Orientador: Silvia Maria Giuliati Winter / Banca: Tadashi Yokoyama / Banca: Sueli Aparecida Guillens / Resumo: Pequenos satélites podem ser os responsáveis pela variedade de estruturas encontradas nos anéis planetários estreitos. Os anéis da Falha de Encke e o anel F de Saturno apresentam estranhas características, denominadas de aglomerados e "kinks", que podem estar relacionadas com esses pequenos satélites. Com o intuito de analisar o comportamento de partículas pertencentes a um anel sob o efeito desses satélites foram numericamente simulados vários sistemas possuindo dois e três satélites. Nessas simulações os satélites, com mesma razão de massa, foram inicialmente localizados em posições de equilíbrio determinadas por Salo & Yoder (1988). Os resultados mostraram que, dependendo da excentricidade das partículas e dos satélites, o anel pode apresentar variações azimutal e radial ao longo de toda a sua extensão. Embora essas variações possam explicar os aglomerados encontrados nos anéis, as simulações numéricas também evidenciaram a característica temporária dessas estruturas, principalmente quando o achatamento do corpo principal (planeta) foi incluído. Para o caso dos anéis da Falha de Encke a inclusão desses pequenos satélites, como proposto por Ferrari & Brahic (1997), pode causar a destruição dos anéis em aproximadamente 200 anos. Foi verificado que o sistema anel F-Prometeu-Pandora é extremamente sensível às condições iniciais, algumas partículas podem permanecer em órbitas de ferradura por um curto período de tempo para determinadas condições iniciais. Esse resultado está de acordo com os trabalhos recentes que mostram que os dois satélites Prometeu e Pandora têm um movimento caótico. Complementares a esse estudo foram obtidos os pontos de equilíbrio para as partículas e para os satélites (com massas diferentes). Essa análise foi baseada no problema circular restrito de três corpos...(Resumo completo, clicar acesso eletrônico abaixo) / Abstract: Hypothetical moonlets are claimed to be reponsible for a variety of structures found in narrow planetary rings. The Encke gap ringlets and theF ring of Saturn present strange features, such as clumps and kinks, wich can be related to the presence of these hypothetical moonlets. In an attempt to understand the behavior og the ring particles under the effects of these embedded moonlets, numerical simulations have been carried out for a system composed of two and three moonlets. In these simulations the satellites, with equal masses, were located in equilibrium positions found by Slo & Yoder (1988). The results of these simulations have shown that depending on the eccentricity of the particles and the satellites the ring can present azimuthal and radial variations. Although these variations can explain some clumps, the simulations also show that most of the features are temporary ones, specially whe the oblateness of the planet is included. The results for the Encke gap ringlets have shown that the presence of moonlets, as predicted by Ferrari & Brahic (1997), can caude the destruction of the ringles in about 200 yrs. For the system formed by the F ring, Prometheus and Pandora was verified that this system is considerably sensible to the initial conditions; some particles can stay in a horseshoe orbit for a short period of time for particular initial conditions. This result is in agreement with recent works with show that the two satellites, Prometheus and Pandora, are in a chaotic motion. Complementary to this study, the equilibrium positions for the particles and for the satellites (with unequal masses) were obtained. Thi analysis was based on the circular retricted thrre-body problem. Depending on the size and the number of the satellites present in the ring, the location of these positions can have a significant change. These equilibrium positions can help to locate moonlets in narrow planetary rings. / Mestre

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:25:30Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2003Bitstream added on 2014-06-13T19:53:18Z : No. of bitstreams: 1 silva_pa_me_guara.pdf: 14188393 bytes, checksum: 2274013f68be7b98c618d2ccb40a1a9c (MD5) / Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo (FAPESP) / Pequenos satélites podem ser os responsáveis pela variedade de estruturas encontradas nos anéis planetários estreitos. Os anéis da Falha de Encke e o anel F de Saturno apresentam estranhas características, denominadas de aglomerados e kinks, que podem estar relacionadas com esses pequenos satélites. Com o intuito de analisar o comportamento de partículas pertencentes a um anel sob o efeito desses satélites foram numericamente simulados vários sistemas possuindo dois e três satélites. Nessas simulações os satélites, com mesma razão de massa, foram inicialmente localizados em posições de equilíbrio determinadas por Salo & Yoder (1988). Os resultados mostraram que, dependendo da excentricidade das partículas e dos satélites, o anel pode apresentar variações azimutal e radial ao longo de toda a sua extensão. Embora essas variações possam explicar os aglomerados encontrados nos anéis, as simulações numéricas também evidenciaram a característica temporária dessas estruturas, principalmente quando o achatamento do corpo principal (planeta) foi incluído. Para o caso dos anéis da Falha de Encke a inclusão desses pequenos satélites, como proposto por Ferrari & Brahic (1997), pode causar a destruição dos anéis em aproximadamente 200 anos. Foi verificado que o sistema anel F-Prometeu-Pandora é extremamente sensível às condições iniciais, algumas partículas podem permanecer em órbitas de ferradura por um curto período de tempo para determinadas condições iniciais. Esse resultado está de acordo com os trabalhos recentes que mostram que os dois satélites Prometeu e Pandora têm um movimento caótico. Complementares a esse estudo foram obtidos os pontos de equilíbrio para as partículas e para os satélites (com massas diferentes). Essa análise foi baseada no problema circular restrito de três corpos... / Hypothetical moonlets are claimed to be reponsible for a variety of structures found in narrow planetary rings. The Encke gap ringlets and theF ring of Saturn present strange features, such as clumps and kinks, wich can be related to the presence of these hypothetical moonlets. In an attempt to understand the behavior og the ring particles under the effects of these embedded moonlets, numerical simulations have been carried out for a system composed of two and three moonlets. In these simulations the satellites, with equal masses, were located in equilibrium positions found by Slo & Yoder (1988). The results of these simulations have shown that depending on the eccentricity of the particles and the satellites the ring can present azimuthal and radial variations. Although these variations can explain some clumps, the simulations also show that most of the features are temporary ones, specially whe the oblateness of the planet is included. The results for the Encke gap ringlets have shown that the presence of moonlets, as predicted by Ferrari & Brahic (1997), can caude the destruction of the ringles in about 200 yrs. For the system formed by the F ring, Prometheus and Pandora was verified that this system is considerably sensible to the initial conditions; some particles can stay in a horseshoe orbit for a short period of time for particular initial conditions. This result is in agreement with recent works with show that the two satellites, Prometheus and Pandora, are in a chaotic motion. Complementary to this study, the equilibrium positions for the particles and for the satellites (with unequal masses) were obtained. Thi analysis was based on the circular retricted thrre-body problem. Depending on the size and the number of the satellites present in the ring, the location of these positions can have a significant change. These equilibrium positions can help to locate moonlets in narrow planetary rings.

Orientador: Anderson Campos Fauth / Tese (doutorado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Fisica Gleb Wataghin / Made available in DSpace on 2018-07-29T03:15:50Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Paganini_Silvia_D.pdf: 1289066 bytes, checksum: 9426c6d35dd3ee2e268741a9e53293d5 (MD5) Previous issue date: 2001 / Resumo: O trabalho realizado nesta tese utilizou dados de múons da radiação cósmica obtidos com o detector central do experimento EASCAMP. Este experimento está localizado na UNICAMP e utiliza câmaras streamer para realizar a trajetografia de partículas. Inicialmente foi realizada uma pré-análise dos dados brutos e um estudo do desempenho do aparato experimental. Após esta fase foram analisados os dados experimentais. Foi estudada a distribuição angular zenital dos múons, I(q)=I(0)cosnq , e determinado o índice de radiação n=1,7 ± 0,1. Foi estimada a assimetria Oeste-Leste dos eventos observados, originada pelo corte geomagnético dos raios cósmicos primários, e obtido um excesso de (8,91±0,04)% na direção Oeste. Finalmente foi utilizado o método das diferenças de contagens de múons entre direções opostas para calcular o valor da anisotropia diurna solar média. Os valores obtidos das amplitudes das primeiras harmônicas para as diferenças Norte-Sul e Oeste-Leste foram ANS = (0,13±0,03)% e AOL= (0,15±0,03)% / Abstract: This Ph.D. Thesis uses cosmic rays single muons observed with the central module of the EASCAMP experiment. This experiment, localised at UNICAMP, uses four streamer tube planes as a particle tracking system. First the row data pre-analysis and the study of the apparatus performance were realised. Then were analysed the filtered data. Was studied the muon zenith angular distribution I(q)=I(0)cosnq and determined the radiation index n= 1,7 ± 0,1. Was estimated the West-East asymmetry, one consequence of the primary cosmic rays geomagnetic cut-off, and obtained an excess of (8,91±0,04)% from the West direction. Finally was used the counts difference from opposite directions method to calculate the mean solar diurnal anisotropy. The first harmonic amplitude obtained for the North-South counts difference was ANS= (0,13 ± 0,03)% and for the West-East case was AOL= (0,15 ± 0,03)% / Doutorado / Física / Doutor em Ciências

El estudio de los sistemas planetarios es uno de los temas fundamentales de las ciencias astronómicas. El interés en nuestro Sistema Solar surgió en tiempos remotos. Hace casi dos décadas, Mayor y Queloz (1995) detectaron el primer planeta extrasolar en órbita alrededor de una estrella de tipo solar. Este notable descubrimiento ha hecho surgir desde entonces un enorme interés en el estudio de sistemas planetarios en general. Esta Tesis es una continuación natural de un proyecto de investigación que empezo hace más de diez años en el Grupo de Ciencias Planetarias del cual formo parte. En al año 2005, Benvenuto y Brunini desarrollaron un código para el cálculo de la formación de un planeta gigante basado en los códigos estandar de formación estelar. A partir de este nuevo código, la Dra. Andrea Fortier desarrolló su Tesis de Doctorado, profundizando sobre los fenómenos físicos que dan lugar a la formación de un planeta gigante y mejorando el código. Esta Tesis continúa esta línea de investigación enfocándose principalmente en la formación de los planetas gigantes del Sistema Solar. El objetivo de la misma es intentar contribuir a la comprensión de los procesos que dan lugar a la formación de sistemas planetarios como un todo. Se trabajó en la construcción de modelos de crecimiento planetario en el contexto de un disco protoplanetario realista que evoluciona en el tiempo. Específicamente, se estudió la interacción que surge entre dos (o más) embriones que crecen simultáneamente en un mismo disco protoplanetario. En relación a la formación de los planetas gigantes, actualmente se consideran dos modelos antagónicos para explicar la existencia de estos objetos, el modelo de inestabilidad gravitatoria y el modelo de inestabilidad nucleada o modelo de acreción del núcleo. El modelo de inestabilidad gravitatoria propone la formación de los planetas gigantes como consecuencia de inestabilidades hidrodinámicas en el disco protoplanetario. Estas inestabilidades producirían el colapso gravitatorio de una porción de la componente gaseosa del disco protoplanetario dando lugar a la formación de objetos con masas subestelares del orden de las de los planetas gigantes (la masa de Júpiter es un milésimo de la masa del Sol) en una escala de tiempo muy corta, de algunos miles de años. Esta corta escala de tiempo en la que se produce la formación planetaria es considerada la principal virtud de la teoría de inestabilidad gravitatoria. Por otro lado, el modelo de inestabilidad nucleada, actualmente el más aceptado por la comunidad científica, propone que el planeta comienza a formarse a través de la acreción de planetesimales (bloques fundamentales en el proceso de formación planetaria, con tamaños que van desde el metro a centenas de kilómetros). Inicialmente, el planeta tiene una masa pequeña, del orden de la masa de la Luna (aproximadamente un centésimo de la masa de la Tierra). El planeta aumenta su masa a expensas de los planetesimales, y al estar inmerso en un disco con una componente gaseosa, poco a poco comienza a ligar el gas circundante generando una envoltura gaseosa, la cual inicialmentre tiene una masa varios órdenes de magnitud menor que la del núcleo (llamaremos núcleo a la componente sólida, o de alta densidad, del planeta). Cuando el núcleo alcanza una masa del orden de diez veces la masa de la Tierra, se produce la inestabilidad nucleada. Las capas de la envoltura gaseosa ya no pueden ser sostenidas en equilbrio hidrostático, y se produce el colapso de la envoltura sobre el núcleo. De esta manera, el planeta acreta la mayor parte del gas que lo compone alcanzando su masa final en una escala de tiempo muy corta (de unos miles de años). La duración total del proceso es de algunos millones de años, la cual se suele citar como más larga que la escala de tiempo en que se ha observado que subsisten las nebulosas protoplanetarias (Mamajek, 2009). Esto constituye una evidente paradoja que tradicionalmente se ha planteado como la principal dificultad del modelo de inestabilidad nucleada. Sin embargo, una de las principales razones por las que se prefiere a este modelo frente al de inestabilidad gravitatoria está relacionada con la masa de los núcleos que predice. Los estudios, tanto teóricos como observacionales (estudio del pasaje de satélites artificiales en las proximidades de los planetas de nuestro Sistema Solar, estudio de la dinámica de los satélites naturales de los planetas gigantes del Sistema Solar) predicen que Júpiter, Saturno, Urano y Neptuno tienen núcleos con masas del orden de una decena de veces la terrestre (Podolak et al., 2000; Saumon y Guillot, 2004; Guillot, 2005), tal como predice la teoría de inestabilidad nucleada. En referencia a la evolución del disco protoplanetario, éste sufre una evolución de gran complejidad, la cual es necesario modelar en forma detallada ya que afecta la capacidad de crecimiento de los planetas inmersos en el mismo. Además, el mismo disco es el sistema físico a través del cual se produce la interación planeta – planeta. Aquí no nos referimos simplemente a la interacción gravitatoria sino a la modificación de las poblaciones de planetesimales como consecuencia de la presencia de varias masas planetarias. Dichas masas fuerzan la migración de planetesimales modificando su densidad superficial. Ésta, a su vez, es la que alimenta a los planetas restantes. Por lo tanto un planeta afecta la disponibilidad de materia de la que podrían alimentarse los planetas restantes de un sistema en formación. Cabe destacar que los trabajos de Fortier et al. (2007, 2009) son los primeros en los que se considera el régimen de acreción de planetesimales conocido como de crecimiento oligárquico (Ida y Makino, 1993; Kokubo e Ida, 1998, 2000, 2002). Las simulaciones numéricas más detalladas muestran que el régimen de acreción según el cual los planetas sufren la mayor parte de su crecimiento es el crecimiento oligárquico. Según este régimen, el planeta, luego de alcanzar una masa algo menor a la lunar, es capaz de perturbar su entorno de forma tal que su crecimiento se autolimita. De esta forma el proceso de formación planetaria se vuelve más lento que el predicho por el crecimiento rápido conocido como crecimiento en fuga tal como el considerado por Pollack et al. (1996) u otros autores (Hubicky et al., 2005; Alibert et al., 2005; Dodson-Robinson et al., 2009; Mordacini et al., 2009). Sin embargo, en todos estos trabajos se considera la formación aislada de cada planeta, en donde los posibles efectos que un embrión planetario en formación podría ejercer sobre otros, que crecen simultáneamente en el mismo disco protoplanetario, son despreciados. Esta configuración, la más sencilla posible, es poco realista y resulta insuficiente para comprender de manera más global la formación de los planetas gigantes del Sistema Solar. En esta Tesis desarrollamos un código, en base a los trabajos de Fortier et al. (2007, 2009), en donde se calcula por primera vez –para este tipo de modelos– la formación simultánea de un numéro arbitrario de planetas gigantes inmersos en un disco protoplanetario en evolución. Aplicamos el nuevo modelo para calcular cómo la formación aislada de Júpiter y Saturno se modifica cuando se considera que ambos planetas se forman simultáneamente (Guilera et al., 2010). En este trabajo mostramos que la formación aislada de un planeta gigante puede sufrir cambios significativos cuando la formación del mismo se produce simultáneamente en presencia de otros embriones. En lo que respecta al Sistema Solar, el Modelo de Niza (una triología de trabajos que lleva su nombre debido a que sus autores lo desarrollaron en el Observatorio de la ciudad de Niza, Francia: Tsiganis et al., 2005; Gomes et al., 2005; Morbidelli et al., 2005) cambió el paradigma acerca de su formación. La configuración inicial de este modelo representa la configuración inicial del Sistema Solar exterior cuando la nebulosa primordial fue disipada, y propone que los planetas gigantes estaban en una configuración orbital mucho más compacta que la actual. Particularmente, el modelo propone que los planetas gigantes del Sistema Solar, una vez disipada la nebulosa primordial, se encontraban en órbitas circulares y coplanares, entre ~5.5 UA y ~14 UA (Unidad Astronómica: representa la distancia media entre la Tierra y el Sol, ~150 millones de km). Otro aspecto importante en el Modelo de Niza es la existencia de un disco residual de planetesimales detras de las órbitas de los planetas gigantes. Este disco de planetesimales interactuaría gravitatoriamente con los planetas gigantes y causaría la migración de los mismos a sus posiciones actuales. El éxito del Modelo de Niza radica en que el mismo puede explicar cuantitatívamente muchos aspectos actuales del Sistema Solar: las órbitas, excentricidades e inclinaciones de los planetas gigantes del Sistema Solar (Tsiganis et al., 2005); la existencia de los Troyanos de Júpiter (Morbidelli et al., 2005); el origen del Gran Bombardeo Tardío del Sistema Solar (Gomes et al., 2005) y la formación de la Región Transneptuniana (Levison et al., 2008). Sin embargo, todos estos estudios mencionados consideran que los planetas gigantes del Sistema Solar ya estaban formados, y no plantean discusión alguna acerca de la formación de los mismos. El primero en investigar este problema fue Desch (2007). Utilizando la configuración inicial propuesta por el Modelo de Niza, Desch recalculó la nebulosa solar mínima y considerando una población de planetesimales de 100 m de radio y el régimen de crecimiento oligárquico para los embriones, estimó de manera simple el tiempo de formación de los núcleos de los planetas gigantes. Desch encontró que los mismos podrían formarse en una escala de tiempo compatible con la vida media observada de los discos protoplanetarios. Continuando esta idea, Benvenuto et al. (2009) calcularon de manera detallada la formación aislada de los cuatro planetas gigantes del Sistema Solar. Adoptando la configuración inicial propuesta por el Modelo de Niza, el nuevo modelo de nebulosa solar calculado por Desch y considerando una distribución de tamaños para los planetesimales, encontraron que los planetas gigantes del Sistema Solar pueden formarse en escalas de tiempo compatibles con la vida media observada de los discos protoplanetarios. Además, encontraron que las masas de los núcleos de los cuatros planetas están en perfecto acuerdo con las estimaciones teóricas y observacionales predichas para dichos cuerpos. No obstante, tanto Desch como Benvenuto et al. no tuvieron en cuenta un fenómeno muy importante: la migración de los planetesimales debido a la fricción gaseosa generada por el gas nebular. Thommes et al. (2003), Chambers (2006) y Brunini y Benvenuto (2008) mostraron que este fenómeno tiene una fuerte influencia en las escalas de tiempo de acreción, especialmente para los planetesimales pequeños (menores a 1 km de radio). Este fenómeno también es introducido por primera vez –para este tipo de modelos– en nuestro código, con el cual, continuando el trabajo de Benvenuto et al. (2009), calculamos por primera vez la formación simultánea de los planetas gigantes del Sistema Solar (Guilera et al., 2011). En este trabajo encontramos que el modelo de nebulosa solar propuesto por Desch no favorece la formación simultánea de los planetas gigantes del Sistemas Solar. Sin embargo, modelos de discos con perfiles de densidades superficiales más suaves (como los propuestos por los modelos de discos de acreción) si lo hacen. Aun más, para estos discos, encontramos que si la mayor parte de la masa del sistema está distribuida en planetesimales con radios menores o iguales a 1 km, la formación de los cuatro planetas gigantes puede darse en escalas de tiempo similares (siempre compatibles con la escala de tiempo de vida media observada para los discos protoplanetarios, condición necesaria que debe satisfacer todo modelo de formación de planetas gigantes). En este trabajo, mostramos que la evolución de la población de planetesimales juega un papel importante en el proceso de acreción y formación planetaria. En este estudio, dicha población evoluciona solo por la acreción de los embriones inmersos en el disco y por la migración debida al gas nebular. Sin embargo, la evolución de la población de planetesimales es un fenómeno complejo, y otros procesos pueden tener implicancias significativas, como por ejemplo la evolución colisional, la dispersión o la apertura de brechas en el disco de planetesimales (procesos complejos de incorporar en los modelos como en los que esta Tesis se basa). En lo que respecta a la evolución colisional de la población de planetesimales, a medida que los embriones crecen, debido a las excitaciones gravitatorias que producen, incrementan las velocidades relativas de los planetesimales. Este aumento en las velocidades relativas de los planetesimales causa la fragmentación de los mismos debido a las colisiones mutuas. Después de sucesivas colisiones destructivas los planetesimales van reduciendo sus tamaños. Inaba et al. (2003) y Kobayashi et al. (2010, 2011) encontraron que grandes cantidades de masa pueden perderse por la migración, debido a la fricción gaseosa del gas nebular, de los fragmentos pequeños productos de las colisiones entre planetesimales. Por otro lado, a medida que los embriones crecen, éstos comienzan a ligar el gas circundante. Inicialmente, estas envolturas son poco masivas pero relativamente bastante extendidas, y producen una fricción sobre los planetesimales, aumentando notablemente la sección eficaz de captura de los planetas. Los planetesimales más chicos de la distribución son quienes más sufren ambos efectos. Resulta entonces importante estudiar en forma detallada si la fragmentación de planetesimales y la generación de fragmentos pequeños favorece o inhibe la formación de un planeta gigante. La última etapa de esta Tesis estuvo basada en la generación de un modelo de fragmentación para incorporar en nuestro modelo global de formación planetaria. De esta manera, la población de planetesimales del disco protoplanetario evoluciona ahora por acreción de los embriones, migración orbital y fragmentación. Nuestros estudios (Guilera et al., 2014) muestran que el proceso de fragmentación de planetesimales inhibe fuertemente la formación de los planetas gigantes en un amplio rango de masas para los discos y para un amplio rango de tamaños para los planetesimales. Sin embargo, si la mayor parte de la masa que se pierde en las colisiones entre planetesimales se distribuye en los fragmentos más grandes producto de las mismas, el proceso de formación planetaria se ve favorecido siempre y cuando se considere una distrinbución inicial de planetesimales grandes (con radios del orden de 100 km). Finalmente, encontramos que en este caso, para planetesimales con tamaños menores o iguales a 10 km de radio, es imprescindible considerar un modelo más general en donde además de la fragmentación se tenga en cuenta la coagulación entre planetesimales.

As fulgurações têm sido estudadas há muito tempo e continuam intrigando os cientistas solares. Nosso trabalho trata da relação entre fulgurações e cancelamento de fluxo. O cancelamento é um fenômeno observacional descoberto usando séries de magnetogramas na linha de visada, que consiste na aproximação e posterior desaparecimento de fluxo magnético nas zonas em que polaridades magnéticas opostas estão em aparente contato e mantém um alto gradiente de campo magnético. / Flares have been studied for a long time and continue to puzzle solar scientists. Our work is on the relationship between flares and flux cancellation. Flux cancellation is an observational phenomena discovered using series os magnetograms of the line-of-sight component. It consists of the encounter and further disappearance of magnetic flux where opposite magnetic polarities are in apparent contact with each other and maintain a high gradient of magnetic field.

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro Tecnológico, Programa de Pós-Graduação em Engenharia de Automação e Sistemas, Florianópolis, 2014. / Made available in DSpace on 2015-02-05T20:21:57Z (GMT). No. of bitstreams: 1 329171.pdf: 3158116 bytes, checksum: f50218dc87a2d867fe1ced6ac4de9cf7 (MD5) Previous issue date: 2014 / Este trabalho aborda o aumento da eficiência energética de uma unidade de aquecimento de água para o banho, uma vez que 24% do consumo energético no setor doméstico é utilizado para esse fim. Além disso, o chuveiro elétrico, que está presente em aproximadamente 73% das residências brasileiras, é o principal responsável pelo pico da demanda energética que ocorre entre as 18h e 21h. Diante disso, propõe-se um sistema de aquecimento híbrido, que utiliza como fontes de energia a solar e a elétrica. O sistema é composto basicamente por coletores solares, um tanque de armazenamento e um chuveiro elétrico. Válvulas automáticas e controladores de potência são inseridos na planta para regular as temperaturas da água do boiler e do chuveiro e as vazões de água quente e fria durante o banho. Um microcontrolador é responsável por controlar todo o sistema, a fim de atender aos requisitos (temperatura e vazão do banho) definidos pelo usuário. O ajuste da abertura das válvulas e da potência do chuveiro é feito de forma automática, aumentando o conforto do usuário. Para garantir que a planta solar híbrida irá operar de forma a minimizar o consumo de energia elétrica e reduzir o erro de seguimento a referência, foi desenvolvida uma função de otimização. Como essa função requer uma grande capacidade de processamento, um algoritmo de controle sub-ótimo foi criado para que pudesse ser utilizado em microcontroladores mais simples e baratos. O sistema híbrido foi modelado matematicamente e as expressões foram validadas utilizando os dados adquiridos em um protótipo construído em Florianópolis, Santa Catarina. Testes de campo e simulações comprovaram que o sistema proposto é economicamente viável, economizando expressivas quantidades de energia elétrica e água se comparado aos sistemas tradicionais. Ao tomar como base a média anual do clima de Florianópolis, a planta solar híbrida é capaz de reduzir o consumo de energia elétrica em mais de 78%. Além disso, o sistema solar proposto, se comparado a uma planta solar tradicional, evita o desperdício do volume de água que fica acumulado no encanamento entre o boiler e o chuveiro, o que pode representar uma economia superior a 4 mil litros de água por ano para uma família com quatro pessoas.<br> / Abstract : This work addresses the increasing energy eciency of a heating waterunit for bath. This motivation is based on the fact that 24% of energyconsumption in the domestic sector is used for this purpose. Moreover,the electric shower, which is used in approximately 73% of Brazilianresidences, is the main responsible for the peak energy demand thatoccurs between 18h and 21h. Therefore, a hybrid heating system usingsolar and electric energy is proposed. The system is basically composedof solar collectors, a storage tank and an electric shower. Automaticvalves and power controllers are used in the plant to regulate watertemperature inside the boiler and in the shower, and to control hot andcold ow rates during bath. A microcontroller is responsible to controlthe entire system, in order to meet the requirements (bath temperatureand water ow) dened by the user. The adjustment of valveopening and shower power is done automatically, enhancing the comfortfor the user. To ensure that the hybrid solar plant will operate tominimize energy consumption and reduce the reference tracking error,an optimization function was developed. Since this function requiresa large processing capacity, a suboptimal control algorithm was createdso it could be used in simpler and cheaper microcontrollers. Thehybrid system was mathematically modeled and expressions were validatedusing data acquired on a prototype built in Florianopolis, SantaCatarina. Field tests and simulations showed that the proposed systemis economically viable, saving signicant amount of energy and watercompared to traditional systems. Based on the annual average of theclimate in Florianopolis, the hybrid solar plant is able to reduce energyconsumption by more than 78%. Moreover, the proposed solar system,compared to a traditional solar plant, avoids wasting the volume ofwater that gets accumulated in the pipeline between the boiler and theshower, which may represent an economy greater than 4000 liters ofwater per year, considering a family with four people.

As fulgurações têm sido estudadas há muito tempo e continuam intrigando os cientistas solares. Nosso trabalho trata da relação entre fulgurações e cancelamento de fluxo. O cancelamento é um fenômeno observacional descoberto usando séries de magnetogramas na linha de visada, que consiste na aproximação e posterior desaparecimento de fluxo magnético nas zonas em que polaridades magnéticas opostas estão em aparente contato e mantém um alto gradiente de campo magnético. / Flares have been studied for a long time and continue to puzzle solar scientists. Our work is on the relationship between flares and flux cancellation. Flux cancellation is an observational phenomena discovered using series os magnetograms of the line-of-sight component. It consists of the encounter and further disappearance of magnetic flux where opposite magnetic polarities are in apparent contact with each other and maintain a high gradient of magnetic field.

As fulgurações têm sido estudadas há muito tempo e continuam intrigando os cientistas solares. Nosso trabalho trata da relação entre fulgurações e cancelamento de fluxo. O cancelamento é um fenômeno observacional descoberto usando séries de magnetogramas na linha de visada, que consiste na aproximação e posterior desaparecimento de fluxo magnético nas zonas em que polaridades magnéticas opostas estão em aparente contato e mantém um alto gradiente de campo magnético. / Flares have been studied for a long time and continue to puzzle solar scientists. Our work is on the relationship between flares and flux cancellation. Flux cancellation is an observational phenomena discovered using series os magnetograms of the line-of-sight component. It consists of the encounter and further disappearance of magnetic flux where opposite magnetic polarities are in apparent contact with each other and maintain a high gradient of magnetic field.

Este trabalho trata do movimento translacional-rotacional de um satélite imerso em um meio gasoso e sujeito a atração gravitacional de um corpo central esférico e homogêneo, o satélite esférico e triaxial e são adotados dois modelos de força do arrato. As equações do movimento são obtidas utilizando se o formalismo hamiltoniano com um termo dissipativo, onde as variáveis de Delaunay o movimento translacional. São obtidas as equações médicas do movimento, preservando se os termos seculares e ressonantes. Estuda se o movimento próximo à ressonância spin-órbita 1 : 1 , analisando o sistema ressonante para cada modelo de arrasto.

Orientador: Othon Cabo Winter / Banca: Rafael Sfair de Oliveira / Banca: Roberto Vieira Martins / Resumo: Tendo em vista que asteroides são objetos remanescentes dos primórdios do Sistema Solar, estamos interessados na composição deles. Existem missões que estão sendo analisadas com a finalidade de enviar sondas em direção a asteroides do grupo Near Earth Asteroids (NEAs), que representa uma das mais peculiares classes de objetos no Sistema Solar visto que suas órbitas podem se aproximar ou até mesmo cruzar a terrestre. Esse grupo é considerado representativo da população de asteroides, uma vez que podem fornecer informações sobre a mistura química a partir da qual os planetas teriam se formado a bilhões de anos atrás, possibilitando a compreensão da origem e evolução do Sistema Solar e quem sabe até a origem da vida na Terra. Dessa forma, um estudo detalhado a fim de compreender a superfície, a composição e a estrutura interna de um NEA será um grande passo para a Ciência. Nessa pesquisa, inicialmente reproduzimos os dados do potencial gravitacional pelo método dos poliedros para o asteroide 2063 Bacchus, um NEA, a fim de validar os resultados encontrados em Moura (2014). O método dos poliedros fornece uma precisão muito boa da forma irregular do corpo. Por meio de estudo dos modelos de potenciais gravitacionais para corpos não esféricos e implementação de rotinas computacionais foi realizada uma breve análise em relação ao formato do asteroide 2063 Bacchus, bem como das suas superfícies equipotenciais e curvas de velocidade zero. Os objetivos dessa dissertação são realizar um estudo detalhado a respeito dos pontos de equilíbrio no campo gravitacional de 2063 Bacchus, bem como da estabilidade desses pontos levando em consideração os autovalores da equação característica. Além disso, alteramos os valores do período de rotação e da densidade desse objeto a fim de verificar ... (Resumo completo, clicar acesso eletrônico abaixo) / Abstract: Given that asteroids are remnant objects of the Solar system beginnings, we are interested in their composition. There are missions that are being analyzed with the purpose of sending probes toward asteroids from the group Near Earth Asteroids (NEAs), which is one of the most peculiar classes of objects in the solar system because their orbits can approach or even cross the Earth's orbit. This group is considered representative of the population of asteroids, since they can provide information about the chemical mixture from which the planets would have been formed billions of years ago, enabling the understanding of the origin and evolution of the Solar System and maybe even on the origin of life on Earth. Thus a detailed study in order to understand the surface, the composition and internal structure of a NEA will be a big step for Science. In this research, initially we reproduce the data of the gravitational potential by the method of polyhedra for asteroid 2063 Bacchus, a NEA, in order to validate the results found Moura (2014). The method of polyhedra provides a very good accuracy of the irregular shape of the body. Through study of gravitational potential designs for non-spherical bodies and computational routines implementing a brief analysis was performed with respect to the asteroid shape of 2063 Bacchus, as well as its equipotential surfaces and zero-velocity curves. The objectives of this work are to conduct a detailed study on the equilibrium points in the gravitational field of 2063 Bacchus, and the stability of these points taking into account the eigenvalues of the characteristic equation. In addition, we varied the values of the rotation period and density of the object in order to see how the location and stability of equilibrium points changed when a parameter is altered. The main motivation is to achieve a more realistic study and thus, also ... (Complet abstract click electronic access below) / Mestre