Nesta tese de doutorado apresentamos um estudo sobre o comportamento de diversos sistemas irrevers?veis, caracterizados pela existencia de estados absorventes, atraves de abordagens distintas. Utilizamos aproximacoes de campo medio dinamico, simulacoes numericas usuais, mudanca de ensemble e expanso em serie. Alem disso, mostramos numa parte deste trabalho que a abordagem proposta para o estudo de sistemas irrevers?veis no ensemble em que o numero de part?culas e constante tambem pode ser estendida para sistemas em equil´?brio termodinamico, descrito pela distribuicao de probabilidades de Gibbs. Finalmente mostramos problemas em aberto para trabalhos futuros. / In this PHD thesis, we have presented a study about several nonequilibrium systems with absorbing states by means of different approaches, such as mean-field analysis, usual numerical simulations, analysis in another ensemble and perturbative series expansions. In a specific part of this thesis, we have shown that the approach proposed here for describing nonequilibrium systems in the constant particle number ensemble can also be used to caracterize equilibrium systems, described by Gibbs probability distribution. Finally, we have shown open problems for future researchs.

Foram estudados cinco casos históricos de escorregamentos ocorridos na cidade de Salvador - Bahia, através do levantamento e tratamento dos dados preexistentes. Também foram realizados ensaios complementares através da instrumentação em campo com tensiômetros e ensaios de laboratório. A retroanálise, objetivo central desse trabalho foi realizada a partir das geometrias de cada uma das encostas, antes e após a ruptura resultando na definição dos possíveis parâmetros médios de resistência ao cisalhamento. Secundariamente foram realizadas análises de estabilidade convencional para a avaliação dos fatores de segurança de cada encosta, com os parâmetros de resistência na condição não saturada e saturada. Por fim foram efetuadas simulações numéricas que visavam reproduzir as condições que levaram à ruptura da encosta do Alto do Bom Viver, baseado nos conceitos da mecânica dos solos não saturados. Os resultados mostram que a maioria dos escorregamentos estudados, ocorre no horizonte do solo residual maduro, onde o valor de ângulo de atrito médio é 34º, condizente com as superfícies de rupturas pouco profundas observadas em campo. As análises paramétricas sugerem que o mecanismo de ruptura mais provável esteja relacionado à diminuição da coesão aparente do solo em virtude da diminuição da sucção. / Five historical cases of landslides in the city of Salvador, Bahia, were studied through the survey and treatment of the preexistent data. Complementary experiments were accomplished through the instrumentation field using tensiometers and laboratory testing. The back-analysis, main objective of this research, was accomplished through the geometries of each slope, before and after the rupture, resulting in the definition of the possible medium parameters of resistance to shear. Secondary, analysis of the conventional stability to the evaluation of safety factors of each slope was accomplished, with the parameters of resistance in the unsaturated and saturated condition. At last, numerical simulations were done, aiming at reproducing the conditions which led to the rupture of the slope of Alto do Bom Viver, based on the concepts of mechanics of non saturated soil. The results demonstrated that the majority of the slips studied occur in the horizon of the mature residual soil, where the value of the angle of the medium attrition is of 34 degrees, suitable with the surface of little deep ruptures observed in the field. The parametric analysis suggests that the most probable mechanism of rupture is related to the decrease of the apparent cohesion of the soil due to the decrease of suction.

Neste trabalho a equação de transporte de nêutrons a um grupo de energia é resolvida pelo método L TSN, obtendo-se o fluxo escalar que é usado para determinar a taxa de dose absorvida em blindagens múltiplas, formadas por materiais diferentes. Simulações numéricas para as taxas de doses absorvidas, modelando os meios como puramente absorvedores e espalhadores isotrópicos e anisotrópicos, são apresentados para ordens de quadratura iguais a 60. Os valores numéricos obtidos mostram que o método é eficiente, obtendo-se resultados que apresentam comportamento físico adequado, indicando que a metodologia L TSN é uma ferramenta útil em cálculos de blindagens para nêutrons. / In this work the one-group transport equation for neutrons is solved by the L TSN method, obtaining the scalar flux that is used to determine the absorbed dose rate in heterogeneous shielding formed by different materiais. Numerical simulations for the absorbed dose rates, considering purely absorbing media, isotropic and anisotropic scattering, are reported for angular quadrature set order of 60. Numerical results show that the offered method is efficient, generates results which show to be physically consistent and indicates that the L TSN methodology is a useful tool for shielding calculations for neutrons.

A dissertação está dividida em duas partes. A primeira trata da eletroquímica fundamental utilizando líquidos iônicos como eletrólito suporte e molécula de estudo. São abordados os fenômenos de estabilidade anódica e catódica, com ênfase no mecanismo de degradação do líquido. Além disso, é apresentado um estudo sobre a oxidação eletrocatalítica de hidrogênio nesse ambiente. Quanto a esse aspecto são abordados aspectos mecanísticos e físico-químicos da reação. Técnicas eletroquímicas, modelagem e simulações numéricas foram utilizadas para investigação e hipotetização dos processos. A segunda parte da dissertação consiste do estudo da interação entre óxidos de platina e alguns compostos orgânicos (ácido fórmico, metanol e etanol). O estudo foi realizado em termos da evolução do potencial de circuito aberto com acompanhamento das espécies reativas através da espectroscopia de infravermelho in situ. Os dados obtidos são analisados sob a luz dos conhecimentos levantados pela área de eletrocatálise e sistemas dinâmicos. Modelagem e simulação do sistema permitiram o entendimento do papel individual das diversas etapas envolvidas sobre o comportamento geral do sistema. / This dissertation is divided on two parts. The first one deals with fundamental electrochemistry employing an ionic liquid as supporting electrolyte and as a subject of study by itself. Phenomena like the anodic and cathodic stability of the liquid, emphasizing its degradation mechanism is presented. It is also shown a study of the electrocatalytic oxidation of hydrogen in this environment. For this case, efforts were made to unravel mechanistic aspects of the reaction, as well as physical chemical features. Electrochemical techniques and numerical simulations were used for investigation and understanding of that system. The second part presents a study of the interaction between platinum oxides and some organic compounds, namely: formic acid, methanol and ethanol. The study was performed under open circuit conditions by following the temporal evolution of the potential and also the concentration of some chemical species by using in situ infrared spectroscopy. Data were analyzed under the guide of knowledge constructed by the fields of electrocatalysis and dynamical systems. Modelling and simulation allowed understanding the individual role of the various participants species on the global behavior of the system.

In this thesis we investigated two major issues in astrophysical flows: the transport of magnetic fields in highly conducting fluids in the presence of turbulence, and the turbulence evolution and turbulent dynamo amplification of magnetic fields in collisionless plasmas. The first topic was explored in the context of star-formation, where two intriguing problems are highly debated: the requirement of magnetic flux diffusion during the gravitational collapse of molecular clouds in order to explain the observed magnetic field intensities in protostars (the so called \"magnetic flux problem\") and the formation of rotationally sustained protostellar discs in the presence of the magnetic fields which tend to remove all the angular momentum (the so called \"magnetic braking catastrophe\"). Both problems challenge the ideal MHD description, usually expected to be a good approximation in these environments. The ambipolar diffusion, which is the mechanism commonly invoked to solve these problems, has been lately questioned both by observations and numerical simulation results. We have here investigated a new paradigm, an alternative diffusive mechanism based on fast magnetic reconnection induced by turbulence, termed turbulent reconnection diffusion (TRD). We tested the TRD through fully 3D MHD numerical simulations, injecting turbulence into molecular clouds with initial cylindrical geometry, uniform longitudinal magnetic field and periodic boundary conditions. We have demonstrated the efficiency of the TRD in decorrelating the magnetic flux from the gas, allowing the infall of gas into the gravitational well while the field lines migrate to the outer regions of the cloud. This mechanism works for clouds starting either in magnetohydrostatic equilibrium or initially out-of-equilibrium in free-fall. We estimated the rates at which the TRD operate and found that they are faster when the central gravitational potential is higher. Also we found that the larger the initial value of the thermal to magnetic pressure ratio (beta) the larger the diffusion process. Besides, we have found that these rates are consistent with the predictions of the theory, particularly when turbulence is trans- or super-Alfvénic. We have also explored by means of 3D MHD simulations the role of the TRD in protostellar disks formation. Under ideal MHD conditions, the removal of angular momentum from the disk progenitor by the typically embedded magnetic field may prevent the formation of a rotationally supported disk during the main protostellar accretion phase of low mass stars. Previous studies showed that an enhanced microscopic diffusivity of about three orders of magnitude larger than the Ohmic diffusivity would be necessary to enable the formation of a rotationally supported disk. However, the nature of this enhanced diffusivity was not explained. Our numerical simulations of disk formation in the presence of turbulence demonstrated the efficiency of the TRD in providing the diffusion of the magnetic flux to the envelope of the protostar during the gravitational collapse, thus enabling the formation of rotationally supported disks of radius ~ 100 AU, in agreement with the observations. The second topic of this thesis has been investigated in the framework of the plasmas of the intracluster medium (ICM). The amplification and maintenance of the observed magnetic fields in the ICM are usually attributed to the turbulent dynamo action which is known to amplify the magnetic energy until close equipartition with the kinetic energy. This is generally derived employing a collisional MHD model. However, this is poorly justified a priori since in the ICM the ion mean free path between collisions is of the order of the dynamical scales, thus requiring a collisionless-MHD description. We have studied here the turbulence statistics and the turbulent dynamo amplification of seed magnetic fields in the ICM using a single-fluid collisionless-MHD model. This introduces an anisotropic thermal pressure with respect to the direction of the local magnetic field and this anisotropy modifies the MHD linear waves and creates kinetic instabilities. Our collisionless-MHD model includes a relaxation term of the pressure anisotropy due to the feedback of the mirror and firehose instabilities. We performed 3D numerical simulations of forced transonic turbulence in a periodic box mimicking the turbulent ICM, assuming different initial values of the magnetic field intensity and different relaxation rates of the pressure anisotropy. We showed that in the high beta plasma regime of the ICM where these kinetic instabilities are stronger, a fast anisotropy relaxation rate gives results which are similar to the collisional-MHD model in the description of the statistical properties of the turbulence. Also, the amplification of the magnetic energy due to the turbulent dynamo action when considering an initial seed magnetic field is similar to the collisional-MHD model, particularly when considering an instantaneous anisotropy relaxation. The models without any pressure anisotropy relaxation deviate significantly from the collisional-MHD results, showing more power in small-scale fluctuations of the density and velocity field, in agreement with a significant presence of the kinetic instabilities; however, the fluctuations in the magnetic field are mostly suppressed. In this case, the turbulent dynamo fails in amplifying seed magnetic fields and the magnetic energy saturates at values several orders of magnitude below the kinetic energy. It was suggested by previous studies of the collisionless plasma of the solar wind that the pressure anisotropy relaxation rate is of the order of a few percent of the ion gyrofrequency. The present study has shown that if this is also the case for the ICM, then the models which best represent the ICM are those with instantaneous anisotropy relaxation rate, i.e., the models which revealed a behavior very similar to the collisional-MHD description. / Nesta tese, investigamos dois problemas chave relacionados a fluidos astrofísicos: o transporte de campos magnéticos em plasmas altamente condutores na presença de turbulência, e a evolução da turbulência e amplificação de campos magnéticos pelo dínamo turbulento em plasmas não-colisionais. O primeiro tópico foi explorado no contexto de formação estelar, onde duas questões intrigantes são intensamente debatidas na literatura: a necessidade da difusão de fluxo magnético durante o colapso gravitacional de nuvens moleculares, a fim de explicar as intensidades dos campos magnéticos observadas em proto-estrelas (o denominado \"problema do fluxo magnético\"), e a formação de discos proto-estelares sustentados pela rotação em presença de campos magnéticos, os quais tendem a remover o seu momento angular (a chamada \"catástrofe do freamento magnético\"). Estes dois problemas desafiam a descrição MHD ideal, normalmente empregada para descrever esses sistemas. A difusão ambipolar, o mecanismo normalmente invocado para resolver estes problemas, vem sendo questionada ultimamente tanto por observações quanto por resultados de simulações numéricas. Investigamos aqui um novo paradigma, um mecanismo de difusão alternativo baseado em reconexão magnética rápida induzida pela turbulência, que denominamos reconexão turbulenta (TRD, do inglês turbulent reconnection diffusion). Nós testamos a TRD através de simulações numéricas tridimensionais MHD, injetando turbulência em nuvens moleculares com geometria inicialmente cilíndrica, permeadas por um campo magnético longitudinal e fronteiras periódicas. Demonstramos a eficiência da TRD em desacoplar o fluxo magnético do gás, permitindo a queda do gás no poço de potencial gravitacional, enquanto as linhas de campo migram para as regiões externas da nuvem. Este mecanismo funciona tanto para nuvens inicialmente em equilíbrio magneto-hidrostático, quanto para aquelas inicialmente fora de equilíbrio, em queda livre. Nós estimamos as taxas em que a TRD opera e descobrimos que são mais rápidas quando o potencial gravitacional é maior. Também verificamos que quanto maior o valor inicial da razão entre a pressão térmica e magnética (beta), mais eficiente é o processo de difusão. Além disto, também verificamos que estas taxas são consistentes com as previsões da teoria, particularmente quando a turbulência é trans- ou super-Alfvénica. Também exploramos por meio de simulações MHD 3D a influência da TRD na formação de discos proto-estelares. Sob condições MHD ideais, a remoção do momento angular do disco progenitor pelo campo magnético da nuvem pode evitar a formação de discos sustentados por rotação durante a fase principal de acreção proto-estelar de estrelas de baixa massa. Estudos anteriores mostraram que uma super difusividade microscópica aproximadamente três ordens de magnitude maior do que a difusividade ôhmica seria necessária para levar à formação de um disco sustentado pela rotação. No entanto, a natureza desta super difusividade não foi explicada. Nossas simulações numéricas da formação do disco em presença de turbulência demonstraram a eficiência da TRD em prover a diffusão do fluxo magnético para o envelope da proto-estrela durante o colapso gravitacional, permitindo assim a formação de discos sutentados pela rotação com raios ~ 100 UA, em concordância com as observações. O segundo tópico desta tese foi abordado no contexto dos plasmas do meio intra-aglomerado de galáxias (MIA). A amplificação e manutenção dos campos magnéticos observados no MIA são normalmente atribuidas à ação do dínamo turbulento, que é conhecidamente capaz de amplificar a energia magnética até valores próximos da equipartição com a energia cinética. Este resultado é geralmente derivado empregando-se um modelo MHD colisional. No entanto, isto é pobremente justificado a priori, pois no MIA o caminho livre médio de colisões íon-íon é da ordem das escalas dinâmicas, requerendo então uma descrição MHD não-colisional. Estudamos aqui a estatística da turbulência e a amplificação por dínamo turbulento de campos magnéticos sementes no MIA, usando um modelo MHD não-colisional de um único fluido. Isto indroduz uma pressão térmica anisotrópica com respeito à direção do campo magnético local. Esta anisotropia modifica as ondas MHD lineares e cria instabilidades cinéticas. Nosso modelo MHD não-colisional inclui um termo de relaxação da anisotropia devido aos efeitos das instabilidades mirror e firehose. Realizamos simulações numéricas 3D de turbulência trans-sônica forçada em um domínio periódico, mimetizando o MIA turbulento e considerando diferentes valores iniciais para a intensidade do campo magnético, bem como diferentes taxas de relaxação da anisotropia na pressão. Mostramos que no regime de plasma com altos valores de beta no MIA, onde estas instabilidades cinéticas são mais fortes, uma rápida taxa de relaxação da anisotropia produz resultados similares ao modelo MHD colisional na descrição das propriedades estatísticas da turbulência. Além disso, a amplificação da energia mangética pela ação do dínamo turbulento quando consideramos um campo magnético semente, é similar ao modelo MHD colisional, particularmente quando consideramos uma relaxação instantânea da anisotropia. Os modelos sem qualquer relaxação da anisotropia de pressão mostraram resultados que se desviam significativamente daqueles do MHD colisional, mostrando mais potências nas flutuações de pequena escala da densidade e velocidade, em concordância com a presença significativa das instabilidades cinéticas nessas escalas; no entanto, as flutuações do campo magnético são, em geral, suprimidas. Neste caso, o dínamo turbulento também falha em amplificar campos magnéticos sementes e a energia magnética satura em valores bem abaixo da energia cinética. Estudos anteriores do plasma não-colisional do vento solar sugeriram que a taxa de relaxação da anisotropia na pressão é da ordem de uma pequena porcentagem da giro-frequência dos íons. O presente estudo mostrou que, se este também é o caso para o MIA, então os modelos que melhor representam o MIA são aqueles com taxas de relaxação instantâneas, ou seja, os modelos que revelaram um comportamento muito similar à descrição MHD colisional.

In this thesis, we aim to further elucidate the phenomenon of galaxy evolution in the environment of galaxy clusters using the methodology of numerical simulations. For that, we have developed hydrodynamic models in which idealized gas-rich galaxies move within the ICM of idealized galaxy clusters, allowing us to probe in a detailed and controlled manner their evolution in this extreme environment. The main code used in our simulations is RAMSES, and our results concern the changes in gas composition, star formation rate, luminosity and color of infalling galaxies. Additionally to processes taking place inside the galaxies themselves, we have also described the dynamics of the gas that is stripped from those galaxies with unprecedented resolution for simulations of this nature (122 pc in a box including an entire 1e14 Msun cluster), finding that clumps of molecular gas are formed within the tails of ram pressure stripped galaxies, which proceed to live in isolation within the ICM of a galaxy cluster for up to 300 Myr. Those molecular clumps possibly represent a new class of objects; similar objects have been observed in both galaxy clusters and groups, but no comprehensive description of them has been given until now. We additionally create a hydrodynamic model for the A901/2 multi-cluster system, and correlate the gas conditions in this model to the locations of a sample of candidate jellyfish galaxies in the system; this has allowed us to infer a possible mechanism for the generation of jellyfish morphologies in galaxy cluster collisions in general. / Nesta tese, nós visamos a contribuir para o entendimento do fenômeno da evolução de galáxias no ambiente de aglomerados de galáxias usando a metodologia de simulações numéricas. Para isso, desenvolvemos modelos hidrodinâmicos nos quais galáxias idealizadas ricas em gás movem-se em meio ao gás difuso de aglomerados de galáxias idealizados, permitindo um estudo detalhado e controlado da evolução destas galáxias neste ambiente extremo. O principal código usado em nossas simulações é o RAMSES, e nossos resultados tratam das mudanças em composição do gás, taxa de formação estelar, luminosidade e cor de galáxias caindo em aglomerados. Adicionalmente a processos acontecendo dentro das próprias galáxias, nós também descrevemos a dinâmica do gás que é varrido dessas galáxias com resolução sem precedentes para simulações dessa natureza (122 pc em uma caixa incluindo um aglomerado de 1e14 Msun inteiro), encontrando que aglomerados de gás molecular são formados nas caudas de galáxias que passaram por varrimento de gás por pressão de arraste, aglomerados estes que procedem a viver em isolamento em meio ao gás difuso de um aglomerado de galáxias por até 300 Myr. Esses aglomerados moleculares possivelmente representam uma nova classe de objetos; objetos similares foram previamente observados tanto em aglomerados quanto em grupos de galáxias, mas um tratamento compreensivo deles não foi apresentado até agora. Nós adicionalmente criamos um modelo hidrodinâmico para o sistema multi-aglomerado A901/2, e correlacionamos as condições do gás nesse modelo com a localização de uma amostra de galáxias jellyfish nesse sistema; isso nos permitiu inferir um possível mecanismo para a geração de morfologias jellyfish em colisões de aglomerados de galáxias em geral.

Cosmological N-body simulations indicate that the dark matter haloes of galaxies should be generally triaxial. Yet, the presence of a baryonic disc is believed to modify the shape of the haloes. The goal of this thesis is to study how bar formation is affected by halo triaxiality and how, in turn, the presence of the bar influences the shape of the halo. We performed a series of collisionless and hydrodynamical numerical simulations, using elliptical discs as initial conditions. Triaxial halos tend to become more spherical and we show that part of the circularisation of the halo is due to disc growth, but part must be attributed to the formation of a bar. We find that the presence of gas in the disc is a more efficient factor than halo triaxiality in inhibiting the formation of a strong bar. / As simulações cosmológicas de N-corpos indicam que os halos de matéria escura das galáxias devem ser em geral triaxiais. Contudo, acredita-se que a presença de um disco bariônico seja capaz de alterar a forma do halo. O objetivo desta tese é o de estudar como a formação de barras é afetada pela triaxialidade do halo e como, por sua vez, a presença da barra influencia a forma do halo. Nós realizamos uma série de simulações numéricas acolisionais e hidrodinâmicas, utilizando discos elípticos como condições iniciais. Os halos triaxiais tendem a se tornar mais esféricos e nós mostramos que parte da circularização do halo é devida ao crescimento do disco, mas parte precisa ser atribuída à formação da barra. Notamos que a presença de gás no disco é um fator mais eficiente do que a triaxialidade do halo em inibir a formação de uma barra forte.

Groundwater studies face computational limitations when providing local detail within regional models. The researchers are concentrated on applying the numerical models to minimize the difference between the physical reality and the implemented numerical model by considering the minimum computational cost. This work consists of the study of line-elements (such as line-doublets, circles, polygons, fractures) using the Analytic Element Method (AEM) for groundwater flow. In this work, we consider the study of two-dimensional groundwater flow in fractured porous media by the Analytic Element Method. We develop a numerical solution based on a series expansion for a problem with more than one fracture. Each fracture has an influence that can be expanded in a series that satisfies Laplaces equation exactly. In the series expansion, the unknown coefficients are obtained from the discharge potentials of all other elements that are related to the expansion coefficients. Sizes, locations and conductivities for all inhomogeneities are selected arbitrarily. This work also discusses a matrix method obtained by imposing the intern boundary conditions for the Analytic Element Method. The convergence analysis of a Gauss-Seidel type iterative method is also discussed. / Estudos de águas subterrâneas enfrentam limitações computacionais ao fornecer detalhes locais em modelos regionais. Os pesquisadores estão concentrados na aplicação dos modelos numéricos para minimizar a diferença entre a realidade física e o modelo numérico implementado considerando o custo computacional mínimo. Este trabalho consiste no estudo de elementos de linha (como line-doublets, círculos, polígonos, fraturas) usando o Método de Elemento Analítico (AEM) para o fluxo de águas subterrâneas. Neste trabalho, consideramos o estudo do fluxo bidimensional de águas subterrâneas em meios porosos fraturados pelo Método dos Elementos Analíticos. Desenvolvemos uma solução numérica baseada em uma expansão em série para um problema com mais de uma fratura. Cada fratura tem uma influência que pode ser expandida em uma série que satisfaça exatamente a equação de Laplace. Na expansão da série, os coeficientes desconhecidos são obtidos a partir dos potenciais de descarga de todos os outros elementos que estão relacionados aos coeficientes de expansão. Tamanhos, locais e condutividades para todas as não-homogeneidades são arbitrariamente selecionados. Este trabalho também discute o método da matriz obtido impondo as condições de contorno do interno para o Método do Elemento Analítico. A análise de convergência de um método iterativo tipo Gauss-Seidel também é discutida.

In this thesis, we aim to further elucidate the phenomenon of galaxy evolution in the environment of galaxy clusters using the methodology of numerical simulations. For that, we have developed hydrodynamic models in which idealized gas-rich galaxies move within the ICM of idealized galaxy clusters, allowing us to probe in a detailed and controlled manner their evolution in this extreme environment. The main code used in our simulations is RAMSES, and our results concern the changes in gas composition, star formation rate, luminosity and color of infalling galaxies. Additionally to processes taking place inside the galaxies themselves, we have also described the dynamics of the gas that is stripped from those galaxies with unprecedented resolution for simulations of this nature (122 pc in a box including an entire 1e14 Msun cluster), finding that clumps of molecular gas are formed within the tails of ram pressure stripped galaxies, which proceed to live in isolation within the ICM of a galaxy cluster for up to 300 Myr. Those molecular clumps possibly represent a new class of objects; similar objects have been observed in both galaxy clusters and groups, but no comprehensive description of them has been given until now. We additionally create a hydrodynamic model for the A901/2 multi-cluster system, and correlate the gas conditions in this model to the locations of a sample of candidate jellyfish galaxies in the system; this has allowed us to infer a possible mechanism for the generation of jellyfish morphologies in galaxy cluster collisions in general. / Nesta tese, nós visamos a contribuir para o entendimento do fenômeno da evolução de galáxias no ambiente de aglomerados de galáxias usando a metodologia de simulações numéricas. Para isso, desenvolvemos modelos hidrodinâmicos nos quais galáxias idealizadas ricas em gás movem-se em meio ao gás difuso de aglomerados de galáxias idealizados, permitindo um estudo detalhado e controlado da evolução destas galáxias neste ambiente extremo. O principal código usado em nossas simulações é o RAMSES, e nossos resultados tratam das mudanças em composição do gás, taxa de formação estelar, luminosidade e cor de galáxias caindo em aglomerados. Adicionalmente a processos acontecendo dentro das próprias galáxias, nós também descrevemos a dinâmica do gás que é varrido dessas galáxias com resolução sem precedentes para simulações dessa natureza (122 pc em uma caixa incluindo um aglomerado de 1e14 Msun inteiro), encontrando que aglomerados de gás molecular são formados nas caudas de galáxias que passaram por varrimento de gás por pressão de arraste, aglomerados estes que procedem a viver em isolamento em meio ao gás difuso de um aglomerado de galáxias por até 300 Myr. Esses aglomerados moleculares possivelmente representam uma nova classe de objetos; objetos similares foram previamente observados tanto em aglomerados quanto em grupos de galáxias, mas um tratamento compreensivo deles não foi apresentado até agora. Nós adicionalmente criamos um modelo hidrodinâmico para o sistema multi-aglomerado A901/2, e correlacionamos as condições do gás nesse modelo com a localização de uma amostra de galáxias jellyfish nesse sistema; isso nos permitiu inferir um possível mecanismo para a geração de morfologias jellyfish em colisões de aglomerados de galáxias em geral.

O propósito deste estudo foi verificar a contribuição dos Distúrbios Ondulatórios de Leste (DOLs) na precipitação observada no período chuvoso (AMJJ) e avaliar previsões sazonais de chuva obtidas do RegCM3 (Regional Climate Model version 3) no Leste do Nordeste do Brasil (LNB). Para a identificação subjetiva dos DOLs foram utilizadas imagens de satélite no infravermelho e os campos de linhas de corrente e vorticidade relativa em 700 e 850 hPa da reanálise ERA-Interim, nos períodos chuvosos de 2006 a 2010. Cerca de 90% dos cavados observados em 700 hPa estiveram associados aos 116 DOLs que atingiram o LNB. Isto fornece média de 23 DOLs por ano com pequena variabilidade interanual. Foram construídas composições de variáveis meteorológicas desde 2 dias antes (-2) até 2 dias depois (+2) dos DOLs atingirem o LNB. A circulação apresentou anomalia ciclônica e confluente, vorticidade relativa ciclônica e convergência entre os dias -2 e 0 em baixos níveis, principalmente em 1000 hPa. Encontraram-se anomalias negativas de radiação de onda longa emergente (ROLE) e de omega e positivas de umidade relativa. A composição de precipitação indicou que são responsáveis por: 70% ou mais da chuva do período chuvoso do litoral norte de Alagoas (AL) ao leste do Rio Grande do Norte (RN), 60% entre a Zona da Mata de AL e o Agreste do RN, e 50% entre Sergipe e demais áreas do RN. Em média, os DOLs apresentaram período de 5,3 dias, comprimento de onda de 4307 km e velocidade de fase de 9,5 m s-1. O RegCM3 simulou a observada propagação para oeste dos cavados em 850-700 hPa, bem como a precipitação associada, para dois eventos de DOLs ocorridos entre 21-25 de maio de 2006. Em termos sazonais, o RegCM3 com a parametrização de Grell previu o padrão espacial da chuva similar à observada, mas superestimou-a. A detecção de DOLs utilizando diagramas do tipo Hovmöller identificou ~68% dos eventos obtidos subjetivamente. Aplicação de algoritmo de tracking utilizando ROLE ou vorticidade mostrou-se insatisfatória no rastreamento de DOLs, identificando, através de ROLE, ~55% dos eventos obtidos subjetivamente. / This study purpose was to verify the contribution of Easterly Wave Disturbances (EWDs) in the observed precipitation over the eastern part of Northeast Brazil (ENEB) during rainy season (AMJJ) and evaluate seasonal rainfall forecasts from RegCM3 (Regional Climate Model version 3). For the EWDs subjective identification it was used infrared satellite images and ERA-Interim reanalysis streamlines and relative vorticity fields at 700 and 850 hPa, at the rainy periods from 2006 to 2010. About 90% of the observed troughs at 700 hPa were associated with 116 EWDs that reached the ENEB. This provides a 23 EWDs average per year with small interannual variability. Meteorological variables compositions were constructed from 2 days before (-2) until 2 days after (+2) EWDs reached the ENEB. The circulation showed cyclonic and confluent anomaly, cyclonic relative vorticity and convergence between days -2 and 0 in low levels, mainly in 1000 hPa. Negative anomalies were found for outgoing longwave radiation (OLR) and omega whereas relative humidity presented positive anomaly. The precipitation composition indicated that the EWDs account for: 70% or more of rainy seasons precipitation from northern coast of Alagoas (AL) to the eastern Rio Grande do Nortes (RN), 60% from ALs Zona da Mata to the RNs Agreste, and 50% between Sergipe and the other RN areas. On average, the EWDs presented a 5.3 days period, a wavelength of 4307 km and phase velocity of 9.5 m s-1. The RegCM3 simulated the observed westward troughs propagation at the 850-700 hPa levels, and their associated precipitation as well, for two EWDs occurred between 21 and 25 May 2006. For seasonal simulations, the RegCM3 with Grell parameterization predicted the spatial pattern similar to the observed rain, but overestimated it. Approximately 68% of the events subjectively obtained EWDs were also identified using Hovmöller diagrams. The tracking algorithm using OLR or vorticity was unsatisfactory in the detection of EWDs, identifying with OLR ~55% of the events subjectively obtained.