Made available in DSpace on 2014-12-17T15:14:54Z (GMT). No. of bitstreams: 1 BrunoLCM_DISSERT.pdf: 3635970 bytes, checksum: 405035b5ca2594ffba862620e9c06c33 (MD5) Previous issue date: 2003-12-19 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / A conex?o entre rota??o, fluxo de emiss?o de Call e abund?ncia de l?tio ? analisada para uma amostra de estrelas subgigantes, cujo status evolucion?rio foi determinado a partir do c?digo de Tolouse-Geneve e de suas medidas trigonom?tricas de paralaxe do HIP-PARCOS. Observamos que a distribui??o da rota??o e do fluxo de emiss?o de Call, como fun??o da temperatura efetiva, mostra uma descontinuidade localizada em torno do mesmo tipo espectral, F8IV. Estrelas localizadas no lado azul deste tipo espectral exibem uma elevada dispers?o nos valores de rota??o e de fluxo de Call, enquanto que estrelas localizadas no lado vermelho de F8IV mostram essencialmente baixa rota??o e baixo fluxo de Call. A intensidade deste decl?nio, entretanto, depende da massa estrelar. A distribui??o das abund?ncias de l?tio tamb?m apresenta uma descontinuidade, por?m, com um comportamento um pouco mais complexo. Para subgigantes com massa menor ou em torno de 1.2 Mo, esse decl?nio ? observado mais tarde do que aquele na rota??o e no fluxo de Call, enquanto que para massas maiores do que 1.2 Mo decrescimento na abund?ncia do l?tio ? localizado ao redor do tipo espectral F8IV. A discrep?ncia entre a localiza??o das descontinuidades da rota??o e da emiss?o do fluxo de Call e do log⁡〖n(Li) 〗, para estrelas com massas menores do que 1.2 Mo, parece refletir a sensibilidade dos fen?menos em rela??o ? massa da envolt?ria convectiva. A diminui??o abrupta na rota??o, que resulta principalmente de uma desacelera??o magn?tica, requer um aumento na massa da envolt?ria convectiva menor do que o requerido para o decrescimento nas abund?ncias de l?tio. A localiza??o da descontinuidade em log⁡n(Li), na mesma regi?o das descontinuidades na rota??o e na emiss?o de fluxo de Call para estrelas com massas maiores do que 1.2 M, pode tamb?m ser explicada atrav?s do comportamento da profundidade da envolt?ria convectiva. Em contraste com a rela??o entre rota??o e fluxo de Call, a rela??o entre abund?ncia de l?tio e rota??o mostra uma tend?ncia n?o muito clara para um comportamento linear. Similarmente, a mesma tend?ncia ? observada na rela??o entre abund?ncia de l?tio e fluxo de Call. Apesar destes fatos, subgigantes com alto conte?do de l?tio tamb?m possuem alta rota??o e alta emiss?o de fluxo de Call. Observamos tamb?m que estrelas com alto conte?do de l?tio apresentam, em sua maioria, uma envolt?ria convectiva pouco desenvolvida, enquanto que estrelas com baixo conte?do de l?tio possuem uma envolt?ria convectiva bastante desenvolvida. No caso da rota??o, estrelas com a envolt?ria convectiva pouco desenvolvida apresentam velocidades rotacionais tanto altas como baixas, enquanto que estrelas com a envolt?ria convectiva bem desenvolvida apresentam apenas baixa rota??o

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:13:41Z (GMT). No. of bitstreams: 1 SauloCM.pdf: 959868 bytes, checksum: 64b02736330e52023dcc97349273dfec (MD5) Previous issue date: 2007-10-22 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / In the past 50 years, large efforts have been made toward the understanding of the stellar evolution. In the observational context, large sets of precise measurements of projected rotational velocity were produced, in particular by the Natal and Geneva groups. From these data, it is now possible to establish the behavior of stellar rotation from the turnoff to the red giant branch. In addition, these data have shown the role of tidal effects on stellar rotation in close binary systems. Nevertheless, relatively little attention has been paid to theoretical studies on the evolution of rotation along the HR Diagram, a topic itself directly associated to the evolution of the stars. Basically, there are two reasons for such a fact, (i) spherical symmetry is not assumed, what leads to a substantial increase in the numerical complexity of equations and (ii) non rotating models have been very successful in explaining relevant observational data, including the mass-luminosity relation and chemical abundances. In spite of these facts, it is clear that considerable work remains to be done on the role of rotation in the later stages of the evolution, where clear disagreements arise from confrontations between theoretical predictions and observations. In the present work we study the evolutionary behavior of stellar rotation along the HR Diagram, taking into account constraint conditions issued from recent observational survey of rotational velocity carried out with high precision procedures and new evolutionary codes / Nos ?ltimos cinq?enta anos, grandes esfor?os foram feitos no intuito de se entender a evolu??o estelar. No contexto observacional, medidas precisas da velocidade rotacional projetada foram produzidas, em particular, pelos grupos de Natal e Genebra. Destes dados ? poss?vel no presente momento estabelecer o comportamento da rota??o estelar do turnoff at? o ramo das gigantes vermelhas. Em adicional, estes dados t?m mostrado o papel dos efeitos de mar?s na rota??o estelar em sistemas bin?rios pr?ximos. Mesmo tendo sido feitos bons avan?os c no ambito observacional, pouca aten?? tem sido dada a estudos te?ricos da evolu??o da rota??o ao longo do diagrama HR, um t?pico que est? intimamente ligado a evolu??o das estrelas. Basicamente, existem dois motivos para tal fato,(i) a n?o suposi??o de simetria esf?rica leva a um aumento substancial da complexidade num?rica das equa??es, e (ii) os modelos sem rota??o t?m tido bastante sucesso na explica??o de relevantes dados observacionais, incluindo as rela??es entre massa e luminosidade e abund?ncias qu?micas. Diante do avan?o do estudo da rota??o, ainda restam trabalhos a serem feitos sobre o seu papel em est?gios mais tardios da evolu??o, uma vez que existem discord?ncias entre predi??es te?ricas e observacionais. No presente trabalho, n?s estudamos o comportamento evolucion?rio da rota??o ao longo do diagrama HR, levando em conta condi??es de contorno baseadas em recentes medidas de velocidade rotacional obtidas a partir de procedimentos de alta precis?o e novos c?digos evolutivos

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:15:04Z (GMT). No. of bitstreams: 1 BrunoLCM.pdf: 1188835 bytes, checksum: 99a2796bad65a15f2018815f59859e68 (MD5) Previous issue date: 2003-12-19 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / The connection between rotation, CaII emission flux and lithium abundance is analyzed for a sample of subgiant stars, with evolutionary status was determined from the Toulouse-Geneve code and HlPPARCOS trigonometric parallax measurements. We noted that the distribution of rotation and CaII emission flux, as a function of effective temperature, shows a discontinuity located around the same spectral type, F8IV. Stars located blueward of this spectral type, exhibit a large spread of values of rotation and CaII flux, whereas stars redward of F8lV show essentially low ratation anel low CaII flux. The strength of these declines nevertheless, depends on stellar mass. The distribution of lithium abundances also shows a discontinuity, however with behavior a little more complex for subgiants with mass lower than about 1.2 Solar Masses, this decrease is observed later than that in rotation and CaII flux, whereas for masses higher than 1.2 Solar Masses the decrease in lithium abundance is located around the spectral type F8IV. The discrepancy between the location of the discontinuities of rotation and CaII flux and log n(Li) for stars with masses lower than 102 Solar Masses, seems to reflect the sensitivity of these phenomena to the mass of the convective envelope. The drop in rotation, which results mostly from a magnetic braking, requires an increase in the mass of the convective envelope less than that required for the decrease in lithium abundance The location of the discontinuity in log n( Li) in the same region of the discontinuity ties in rotation and CaII flux, for stars with masses higher than 1.2 Solar Masses, may also be explained by the behavior of the deepening of the convective envelope. In contrast to the relationship between rotation and CaII flux the relationship between lithium abundance and rotation shows no dear tendency toward linear behavior. Similarly, the same tendency is observed in the relationship between lithium abundance and CaII flux in spite of these facts, subgiants with high lithium content also have high rotation and high CaII emission flux. We also observed that stars with high lithium content present, in its majority, an undeveloped convective envelope, whereas stars with low lithium content have a developed convective envelope. In the case of the rotation, stars with undeveloped convective envelope, show rotational velocities as much high as low, whereas stars with developed convective envelope only present low rotation / A conex?o entre rota??o, fluxo de emiss?o de CaII e abund?ncia de l?tio ? analisada para uma amostra de estrelas subgigantes, cujo status evolucion?rio foi determinado a partir do c?digo de Toulouse-Geneve e de medidas trigonom?tricas de paralaxe do HIPPARCOS. Observamos que a distribui??o da rota??o e do fluxo de emiss?o de CaII, como fun??o da temperatura efetiva, mostra uma descontinuidade localizada em torno do mesmo tipo espectral, F8IV. Estrelas localizadas no lado azul deste tipo espectral exibem uma elevada dispers?o nos valores de rota??o e de fluxo de CaII, enquanto que estrelas localizadas no lado vermelho de F8IV mostram essencialmente baixa rota??o e baixo fluxo de CaII. A intensidade deste decl?nio, entretanto, depende da massa estelar. A distribui??o das abund?ncias de l?tio tamb?m apresenta descontinuidade, por?m, com um comportamento um pouco mais complexo. Para subgigantes com massa menor ou em torno de 1.2 Massas Solares, esse decl?nio ? observado mais tarde do que aquele na rota??o e no fluxo de CaII, enquanto que para massas maiores do que 1.2 Massas Solares o decrescimento na abund?ncia do l?tio ? localizado ao redor do tipo espectral F8IV. A discrep?ncia entre a localiza??o das descontinuidades da rota??o e da emiss?o do fluxo de CaII e do log n(Li), para estrelas com massas menores do que 1.2 Massas Solares, parece refletir a sensibilidade dos fen?menos em rela??o ? massa da envolt?ria convectiva. A diminui??o abrupta na rota??o, que resulta principalmente de uma desacelera??o magn?tica, requer um aumento na massa da envolt?ria convectiva menor do que o requerido para o decrescimento nas abund?ncias de l?tio. A localiza??o da descontinuidade em log n(Li), na mesma regi?o das descontinuidades na rota??o e na emiss?o de fluxo de CaII para estrelas com massas maiores do que 1.2 Massas Solares, pode tamb?m ser explicada atrav?s do comportamento da profundidade da envolt?ria convectiva. Em contraste com a rela??o entre rota??o e fluxo de CaII, a rela??o entre abund?ncia de l?tio e rota??o mostra uma tend?ncia n?o muito clara para um comportamento linear. Similarmente, a mesma tend?ncia ? observada na rela??o entre abund?ncia de l?tio e fluxo de CaII. Apesar destes fatos, subgigantes com alto conte?do de l?tio tamb?m possuem alta rota??o e alta emiss?o de fluxo de CaII. Observamos tamb?m que estrelas com alto conte?do de l?tio apresentam, em sua maioria, uma envolt?ria convectiva pouco desenvolvida, enquanto que estrelas com baixo conte?do de l?tio possuem uma envolt?ria convectiva bastante desenvolvida. No caso da rota??o, estrelas com a envolt?ria convectiva pouco desenvolvida apresentam velocidades rotacionais tanto altas como baixas, enquanto que estrelas com a envolt?ria convectiva bem desenvolvida apresentam apenas baixa rota??o