This works has been organized in three parts. The first (Chapter 1 to 5) is dedicated to the development and study of a procedure for the accurate computation of frequencies, as well ans the related Fourier coefficients, of a quasi-periodical funcition. The second part of the work (Chapters 6 to 7) is devoted to the study to the dynamics in the vicinity of the collinear equilibrium points of the three-dimensional RTBP fo the Earth-Moon mass parameter. The third part consists in several appendices, which give some additional results that have been taken apart from the main text in order to improve its readability.

Orientadora: Silvia Maria Giuliatti Winter / Coorientador: Rodney da Silva Gomes / Banca: Tadashi Yokoyama / Banca: Ernesto Vieira Neto / Banca: Fernando Virgilio Roig / Banca: Nelson Callegari Junior / Resumo : Neste trabalho investigamos a evolução orbital de partículas de poeira que escapam das superfícies de ambos satélites pequenos de Plutão: Nix e Hidra, produzidas através do impacto de micrometeoroides nas superfícies dos mesmos, sob influencia da pressão de radiação solar e dos efeitos gravitacionais de Plutão, Caronte e dos próprios satélites fontes (Nix e Hidra). A taxa de produção de massa dos grãos de poeira micrométricos foi obtida e simulações numéricas foram realizadas para obter o tempo de vida destes grãos no sistema plutoniano. Os grãos ejetados de Nix e Hidra formam um anel de largura de aproximadamente 16.000 km, o que corresponde a distância radial aproximada entre as órbitas de Nix e Hidra. Através das integrações numéricas verificamos que colisões de grãos com os corpos massivos do sistema e escape em _orbitas hiperbólicas constituem os principais mecanismos de perda de material e são determinadas pelo efeito da pressão de radiação solar. Este importante mecanismo de desestabilização de grãos de poeira em Plutão, remove 30% do conjunto inicial de partículas com raios de 1 µ em apenas 1 ano. As demais partículas que permanecem no sistema formam um anel muito tênue com uma profundidade óptica máxima de 4x10¹¹. Exploramos também a possibilidade dos progenitores dos satélites pequenos de Plutão terem sido capturados pelo binário Plutão-Caronte do disco primordial massivo heliocêntrico, no qual Plutão estaria inserido. Encontramos que, para objetos com baixas velocidades de aproximação com o binário, capturas poderiam ocorrer com probabilidade não é negligenciável devido a natureza do próprio encontro: planetesimal e par de objetos massivosNo entanto, os objetos capturados permaneceriam em orbitas bastante excêntricas em relação ao baricentro do binário, assim o tempo tópico de ... (Resumo completo, clicar acesso eletrônico abaixo) / Abstract: In this work, we investigate the orbital evolution of the escaping dust from both small satellites of Pluto: Nix and Hydra, produced via impacts of micrometeoroids on the surfaces of the small satellites, under the influence of the solar radiation pressure combined with the gravitational ejects of Pluto, Charon, and the parent-bodies (Nix and Hydra). The mass production rate of micron-sized dust particles is obtained and numerical simulations are performed to derive the lifetime of the ejecta. The ejected particles form a wide ring of about 16,000 km, which corresponds to the radial distance between the orbits of Nix and Hydra. Through the numerical simulations we verified that collisions with the massive bodies within the system and escape into hyperbolic orbits are the main mechanisms of loss of material, which are mainly determined by the solar radiation pressure acting on the grains. This important loss mechanism removes 30% of the initial set of 1 µ sized particles in 1 year. The surviving particles form a ring too faint to be detectable with a derived maximum optical depth of 4x10¹¹. We also explore the possibility that the progenitors of the small satellites of Pluto have been captured by the Pluto-Charon binary from the massive heliocentric planetesimal disk in which Pluto was originally embedded into. Wend that debris with small approximation velocities to the binary can be captured temporarily by Pluto-Charon with non-negligible probability, due to the dynamical perturbations exerted by the binary nature of the Pluto-Charon pair... (Complete abstract click eletronic access below) / Doutor

Submitted by Gustavo Caixeta (gucaixeta@gmail.com) on 2017-02-15T17:50:45Z No. of bitstreams: 1 texto completo.pdf: 8101996 bytes, checksum: d85a5adfc37ea87da2423866b0914047 (MD5) / Made available in DSpace on 2017-02-15T17:50:45Z (GMT). No. of bitstreams: 1 texto completo.pdf: 8101996 bytes, checksum: d85a5adfc37ea87da2423866b0914047 (MD5) Previous issue date: 2003-12-20 / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior, CAPES, Brasil / O estudo é realizado utilizando modelos planar e não planar. Considerando os sete maiores planetas, empregamos as equações do movimento do problema de n-corpos em um sistema de referência heliocêntrico para integrar um total de 10 X 106 condições iniciais que foram distribuídas entre 0.52 UA e 52 UA. Os resultados obtidos são comparados com a distribuição de asteroides e cometas observada e são determinadas as principais ressonâncias de movimento médio. / The study is performed by planar and 3-D models. Considering the seven greater planets, we employ the motionºs equations for the n-body problem in a heliocentric frame to integrate the orbits of 10 X 106 initial conditions distributed between 0.52 AU e 52 AU. The results were compared with the distribution of observed asteroids and comets, and we determine the main mean motion resonances.

Simulamos a evolução de uma estrela com acréscimo de massa aumentando a massa de seu envelope e transferindo-a posteriormente para o interior. O modelo inicial tinha 1 Mo e ao fim de 55 modelos foi atingido 1,2 M0 com uma razão de acréscimo constante de 10 -8 M0/ano. Esse é o acréscimo típico da estrela que recebe massa em um sistema binário próximo. São discutidas possíveis implicações de soluções múltiplas na evolução de estrelas com acréscimo de massa. O modelo ao qual foi acrescentada massa foi obtido simulando a evolução de uma estrela de 1 M0 a partir de um modelo homogêneo tendo sido feitos 255 modelos até a idade de 5,0 x 109 anos. Em ambos os casos foi usado um método implícito que resolve simultaneamente todas as equações de evolução estelar. O modelo homogêneo inicial foi calculado pelo método de Runge-Kutta com X = 0,73, z = 0,02, sem considerar o He³ e o C¹² em equilíbrio. / The evolution of a star with mass increase is simulated by increasing the mass of its envelope which is later transferred to its interior. The initial model has 1 M0 and after 55 models constructed with a constant accretion rate of 10-8 M0/year we obtained a star of 1.2 M0. This is a typical rate of increase for a star that receives mass in a close binary system. Possible implications of multiple solutions on the evolution of stars with mass increase are discussed. The model to which mass was added was obtained starting from an homogeneous star and making 214 models up to the age of 5 x 109 years. In both cases an implicit method was used which solves simultaneously all the equations of stellar evolution. The initial homogeneous model was calculated by Runge-Kutta's method with X= 0.73, z = 0.02, without considering He³ and C¹² in equilibrium.

Made available in DSpace on 2015-12-10T14:24:29Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2015-07-29. Added 1 bitstream(s) on 2015-12-10T14:30:41Z : No. of bitstreams: 1 000852038.pdf: 6705690 bytes, checksum: fed6b575fb58363e4d0342e0e54a1385 (MD5) / Realizamos dois diferentes estudos envolvendo o acoplamento spin-_orbita. Um deles foi sobre a origem da obliquidade de Urano, que ainda permanece desconhecida. Algumas teorias de formação foram publicadas nas ultimas décadas, sendo que as duas mais citadas: por meio de uma colisão (Urano sofreu uma grande colisão tangencial); e por meio de um efeito ressonante entre a rotação de Urano e um satélite. Focamos nosso estudo no modelo de ressonância. Baseado num artigo de Boué & Laskar (2010), no qual os autores estudam a origem da obliquidade de Urano por meio de uma ressonância que só ocorre na presença de um satélite de grande porte (Satélite X). Fizemos um estudo numérico do problema em questão. Utilizando _orbitas já integradas do Modelo de Nice, estudamos a possibilidade de obter a atual obliquidade de Urano devido a perturbações dos planetas gigantes, Sol e o Satélite X. Nossos resultados mostram que o Satélite X ocasiona crescimento na obliquidade de Urano, podendo assim ser o responsável pela atual configuração do eixo de rotação de Urano, onde esse crescimento da obliquidade ocorre somente para determinadas configurações de semi-eixo maior e massa do Satélite X, sendo máximo quando o ângulo ressonante ( _) (longitude do equador de Urano menos a longitude do nodo ascendente do Satélite X) é zero e mínima quando é 180 graus. Porém, assim como no estudo anterior, só foi possível reproduzir a atual obliquidade de Urano com Satélite X com massas excessivamente grandes, da ordem de 0; 01 da massa de Urano. As simulações mostraram também que o Satélite X causa instabilidade no sistema de satélites internos desestabilizando-os a ponto de extingui-los. Outro estudo realizado foi sobre a origem de sistemas binários de asteroides por meio de ruptura rotacional. O processo de fissão rotacional de asteroides ... (Resumo completo, clicar acesso eletrônico abaixo) / We conducted two different studies about the spin-orbit coupling. One of them was about the origin of Uranus obliquity, that still remains unknown. Some theories of formations have been published in the last decades, the two most cited is: by collision (Uranus suffered a great tangential collision) and by a resonance between Uranus rotation and a satellite. We focused our study on the resonance model. Based on article of Boué & Laskar (2010), in which the authors study the origin of Uranus obliquity by a resonance that occurs only in the presence of a large satellite (Satellite X). We did a numerical study of this problem. Using orbits previously integrated by Nice Model, we studied the possibility of obtaining the current Uranus obliquity due to disturbances of the giant planets, the Sun and the Satellite X. Our results show that the Satellite X causes growth in Uranus obliquity and so may be the responsible for the current configuration of the Uranus rotation axis. And this growth of obliquity occurs only for certain configurations of semi-major axis and mass of the Satellite X, and maximum when the resonant angle ( _) (Uranus's equator longitude less the longitude of the ascending node of the Satellite X) is zero and minimal when it is 180 degrees. However, as in the previous study, it was only possible to reproduce the current Uranus obliquity with Satellite X with excessively large masses, about 0:01 mass of Uranus. The simulations also showed that Satellite X causes instability in the satellite with internal orbits until extinguishing them. Another study was about the origin of binary asteroid systems through rotational fission. The process of rotational fission of asteroids has been studied theoretically Scheeres (2007) and numerically Jacobson & Scheeres (2011) with simplified models restricted to planar motion. However, the observed physical configuration of contact ... (Complete abstract click electronic access below)

Made available in DSpace on 2014-06-11T19:25:31Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2010-08-05Bitstream added on 2014-06-13T18:53:37Z : No. of bitstreams: 1 deienno_r_me_rcla.pdf: 1861115 bytes, checksum: 046085d2e2d453bbb5cc4bae42e458a4 (MD5) / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) / Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo (FAPESP) / Segundo Tsiganis et al (2005), no modelo de Nice os satélites regulares dos planetas gigantes seriam imunes aos efeitos da migraçãao sendo que os irregulares em geral seriam ejetados. Uma demonstraçãao clara e os cálculos que levam a isso, não são conhecidos. Neste trabalho estudaremos este problema, em especial para os casos dos sistemas de Urano e Saturno. Usamos o código de Gomes et al (2005) e tal com em Yokoyama et al (2008), o efeito do Sol e do achatamento do planeta será tomado, incluindo agora o disco planetesimal e a interação mútua dos satélites regulares. Os encontros próximos entre os satélites e planetesimais são tratados tal como em Nogueira (2008). Investigamos a possibilidade de existência de uma distância limite tal que satélites interiores a este limite resistam às instabilidades da migração. Neste sentido observa-se que Oberon e Titan, em geral, são os mais distantes (últimos) satélites que resistem á migração. Assim, em geral os objetos irregulares não resistem à migração. Por outro lado, as simulações mostram que embora os atuais satélites regulares sejam de fato primordiais, eventualmente podem ocorrer significativas instabilidades nesta região, que poderiam causar ejeção de algum satélite regular. Como resultado natural dos vários encontros, algumas capturas de satélites irregulares ocorrem. Neste sentido, um breve estudo de satélites capturados é mostrado / According to Tsiganis et al (2005), in the Nice model, the regular satellites of the giant planets would be immune under the effects of the migration while the irregular ones would be ejected. A clear demonstration and the simulations showing that are not known. In this work we study this problem, in special for the cases of Uranus’ and Saturn’s systems. We use Gomes’ code (GOMES et al,2005) and as in Yokoyama et al(2008), the effect of the Sun and of the oblateness of the planet are taken, but now including the planetesimal disk and the mutual interaction of the regular satellites. The close encounters between the satellites and the planetesimals are taken as in Nogueira (2008). We investigate the possibility of the existence of a limit distance such that satellites within this limit, resist the instabilities of the migration. In this sense we observe that, in general, Oberon and Titan are the outermost (last) that resist to the migration. Therefore, in general the irregular objects do not resist the migration. On the other hand, the simulations also show that although the current regular satellites are indeed primordial, eventually, some significant instabilities can occur in their region, leading to a possible ejection of some regular satellite. As a natural result of the several encounters, some captures of the irregular satellites occur. In this sense, a brief study of the captured satellites is shown

Made available in DSpace on 2014-12-02T11:16:54Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2014-03-20Bitstream added on 2014-12-02T11:20:56Z : No. of bitstreams: 1 000791753.pdf: 2751318 bytes, checksum: 273e7cbadcaa9ed81c675b41ad4a9fb7 (MD5) / Neste trabalho investigamos a evolução orbital de partículas de poeira que escapam das superfícies de ambos satélites pequenos de Plutão: Nix e Hidra, produzidas através do impacto de micrometeoroides nas superfícies dos mesmos, sob influencia da pressão de radiação solar e dos efeitos gravitacionais de Plutão, Caronte e dos próprios satélites fontes (Nix e Hidra). A taxa de produção de massa dos grãos de poeira micrométricos foi obtida e simulações numéricas foram realizadas para obter o tempo de vida destes grãos no sistema plutoniano. Os grãos ejetados de Nix e Hidra formam um anel de largura de aproximadamente 16.000 km, o que corresponde a distância radial aproximada entre as órbitas de Nix e Hidra. Através das integrações numéricas verificamos que colisões de grãos com os corpos massivos do sistema e escape em _orbitas hiperbólicas constituem os principais mecanismos de perda de material e são determinadas pelo efeito da pressão de radiação solar. Este importante mecanismo de desestabilização de grãos de poeira em Plutão, remove 30% do conjunto inicial de partículas com raios de 1 µ em apenas 1 ano. As demais partículas que permanecem no sistema formam um anel muito tênue com uma profundidade óptica máxima de 4x10¹¹. Exploramos também a possibilidade dos progenitores dos satélites pequenos de Plutão terem sido capturados pelo binário Plutão-Caronte do disco primordial massivo heliocêntrico, no qual Plutão estaria inserido. Encontramos que, para objetos com baixas velocidades de aproximação com o binário, capturas poderiam ocorrer com probabilidade não é negligenciável devido a natureza do próprio encontro: planetesimal e par de objetos massivosNo entanto, os objetos capturados permaneceriam em orbitas bastante excêntricas em relação ao baricentro do binário, assim o tempo tópico de ... (Resumo completo, clicar acesso eletrônico abaixo) / In this work, we investigate the orbital evolution of the escaping dust from both small satellites of Pluto: Nix and Hydra, produced via impacts of micrometeoroids on the surfaces of the small satellites, under the influence of the solar radiation pressure combined with the gravitational ejects of Pluto, Charon, and the parent-bodies (Nix and Hydra). The mass production rate of micron-sized dust particles is obtained and numerical simulations are performed to derive the lifetime of the ejecta. The ejected particles form a wide ring of about 16,000 km, which corresponds to the radial distance between the orbits of Nix and Hydra. Through the numerical simulations we verified that collisions with the massive bodies within the system and escape into hyperbolic orbits are the main mechanisms of loss of material, which are mainly determined by the solar radiation pressure acting on the grains. This important loss mechanism removes 30% of the initial set of 1 µ sized particles in 1 year. The surviving particles form a ring too faint to be detectable with a derived maximum optical depth of 4x10¹¹. We also explore the possibility that the progenitors of the small satellites of Pluto have been captured by the Pluto-Charon binary from the massive heliocentric planetesimal disk in which Pluto was originally embedded into. Wend that debris with small approximation velocities to the binary can be captured temporarily by Pluto-Charon with non-negligible probability, due to the dynamical perturbations exerted by the binary nature of the Pluto-Charon pair... (Complete abstract click eletronic access below)

Simulamos a evolução de uma estrela com acréscimo de massa aumentando a massa de seu envelope e transferindo-a posteriormente para o interior. O modelo inicial tinha 1 Mo e ao fim de 55 modelos foi atingido 1,2 M0 com uma razão de acréscimo constante de 10 -8 M0/ano. Esse é o acréscimo típico da estrela que recebe massa em um sistema binário próximo. São discutidas possíveis implicações de soluções múltiplas na evolução de estrelas com acréscimo de massa. O modelo ao qual foi acrescentada massa foi obtido simulando a evolução de uma estrela de 1 M0 a partir de um modelo homogêneo tendo sido feitos 255 modelos até a idade de 5,0 x 109 anos. Em ambos os casos foi usado um método implícito que resolve simultaneamente todas as equações de evolução estelar. O modelo homogêneo inicial foi calculado pelo método de Runge-Kutta com X = 0,73, z = 0,02, sem considerar o He³ e o C¹² em equilíbrio. / The evolution of a star with mass increase is simulated by increasing the mass of its envelope which is later transferred to its interior. The initial model has 1 M0 and after 55 models constructed with a constant accretion rate of 10-8 M0/year we obtained a star of 1.2 M0. This is a typical rate of increase for a star that receives mass in a close binary system. Possible implications of multiple solutions on the evolution of stars with mass increase are discussed. The model to which mass was added was obtained starting from an homogeneous star and making 214 models up to the age of 5 x 109 years. In both cases an implicit method was used which solves simultaneously all the equations of stellar evolution. The initial homogeneous model was calculated by Runge-Kutta's method with X= 0.73, z = 0.02, without considering He³ and C¹² in equilibrium.

Simulamos a evolução de uma estrela com acréscimo de massa aumentando a massa de seu envelope e transferindo-a posteriormente para o interior. O modelo inicial tinha 1 Mo e ao fim de 55 modelos foi atingido 1,2 M0 com uma razão de acréscimo constante de 10 -8 M0/ano. Esse é o acréscimo típico da estrela que recebe massa em um sistema binário próximo. São discutidas possíveis implicações de soluções múltiplas na evolução de estrelas com acréscimo de massa. O modelo ao qual foi acrescentada massa foi obtido simulando a evolução de uma estrela de 1 M0 a partir de um modelo homogêneo tendo sido feitos 255 modelos até a idade de 5,0 x 109 anos. Em ambos os casos foi usado um método implícito que resolve simultaneamente todas as equações de evolução estelar. O modelo homogêneo inicial foi calculado pelo método de Runge-Kutta com X = 0,73, z = 0,02, sem considerar o He³ e o C¹² em equilíbrio. / The evolution of a star with mass increase is simulated by increasing the mass of its envelope which is later transferred to its interior. The initial model has 1 M0 and after 55 models constructed with a constant accretion rate of 10-8 M0/year we obtained a star of 1.2 M0. This is a typical rate of increase for a star that receives mass in a close binary system. Possible implications of multiple solutions on the evolution of stars with mass increase are discussed. The model to which mass was added was obtained starting from an homogeneous star and making 214 models up to the age of 5 x 109 years. In both cases an implicit method was used which solves simultaneously all the equations of stellar evolution. The initial homogeneous model was calculated by Runge-Kutta's method with X= 0.73, z = 0.02, without considering He³ and C¹² in equilibrium.

Submitted by Rosa Assis (rosa_assis@yahoo.com.br) on 2017-03-24T18:15:07Z No. of bitstreams: 2 Wellington Luiz da Cruz.pdf: 6031617 bytes, checksum: 7a15565e2d3fcf871e0c5c9b319f81f9 (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) / Approved for entry into archive by Paola Damato (repositorio@mackenzie.br) on 2017-04-03T13:21:37Z (GMT) No. of bitstreams: 2 Wellington Luiz da Cruz.pdf: 6031617 bytes, checksum: 7a15565e2d3fcf871e0c5c9b319f81f9 (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) / Made available in DSpace on 2017-04-03T13:21:37Z (GMT). No. of bitstreams: 2 Wellington Luiz da Cruz.pdf: 6031617 bytes, checksum: 7a15565e2d3fcf871e0c5c9b319f81f9 (MD5) license_rdf: 0 bytes, checksum: d41d8cd98f00b204e9800998ecf8427e (MD5) Previous issue date: 2016-02-20 / Recent observations of solar flares at high-frequencies have provided evidence of a new spectral component with fluxes increasing with frequency in the sub-THz to THz range. This new component occurs simultaneously but is separated from the well-known microwave spectral component that maximizes at frequencies of a few to tens of GHz. The aim of this work is to study in detail a mechanism recently suggested to describe the double spectrum observed in solar flares based on the physical process known as microbunching instability, which occurs with high-energy electron beams in laboratory accelerators. Such a process is responsible for the production of synchrotron radiation with a double spectrum similar to that observed in solar flares, showing a broadband coherent synchrotron radiation component (CSR) and a distinct incoherent synchrotron radiation component (ISR) with maximum at higher frequencies. / Observações recentes de explosões solares em altas freqüências têm fornecido evidências de um nova componente espectral com fluxos crescentes com a freqüência na faixa de sub-THz a THz. Essa nova componente ocorre simultaneamente mas é separada da bem conhecida componente espectral em microondas que maximiza em freqüências da ordem de dezenas de GHz. O objetivo deste trabalho é estudar em detalhe um mecanismo recentemente proposto para descrever o duplo-espectro observado em explosões solares, baseado no processo físico conhecido como microbunching instability que ocorre com feixes de elétrons de alta-energia em aceleradores de laboratório. Esse processo é responsável pela produção de radiação síncrotron com duplo-espectro semelhante ao observado em explosões solares, exibindo uma componente coerente de banda larga (Coherent Synchrotron Radiation - CSR) e uma componente incoerente distinta (Incoherent Synchrotron Radiation - ISR) com máximo em freqüências maiores.