a partir de acreção por discos, de maneira similar ao observado para estrelas de baixa massa. A comparação entre a morfologia dos jatos moleculares identificados nos campos do NIFS e das correspondentes contrapartidas em escalas maiores indicam que os jatos apresentam diferentes graus de colimação ao longo de suas estruturas, explicadas pela multiplicidade de fontes nas proximidades da base de lançamento dos jatos ou efeitos de precessão no objeto central.

High-mass stars play a significant role in the evolution of the Universe and the process that leads to the formation of such objects is still an open question in Astrophysics. The details of the structures connected to the central sources, such as the circumstellar disks and the morphology of the jets at their launching points, still lack of observational evidence. In this thesis, the high-mass star forming process is investigated in terms of the evolution of high-mass clumps selected from the ATLASGAL survey based on their CO emission in the sub-millimetre. While single-dish sub-millimetre observations provide a large-scale view of the high-mass star formation process, higher angular resolution observations are required to disentangle the details of the protostars within the clumps. For this, three-dimensional infrared spectroscopy was obtained for a group of RMS sources to characterise the circumstellar environment of high-mass YSOs in linear scales of ~100-1000 AU. The ATLASGAL TOP100 sample offers a unique opportunity to analyse a statistically complete sample of high-mass clumps at different evolutionary stages. APEX data of three rotational J transitions of the CO (the CO(4-3), CO(6-5) and CO(7-6)) were used to characterise the properties of their warm gas (~155 K) content and to derive the relations between the CO and the clump properties. The CO line luminosities were derived and the analysis indicated that the CO emission increases as a function of the evolutionary stage of the clumps (from infrared-weak to HII regions) and as a function of the bolometric luminosity and mass of the sources. The comparison of the TOP100 with low-mass objects observed in the CO(6-5) and CO(7-6), together with CO(10-9) data observed for a complementary sample of objects indicated that the dependency of the CO luminosity with the bolometric luminosity of the sources gets steeper towards higher-J transitions. Although the CO luminosity of more luminous clumps are systematically larger than the values obtained for the less luminous sources, the individual analysis of each subsample suggests a similar dependency of the CO luminosity versus the bolometric luminosity for each luminosity regime. Finally, the presence of high-velocity CO emission observed for the TOP100 suggests that ~85% of the sources are driving molecular outflows. The selection of isolated high-mass objects undergoing mass accretion is fundamental to investigate if these objects are formed through an accretion disc or if they are formed by merging of low-mass YSOs. The near-infrared window provides one of the best opportunities to investigate the interior of the sub-mm clumps and study in details their individual members. Thanks to the relatively high-resolution obtained in the K-band and the moderate reddening effects in the K-band, a sample of eight (8) HMYSOs exhibiting large-scale H2 outflows were selected to follow-up K-band spectroscopic observations using the NIFS spectrometer (Gemini North). All sources exhibit extended continuum emission and exhibit atomic and molecular transitions typical of embedded objects, such as Brackett-gama, H2 and the CO lines. The H2 lines are tracing the launching point of the large-scale jets in scales of ~100 AU in five of eight sources (63%). The identification of jets at such small scales indicates that these objects are still undergoing mass accretion. The Brackett-gama emission probes the ionised gas around the HMYSOs. The analysis of the Brackett-gama spectro-astrometry at sub-pixel scales suggests that the line arises from the cavity of the outflows or from rotating structures perpendicular to the H2 jets (i.e., disc). Five sources also exhibit CO emission features (63%), and three HMYSOs display CO absorption features (38%), indicating that they are likely associated with circumstellar discs. By further investigating the kinematics of the spatially resolved CO absorption features, the Keplerian mass of three sources was estimated in 5±3, 8±5 and 30±10 solar masses. These results support that high-mass stars are formed through discs, similarly as observed towards low-mass stars. The comparison between the collimation degree of the molecular jets or outflows detected in the NIFS data with their large-scale counterparts indicate that these structures present a relatively wide range of collimation degrees. / Estrelas de alta massa têm grande impacto na evolução do Universo e o processo de formação destes objetos ainda é um problema em aberto na Astrofísica. Os detalhes das estruturas associadas às regiões mais próximas dos objetos centrais, tais como os discos circunstelares e a morfologia dos jatos próximos à base de lançamento, ainda não foram estudados em detalhe e carecem de evidências observacionais. Esta tese apresenta um estudo da formação de estrelas de alta massa em termos da evolução de glóbulos de alta massa (clumps), selecionados a partir do levantamento ATLASGAL, a partir de observações da molécula do CO na faixa espectral do sub-milimétrico. Enquanto observações \"single-dish\" no sub-milimétrico possibilitam o estudo em larga escala do processo de formação de estrelas de alta massa, observações com maior resolução angular são necessárias para investigar os detalhes das protoestrelas no interior dos glóbulos. Para isso, espectroscopia tri-dimensional no infra-vermelho próximo foi obtida para um grupo de fontes RMS para caracterizar o meio circunstelar de objetos estelares jovens e de alta massa (HMYSOs) em escalas lineares de ~100-1000 UA. A amostra TOP100 oferece uma oportunidade ímpar de analisar um conjunto estatisticamente completo de glóbulos de alta massa em diversas fases evolutivas. Observações realizadas com o radiotelescópio APEX de três transições rotacionais da molécula do CO (CO(4-3), CO(6-5) e CO(7-6)) foram utilizadas para estudar as propriedades do gás morno (~155 K) associado aos glóbulos, e obter as relações entre a emissão do CO e as propriedades físicas dos glóbulos. A luminosidade das diferentes transições do CO foi obtida e sua análise mostrou que a emissão do gás aumenta em função do estágio evolutivo dos glóbulos (de glóbulos com emissão fraca no infravermelho longínquo a regiões HII) e em função da luminosidade bolométrica e massa dos glóbulos. A comparação entre os glóbulos de alta massa presentes na amostra TOP100 com fontes de menor massa observadas nas transições do CO(6-5) e CO(7-6), juntamente com a análise de uma amostra complementar de fontes observadas na transição do CO(10-9) mostrou que a dependência da luminosidade do CO com a luminosidade bolométrica aumenta em função do número quântico J associado à transição do CO. Este estudo também mostrou que as relações entre a luminosidade do CO e dos clumps são dominadas pelas fontes de alta luminosidade presentes na amostra analisada. A análise individual de fontes de baixa e alta luminosidade sugerem que a dependência entreas luminosidades do CO e bolométrica é a mesma em ambos os regimes de luminosidade, embora as luminosidades do CO sejam sistematicamente maiores para os glóbulos de alta massa. Por fim, a análise da emissão do CO em altas-velocidades mostrou que ~85% dos glóbulos presentes na amostra TOP100 apresentam jatos moleculares. A seleção de objetos de alta massa isolados em estágio de acreção ativa é crucial para decidir se ela ocorre através de um disco de acreção e/ou via fusão de YSOs de menor massa. Para isso, observações no infra-vermelho próximo são ideais para se investigar o conteúdo dos glóbulos sub-milimétricos e resolver seus membros individuais. Devido a alta resolução espacial na banda K e a extinção interestelar moderada nesta faixa espectral, um conjunto de oito (8) HMYSOs associados a jatos em H2 em larga-escala foram selecionados para observações espectroscópicas na banda K utilizando o espectrômetro NIFS no Gemini Norte. Todos os objetos investigados com o NIFS apresentam emissão extendida no contínuo, bem como nas linhas espectrais típicas de fontes jovens, tais como o Brackett-gama, transições do H2 e a emissão nas bandas moleculares do CO. A emissão em H2 está associada aos jatos moleculares em escalas de ~100 UA em cinco das oito fontes (63%). A indentificação de jatos moleculares em escalas tão próximas ao objeto central indica que o processo de acreção de massa ainda está ativo nestes objetos. A emissão do Brackett-gama provém do gás ionizado nas regiões mais próximas das fontes centrais ou regiões de choque próximas aos jatos. A espectro-astrometria da linha do Brackett-gama em escalas de sub-píxeis, indica que a emissão do gás ocorre nas cavidades dos jatos moleculares ou delineiam estruturas alinhadas perpendicularmente aos jatos, tais como os discos de acreção. Cinco fontes também apresentam emissão nas bandas do CO (63%), e três HMYSOs apresentam linhas do CO em absorção (38%), indicando que estes objetos apresentam discos de acreção. A massa total do sistema \"disco e protoestrela\" foi determinada a partir do estudo da cinemática das linhas de absorção do CO, detectadas em três objetos. A partir de modelos de rotação Kepleriana, as massas das fontes foram estimadas em 5±3, 8±5 e 30±10 massas solares. Os resultados obtidos a partir da espectroscopia tri-dimensional no infravermelho corroboram a hipótese de que estrelas de alta massa são formadas a partir de acreção por discos, de maneira similar ao observado para estrelas de baixa massa. A comparação entre a morfologia dos jatos moleculares identificados nos campos do NIFS e das correspondentes contrapartidas em escalas maiores indicam que os jatos apresentam diferentes graus de colimação ao longo de suas estruturas, explicadas pela multiplicidade de fontes nas proximidades da base de lançamento dos jatos ou efeitos de precessão no objeto central.

Orientadores: Alberto Vazquez Saa, Marcus Aloizio Martinez de Aguiar / Tese (doutorado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Física Gleb Wataghin / Made available in DSpace on 2018-08-27T13:28:54Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Vieira_RonaldoSavioliSume_D.pdf: 9121576 bytes, checksum: eab8bcedfd86d048afd51f4b65fe9501 (MD5) Previous issue date: 2015 / Resumo: Neste trabalho analisamos aspectos dinâmicos de sistemas astrofísicos que possuem uma componente discoidal proeminente. Estudamos o movimento de partículas de teste (estrelas) que cruzam discos galácticos bidimensionais e axialmente simétricos, obtendo uma fórmula para o envelope das órbitas que depende somente da densidade superficial $\Sigma$ do disco. Essa fórmula nos dá uma terceira integral de movimento aproximada para o sistema. Também analisamos a estabilidade das órbitas circulares equatoriais nesses discos, chegando à condição de estabilidade vertical $\Sigma>0$. Esse formalismo é estendido para discos tridimensionais, assim como para a relatividade geral (em que obtivemos que a \textit{condição de energia forte} é suficiente para a estabilidade vertical das órbitas circulares em discos infinitesimais, no caso estático e axialmente simétrico). Trabalhamos também com a aproximação pós-newtoniana (1PN), obtendo o formalismo hamiltoniano para uma distribuição arbitrária de matéria, assim como as correções 1PN nas frequências epicíclicas radial e vertical para configurações estacionárias e axialmente simétricas e a terceira integral de movimento aproximada para discos infinitesimais (estacionários). Outro resultado obtido foi a dependência das frequências epicíclicas com a curvatura riemanniana do espaço-tempo para distribuições suaves de matéria-energia, no caso estático e axialmente simétrico em relatividade geral. A segunda parte desta tese corresponde aos resultados para discos de acreção. Analisamos o movimento de partículas de teste na métrica de Kehagias & Sfetsos (solução esfericamente simétrica da gravitação de Horava no caso em que o espaço-tempo é assintoticamente plano), na região de parâmetros em que a singularidade central é nua. Por fim, estudamos a espessura dos discos de acreção super-Eddington obtida por simulações globais recentes de radiation magnetohydrodynamics em relatividade geral. O resultado foi comparado com modelos de discos slim para taxas de acreção similares, levando à conclusão de que o estado final (estacionário) dos fluxos de acreção gerados por essas simulações é um disco slim, e não um disco espesso, como seria esperado pelas características das configurações iniciais do tipo Polish Doughnuts usualmente adotadas / Abstract: In this work, we analyze dynamical aspects of astrophysical systems containing a prominent discoidal component. We study the motion of test particles (stars) which cross bidimensional, axially symmetric galactic disks, obtaining a formula for the orbits' envelope which depends solely on the disk's surface density. This formula gives us an approximate third integral of motion for the system. We also analyze the stability of equatorial circular orbits in these disks, arriving at the vertical stability condition $\Sigma>0$. This formalism is extended to three-dimensional disks, as well as to general relativity (in which we obtained that the \textit{strong energy condition} is sufficient for vertical stability of circular orbits in infinitesimal disks, in the static and axially symmetric case). We also worked with the post-Newtonian approximation (1PN), obtaining the Hamiltonian formalism for an arbitrary matter distribution, as well as the 1PN corrections to the radial and vertical epicyclic frequencies for stationary and axially symmetric configurations, and the approximated third integral of motion for (stationary) infinitesimal disks. Another result obtained was the dependence of the epicyclic frequencies on the Riemannian spacetime curvature for smooth matter-energy distributions, in the static and axially symmetric case. The second part of this thesis corresponds to the results concerning accretion disks. We analyzed the motion of test particles in the Kehagias & Sfetsos metric (spherically symmetric solution to Horava's gravity in the case in which the spacetime is asymptotically flat), in the parameter region in which the singularity is naked. Finally, we studied the thickness of super-Eddington accretion disks, obtained via recent global radiation magnetohydrodynamics simulations in general relativity. The result was compared with slim-disk models for similar accretion rates, leading to the conclusion that the final (stationary) state of accretion flows generated by these simulations is a slim disk, and not a thick disk, as it would be expected by the characteristics of the usually adopted Polish Doughnuts initial configurations / Doutorado / Física / Doutor em Ciências