No presente trabalho estudamos aglomerados abertos e/ou grupos estelares não tão densos com o objetivo de identificar prováveis estágios dinâmicos evoluídos de aglomerados abertos. A seleção dos grupos estelares partiu de uma lista de candidatos relativamente concentrados mas pouco povoados que seriam prováveis candidatos ao fenômeno dinâmico buscado (Bica et aI. 2001 [7]). Estes candidatos estão localizados a latitudes Galáticas relativamente altas (Ibl > 15°). Os grupos estelares NGC 1252 e NGC 1901 foram estudados nas bandas B e V através de fotometria CCD. O aglomerado aberto clássico velho M67 (NGC 2682) e o grupo estelar NGC 2664 foram estudados nas bandas J e H com dados do catálogo infravermelho 2MASS. NGC 1252 é uma concentração com aproximadamente 20 estrelas localizada a 20' ao norte das coordenadas originais no New General Catalogue, e a sudoeste da extensa região previamente indicada como sendo o objeto na literatura. O diagrama cor-magnitude de NGC 1252 sugere um turnoff e uma sequência principal, e um total de 12 prováveis membros. Simulamos um diagrama cor-magnitude do campo Galático na direção de cada um dos grupos estelares. Para NGC 1252 a simulação não apresentou semelhanças com o mesmo, e sugere que NGC 1252 não se trate de uma flutuação de campo. O ajuste de isócronas para os prováveis membros é consistente com um avermelhamento E(B-V) = 0.02, uma distância ao Sol d0 = 0.64 ± 0.07 kpc (Z = -0.46 kpc) e uma idade de 3 ± 1 Gano. Os dados disponíveis indicam que não podemos descartar a possibilidade de NGC 1252 ser um grupo físico, e se o for as evidências apontam não para um aglomerado aberto clássico mas sim um aglomerado aberto remanescente. NGC 1901 é freqüentemente descrito como um aglomerado aberto, encontramos uma clara sequência principal e similaridade com as Hyades. Obtivemos um avermelhamento de E(B-V) = 0.04, d0 = 0.45 ± 0.04kpc (Z = -0.23 kpc) e uma idade de 0.6 ± 1Gano. NGC 1901 é conclusivamente um sistema físico, dinamicamente comparável ou mais evoluído que as Hyades. Como análises com o catálogo 2MASS apenas começam a ser feitas, utilizamos M67 como objeto de comparação. Investigamos também se existe alguma relação entre M67 e NGC 2664, pois estão projetados próximos (~ 1°). Para obtenção dos parâmetros fundamentais de M67 partimos de valores presentes na literatura, que constatamos não estarem perfeitamente estabelecidos. Obtivemos para M67 um avermelhamento E(J-H) = 0.0, d0 = 0.72 ± 0.07kpc, e idade de 3.5 ± 0.5Ganos. Para NGC 2664 obtivemos um diagrama cor-magnitude sugerindo uma sequência principal, e a ocorrência pelo menos de 9 prováveis membros. O ajuste de isócronas é compatível com um avermelhamento E(J-H) = 0.0, d0= 0.69 ± 0.1kpc e idade de 1.5 ± 0.5 Gano. Subtrações estatísticas no diagrama cormagnitude de estrelas de campos circundantes dão apoio a NGC 2664 como um sistema físico. Ele parece ser um remanescente de aglomerado aberto do disco velho com aproximadamente metade da idade de M67. Para uma análise conclusiva são necessários astrometria, velocidades radiais e tipos espectrais para todos os prováveis membros.Aglomerados abertos evoluemdinamicamente e modelos de N-corpos têm indicado que um grande número de remanescentes são esperados próximos à dissolução. Só recentemente iniciaram-se esforços sistemáticos para detectá-Ios observacionalmente. O presente estudo, baseado no diagrama cor-magnitude indica que NGC1252 e NGC 2664 são prováveis candidatos ao fenômeno. NGC 1901 parece ser um elo entre um aglomerado aberto clássico e seus remanecentes. / ln the present work we study open clusters andjor loose stelIar groups in view of identifying probable late stages of open cluster dynamical evolution. The selection of stelIar groups was from a list of relatively concentrated and poorly populated probable candidates to open cluster remnants (Bica et aI. 2001 [7]). These candidates are located at relatively high galactic latitudes (lbl > 15°). The stelIar groups NGC 1252 and NGC 1901 are studied in the B and V bands with CCD photometry. The classical old open cluster M67 (NGC 2682) and the stelIar group NGC 2664 are studied in the J and H bands from the 2MASS survey. NGC 1252 consists of a concentration of about 20 stars centered ~ 20' north of the original New General Catalogue coordinates, and at the southwest edge ofthe large region previously assigned to this object in the literature. The colour-magnitude diagram of NGC 1252 suggests a turnoff and main sequence, and a total of 12 probable members.We simulated the Galactic field colour-magnitude diagrams in the directions of both stelIar groups. The field simulation for NGC 1252 is a poor match, suggesting that NGC 1252 is not a field fluctuation. lsochrone fitting to the probable members is consistent with a reddening E(B- V) = 0.02, a distance from the Sun de:)= 0.64 ± 0.07 Kpc (Z = -0.46 kpc) and an age 3 ± 1 Gyr. NGC 1252 connot be ruled out as a physical group with the available data. If so, evidence is found that it is not a classical open cluster, but rather an open cluster remnant. NGC 1901 is often described as an open cluster. We find a clear main sequence and NGC 1901 shares similarities with the Hyades. We derive E(B- V) = 0.04, de:)= 0.45 ± 0.04 kpc (Z= -0.23 kpc) and an age 0.6 ± 1 Gyr. NGC 1901 is conclusively a physical system, dynamicalIy comparable to or more evolved than the Hyades. The 2MASS infrared photometry is very recent, so we explore it by means of M67, which is used as comparison object. We investigate whether M67 and NGC2664 are related owing to the their angular proximity (~1°). To derive fundamental parameters for M67 we tested literature values, which we realized not to be perfectly established. We obtained for M67 E(J-H) = 0.0, de:) = 0.72 ± 0.07 kpc, and an age 3.5 ± Gyr. For NGC 2664 the colour-magnitude diagram suggests a main sequence, and 9 probable members. lsochrone fitting is compatible with E(J-H) = 0.0, de:)=0.69 ± 1, and an age 1.5 ± 0.5 Gyr. Statistical subtractions of surrounding field color-magnitude diagrams further support NGC 2664 as a physical stelIar group. If so, it appears to be an old disc open cluster remnant with about half the age of M67. For a more conclusive analysis astrometry, radial velocities and spectral types for alI probable members are required. Open clusters dynamically evolve and N-body simulations suggested that many remnants are expected close to dissolution. Only recently more systematic efforts have been made to observationalIy detect open cluster remnants. The present study based on the analysis of colour-magnitude diagrams indicates that NGC 1252 and NGC 2664 are probable candidates to the phenomenon. NGC 1901 appears to be a link between classical open clusters and their remnants.

As estrelas ZZ Cetis, também chamadas de DAVs, são anãs brancas com atmosfera de hidrogênio que mostram variabilidade fotométrica. Neste trabalho buscamos estudar a pureza, a existência ou não de variáveis e estrelas constantes com mesmas Tef e log g, e definir com melhor precisão os contornos da faixa de instabilidade das estrelas ZZ Cetis. Para isto realizamos observações de séries temporais fotométricas para identificar novas estrelas do tipo ZZ Ceti, e também obtivemos espectros óticos para determinação dos parâmetros atmosféricos (Tef e log g), utilizando modelos atmosféricos com convecção descrita pela teoria de comprimento de mistura, com ML2/® = 0, 6. Ao longo deste trabalho identificamos 3 novas estrelas do tipo ZZ Ceti, WDJ0000−0046, WDJ2334+0103 e WDJ1650+3010, dentre 67 para as quais não encontramos variabilidade até o nosso limite de detecção, próximo de 2 mma. Além disto estudamos a distribuição de massa através de espectrosóoticos de 170 estrelas, assim como a comparação destes resultados com outros publicados na literatura. Também analisamos a distribuição de massa de outras amostras de espectrosóticos de anãs brancas: 2253 espectros do Sloan Digital Sky Survey e 449 espectros do Two Degree Field. Em todas distribuições estudadas, observamos um aumento na massa das estrelas da faixa de instabilidade e as mais frias, região de temperatura onde aumentam a convecção e o número de partículas neutras. O aumento de massa observado provavelmente não é real, e sim provocado pela forma como são aproximadas as interações de partículas ionizadas com o campo elétrico (efeito Stark) e de partículas neutras (Van der Walls), nos modelos de atmosfera. A razão pela qual não propomos que o aumento de massa seja real é que os mesmos parâmetros atmosféricos, quando determinados pelas cores fotométricas, não apresentam este aumento. Um resultado de nossa análise é que a faixa de instabilidade das estrelas ZZ Cetis, determinada através de espectrosóticos de alta razão sinal/ruído, contém apenas estrelas variáveis em seu interior. Face á descoberta de estrelas variáveis com amplitudes de 1,5 mma, previamente classificadas como não variáveis, será necessário um estudo mais profundo de todas as estrelas classificadas como não observadas como variáveis (NOV) até o momento, reduzindo os limites de detecção para a faixa de 1 mma, para definirmos com precisão as bordas da faixa de instabilidade das ZZ Cetis. / ZZ Ceti are hydrogen atmosphere white dwarf stars that show photometric variability. In this work we study the purity and define with better precision the borders of the instability strip of the ZZ Cetis stars. We obtained times series photometric observations to identify new ZZ Ceti stars, and optical spectra for the determination of the atmospheric (Teff and log g) parameters, using atmospheric models with convection described by mixing length theory with ML2/® = 0.6. We identified 3 new ZZ Ceti stars: WDJ0000−0046, WDJ2334+0103, and WDJ1650+3010, among 67 stars for which we detected no variability up to our detection limit about 2 mma. We analyzed the mass distribution of the 170 stars we observed with S/N ¸ 70 optical spectra. We also studied the mass distribution of other samples of white dwarfs, 2253 spectra of Sloan Digital Sky Survey and 449 spectra of the Two Degree Field. In all studied distributions, we observed an increase in the mass determined for the stars cooler than the instability strip. This apparent increase occurs in a region where there is an increase in the depth of convection and in the number of neutral particles. We propose the increase in mass is not real, but caused by the form the Stark and Van der Walls broadenings are estimated in the atmospheric models. The reason we do not trust the mass increase is that the determination of masses using photometric colors, for the same stars, do not show such increase. One result from our research is that we find no constant stars inside the instability strip when we consider only our high S/N spectra. Considering the recent discovery of variable stars with amplitudes down to 1.5 mma, previously classified as not variables, we deem it necessary to restudy all stars not observed to vary around the instability strip, down to limits of 1 mma.

Orientadores: Jacobus Willibrordus Swart, Pierre Kaufmann / Dissertação (mestrado) - Universidade Estadual de Campinas, Faculdade de Engenharia Elétrica e de Computação / Made available in DSpace on 2018-08-22T19:46:53Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Fernandes_LuisOlavodeToledo_M.pdf: 8033391 bytes, checksum: 7b7a925bf8a485ca4f76b7c8380299b3 (MD5) Previous issue date: 2013 / Resumo: O telescópio solar submilimétrico operando nas freqüências de 212 e 405 GHz detectou uma nova componente espectral das emissões de explosões solares, com máximo em algum ponto da faixa Terahertz, simultaneamente com a conhecida componente espectral em microondas, trazendo sérios desafios para interpretação. O diagnostico deste tipo de emissão transiente em freqüências THz traz desafios tecnológicos que são objetivo deste estudo. Este projeto consiste em um estudo das características de filtros e sensores não refrigerados para aplicação em projeto aeroespacial na faixa Terahertz do espectro eletromagnético. Foram estudados e caracterizados detectores bolométrico, piroeletrico, e optoacustico, precedidos por filtros passa-baixa que suprimem a radiação na faixa do visível e infravermelho próximo do espectro eletromagnético, filtros passa-banda centrados na freqüência THz desejada, e modulador mecânico. O detector a célula de Golay mostrou ser o mais sensível. Foi selecionado para o protótipo de fotômetro THz que serviu para definir parâmetros de projeto para o modelo de vôo, para observação solar fora da atmosfera terrestre, em balões estratosféricos, satélites, ou estações no solo com atmosfera excepcionalmente transparente. O sistema foi concebido para observar todo o disco solar e detectar pequenas variações relativas de temperatura causadas por explosões em regiões especifica do Sol. Obteve-se mínima detectabilidade de variações relativas de temperatura da ordem de 1 K com resolução temporal de subsegundo / Abstract: The solar submillimeter-wave telescope, operating at 212 and 405 GHz frequencies detected a new flare spectral component emission, peaking in the THz range, simultaneously with the well known microwaves component, bringing challenging constrains for interpretation. The diagnostics of this kind of transient emission at THz frequencies also bring technical challenges, which are the subject of this study. The project consists in a study of the characteristics of filters and uncooled detectors for aerospace project application at THz range of the electromagnetic spectrum. Three types of uncooled sensors were tested: bolometric, pyroelectric, and optoacoustic, proceeded by low-pass filters to suppress the visible and infrared radiation, band-pass filter centered at THz frequency, and a chopper. The Golay cell sensor was considered the most sensible detector of all, and was selected for the photometer prototype THz system to observe the Sun outside the terrestrial atmosphere on stratospheric balloons or satellites, or at exceptionally transparent ground stations. The system was designed to observe the whole solar disk detecting small relative changes in input temperature caused by flares at localized positions of the Sun. The minimum relative temperature variation detected was about 1 K with subsecond time resolution / Mestrado / Eletrônica, Microeletrônica e Optoeletrônica / Mestre em Engenharia Elétrica

As estrelas Be compreendem uma grande faixa de massas e temperaturas. Por definição, são objetos de tipo B com classe de luminosidade entre V e III que apresentam, ou apresentaram alguma vez, linhas de Balmer em emissão (eventualmente metais uma vez ionizados) e/ou linhas com padrões de absorção shell, possivelmente formadas em um envelope circunstelar. Embora se saiba há muito tempo que esses objetos são rodadores rápidos e que giram pelo menos 1,5 a 2 vezes mais rápido do que as estrelas B normais, ainda é incerto se esses objetos são ou não em média rodadores crticos, não obstante as recentes observações interferométricas de HD 10144 (Achernar) (uma estrela Be tpica) indicarem se tratar de um rodador crtico. Devido às suas altas taxas de rotação, as quais originam distorções geométricas e distribuições não uniformes de temperatura dependentes da latitude estelar, os valores de velocidade de rotação derivados por métodos clássicos são sistematicamente subestimados. Além disso, os efeitos da rotação, aliados à presença do envelope circunstelar, mascaram as condições fsicas desses objetos, resultando em diferenças significativas em seus estágios evolutivos na seqüência principal. Neste trabalho apresentamos os resultados do estudo espectroscópico de estrelas Be em duas vertentes. Na primeira tratamos o tema da formação e estrutura do envelope circunstelar de estrelas Be, através das análises de duas estrelas, HD 127972 ( Cen) e HD 10144 (Achernar). Nesse estudo identificamos e caracterizamos seus modos de pulsação, os quais se constituem em um possvel mecanismo de perda de massa e formação do envelope. Além disso, estudamos a estrutura de seus envelopes circunstelares através da modelagem de perfis de Balmer em emissão. Na segunda vertente quantificamos as condições fsicas de 141 estrelas de campo, onde 114 são de tipo Be e 27 estrelas são B normais. Nesse estudo, comparamos os estágios evolutivos desses objetos obtidos através de métodos clássicos com os estágios evolutivos corrigidos dos efeitos da rotação elevada. Concluimos que o \"fenômeno Be\" pode ocorrer em todas as fases da evolução estelar na seqüência principal. / Be stars encompass a large mass and temperature range. By definition, they are B-type objects with luminosity classes V to III that have, or have shown at least once, Balmer lines in emission (eventually single-ionized metals) and/or lines with shell absorption patterns possibly formed in a circumstellar envelope. Though it has long been known that these objects are fast rotators and that they rotate at least 1.5 to 2 times faster than normal B stars, it is still uncertain whether or not these objects are in average critical rotators, although recent interferometric observations on Achernar (a typical Be star) pointed it out to be a critical rotator. Due to their high rotation rates which originate geometrical distortions and non-uniform temperature distributions dependent on the stellar latitude, the rotation velocity values derived from classical methods are systematically underestimated. Moreover, the rotation effects allied to the continuum emission due to the presence of a circumstellar envelope disguise the physical conditions of these objects, resulting in significative differences of their main-sequence evolutionary stages. In this work we present the results of the spectroscopic study of Be stars in two approaches. In the first one we treat the subject of formation and structure of the circumstellar envelope of Be stars through the analyses of two stars, HD 127972 ( Cen) and HD 10144 (Achernar). In this study we identify and characterize their pulsation modes, which constitute in a possible mechanism of mass loss and envelope formation. Moreover we study the structure of their circumstellar envelopes through the modeling of Balmer profiles in emission. In the second approach we quantify the physical conditions of 141 field stars, where 114 are Be-type stars and 27 stars are normal B stars. In this study, we compared the evolutionary stages of these objects obtained through classical methods with evolutionary stages corrected for high rotation effects. We conclude that the \"Be phenomenon\" can occur at whatever stage of the stellar evolution on the main sequence.

Uma simulação baseada em métodos Monte Carlo foi criada com o intuito de avaliar a potencialidade da utilização do espalhamento Compton em altas energias para a obtenção de medidas absolutas e de alta precisão da energia de fótons marcados. Esse método se baseia em medidas angulares dos produtos desse espalhamento para reconstruir a energia dos fótons incidentes, utilizando a cinemática do espalhamento Compton em aproximação de impulso. A simulação inclui vários efeitos relevantes à medida, como espalhamento múltiplo de elétrons, momento interno dos elétrons nos átomos do alvo, resolução do detetor e vários parâmetros geométricos do arranjo experimental. Através da simulação de um experimento que utiliza esse método para a calibração em energia de um feixe de fótons marcados, foi possível identificar duas fontes de erros sistemáticos. Métodos de análise que minimiza um desse erros sistemáticos foram desenvolvidos, bem como métodos para a criação de correções para as medidas de energia. Verificou-se que, pelo menos no arranjo experimental estudado, é possível obter medidas da energia dos fótons incidentes com precisão da ordem de 0.07%. / A simulation based on Monte Carlo methods was created in order to evaluate the potentiality of using Compton scattering at high energies to obtain high precision absolute measurements of tagged photon energies. This method is based on angular measurements of the scattering products to reconstruct the incident photon energy using the kinematics of Compton scattering in impulse approximation. The simulation includes several effects that are relevant to the measurement, such as electron multiple scattering, internal momentum of the electrons in the atoms of the target, detector resolution and several geometrical parameters of the experimental setup. Through simulation of an experiment that uses this method for energy calibration of a tagged photon beam, it was possible to identify two sources of systematic errors. Analysis methods that minimize one of these systematic errors were developed, as well as methods for the creation of corrections to the energy measurements. Our results show that, at least in the studied experimental setup, it is possible to obtain energy measurements with a precision in the order of 0.07%.

As galáxias espirais continuam desafiando as teorias que buscam explicar como o universo se tornou o que observamos hoje. Em especial, no contexto hierárquico de formação de estruturas, é difícil entender como as galáxias podem ser tão parecidas entre si, obedecendo a relações de escala tão estritas, apesar de suas diferentes histórias evolutivas. A fim de esclarecer algumas dessas perguntas, o projeto GHASP observou 203 galáxias na linha H-alfa, através de interferometria Fabry-Perot, construindo uma base de dados homogênea e de alta qualidade para estudos cinemáticos do universo local. Neste trabalho, buscamos complementar os resultados consolidados do GHASP, apresentando um estudo fotométrico para 173 destas galáxias na banda Rc. Os dados, provenientes de observações no telescópio de 1,2m do Observatório de Haute-Provence ou do projeto SDSS, foram cuidadosamente tratados com ferramentas de redução IRAF adaptados para a automação dos processos. Através do ajuste de elipses sobre as galáxias, foram obtidos perfis de brilho calibrados e magnitudes totais para as galáxias da amostra. A decomposição da luz destes perfis foi estudada através de um modelo exponencial para o disco e uma função de Sérsic para o bojo. Os resultados da decomposição bojo-disco foram utilizados para o estudo de relações de escala e correlações entre os diversos parâmetros medidos. Algumas das mais significativas correlações são detalhadas, como a relação entre os parâmetros de escala de bojo e disco, que reforçam o cenário de evolução secular das galáxias disco. Finalmente, com o auxílio dos resultados cinemáticos da literatura, apresentamos, pela primeira vez, a relação Tully-Fisher para a amostra do GHASP, na banda Rc. / The spiral galaxies still challenge the theories that try to explain how the universe has turned into what we see today. In particular, in the context of the hierarchical structure formation, it is difficult to understand how galaxies can be so similar, obeying such strict scaling relations, in spite of their distinct evolutionary histories. In order to clarify some of these questions, the GHASP project has observed 203 galaxies in the H-alpha line, through Fabry-Perot interferometry, and has built a homogeneous and high quality database for kinematical studies in the local universe. In the present work, we seek to supplement the GHASP project results, presenting a photometric study for 173 of those galaxies in the Rc band. The data, taken with the 1.2m telescope at Haute-Provence Observatory or extracted from the SDSS database, was carefully treated with customized IRAF routines for the automation of most of the jobs. By fitting ellipses over the galaxies, calibrated surface brightness profiles and total magnitudes were obtained for galaxies in the sample. Then, galaxy light decomposition techniques were employed using an exponential model for the disk and a Sérsic function for the bulge. The results of the bulge-disk decomposition were used for the study of scaling relations and correlations among the several measured parameters. A few of the most significant correlations were described, such as the relation between bulge and disc scale lengths, reinforcing the galaxy-disk secular evolutionary scenario. Finally, with the aid of kinematic results from the literature, we present, for the first time, the Tully-Fisher relation for the GHASP sample, in the Rc-band.

No presente trabalho foi estudada a viabilidade da fotometria em fase sólida usando cela de fluxo com caminho óptico de 3 mm e fotômetro de LED, para determinação de cobalto em suplementos vitamínicos digeridos em meio ácido. O método automatizado foi baseado na formação de um composto de cobalto(II) com o reagente cromogênico 1-(2\'-tiazolilazo)-2-naftol (TAN) retido em suporte sólido quimicamente modificado (C18) monitorado em 580 nm. O módulo de análise foi baseado no processo de multicomutação em fluxo. Após a definição das variáveis de controle, as amostras digeridas em meio ácido foram processadas. O procedimento permitiu a determinação de cobalto na faixa linear de 0,05 a 2,0 mg L-1. A precisão analítica, expressa como DPR, foi de 4,2% (n = 9) e freqüência de amostragem de 17 determinações por hora foram observadas. Os limites de detecção e quantificação foram estimados em 0,0166 e 0,055 mg L-1, respectivamente. / In the present work the viability of the solid phase photometry using a flow cell with optical pathway of 3 mm and a LED photometer for the determination o cobalt vitamin supplements digested in acidic medium was studied. The method automated was based on the compound formation of cobalt and the chromomeric reagent 1-(2\'-tiazolilazo)-2-naftol (TAN), which was immobilized on a solid support (C18) and monitored at 580 nm. The analysis module was based on the multicommutation flow analysis process. After definition of the variables control, samples digested in acid medium ware analyzed. The procedure allowed cobalt determination within the linear range 0.0 up to 2.0 mg L-1. The analytical precision, expressed as DPR, was 4.2 %, and the analytical frequency was 17 determinations per hour. Limit of detection and limit of determination were 0.0166 and 0.055 mg L-1, respectively.

Uma simulação baseada em métodos Monte Carlo foi criada com o intuito de avaliar a potencialidade da utilização do espalhamento Compton em altas energias para a obtenção de medidas absolutas e de alta precisão da energia de fótons marcados. Esse método se baseia em medidas angulares dos produtos desse espalhamento para reconstruir a energia dos fótons incidentes, utilizando a cinemática do espalhamento Compton em aproximação de impulso. A simulação inclui vários efeitos relevantes à medida, como espalhamento múltiplo de elétrons, momento interno dos elétrons nos átomos do alvo, resolução do detetor e vários parâmetros geométricos do arranjo experimental. Através da simulação de um experimento que utiliza esse método para a calibração em energia de um feixe de fótons marcados, foi possível identificar duas fontes de erros sistemáticos. Métodos de análise que minimiza um desse erros sistemáticos foram desenvolvidos, bem como métodos para a criação de correções para as medidas de energia. Verificou-se que, pelo menos no arranjo experimental estudado, é possível obter medidas da energia dos fótons incidentes com precisão da ordem de 0.07%. / A simulation based on Monte Carlo methods was created in order to evaluate the potentiality of using Compton scattering at high energies to obtain high precision absolute measurements of tagged photon energies. This method is based on angular measurements of the scattering products to reconstruct the incident photon energy using the kinematics of Compton scattering in impulse approximation. The simulation includes several effects that are relevant to the measurement, such as electron multiple scattering, internal momentum of the electrons in the atoms of the target, detector resolution and several geometrical parameters of the experimental setup. Through simulation of an experiment that uses this method for energy calibration of a tagged photon beam, it was possible to identify two sources of systematic errors. Analysis methods that minimize one of these systematic errors were developed, as well as methods for the creation of corrections to the energy measurements. Our results show that, at least in the studied experimental setup, it is possible to obtain energy measurements with a precision in the order of 0.07%.

A maioria dos medicamentos é formulada com excipientes e ingredientes farmacêuticos ativos (IFAs) na forma de sólidos por uma série de razões tais como facilidade de dispensação, estabilidade do medicamento, maior tempo de concentração plasmática da droga após dosagem, etc. Porém as formulações que se utilizam de IFAs sólidos possui um fato importante a ser relatado e, com destaque ultimamente, que é o fenômeno do polimorfismo, definido como a capacidade de um mesmo composto se arranjar de duas ou mais formas distintas no estado sólido, o que pode causar diferenças nas suas propriedades físicas e, consequentemente, acarretar sérios problemas para quem se utiliza destes medicamentos devido a variações inadvertidas da concentração sérica do IFA. O alendronato de sódio é um fármaco muito utilizado para o tratamento da osteoporose, doença relacionada com o desgaste do tecido ósseo e que acometem, em sua maioria, mulheres pós-menopausa. A literatura tem reportado diferentes polimorfos, ou formas sólidas, desse fármaco. Nesse trabalho foram estudadas duas dessas formas cristalinas, a anidra e a triidratada. Os estudos realizados demonstraram que as técnicas de DRXP (difração de raios X por pó), IV (infravermelho), DSC (calorimetria exploratória diferencial) e TG/DTA (análise termogravimétrica diferencial) foram capazes de, individualmente, diferenciar as duas formas. Assim, escolheu-se a DRXP para o estudo de duas amostras de matéria-prima e três medicamentos comerciais o referência (R), genérico (G) e o Similar (S) do alendronato de sódio. Os resultados obtidos comprovaram que a forma presente nas cinco amostras era a triidratada, a qual é a forma cristalina preconizada pela USP 34. Os resultados comprovaram ainda não haver indícios da presença da forma anidra. Com a avaliação de interconversão de fases entre as formas notou-se que a conversão da forma triidratada em anidra ocorre de forma mais rápida do que o mencionado na literatura e também a conversão da forma anidra em triidratada ocorre de maneira instantânea quando em presença de água. Os resultados mostraram ainda que a interconversão de fase se dá com modificação da estrutura cristalina. Assim, nesse trabalho foi proposto, pela primeira vez, um mecanismo de transição de fase cristalográfica envolvendo o processo de hidratação/desidratação do alendronato de sódio. Outro resultado relevante dessa dissertação foi à proposta de um método de quantificação alternativo do alendronato de sódio por meio de fotometria de chama. O método desenvolvido e validado, foi posteriormente aplicado no estudo da solubilidade em equilíbrio e da dissolução intrínseca discriminatória das duas formas do alendronato de sódio. Entre os meios testados, observou-se diferença significativa da solubilidade em equilíbrio entre as duas formas apenas em tampão acetato pH 6,0 (isento de íons sódio). Nesse meio foi realizada a dissolução intrínseca que mostrou ser discriminatório entre as formas. / Most drugs are formulated with excipients and active pharmaceutical ingredients (APIs) in solid for a number of reasons such as ease of dispensation of the medicine stability, longer duration of plasma drug concentration after dosing, etc. But the formulations that use solid IFAs have an important fact to be reported and, especially lately that is the phenomenon of polymorphism, defined as the ability of a compound to get the same two or more distinct solid state forms, which may cause differences in its physical properties and hence cause problems for those using these drugs due to inadvertent variations in serum concentration of the API. Alendronate sodium is a drug widely used for the treatment of osteoporosis related illness wear bone tissue and that affects mostly postmenopausal women. The literature has reported different polymorphs, or solid forms of this drug. In this work were study two of these crystalline forms, anhydrous and the trihydrate. The studies demonstrated that the XRPD technique (X-ray diffraction powder), IR (infrared), DSC (differential scanning calorimetry) and TG/DTA (differential thermogravimetric analysis) were able to individually distinguish between the two forms. Thus we chose to study XRPD for two samples of raw material and three commercial reference drug (R), generic (G) and similar (S) of sodium alendronate. The results showed that the form present in the five samples was trihydrate, which the crystalline form is recommended by USP 34. The results also have shown no evidence of the presence of anhydrous form. With the assessment phases interconversion between the forms was noted that the conversion of trihydrate in anhydrous form occurs faster than mentioned in the literature and also the conversion of the anhydrous form of trihydrate occurs instantaneously when the presence of water . The results also showed that the phase interconversion occurs with modification of the crystalline structure. Thus, this work was proposed for the first time, a crystallographic phase transition mechanism involving the process of hydration / dehydration of sodium alendronate. Another important result of this dissertation was the proposal of an alternative method of quantification of alendronate sodium by flame photometry. The developed and validated method was subsequently applied to the solubility of study in balance and discriminatory intrinsic dissolution of the two of alendronate sodium forms. Among the tested media, there was a significant difference in the solubility equilibrium between the two forms only in acetate buffer pH 6.0 (sodium free ions). The intrinsic dissolution showed discriminate between that forms this medium was performed. / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior - CAPES

Neste trabalho, estudamos dois aglomerados globulares, o NGC 6397 com módulo de distância (m- M) = 12,03 ± 0,06 mag e o NGC288 com módulo de distância (m- M) = 14,57 ± 0,08 mag. Para o NGC6397, realizamos um estudo fotométrico em UBV com dados do ESO-VLT, obtendo a função de luminosidade corrigida por completeza. Observamos que próximo à região cent ral do aglomerado, a função de luminosidade apresenta uma maior densidade de estrelas brilhantes do que a região mais externa. Calculamos os modelos projetado e deprojetado cobrindo todo o aglomerado. As formas dos perfis de brilho de superfície e densidade de número mostraram redução de luminosidade, demonstrando assim a segregação de massa. Assumindo a massa média total, estimamos o número de estrelas deste aglomerado. Para as séries temporais obtidas com o ESO-VLT, com rv 11 h de imagens fotométricas ut ilizando o imageador FORS2 distríbuidas ao longo de duas noites consecut ivas, realizamos uma inspeção no aglomerado globular NGC 6397 para determinar a fração de estrelas variáveis. Analisando 9 868 curvas de luz de estrelas mais brilhantes do que magtútude 23 no filtro 465-nm, identificamos 412 novas estrelas variáveis com escala de tempos entre 0,004 e 2 dias. Além disso, realizamos uma análise da. já conhecida binária eclipsante V4 no NGC6397, obtendo massas Mp = 0,76 ± 0,02 M0 e Ms = 0,73 ± 0,02 M0 para as componentes primária e secundária e raios de Rp = 1,01± 0,10 R0 and Rp = 0,99 ± 0,10 R0. Analisando curvas de luz de 12 438 estrelas do NGC 288, descobrimos duas novas estrelas variáveis. Pela posição no Diagrama Cor-Magtútude, pelas características de variabilidade, classificamos as novas estrelas como SX Phe. Utilizamos os períodos de seis SX Phe já conhecidas anteriormente e das duas novas descobertas para. estudar a relação período-luminosidade. / In t his work, we studied two globular clusters, NGC 6397 with distance modulus (m-M) = 12.03 ± 0.06 mag and the NGC 288 with distance modulus (m-M) = 14.57 ± 0.08 mag. For NGC6397, we conducted a UBV photometric study with ESO-VLT data, obtaining the luminosity function corrected for completeness. We observe that near the central region of the cluster, the luminosity function has a greater density than the bright stars in the externai region. We estimate the models projected and deprojected covering ali cluster. T he shapes of surface brightness profiles and number density showed reduced luminosity, thus demonstrating the mass segregation. Assuming the average total mass, we estimate the number of stars of this cluster. For the t ime series obtained with the ESO-VLT, with rv 11 h photometric images using imaging FORS2 distributed over two consecut ive nights, we detennined the fraction of variable stars with mass. Analyzing 9 868 light cmves of stars brighter than magnitude 23 in the filter 465-nm, we identified 412 new variable stars with scale t imes between 0.004 and 2days. In addit ion, we analysed of aJready known eclipsing binary V4 in NGC6397, obtaining masses Mp = 0.76 ± 0.02 M0 and Ms = 0.73 ± 0.02!\,10 for the primary and secondary components and radii R,= 1.01± 0. 10~ and R,= 0.99 ± 0. 1 0~. AnaJyzing 12438 light cmves of NGC 288 stru·s , we discovered two new vru·iable stars. The position in the CMD and the chru·acteristics variabilit ies, we classified the new stru·s as SX Phe. We use the redetermined periods of six SX Phe already known and two new discoveries to study the period-lmn inosity relation.