Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2014. / Made available in DSpace on 2015-02-05T20:10:04Z (GMT). No. of bitstreams: 1 327492.pdf: 585274 bytes, checksum: 5cae9426c5f7d92a2347adc72cdbf406 (MD5) Previous issue date: 2014 / Desenvolvemos a formulação que um modelo arbitrário, descrito por uma densidade Lagrangeana compatível com a relatividade restrita, deve satisfazer quando tratado num espaço-tempo curvo. Aplicamos esta formulação ao modelo o - w - p para descrever uma estrela de nêutrons em equilíbrio, sujeita às interações nuclear forte, nuclear fraca,eletromagnética e gravitacional. As equações de Euler-Lagrange são obtidas para umespaço-tempo com simetria esférica com o auxílio das aproximações de campo médio e de Thomas-Fermi à temperatura T = 0 e desprezando-se o mar de Dirac. Expressões relacionando os potenciais químicos das diferentes espécies de férmions são obtidas exigindo-se o equilíbrio termodinâmico e o equilíbrio B.<br> / Abstract : We develop the formalism that an arbitrary model, described by a Lagrangian density compatible with special relativity, has to obey when treated in curved spacetime. Weapply this formalism to the o - w - p model to describe a neutron star at equilibrium, taking in to account the strong, weak, electromagnetic and gravitational interactions.The Euler-Lagrange equations are obtained for a spherically symmetric spacetime with the aid of the mean field, Thomas-Fermi and no-sea approximations at temperature T = 0. Expressions relating the chemical potentials of the different fermion species are obtained through the requirements of thermodynamical equilibrium and B-equilibrium.

Neste trabalho investigamos um dos processos que pode levar a formação de aglomerados abertos, focando-nos nas interações ocorridas durante a passagem de um aglomerado globular através do disco Galáctico, cujos efeitos podem resultar no surgimentos daqueles. Tais interações podem ser uma alternativa aos cenários convencionais de formação estelar. Há diversos trabalhos explorando os efeitos, em nossa Galáxia, de impactos de nuvens HI, explosões de supernovas, galáxias canibalizadas ou aglomerados globulares, estes podendo inclusive ser núcleos de galáxias anãs capturadas pela Via Láctea, como parece ser o caso de ω Centauri. Trabalhos sobre interações de aglomerados globulares com o disco Galáctico invariavelmente tratam dos efeitos da Galáxia sobre o aglomerado globular, mas pouco tem sido feito com relação a análise de como os impactos de aglomerados globulares podem gerar o nascimento de aglomerados no disco Galáctico. O presente trabalho investiga o caso envolvendo o aglomerado globular ω Centauri como projétil e os aglomerados abertos massivos BDSB122 e Stephenson 2 como alvos resultantes do impacto de ω Centauri no disco Galáctico. ω Centauri é bem estudado na literatura, além de ser um dos mais massivos aglomerados globulares, tornando-o uma excelente escolha. A partir de seus dados de posição e movimento próprio fizemos diversas simulações numéricas com o método matemático leap frog implementado num código em linguagem C, o qual contém potenciais que representam a Galáxia com as componentes bojo, disco e halo. No caso particular dos aglomerados abertos, estimamos suas velocidades em torno do centro Galáctico pela curva de rotação da Via Láctea e consideramos que não possuem componente de velocidade perpendicular ao plano Galáctico. A partir das simulações realizadas e das considerações sobre a perturbação causada por ω Centauri no disco Galáctico, mostramos a coincidência espacial e temporal existente entre os aglomerados envolvidos. / In this work we investigate one of the processes that can lead to open cluster formation, focusing our analysis on the interactions occurring during a globular cluster crossing through Galactic disc. These interactions can be an alternative to conventional scenarios of star formation. There are a number of papers exploring e ects, in our Galaxy, such as HI cloud infall, supernovas explosions, cannibalized galaxies or globular clusters. The latter can be dwarf galaxy nuclei captured by the Milky Way. In particular this appears to be the case of ω Centauri. In general those works focus on the e ects of the Galaxy on the globular cluster, but few deal with the e ects of the impacts on generating cluster formation. The present work investigates the case involving the globular cluster ω Centauri as a projectile and the open clusters BDSB122 and Stephenson 2 as targets resulting from the impact of ω Centauri on the Galactic disk. ω Centauri is well studied, also being one of the most massive globular clusters, making it a good choice. From its position and proper motion data we made several numerical simulations using the leap frog method, implemented in a program on C language, which has potentials that describe the Galaxy with the bulge, disk and halo components. For the latter we estimated their velocities around Galactic center using the rotation curve, and assuming no velocity perpendicularly to the Galactic disk. From our simulations and assumptions about perturbations generated by ! Centauri crossing the disc, we demonstrated the spatial and temporal coincidences between the studied clusters.

Uma das vertentes de estudo da evolução de galáxias se concentra nos processos de alimentação (feeding) e de retroalimentação (feedback) do núcleo ativo de galáxias (active galactic nucleus; AGN). AGNs são fenômenos muito energéticos, podendo alterar a distribuição de matéria (estelar e gasosa) no seu entorno. Neste trabalho apresentamos mapas de populações estelares espacialmente resolvidos, perfis radiais médios e gradientes destes para as primeiras 62 galáxias com núcleo ativo, observadas no Mapping Nearby Galaxies at APO do Sloan Digital Sky Survey IV, para estudar os efeitos de AGNs no histórico de formação estelar das galáxias hospedeiras. Esses resultados, derivados com síntese de populações estelares (utilizando o código starlight), são comparados com os derivados para uma amostra de galáxias inativas cujas propriedades foram pareadas com as ativas. A fração de populações estelares jovens (t < 40:1Myr) em AGNs de alta luminosidade e maior nas regiões mais internas (R 0:5Re) quando comparadas com a amostra de controle; AGNs de baixa luminosidade, por outro lado, apresentam frações muito similares de estrelas jovens as das galáxias de controle para toda a região estudada (1Re A fração de populações estelares de idade intermediária (40:1Myr < t 2:6 Gyr) em galáxias ativas aumenta radialmente, com um aumento significativo se comparadas com as galáxias de controle. As regiões centrais das galáxias (tanto ativas quanto inativas) são dominadas por populações velhas (t > 2:6 Gyr), cuja fração diminui com o raio. Também comparamos os resultados (diferenças entre AGNs e controles) de galáxias hospedeiras early e late-type e não encontramos nenhuma diferença significativa. Em resumo, nossos resultados sugerem que a atividade dos AGNs mais luminosas seja alimentada por um suprimento recente de gás, que, por sua vez, também ativou formação estelar recente (t 40Myr) nas regiões centrais. / One of the main open problems in galaxy evolution's studies concentrates on the feeding and feedback processes generated by the active galactic nuclei (AGN). AGN are very energetic phenomena that can alter their surrounding environment (stellar or gaseous). In this work, we present spatially resolved stellar population age maps, average radial pro les and gradients for the rst 62 Active Galactic Nuclei observed with SDSS-IV's Mapping Nearby Galaxies at APO survey (MaNGA) to study the e ects of the active nuclei on the star formation history of the host galaxies. These results, derived with stellar population synthesis (using the starlight code), are compared with a control sample of non-active galaxies matching the properties of the AGN hosts. We nd that the fraction of young stellar populations (t < 40:1Myr) in high-luminosity AGN is higher in the inner (R 0:5Re) regions when compared with the control sample; low-luminosity AGN, on the other hand, present very similar fractions of young stars to the control sample hosts for the entire studied range (1Re). The fraction of intermediate age stellar populations (40:1Myr < t 2:6 Gyr) of the AGN hosts increases outwards, with a clear enhancement when compared with the control sample. The inner region of the galaxies (AGN and control galaxies) presents a dominant old stellar population (t > 2:6 Gyr), whose fraction decreases outwards. We also compare our results (di erences between AGN and control galaxies) for the early and late-type hosts and nd no signi cant di erences. In summary, our results suggest that the most luminous AGN seems to have been triggered by a recent supply of gas that has also triggered recent star formation (t 40Myr) in the central region.

Apresentamos a investigação das características morfológicas, cinemáticas e dinâmicas das interações menores AM1219-430, AM2058-381 e AM1228-260. Estas características foram obtidas através de uma nova metodologia desenvolvida durante o trabalho de doutorado, para o estudo de sistemas em interação menor. As observações utilizadas são imagens nas bandas g¹ e r¹, e espectros com fenda longa no intervalo obtidos com o Gemini Multi-Object Spectrograph do Telescópio Gemini Sul. As magnitudes aparentes e absolutas das componentes A e B dos pares estudados foram calculadas. A razão de luminosidade entre as componentes do par AM1219-430 é de 1:3, de AM2058-381 é de 1:5, e de AM1228-260 é de 1:20. Detectamos e quantificamos diferentes tipos de estruturas de maré nos pares estudados. No par AM1219-430, foram encontrados uma ponte de interação conectando as galáxias, além de longas caudas de maré na galáxia secundária. Para a galáxia principal de AM2058-381 foram encontradas duas longas caudas de maré. No sistema AM1228-260, encontramos uma estrutura de maré envolvendo as duas componentes. Utilizamos um método de simetrização para separar as partes assimétricas e simétricas das galáxias dos pares estudados. As estruturas encontradas nas imagens assimétricas podem ser associadas `as perturbações morfológicas causadas pela interação. Por outro lado, as imagens simétricas mostram o que pode ser considerado como o “disco original” e o padrão espiral não perturbado. Empregando as imagens simétricas das galáxias dos pares, fizemos a decomposição do perfil de brilho superficial de cada uma delas. A galáxia AM1219A foi decomposta nas componentes bojo e disco. Porém, seu perfil de brilho superficial tem um excesso de luz de ~ 53%. Por outro lado, a decomposição do brilho superficial de AM1219B, além de conter as componentes do bojo e o disco, revela a existência de uma lente. A decomposição do perfil de brilho superficial das galáxias principais dos pares AM2058-381 e AM1228- 260 também apresenta subestruturas, como barras e anéis. Enquanto o perfil de brilho das galáxias secundárias só foi decomposto nas componentes bojo e disco. As escalas de comprimento e as magnitudes centrais da componente do disco das galáxias estudados concordam com os valores médios derivados para galáxias isoladas. No entanto, os discos das galáxias principais dos pares AM2058-381 e AM1228-260 estão fora da correlação entre estes parâmetros. Por outro lado, os índices de Sérsic (n) são menores que 2 para todas as galáxias, valores típicos de pseudo-bojos. Os perfis de velocidade radiais (PVRs) são derivados das linhas de emissão do gás ionizado. Eles apresentam irregularidades em todas as galáxias. Em particular, as galáxias principais dos pares AM1219-430, AM2058-381 têm PVRs assimétricos, com um aumento de velocidade dos lados próximos `as galáxias secundárias. Por outro lado, há uma forte evidência que a galáxia secundária do par AM2058-381 sofreu uma inversão do seu eixo de rotação, enquanto que o PVR de AM1228B está totalmente perturbado. Utilizamos um método de força bruta para explorar todas as possíveis distribuições entre as matérias estelar e escura nas galáxias principais dos pares estudados. Os parâmetros do halo (M200 and c) encontrados para AM1219A e AM2058A são similares aos reportados para a Via láctea, entretanto, os parâmetros de AM1228A são totalmente diferentes. As massas dos halos das galáxias AM1219A e AM2058A são ~ 10 vezes maiores que o halo de AM1228A. As razões M/Lr encontradas para as galáxias AM1219A, AM2058A, e AM1228A são 2.19, 3.05 e 1.37, respectivamente. O valor encontrado de M/Lr para AM2058A está de acordo com o valor médio, M/Lr = 4.5 ± 1.8, reportado para galáxias isoladas do tipo tardio estudadas por Broeils & Courteau (1997). Os baixos valores de M/Lr para as galáxias AM1219A e AM1228A podem ser devidos `a intensa atividade de formação estelar desencadeada pela interação. Foi reconstruída a historia dinâmica do sistema AM1219-430 através de simulações numéricas de N-corpos e hidrodinâmicas usando o código GADGET-2. A órbita que melhor reproduz as características observadas é uma órbita parabólica com uma passagem perigaláctica de q = 9.2 kpc; O estágio atual do sistema indica que este pode estar a ~ 220 Myr depois da passagem perigaláctica. / We present an observational study of the interaction effect on the photometric, morphology and dynamics of the minor mergers AM1219-430, AM2058-381 and AM1228- 260. This work is based on r¹ and g¹ images and long-slit spectra obtained with the Gemini Multi-Object Spectrograph at the Gemini South Telescope. Apparent and absolute magnitudes were determined for the A and B components of the pairs. The luminosity ratio between A and B components of AM1219-381 is 1:3, of AM2058-381 is 1:5, and of AM1228-260 is 1:20. We detected different kind of tidal structures in these pairs. We detected tidal tails in AM1219B and a bridge of material connecting the galaxies. Tidal features in the form of a common surface brightness envelope for AM1228-260 and two long symmetric tails for AM2058A, were detected. It was applied a method to separate both the two-fold symmetric and non-symmetric parts of the spiral galaxy pattern. The decomposition of the surface brightness profile is performed in the symmetrized images. The surface brightness profile of AM1219A was decomposed into bulge and disk components. The profile shows a light excess of ~ 53%. On the other hand, the surface brightness profile of AM1219B shows a lens structure in addition to the bulge and disk. The surface brightness profiles of the main galaxies of the pairs AM2058-381 e AM1228-260 show a bar and a ring structures in addition to the bulge and disk, while the secondary galaxies of these pairs are decomposed only in bulge and disk structures. The scale lengths and central magnitudes of the disk structure of all the studied galaxies agree with the average values derived for galaxies with no sign of ongoing interaction or disturbed morphology. The Sérsic index (n < 2) and the effective and scale radii of the bulge of the 6 galaxies are typical of pseudo-bulges. The observed radial velocities profiles (RVPs) derived from the emission line of ionized gas present several irregularities. The RPV of AM1219A is quite asymmetric, suggesting a gas perturbed by interaction. The receding side of the RVP of AM2058A is displaced with respect to the velocity field model, which can be interpreted as if this part of the galaxy is speeding up, and/or as if it is being deviated from the galactic plane due to interaction with AM2058B, while there is a strong evidence that the latter galaxy is a tumbling body rotating along its major axis. The RVPs for AM1228A indicate a misalignment between the kinematic and photometric major axes. The RVP for AM1228B is quite perturbed, very likely due to the interaction with AM1228A. We explore all possible values of stellar mass and dark matter. The overall best-fitting solution for the halo parameters (M200 and c) for both AM1219A and AM2058A are similar to those of the Milky Way and M31. The halo mass of AM1228A is roughly ten times smaller than those of AM1219A and AM2058A. We derive mass-to-light (M/L) ratios of 2.19, 3.05 and 1.37 for AM1219A, AM2058A and AM1228A, respectively. The M/L of AM2058 agrees with the mean value derived for late-type spirals, while the low M/L values for AM1219A and AM2058A may be due to the intense star formation ongoing in those galaxies. We reconstructed the history of the AM1219-430 system through numerical Nbody/ hydrodynamical simulations by using GADGET-2 code, with the result indicating that the current stage of the merger would be about 220 Myr after perigalacticum passage.

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-Graduação em Física / Made available in DSpace on 2013-03-04T20:57:55Z (GMT). No. of bitstreams: 1 304885.pdf: 1350331 bytes, checksum: 0951b36a3ab876f92faba064f5943004 (MD5) / O conhecimento obtido do estudo da física nuclear é fundamental para que todo o processo de evolução estelar seja melhor compreendido. Vamos neste trabalho, estudar e descrever algumas das características físicas do interior das estrelas de nêutrons. Partiremos de um gás de Fermi livre, e depois estudaremos modelos com hádrons interagentes. Para se descrever as interações físicas entre os hádrons utilizaremos os modelos efetivo de Walecka linear e o não-linear. Feito isso, vamos refinar nossos resultados, a fim de deixar nossa descrição mais realística, incluindo todo o octeto bariônico e um forte campo magnético, e analisar como esses novos termos alteram as características principais das estrelas de nêutrons, como massa e raio, além de estimar como a composição química varia de acordo com a densidade. Ao final, poderemos comparar os diversos resultados obtidos com aqueles encontrados na literatura. / The knowledge gained from the study of nuclear physics is fundamental to the understanding of the whole process of stellar evolution. In this work, we study and describe some of the physical characteristics of neutron star interior. Start from a free Fermi gas, and then we study models with interacting hadrons. To describe the physical interactions between hadrons we use the Walecka linear and non-linear effective models. Then, we refine our results in order to make our description more realistic, including all the baryon octet and a strong magnetic field. Finally analyze how these new terms affect the main features of neutron stars, like mass and radius, and estimate how the chemical composition varies with the density. In the end, we compare the different results obtained with those found in the literature.

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2012 / Made available in DSpace on 2013-06-25T23:22:19Z (GMT). No. of bitstreams: 1 313529.pdf: 2558955 bytes, checksum: 4fc7c1bbbd60e404d12c14892bdefc98 (MD5) / Neste trabalho tratamos do problema da matéria assimétrica npe (nêutrons, prótons e elétrons) na aproximação de Thomas-Fermi, onde os elétrons tem a função de neutralizar a matéria. Esta matéria neutra é considerada à temperatura zero e submetida a campos magnéticos gigantes. A EOS é obtida à partir do modelo efetivo de Walecka não-linear, e para ajustar as propriedades da matéria, tais como densidade de saturação nuclear e coeficiente de tensão superficial, são utilizados dois conjuntos de parâmetros diferentes, NL3 e TM1. Utilizamos um procedimento conhecido como aproximação de Wigner-Seitz, para assim podermos considerar as diferentes estruturas nucleares exóticas que surgem no interior da matéria nuclear assimétrica não-homogênea, conhecidas coletivamente como pasta e nomeadas individualmente como: bolha, gota, cilindro, tubo e placa. Os perfis de densidade de cada partícula são calculados no interior da célula de Wigner-Seitz, respeitando-se a simetria de cada estrutura da pasta. Isto permite a obtenção de várias quantidades globais da matéria, por exemplo, a energia-livre e o número de partículas, e a obtenção de quantidades locais, como o número de níveis quantizados de energia devido à presença do campo magnético. Estudamos a magnetização da pasta e o efeito quântico oscilatório de Haas-van Alphen, e mostramos como a energia livre por partícula, o raio da célula de Wigner-Seitz e o número de nucleons na célula variam com o campo magnético. Mostramos como as densidades de transição entre as diferentes estruturas da pasta dependem da intensidade do campo magnético, inclusive obtendo o comportamento da transição de fase da pasta para a matéria-homogênea. Também obtivemos o comportamento do coeficiente de tensão superficial em função do campo magnético.<br> / Abstract : In this work we treat the problem of asymmetric npe matter (neutrons, protons and electrons) in the Thomas-Fermi approximation, where electrons act neutralizing the matter. This neutral matter is considered at zero temperature and subjected to giant magnetic field. The EOS is calculated from the effective nonlinear Walecka model using two different sets of parameters, NL3 and TM1, to adjust the properties of matter such as nuclear saturation density, surface tension coefficient, etc. We use a procedure known as the Wigner-Seitz approximation thus we can consider the different exotic nuclear structures which arise within the inhomogeneous asymmetric nuclear matter. These structures are known collectively as pasta and named individually as: bubble, droplet, rod, tube and slab . The density profiles are calculated for each particle within the Wigner-Seitz cell, respecting the symmetry of each structure. This allows us to obtain several global quantities, for instance, the free energy and the number of particles. Also, makes possible to obtain local quantities like the quantized energy levels due to presence of magnetic field. We study the magnetization and the quantum oscillatory effect known as the de Haas-van Alphen Effect, and show how the free energy per particle, the radius of the Wigner-Seitz cell and the number of nucleons in the cell depends on the magnetic field. We show how the density transition between different pasta structures depends on the magnetic field intensity, including the phase transition behavior from the pasta phase to the homogeneous matter. We also have included the behavior of the surface tension coefficient as a function of magnetic field.

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-Graduação em Física. / Made available in DSpace on 2013-12-05T23:38:59Z (GMT). No. of bitstreams: 1 320905.pdf: 5169618 bytes, checksum: c9c749987e39412c9680939d66429264 (MD5) Previous issue date: 2013 / Nesta tese aplicamos campos magnéticos da ordem de 10 17 G e 10 18 G à matéria de nucleons e estudamos sua influência sobre a energia de simetria e sua inclinação. Investigamos também os efeitos causados pela inclusão dos momentos mangnéticos anômalos nessas quantidades. Depois, investigamos os efeitos causados por fortes campos magnéticos nas propriedades de objetos compactos, compostos por matéria hadrônica em equilíbrio-beta, interagindo através dos campos mesônicos sigma-omega-rho. Para isso utilizamos o modelo efetivo de Walecka não linear e algumas parametrizações comumente utilizadas. Submetendo matéria hadrônica a campos magnéticos da ordem de 10 17 G e 10 18 G, estudamos os efeitos da inclusão dos momentos magnéticos anômalos às equações de estado e das relações de massa-raio correspondentes. Apresentamos também um estudo a respeito da inclusão de um termo que leva em conta a interação entre os mésons omega e rho nessas equações de estado submetidas a fortes campos magnéticos. Por fim fazemos um comparativo entre as curvas dos modelos teóricos obtidos e dados observacionais de três sistemas binários conhecidos. No final deste trabalho estão incluídos os papers publicados durante o doutorado e também um trabalho submetido. <br> / Abstract : In this thesis we apply magnetic fields of the order of 10 17 G and 10 18 G to nuclear matter, and study its influence on the symmetry energy and its slope. We also study the effects caused by the inclusion of anomalous magnetic moments to these quantities. Then, we investigate the effects caused by strong magnetic fields on the properties of compact objects, composed by hadronic matter in B-equilibrium, interacting via (o-w-p) mesonic fields. To do so we use the non-linear Walecka model and some parametrizations normally found in the literature. Submitting hadronic matter to magnetic fields of the order of 10 17 G and 10 18 G, we also study the effects of the inclusion of the anomalous magnetic moment to the equations of state and corresponding massradius relation. We also study the effects of the inclusion of a term that takes into account the interaction between the # and $ mesons subject to strong magnetic fields. At last we compare the obtained curves for the theoretical models with three known binary systems observation data. At the end of this work are included the papers published during the PhD period e also a submitted work.

Dissertação (Mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Curso de Pós-Graduação em Física / Made available in DSpace on 2012-10-20T04:10:28Z (GMT). No. of bitstreams: 0 / Nesta dissertação, estudamos os efeitos de diferentes equações de estado para explicar as propriedades da matéria a densidades da ordem da matéria nuclear e também a densidades altas (10 vezes maior). Analisamos não somente estados (b estáveis, matéria simétrica ou matéria pura de nêutrons, mas também estados com diferentes frações de prótons. Mostramos que a influência da parametrização é sentida na matéria não tão densa, enquanto que os efeitos dos acoplamentos mésons-híperons somente aparecem a densidades muitos maiores do que a da saturação da matéria nuclear. Também estudamos os efeitos de um acoplamento méson-híperon maior do que o acoplamento universal.

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-Graduação em Física. / Made available in DSpace on 2012-10-19T03:44:45Z (GMT). No. of bitstreams: 1 224665.pdf: 3170926 bytes, checksum: 3c14c6f9979ed9e4b74a2221f075354c (MD5) / Reportamos a análise de dados de fotometria rápida multicor da binária de raios-X X1822-37. Usamos os novos instantes de eclipse para calcular uma efeméride revisada. Ajustamos modelos com fotometria sintética às cores extraídas das partes internas e externas do disco, bem como da fonte de flickering, para estimar a temperatura efetiva e o ângulo sólido de cada uma das fontes. Apresentamos resultados iniciais do programa de estudo do flickering em Variáveis Cataclísmicas. Mapas de eclipse da distribuição de brilho do flickering em V2051 Oph e SW Sex são semelhantes, apesar do disco de acréscimo da nova-like SW Sex ser consideravelmente mais brilhante do que o da nova-anã V2051 Oph.

Dissertação (Mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Curso de Pós-Graduação em Física / Made available in DSpace on 2012-10-19T05:19:12Z (GMT). No. of bitstreams: 0Bitstream added on 2014-09-25T20:36:06Z : No. of bitstreams: 1 182697.pdf: 22554054 bytes, checksum: 6120b4e168f46cfc31a3499cd8f4c542 (MD5) / Utilizamos a teoria de probabilidades para abordar matematicamente o problema de sintetizar as propriedades espectrais de galáxias, usando uma base de populações estelares que varre intervalos de idade e metalicidade. Esta técnica fornece estimativas para o vetor de populações X, que contém as contribuições dos diferentes elementos da base para o espectro integrado de uma galáxia. Também estimamos o avermelhamento AV causado pela poeira inter-estelar. As estimativas são dadas na forma de distribuições de probabilidade, permitindo uma avaliação quantitativa das incertezas. O formalismo é descrito no capítulo 2. Desenvolvemos um código que sintetiza larguras equivalentes e cores (razões de fluxo) no contínuo a partir da combinação dos 12 elementos da base. Esta base é uma versão muito utilizada de uma base maior construída com as observações de aglomerados estelares feitas por Bica & Alloin (1986). Outros estudos com esta base forneceram estimativas médias para o vetor de populações X e AV usando o Procedimento das Combinações Diretas (PDC) para varrer o espaço de parâmetros. Revisitamos este problema e introduzimos um algoritmo Markoviano quasi-randômico baseado no Método Monte Carlo de amostragem para varrer o espaço de parâmetros de 13-D e calcular a probabilidade P(X, AV), guiados pela função Verossimilhança. Testes com este algoritmo são apresentados no capítulo 3. No capítulo 4 analisamos a capacidade do procedimento de síntese de recuperar as histórias de formação estelar e enriquecimento químico como função dos (1) erros observacionais e (2) conjuntos de observáveis utilizados. Encontramos que apenas para erros muito baixos (S/N > 300) todos os 12 componentes do vetor X podem ser recuperados com precisão. A distribuição combinada em idade, entretanto, pode ser recuperada para erros tão baixos quanto 30. Concluímos que a base é capaz de recuperar com precisão a história de formação estelar, mas não é adequada para estudos sobre evolução química, devido `a estrutura interna da base. Concluímos que a síntese das larguras equivalentes em conjunto com as cores produz melhores resultados do que a síntese das larguras equivalentes apenas, apesar da inclusão de AV como um parâmetro extra. No capítulo 5 aplicamos o método a 24 das 55 galáxias do atlas de Kennicutt (1992). Estudamos a relação entre as populações estelares e os tipos morfológicos e espectrais das galáxias e uma excelente consistência geral entre estes diferentes tipos de informação foi encontrada. No capítulo 6, ilustramos graficamente o ``domínio sintético'' gerado pelos 12 elementos da base definida por Schmidt et al. (1991). Este conceito (Pelat 1998) é muito útil para testar a possibilidade algébrica de sintetizar um dado grupo de observáveis e inferir sobre o problema da unicidade das soluções. Finalmente, no capítulo 7 apresentamos as conclusões e indicamos as futuras aplicações da metodologia apresentada neste trabalho.