Nesta tese descrevemos as propriedades de estrelas de nêutrons e pulsares cuja matéria nuclear apresenta processo de transição de fase da matéria hadrônica pura para a matéria hadrônica com um condensado de anti-káons em estado de onda-s. A matéria nuclear da estrela de nêutrons é considerada em equilíbrio β e apresenta energia térmica desprezível comparada aos autovalores de energia dos núcleons (ET = kT << E nuclear), portanto, no tratamento formal a contribuição da temperatura será aproximada como zero. Para tal descrição utilizamos um modelo efetivo desenvolvido por Razeira e Vasconcellos, que chamamos Modelo RV, no qual são considerados acoplamentos de natureza não-linear envolvendo o octecto fundamental bariônico e os campos dos mésons σ, w, q, ς, δ, σ* e Ø, e cuja formulação lagrangiana 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 aprimorar as predições dos tratamentos teóricos mais convencionais. O Modelo RV incorpora a predição da existência de um novo estado ressonante mesônico no setor escalar-isovetorial leve, proposto por Vasconcellos e colaboradores, deduzido com base na conservação de simetria quiral, estado este representado pelo campo ς. No presente trabalho, para incorporarmos na formulação lagrangiana os termos de interação dos anti-káons com os núcleons, utilizamos uma versão do Modelo RV que leva em conta somente os campos dos núcleons, dos elétrons, dos múons, dos anti-káons, além dos mésons σ, w, q, ς, δ, σ*, compondo matéria nuclear em equilíbrio β e temperatura nula, afim de estudarmos apenas os efeitos da transição de fase para o condensado de anti-káons e os efeitos da subsequente presença dos anti-káons na equação de estado. A imposição da ausência do octeto bariônico está baseada em resultados da literatura, com reforço do próprio Modelo RV, que mostram que a presença dos híperons desloca o limiar de surgimento do condensado de anti-káons para valores de densidade muito acima da densidade central esperada de uma estrela de nêutrons realista. Entre as predições do Modelo RV para o cenário supra citado estão o limiar de densidade bariônica para o aparecimento do condensado de anti-káons K- e ¹K0, a largura da fase mista na transição de fase hádron-condensado de anti-káons, o comportamento da equação de estado da matéria nuclear. Estes resultados mostram que o Modelo RV desloca o limiar do nascimento dos anti-káons para valores maiores de densidade do que os usualmente obtidos na literatura, mas também evidenciam a sensível dependência dos anti-káons para a profundidade do potencial ótico dos káons UK e para a intensidade do acoplamento do méson escalar-isovetorial delta com os káons. Realizamos um estudo de intensidades para a constante de acoplamento delta-káon, g&K, extrapolando alguns valores além do usual, e com eles buscamos calcular as propriedades globais de uma estrela de nêutrons como massa máxima, raio, redshift gravitacional. Encontramos que para os valores de intensidade de acoplamento escolhidos por nós, os valores dos parâmetros acima referidos da estrela de nêutrons apresentam pouca ou nenhuma diferença entre si, nos possibilitando optar por um valor original para g&K. A equação de estado da matéria nuclear evidencia efeitos antagônicos de suavização e enrijecimento conduzidos pelos anti-káons e pelos mésons escalares-isovetoriais δ e ς, respectivamente. Em um capítulo a parte utilizamos o Modelo RV para calcular o resfriamento da estrela de nêutrons via emissividade de neutrinos produzidos pelo processo URCA relativístico, enfatizando a influência da fração de assimetria entre prótons e nêutrons neste processo; e enfatizando de forma equivalente o comportamento da emissividade de neutrinos dentro da fase mista entre a matéria hadrônica ordinária e a matéria com condensado de anti-káons. Em suma, as seguintes propostas e resultados apresentados nesta tese contém elementos de originalidade: Desenvolvimento de um formalismo para a introdução dos anti-káons K¡ e K 0 na matéria nuclear de uma estrela de nêutrons baseado numa extensão da formulação da teoria quântica de campos com acoplamento derivativo, chamada de Modelo RV. Nesta formulação os espaços de fase bariônico e mesônico contemplam respectivamente os campos N, P, σ, w, q, e os mésons escalares-isovetoriais ς e o novo estado ressonante no setor dos campos dos mésons leves ς. Estudo da intensidade da constante de acoplamento entre o méson ς e os kaons g±K. Análise através dos resultados do Modelo RV do papel do condensado de antikáons K¡ e ¹K 0 na emissividade de neutrinos na estrela de nêutrons via Processo URCA Direto (relativístico), com destaque para os efeitos neste sentido da transição de fase entre a matéria hadrônica ordinária e a matéria do condensado de anti-káons. Introdução de novas equações de estado correspondentes ao Modelo RV e a um modelo com acoplamento ajustável (versão preliminar apresentado no final deste capítulo). Os resultados obtidos neste trabalho apresentam uma expressiva modificação na descrição do condensado de antikáons, em especial quanto ao seu limiar de aparecimento e à largura da fase mista da transição de fase, quando estes valores são comparados aos resultados correspondentes obtidos por outros autores. / In this thesis we describe the properties of neutron stars and pulsates whose nuclear matter presents transition of phase of the pure hadronic matter to a hadronic matter with the antikaons condensate in wave - s state. The nuclear matter of neutron star is in β equilibrium and presents thermal energy despicable compared to the eigenvalues of energy of the nucleons (εT = kT<< εnuclear). So, in formal treatment to contribution of the temperature will be brought near like zero. We use an effective model developed by Razeira and Vasconcellos, whom we call RV model, in which are considered couplings of non-linear nature with the basic barionic octet and the meson fields σ, w, q, ς, δ, σ* and δ, and whose lagrangean formulation looks to exhaust the space of phase of the meson fields through a perturbative treatment that presents high level of consistency with the concept of naturalness, in order to improve the predictions of more conventional theoretical treatments. The Model RV incorporates the predictions, based on the conservation of chiral symmetry, for a new resonant meson state in the scalar-isovectorial sector, this state represented by the symbol ς. In the present work, to incorporate in the lagrangean formulation the terms of antikaons interaction with them nucleons, we use a version of the RV model what takes into account only the fields of nucleons, electrons, muons, antikaons, besides the meson fields σ, w, q, ς, δ and ς, composing a nuclear matter in β equilibrium and null temperature, to study the pure effects of the transition of phase for the condensed of antikaons and the pure effects of the presence of the antikaons in the equation of state. The imposition of the absence of the barionic octet is based on results of the literature, with reinforcement of RV model himself, whom they show that the presence of the hiperons it moves the threshold of antikaons condensed for values of density very much above the central expected density of a realistic neutron star. Between the RV model predictions for the scenery above quoted are the threshold of barionic density for the appearance of antikaons K- and K0 condensed, the width of the mixed phase in the hadron - condensed of antikaons phase transition, the behaviour of the equation of state of nuclear matter. Our results show that the RV model moves the threshold of antikaons for density values bigger of what them usually found in the literature; the results also show the sensitive dependence of the antikaons for the depth of kaons optical potential UK and for the intensity of coupling of the scalar-isovectorial meson delta with the kaons. We carry out a magnitude sutdy for the coupling constant of the delta-kaon coupling, g&K, overstepping some values besides the usual one, and with them we calculate the global properties of a neutron star as maximum mass, radius, gravitational redshift. We find that for the intensity of g&K values chosen by us the values of the global properties of neutron star above-mentioned presents little or no difference between them, making possible to us opting for an original value for g&K. To equation of state of the nuclear matter shows antagonic effects of smoothling and stiffnnes driven for antikaons and for the scalar-isovectorial mesons δ and ς, respectively. In the final chapter we use the RV model to calculate the cooling of a neutron star by neutrino emissivity produced by the Relativistic URCA process, emphasizing the influence of the fraction of asymmetry between protons and neutrons in this process; and emphasizing too the behaviour of neutrino emissivity inside the mixed phase between the ordinary hadronic matter and the antikaons condensed hadronic matter. In summary, the following proposals and results presented in this thesis contains Development of a formalism for the introduction of antikaons K¡ and ¹K 0 in the nuclear matter of a neutron star based on an extension of the formulation of the quantum theory of fields with derivative coupling called RV model. In this formulation the baryons and mesons phase space contemplate respectively the fields N, P, σ, w, q, and the scalar-isovectorial meson δ besides the new resonant state in sector of the fields of the light mesons ς. Study of the intensity of the coupling constant between the δ meson and the kaons, g&K. Analysis, through the RV model, of the role of antikaons condensed K- and K 0 in the neutrino emissivity in the neutron star by Direct URCA Process (relativistic), with distinction for the effects in the transition of phase between the ordinary hadronic matter and the matter with antikaons condensed. The introduction of new equations of state for the RV model and also for a model with adjustable couplings (a preliminary version may be found in the conclusions of the thesis). The results obtained in this work present one expressive modification in the description of antikaons condensed when these values are compared with the results for other authors, in special the threshold of antikaons appearance and the width of the mixed phase of the transition of phase.

Este trabalho tem como objetivo o estudo da matéria nuclear a altas densidades considerando-se as fases hadrônica e de quarks à temperatura nula e finita, com vistas a aplicações no estudo de propriedades estáticas globais de estrelas compactas. Parte dos cálculos apresentados nesta dissertação foram realizados por diferentes autores. Entretanto, em geral, estes trabalhos limitaram-se ao estudo da matéria nuclear em regiões de densidades e temperaturas específicas. Este estudo visa, por sua vez, o desenvolvimento de um tratamento amplo e consistente para estes sistemas, considerando-se diferentes regimes de densidade e temperatura para ambas as fases, hadrônica e de quarks. Buscamos com isso adquirir conhecimento suficiente que possibilite, não somente a ampliação do escopo dos modelos considerados, como também o desenvolvimento, no futuro, de um modelo mais apropriado à descrição de propriedades estáticas e dinâmicas de estrelas compactas. Ainda assim, este trabalho apresenta novos aspectos e resultados inéditos referentes ao estudo da matéria nuclear, como descrevemos a seguir. No estudo da matéria nuclear na fase hadrônica, consideramos os modelos da teoria quântica de campos nucleares desenvolvidos por J. D. Walecka, J. Zimanyi e S. A. Moszkowski, e por J. Boguta e A. R. Bodmer, e conhecidos, respectivamente, como Hadrodinâmica Quântica, ZM e Não-Linear. Nestes modelos a matéria nuclear é descrita a partir de uma formulação lagrangeana com os campos efetivos dos bárions acoplados aos campos dos mésons, responsáveis pela interação nuclear Neste estudo consideramos inicialmente a descrição de propriedades estáticas globais de sistemas nucleares de muitos corpos à temperatura nula, como por exemplo, a massa efetiva do núcleon na matéria nuclear simétrica e de nêutrons. A equação de estado da matéria de nêutrons possibilita a descrição de propriedades estáticas globais de estrelas compactas, como sua massa e raio, através da sua incorporação nas equações de Tolman, Oppenheimer e Volkoff (TOV). Os resultados obtidos nestes cálculos estão em plena concordância com os resultados apresentados por outros autores. Consideramos posteriormente o estudo da matéria nuclear com graus de liberdade de bárions e mésons à temperatura finita, com particular atenção na região de transição de fase. Para este estudo, incorporamos aos modelos considerados, o formalismo da mecânica estatística à temperatura finita. Os resultados obtidos, para as propriedades da matéria nuclear à temperatura finita, concordam também com os resultados obtidos por outros autores. Um aspecto inédito apresentado neste trabalho refere-se à incorporação de valores para os pontos críticos da transição de fase, ainda não determinados por outros autores. O comportamento do calor específico também é analisado de forma inédita nesta dissertação no tratamento utilizado com os modelos Não-Linear e ZM. Utilizamos a equação de estado da matéria de nêutrons à temperatura finita nas equações TOV, determinando propriedades globais de uma estrela protoneutrônica Observamos neste trabalho que ocorre um aumento da massa máxima da estrela com o aumento da temperatura, comportamento este já previsto por outros autores em diferentes modelos. Posteriormente incorporamos ao formalismo à temperatura finita, o equilíbrio químico, a presença de graus de liberdade leptônicos para elétrons e múons e a neutralidade de carga. Apresentamos nesta etapa do trabalho, uma forma alternativa para a incorporação destes ingredientes, baseada na determinação de uma fração relativa entre os potenciais químicos de prótons e nêutrons, à temperatura nula, extendendo este resultado à temperatura finita. Este procedimento permite a determinação da distribuição de núcleons e léptons no interior de uma estrela protoneutrônica, onde incluímos ainda a presença de neutrinos confinados. No estudo da matéria de quarks, consideramos o modelo de sacola do Massachussets Institute of Technology (MIT). Incorporando as equações TOV neste estudo, determinamos propriedades globais de estrelas de quarks, bem como a distribuição dos diferentes sabores de quarks no interior estelar. Como principal resultado, obtivemos uma equação de estado geral para a matéria hadrônica e de quarks, introduzida nas equações TOV, e analisamos a existência de estrelas híbridas. Os resultados obtidos nesta etapa do trabalho são totalmente coerentes com aqueles obtidos por outros autores.

Apresentamos a fotometria de 6 campos estelares profundos distribuídos na Grande Nuvem de Magalhães obtidos com a Wide Field and Planetary Camera 2/Hubble Space Telescope em duas bandas fotométricas: F814W (~I) e F555W (~V). Foram selecionadas ao todo 15997 estrelas pela nossa amostra, que somadas às estrelas da amostra de Castro et aI. 2001 [9] contabilizaram 22239 estrelas, dentro de limites de magnitude típicos que estão no intervalo 18.5<-V <-26. Investigamos o comportamento do erro fotométrico através da tarefa PHOT/IRAF, bem como via medidas independentes de magnitude de um mesmo objeto obtidas com diferentes exposições. Implementamos um método de correção para a completeza fotométrica como função da posição no diagrama cor-magnitude, isto é, com função tanto da magnitude como da cor e analisamos a sensibilidade das funções de luminosidade obtidas para diferentes métodos de correção. Foram obtidos os diagramas cor-magnitude, com os quais ajustamos isócronas de Pádova com idades T ;S 16 Gano e metalicidades 0.001 < Z < 0.004 ou -1.3 < [Fe/H] < -0.7. A população mais velha (r~12 Gano) pode ser encontrada através do ponto de turn-off em V~22. Estrelas de idade intermediária (r~1 - 8 Gano) podem ser localizadas pela presença de um clump. Os campos próximos aos aglomerados jovens NGC1805 e NGC1818 são os campos mais populosos, apresentando estrelas com r~1 Gano. Construímos funções de luminosidade para 18.5<-V <-25, utilizando os dados das duas amostras; não foram encontradas diferenças significativas entre os campos Desenvolvemos um método para geração de diagramas cor-magnitude (CMDs) artificiais a partir de um modelo de histórico de formação estelar. Este método incorpora os efeitos de erros fotométricos, binarismo não resolvido, avermelhamento e permite o uso de formas variadas de função de massa inicial e do próprio histórico. Implementamos o Método dos Modelos Parciais para modelamento de CMDs, incluindo experimentos controlados para a comprovação da validade deste método na busca de vínculos ao histórico de formação estelar da Grande Nuvem de Magalhães em dife!entes regiões. Recuperamos SFHs confiáveis para cada um dos 6 campos da LMC. Observamos variações na formação estelar de um campo para outro. Em todos os campos encontramos uma lacuna na formação estelar com 7 rv 700 Mano. Os dois campos próximos à barra (NGC1805 e NGC1818) apresentam alguns pequenos surtos, tendo formado em sua maioria, estrelas velhas ou relativamente jovens. Já os campos próximos a NGC1831 e NGC1868 apresentam formação estelar que se aproxima de um histórico de formação estelar uniforme, com alguns pequenos surtos. Os campos NGC2209 e Hodge 11 apresentam três períodos de formação estelar muitos semelhantes.

Apresentamos a análise de diagramas cor-magnitude (CMDs) profundos para 5 aglomerados ricos da Grande Nuvem de Magalhães (LMC). Os dados fazem parte do projeto HST G07307, entitulado "Formação e Evolução de Aglomerados Estelares Ricos da LMC", e foram obtidos através do HST/WFPC2 nos filtros F555W (~ V) e F814W (~ I), alcançando V555~25. A amostra de aglomerados é composta por NGC 1805 e NGC 1818, os mais jovens (r < 100 Myr), NGC 1831e NGC 1868,de idades intermediárias (400 < r < 1000Myr), e Hodge 14, o mais velho (r > 1200Myr). Discutimos e apresentamos um método de correção dos CMDs para incompleteza da amostra e contaminação por estrelas de campo. O uso eficiente das informações contidas nos CMDs foi feito por meio de comparações entre os CMDs observados e CMDs modelados. O processo de modelamento de CMDs gera uma Seqüência Principal (MS) sintética, que utiliza como entrada do modelo a informação sobre idade (r), metalicidade (Z), Função de Massa do Presente (PDMF), fração de binárias não resolvidas, distância e extinção da luz. As incertezas fotométricas foram empiricamente determinadas a partir dos dados e incorporadas no modelamento. Técnicas estatísticas de comparação entre CMDs em 1D e 2D são apresentadas e aplicadas como métodos objetivos capazes de determinar a compatibilidade entre modelo e observação. Modelando os CMDs da região central dos aglomerados podemos inferir a metalicidade (Z), o módulo de distância intrínseco ((V - Mv)o) e o avermelhamento (E(B-V)) para cada aglomerado. Também determinamos as idades para os 3 aglomerados mais velhos de nossa amostra. Continuação) Através da comparação em 2D os valores encontrados foram os seguintes: para NGC 1805, Z = 0.007:1+-0.003, (V - Mv)o = 18.50:1+- 0.10, E(B - V) = 0.03:1+-0.01; para NGC 1818,Z = 0.005:1+-0.002, (V - Mv)o = 18.50:1+-0.15, E(B - V)~0.00; para NGC 1831, Z = 0.012:1+-0.002, log(r /yr) = 8.70 :I+-0.05, (V - Mv)o = 18.70:1+- 0.05, E(B - V)~ 0.00; para NGC 1868, Z = 0.008:1+-0.002,log(r/yr) =8.95:1+-0.05, (V - Mv)o = 18.70:1+- 0.05, E(B - V) ~0.00; para Hodge 14, Z = 0.008+-0.004, log(r/yr) = 9.23+-0.10, (V - Mv)o = 18.50+-0.15, E(B - V) = 0.02+- 0.02. Estes valores estão de acordo, dentro das incertezas, com os valores obtidos através da análise de linhas fiduciais (lD), o que agrega confiabilidade a estas determinações. Através da análise de CMDs em regiões concêntricas determinamos a dependência espacial da inclinação da PDMF (a) nos aglomerados mais ricos. Para tanto empregamos duas abordagens distintas para a determinação de a: 1) método tradicional em 1D via conversão direta de V555em massa; 2) método em 2D via modelmento de CMDs. Independente do método de análise, todos os aglomerados analisados demonstram claramente o efeito de segregação em massa. Além disso, NGC 1818, NGC 1831 e NGC 1868 apresentam uma possível perda seletiva de estrelas de baixa massa nas suas regiões mais externas.

Neste trabalho, são discutidos modelos da hadrodinâmica quântica com aproximação de campo médio aplicados a estrelas de nêutrons. O modelo de Walecka define o ponto de partida para desenvolver o modelo de acoplamento derivativo ajustável. A presente dissertação visa a um estudo detalhado sobre a influência dos parâmetros do modelo ajustável no sistema, analisando seus limites, inclusive quando os parâmetros são iguais a zero ou infinito (modelo exponencial). Esta análise tem o propósito de estabelecer um conjunto de parâmetros que defina um modelo que esteja de acordo com as propriedades fenomenológicas tais como módulo de compressão da matéria nuclear, massa efetiva na saturação da matéria nuclear e também algumas propriedades estáticas globais das estrelas de nêutrons como, por exemplo, massa e raio. Estabelecido o modelo a ser considerado, a autora dessa dissertação introduz, como inovação, a compressibilidade hadrônica como função da densidade. Tradicionalmente, determinam-se propriedades da matéria apenas para a densidade de saturação.

Submitted by Alberto Vieira (martins_vieira@ibest.com.br) on 2017-09-18T23:31:10Z No. of bitstreams: 1 200624.pdf: 6251748 bytes, checksum: cb51827e644f4b40547e8f693dde8647 (MD5) / Made available in DSpace on 2017-09-18T23:31:10Z (GMT). No. of bitstreams: 1 200624.pdf: 6251748 bytes, checksum: cb51827e644f4b40547e8f693dde8647 (MD5) Previous issue date: 1982-07-06 / CAPES / O estudo baseia-se em 383 exemplares de Echinaster distribuídos em 12 localidades ao longo da costa brasileira, do Ceará para o sul. Além da descrição dos caracteres, quatro variáveis numéricas são comparadas graficamente, por localidade. Obteve-se o seguinte resultado: no Nordeste encontrou-se apenas E. echinophorus (Lamarck), e no Sudeste e Sul E. brasiliensis Müller & Troschel, aparentemente existindo, no Espírito Santo, uma zona de hibridação. E sentus, E. antonioensis e E. spinulosus, quando citadas para o litoral Sudeste e Sul do Brasil, são sinonimizadas com E. brasiliensis. Julga-se ainda E. densispinulosus Tommasi sinônimo de E. brasiliensis e, quanto a E. nudus Tommasi, sugere-se que sejam feitos maiores estudos, com material procedente da plataforma continental. A presença de E. brasiliensis no litoral Nordeste é discutida, assim com a situação do litoral Norte. / 383 specimens of Echinaster are studied from 12 localities along Brazilian coast south of the state of Ceará. Besides description of characters, four numerical variables are compared graphically for each locality. The following result was obtained: it was only found E. echinophorus (Lamarck), in the Northeast and E. brasiliensis Müller & Troschel in Southeast and South Brazil. E sentus, E. antonioensis and E. spinulosus when cited from Southeastern and Southern Brazilian coast, are synonymised with E. brasiliensis. E. densispinulosus Tommasi is believed to be a junior synonym of E. brasiliensis and, concerning E. nudus Tommasi, its presence at continental shelf needs confirmation. Occurrence of E. brasiliensis in Northeast Brazil is discussed, as well as situation of the Northern littoral.

Submitted by Automação e Estatística (sst@bczm.ufrn.br) on 2018-04-11T21:04:13Z No. of bitstreams: 1 FrancysAnthonyDaSilva_TESE.pdf: 24221933 bytes, checksum: 6faeca948dd2d6e389478d48e77dae3e (MD5) / Approved for entry into archive by Arlan Eloi Leite Silva (eloihistoriador@yahoo.com.br) on 2018-04-17T21:24:02Z (GMT) No. of bitstreams: 1 FrancysAnthonyDaSilva_TESE.pdf: 24221933 bytes, checksum: 6faeca948dd2d6e389478d48e77dae3e (MD5) / Made available in DSpace on 2018-04-17T21:24:02Z (GMT). No. of bitstreams: 1 FrancysAnthonyDaSilva_TESE.pdf: 24221933 bytes, checksum: 6faeca948dd2d6e389478d48e77dae3e (MD5) Previous issue date: 2017-12-01 / Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico (CNPq) / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) / A questão de quão singular o Sol aparenta ser quando o comparamos com uma classe de estrelas de tipo solar, em termos da sua atividade e rotação, tem sido objeto de uma intensa investigação nas últimas três décadas. Recentemente, os telescópios espaciais CoRoT e Kepler observaram inúmeras estrelas (163 mil estrelas com o CoRoT e 400 mil estrelas com o Kepler) com uma riqueza e precisão sem precedentes, nos dando a oportunidade de estudar a rotação e a variabilidade estelar com base em curvas de luz para milhares de estrelas de tipo solar (tipos F, G e K). As curvas de luz para estas classes de estrelas geralmente mostram flutuações devido à modulação rotacional originadas por características magnéticas (manchas e/ou fáculas) na superfície estelar, como também dependem da intensidade do ciclo magnético. Nesta Tese, apresentamos medidas do período de rotação de inúmeras estrelas que encontram-se na vizinhança solar e que foram observadas pelos satélites CoRoT e Kepler. Os períodos de rotação foram detectados unificando as técnicas de função de autocorrelação, periodograma Lomb-Scargle e wavelet. Neste sentido, identificamos também, um conjunto de estrelas análogas e gêmeas solares da missão Kepler, de onde derivamos seus períodos de rotação e idades com base na girocronologia. Utilizamos um perfil do tipo semi-Lorentziano para modelar o espectro de potência de uma estrela de forma a encontrar um indicador da atividade estelar. Com base na física solar, comparamos a variabilidade temporal da irradiância solar total (TSI) com a variação do período de rotação solar determinado ao longo de um ciclo solar. Utilizamos esta analise na interpretação da variabilidade das curvas de luz dos satélites CoRoT e Kepler, para tentar conectar as estruturas responsáveis pela evolução intrínseca da modulação das curvas de luz, bem como determinar o impacto do ciclo magnético nas medidas do período de rotação das estrelas do tipo F, G e K. / The question of how singular the Sun appears to be when compared to a class of solar-like stars in terms of their activity and rotation has been the subject of intense research over the last three decades. Recently, CoRoT and Kepler space telescopes have observed countless stars (163,000 stars with CoRoT and 400,000 stars with Kepler) with unprecedented richness and accuracy, giving us the opportunity to study rotation and stellar variability based on curves of light for thousands of solar-type stars (types F, G and K). Light curves for these classes of stars usually show fluctuations due to rotational modulation caused by magnetic characteristics (starspots and/or faculae) on the stellar surface, but also depend on the intensity of the magnetic cycle. In this thesis, we present measurements of the period of rotation of numerous stars that are in the solar neighbourhood and that were observed by CoRoT and Kepler satellites. The rotation periods were detected by unifying the autocorrelation function, Lomb-Scargle periodogram and wavelet. In this sense, we also identify a set of analog and twin solar stars of the Kepler mission, from which we derive their rotation periods and ages based on the gyrochronology. We used a semi- Lorentzian-type profile to model the power spectrum of a star in order to find an indicator of stellar activity. Based on solar physics, we compared the temporal variability of total solar irradiance (TSI) with the variation of the solar rotation period determined over a solar cycle. We used this analysis in the interpretation of the variability of the CoRoT and Kepler light curves to understand the connection between the structures responsible for the intrinsic evolution of the light curve modulation, as well as to determine the impact of the magnetic cycle on the measurements of the rotation period for F, G and K type stars.

Made available in DSpace on 2015-03-03T15:15:24Z (GMT). No. of bitstreams: 1 JeffersonSCpdf.pdf: 1974993 bytes, checksum: 003aa6e7e79e203cffccc903ce232105 (MD5) Previous issue date: 2009-04-02 / Conselho Nacional de Desenvolvimento Cient?fico e Tecnol?gico / The projected rotational velocity together with lithium abundance and the onset of the dilution by the deepening in mass of the convective envelope provide a key tool to investigate the so far poorly understood processes at work in stellar interiors of solar-analog stars. To investigate the link between abundances, convection and rotational velocities in solar-analog G dwarf stars, we study a bona fide sample of 118 selected solar-analog G dwarf stars presenting measured lithium abundances, rotational velocities, and fundamental parameters together with computed evolutionary tracks (Toulouse-Geneva code) for a range of stellar masses around 1 M and metallicity consistent with the solar-analog range. The aim of this work is to build up an evolution of lithium and rotation as a function of stellar age, mass, effective temperature, and convection. We analyze the evolutionary status of the sample of 118 solar-analog G dwarf in the HR diagram based on Hipparcos data and using a grid of stellar models in the effective temperature and mass range of the solar-analog stars. We discuss the deepening (in mass) of the convective envelope and the influence on the Li abundances and projected rotational velocities. We determined the stellar mass and the mass of the convective envelope for a bona fide sample of 118 selected solar-analog G dwarf and checked the evolutionary link between the rotational velocity, lithium abundance, and the deepening of the convective envelope. Fast rotators (vsini 6 km s??1) are also stars with high Li content. Slow rotators present a wide range of values of log n(Li). Our results shed new light on the lithium and rotational behavior in G dwarf stars. We confirmed the presence of a large Li abundance spread among the solar-analog stars and concluded that the solar twins probably share a similar mixing history with the Sun / A velocidade rotacional projetada juntamente com a abund?ncia de l?tio e o in?cio da dilui??o causada pelo aprofundamento em massa da envolt?ria convectiva nos fornecem uma ferramenta fundamental para investigar os at? agora n?o compreendidos processos no interior das estrelas an?logas solares. Investigamos a liga??o entre abund?ncias, convec??o e velocidade rotacional em estrelas an?logas solares an?s de tipo espectral G. N?s estudamos uma amostra de 118 objetos selecionados como genu?nas an?logas solares an?s de tipo espectral G que possuem medidas de abund?ncia de l?tio, velocidade rotacional e par?metros fundamentais juntamente com os tra?ados evolutivos calculados (Toulouse-Geneva code) para as varia??es de massas estelares em torno de 1 M e metalicidade consistente com a varia??o das an?logas solares. O objetivo deste trabalho ? acumular a evolu??o do l?tio e rota??o em fun??o da idade estelar, massa, temperatura efetiva e convec??o. N?s analisamos o estado evolutivo da amostra de 118 an?logas solares an?s de tipo G no diagrama H-R baseado nos dados do sat?lite Hipparcos e usando uma grade de modelos estelares na temperatura efetiva e varia??o da massa das estrelas an?logas solares. N?s discutimos a profundidade (em massa) do envelope convectivo e a influ?ncia na abund?ncia de l?tio e velocidade rotacional projetada. N?s determinamos a massa estelar e a massa da envolt?ria convectiva para a base de 118 estrelas an?logas solares an?s de tipo espectral G selecionadas e relacionando velocidade rotacional, abund?ncia de l?tio com a profundidade da envolt?ria convectiva. Estrelas com alta rota??o (vsini 6 km s?1) s?o em geral estrelas com alto conte?do de l?tio. Estrelas com baixa rota??o apresentam uma larga varia??o de valores de log n(Li). Nossos resultados vertem uma nova luz no comportamento do l?tio e da rota??o nas an?s de tipo G. N?s confirmamos a presen?a de um largo espalhamento na abund?ncia entre as estrelas an?logas solares e conclu?mos que as g?meas solares provavelmente compartilham com o Sol a mesma hist?ria de mistura

Made available in DSpace on 2015-03-03T15:15:24Z (GMT). No. of bitstreams: 1 MariaLC_DISSERT.pdf: 1088429 bytes, checksum: d83b8fb43c1412d9b152e1fe935f4d60 (MD5) Previous issue date: 2010-08-02 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / In the present work, we have analyzed the behavior of the chromospheric activity of stars with planets, as a function of different planetary parameters, searching for possible effects of planets on the chromosphere of the hosting star. For this study we have selected a sample of 73 main sequence stars with planets, of spectral types F, G and K. Our analysis shows that among stars with planets presenting semi-major axis smaller than 0.15 AU, a few ones present enhanced CaII emission flux, paralleling recent results found in the literature for coronal X-ray flux. Nevertheless, in contrast to Kashyap et al. (2008), who claim that enhanced X-ray flux in stars with planets is associated to massive close-in planetary companions, we suggest that such an aspect, at least in the context of CaII emission flux, is rather an effect of stellar sample selection. We have also studied the behavior of the CaII emission as a function of orbital parameters such as orbital period and eccentricity, and no clear trend was found, reinforcing our present suggestion that enhanced chromospheric activity in stars with planets is an intrinsic stellar phenomenon / No presente trabalho, analisamos o comportamento da atividade cromosf?rica de estrelas com planetas em fun??o de diferentes par?metros planet?rios, procurando poss?veis efeitos do planeta sobre a cromosfera da estrela hospedeira. Para esse estudo selecionamos uma amostra de 73 estrelas da sequ?ncia principal com planetas de tipo espectral F, G e K. Nossa an?lise mostra que entre as estrelas com planetas que apresentam semieixo maior menor que 0,15 UA (1,5 1011 m), algumas apresentam elevada emiss?o do fluxo de CaII, em paralelo com recentes resultados encontrados para o fluxo de raio-X. No entanto, em contraste a Kashyap et al. (2008), que afirmam que o aumento no fluxo de raio-X em estrelas com planetas est? associado a grande proximidade do companheiro planet?rio. N?s sugerimos que tal aspecto, pelo menos no contexto de emiss?o de fluxo de CaII, seja devido a um efeito de sele??o da amostra. Estudamos tamb?m o comportamento da emiss?o de fluxo de CaII em fun??o de par?metros orbitais como per?odo orbital e excentricidade, e nenhuma tend?ncia clara foi encontrada, refor?ando a nossa sugest?o de que o aumento da atividade cromosf?rica de estrelas com planetas ? um fen?meno estelar intr?nseco

Made available in DSpace on 2015-03-03T15:15:28Z (GMT). No. of bitstreams: 1 GislanaPO_DISSERT.pdf: 2864834 bytes, checksum: b1f83a6ab365b376d0414e03eb26742e (MD5) Previous issue date: 2012-06-29 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / The Galaxy open clusters have a wide variety of physical properties that make them valuable laboratories for studies of stellar and chemical evolution of the Galaxy. In order to better settle these properties we investigate the abundances of a large number of chemical elements in a sample of 27 evolved stars of the open cluster M67 with different evolutionary stages (turn-off, subgiant and giant stars). For such a study we used high-resolution spectra (R 47 000) and high S/N obtained with UVES+FLAMES at VLT/UT2, covering the wavelength interval 4200-10 600 ?. Our spectral analysis is based on the MARCS models of atmosphere and Turbospectrum spectroscopic tool. The oxygen abundances were determined from the [O I] line at 6300 ?. In addition, we have also computed abundances of Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Zr I, La II and Cr I. The abundances investigated in this work, combined with their stellar parameters, offers an opportunity to determine the level of mixing and convective dilution of evolved stars in M67. Based on the obtained parameters, the abundances of these seem to follow a similar trend to the curve of solar abundances. Additionally, following strategies of other studies have investigated the relative abundances as a function of effective temperature and metallicity, where it was possible to observe an abundance of Na, Al and Si to the stars in the field of giants. A large dispersion from star to star, is observed in the ratios [X / Fe] for the Co, Zr and La, and the absence of Zr and La, in the stars of the turn-off. Comparisons made between our results and other studies in the literature show that values of abundances are in agreement and close to the limits of the errors / Os aglomerados abertos da gal?xia possuem uma grande variedade de propriedades f?sicas que os tornam valiosos laborat?rios para estudos da evolu??o qu?mica estelar e da Gal?xia. A fim de melhor compreender essas propriedades n?s investigamos a abund?ncia de um grande n?mero de elementos qu?micos em uma amostra de 27 estrelas evolu?das com diferentes est?gios evolutivos (turn-off, subgigantes e gigantes) do aglomerado aberto M67. Para tal estudo foram utilizados espectros de alta resolu??o (R 47 000) e alto sinal ru?do obtidos com UVES+FLAMES em VLT/ UT2, cobrindo um intervalo de comprimento de onda de 4200- 10 600 ?. Nossa an?lise espectral ? baseada nos modelos de atmosfera MARCS e a ferramenta espectrosc?pica Turbospectrum. O oxig?nio [O I] foi determinado a partir da linha 6300 ?. Al?m disso, tamb?m determinamos a abund?ncia de Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Zr I, La II e Cr I. As abund?ncias investigadas neste trabalho, combinadas com seus par?metros estelares, oferecem a oportunidade de determinar o n?vel de dilui??o e mistura convectiva em estrelas evolu?das de M67. Com base nos par?metros obtidos, as abund?ncias referidas parecem seguir uma tend?ncia semelhante ? curva de abund?ncias solares. Adicionalmente, seguindo estrat?gias de outros estudos investigamos as abund?ncias relativas como fun??o da temperatura efetiva e da metalicidade, onde foi poss?vel observar uma superabund?ncia de Na, Al e Si para as estrelas no ramo das gigantes. Uma grande dispers?o, de estrela para estrela, ? observada nas raz?es de [X/Fe] para o Co, Zr e La, al?m da inexist?ncia do Zr e La, nas estrelas do Turn-off. Compara??es feitas entre nossos resultados e com outros estudos encontrados na literatura mostram valores de abund?ncias que se encontram em acordo e pr?ximos dos limites das margens de erros