Made available in DSpace on 2015-05-14T12:14:12Z (GMT). No. of bitstreams: 1 arquivototal.pdf: 2241811 bytes, checksum: d494ba9e01bd7d249facca38063cf6ba (MD5) Previous issue date: 2014-04-30 / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior - CAPES / Theories of extra dimensions have been extensively studied in recent years with the original intention of solving the hierarchy problem. Among the models of extra dimensions we can mention the braneworld models, more precisely, the Randall-Sundrum model, which considers our universe as a brane embedded in an ambient space with an extra dimension of infinite size. The fundamental aspect of the brane models is that matter and fields are confined in a hypersurface and only gravity has access to all dimensions. Thus, observational tests involving gravity may provide a way of verifying the existence of extra dimensions. With this idea in mind, in this work, we find black hole solutions in a regularized version of a RSII type brane and then we consider two classical tests of general relativity to these solutions. We studied the in uence of transversal movement in the four-dimensional path of the particles. We note that the de ection of light and the time delay, in this scenario, depend on the energy ( frequency ) of the light signal and can, therefore, give rise to the phenomenon of gravitational rainbow. We also discuss a model of thick branes known as the split fermion model. In this model electrons and protons are located on di¤erent hypersurfaces of the brane. We found that, in the presence of a gravitational eld generated by a massive body, these particles will experience di¤erent four-dimensional geometries. This violation of the equivalence principle, from the viewpoint of four-dimensional observers, produces interesting phenomena as, for instance, the gravitational induction of an electric dipole in a hydrogen atom. We veri ed that the Hamiltonian that describes this e¤ect has the same form of the Stark Hamiltonian, i.e., H = ~A ~r, where the tidal acceleration ~A(due to the separation of electron and proton in the extra dimension) substitutes the electric eld and the reduced mass atom replaces the electric charge. / Teorias de dimensões extras têm sido amplamente estudadas nos últimos anos, com o intuito original de resolver o problema da hierarquia. Entre os modelos de dimensões extras podemos citar o modelo de branas Randal-Sundrum, que trata o nosso universo como uma brana imersa em um espaço ambiente com uma dimensão extra de comprimento infinito. O aspecto fundamental do cenário de branas é que a matéria e os campos estão confinados em uma hipersuperfície e, apenas, a gravidade tem acesso a todas as dimensões. Sendo assim, testes observacionais envolvendo a gravitação podem oferecer meios de se verificar a existência das dimensões extras. Com esta ideia em mente, neste trabalho, encontramos soluções de buracos negros em uma versão regularizada de uma brana (ou seja, com espessura) do tipo RSII e aplicamos, então, dois testes clássicos da relatividade geral para estas soluções de buracos negros, estudando a influência do movimento transversal nas trajetórias quadrimensionais das partículas. Constatamos que o desvio da luz e o atraso temporal, neste cenário, passam a depender da energia (frequência) do sinal luminoso, podendo, portanto, dar origem ao fenômeno de arco-íris gravitacional. Discutimos também um modelo de branas com espessura, conhecido como modelo de separação de férmions, formulado com o propósito de explicar a estabilidade do próton sem recorrer a algum tipo de simetria. Neste modelo, elétrons e prótons estão localizados em diferentes hipersuperfícies da brana. Verificamos que na presença de um campo gravitacional gerado por um corpo massivo, estas partículas irão sentir diferentes geometrias quadrimensionais. Esta aparente violação do princípio da equivalência, do ponto de vista de observadores quadrimensionais, produz interessantes fenômenos como, por exemplo, a indução, pela gravidade, de um dipolo elétrico em um átomo de Hidrogênio. Verificamos que a Hamiltoniana que descreve este efeito tem a mesma forma da Hamiltoniana de Stark, ou seja, H = ~A ~r, onde a aceleração de maré ~A (devido à separação de elétron e próton na dimensão extra) está no lugar do campo elétrico e a massa reduzida do átomo substitui a carga elétrica.

O desmonte de rocha com uso de explosivos, aplicado à extração subterrânea de recursos minerais é uma tarefa impar que exige perícia e planejamento detalhado. Nesse contexto, essa dissertação tem sua relevância devido à apresentação de metodologias que visam aprimorar os processos envolvidos com o desmonte de rocha com uso de perfurações radiais, aplicado ao método de mineração subterrânea câmaras transversais, variante do método sublevel stoping. Para cumprir esse objetivo foram estabelecidas metodologias embasadas na utilização de registros sismográficos dos desmontes, mapeamento por laser das câmaras de lavra, registros operacionais da mina estudada. As metodologias aplicadas nas operações de mina incluíram: a segregação entre as atividades de perfuração e desmonte de rocha para assim aprimorar o ciclo operacional, a implantação de desmontes massivos como forma de aumentar a taxa de produção. A mudança na geometria das câmaras, a fim preservar o teto das mesmas. Um experimento com diferentes arranjos de retardo nos desmontes, como forma de determinar a configuração temporal menos nociva em termos de vibração, e por fim, a aplicação de uma nova malha de perfuração baseada no método dos triângulos reorientados de Hagan (1988), que visava diminuir a necessidade de perfuração e melhorar a distribuição energética dos desmontes em leque. As modificações propostas geraram resultados positivos, respectivamente quanto: aumento da eficiência dos ciclos de perfuração em 49% e aumento de 54% na produtividade das câmaras no período estudado, devido a implementação de desmontes massivos somados a segregação das atividades de perfuração e desmonte. Observou se a diminuição significativa da sobre-quebra (back break) do teto, da mesma forma os danos aos cabos de ancoragem (cable-bolts) foram reduzidos, resultados estes oriundos das modificações na geometria das câmaras. Os testes com diferentes arranjos de retardos demonstraram que o arranjo: 50ms entre furos e 200ms entre linhas, gerou a menor intensidade de vibração. O teste com o padrão de perfuração baseado na técnica de Hagan apresentou melhor índice de perfuração específica, porém, resultou em uma recuperação menor do que a média usual das câmaras, (76% contra 85%). Pode-se concluir que as metodologias propostas foram validas como medidas de aprimoramento das operações de perfuração e desmonte de rocha, a exceção da técnica dos triângulos reorientados de Hagan. Também foi possível concluir que a razão entre os valores de retardos intra linhas (L-L) e intra furos (F-F) influi diretamente na intensidade de vibração. / The blasting of rocks, applied to the underground extraction of mineral resources is a difficult task that requires expertise and detailed planning. In this context, this dissertation has its relevance due to the presentation of methodologies that aim to improve the processes involved with the blasting of rocks utilizing ring drilling, applied to the underground mining method transversal stopes, a variant of the method sublevel stoping. To fulfill this objective, methodologies based on the use of seismographic records of the blasting events, laser scanners of the stopes and operational records of the mine were used, as well as the use of Micromine software. The methodologies applied in mine operations included: segregation between rock drilling and blasting activities to improve the operational cycle, the implantation of the concept of mass blasting as a way to increase the production rate, the change in the drilling pattern in order to preserve the roof of the stopes, an experiment with different arrangements of delays for the blasting, as a way to determine the less harmful configuration in terms of vibration and finally the application of a new drilling pattern based on the reoriented triangles method of Hagan (1988), which aimed to reduce the need for drilling and to improve the energy distribution of the rings of drilling. The proposed modifications generated positive results, respectively: increase in the efficiency of the drilling cycles by 49% and a 54% increase in the productivity of the studied period, due to the implementation of mass blasting concept added to the segregation of drilling and blasting activities. It was observed that the significant decrease of the back break of the roof, in the same way the damages to the cables of reinforcement (cable-bolts) were reduced, as a result from the modifications in the drillings. The tests with different delay arrangements showed that the arrangement: 50ms between holes and 200ms between rows, generated the lowest vibration intensity. The Hagan technique-based drilling test showed a better specific drilling index, but resulted in a lower ore recovery than the usual to the stopes mean (76% vs. 85%). It can be concluded that the proposed methodologies were valid as measures of improvement of the operations of drilling and blasting of rock, except for the technique of the reoriented triangles of Hagan. It was also possible to conclude that the ratio between inter ring and inter-hole delays directly influences the vibration intensity.

Ventos (em inglês outflows) de ampla abertura e larga escala sâo uma característica comum em galáxias ativas, como as galáxias Seyfert. Em sistemas como este, onde buracos negros supermassivos (em inglês super massive black holes, SMBHs) de núcleos galácticos ativos de galáxias (em inglês active galactic nuclei, AGN) coexistem com regiões de formação estelar (em inglês star forming, SF), nâo está claro das observações se o AGN SMBH ou o SF (ou ambos) são responsaveis pela indução desses ventos. Neste trabalho, estudamos como ambos podem influenciar a evolução da galáxia hospedeira e seus outflows, considerando galáxias tipo Seyfert nas escalas de kilo-parsec (kpc). Para este objetivo, estendemos o trabalho anterior desenvolvido por Melioli & de Gouveia Dal Pino (2015), que considerou ventos puramente hidrodinâmicos impulsionados tanto pela SF quanto pelo AGN, mas levando em conta para este último apenas ventos bem estreitos (colimados). A fim de obter uma melhor compreensão da influencia (feedback) desses mecanismos sobre a evolução da galáxia e seus outflows, incluímos também os efeitos de ventos de AGN com maior ângulo de abertura, já que ventos em forma de cone podem melhorar a interação com o meio interestelar da galáxia e assim, empurrar mais gás nos outflows. Além disso, incluímos também os efeitos dos campos magnéticos no vento, já que estes podem, potencialmente, ajudar a preservar as estruturas e acelerar os outflows. Realizamos simulações tridimensionais magneto-hidrodinâmicas (MHD) considerando o resfriamento radiativo em equilíbrio de ionização e os efeitos dos ventos do AGN com dois diferentes ângulos de abertura (0º e 10º) e razões entre a pressão térmica e a pressão magnética beta=infinito, = 300 e 30, correspondentes a campos magnéticos 0, 0,76 micro-Gauss e 2,4 micro-Gauss respectivamente. Os resultados de nossas simulações mostram que os ventos impulsionados pelos produtos de SF (isto é, pelas explosões de supernovas, SNe) podem direcionar ventos com velocidades 100-1000 km s¹, taxas de perda de massa da ordem de 50 Massas solares/ano, densidades de ~1-10 cm-3 e temperaturas entre 10 e 10 K, que se assemelham às propriedades dos denominados absorvedores de calor (em inglês warm absorbers, WAs) e também são compatíveis com as velocidades dos outflows moleculares observadas. No entanto, as densidades obtidas nas simulações são muito pequenas e as temperaturas são muito grandes para explicar os valores observados nos outflows moleculares (que têm n ~150-300 cm³ e T<1000 K). Ventos colimados de AGN (sem a presença de ventos SF) também são incapazes de conduzir outflows, mas podem acelerar estruturas a velocidades muito altas, da ordem de ~10.000 km s¹ e temperaturas T> 10 K, tal como observado em ventos ultra rapidos (em inglês, ultra-fast outflows, UFOs). A introdução do vento de AGN, particularmente com um grande ângulo de abertura, causa a formação de estruturas semelhantes a fontes galácticas. Isso faz com que parte do gás em expansão (que está sendo empurrado pelo vento de SF) retorne para a galáxia, produzindo um feedback \'positivo\' na evolução da galáxia hospedeira. Descobrimos que esses efeitos são mais pronunciados na presença de campos magnéticos, devido à ação de forças magnéticas extras pelo vento AGN, o qual intensifica o efeito de retorno do gás (fallback), e ao mesmo tempo reduz a taxa de perda de massa nos outflows por fatores de até 10. Além disso, a presença de um vento de AGN colimado (0º) causa uma remoção significativa da massa do núcleo da galáxia em poucos 100.000 anos, mas este é logo reabastecido pelo de gás acretante proveniente do meio interestelar (ISM) à medida que as explosões de SNe se sucedem. Por outro lado, um vento de AGN com um grande ângulo de abertura, em presença de campos magnéticos, remove o gás nuclear inteiramente em alguns 100.000 anos e não permite o reabastecimento posterior pelo ISM. Portanto, extingue a acreção de combustível e de massa no SMBH. Isso indica que o ciclo de trabalho desses outflows é de cerca de alguns 100.000 anos, compatível com as escalas de tempo inferidas para os UFOs e outflows moleculares observados. Em resumo, os modelos que incluem ventos de AGN com um ângulo de abertura maior e campos magnéticos, levam a velocidades médias muito maiores que os modelos sem vento de AGN, e também permitem que mais gás seja acelerado para velocidades máximas em torno de ~10 km s¹, com densidades e temperaturas compatíveis com aquelas observadas em UFOs. No entanto, as estruturas com velocidades intermediárias de vários ~100 km s¹ e densidades até uns poucos 100 cm³, que de fato poderiam reproduzir os outflows moleculares observados, têm temperaturas que são muito grandes para explicar as características observadas nos outflows moleculares, que tem temperaturas T< 1000 K. Além disso, estes ventos de AGN não colimados em presença de campos magnéticos entre T< 1000 K. Alem disso, estes grandes ventos AGN de angulo de abertura em fluxos magnetizados reduzem as taxas de perda de massa dos outflows para valores menores que aqueles observados tanto em outflows moleculares quanto em UFOs. Em trabalhos futuros, pretendemos estender o espaço paramétrico aqui investigado e também incluir novos ingredientes em nossos modelos, como o resfriamento radioativo fora do equilíbrio, a fim de tentar reproduzir as características acima que não foram explicadas pelo modelo atual. / Large-scale broad outflows are a common feature in active galaxies, like Seyfert galaxies. In systems like this, where supermassive black hole (SMBH) active galactic nuclei (AGN) coexist with star-forming (SF) regions it is unclear from the observations if the SMBH AGN or the SF (or both) are driving these outflows. In this work, we have studied how both may influence the evolution of the host galaxy and its outflows, considering Seyfert-like galaxies at kilo-parsec (kpc) scales. For this aim, we have extended previous work developed by Melioli & de Gouveia Dal Pino (2015), who considered purely hydrodynamical outflows driven by both SF and AGN, but considering for the latter only very narrow (collimated) winds. In order to achieve a better understanding of the feedback of these mechanisms on the galaxy evolution and its outflows, here we have included the effects of AGN winds with a larger opening angle too, since conic-shaped winds can improve the interaction with the interstellar medium of the galaxy and thus push more gas into the outflows. Besides, we have also included the effects of magnetic fields in the flow, since these can potentially help to preserve the structures and speed up the outflows. We have performed three-dimensional magneto-hydrodynamical (MHD) simulations considering equilibrium radiative cooling and the effects of AGN-winds with two different opening angles (0º and 10º), and thermal pressure to magnetic pressure ratios of beta=infinite, 300 and 30 corresponding to magnetic fields 0, 0.76 micro-Gauss and 2.4 micro-Gauss, respectively. The results of our simulations show that the winds driven by the products of SF (i.e., by explosions of supernovae, SNe) alone can drive outflows with velocities ~100-1000 km s¹, mass outflow rates of the order of 50 Solar Masses yr¹, densities of ~1-10 cm³, and temperatures between 10 and 10 K, which resemble the properties of warm absorbers (WAs) and are also compatible with the velocities of the observed molecular outflows. However, the obtained densities from the simulations are too small and the temperatures too large to explain the observed values in molecular outflows (which have n ~ 150-300 cm³ and T<1000 K). Collimated AGN winds alone (without the presence of SF-winds) are also unable to drive hese outflows, but they can accelerate structures to very high speeds, of the order of ~ 10.000 km s¹, and temperatures T> 10 K as observed in ultra-fast outflows (UFOs). The introduction of an AGN wind, particularly with a large opening angle, causes the formation of fountain-like structures. This makes part of the expanding gas (pushed by the SF-wind) to fallback into the galaxy producing a \'positive\' feedback on the host galaxy evolution. We have found that these effects are more pronounced in presence of magnetic fields, due to the action of extra magnetic forces by the AGN wind producing enhanced fallback that reduces the mass loss rate in the outflows by factors up to 10. Furthermore, the presence of a collimated AGN wind (0º) causes a significant removal of mass from the core region in a few 100.000 yr, but this is soon replenished by gas inflow from the interstellar medium (ISM) when the SNe explosions fully develop. On the other hand, an AGN wind with a large opening angle in presence of magnetic fields is able to remove the nuclear gas entirely within a few 100.000 yr and does not allow for later replenishment. Therefore, it quenches the fueling and mass accretion onto the SMBH. This indicates that the duty cycle of these outflows is around a few 100.000 yr, compatible with the time-scales inferred for the observed UFOs and molecular outflows. In summary, models that include AGN winds with a larger opening angle and magnetic fields, lead to to be accelerated to maximum velocities around 10 km s¹ (than models with collimated AGN winds), with densities and temperatures which are compatible with those observed in UFOs. However, the structures with intermediate velocities of several ~100 km s¹ and densities up to a few 100 cm3, that in fact could reproduce the observed molecular outflows, have temperatures which are too large to explain the observed molecular features, which have temperatures T<1000 K. Besides, these large opening angle AGN winds in magnetized flows reduce the mass loss rates of the outflows to values smaller than those observed both in molecular outflows and UFOs. In future work, we intend to extend the parametric space here investigated and also include new ingredients in our models, such as non-equilibrium radiative cooling, in order to try to reproduce the features above that were not explained by the current model.

The present-day interest in gravitational waves, justified by the recent direct detections made by LIGO, is opening the exciting possibility to answer many questions regarding General Relativity in extreme situations. One of these questions is whether black hole are &ndash; indeed &ndash; described totally by their mass, charge and angular momentum or whether they can have additional long-range hair. This project is concerned with this question. We aim at studying the influence of additional structure on the black hole horizon in the form of long-range hair by studying linearized Einstein equation the solutions when perturbed. More precisely, we will study the Schwarzschild solution, pierced by an infinitely long and thin cosmic string such that the space-time possesses a global deficit angle. Quasi-normal modes are believed to dominate the gravitational wave emission during the ring down phase of an excited black hole that would e.g. be the result of a merger of two ultra-compact objects, therefore linearized perturbations can be considered. With the advent of gravitational wave astronomy the proposed study will be very important when reconstructing the source of the detected gravitational wave signals. / O atual interesse em ondas gravitacionais, justificado pelas detecções diretas feitas pela colaboração LIGO recentemente, está abrindo a excitante possibilidade de responder várias questões a respeito da Relatividade Geral em condições estremas. Uma dessas questões é se buracos negros são &ndash; realmente &ndash; totalmente discritos apenas por sua massa, carga e momento angular ou se eles podem ter os chamados cabelos de longo alcance adicionais. Nosso projeto se preocupa em responder esta pergunta. Nosso objetivo está em estudar a influência de uma estrutura adicional no horizonte de eventos de um buraco negro através do comportamento da equação linearizada de Einstein quando a solução é perturbada. Mais precisamente, nós estudaremos a solução de Schwarzschild atravessada por uma corda cósmica infinitamente fina, tal corda faz com que o espaço-tempo tenha um hiato angular em seu plano equatorial. Acredita-se que modos quasi-normais dominem a emissão de ondas gravitacionais durante a fase de ringing down de buracos negros excitados que podem, por exemplo, se originar da colisão de objetos ultra compactos, portanto perturbações lineares podem ser consideradas. Com o advento da astronomia através de ondas gravitacionais o estudo proposto será importante para que se possa reconstruir a origem de sinais detectados.

CoordenaÃÃo de AperfeiÃoamento de Pessoal de NÃvel Superior / Apresentamos desigualdades do tipo Penrose e um teorema de massa positiva para buracos negros carregados, isto Ã, dados iniciais para soluÃÃes tempo-simÃtricas das equaÃÃes de Einstein-Maxwell, que podem ser isometricamente mergulhados no espaÃo euclidiano como grÃficos. As demonstraÃÃes usam uma fÃrmula integral para massa ADM de tais hipersuperfÃcies e o fluxo pela curvatura mÃdia inversa. / We present Penrose-type inequalities and a positive mass theorem to charged black roles, ie, initial data for time-symmetric solutions of the Einstein-Maxwell equations, which can be isometrically immersed in Euclidean space as graphics. The statements use an integral formula for the ADM mass of such hypersurfaces and the inverse mean curvature flow.

Orientador: Prof. Dr. André Gustavo Scagliusi Landulfo / Dissertação (mestrado) - Universidade Federal do ABC, Programa de Pós-Graduação em Física, 2017. / A descoberta do comportamento termodinâmico de buracos negros no contexto da teoria quântica de campos em espaços-tempos curvos deu origem a diversas questões, dentre elas onde estão e quais são os graus de liberdade associados a entropia dos mesmos. Nessa dissertação estudamos esse tópico propondo que, se não toda, alguma parte desta entropia é devida ao emaranhamento entre os graus de liberdade, internos e externos ao buraco, dos campos quânticos presentes no espaço-tempo. / The discovery of thermodynamic behavior of black holes in the context of quantum field theory in curved spacetimes has given rise to several issues, among them where and what are the degrees of freedom associated to their entropy. In this dissertation we study this topic proposing that, if not all, some of this entropy is due to the entanglement between degrees of freedom, internal and external to the hole, of quantum fields present in the spacetime.

Investigamos os efeitos das excitações duas partículas-dois buracos no espalhamento inelástico de elétrons na região quase-elástica. As funções resposta nuclear longitudinal são obtidas na aproximação do gás de Fermi não ideal. Os aspectos novos do tratamento apresentado, envolvem a escolha de técnicas de discretização que permitem a solução do problema através da inversão sucessiva de matrizes numéricas. Os resultados numéricos são obtidos para o núcleo do 56Fe e a soma coulombiana é calculada. Em seguida, a seção de choque de espalhamento quase-livre é obtida através da teoria de reações de Feshbach e a representação óptica de fundo. Este tratamento separa a seção de choque en partes lisa e de flutuação. A contribuição de flutuação é expressa em termos de potenciais ópticos usando a teoria de Kerman e McVoy. / We investigate the effects of two particle-two hole excitations on inelastic electron scattering in the quasi-elastic region. The longitudinal nuclear response functions are obtained in the framework of the Fermi gas model. The new aspects of this treatment, involve the choice of discretization techniques that allow for the solution of the problem through sucessive numerical matrix inversion. Numerical results are obtained for the 56Fe nucleus and the coulomb sum is calculated. The quasi-free scattering cross section is next obtained using the Feshbach rec- tions theory and the optical-background representation. This treatment separates the cross section into smooth and fluctuating parts. The fluctuation contribution is expressed in terms of optical potentials using the theory of Icerman and McVoy.

Submitted by Biblioteca do Instituto de Física (bif@ndc.uff.br) on 2017-05-26T20:14:25Z No. of bitstreams: 1 TeseFranciscoLustosa.pdf: 726667 bytes, checksum: b1704d3cae6ec9a91da3b57f936bc53b (MD5) / Made available in DSpace on 2017-05-26T20:14:25Z (GMT). No. of bitstreams: 1 TeseFranciscoLustosa.pdf: 726667 bytes, checksum: b1704d3cae6ec9a91da3b57f936bc53b (MD5) / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior / Neste trabalho estudamos o problema do Buraco Negro (BN) em um região contendo um Monopolo Global em uma teoria de gravidade f(R). Utilizando o formalismo da métrica, obtemos as equações de campo em termos de [Fórmula] e assumimos que F(R) seja uma fun c~ao de grau n da coordenada radial. Adotando uma aproximação, conseguimos obter soluções do tipo BN e analisamos suas quantidades termodinâmicas, como temperatura local, energia e capacidade térmica para qualquer n. Comparamos os resultados obtidos com o caso do BN de Scharzschild com um Monopo Global e também observamos se há influência do grau n nos efeitos termodinâmicos. / In this work we study the problem of a Black Hole (BH) in a region containing a Global Monopole in a f(R) gravity. We use the metric formalism to obtain the eld equations in terms of [Formula] and assume that F(R) is a n-degree function of the radial coordinate. Adopting an aproximation, we obtain BH solutions and analise the resulting thermodynamical quantities, such as local temperature, energy and heat capacity for all n's. We compare the results with the ones obtaines in the case of the Scharzschild BH with a Global Monopole and observe if there is an in uence of the degree n in the thermodynamical e ects.

[pt] Coberturas de um disco quadriculado com buracos D são contados de acordo com volume (na variável formal q) e fluxo (em p1, p2, ..., pN). Consideramos propriedades algébricas dos resultados gerados pela função F (p1, p2, ..., pN, q). Para números fixos p2, ..., pN, q > 0 o polinômio f(p1) = F(p1, p2, ..., pN, q) tem todas as raízes reais (e negativas). / [en] Tilings of a quadriculated disk with holes D are counted according to vol- ume (in the formal variabel q) and flux (in p1; p2;... pN). We consider algebraic properties of the resulting generating function D (p1; p2; ...; pk; q). For p1; p2; ...; bpi; ...; pn; q > 0 the polynomial f(pi) = D (p1; p2; ... ; pi; ...; pn; q) has all roots real numbers (and negative).

Multiple coherent supernova explosions (SNe) in an OB association can produce a strong shock that moves through the interstellar medium (ISM). These shocks fronts carve out hot and tenuous regions in the ISM known as superbubbles. The density contour plot at three different times (0.5 Myr (left panel), 4 Myr (middle panel), 9.5 Myr (right panel)) showing different stages of superbubble evolution for n0 = 0.5 cm−3, z0 = 300 pc, and for NOB = 104. This density contour plot is produced using ZEUS-MP 2D hydrodynamic simulation with a resolution of 512 × 512 with a logarithmic grid extending from 2 pc to 2.5 kpc. For a detailed description of this figure, see Roy et. al., 2015. The evolution of a superbubble is marked by different phases, as it moves through the ISM. Consider an OB association at the center of a disk galaxy. Initially the distance of the shock front is much smaller than the disk scale height. The superbubble shell sweeps up the ISM material, and once the amount of swept up material becomes comparable to the ejected material during SNe, the superbubble enters a self-similar phase (analogous to the Sedov-Taylor phase of individual SNe). As the superbubble shell sweeps up material, its velocity decreases, and thus the corresponding post-shock temperature drops. At a temperature of ∼ 2 × 105 K (where the cooling function peaks), the superbubble shell becomes radiative and starts losing energy via radiative cooling. This radiative phase is shown in the left panel of Figure 1. The superbubble shell starts fragmenting into clumps and channels due to Rayleigh-Taylor instabilities (RTI) (which is seeded by the thermal instability; for details see Roy et. al., 2013) when the superbubble shell crosses a few times the scale height. This is represented in the middle panel of the same figure. At a much later epoch, RTI has a strong effect on the shell fragmentation and the top of the bubble is completely blown off (the right panel). In the first chapter of the thesis (reported in Sharma et. al., 2014), we show using ZEUS-MP hydrodynamic simulations that an isolated supernova loses almost all its mechanical energy within a Myr whereas superbubbles can retain up to ∼ 40% of the input energy over the lifetime of the starcluster (∼ few tens of Myr), consistent with the analytic estimate of the second chapter. We also compare different recipes (constant luminosity driven model (LD model), kinetic energy driven model (KE model) to implement SNe feedback in numerical simulations. We determine the constraints on the injection radius (within which the SNe input energy is injected) so that the supernova explosion energy realistically couples to the interstellar medium (ISM). We show that all models produce similar results if the SNe energy is injected within a very small volume ( typically 1–2 pc for typical disk parameters). The second chapter concentrates on the conditions for galactic disks to produce superbubbles which can give rise to galactic winds after breaking out of the disk. The Kompaneets formalism provides an analytic expression for the adiabatic evolution of a superbubble. In our calculation, we include radiative cooling, and implement the supernova explosion energy in terms of constant luminosity through out the life-time of the OB stars in an exponentially stratified medium (Roy et. al., 2013). We use hydrodynamic simulations (ZEUS-MP) to determine the evolution of the superbubble shell. The main result of our calculation is a clear demarcation between the energy scales of sources causing two different astrophysical phenomenon: (i) An energy injection rate of ∼ 10−4 erg cm−2 s−1 (corresponding Mach number ∼ 2–3, produced by large OB associations) is relevant for disk galaxies with synchrotron emitting gas in the extra-planar regions. (ii) A larger energy injection scale ∼ 10−3 erg cm−2 s−1, or equivalently a surface density of star formation rate ∼ 0.1 M⊙ yr−1 kpc−2 corresponding to superbubbles with high Mach number (∼ 5–10) produces galactic-scale superwinds (requires superstar clusters to evolve coherently in space and time). The stronger energy injection case also satisfies the requirements to create and maintain a multiphase halo (matches with observations). Roy et. al., 2013 also points out that Rayleigh-Taylor instability (RTI) plays an important role in the fragmentation of superbubble shell when the shell reaches a distance approximately 2–3 times the scale-height; and before the initiation of RTI, thermal instability helps to corrugate the shell and seed the RTI. Another important finding of this chapter is the analytic estimation of the energetics of superbubble shell. The shell retains almost ∼ 30% of the thermal energy after the radiative losses at the end of the lifetime of OB associations. The third chapter considers the escape of hydrogen ionizing (Lyc) photons arising from the central OB-association that depends on the superbubble shell dynamics. The escape fraction of Lyc photons is expected to decrease at an initial stage (when the superbubble is buried in the disk) as the dense shell absorbs most of the ionizing photons, whereas the subsequently formed channels (created by RTI and thermal instabilities) in the shell creates optically thin pathways at a later time (∼ 2–3 dynamical times) which help the ionizing photons to escape. We determine an escape fraction (fesc) of Lyc photons of ∼ 10 ± 5% from typical disk galaxies (within 0 ≤ z (redshift) ≤ 2) with a weak variation with disk masses (reported in Roy et. al., 2015). This is consistent with observations of local galaxies as well as constraints from the epoch of reionization. Our work connects the fesc with the fundamental disk parameters (mid-plane density (n0), scale-height (z0)) via a relation that fescαn20z03 (with a ≈ 2.2) is a constant. In the fourth chapter, we have considered a simple model of molecule formation in the superbubble shells produced in starburst nuclei. We determine the threshold conditions on the disk parameters (gas density and scale height) for the formation of molecules in superbubble shells breaking out of disk galaxies. This threshold condition implies a gas surface density of ≥ 2000 M⊙ pc−2, which translates to a SFR of ≥ 5 M⊙ yr−1 within the nuclear region of radius ∼ 100 pc, consistent with the observed SFR of galaxies hosting molecular outflows. Consideration of molecule formation in these expanding superbubble shells predicts molecular outflows with velocities ∼ 30–40 km s−1 at distances ∼ 100–200 pc with a molecular mass ∼ 106–107 M⊙, which tally with the recent ALMA observations of NGC 253. We also consider different combinations of disk parameters and predict velocities of molecule bearing shells in the range of ∼ 30–100 km s−1 with length scales of ≥ 100 pc, in rough agreement with the observations of molecules in NGC 3628 and M82 (Roy et. al., 2016, submitted to MNRAS).