Nós apresentamos ajustes multicromáticos de isócronas ao diagrama cor-magnitude do aglomerado globular NGC 6366, baseados em dados fotométricos que obtivemos com o Southern Astrophysical Research (SOAR) Telescope e de arquivos do Hubble Space Telescope (HST) ACS/WFC. Nós corrigimos os dados por avermelhamento diferencial e calculamos a linha de tendência média dos diagramas cor-magnitude. Nós comparamos os dados com modelos de isócronas estelares de Dartmouth Stellar Evolution Database e PAdova and TRieste Stellar Evolution Code, ambos com a difusão microscópica começando na sequência principal. Considerando todas as determinações prévias de metalicidade desse aglomerado, nós testamos de metalicidades [Fe 111]=-1.00 até [Fe 111]=-0.50, e idades de 9 a 13 Ganos. Depois de determinar a extinção total para seletiva somente com estrelas pertencentes ao aglomerado, Rv=3.06 + 0.14, nós encontramos os parâmetros para esse aglomerado com sendo avermelhamento E (13 — V)= 0.69 ± 0.02(int) +0.04(ext), módulo de distância (m — M)v= 15.02 ± 0.07(int) ±0.13(ext), Idade= 11 ± 1.15 Ganos. Os modelos evolucionários falham em reproduzir a sequência de baixa Tef em diagramas cor-magnitude de multi-bandas, indicando que eles ainda tem uma descrição incompleta. Nós encontramos que as isócronas de Dartmouth Stellar Evolution Database ajustam melhor o ramo das sub gigantes e baixa sequência principal do que as isócronas de PAdova and TRieste Stellar Evolution Code. O uso de anãs brancas de aglomerados globulares em vez de anãs brancas do campo no estudo da formação, propriedades físicas e evolução estelar é justificado por vários fatores. Dentre eles o fato de que as anãs brancas mais frias de aglomerados globulares velhos são remanescentes das estrelas mais velhas que se formaram durante a formação do halo, ou seja, trazem informação da época em que a Galáxia estava se formando. Utilizamos as tabelas fotométricas de dados obtidos com o HST/ACS por Richer et al. (2008) e Bedin et al. (2009) dos aglomerados globulares NGC 6397 e M 4, respectivamente, que alcançam a volta para o azul da sequência de esfriamento das anãs brancas. Com a análise da sequência de esfriamento desses aglomerados, demonstramos que a cristalização de anãs brancas acontece através da liberação de calor latente. Demonstramos também, pela primeira vez, o problema dos modelos de sequência de esfriamento de anãs brancas na volta para o azul e propormos que uma possível solução é, além de considerar o efeito da absorção induzida por colisão, é também necessário considerar que na atmosfera de anãs brancas mais frias de aglomerados globulares há uma mistura de H e He, em vez de uma atmosfera de II puro. / We present multichromatic isochrone fits to the colour-magnitude data of the globular cluster NGC 6366, based on photometric data obtained with Southern Astrophysical Research (SOAR) Telescope and archive data from Hubble Space Telescope (HST) ACS/WFC. We corrected the photometric data for differential reddening and calculated the mean ridge fine of the colour magnitude diagrams. We compared the isochrones of Dartmouth Stellar Evolution Database and PAdova and TRieste Stellar Evolution Code, both with microscopic diffusion starting on the main sequence. Bracketing all previous determinations of this cluster, we tested metallicities from [FelH]=- 1.00 to [Fe/H]=-0.50, and ages from 9 to 13 Gyrs. After determining the total to selective extinction ratio only from stars belonging to this cluster, obtaining Rv=3.06 + 0.14, we found the parameters for this cluster to be reddening E(B — V)=0.69 ± 0.02(int) ±0.04(ext), distance modulus (m — M)v= 15.02 ± 0.07(int) ±0.13(ext), Age= 11 ± 1.15 Gyr. Evolutionary models fail to reproduce the low-T eff main sequence in multi-band colour magnitude diagrams, indicating that they still have an incomplete physical description. We found that the Dartmouth Stellar Evolution Database isochrones fit better the sub giant branch and low main sequence than the PAdova and TRieste Stellar Evolution Code. The use of white dwarf stars from globular clusters instead of field white dwarf stars in the study of formation, physical properties and stellar evolution is justified by several factors. Among them is the fact that the coolest white dwarf stars in old globular clusters are remnants of the oldest stars that formed during the formation of the Galactic halo, i. e., bring us information about the time that the Galaxy was still forming. We use the photometric data obtained with the HST/ACS by Richer et al. (2008) and Bedin et al. (2009) of the globular clusters NGC 6397 and M 4, respectively, that reach the blue turn of the white dwarf cooling sequence.With the analysis of the cooling sequence of these clusters, we demonstrated that the crystallization of white dwarfs occurs with the release of latent heat. Also, we demonstrate, for the first time, the problem of the blue turn in the white dwarf cooling sequence and propose that a possible solution is, in addition to considering the effect of collision-induced absorption, it is necessary to consider that the atmosphere of cooler white dwarf stars is composed by a mixture of H and He, rather than an atmosphere of pure H.

o estudo da distribuição de extinção na Galáxia e nas Nuvens de Magalhães é feito através da análise dos mapas de avermelhamento derivados da emissão 100f-Lmda poeira E(B- V)FIR de Schlegel et ai. (1998). Comparamos valores de avermelhamento E(B- V)FIR com os derivados do conteúdo estelar de 103 aglomerados abertos velhos e 150 aglomerados globulares da Galáxia. As diferenças entre os dois avermelhamentos, quando significativas, ocorrem principalmente em baixas latitudes galáticas, no sentido de que os valores E(B-V)FIR são mais altos devido à contribuição do fluxo 100f-Lmda poeira que se encontra atrás dos aglomerados. As diferenças também podem surgir por um valor de E(B-V)FIR superestimado devido aos grãos de poeira terem temperatura T> 21 K o que parece ocorrer principalmente na direção do Centro da Galáxia. Construímos um catálogo geral de nebulosas escuras unificando 15 catálogos da literatura reunindo~ 6300 itens. Após cruzamentos, o catálogo unificado contém 4956 nebulosas escuras. Medimos valores de E(B-V)PIR no centro destas nebulosas escuras e amostramos seus arredores. Encontramos contraste preferencialmente para nebulosas escuras a médias e altas latitudes galáticas. Nebulosas escuras próximas ao Plano Galático apresentam flutuações maiores nos valores de E(B- V)FIR nos arredores, devido às contribuições de densidade de coluna de poeira das nebulosas e meio difuso acumulados em profundidade ao longo da linha de visada. Utilizamos a fotometria JHKs do 2MASS para obter mapas de extinção em regiões candidatas a regiões de baixa extinção (janelas) na direção do Bojo Galático Confirmamos a existência das janelas e encontramos uma grande semelhança entre os mapas de extinção na banda K derivados a partir do conteúdo estelar e os derivados da emissão da poeira. Tal semelhança na distribuição do avermelhamento nos mapas se deve à maior parte das nuvens de poeira estar localizada entre nós e as estrelas do Bojo. Realizamos a busca de aglomerados infravermelhos jovens compactos (semelhantes aos aglomerados Arches e Quintuplet) próximo ao Centro Galático utilizando o Atlas de imagens JHKs do 2MASS. Encontramos 58 candidatos a aglomerados, importantes alvos para grande telescópios. Nas direções das Nuvens de Magalhães, testamos os valores de E(B- V)FIR nas linhas de visada de galáxias de fundo comparando esses valores com os avermelhamentos derivados através dos espectros observados das galáxias. A obtenção do avermelhamento foi feita comparando a distribuição de contínuo dos espectros das galáxias observadas na direção das Nuvens com o contínuo de espectros médios de semelhante população estelar (formados por galáxias em altas latitudes galáticas) corrigidos por extinção . O avermelhamento foi derivado para 36 galáxias projetadas sobre as Nuvens de Magalhães e obtivemos um avermelhamento médio total (galático + interno) de E(B-V) = 0.12 para a Grande Nuvem e E(B-V) = 0.05 para Pequena Nuvem, sendo o avermelhamento interno estimado em E(B- V)i = 0.06 e E(B- V)i = 0.04 para Grande e Pequena Nuvem respectivamente. Para 86 % da amostra obtivemos uma boa concordância entre os valores de avermelhamento espectroscópicos e os derivados da emissão da poeira Os casos de diferenças significativas foram interpretados como devidos à distribuição de poeira ter uma escala menor que a resolução dos mapas de avermelhamento E(B-V)FIR ou ao superaquecimento da poeira, como ocorre principalmente na direção do Centro Galático. As presentes análises da extinção através da Galáxia e das Nuvens de Magalhães fornecem evidências da importância, utilidade e algumas limitações dos mapas de poeira de Schlegel et aI. (1998) para estudos galáticos e extragaláticos.

Nós apresentamos ajustes multicromáticos de isócronas ao diagrama cor-magnitude do aglomerado globular NGC 6366, baseados em dados fotométricos que obtivemos com o Southern Astrophysical Research (SOAR) Telescope e de arquivos do Hubble Space Telescope (HST) ACS/WFC. Nós corrigimos os dados por avermelhamento diferencial e calculamos a linha de tendência média dos diagramas cor-magnitude. Nós comparamos os dados com modelos de isócronas estelares de Dartmouth Stellar Evolution Database e PAdova and TRieste Stellar Evolution Code, ambos com a difusão microscópica começando na sequência principal. Considerando todas as determinações prévias de metalicidade desse aglomerado, nós testamos de metalicidades [Fe 111]=-1.00 até [Fe 111]=-0.50, e idades de 9 a 13 Ganos. Depois de determinar a extinção total para seletiva somente com estrelas pertencentes ao aglomerado, Rv=3.06 + 0.14, nós encontramos os parâmetros para esse aglomerado com sendo avermelhamento E (13 — V)= 0.69 ± 0.02(int) +0.04(ext), módulo de distância (m — M)v= 15.02 ± 0.07(int) ±0.13(ext), Idade= 11 ± 1.15 Ganos. Os modelos evolucionários falham em reproduzir a sequência de baixa Tef em diagramas cor-magnitude de multi-bandas, indicando que eles ainda tem uma descrição incompleta. Nós encontramos que as isócronas de Dartmouth Stellar Evolution Database ajustam melhor o ramo das sub gigantes e baixa sequência principal do que as isócronas de PAdova and TRieste Stellar Evolution Code. O uso de anãs brancas de aglomerados globulares em vez de anãs brancas do campo no estudo da formação, propriedades físicas e evolução estelar é justificado por vários fatores. Dentre eles o fato de que as anãs brancas mais frias de aglomerados globulares velhos são remanescentes das estrelas mais velhas que se formaram durante a formação do halo, ou seja, trazem informação da época em que a Galáxia estava se formando. Utilizamos as tabelas fotométricas de dados obtidos com o HST/ACS por Richer et al. (2008) e Bedin et al. (2009) dos aglomerados globulares NGC 6397 e M 4, respectivamente, que alcançam a volta para o azul da sequência de esfriamento das anãs brancas. Com a análise da sequência de esfriamento desses aglomerados, demonstramos que a cristalização de anãs brancas acontece através da liberação de calor latente. Demonstramos também, pela primeira vez, o problema dos modelos de sequência de esfriamento de anãs brancas na volta para o azul e propormos que uma possível solução é, além de considerar o efeito da absorção induzida por colisão, é também necessário considerar que na atmosfera de anãs brancas mais frias de aglomerados globulares há uma mistura de H e He, em vez de uma atmosfera de II puro. / We present multichromatic isochrone fits to the colour-magnitude data of the globular cluster NGC 6366, based on photometric data obtained with Southern Astrophysical Research (SOAR) Telescope and archive data from Hubble Space Telescope (HST) ACS/WFC. We corrected the photometric data for differential reddening and calculated the mean ridge fine of the colour magnitude diagrams. We compared the isochrones of Dartmouth Stellar Evolution Database and PAdova and TRieste Stellar Evolution Code, both with microscopic diffusion starting on the main sequence. Bracketing all previous determinations of this cluster, we tested metallicities from [FelH]=- 1.00 to [Fe/H]=-0.50, and ages from 9 to 13 Gyrs. After determining the total to selective extinction ratio only from stars belonging to this cluster, obtaining Rv=3.06 + 0.14, we found the parameters for this cluster to be reddening E(B — V)=0.69 ± 0.02(int) ±0.04(ext), distance modulus (m — M)v= 15.02 ± 0.07(int) ±0.13(ext), Age= 11 ± 1.15 Gyr. Evolutionary models fail to reproduce the low-T eff main sequence in multi-band colour magnitude diagrams, indicating that they still have an incomplete physical description. We found that the Dartmouth Stellar Evolution Database isochrones fit better the sub giant branch and low main sequence than the PAdova and TRieste Stellar Evolution Code. The use of white dwarf stars from globular clusters instead of field white dwarf stars in the study of formation, physical properties and stellar evolution is justified by several factors. Among them is the fact that the coolest white dwarf stars in old globular clusters are remnants of the oldest stars that formed during the formation of the Galactic halo, i. e., bring us information about the time that the Galaxy was still forming. We use the photometric data obtained with the HST/ACS by Richer et al. (2008) and Bedin et al. (2009) of the globular clusters NGC 6397 and M 4, respectively, that reach the blue turn of the white dwarf cooling sequence.With the analysis of the cooling sequence of these clusters, we demonstrated that the crystallization of white dwarfs occurs with the release of latent heat. Also, we demonstrate, for the first time, the problem of the blue turn in the white dwarf cooling sequence and propose that a possible solution is, in addition to considering the effect of collision-induced absorption, it is necessary to consider that the atmosphere of cooler white dwarf stars is composed by a mixture of H and He, rather than an atmosphere of pure H.

Orientador: Paulo Sergio Scarazzato / Dissertação (mestrado) - Universidade Estadual de Campinas, Faculdade de Engenharia Civil, Arquitetura e Urbanismo / Made available in DSpace on 2018-08-07T10:08:06Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Ciampini_Flavia_M.pdf: 46784073 bytes, checksum: e6d43d6ef27616aa1ae3ce6f61745be3 (MD5) Previous issue date: 2005 / Resumo: A importância desta pesquisa reside na avaliação quantitativa de diferentes dispositivos de iluminação natural, disponíveis no mercado internacional, mediante a aquisição das iluminâncias obtidas através de ensaios em protótipos. Este trabalho foi realizado com objetivo de verificar se a aplicação destes sistemas, restritos a sistemas de iluminação lateral, no território nacional trariam de fato alguma vantagem para as edificações, no sentido de otimizar a iluminação natural obtida em ambientes profundos, em território brasileiro. As medições foram realizadas sob condição de céu real na cidade de Campinas, SP. A dissertação é composta por três etapas. A primeira, traz uma revisão dos princípios básicos necessários para o estudo das tecnologias utilizadas. Em seguida são apresentados alguns dispositivos de iluminação natural no cenário internacional, identificando suas características e os princípios físicos que determinam seu funcionamento. Na segunda etapa, mediante utilização de planilhas eletrônicas, determinou-se, para cada painel, a posição e o desenho mais adequados à latitude de Campinas para fachada norte. De acordo com estas especificações foram solicitados, no exterior, os painéis aos fabricantes. Na terceira fase, com um sistema de medição de iluminâncias, criado especialmente para esta tarefa, foram registradas as iluminâncias obtidas no interior de quatro protótipos, construídos na Universidade Estadual de Campinas (UNICAMP) utilizando-se os 12 diferentes painéis doados por universidades e empresas estrangeiras. Os painéis de iluminação natural foram acoplados à abertura dos protótipos, localizada na fachada norte. As iluminâncias obtidas com cada painel foram registradas de 8:00 as 18:00, de março a julho. Para que todos os painéis fossem medidos com condições de sol semelhantes foi realizado um rodízio de forma que a cada quatro dias todos os painéis foram acoplados aos protótipos e suas iluminâncias medidas ao longo do dia. Os dados são tratados de forma a obter valores médios mensais das iluminâncias, em função da profundidade do ambiente, onde foram realizadas as medições para dias claros, encobertos e parcialmente encobertos. A partir da comparação dos dados obtidos experimentalmente procurou-se estabelecer quais dos dispositivos estudados, iluminam o ambiente de forma otimizada em relação a um vidro comum de 3mm, criando uma iluminação mais homogênea ou conseguindo iluminâncias maiores no fundo do ambiente. O estudo mostrou que todos os dispositivos poderiam facilmente ser adaptados ao clima luminoso de Campinas, para fachada norte, no entanto cada um destes dispositivos tem as suas limitações e vantagens. Por fim uma solução ótima para alcançar um aproveitamento otimizado da luz natural dentro dos espaços, de acordo com os dispositivos estudados é sugerido na conclusão do trabalho / Abstract: The importance of this research relies on the quantitative evaluation of different daylighting devices, available in the international market, by means of acquiring the iIIuminance through models. This work was accomplished with objective of verifying the application of these systems, restricted to lateral iIIumination in national territory, if they would bring in fact some advantage for buildings, in the sense of optimizing the daylighting obtained in deep rooms, in Brazilian territory. The measurement has been made under real sky condition in the city of Campinas, SP. This thesis is composed of three stages. The first, brings a revision of the basic principies necessary for the study of the technologies used. Soon afterwards these daylighting devices in the international scene are presented, identifying their characteristics and the physical principies that determine its operation. In the second stage, by use of electronic spreadsheets, it was determined for each panel, the position and the most appropriate drawing for the latitude of Campinas for a North façade. In agreement with these specifications the panels were requested abroad from their manufacturers. In the third phase, with an iIIuminance measurement system, especially created for this task, the iIIuminance inside four prototypes were acquired, built in the State University of Campinas (UNICAMP), using the 12 different panels donated by universities and foreign companies. The daylinghting panels were coupled to the opening of the prototypes, located in the north façade. The illuminance obtained with each of these panels was registered from 8:00 to 18:00, from March to July. So that all of the panels were measured with the similar sun conditions so that every four days all of the panels were coupled to the prototypes and their iIIuminance measured during the day. The data are treated to get monthly average values of the illuminances, as a function of the depth of the environment, where the measurements were accomplished for clear, partially cloudy and cloudy days. From the comparison of these data we establish which of the studied devices can achieve a better performance if compared with a standard clear glass panel, and which can obtain a homogeneous iIIumination or greater iIIuminances along the deep of the room. The study showed that all the devices could easily be adapted to the luminous climate of Campinas, for the north façade, however each one of these devices has their limitations and advantages. Finally a new solution is suggested to reach an optimized exploitation of daylight in interior spaces, in agreement with the results obtained in the conclusion of this work / Mestrado / Edificações / Mestre em Engenharia Civil

A avaliação dos efeitos dos aerossóis em relação ao balanço radiativo local e global bem como o impacto sobre a saúde humana, principalmente em grandes centros urbanos, demanda que se conheça de forma precisa a sua concentração e distribuição espaço-temporal. Neste contexto, o monitoramento acurado de longo prazo por estações instaladas ao redor do mundo tornou-se um desafio e uma necessidade para várias áreas do conhecimento. Classicamente as estações utilizam a técnica de fotometria solar para inferir a concentração e a distribuição de tamanho dos aerossóis através da profundidade óptica do aerossol (POA) e do coeficiente de Ångström . No presente trabalho é sugerida uma metodologia para estimar POA e do coeficiente de Ångström através de quatro canais espectrais de radiômetros do tipo Multi-Filter Rotating Shadowband Radiometer (MFRSR) que operam em São Paulo desde 1999. Estas estimativas foram avaliadas em relação à rede AErosol RObotic NETwork (AERONET) entre os anos de 2004 a 2006. Os resultados mostram que, em termos de variabilidade temporal da POA, há boa concordância entre os diferentes instrumentos. Entretanto, são encontradas diferenças médias sistemáticas da ordem de 0,03 na magnitude da POA em três dos quatro canais analisados, enquanto que o valor sugerido pela OMM para uma atmosfera limpa é de no máximo 0,02. Este resultado aponta que a metodologia empregada nos MFRSR fornece valores de boa qualidade. Ainda neste trabalho, foram relacionadas variáveis meteorológicas coletadas pela Estação Meteorológica do IAG-USP com a POA e o do coeficiente de Ångström estimados neste trabalho. Observou-se uma relação linear entre o coeficiente de Ångström e a umidade relativa (UR), indicando um crescimento do tamanho médio dos aerossóis que integram um grupo com 0,20<POA<=0,60 no canal 415nm com o aumento da umidade relativa. Acredita-se que este grupo tenha predominância de aerossóis de fontes locais. As medidas de longo prazo permitiram também caracterizar, em conjunto com estimativas espaciais de POA pelo sensor Moderate Resolution Imaging Spectroradiometer (MODIS) a bordo do satélite Terra, a influência do transporte de aerossóis de queimadas da região amazônica e do Brasil central em São Paulo, na série de dados analisados. Estes eventos contribuem para o aumento significativo da POA sobre a região metropolitana e trazem partículas ligeiramente menores que as emitidas por fontes locais. / The evaluation of the aerosol effects to the local and global radiation budget, as well as the impact on human health, particularly in large urban centers, demands knowing accurately their concentration and spatial-temporal distribution. In this context, the accurate long term monitoring from ground based stations installed around the world has become a challenge and a necessity for various areas of knowledge. Classically, the stations use the technique of Sun photometry to infer the concentration and size distribution of aerosols through the aerosol optical depth (AOD) and Ångström coefficient . In this paper we suggest a methodology to estimate AOD and Ångström coefficient through four channels of Multi-Filter Rotating Shadowband Radiometers (MFRSR) operating in Sao Paulo since 1999. These estimates were compared to the results of the AErosol RObotic NETwork (AERONET) between the years of 2004 to 2006. The results showed that the MFRSR can represent well the temporal variability of the AOD, but systematic differences were found with mean values of about 0.03 in AOD, in three of the four analyzed channels. The value suggested by WMO for clean air is at most 0.02. This result indicates that the methodology employed in MFRSR provides values of quality good. Also in this study, meteorological influences on the aerosol optical properties were analyzed. The meteorological variables were monitored at the Meteorological Station of the IAG-USP There was a linear relationship between Ångström coefficient and relative humidity (RH), indicating a growth of the average size of aerosols within a group with 0.20<AOD<=0.60, in the channel 415 nm, with increasing relative humidity. It is believed that this group has predominance of aerosols from local sources. Long term measurements also helped to characterize, together with spatial estimates of AOD by the Moderate Resolution Imaging Spectroradiometer (MODIS) on board the Terra satellite, the influence of the transport of aerosol particles from biomass burning from the Amazon region to São Paulo. It was observed that these events contribute to significant increase in AOD on the metropolitan region and bring slightly smaller particles than the emitted by local sources.

Esse trabalho tem como objetivo o desenvolvimento de procedimentos analíticos automáticos, empregando o processo de multicomutação em fluxo para determinação espectrofotométrica de cobalto e cádmio em amostras de águas. O trabalho envolveu o desenvolvimento dos módulos de análises para implementar os procedimentos analíticos baseados no processo de multicomutação, o sistema de detecção fotométrica empregando LED como fonte de radiação eletromagnética, o software para controle do módulo de análise e para efetuar aquisição de dados. O módulo de análise para determinação de cobalto foi desenvolvido, utilizando mini-bombas solenóide para o bombeamento das soluções. O procedimento analítico foi baseado na catálise do cobalto na reação de oxidação do Tiron pelo peróxido de hidrogênio e com o sistema de detecção espectrofotométrica com LED com emissão em 425 nm. Após os ajustes necessários do módulo de análise o sistema apresentou bom desempenho analítico. Para a determinação de cobalto em águas foram obtidas as seguintes características analíticas: desvio padrão relativo de 0,04 % (n = 13) para uma amostra com 0,5 &micro;gL-1 de Co, faixa de resposta linear entre 0,13 a 1,5 &micro;gL-1 de Co (R = 0,998, n = 3), limite de detecção de 0,06 µgL-1, frequência analítica de 42 determinações por hora e geração de 1,5 mL de resíduo por determinação. Recuperações entre 84 e 114 % foram obtidas com adição de Co (II) nas amostras de águas. O módulo de análise para determinação cádmio foi desenvolvido e otimizado utilizando duas mini-bombas peristálticas para bombeamento das soluções e esvaziamento do percurso, uma válvula solenoide de três vias e três válvulas solenoide de duas vias, uma cela de fluxo com longo caminho óptico (100 mm) e LED com emissão em 520 nm. O procedimento analítico para a determinação do cádmio foi baseado na formação do complexo pelo Cd (II) com o reagente ditizona em meio micelar com o surfactante Triton X100. O procedimento apresentou faixa de resposta linear de 15,0 a 175,0 &micro;gL-1 de Cd (R = 0,997; n = 3), limite de detecção de 12,5 &micro;gL-1, desvio padrão relativo de 0,57 % (n = 10) para uma amostra de 30 &micro;gL-1 e frequência analítica de 43 amostras por hora. Recuperações entre 84 e 112 % foram obtidas com adição de Cd (II) nas amostras de águas. / This work deals with the development of automatic analytical procedures, based on multicommuted flow analysis process for spectrophotometric determination of cobalt and cadmium in water samples. The work involved the development of the analytical modules and the photometric detector using LEDs as electromagnetic radiation sources. The software to control the flow analysis module and to perform data acquisition, were developed using Quick BASIC4.5 as programming language. The analysis module for cobalt determination, employed solenoid mini-pumps for solutions pumping. The procedure was based on the cobalt catalytic effect on the Tiron oxidation by hydrogen peroxide and the photometric detection at 425 nm. After the necessary adjustments of the flow analysis module, the system showed good analytical performance. The following analytical characteristics for determination of cobalt in water were obtained: a relative standard deviation of 0.04% (n = 13) for a standard solution 0.5 &micro;gL-1 Co, a linear response ranging from 0.13 to 1.5 &micro;gL-1 Co (R = 0.998, n = 3), a detection limit of 0.06 &micro;gL-1, analytical frequency of 42 samples determination per hour and a waste generation of 1.5 mL per determination. Recoveries between 84 and 114% were obtained with the addition of Co (II) in water samples. The analytical module for determination of cadmium was developed, using two peristaltic mini-pumps and solenoid valves. The LED based photometer was furnished with a flow cell of long optical path (100 mm) and a LED with maximum emission at 520 nm. The flow analysis module was assembled with ability to perform a closed loop strategy, which was implemented to improve sensitivity. The analytical procedure for the determination of cadmium was based on reaction of Cd (II) with dithizone in a micelle medium with the surfactant Triton X-100. The procedure showed a linear response ranging from 15.0 to 175.0 &micro;gL-1 Cd (R = 0.997; n = 3), detection limit of 12.5 &micro;gL-1, RSD 0.57% (n = 10) for a sample of 30 &micro;gL-1 and analytical frequency of 43 samples per hour. Recoveries between 84 and 112% were obtained with addition of Cd (II) in water samples.

Submitted by Angela Maria de Oliveira (amolivei@uepg.br) on 2018-10-09T12:41:56Z No. of bitstreams: 2 license_rdf: 811 bytes, checksum: e39d27027a6cc9cb039ad269a5db8e34 (MD5) Jessica Mayara Eidam.pdf: 7618711 bytes, checksum: 8899a404c0b09be99db22ac7f334ae5b (MD5) / Made available in DSpace on 2018-10-09T12:41:56Z (GMT). No. of bitstreams: 2 license_rdf: 811 bytes, checksum: e39d27027a6cc9cb039ad269a5db8e34 (MD5) Jessica Mayara Eidam.pdf: 7618711 bytes, checksum: 8899a404c0b09be99db22ac7f334ae5b (MD5) Previous issue date: 2018-07-30 / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior / Buscando melhorar a estatística de parâmetros sismológicos de estrelas do tipoA,apresentamosnestetrabalhoaanálisededadosespectroscópicosefotométricos de oito estrelas observadas na direção do Pólo Galáctico durante a Campanha 8 da missão Kepler K2, proposto pelo nosso grupo de pesquisa. A observação fotométrica pelo satélite espacial Kepler ocorreu entre janeiro e março de 2016. A análise das frequências das oito curvas de luz foi feita usando o algoritmo CLEANEST e Period04. A espectroscopia de solo foi feita no OPD/LNA em outubro de 2015 com o telescópio Zeiss (0,6m) e em agosto de 2016 com o telescópio Perkin-Elmer (1,6m).Informaçõesespectroscópicascompletamosdadosdascurvasdeluzdosatélite, permitindo a caracterização da estrutura interna das estrelas. A determinação dos parâmetros estelares foi realizada por meio do Spectroscopy Made Easy (SME). Parâmetros como massa, raio e luminosidade foram obtidos usando as grades Code dÉvolution Stellaire Adaptatif et Modulaire (CESAM) e Porto Oscillations Code (POSC). Permitindo assim, gerar o modelo evolutivo para as oito estrelas. Estrelas dotipoespectralBmuitasvezessãoerroneamenteclassificadascomoestrelasdotipo espectralA,quandosomentedadosdefotometriasãoutilizadosparaaclassificação. Como exemplo, temos as estrelas: Epic220679442 e Epic220607132. Classificadas fotométricamente como tipo espectral A0, revelaram através da análise espectral, tratar-se do tipo espectral B9V. Epic220532854 é uma binária, Epic220466722 é uma δ e Epic220679442 possue variações fotométrica e, dados de espectroscopia revelam linha de Silício pronunciada (SiII λ4128), característica apresentada pela classe peculiar de estrelas Bp magnética. / Searching to improve the statistics of seismological parameters of stars of type A, we this work we present the analysis of spectroscopic and photometric data of eight stars observed in the direction of the Galactic Pole during the Kepler mission Campaign 8, proposed by our research group. The photometric observation occurred between January and March 2016. Frequency analysis of the eight light curves was made using the CLEANEST and Period04 algorithm. In addition to the photometric data, ground-based spectroscopy was done at the OPD/LNA in October 2015 with the Zeiss Telescope (0.6m) and in August 2016 with the Perkin-Elmer Telescope (1.6m). Spectroscopic information enhances the data from thesatellite’slightcurves,allowingthecharacterizationoftheinternalstellarstructure. Spectral characterization was done using Spectroscopy Made Easy (SME). Parameters such as mass, radius and luminosity were obtained using the Code d Évolution Stellaire Adaptatif et Modulaire (CESAM) and Porto Oscillations Code (POSC) grids, allowing to generate evolutionary models for the eight stars. Stars of spectral type B are often erroneously classified as stars of spectral type A, when only photometry data is used for classification. As an example, we have the stars: Epic220679442 and Epic220607132. Photometrically classified as spectral type A0, revealed through spectral analysis, to be spectral type B9V. Epic220532854 is a binary, Epic220466722 is a δ Scuti and Epic220679442 has photometric variations and spectroscopy data reveals pronounced silicon line (SiII λ4128), characteristic presented by the class peculiar stars Ap magnetic.

Esse trabalho tem como objetivo o desenvolvimento de procedimentos analíticos automáticos, empregando o processo de multicomutação em fluxo para determinação espectrofotométrica de cobalto e cádmio em amostras de águas. O trabalho envolveu o desenvolvimento dos módulos de análises para implementar os procedimentos analíticos baseados no processo de multicomutação, o sistema de detecção fotométrica empregando LED como fonte de radiação eletromagnética, o software para controle do módulo de análise e para efetuar aquisição de dados. O módulo de análise para determinação de cobalto foi desenvolvido, utilizando mini-bombas solenóide para o bombeamento das soluções. O procedimento analítico foi baseado na catálise do cobalto na reação de oxidação do Tiron pelo peróxido de hidrogênio e com o sistema de detecção espectrofotométrica com LED com emissão em 425 nm. Após os ajustes necessários do módulo de análise o sistema apresentou bom desempenho analítico. Para a determinação de cobalto em águas foram obtidas as seguintes características analíticas: desvio padrão relativo de 0,04 % (n = 13) para uma amostra com 0,5 &micro;gL-1 de Co, faixa de resposta linear entre 0,13 a 1,5 &micro;gL-1 de Co (R = 0,998, n = 3), limite de detecção de 0,06 µgL-1, frequência analítica de 42 determinações por hora e geração de 1,5 mL de resíduo por determinação. Recuperações entre 84 e 114 % foram obtidas com adição de Co (II) nas amostras de águas. O módulo de análise para determinação cádmio foi desenvolvido e otimizado utilizando duas mini-bombas peristálticas para bombeamento das soluções e esvaziamento do percurso, uma válvula solenoide de três vias e três válvulas solenoide de duas vias, uma cela de fluxo com longo caminho óptico (100 mm) e LED com emissão em 520 nm. O procedimento analítico para a determinação do cádmio foi baseado na formação do complexo pelo Cd (II) com o reagente ditizona em meio micelar com o surfactante Triton X100. O procedimento apresentou faixa de resposta linear de 15,0 a 175,0 &micro;gL-1 de Cd (R = 0,997; n = 3), limite de detecção de 12,5 &micro;gL-1, desvio padrão relativo de 0,57 % (n = 10) para uma amostra de 30 &micro;gL-1 e frequência analítica de 43 amostras por hora. Recuperações entre 84 e 112 % foram obtidas com adição de Cd (II) nas amostras de águas. / This work deals with the development of automatic analytical procedures, based on multicommuted flow analysis process for spectrophotometric determination of cobalt and cadmium in water samples. The work involved the development of the analytical modules and the photometric detector using LEDs as electromagnetic radiation sources. The software to control the flow analysis module and to perform data acquisition, were developed using Quick BASIC4.5 as programming language. The analysis module for cobalt determination, employed solenoid mini-pumps for solutions pumping. The procedure was based on the cobalt catalytic effect on the Tiron oxidation by hydrogen peroxide and the photometric detection at 425 nm. After the necessary adjustments of the flow analysis module, the system showed good analytical performance. The following analytical characteristics for determination of cobalt in water were obtained: a relative standard deviation of 0.04% (n = 13) for a standard solution 0.5 &micro;gL-1 Co, a linear response ranging from 0.13 to 1.5 &micro;gL-1 Co (R = 0.998, n = 3), a detection limit of 0.06 &micro;gL-1, analytical frequency of 42 samples determination per hour and a waste generation of 1.5 mL per determination. Recoveries between 84 and 114% were obtained with the addition of Co (II) in water samples. The analytical module for determination of cadmium was developed, using two peristaltic mini-pumps and solenoid valves. The LED based photometer was furnished with a flow cell of long optical path (100 mm) and a LED with maximum emission at 520 nm. The flow analysis module was assembled with ability to perform a closed loop strategy, which was implemented to improve sensitivity. The analytical procedure for the determination of cadmium was based on reaction of Cd (II) with dithizone in a micelle medium with the surfactant Triton X-100. The procedure showed a linear response ranging from 15.0 to 175.0 &micro;gL-1 Cd (R = 0.997; n = 3), detection limit of 12.5 &micro;gL-1, RSD 0.57% (n = 10) for a sample of 30 &micro;gL-1 and analytical frequency of 43 samples per hour. Recoveries between 84 and 112% were obtained with addition of Cd (II) in water samples.

El trabajo que presentamos en esta tesis tiene como finalidad la operación, calibración y análisis de datos ópticos del instrumento OMC (Optical Monitoring Camera) a bordo del satélite INTEGRAL (INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory). La cámara OMC ofrece, por primera vez, la oportunidad de realizar observaciones fotométricas de larga duración en el rango óptico, simultáneamente con las de rayos X y rayos gamma. En la primera parte de la tesis describimos el proyecto INTEGRAL/OMC y sus operaciones científicas, detallando el proceso que hemos seguido para la construcción del catálogo de entrada de la OMC. Definimos la estrategia y requisitos que debe satisfacer el software de apuntado encargado de generar los telecomandos que controlan el funcionamiento de la cámara. La combinación del catálogo y el software de apuntado, junto con el buen funcionamiento del algoritmo de centrado de a bordo, han permitido la determinación del apuntado de la OMC, a bordo y en tiempo real, con una precisión mejor que 1 píxel desde el inicio mismo de las operaciones. La segunda parte se centra en el procedimiento que hemos elaborado para el análisis de los datos. Describimos el flujo de datos desde que llegan a tierra, pasando por los distintos sistemas de procesamiento, hasta que, finalmente, se convierten en datos científicos listos para ser utilizados por la comunidad astrofísica. Detallamos todos los aspectos relacionados con la calibración del instrumento. Explicamos los distintos algoritmos desarrollados para el análisis científico de los datos OMC, haciendo especial énfasis en las soluciones adoptadas para mejorar los resultados fotométricos y astrométricos del instrumento. En la última parte presentamos los archivos y catálogos resultantes de las observaciones realizadas con la cámara OMC. Describimos los archivos de datos procesados en tiempo real y de datos consolidados, así como el portal Web de acceso a los datos OMC. Avanzamos lo que será el catálogo final de la OMC, que contendrá todas las fuentes observadas y detectadas por este instrumento, una vez finalizada la misión INTEGRAL. Presentamos también dos de los subcatálogos preliminares obtenidos tras analizar determinados grupos de fuentes: "Contrapartidas ópticas de fuentes de altas energías del 4º Catálogo IBIS/ISGRI" y "Primer catálogo de fuentes variables observadas con la OMC". / The work presented in this thesis describes the system that allows the operation, calibration and data analysis of the OMC instrument (Optical Monitoring Camera) on board the ESA's INTEGRAL spacecraft (INTErnational Gamma-Ray Astrophysics Laboratory). The OMC camera offers, for the first time, the opportunity to perform long photometric observations in the optical range simultaneously to those in the X-ray and gamma-ray bands. In the first part of the thesis we describe the INTEGRAL/OMC project and its scientific operations, giving some details about the building process of the OMC Input Catalogue. We define the strategy and requirements of the OMC Pointing Software which generates the telecommands to control the camera operations. The combination of both the Input Catalogue and the Pointing Software, as well as the excellent behaviour of the on-board centring algorithm, allow us the on-board determination in real time of the OMC pointing direction with an accuracy better than 1 pixel from the beginning of the mission operations. The second part is focused on the development involved in the data analysis procedures. We describe the data flow starting when the telemetry data are received at Earth, followed by the different data processing stages present in the systems, until they are finally converted into scientific data which can be used by the astrophysics community. We explain all aspects related to the instrument calibration and the algorithms developed for the OMC scientific analysis, making special emphasis in the adopted solutions that allowed us to improve the photometric and astrometric results. In the last part we present the archives and catalogues compiled with the OMC data obtained during INTEGRAL observations. We describe the consolidated and near real time data archives as well as the OMC Archive Web Portal. We summarize the contents of the final OMC Catalogue which will be published at the end of the INTEGRAL mission including all sources observed and detected by OMC. In addition we present two preliminary sub-catalogues obtained by analysing some specific objects groups: "OMC optical monitoring of sources in the 4th IBIS/ISGRI catalogue" and "The first INTEGRAL/OMC Catalogue of optically variable sources".

Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico / In order to determine distances of Southern Galactic HII regions, we carried out spectroscopic and photometric observations of the stellar content of a set of these objects. We have chosen objects only visible in the South hemisphere, with no published or uncertain distances. In this work, we present spectral classification based on intermediate dispersion spectra with a very high signal to noise ratio and on stellar UBV photometry, so that the distances have been determined using the usual method, the spectroscopic parallax. We picked up the 2MASS infrared photometry and assessed the reddening individually for each star, using the color-difference method. This way, we have estimated the totalto-selective extinction ratio for the most of the classified stars, and so, we have found a mean value 21% higher than the mean value of RV calculated on the whole directions of the Galaxy. As a result, we have found distances in general smaller than those already published on the literature, although confirming several spectral classifications. Besides that, large fluctuations around the values normally adopted were also observed, which would result in larger discrepancies between the stellar distances. At last, we have also extracted nebulae spectra in order to estimate the kinematics distances, so that we could compare the distance measurement results by different methods. In general, we have found reasonably compatible distances. However, in some cases large differences was found, suggesting that some objects present deviations of the circular motion. / Com o objetivo de determinar distâncias de regiões HII Galácticas observáveis no Hemisfério Sul, realizamos observações espectroscópicas e fotométricas do conteúdo estelar de um conjunto desses objetos. Demos preferência para aqueles objetos cuja observação só é possível no Hemisfério Sul, sem publicações de distância encontrada ou com grande dispersão entre os valores publicados. Neste trabalho, apresentamos classificação espectral baseada em espectros de dispersão intermediária, com elevada razão sinal / ruído e, também, classificação espectral via fotometria UBV , ambas com o objetivo de determinar as distâncias das regiões HII via paralaxe espectroscópica de suas estrelas ionizantes. Nós também extraímos as magnitudes dessas estrelas no infravermelho próximo diretamente do catálogo 2MASS e calculamos o avermelhamento individualmente para cada estrela usando o método das diferenças de cores. Assim, a razão entre a extinção total e a seletiva a banda V (RV ) foi estimada para a maior parte das estrelas, de forma que encontramos um valor médio 21% maior que o valor médio de RV calculado sobre todas as direções da Galáxia e, por este motivo, nós encontramos distâncias heliocêntricas, em geral, menores do que aquelas encontradas na literatura, mesmo confirmando a maior parte das classificações espectrais dadas por esses autores. Além disso, grandes flutuações em torno do valor médio foram encontradas, o que acarretaria maiores discrepâncias entre as distâncias estelares. Por fim, extraímos espectros nebulares dos objetos, com o objetivo de estimar suas distâncias cinemáticas e comparar os resultados obtidos com diferentes métodos. Em geral, encontramos distâncias razoavelmente compatíveis. Contudo, em alguns casos, grandes diferenças foram encontradas, sugerindo que alguns objetos como RCW 88 e NGC 3503 apresentam desvios do movimento circular.