Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2002 / Made available in DSpace on 2012-10-19T20:48:55Z (GMT). No. of bitstreams: 1 271966.pdf: 1771495 bytes, checksum: 660d12a96abe217d1162f325844047e1 (MD5) / Em sistemas onde ocorre o fenômeno starburst espera-se que a evolução da população de estrelas jovens induza mudanças nas propriedades das linhas de emissão do gás ionizado. Esta evolução é normalmente estudada de forma teórica, com uma combinação de modelos de síntese evolutiva para a distribuição espectral de energia do starburst e cálculos de fotoionização. Neste estudo apresentamos uma abordagem mais empírica para esta questão. Nós aplicamos técnicas de síntese de população empírica para amostras de galáxias HII e Núcleos Starburst para medir seus estágios evolutivos e correlacionar os resultados com as propriedades de suas linhas de emissão. Algumas ferramentas úteis são desenvolvidas para facilitar a interpretação da síntese: (1) um diagrama de evolução, cujos eixos são as intensidades das componentes de população estelar jovem, intermediária e velha; (2) a idade média das estrelas associadas com o starburst, tSB. Estas ferramentas são testadas com um conjunto de espectros teóricos de galáxias. Verificamos que elas funcionam muito bem, mesmo quando somente um pequeno número de propriedades observadas (larguras equivalentes de linhas de absorção e cores no contínuo) é usado na síntese. Encontramos que Núcleos Starburst e galáxias HII estão distribuídos ao longo de uma seqüência muito bem definida no diagrama de evolução. Usando a idade média do starburst (tSB ) em conjunto com os dados das linhas de emissão, verificamos que as larguras equivalentes de H e [OIII] decrescem para tSB crescente. A mesma tendência evolutiva foi identificada para razões de linhas que medem a excitação do gás, embora nenhuma tendência clara foi identificada para sistemas ricos em metais. Todos estes resultados estão em excelente acordo com previsões teóricas simples e bem conhecidas, mas que não haviam sido testadas de forma direta devido às dificuldades na definição de indicadores de idade da população estelar.

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas - Programa de Pós-graduação em Física. / Made available in DSpace on 2012-10-19T23:10:06Z (GMT). No. of bitstreams: 0 / Estrelas A peculiares (Ap) possuem alta abundância de terras raras em seus espectros. A explicação amplamente aceita para estas altas abundâncias é de que estes elementos são empurrados à superfície por pressão de radiação seletiva (o campo de radiação e a opacidade das terras raras têm um pico na mesma região do espectro). Abt (1979) e Abt e Cardona (1983) coletaram forte evidência de que o fenômeno Ap é relacionado à idade estelar. Os autores observaram vários aglomerados abertos de idades distintas e concluíram que a fração de estrelas Ap/A aumenta com a idade dos aglomerados. Investigações posteriores questionam (North, 1993) os resultados de Abt. O que motivou esta dissertação foi o conflito entre o resultado obtido por Abt (1979) e o resultado obtido por North (1993). Dois aglomerados, IC 2602 e NGC 3228, foram observados por completo, isto é, foram observadas todas as estrelas dentro do intervalo de cor -0.16 < B - V < + 0.30, intervalo em que ocorre o fenômeno Ap. Comparamos o resultado da nossa classificação espectral destes aglomerados com as classificações destes encontrada na literatura. Foram observados também 78 sistemas duplos visuais para investigarmos a possível correlação do fenômeno Ap com a idade estudando estrelas A em sistemas duplos visuais.

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2001. / Made available in DSpace on 2012-10-18T13:58:22Z (GMT). No. of bitstreams: 1 269711.pdf: 1520115 bytes, checksum: b3a1916cdbe63e3f56ce8c0619f86f38 (MD5) / As estrelas Ap rapidamente oscilante (roAp) são estrelas que mostram muitos modos de oscilações não-radiais. Esses objetos são laboratórios astrofísicos ideais para compreender como e porque estas pulsações ocorrem? Os estudos espectroscópicos das pulsações fornecem informações sobre as propriedades gerais dessa classe de estrelas. Neste trabalho, apresentamos medidas precisas da amplitude da velocidade radial na estrela roAp HR1217 com o telescópio de 2,7m do Observatório McDonald. Essas medidas foram tomadas com uma ampola contendo um gás de Iodo na frente da entrada do espectrógrafo Coudé Echelle de dispersão cruzada. Os resultados das medidas da velocidade radial para cada ordem indicam que a amplitude da pulsação depende da região espectral analisada. Uma análise mais detalhada das medidas individuais das linhas de absorção mostra que os elementos terras raras (Nd e Pr) têm maiores amplitudes de pulsação do que outros elementos (Cr e Fe). Investigamos também a suspeita do comportamento da amplitude com a largura equivalente, reinvidicada por Hatzes e Kanaan e por Baldry. A análise de todas as medidas individuais das linhas não confirmou a suspeita de correlação entre a amplitude de pulsação com a largura equivalente para os três tipos de ajustes: linear, exponencial e constante. Realizamos ainda os mesmos tipos de ajustes para as espécies químicas Nd e Fe, e o melhor ajuste foi o linear, mas a baixa probabilidade deste ajuste P(?2) # 15% não indica uma correlação significativa. Testamos também a hipótese de a amostra das medidas da amplitude ser tendenciosa.

Orientador: Camil Gemael / Dissertaçao (mestrado) -Universidade Federal do Paraná. Curso de Pós-Graduaçao em Ciencias Geodésicas / Resumo: Este trabalho rode ser dividido em'duas partes. A primeira é uma monografia na qual são abordados os diversos sistemas de coordenadas celestes, a redução de coordenadas médias de uma época para coordenadas aparentes em outra época, utilizando trigonometria, esférica e calculo matricial, além de um capítulo sobre catálogos estelares. Na segunda parte são apresentados dois programas em. linguagem Fortran IV. 0 primeiro reduz as coordenadas medias em aparentes e o segundo identifica estrelas catalogadas em fitas magnéticas, das quais se conhecem, apenas as coordenadas uranogrãficas aproximadas. / Abstract: This work can be divided in two parts The first one. is a monograph about the several celestial coor dinate systems, the reduction of the mean coordinates of an epoch to apparent in another one, using spherical trigonometry and matrices. A star catalogue chapter is also presented. In the second part two Fortran programs are shown. The first one reduces the mean coordinates to apparent. The second one identifies stars, which are catalogued in a magnetic tape. From these stars one only knows the approximated equatorial coordinates.

Made available in DSpace on 2014-06-12T18:37:50Z (GMT). No. of bitstreams: 2 arquivo8408_1.pdf: 693623 bytes, checksum: 8cbe17fb8da2cfa1364413c045d357ac (MD5) license.txt: 1748 bytes, checksum: 8a4605be74aa9ea9d79846c1fba20a33 (MD5) Previous issue date: 2005 / O presente texto dissertativo tem por objetivo a análise da poética de Waldemar Lopes sob a perspectiva da temática temporal. Dada a extensão de sua produção literária, restringimos nossa pesquisa à obra Cinza de Estrelas (2001), por esta ser representativa do tema em sua poesia. No decorrer do trabalho, a pesquisa nos levou a esclarecer como o tempo é abordado pela obra do poeta, desde as reminiscências, a memória, a presentificação, o fenômeno da rememoração à efemeridade do tempo e a conseqüente consciência da morte que se aproxima. Em síntese, procuramos averiguar como o tempo difundido em múltiplas nuances apresenta-se em Cinza de Estrelas

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 2017-04-25T04:11:51Z (GMT). No. of bitstreams: 1 344474.pdf: 1285465 bytes, checksum: 2679ceb12c8eedc5c0d192e611166bd8 (MD5) Previous issue date: 2016 / Neste trabalho estudamos como certos aspectos derivados da teoria nuclear e de grupo, fenomenologia, e observações astrofísicas influenciam nas propriedades macroscópicas das estrelas de nêutrons. Durante todo o trabalho utilizamos a hadrodinâmica quântica (QHD) para simular a força forte. A QHD é um modelo efetivo no qual a força forte é expressa através da troca de mésons massivos, e, nesta tese utilizamos até quatros modelos diferentes da QHD. Começamos estudando como a incerteza experimental nos valores da energia de simetria e seu slope afetam algumas propriedades das estrelas de nêutrons. Após isto estudamos o efeito de fortes campos magnéticos, que são necessários para explicar fenômenos relacionados com magnetares. Por fim, estudamos efeitos do aparecimento de híperons na constituição das estrelas de nêutrons. Como a influência dos híperons no meio estelar é fortemente dependente da parametrização, utilizaremos previsões derivadas de grupos de simetria para reduzir ao máximo o número de parâmetros livres. Em todas as partes deste trabalho comparamos os resultados obtidos com vínculos experimentais, a fim de validar nosso estudo.<br> / Asbtract : In this work we study how aspects derived from nuclear and group theory, phenomenology, and astrophysical observations affect the macroscopic properties of neutron stars. Throughout the work we use the quantum hadrodynamics (QHD) model to simulate the strong force. The QHD is an effective model where the strong force is mediated by massive mesons, and we utilize up to four different models of QHD. We begin by studying how the experimental uncertainty in the symmetry energy and its slope affect some properties of the neutron stars. Next, we study the effects of strong magnetic fields, which are necessary to explain certain phenomena related to magnetars. Finally we study effects of the hyperon threshold in neutron stars. Due to the fact that the influence of hyperons is strongly model dependent, we use results derived from symmetry groups to reduce the number of free parameters. Our results are always compared with experimental constraints, in order to validate our study.

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-Graduação em Física / Made available in DSpace on 2013-03-04T18:37:06Z (GMT). No. of bitstreams: 1 304965.pdf: 2141786 bytes, checksum: 57d87045370f972d6d105eae421eee84 (MD5) / Acredita-se que uma protoestrela de nêutrons nasça partir do colapso do núcleo de uma estrela massiva em conjunção com uma explosão de supernova. Durante os primeiros segundos de evolução, aproximadamente toda energia de ligação é irradiada em forma de neutrinos. A luminosidade de neutrinos é controlada por vários fatores, alguns deles sendo a massa total da protoestrela de nêutrons e a opacidade dos neutrinos em relação a sua matéria constituinte. Nesta tese mostramos que há uma diferença importante na evolução de protoestrelas de nêutrons quando estas apresentam a formação da pasta nuclear na sua crosta. A fase de desleptonização e resfriamento no início da vida da protoestrela de nêutrons é temporalmente mais longa em comparação com uma protoestrela de nêutrons constituída apenas de matéria homogênea. Isso pode ser dito porque os coeficientes de difusão das equações de transporte que regem os processos de desleptonização e resfriamento da estrela são sempre menores na presença da pasta nuclear. A pasta nuclear foi calculada pelo método de coexistência de fases impondo neutralidade de carga, equilíbrio beta e aprisionamento de neutrinos. O coeficiente da energia de superfície nuclear foi calculado a partir de três parametrizações diferentes e vimos que, com uma das parametrizações, os resultados obtidos se aproximam muito da pasta nuclear calculada pelo método de Thomas-Fermi, o que confere credibilidade ao método aqui utilizado. / A protoneutron star is believed to be born from the collapse of a very massive star and a supernova explosion. During the first few seconds of the star evolution, almost all the binding energy is taken away by the neutrinos. The neutrino luminosity is controlled mainly by the total protoneutron star mass and the neutrino opacity. In this thesis we show that an important difference in the evolution of a protoneutron star is seen if a pasta phase is present in its inner crust. The deleptonization and cooling processes take longer than if the crust would be made of homogeneous matter only. This statement results from the smaller difusion coefficients obtained with the inclusion of the pasta phase. The difusion coefficients present in the transport equations determine the temporal behavior associated with the deleptonization and cooling processes. The nuclear pasta was calculated by the coexistence phases method. We have assumed total charge neutrality, b -equilibrium and neutrino trapping in the equation of state. The surface energy coefficient was obtained with three different parametrizations and one of them pratically reproduces results obtained with the more sophisticated Thomas-Fermi method, yieldind credibility to our method.

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:25:31Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2012-05-11Bitstream added on 2014-06-13T19:26:21Z : No. of bitstreams: 1 ceccatto_dt_me_rcla.pdf: 430985 bytes, checksum: ddb443f01c4c37aefcfe96f1b3f9fc91 (MD5) / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) / Compostos contendo alumínio foram observados em envelopes de estrelas em estágios avançados de evolução. Os principais processos químicos responsáveis pela formação dessas espécies em tais ambientes são pobremente conhecidos. Um dos possíveis mecanismos de formação é a associação radiativa, cujos coeficientes de taxa de formação são desconhecidos. Nesse sentido, foram calculados os coeficientes de taxa de formação dos compostos AlO, AlF, AlCl e AlN. Para tanto, foi utilizado o método semi-clássico de Bates, aplicado a colisões que envolvem reagentes pesados. Dentre os compostos analisados, a formação do AlF por associação radiativa tende a ser mais rápido que a dos demais, enquanto que a formação do AlN é a mais lenta / Aluminum-containing compounds were observed in envelopes of stars in advanced stages of evolution. The main chemical processes responsible for formation of these species in such environments are poorly known. One possible formation mechanism is the radiative association, whose rate coefficients of formation are unknown. Accordingly, we calculated the rate coefficients of formation of AlO, AlF, AlCl and AlN compounds. For this purpose, we used Bates semi-classical method, applied to collisions involving heavy reagents. Among the compounds analyzed, the formation of AlF by radiative association tends to be faster than the others, while the formation of AlN is the slowest

Orientador: Carmem Maria Andreazza / Banca: Amaury Augusto de Almeida / Banca: Emanuel Fernandes de Lima / Resumo: Compostos contendo alumínio foram observados em envelopes de estrelas em estágios avançados de evolução. Os principais processos químicos responsáveis pela formação dessas espécies em tais ambientes são pobremente conhecidos. Um dos possíveis mecanismos de formação é a associação radiativa, cujos coeficientes de taxa de formação são desconhecidos. Nesse sentido, foram calculados os coeficientes de taxa de formação dos compostos AlO, AlF, AlCl e AlN. Para tanto, foi utilizado o método semi-clássico de Bates, aplicado a colisões que envolvem reagentes pesados. Dentre os compostos analisados, a formação do AlF por associação radiativa tende a ser mais rápido que a dos demais, enquanto que a formação do AlN é a mais lenta / Abstract: Aluminum-containing compounds were observed in envelopes of stars in advanced stages of evolution. The main chemical processes responsible for formation of these species in such environments are poorly known. One possible formation mechanism is the radiative association, whose rate coefficients of formation are unknown. Accordingly, we calculated the rate coefficients of formation of AlO, AlF, AlCl and AlN compounds. For this purpose, we used Bates semi-classical method, applied to collisions involving heavy reagents. Among the compounds analyzed, the formation of AlF by radiative association tends to be faster than the others, while the formation of AlN is the slowest / Mestre

Nesta tese, desenvolvemos um modelo efetivo para a matéria nuclear, com vistas à escrição de propriedades de estrelas de nêutrons e pulsares, por meio de uma formulação lagrangeana que busca exaurir o espaço de fase dos campos mesônicos por meio de um tratamento perturbativo que apresente alto grau de consistência com o conceito de naturalidade, de modo a aprimorarmos as predições dos tratamentos teóricos mais convencionais. Uma versão preliminar deste modelo efetivo, que contempla a presença, no setor bariônico, somente dos campos dos núcleons, é inicialmente apresentada, juntamente com a abordagem dos temas da naturalidade, da anomalia Nolen-Schiffer e da quebra de simetria de isospin na matéria nuclear. Ainda, com base na conservação de simetria quiral, apresentamos a predição da existência de um estado ressonante mesônico no setor escalar-isovetorial leve, estado este representado pelo campo ç. E então, baseados no conceito de naturalidade, desenvolvemos o modelo efetivo para a matéria nuclear supra mencionado. A versão do modelo efetivo inicialmente desenvolvido contempla acoplamentos entres os campos dos núcleons e dos mésons a, w,_,_e ç. Então apresentamos as predições do modelo para a anomalia Nolen-Schiffer e discutimos os resultados obtidos. Os resultados obtidos neste trabalho apresentam expressivo aprimoramento na descrição da anomalia Nolen-Schiffer quando comparados os correspondentes resultados do modelo MRWY desenvolvido recentemente por outros autores. Em primeiro lugar porque nossos resultados apresentam percentuais de melhoramento na descrição da anomalia Nolen-Schiffer que variam entre 80% e 320%. Em segundo lugar porque o ordenamento dos resultados obtidos em nosso trabalho está em conformidade com o ordenamento dos dados experimentais, diferentemente dos resultados apresentados no trabalho supra mencionado. Em especial, nossas predições para o ordenamento dos dados experimentais da anomalia Nolen-Schiffer (_ANS) contemplam o conhecido crescimento anômalo, ou seja, que _ANS não cresce necessariamente com o número de massa, pois _ANS é menor para os núcleos 39Ca-39 K em comparação aos núcleos 17F-17 O. Introduzimos também uma versão estendida do modelo anteriormente apresentado em que consideramos acoplamentos de natureza não-linear envolvendo o octecto fundamental bariônico e os campos dos mésons a, w,_,ç,_,a*, Ø. Denominamos esta formulação como modelo ZM modificado, adotando a sigla ZMM para caracterizá-lo. Utilizando procedimentos padrões da teoria quântica de campos, obtivemos então para o modelo ZMM a equação de estado para a matéria nuclear em equilíbrio ß e em equilíbrio ß generalizado. Os resultados obtidos indicam que a presença do méson_ implica na diminuição da assimetria de isospin no setor dos núcleons da estrela de nêutrons, ou seja, na diminuição da diferença do número de nêutrons e prótons do sistema. A inclusão do méson ç leva a uma diminuição da assimetria de isospin ainda maior, ou seja, sua presença é equivalente à uma amplificação da amplitude do méson_. Os resultados obtidos para o modelo ZMM indicam que a inclusão do méson_ e do estado ressonante ç no formalismo modifica os valores da massa máxima e do raio das estrelas de nêutrons. Finalmente derivamos uma formulação relativística para descrever o chamado processo Urca direto em matéria bariônica degenerada.Nossos resultados indicam que estrelas de nêutrons com massas superiores a MEN ~ 0,9M_, - que representa a massa estelar crítica, ou seja, a massa da estrela de nêutrons cuja densidade bariônica central atingiu a densidade crítica- , seriam resfriadas eficientemente e estariam fora da possibilidade de detecção por radiação térmica em poucos anos. / In this thesis we developed an effective model for nuclear matter, with a view to the description of the properties of neutron stars and pulsars, using a lagrangean formulation which exhausts the phase space of the meson fields through a treatment that presents high level of consistency with the concept of naturalness, in order to improve the predictions of more conventional theoretical treatments. A preliminary version of this effective model, which includes the presence, in the baryon sector, only of the nucleon fields is initially presented and then we make a study on the themes of naturalness, Nolen-Schiffer anomaly and the broken symmetry of the nuclear isospin. Still, based on the conservation of chiral symmetry, we present the predictions for a new resonant meson state in the scalar-isovectorial sector, this state represented by the symbol ç. And then, based on the concept of naturalness, we developed the effective model for nuclear matter we mentioned above. The version of the effective model originally developed presents couplings between the fields of the nucleons and the a, w,_,_and ç meson fields. Then we present the predictions of the model for the Nolen-Schiffer anomaly and discuss the results. The results of this study show significant improvements in the description of the Nolen-Schiffer anomaly when compared to the corresponding results of the MRWY model developed recently by other authors. Firstly, because our results show a relevant improvement in the description of the Nolen-Schiffer anomaly that vary between 80 and 320 percent. Secondly, because the achievements of our work are in good accordance with experimental data, unlike the results presented in the work mentioned above. In particular, our predictions for the Nolen-Schiffer anomaly (_NSA) include the known anomalous growth, namely that _NSA does not necessarily grows with the nuclear mass, because _NSA is lower for the nuclei 39Ca-39K compared to the 17F-17 O nuclei. We have also introduced an extended version of the model previously presented involving the fundamental baryon octect and the a, w,_,ç,_,a*, Ø meson fields. We call this formulation as ZM modified model, adopting the acronym ZMM to characterize it. Using standard procedures of the quantum field theory, then we use the ZMM model to describe the equation of state for nuclear matter in ß and generalized ß equilibrium. The results of our approaches indicate that the presence of the_ meson increases the isospin asymmetry in the nucleon sector of the neutron star, this way reducing the difference in the number of neutrons and protons in the system. The inclusion of the resonant state ç leads to an increase of the asymmetry of isospin even greater, that is, their presence is equivalent to an amplification of the magnitude of _ meson. The results for the ZMM model indicate that the inclusion of the _ and ç meson states in the formalism modifies the values of the mass and radius of the neutron stars. Finally, we derive a relativistic formulation to describe the so called direct Urca process in barionic degenerated matter. Our results indicate that the neutron stars with mass greater than MNE~ 0.9M_, which represents the stellar critical mass (the mass of the neutron star whose baryon central density reached the critical density) would be cooled efficiently and be outside the possibility of detection by heat radiation in a few years.