Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2017. / Made available in DSpace on 2017-08-08T04:12:18Z (GMT). No. of bitstreams: 1 346925.pdf: 6616480 bytes, checksum: be138ca3e5522f99bbb350069929a232 (MD5) Previous issue date: 2017 / Neste trabalho apresentamos os resultados do estudo de duas variáveis cataclísmicas: SDSS J0926+3624 e OY Carinae. SDSSJ0926+3624 é atualmente a única estrela AM CVn eclipsante e também a binária eclipsante de menor período conhecida. Suas curvas de luz mostram eclipses profundos (~2 mag) a cada 28.3 min, que duram ~2 min, bem como erupções com amplitude de ~2 mag a cada ~100-200 d. OY Carinae é uma nova anã eclipsante de curto período (P_orb?91 min) do tipo SU UMa. Suas curvas de luz mostram eclipses profundos (~2.5 mag), que duram ~9 min, assim como erupções e supererupções em escala tempo de dias-meses. Os dados de SDSS J0926+3624 foram obtidos com o Telescópio Robótico Liverpool de 2.0 m e a câmera RISE em Fevereiro-Março de 2012, nas quais o objeto estava em quiescência. Modelamos a contribuição da anã branca à curva de luz e subtraímos a curva modelada dos dados para isolar a contribuição das demais fontes de luz na binária. Aplicamos técnicas de mapeamento por eclipse para mapear a distribuição de brilho do disco de acréscimo. O mapa de eclipse com a anã branca subtraída mostrou uma emissão aumentada ao longo da trajetória balística, sugerindo um transbordamento do jorro de matéria sobre o disco. As distribuições radiais de temperatura de brilho mostraram um disco de acréscimo com temperatura de ~4000 K, e uma emissão aumentada ao longo do jorro, com uma temperatura de ~6000 K. Para OY Carinae, os dados foram obtidos com o Telescópio SOAR de 4.1 m na banda B entre Fevereiro e Abril de 2014, enquanto o objeto estava no estado quiescente. OY Car apresentou variações de ~30% no brilho fora do eclipse entre as curvas de luz individuais, o que nos levou a separar os dados em dois estados distintos de brilho (alto e baixo). Revisamos os parâmetros binários de OY Carinae, obtendo q=0.107±0.002, M_1=0.808±0.054 M_?, e raio externo do disco de 0.466±0.002 R_(L_1 ) e 0.57±0.03 R_(L_1 ) para os estados baixo e alto, respectivamente. As curvas de luz foram analisadas com técnicas de mapeamento por eclipse tridimensional. O disco de acréscimo é geometricamente fino e tem ângulo de semi-abertura desprezível em ambos os estados. O mapa de eclipse do estado baixo é dominado pela emissão do objeto central e do bright spot, sem contribuição significativa do disco, enquanto o mapa do estado alto apresenta emissão pronunciada de um disco de acréscimo mais extenso com uma diminuição da intensidade do bright spot. Aplicamos os métodos Single e Ensemble para derivar a dependência da amplitude do flickering de baixa e alta frequência com a fase orbital. A amplitude do flickering está correlacionada com o estado de brilho da binária, sendo maior no estado alto de brilho. O flickering originado no bright spot é de baixa frequência; sua amplitude relativa cresce de 5% para 20% do estado baixo para o estado alto. Já o disco de acréscimo produz flickering tanto de baixa quanto de alta frequência, e sua contribuição ao flickering total é maior no estado alto. Esta componente de flickering associada ao disco de acréscimo é possivelmente consequência de turbulência magneto-hidrodinâmica na atmosfera do disco o que nos fornece a perspectiva de estimar a viscosidade no disco de acréscimo de OY Carinae em quiescência.<br> / Abstract : This work reports the results of the study of two cataclysmic variables:SDSS J0926+3624 and OY Carinae. SDSS J0926+3624 is currentlythe only eclipsing AM CVn star known and also the shortest periodeclipsing binary. Its light curves show deep eclipses ( 2 mag) at every28.3 min, lasting 2 min, as well as outbursts with a magnitude of 2 mag each 100 ?? 200 d. OY Carinae is a short period dwarfnova (Porb ' 91 min) of the SU UMa type. Its light curves show deepeclipses ( 2:5 mag), which last 9 min, as well as outbursts andsuperoutbursts on a days-months time scale.The SDSS J0926+3624 data was obtained with the 2.0m Liverpool RoboticTelescope and the RISE camera in February-March of 2012 whilethe object was in quiescence. The contribution of the white dwarf to thelight curve was modeled and subsequently subtracted from the data toobtain a light curve of its accretion disc. An eclipse mapping code wasused to obtain the brightness distribution of the accretion disc. TheWD-subtracted eclipse map shows increased emission along the ballistictrajectory, suggesting the existence of gas stream overow. Radialbrightness temperature distributions shows a faint disc (Td 4000 K)and enhanced stream emission with temperatures 6000 K.The OY Carinae data was obtained with the 4.1m SOAR telescopein the band B between February and April of 2014, while the objectwas in its quiescent state. The data set shows out of eclipse brightnessvariations of up to 30% among individual light curves, which led usto separate the data into two sets: high and low brightness states. Werevised the binary parameters of OY Carinae, to nd q = 0:1070:002,M1 = 0:8080:054 M, and outer disc radius of 0:4660:002 RL1 and0:570:03 RL1 for the low and high states, respectively. Average lightcurves were analyzed with tridymensional eclipse mapping techniques.The accretion disc is geometrically thin and has negligible half-openingangles in both states. The eclipse map of the low state is dominatedby emission from the central object and the bright spot, with no signicant contribution from the accretion disc, whereas the eclipse mapof the high state shows a more pronounced disc emission and a decreasein bright spot intensity. We applied the `Single' and `Ensemble'methods to derive the phase dependency of the low- and high-frequencyickering amplitudes. The ickering amplitude is correlated with theout-of-eclipse brightness, being larger in the high brightness state. Thebright spot ickering is of low frequency; its relative amplitude increasesfrom 5% to 20% from the low to the high brightness state. Onthe other hand, the accretion disc generates ickering of both low- andhigh-frequency, and its contribution to the total ickering is larger inthe high state. This disc ickering component is possibly consequenceof magneto-hydrodynamic turbulence in the disc atmosphere { whichopens the perspective to estimate the viscosity in the quiescent accretiondisc of OY Carinae.

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas - Programa de Pós-Graduação em Física. / Made available in DSpace on 2012-10-22T22:24:53Z (GMT). No. of bitstreams: 1 235238.pdf: 7231606 bytes, checksum: c855350a99691624f1ca013092c424a3 (MD5) / Apresentamos nesta tese os resultados de três estudos observacionais relacionados com as estrelas Ap, assim como a sub-classe das estrelas rapidamente oscilantes (roAp). No primeiro estudo, investigamos o estado evolutivo das estrelas Ap visando responder a seguinte pergunta: as estrelas nascem peculiares, ou desenvolvem suas peculiaridades ao longo de sua vida na seqüência principal? Para isso, observamos e classificamos 470 estrelas pertencentes a 18 aglomerados com idades entre 6.9 < log t < 8.1 e estudamos a freqüência de ocorrência de estrelas Ap em função da idade dos aglomerados.

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2010 / Made available in DSpace on 2012-10-25T03:02:05Z (GMT). No. of bitstreams: 1 296771.pdf: 10967321 bytes, checksum: a689d5f884bf544cedfbc4c9ef51095f (MD5)

Tesis doctoral--Universidad de Madrid. / At head of title: Consejo Superior de Investigaciones Cientificas. Instituto Nacional de Geofisica. no. 6. Spanish, French, English and German summaries. Bibliografía: p. xi-xiii.

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-Graduação em Física. / Made available in DSpace on 2012-10-17T05:07:34Z (GMT). No. of bitstreams: 1 224566.pdf: 2111422 bytes, checksum: 2bfa1640b26253248fb13d2175e2ae80 (MD5) / Técnicas de mapeamento por eclipse são utilizadas para produzir espectros espacialmente resolvidos do disco de acréscimo e da região não-eclipsada da variável cataclísmica eclipsante UU Aqr na faixa entre 3500 - 7000 Å, a partir de espectros com resolução temporal obtidos no Kitt Peak National Observatory entre julho e agosto de 1993. Os mapas de eclipse mostram uma assimetria na parte do disco que se afasta da estrela secundária. Além disso, os mapas nos lados azul e vermelho das linhas de emissão não apresentam a simetria de espelho esperada para emissão no disco, com o fluxo no vermelho sendo ~ 50% maior do que no azul. O perfil radial de temperatura nas partes internas é mais plano que a lei enquanto que nas partes externas o perfil concorda com . As temperaturas e as taxas de acréscimo inferidas para a parte interna são T ~ 17000K e e na parte externa T ~ 6000K e , em acordo com o que foi encontrado por Baptista et al. (1996). Os perfis radiais de intensidade são bem diferentes da lei empírica . Os espectros espacialmente resolvidos apresentam linhas de absorção profundas e estreitas com um contínuo azul nas partes centrais do disco, passando para linhas de emissão com perfil P Cyg para raios crescentes enquanto o contínuo torna-se vermelho. O espectro da componente não-eclipsada mostra linhas de emissão assimétricas e intensas de HI e HeI que contribuem com 40 - 60% do fluxo total e um contínuo de Balmer em emissão. Os resultados sugerem que as linhas de emissão são emitidas não num disco em rotação kepleriana, mas predominantemente numa cromosfera + vento onde está ocorrendo ejeção de matéria, sendo que o vento é opticamente fino e verticalmente extenso. Os resultados também indicam existência de transbordamento do fluxo de matéria para além do ponto de impacto na borda externa do disco (stream overflow), que pode explicar a diferença em fase entre as conjunções fotométricas e espectroscópicas e as absorções observadas entre fase 0,5 e 0,9.

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-Graduação em Física / Made available in DSpace on 2012-10-22T22:34:57Z (GMT). No. of bitstreams: 1 262888.pdf: 6094161 bytes, checksum: b9412788f485986d4c8dd77e966a08e5 (MD5) / Neste trabalho empregamos diferentes métodos de síntese de populações estelares para investigar as populações estelares de galáxias com formação estelar. Também estudamos como a morfologia e abundância do gás ditam os possíveis cenários de formação estelar -- contínuo ou instantâneo. Estamos particularmente interessados em estudar estrelas de alta massa e técnicas para detectá-las. Este trabalho é dividido em três partes. Na parte I discutimos o código Starburst99 e a nova biblioteca de estrelas de baixa metalicidade que adicionamos ao código. Esta nova biblioteca de baixa metalicidade (Z = ¼ Z#) extendeu o código Starburst99 ao regime de baixa metalicidade e verificamos que os ajustes sintéticos são melhorados pelo uso da nova biblioteca. Na parte II empregamos um código de síntese STARLIGHT, que desenvolvemos para o estudo de uma grande amostra de galáxias Starburst Nuclear e HII. Descobrimos que muitas das propriedades destas galáxias podem ser resumidas e melhor estudadas através do uso do vetor de populações X , cujas componentes representam a contribuição de diferentes elementos da base com idades e metalicidades conhecidas. Combinando componentes com idades semelhantes podemos simplificar ainda mais esta representação, escrevendo: X = (xY, xI, xO); onde xY, xI e xO são as componentes representando respectivamente as populações jovens, intermediárias e velhas. Propriamente combinando os diferentes componentes de idade podemos definir a idade média ponderada pela luz <log t>L. Verificamos que esta representação é uma maneira poderosa de descrever as propriedades desta amostra, pois as idades das galáxias descritas por <log t>L relacionam-se a várias outras propriedades. Em particular, relacionamos <log t>L à largura equivalente de H¸ Wobs(H¸). Encontramos que <log t>L atua como um ``relógio natural'' que corretamente descreve o comportamento da diluição da Wobs(H¸) com o tempo. Na parte III deste trabalho investigamos uma amostra de 32 galáxias starburst no ótico e no infra-vermelho para estudar a formação de estrelas massivas no regime de alta-metalicidade. Em particular, tentamos entender se a formação de estrelas Wolf-Rayet é favorecida de alguma forma em sistemas de alta metalicidade. Estudos anteriores encontram galáxias Wolf-Rayet em ambientes de baixa metalicidade e a questão é entender se estamos diante de um efeito de seleção ou diante de uma diferença natural entre os regimes de baixa e alta metalicidade. Estudamos as populações estelares da amostra utilizando tanto o código Starburst99 como o STARLIGHT. Também investigamos as propriedades da saliência Wolf-Rayet (uma clara indicação de estrelas com M > 25 M#) centrada em 4640 angstrons e calculamos o número de estrelas WR de Nitrogênio e de Carbono. Encontramos que grandes concentrações de estrelas WR são preferencialmente encontradas em galáxias muito jovens, indicando que a idade destes sistemas é um fator determinante na detecção destas estrelas.

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-Graduação em Física / Made available in DSpace on 2012-10-23T19:58:50Z (GMT). No. of bitstreams: 1 262209.pdf: 613276 bytes, checksum: 0b52ba11f5d887651bad0f1e568818af (MD5) / No presente trabalho temos por objetivo estudar e entender os índices adiabáticos de estrelas de nêutrons com formação hadrônica e quarkiônica, para duas condições possíveis, com e sem aprisionamento de neutrinos, e para três valores de entropia por bárion, S= 0,1,2 kB/bárion. Para tanto, usamos o modelo de Walecka não linear para a descrição das estrelas hadrônicas, e o de sacola do MIT para a descrição das estrelas de quarks, ambos em temperaturas zero e finitas. De posse das equações de estado (EOS) geramos gráficos para várias informações obtidas, entre elas, fração de partículas e temperaturas contra densidade bariônica, além das próprias EOS. Por fim, construímos e analisamos os gráficos de nosso objeto de estudos, o índice adiabático pela densidade bariônica e pela densidade de energia interna das estrelas.

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-Graduação em Física. / Made available in DSpace on 2012-10-23T20:35:07Z (GMT). No. of bitstreams: 1 260681.pdf: 7502436 bytes, checksum: bb103ff35c9dec234602fbe99957b6f1 (MD5) / Nesta tese de doutorado, apresenta-se um amplo estudo dos eclipses da nova-anã HT Cassiopeiae em quiescência e erupção, com dados obtidos por fotometria de banda larga no ótico. Inicialmente reporta-se a identificação de variações cíclicas de período orbital no objeto. Foram medidos novos instantes de meio-eclipse da anã-branca que foram combinados com os existentes na literatura para construção de um diagrama observado-menos-calculado que compreende 29 anos de observações. Os dados exibem uma modulação com período de 36 anos e amplitude ~40 s. Esses resultados foram combinados com aqueles da literatura com objetivo de revisar o tema de variações cíclicas de período orbital em variáveis cataclísmicas e sua interpretação em termos de um ciclo magnético do tipo solar na estrela secundária. Um diagrama da variação fracional de período orbital ?P/P versus a velocidade angular da estrela ativa (?) para variáveis cataclísmicas, RS CVn, W UMa, e Algols, revela que binárias compactas com período orbital acima do period gap satisfazem uma relação ?P/P ?-0.7±0.1. Variáveis cataclísmicas abaixo do period gap estão mais de 3-? distantes dessa relação, com variação fracional de período orbital média ~6 vezes menor que aqueles sistemas acima do period gap. A seguir, foi analisada a curva histórica de HT Cas construída a partir de observações de astrônomos amadores. O tempo médio de recorrência das erupções TC do objeto é de 800 dias. Porém, o diagrama O-C dos instantes de máximo brilho revela que tempo de recorrência sofre variações bruscas. Foi aplicada uma concepção tridimensional do método de mapeamento por eclipse aos dados do objeto coletados por 3 noites durante uma erupção em novembro de 1995. A implementação desse método permitiu, além de obter as distribuições superficiais de intensidade de brilho do disco e da borda, estimar também os ângulos ? de semi-abertura do disco de acréscimo ao longo da erupção, que variam entre 3° e 5°. Os mapas de eclipse revelam que ao longo da primeira e da terceira noite de observações surge uma componente assimétrica no lado do disco onde está o gas stream. Na segunda noite, os progressivos adiantamentos do instante de mínimo do eclipse revelam uma assimetria que se torna cada vez mais evidente no lado oposto ao gas stream no disco. As distribuições radiais de intensidade obtidas sugerem a presença de uma onda de aquecimento que se propaga para fora do disco durante a subida e uma onda de resfriamento que se move no sentido da primária durante o declínio. Estima-se uma velocidade da onda de aquecimento de vheat = +1.4 km/s e o valor da velocidade da onda de resfriamento calculado foi de vcool = -0.4 km/s. Não existe evidência de desaceleração da frente de onda de resfriamento como previsto pelo modelo de instabilidade no disco. A distribuição radial de temperatura de brilho do disco de acréscimo do objeto evolui de um perfil plano nas regiões centrais na subida ao máximo, para uma distribuição que segue a lei T(r) r-3/4 no declínio. Os resultados sugerem que as erupções de HT Cas são causadas por pulsos de transferência aumentada de matéria proveniente da estrela secundária.

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2016. / Made available in DSpace on 2017-05-23T04:21:15Z (GMT). No. of bitstreams: 1 345683.pdf: 60073206 bytes, checksum: 04f7a585305125cac47c57258943f4e4 (MD5) Previous issue date: 2016 / Este trabalho tem seu foco na análise de galáxias da grande base de dados do Sloan Digital Sky Survey (SDSS). São espectros de aproximadamente 1 milhão de galáxias publicamente disponíveis para serem dissecadas. Nós fazemos isso com ajuda de nosso código de síntese o starlight, que extrai informações do espectro estelar e nebular. Modelando o espectro com populações estelares simples (SSPs) de diferentes idades e metalicidades, conseguimos informações como massa em estrelas, taxa de formação estelar e história de formação estelar. Removendo a contribuição estelar obtemos o espectro puramente nebular. Através de medidas das linhas de emissão auferimos informações associadas ao gás, sua abundância química e quantidade de poeira. Esta tese utiliza esta grande e informativa base de dados para tratar assuntos relacionados à conexão entre formação estelar e atividade nuclear, evolução química e o efeito da poeira em galáxias no Universo local.<br> / Abstract : This work was focused on the analysis of galaxies from the large Sloan Digital Sky Survey (SDSS), database. It contains almost 1 million galaxies spectra, publicly available to be dissected. We will do this with the help of our synthesis code starlight, which extracts information from stellar and nebular spectrum. Modeling the spectrum with simple stellar populations (SSPs) of different ages and metallicities extracts information such as mass in stars, star formation rate and star formation history. Removing the stellar contribution, we obtain a purely nebular spectrum and through emission lines measures we obtain information associated with the gas, like its chemical abundance and dust content. This thesis draws from this large and highly informative database to address some issues related to the connection between star formation and nuclear activity, the chemical evolution, and dust effects in galaxies in the local Universe.

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2016. / Made available in DSpace on 2016-09-20T04:35:28Z (GMT). No. of bitstreams: 1 339963.pdf: 2031962 bytes, checksum: baf433b6535d81bc9a8de2813d7f9d43 (MD5) Previous issue date: 2016 / Neste trabalho apresentamos uma caracterização detalhada das componentes da nova anã V2051 Ophiuchi no infravermelho através da análise de series temporais de fotometria rápida nas bandas J, H e KS obtidas com o telescópio SOAR de 4:1 m em 20 de junho de 2013 nas quais o objeto estava em quiescência. A este conjunto de dados, modelamos a modulação elipsoidal causada pela secundária gravitacionalmente distorcida para inferir seus fluxos. Com a modulação modelada, subtraímos sua contribuição da curva de luz do sistema obtendo curvas de luz correspondendo apenas ao disco de acréscimo. A estas curvas, aplicamos técnicas de mapeamento por eclipses para inferir sua distribuição espacial de brilho. A partir dos fluxos modelados da secundária calculamos suas magnitudes e cores (J - H), (H - KS) e (J - KS), que são consistentes com ade uma estrela de tipo espectral M(8:01:5) com temperatura equivalente de corpo negro de TBB = (2700270)K, o que coloca a binária a uma distância de dBB = (10717)pc. Através de uma relação empírica de Barnes & Evans para o brilho superficial, e fazendo um match espectral a um catálogo de estrelas anãs frias, encontramos distâncias de paralaxe fotométrica de dB&E = (10216)pc e dSM = (1126)pc, respectivamente. O tipo espectral e temperatura encontrados condizem com o esperado pela teoria de evolução de variáveis cataclísmicas e com medidas espectroscópicas. Utilizamos um código de mapeamento por eclipses em 3D para obter a distribuição de brilho no disco de acréscimo em cada banda. Usando a técnica de entropy landscape encontramos o raio do disco e ângulo de abertura de melhor ajuste para cada banda, Rd,J = 0:40RL1, Rd,H =0:41RL1 e Rd,KS = 0:8RL1, condizentes com o aumento da largura do eclipse visto nas curvas de luz e com o raio calculado a partir da meia largura do eclipse. Para todas as bandas o ângulo de abertura e desprezível. Os mapas de eclipse possuem evidências convincentes a favor da presença de bracos espirais. Analisamos as componentes assimétricas dos mapas de eclipse identificando estas estruturas e as distribuições azimutais de brilho para caracterizá-las. Distribuições radiais de temperatura de brilho e intensidade foram calculadas, bem como espectros espacialmente resolvidos do disco de acréscimo.<br> / Abstract: In this work we present a detailed characterization of the dwarf nova V2051 Ophiuchi on the infrared via the analysis of time-series of high speed photometry on the J, H and KS bands, obtained with the 4:1 mSOAR telescope in June 20th, 2013, while the object was in a quiescentstate. We modelled the ellipsoidal variations in the light curve caused by the gravitationally distorted secondary star to infer its fluxes. We then subtracted the contribution of the secondary star from the light curves obtaining accretion disc-only light curves. To these light curves we applied Eclipse Mapping techniques to infer their spatial brightness distribution. From the modelled fluxes to the secondary we calculated its apparent magnitudes and (J - H), (H - KS) and (J - KS) colours, which are consistent with an M(8:01:5) star with a black body equivalent temperature of TBB = (2700270)K; this puts the binary at a distance of dBB = (10717)pc. Using an empirical Barnes & Evans relation to the surface brightness, and finding the best-t match one a catalogue of cool dwarfs, we find photometric parallax distances of dB&E = (10216)pc and dSM = (112 6)pc respectively. The estimated spectral type and temperature are in good agreement with expectations from the current models of cataclysmic variables evolution and with spectroscopic measurements. We used a 3D eclipse mapping code to obtain the brightness distribution at each band. Using the entropy landscape technique we find the disk radius and opening angle at each band, Rd,J = 0:40RL1, RdH = 0:41RL1 and Rd,KS = 0:8RL1, in agreement with the observed increase of the width of the eclipse with wavelength and with theradius calculated from the width of the eclipse. For all bands, the opening angle is negligible. The eclipse maps provide convincing evidence in favor of the presence of spiral arms. We analyzed the assymetrical components of the eclipse maps, identifying those structures, and the azimuthal brightness distributions to characterize them. Radial brightness temperature and intensity distributions are calculated, as well as spatially resolved spectra of the accretion disc.