Estrelas centrais de nebulosas planetárias (ECNPs) têm um intervalo de massa relativamente grande na fase da sequência principal, por isso espera-se que elas também tenham diferentes idades, tipicamente acima de 1 Gano. Além de necessárias para o conhecimento das propriedades das ECNPs, a determinação das idades é também importante no contexto da evolução química da Galáxia, como no estudo da variação temporal dos gradientes radiais de abundâncias químicas. Entretanto, não há um método único e confiável que possa ser aplicado para estimar a idade de todos os tipos de estrelas. Neste projeto, desenvolvemos dois métodos de idades cinemáticas baseados na relação idade-dispersão de velocidade do disco da Galáxia encontrada pelo recente levantamento Geneva-Copenhagen. O primeiro método compara a velocidade de rotação esperada da ECNP com a velocidade predita pela curva de rotação da Galáxia em sua posição, e interpreta a diferença entre elas como a dispersão de velocidade do objeto, relacionada com a idade. O segundo método consiste em calcular as componentes da velocidade espacial, com algumas hipóteses, e estimar diretamente as dispersões das velocidades, inferindo uma idade pela relação adotada. Duas amostras foram escolhidas, contendo 234 e 866 nebulosas planetárias, para as quais velocidades radiais precisas estão disponíveis na literatura. Os resultados sugerem que a maioria das ECNPs no disco Galáctico tem idade abaixo de 5 Gano, e um pico ente 0 e 3 Gano. Esses resultados são comparados com algumas distribuições recentes de idades baseadas em correlações independentes envolvendo as abundâncias químicas das nebulosas planetárias. / Central stars of planetary nebulae (CSPN) have a relatively large mass interval on the main sequence, so that it is expected that these stars also have different ages, typically above 1 Gyr. Apart from the properties of the CSPN themselves, the problem of age determination is also important in the context of the chemical evolution of the Galaxy, as in the understanding of the time variation of chemical abundance gradients. However, there are no unique and reliable methods that can be applied to estimate the age of all types of stars. In this work, we developed two methods of kinematic ages based on the age-velocity dispersion relation of the Galactic disk derived by the recent Geneva-Copenhagen survey. The first method compares the expected rotation velocity of CSPN with the predicted velocity by the Galactic rotation curve at its position, and interprets the difference between them as the velocity dispersion of the star, which is related to the stellar age. The second method consists in calculating the U, V, W velocity components of CSPN, with some hypotheses, and estimating directly the velocity dispersions, so that the age can be derived. Two samples were chosen, containing 234 and 866 nebulae, for which accurate radial velocities are available in the literature. The results suggest the most CSPN in the Galactic disk have ages under 5 Gyr with a distribution peaked between 0 and 3 Gyr. These results are also compared with some recent age distributions based on independent correlations involving the nebular chemical abundances.

Estrelas anãs brancas são o último estágio evolutivo observável de mais de 95% das estrelas e também um resultado comum na evolução de estrelas binárias. O estudo de anãs brancas é, portanto, uma ferramenta poderosa na compreensão da evolução de estrelas simples e binárias, da função de massa inicial local, e da perda de massa após a sequência principal, levando-nos a uma melhor compreensão do histórico de formação e evolução estelar de diferentes populações. Para que esses estudos sejam possíveis, é necessária uma amostra grande e preferencialmente completa de anãs brancas, cobrindo todo o intervalo de parâmetros físicos. A maneira mais simples de obter isso é utilizando dados de grandes projetos de mapeamento. O Sloan Digital Sky Survey já permitiu o aumento do número de anãs brancas conhecidas em cinco vezes até o data release 10. Neste trabalho, estendemos a busca por anãs brancas aos novos objetos no data release 12, descobrindo 3 157 novas anãs brancas e 1 349 novas subanãs. Pela primeira vez, estendemos essa busca para log g < 6.5, correspondente a M < 0.3 M⊙. Anãs brancas abaixo desse limite de massa não podem formar-se em um tempo de Hubble; contudo, se a estrela é parte de um sistema de binárias próximas, a perda de massa pode ser tão intensa que a anã branca resultante tem massa inferior ao limite por evolução simples. Esses objetos são chamados anãs brancas de massa extremamente-baixa (ELMs, do inglês extremely-low mass white dwarfs) Elas têm Teff < 20 000 K e 5.0 . log g . 6.5 e espectros muito similares a estrelas A de sequência principal. Menos de cem são conhecidas, e a maioria dos objetos foi descoberta tendo em conta um critério de seleção tendencioso, que excluiu ELMs frias (Teff < 9 000 K) e com mais baixa massa (M . 0.15 M⊙), tornando difícil verificar modelos e compreender as propriedades das ELMs como classe. Nós identificamos milhares de objetos cujas propriedades físicas, temperatura efetiva e log g, estão no intervalo de produtos de evolução binária, como as ELMs. Nós os chamamos de sdAs, referindo-nos ao seu log g que as coloca abaixo da sequência principal e seu espectro dominado por hidrogênio. As sdAs parecem conter populações estelares sobrepostas, e encontramos que 7% são mais compatíveis com (pre-)ELMs do que com objetos de sequência principal. Obtivemos espectroscopia resolvida temporalmente para 26 objetos e pudemos confirmar que 15 estão em binárias. Um objeto faz parte de um sistema eclipsante, enquanto outro é pulsante — o oitavo membro da classe de ELMs pulsantes. Outros seis objetos também apresentaram pulsações em nossas observações, cinco desses estão na vizinhança da faixa de instabilidade das ELMs. Com estes resultados, aumentamos a população de ELMs por um fator de 20%, elevando a fração de ELMs de 4 para 20%, um valor que é consistente com as previsões de modelos evolucionários. / White dwarf stars are the final observable evolutionary state of over 95% of stars and also a common outcome in binary evolution. Therefore, studying white dwarfs is a powerful tool to understand both single and binary stellar evolution, local initial mass function, and post-main sequence mass loss, leading us to a better comprehension of the history of stellar formation and evolution of different stellar populations. In order to make this type of studies possible, a large and preferably complete sample of white dwarf stars, covering the whole range of physical parameters, is required. The simplest way to achieve that is to take advantage of data provided by large surveys. The Sloan Digital Sky Survey has already allowed the increase of the number of known white dwarf stars fivefold up to its data release 10. In this work, we extended the search for white dwarfs to the new objects in the data release 12, discovering 3 157 new white dwarfs and 1 349 new subdwarfs. For the first time, we have extended this search to log g < 6.5, corresponding to M < 0.3 M⊙. White dwarfs below this mass limit cannot be formed through single evolution within a Hubble time; however, if the star is part of a close binary system, the mass loss of the system may be so intense that the resulting white dwarf has mass below the single evolution limit. These objects are known as extremely-low mass white dwarfs (ELMs) They show Teff < 20 000 K and 5.0 . log g . 6.5 and spectra very similar to main sequence A stars. Less than a hundred of them are known, and most objects were discovered relying on biased selection criteria, that excluded cool (Teff < 9 000 K), lowermass (M . 0.15 M⊙) ELMs, making it difficult to validate the models and comprehend the properties of the ELMs as a class. We have identified thousands of objects whose physical properties, effective temperature and surface gravity, place them in the range of by-products of binary interaction such as the ELMs. We have called them sdAs, referring to their sub-main sequence log g and hydrogen dominated spectra. They seem to be composed of overlapping stellar populations, and we found that at least 7% are more likely ELMs or their precursors, the pre-ELMs, than main sequence stars. Obtaining time-resolved spectroscopy for 26 objects, we could confirm 15 to be in close binaries. One of them is also an eclipsing system, while another is a pulsator — the eighth member of the pulsating ELM class. Other six new pulsators were found as part of our follow-up, five of them in the vicinity of the ELM instability strip. With these results, we increase the population of ELMs by 20%, raising the fraction of cool ELMs from 4 to 20%, which is consistent with the predictions from the evolutionary models.

As estrelas azuis tardias (blue straggler stars ou estrelas BS) são estrelas de sequência principal que apresentam um aparente atraso evolutivo em relação às suas vizinhanças. Elas foram identificadas inicialmente na sequência principal de aglomerados globulares acima do ponto de turnoff no diagrama HR. Desde então, têm sido encontradas em todos os ambientes estelares: aglomerados abertos e globulares, galáxias anãs próximas e entre as estrelas de campo na Galáxia. O principal objetivo deste trabalho é construir uma grande amostra de estrelas BS no campo galáctico. Para tanto, métodos de separação desses objetos de estrelas BHB foram comparados com critérios de seleção que envolvem parâmetros atmosféricos estimados pelo SEGUE Stellar Parameter Pipeline (SSPP). Tal procedimento permitiu incluir também estrelas com magnitudes g maiores que 18, antes excluídas pelos métodos tradicionais para objetos com razão sinal-ruído menores que 9. Os métodos apresentados neste trabalho permitiram a seleção de uma amostra de 8001 candidatas a estrelas BS que foram analisadas cinematicamente, através de suas velocidades radiais. Verificou-se que aproximadamente um quinto dessa amostra (cerca de 1500 objetos) possui características que a associa à corrente de Sagitário, sugerindo uma origem extragaláctica para tais objetos. / Blue straggler stars (BSSs) are main sequence stars that exhibit an apparent evolutionary delay over the region where they are found in the HR diagram. They were initially identified in the main sequence of globular clusters above the turnoff point. Since then, they have been found in many different stellar environments: globular and open clusters, near dwarf galaxies, and also in the field of the Galaxy. The main goal of this work is to build a large sample of BSSs in the galactic field region. In order to accomplish this task, classical methods of separation of BSS from BHB stars were compared with proposed restrictions based on their atmospheric parameters, which are estimated by the SEGUE Stellar Parameter Pipeline (SSPP). The latter procedure allowed to include stars with magnitudes g greater than 18, not handled by traditional methods when signal-noise ratio is smaller than 9. The selection methods gathered a sample of 8001 BS stars. These stars were kinematically analyzed through their radial velocities. The results suggest that many of them (about 1500) can have extragalactic origin, associated with Sagittarius stream.

Nesta tese foi feito um estudo dos eventos cíclicos em Carinae em diversas faixas espectrais. A presença de um buraco na região polar do Homúnculo foi confirmada pelos mapas de velocidade da linha do [Fe II] 12567. A componente em emissão da linha do He I 10830, detectada na linha de visada do lóbulo NW e que apresenta velocidades negativas, foi mapeada e está contida no plano equatorial. Foi observado que durante um período de 206 dias, centrado na fase zero, a linha do He I 10830 apresenta um aumento na velocidade máxima da componente em absorção, atingindo 1800 km/s. Tal comportamento favorece orientações orbitais onde a passagem pelo periastro ocorre próximo à oposição. O Pequeno Homúnculo apresenta a mesma distribuição espacial da emissão em rádio e, considerando que esta seja proveniente principalmente da secundária, o fluxo de fótons no contínuo de Lyman é compatível com uma estrela de tipo espectral O5.5O7. A variabilidade das componentes largas e estreitas das linhas em diversas faixas espectrais apresenta um período bem definido (2022.1±0.6 dias) e extremamente estável ao longo dos últimos 60 anos, sendo que as variações observadas no período são devido aos erros nas medidas. Utilizando a componente estreita da linha do He I 6678 foi possível determinar a fase zero do ciclo #11 (T0=2452819.8). Os eventos espectroscópicos são compostos de dois regimes: um de variações lentas e outro de colapso. A primeira é revelada por variações lentas no nível de ionização do meio circunstelar ao longo de todo o ciclo e está associada a variações graduais no cone de choque dos ventos (abertura angular e conteúdo). O regime de colapso é observado ao redor do mínimo e é causado por um colapso temporário do cone de choque. Os fenômenos de alta energia são sensíveis somente ao regime de colapso, enquanto os de baixa energia, ao de variação lenta. Os fenômenos que envolvem energias intermediárias, respondem aos dois regimes. Foi observado uma anti-correlação entre a linha do Fe II 6455 e a do He I 7065, indicando que a primeira é formada nas regiões mais externas do vento da primária e a segunda, na secundária ou no cone de choque dos ventos. A curva de luz do He II 4686 apresenta dois picos antes da fase zero e outro logo após. Os dois picos antes do mínimo apresentam uma correlação com os picos na faixa dos raios-X, porém estes ocorrem 16.5 dias antes daqueles. O mecanismo mais provável para explicar a luminosidade observada do He II 4686 é a produção de fótons com 1215 Å através do fluxo de fótons na faixa do ultra-violeta extremo/raios-X moles produzidos na região próxima ao ápex do cone de colisão dos ventos. Como este mecanismo é extremamente sensível à densidade do meio, a região mais favorável para produzir a luminosidade observada do He II 4686 é a região do cone de choque voltada para a primária. / In this thesis, a multi-wavelength study on the cyclic events of Eta Carinae was performed. The presence of a hole in the polar region of the Homunculus was confirmed by the velocity maps of the [Fe II] 12567 line. The blue-shifted component of the He I 10830, detected towards the NW lobe, was mapped and it is in the equatorial plane. It was observed that within a short period of 206 days, centered on phase zero, the He I 10830 line shows an increase in the maximum velocity of the absorption component, which reaches up to -1800 km/s. Such behavior favors orbital orientation with periastron passage around oposition. The Little Homunculus shows the same spatial distribution as the radio emission and considering that the radio flux comes mainly from the secondary, then the photon flux in the Lyman continuum is comparable to a star with spectral type in the range O5.5-O7. The variability of the narrow and broad lines from many spectral regions shows a well-defined period (2022.1+/-0.6 days), which is also extremely stable along the last 60 years, during which the observed variations in the period are due to measurement errors. Using the narrow component of the He I 6678 it was possible to determine the phase zero of the cycle #11 (T_0=2452819.8). The spectroscopic events are a combination of two components: slow variation and collapse. The former is revealed by slow changes in the ionization level of circunstellar matter across the whole cycle and is associated to gradual changes in the wind-wind collision shock-cone (angular opening and gaseous content). The collapse component is restricted to around the minimum and is caused by a temporary collapse of the wind-wind collision shock. High-energy phenomena are sensitive only to the collapse component, while low-energy only to the slow variation component. Intermediate-energy phenomena are sensitive to both components. It was observed an anti-correlation between the Fe II 6455 and He II 7065, suggesting that the former is formed in the outer parts of the primary\'s wind, while the latter is associated to the secondary or to the wind-wind shock cone. The lightcurve of He II 4686 shows two peaks before phase zero and another one short after it. The two peaks before phase zero are correlated to the peaks seen in the X-rays. However, the X-ray peaks occur 16.5 days before those seen in the He II 4686 lightcurve. The most likely mechanism to explain the observed peak luminosity of the He II 4686 is the creation of ~1215 Angstroms photons by the extreme ultra-violet/soft X-rays photons, which are produced near the apex of the wind-wind shock-cone. Since this mechanism is extremely sensitive to the density, the most likely region to form the observed peak luminosity of the He II 4686 is on the primary\'s side of the wind-wind shock-cone.

Os modelos atuais sobre formação planetária indicam que os planetas gasosos gigantes formam-se em escalas de tempo de ~ 10 Manos, inferiores à dos pequenos, rochosos, de ~ 30 Manos (Zuckerman & Song 2004). Um teste simples desses modelos de formação seria procurar planetas em torno de estrelas jovens de várias idades: nos sistemas mais jovens não dever-se-ia detectar objetos telúricos, que só apareceriam em torno de estrelas relativamente mais velhas. Os satélites CoRoT e Kepler, que se encontram em pleno regime de observações, vêm descobrindo exoplanetas pelo método dos trânsitos, sendo capaz de detectar corpos de dimensões terrestres. O objetivo deste trabalho, é selecionar sistemas planetários jovens de várias idades para serem observados pelo dois satélites, a fim de testar as escalas de tempo de formação de planetas rochosos e gasosos. Para atingir esse objetivo foi necessário entender como a idade pode ser estimada para um grupo de estrelas (aglomerado aberto ou associação), utilizando-se, por exemplo, dados sobre abundâncias químicas do lítio dos objetos. Isso é possível devido à facilidade do lítio em ser destruído na fase pré-sequencia principal, a temperaturas superiores 2,5 10^6 K. Um levantamento amostral da abundância do lítio em função da temperatura, para estrelas pertecentes a um grupo, gera um padrão de depleção do lítio, que permite gerar um modelo (da Silva et al. 2009) qualitativo para se obter idades de associações estelares. Para que o propósito deste trabalho fosse alcançado, foram utilizados os bancos de dados de objetos jovens existentes em associações com idades bem determinadas de (Torres et al. 2008), e o catálogo DAML de (Dias et al. 2002) de aglomerados abertos. A seleção dos dados para cada satélite produziu resultados bem diferentes. Para o CoRoT, a análise do banco de dados de associações retornou resultados com uma associação no centro galáctico e outra de ~ 70 Manos no anti-centro; por outro lado, no campo do Kepler, não se encontrou objetos jovens que possibilitassem atender os objetivos deste trabalho. Na análise do catálogo DAML de aglomerados abertos, surgiram muitos candidatos-alvo para observações. Para o CoRoT, foi possível concluir que os aglomerados NGC 2244 de 7,87 Manos, NGC 2264 de 8,99 Manos, Collinder 107 de 10 Manos, Collinder 96 de 10,74 Manos, e NGC 2302 de 12,02 Manos contêm alvos onde deve-se encontrar somente planetas gigantes gasosos em estágio inicial e/ou final de formação, de acordo com o capítulo 1. Os aglomerados relativamente mais velhos, onde devem-se encontrar planetas rochosos e gasosos são: NGC 6755 de 52,36 Manos, Basel 1 de 78,16 Manos, NGC 6694 de 85,31 Manos, NGC 2186 de 54,70 Manos, NGC 2422 de 72,61 Manos e Bochum 3 de 77,62 Manos. Portanto a etapa de seleção de alvos a serem observados pelo CoRoT foi feita, e com isso, os eventuais resultados observacionais servirão de teste para as escalas de tempo de formação planetária propostos nos modelos correntes. Para o Kepler, não foi encontrado nenhum membro de aglomerado jovem observável em seu campo de visibilidade e seu intervalo de magnitudes. / Current models of planetary formation suggest that the giant gaseous planets are formed in time scales of ~ 10 Myr, less than the rocky ones, in time scales of ~ 30 Myr (Zuckerman & Song 2004). A simple test of these models of formation it would look for planets around young stars of various ages: in younger systems it should not detect terrestrial objects, which only appear around stars relatively older. CoRoT and Kepler satellites, which are at full system of observations, have been discovering exoplanets by the method of transits, being able to detect Earth-size bodies. The goal of this work is to select young planetary systems of various ages to be observed by the two satellites, in order to test the time scales of formation of rocky and gaseous planets. To achieve this goal it was necessary to understand how age can be estimated for a group of stars (open cluster or association), using, for example, data on chemical abundances of lithium objects. This is possible because of the ease of lithium to be destroyed in the pre-main sequence, at temperatures above 2,5 10^6 K. A sample survey of the abundance of lithium as a function of temperature for stars belonging to a group, generates a lithium depletion pattern, which creates a qualitatively model (da Silva et al. 2009) to obtain ages of star associations. For the purpose of this study was reached, the databases of objects in youth associations with well-determined ages from (Torres et al. 2008) was used, as well, the catalog DAML from (Dias et al. 2002) of open clusters. The selection of data for each satellite has produced quite different results. For CoRoT, the analysis of the database of associations returned results with a association in the galactic center and another with ~ 70 Myr in the anti-Galactic center, on the other hand, in the field of Kepler did not find young objects that would enable meet the goals of this work.. In the analysis of DAML catalog of open clusters have emerged many candidates targeted for observations. For the CoRoT was concluded that the clusters NGC 2244 of 7,87 Myr, NGC 2264 of 8,99 Myr, Collinder 107 of 10 Myr, Collinder 96 of 10,74 Myr, and NGC 2302 of 12,02 Myr contain targets where should be found only gas giant planets in the early stage and/or end of formation, in accordance with Chapter 1. The relatively older clusters, where they must be found rocky and gaseous planets are: NGC 6755 of 52,36 Myr, Basel 1 of 78,16 Myr, NGC 6694 of 85,31 Myr, NGC 2186 of 54,70 Myr, NGC 2422 of 72,61 Myr e Bochum 3 de 77,62 Myr. Therefore the step of selecting targets to be observed by the CoRoT was made, and thus, any observational results serve as a test for the timescales of planet formation proposed in the current models. For Kepler, it did not find any member of young cluster observed in its field of vision and its range of magnitudes.

Os Pulsares Anômalos de Raios-X (AXPs) e Repetidores de Raios-gama moles (SGRs) são alguns dos grupos mais interessantes de pulsares que têm sido intensivamente estudados nos últimos anos. Eles são entendidos como estrelas de nêutrons (ENs) com campos magnéticos super fortes ($Bgtrsim10^{14}$) G. No entanto, nos últimos dois anos duas SGRs com baixos campos magnéticos $ Bsim(10^{12}-10^{13})$ G foram detectadas. Além disso, três anãs brancas (ABs) muito rápidas e {it magnéticas} também foram observadas recentemente. Com base nestes novos pulsares descobertos, podemos comparar e contrastar os campos magnéticos, momento de dipolo magnético, idades características, e luminosidades quiescentes de raios-X destas duas SGRs (no modelo de ABs), com três anãs brancas rápidas, para concluir que elas apresentam fortes similaridades corroborando para uma descrição alternativa de algumas SGRs/AXPs como anãs brancas muito massivas e magnéticas. O momento de dipolo magnético $m$ do pulsar dependendo apenas do momento de inércia $I$, e as propriedades observacionais, tais como o período $P$ e sua primeira derivada $dot{P}$, podem ajudar a identificar a escala de $I$ para as SGRs/AXPs. Analisamos o momento de dipolo magnético $m$ de SGRs e AXPs quando um modelo baseado em anãs brancas massivas, rápidas e altamente magnetizadas é considerado. Mostramos que os valores de $m$ obtidos por algumas SGRs e AXPs estão de acordo com a faixa observada $10^{34}{ m emu}leq m leq10^{36}{ m emu}$ de anãs brancas magnéticas isoladas e polares. Este resultado, juntamente com o fato que para ABs {it magnéticas} $Bsim(10^6-10^8)$ G e seus momentos de dipolo magnéticos serem quase independente do período de rotação estrela ($10^{4}lesssim P lesssim10^{6} { m s}$) - uma fenomenologia não compartilhada por pulsares de estrelas de nêutrons - sugere uma possível natureza de anã branca {it magnética} para alguns dos SGRs/AXPs que têm períodos muito menores ($Psim 10$ s). Além disso, uma vez que para os pulsares a potência de radiação dipolar é proporcional somente a $m$ e com a frequência de rotação estelar, podemos explicar no modelo de ABs - considerando apenas as diferentes escalas do momento de dipolo magnético para ABs e ENs - por que a luminosidade quiescente $L_X$ para vários SGRs/AXPs (em particular as de baixo campo $B$), em comparação as estrelas de raio-X isoladas (XDINs) e pulsares de alto-$B$ obedecem a razão ${L_X}^{ m SGRs/AXPs}/{L_X}^{ m XDINs}sim m_{ m WD}/m_{ m NS}sim10^3$: todas essas fontes de raios-X têm essencialmente os mesmos períodos de rotação ($Psim10$ s) e a luminosidade de raios-X está correlacionada com a luminosidade de {it spin-down}, que é igual potência de radiação dipolar no modelo de dipolo. Além disso, investigamos algumas propriedades básicas do equílibrio de anãs brancas magnéticas, em particular a condição para instabilidade dinâmica da estrela na presença de intensos campos magnéticos.

As estrelas anãs brancas representam o ponto final da evolução estelar, e são formadas quando uma estrela, com massa entre aproximadamente 0.07 e 8-10 $M_odot$, extingue o seu combustível nuclear, neste momento o processo que sustenta a estabilidade da estrela cessa. Consequentemente, a pressão interna não é mais capaz de balancear a força gravitacional e então a estrela colapsa. Neste trabalho nós investigamos a estrutura destas estrelas anãs brancas que é descrita pelas equações de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) ou mesmo pelas equações de gravitação newtoniana. Estas equações nos mostram como a pressão varia com a massa e raio ao longo da estrela. No caso das anãs brancas (AB) a pressão interna que contrabalanceia a força gravitacional é essencialmente a pressão de degenerescência dos férmions. Para resolver a equação TOV, no entanto, precisamos de uma relação entre a pressão e densidade de energia. Resolvemos as equações diferenciais numericamente usando a expressão exata de pressão e densidade de energia relativística para o modelo de gás de Fermi ideal a temperatura $T=0$ e comparamos com as soluções obtidas com as aproximações politrópicas para as equações de estado (EdE). Discutimos a instabilidade devido ao limite de neutronização e correções coulombianas ao modelo de Chandrasekhar para ABs de composição homogênea, o que foi realizado por Hamada e Salpeter (HS) em 1961, e concluímos que, para uma mesma massa, o modelo de HS fornece raios menores e densidades centrais maiores se comparados aos modelos de Chandrasekhar. Finalmente, em nossos resultados computamos a diferença na massa máxima para ABs compostas de variados núcleos.\Propomos um ajuste da solução numérica da TOV com EdE exata para o diagrama massa-raio como relação analítica entre massa e raio para anãs brancas relativísticas que deve ser substituir a relação newtoniana . Esse ajuste é uma expressão nova que encontramos dada por , onde a, b, c e d são parâmetros e que pode ser usada nos estudos de simulação de sistemas binários em que ocorra acreção de massa. Essa aproximação abrange grande parte das relações massa-raio, ou seja, válida para maioria das ABs.

Recentemente, foi proposto um modelo alternativo baseado em pulsares de anãs brancas para os repetidores de raios gama moles (SGRs) e os pulsares de raio-X anômalos (AXPs) (Malheiro, 2012), designados normalmente como magnetares. Neste modelo as anãs brancas magnéticas podem ter campos magnéticos $Bsim 10^{7}-10^{10} { m G}$ e rodarem muito rápido em frequências $Omegasim 1 { m rad/s}$, permitindo que produzam grandes diferenças de potencial eletromagnéticos (EM) e gerar pares de elétrons-pósitrons ($e^{pm}$). Estes potenciais EM são comparáveis com os produzidos em pulsares de estrelas de nêutrons com fortes campos magnéticos e até maiores. No nosso estudo nós consideramos dois processos possíveis associados com a aceleração de partículas, normalmente usados para explicar a emissão de rádio em pulsares de estrelas de nêutrons: em um processo nós temos a produção de pares perto das calotas polares da estrela, isto é, dentro do cilindro de luz onde as linhas do campo magnético são fechadas, e no outro a criação de pares acontece fora da magnetosfera, i.e., bem longe da superfície da estrela onde as linhas do campo magnético são abertas (Chen, 1993). Esta análise da possibilidade de emissão de rádio foi realizada para todas as 23 SGRs/AXPs do catálogo on-line dos magnetares do grupo de astrofísica e cosmologia da universidade de McGill (Olausen, 2014) que contém as informações atuais e disponíveis destas fontes. Concluímos que o modelo de emissão fora da magnetosfera é o que é compatível com as observações astronômicas que indicam uma falta de emissão de rádio para quase todas as SGRs/AXPs, quando estas fontes são entendidas como pulsares de anãs brancas. Nós mostramos explicitamente nesta dissertação que o raio $R$ destes fontes como anãs brancas aumenta o raio polar da calota $R_{p}sim Rsenalpha$ e o ângulo polar da calota $senalpha=sqrt{frac{R}{R_{L}}}$. No caso dos SGRs/AXPs que têm períodos longos $Psim10 { m s}$, o raio do cilindro de luz $R_{L}approx5 imes10^{10} { m cm}$ é muito grande comparado a uma estrela de nêutrons $Rsim10^6 { m cm}$, mas apenas 100 vezes maior que o raio de uma anã branca densa, a escala normal para a razão $R/R_L$ de um pulsar de rádio de estrela de nêutrons. Além disto, para todas estas fontes vistas como pulsares de estrelas de nêutrons, ambas os modelos produzem emissão de rádio para todas elas. O nosso trabalho é uma primeira tentativa para encontrar uma explicação para o quebra cabeças (ou enigma) de porquê para quase todas as SGRs/AXPs é esperado emissão de rádio, mas isto foi observado apenas para quatro delas. Estas quatro fontes, como já foi sugerido recentemente (Goulart, 2013), parece pertencer a uma categoria de pulsares de estrelas de nêutrons de alto campo magnético, diferente de todas as outras SGRs/AXPs que nossa dissertação indica pertencer a uma nova classe de pulsares de anãs brancas, muito rápidas e magnéticas.

A espectrocopia de estrelas Be realizada com alta resolução e alta relação sinal/ruído permite investigar variações temporais rápidas nos perfis de linhas de absorção, usualmente atribuidas às pulsações não radiais, entre outros mecanismos. O fenômeno Be é transitorio para esse tipo de estrelas. Com efeito, seus espectros podem apresentar as características de uma estrela B normal, ou então de uma estrela com envelope circunstelar "frio" (presença de linhas finas de emissão e absorção no espectro visível). Essas estrelas se caracterizam por apresentarem altas velocidades de rotação, entretanto insuficientes para explicar as altas taxas de perda de massa, cujos mecanismos permanecem ainda incompreendicos. Neste trabalho, adotamos o modelo de pulsações não radiais (PNR) para tentar explicar as variações temporais presentes nos perfis de linha centrados em Hel &lambda; 667.8nm. Para este fim, foi utilizado o método CLEANEST para efetuar a determinação de periodicidades, após alguns testes de comparação prévios entre o desempenho desse método e o CLEAN. Ambos os métodos possuem grande eficiência em análises temporais, entre tanto na média o método CLEANEST se sobressaiu tanto na determinação de freqüências como de amplitudes. Além disso, foram estudados outros tipos de variabilidades também presentes nesses perfis, como as variabilidades nas intensidades relativas das asas da linha e a variabilidade na posição de um pico central em quase emissão. Os dados espectroscópicos analisados constituem quatro conjuntos de espectros obtidos nos anos 1995, 1996, 1997 e 1998 no MCT/LNA. Há ainda um conjunto de dados fotométricos proveniente do satélite HIPPARCOS relativo aos anos de 1990, 1991 e 1992. As análises dos dados espectroscópicos e fotométricos forneceram resultados que concordam com outros trabalhos sobre &eta; Centauri. / The spectroscopy of Be stars carried out with high resolution and signal to noise relation allows to investigate quick time variations in line absorption profiles, usually due to non radial pulsations, among other mechanisms. The Be phenomenon is transitory for such stars. Indeed, their spectra may show characteristics of a normal B star, or a star with a "cold" circumstellar envelope (presence of sharp emission and absorption lines in visible spectrum). These stars are characterized by high speed rotation, however insufficient to explain high mass loss rates, whose mechanisms still remains misunderstood. In this work, we adopted the non-radial pulsation model (NRP) in order to explain the observed time series variations present in line profiles centered in HeI &lambda; 667.8 nm. For this sake, it was used the CLEANEST method to carry out periodicity determinations, after some previous comparative tests of performance between this method and CLEAN. Both of them possess great efficiency in time analysis, however in average the CLEANEST method stood out both in determining frequencies and amplitudes. Besides, it were studied also other kinds of variability also present in these profiles, such as relative intensity variations in the wings of the profile and the variability in position of the central quasi-emission peak. The analyzed spectroscopic data constitute four sets of spectra obtained in 1995, 1996, 1997 and 1998 at the MCT/LNA. There is still one photometric data set coming from HIPPARCOS satellite spanning from 1990 to 1992. The spectroscopic and photometric data analysis have furnished results that agree with other works on &eta; Centauri

Orientadores: Cecilia Bertoni Martha Hadler Chirenti, Ernesto Kemp / Tese (doutorado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Física Gleb Wataghin / Made available in DSpace on 2018-09-03T00:23:17Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Souza_GibranHenriqueDe_D.pdf: 9537099 bytes, checksum: 8b4790f32975067863cff845c7c37170 (MD5) Previous issue date: 2017 / Resumo: No presente trabalho focamos na descrição das oscilações da crosta de estrelas de nêutrons que apresentam um campo magnético poloidal com uma componente toroidal, onde utilizamos de oito equações de estado para descrever a matéria constituinte destas estrelas de nêutrons. Para isso apresentamos todo o formalismo matemático para descrever a estrutura interna, rotação, campo magnético e perturbações no fluido necessário para a apresentação dos resultados obtidos. Paralelo a isso efetuamos a extensão dos resultados obtidos na dissertação de mestrado, onde foi apresentado o cálculo das características das ondas gravitacionais do modo-f, como frequência de oscilação e tempo de decaimento. Aqui estendemos os resultados anteriormente obtidos com a inclusão de novas equações de estado e o teste da validade das chamadas relações universais / Abstract: In the present work we focus on the description of the crustal oscillations of neutron stars that present a poloidal magnetic field with a toroidal component, where we use eight equations of state to describe the constituent matter of these neutron stars. For this, we developed all the mathematical formalism to describe the internal structure, rotation, magnetic field and perturbations in the fluid necessary for the presentation of the obtained results. Parallel to this, we extended the results obtained in the student's master dissertation, where the calculation of the characteristics of the f-mode gravitational waves was presented, such as oscillation frequency and decay time. Here we extend the previously obtained results with the inclusion of new state equations and the test of the validity of the so-called universal relations / Doutorado / Física / Doutor em Ciências / 140838/2013-9 / CNPQ