Neste trabalho investigamos os efeitos de choques (induzidos por supernovas) e de turbulência magneto-hidrodinâmica no processo de formação estelar. Primeiramente, considerando o impacto de um remanescente de supernova (RSN) com uma nuvem neutra magnetizada derivamos analiticamente um conjunto de condições através das quais estas interações podem levar à formação de estruturas densas capazes de tornarem-se gravitacionalmente instáveis e formar estrelas. Usando estas condições, construímos diagramas do raio do RSN, $R_$, versus a densidade inicial da nuvem, $n_c$, os quais delimitam um domínio no espaço paramétrico onde a formação estelar é permitida. Estes diagramas foram testados através de simulações numéricas magneto-hidrodinâmicas tridimensionais (3D MHD) onde seguimos a evolução espaço-temporal da interação de um RSN com uma nuvem auto-gravitante. Verificamos que a análise numérica está de acordo com os resultados previstos pelos diagramas. Observamos ainda que a presença de um campo magnético fraco, $\\sim 1 \\; \\mu$G, inicialmente homogêneo e perpendicular à velocidade de impacto do RSN, resulta em uma pequena diminuição da região permitida para formação estelar nos diagramas quando comparado a diagramas para nuvens não magnetizadas. Já um campo magnético mais intenso ($\\sim 10\\;\\mu$G) causa um encolhimento significativo nestas, como esperado. Embora derivados de considerações analíticas simples estes diagramas fornecem uma ferramenta útil para identificar locais onde a formação estelar pode ter sido induzida pelo impacto de uma onda de choque de SN. Aplicações a algumas regiões de nossa Galáxia (como a Grande Concha de CO na direção de Escorpião e a Nuvem Periférica 2 na direção da constelação de Cassiopeia) mostram que a formação estelar nestes locais pode ter sido induzida por uma onda de choque de um RSN em passado recente, quando se consideram valores específicos para as condições iniciais das nuvens impactadas.%, para valores específicos de raio do RSN e uma faixa de densidades iniciais possíveis para estas nuvens. Avaliamos também a eficiência de formação estelar efetiva para estas interações e encontramos que esta é geralmente menor do que os valores observados para a nossa Galáxia (sfe $\\sim$ 0.01$-$0.3). Este resultado é consistente com outros trabalhos da literatura e também sugere que este mecanismo, embora poderoso para induzir a formação de estruturas, turbulência supersônica e eventualmente formação estelar local, não parece ser suficiente para induzir a formação estelar global em galáxia normais, nem mesmo quando o campo magnético é desprezado. Além do estudo acima, exploramos ainda a formação estelar considerando a injeção prévia de turbulência (por um mecanismo físico arbitrário) em nuvens magnetizadas. Para uma nuvem ou glóbulo de nuvem molecular formar estrelas deve haver transporte de fluxo magnético das regiões internas mais densas para as regiões externas menos densas da nuvem, de outra forma o colapso poderá ser impedido pela força magnética. Consideramos aqui um novo mecanismo. Reconexão magnética rápida, a qual ocorre em presença de turbulência, pode induzir um processo de difusão eficiente dos campos magnéticos. Neste trabalho investigamos esse processo por meio de simulações numéricas 3D MHD e suas implicações para a formação estelar, estendendo um estudo prévio realizado para nuvens de simetria cilíndrica e sem auto-gravidade (Santos-Lima et al. 2010). Aqui consideramos nuvens mais realistas com potenciais gravitacionais esféricos (devido a estrelas embebidas) e também levando em conta os efeitos da auto-gravidade do gás. Determinamos, pela primeira vez, quais as condições em que o transporte do campo magnético devido à difusão por reconexão turbulenta leva uma nuvem inicialmente subcrítica a tornar-se super-crítica e capaz de colapsar para formar estrelas. Nossos resultados indicam que a formação de um núcleo supercrítico é resultado de uma complexa interação entre gravidade, auto-gravidade, intensidade do campo magnético e turbulência aproximadamente trans-sônica e trans-Alfvénica. Em particular, a auto-gravidade favorece a difusão do campo magnético por reconexão turbulenta e, como resultado, seu desacoplamento do gás colapsante torna-se mais eficiente do que quando apenas um campo gravitacional externo está presente. Demonstramos que a difusão por reconexão turbulenta é capaz de remover fluxo magnético da maior parte das nuvens investigadas, porém somente uma minoria desenvolve núcleos aproximadamente críticos ou super-críticos, o que é consistente com as observações. A formação destes é restrita ao seguinte intervalo de condições iniciais para as nuvens: razão pressão térmica-pressão magnética, $\\beta \\sim 1$ a $3$, razões entre a energia turbulenta e a energia magnética $E_/E_\\sim 1.62$ a $2.96$, e densidades $50 < n < 140$ cm$^$, quando consideramos massas estelares M$_{\\star}\\sim 25$M$_{\\odot}$, implicando uma massa total da nuvem (gás + estrelas) M$_\\lesssim 120$M$_{\\odot}$. / In this work, we have investigated the effects of shocks (induced by supernovae) and magnetohydrodynamical turbulence in the process of star formation. Considering first, the impact of a supernova remnant (SNR) with a neutral magnetized cloud we derived analytically a set of conditions through which these interactions can lead to the formation of dense structures able to become gravitationally unstable and form stars. Using these conditions, we have built diagrams of the SNR radius, $R_{SNR}$, versus the initial cloud density, $n_c$, that constrain a domain in the parameter space where star formation is allowed. These diagrams have been also tested by means of three-dimensional magneto-hydrodynamical (3D MHD) numerical simulations where the space-time evolution of a SNR interacting with a self-gravitating cloud is followed. We find that the numerical analysis is in agreement with the results predicted by the diagrams. We have also found that the effects of a weak homogeneous magnetic field ($\\sim 1 \\; \\mu$G) approximately perpendicular to the impact velocity of the SNR results only a small decrease of the allowed zone for star formation in the diagrams when compared with the diagrams with non-magnetized clouds. A larger magnetic field ($\\sim 10\\;\\mu$G) on the other hand, causes a significant shrinking of the star formation zone, as one should expect. Although derived from simple analytical considerations, these diagrams provide a useful tool for identifying sites where star formation could be triggered by the impact of a SN blast wave. Applications of them to a few regions of our own Galaxy (e.g., the large CO shell in the direction of Scorpious, and the Edge Cloud 2 in the direction of the Cassiopeia constellation) have revealed that star formation in those sites could have been triggered by shock waves from SNRs in a recent past, when considering specific values of the SNR radius and the initial conditions in the neutral clouds. We have also evaluated the effective star formation efficiency for this sort of interaction and found that it is generally smaller than the observed values in our Galaxy (sfe $\\sim$ 0.01$-$0.3). This result is consistent with previous work in the literature and also suggests that the mechanism presently investigated, though very powerful to drive structure formation, supersonic turbulence and eventually, local star formation, does not seem to be sufficient to drive $global$ star formation in normal star forming galaxies, not even when the magnetic field is neglected. Besides the study above, we have also explored star formation considering a priori injection of turbulence (by an arbitrary physical mechanism) in magnetized clouds. For a molecular cloud clump to form stars some transport of magnetic flux may be required from the denser, inner regions to the outer regions of the cloud, otherwise this can prevent the gravitational collapse. We have considered here a new mechanism. Fast magnetic reconnection which takes place in the presence of turbulence can induce a process of reconnection diffusion of the magnetic field. In this work, we have investigated this process by means of 3D MHD numerical simulations considering its implications on star formation. We have extended a previous study which considered clouds with cylindrical geometry and no self-gravity (Santos-Lima et al. 2010). Here, we considered more realistic clouds with spherical gravitational potentials (from embedded stars) and also accounted for the effects of the gas self-gravity. We demonstrated that reconnection diffusion takes place. We have also, for the first time, determined the conditions under which reconnection diffusion is efficient enough to make an initially subcritical cloud clump to become supercritical and collapse. Our results indicate that the formation of a supercritical core is regulated by a complex interplay between gravity, self-gravity, magnetic field strength and nearly transonic and trans-Alfvénic turbulence. In particular, self-gravity helps reconnection diffusion and, as a result, the magnetic field decoupling from the collapsing gas becomes more efficient than in the case when only an external gravitational field is present. We have demonstrated that reconnection diffusion is able to remove magnetic flux from most of the collapsing clumps analysed, but only a few of them develop nearly critical or supercritical cores, which is consistent with the observations. Their formation is restricted to a range of initial conditions for the clouds as follows: thermal to magnetic pressure ratios $\\beta \\sim$ 1 to 3, turbulent to magnetic energy ratios $E_{turb}/E_{mag}\\sim 1.62$ to $2.96$, and densities $50 < n < 140$ cm$^{-3}$, when considering stellar masses M$_{\\star}\\sim 25$M$_{\\odot}$, implying total (gas+stellar) masses M$_{tot} \\lesssim 120$M$_{\\odot}$.

Campos magnéticos de intensidade $\\sim \\mu$G são observados tanto em nossa galáxia, quanto em galáxias com alto desvio para o vermelho (\\emph{z}), onde o dínamo $\\alpha-\\Omega$ não deveria ter tempo para produzi-lo. Por conseguinte, uma origem primordial é indicada. Foi proposto que os campos primordiais surgiram em várias eras: durante a inflação, na transição de fase eletrofraca, na transição de fase quark hádron (TFQH), durante a formação dos primeiros objetos e durante a reionização. Nós sugerimos aqui, que estes campos magnéticos observados em galáxias através de medidas de rotação Faraday, têm sua origem em flutuações eletromagnéticas que naturalmente ocorreram no plasma quente e denso, existente logo após a TFQH. Nós evoluímos os campos previstos por nosso modelo até a época atual. O tamanho da região de coerência do campo magnético aumenta devido à fusão de regiões menores. Campos magnéticos de $\\sim 10 \\mu$G sobre regiões comóveis de $\\sim 1$ pc foram encontrados para \\emph{z} $\\sim 10$. Investigamos a amplificação destes campos sementes pelo dínamo turbulento em protogaláxias. A taxa de amplificação devido à um vórtice turbulento de raio $L$ com velocidade circular $V$ é da ordem de $V/L$. Enquanto o modelo padrão de dínamo tem um tempo de amplificação para um disco galáctico típico de $\\sim 10^{9}$ anos, o dínamo turbulento de pequena escala tem uma taxa de amplificação de $\\sim 10^{7}$ anos. Usamos as equações não-lineares para evolução da correlação magnética de forma a avaliar a evolução da amplificação destes campos na protogaláxia. Vários autores sugeriram uma origem gravitacional para os campos magnéticos em objetos celestes em rotação. Isto foi motivado em parte pela conjectura Schuster-Blackett (S-B), onde se propõe que os campos magnéticos em planetas e estrelas surgem devido à sua rotação. Neste cenário, correntes de massa neutra geram campos magnéticos, implicando na existência de um acoplamento entre os campos gravitacional e magnético. Nós também investigamos a possibilidade da conjectura S-B ser a origem dos intensos campos magnéticos em magnetares e \\emph{gamma ray bursts}. Além disso, estudamos a influência da pressões não térmicas, na determinação da massa de aglomerados de galáxias, usando dados públicos do XMM-Newton para 5 aglomerados de Abell. A pressão não térmica considerada aqui, é composta pelas componentes magnética e turbulenta. Nós consideramos estas duas componentes na equação do equilíbrio hidrostático e comparamos as estimativas de massa total, com os valores obtidos sem estas componentes. / Magnetic fields of intensities $\\sim \\mu$G are observed both in our galaxy and in high redshift (\\emph{z}) galaxies, where a mean field dynamo would not had time to produce them. Therefore, a primordial origin is indicated. It has been suggested that magnetic fields were created at various primordial eras: during inflation, the electroweak phase transition, the quark-hadron phase transition (QHPT), during the formation of the first objects, and during reionization. We suggest here that the magnetic fields observed in galaxies by Faraday Rotation Measurements (FRMs), have their origin in the electromagnetic fluctuations that naturally occurred in the dense hot plasma that existed just after the QHPT. We evolve the predicted fields to the present time. The size of the region containing a coherent magnetic field increased due to the fusion of smaller regions. Magnetic fields (MFs) $\\sim 10 \\mu$G over a comoving $\\sim 1$ pc region are predicted at redshift \\emph{z} $\\sim 10$. The amplification of these seed fields by the turbulent dynamo in a protogalaxy is here investigated. The e-fold amplification time by a turbulent eddy of radius $L$ with a circular velocity $V$ is on the order of $L/V$. Whereas the standard dynamo for a typical disk galaxy has an e-fold amplification time $\\sim 10^{9}$ years, the small scale turbulent dynamo has an e-fold time $\\sim 10^{7}$ years. We use the non-linear evolution equations for the magnetic correlations in order to analyze the amplifications of these fields in protogalaxies. Various authors have suggested a gravitational origin of the magnetic fields in rotating celestial bodies. It has been motivated, in part, by the Schuster-Blackett (S-B) conjecture, which suggests that the magnetic fields in planets and stars arise due to their rotation. In this scenario, neutral mass currents generate magnetic fields, implying the existence of a coupling between gravitational and electromagnetic fields. In this work, we investigate the possibility that the S-B conjecture is the origin of the intense magnetic fields near rotating compact objects, in particular connected with magnetars and gamma ray bursts. We also studied the influence of non-thermal pressure on the cluster mass determination using public XMM-Newton archival data for 5 Abell clusters. The non-thermal pressure considered here, is composed of the magnetic and the turbulent components. We also take into account these two non-thermal components in the hydrostatic equilibrium equation, and we compare the total mass estimated with the values obtained without assuming them.

A magnetita, também chamada de ferrita de ferro, é um minério conhecido como imã natural e encontrada em depósitos de ferro. Além desse comportamento intrínseco, a magnetita possui a capacidade de remover os íons metálicos do meio aquoso por fenômenos de adsorção. O seu caráter fortemente magnético a distingue de outros tipos de adsorventes, visto que, é facilmente removida da solução por separação magnética. Neste trabalho estudou-se a adsorção de urânio(VI), na forma de íons UO22+, de solução nítrica pela magnetita sintética. Esta foi preparada por precipitação simultânea adicionando-se uma solução de NaOH à solução contendo os íons Fe2+ e Fe3+. A magnetita sintética, na forma de um pó preto, exibiu uma resposta magnética de atração intensa na presença de um campo magnético, sem contudo tornar-se magnética, um comportamento típico de material superparamagnético constatado por medidas de magnetização. Estudou-se a influência dos parâmetros de adsorção de íons UO22+ tais como o pH, a dose do adsorvente, tempo de contato e a isoterma de equilíbrio. A máxima adsorção de urânio foi encontrada no intervalo de pH entre 4 e 5. Verificou-se que quanto maior a dose de magnetita menor a capacidade de adsorção e maior a remoção de U. Da relação entre adsorção e tempo de contato verificou-se que a remoção aumentou rapidamente com o tempo e atingiu-se a condição de equilíbrio em 30 min. Os resultados da isoterma de equilíbrio apresentaram maior concordância com o modelo de Langmuir, o qual permitiu a determinação da capacidade teórica de saturação da magnetita para o urânio. A interação entre os íons UO22+ e a magnetita foi caracterizada como uma adsorção química e espontânea. / Magnetite, also known as iron ferrite, is a mineral iron and a natural magnet found in iron deposits. In addition to its magnetic intrinsic behavior, the magnetite has the capacity to remove the metallic ions from aqueous medium by adsorption phenomena. The strong magnetic character of magnetite distinguishes it from other adsorbent types, which it allows to be readily removed from solution by magnetic separation. In this work, uranium (VI) adsorption, as UO22+ ions, from nitric solution by synthetic magnetite was investigated. It was prepared by simultaneous precipitation process, adding a NaOH solution into a solution containing Fe2+ and Fe3+ ions. The synthetic magnetite, a black powder, has exhibited a strong magnetic response in presence of a magnetic field, without nevertheless becomes magnetic. This typical superparamagnetic behavior was confirmed by magnetization measurements. Adsorption parameters of UO22+ ions such as pH. the adsorbent dose, contact time and equilibrium isotherm were evaluated. Maximum uranium adsorption was observed in the pH 4.0-5.0 range. It was noticed that increase in magnetite dose increased the percent removal of uranium, but decreased the adsorption capacity of the magnetite. It was observed from the relation between adsorption and contact time that the removal has increased very fast with time, and achieved the equilibrium within 30 minutes. The results of equilibrium isotherm agreed well with the Langmuir model, and so the theorical saturation capacity of the magnetite was determined for uranyl ions. The interaction between UO22+ ions and the magnetite was defined as a spontaneous chemical adsorption.

Elasmobranchs (sharks, skates, and rays) migrate across a wide range of spatiotemporal scales, display philopatry, seasonal residency, and maintain home ranges. Many animals use the Earth’s magnetic field to orient and navigate between habitats. The geomagnetic field provides a variety of sensory cues to magnetically sensitive species, which could potentially use the polarity, or intensity and inclination angle of the field, to derive a sense of direction, or location, during migration. Magnetoreception has never been unequivocally demonstrated in any elasmobranch species and the cognitive abilities of these fishes are poorly studied. This project used behavioral conditioning assays that paired magnetic and reinforcement stimuli in order to elicit behavioral responses. The specific goals were to determine if the yellow stingray, Urobatis jamaicensis, could detect magnetic fields, to quantify the nature of the magnetic stimuli it could detect, and to quantify the learning and memory capabilities of this species. The results supported the original hypotheses and demonstrated that the yellow stingray could: discriminate between magnetic and non-magnetic objects; detect and discriminate between changes in geomagnetic field strength and inclination angle; and use geomagnetic field polarity to solve a navigational task. The yellow stingray learned behavioral tasks faster and retained the memories of learned associations longer than any batoid (skate or ray) to date. The data also suggest that this species can classify magnetic field stimuli into categories and learn similar behavioral tasks with increased efficiency, which indicate behavioral flexibility. These data support the idea that cartilaginous fishes use the geomagnetic field as an environmental cue to derive a sense of location and direction during migrations. Future studies should investigate the mechanism, physiological threshold, and sensitivity range of the elasmobranch magnetic sense in order to understand the effects of anthropogenic activities and environmental change on the migratory ability of these fishes. / Includes bibliography. / Dissertation (Ph.D.)--Florida Atlantic University, 2017. / FAU Electronic Theses and Dissertations Collection

A magnetita, também chamada de ferrita de ferro, é um minério conhecido como imã natural e encontrada em depósitos de ferro. Além desse comportamento intrínseco, a magnetita possui a capacidade de remover os íons metálicos do meio aquoso por fenômenos de adsorção. O seu caráter fortemente magnético a distingue de outros tipos de adsorventes, visto que, é facilmente removida da solução por separação magnética. Neste trabalho estudou-se a adsorção de urânio(VI), na forma de íons UO22+, de solução nítrica pela magnetita sintética. Esta foi preparada por precipitação simultânea adicionando-se uma solução de NaOH à solução contendo os íons Fe2+ e Fe3+. A magnetita sintética, na forma de um pó preto, exibiu uma resposta magnética de atração intensa na presença de um campo magnético, sem contudo tornar-se magnética, um comportamento típico de material superparamagnético constatado por medidas de magnetização. Estudou-se a influência dos parâmetros de adsorção de íons UO22+ tais como o pH, a dose do adsorvente, tempo de contato e a isoterma de equilíbrio. A máxima adsorção de urânio foi encontrada no intervalo de pH entre 4 e 5. Verificou-se que quanto maior a dose de magnetita menor a capacidade de adsorção e maior a remoção de U. Da relação entre adsorção e tempo de contato verificou-se que a remoção aumentou rapidamente com o tempo e atingiu-se a condição de equilíbrio em 30 min. Os resultados da isoterma de equilíbrio apresentaram maior concordância com o modelo de Langmuir, o qual permitiu a determinação da capacidade teórica de saturação da magnetita para o urânio. A interação entre os íons UO22+ e a magnetita foi caracterizada como uma adsorção química e espontânea. / Magnetite, also known as iron ferrite, is a mineral iron and a natural magnet found in iron deposits. In addition to its magnetic intrinsic behavior, the magnetite has the capacity to remove the metallic ions from aqueous medium by adsorption phenomena. The strong magnetic character of magnetite distinguishes it from other adsorbent types, which it allows to be readily removed from solution by magnetic separation. In this work, uranium (VI) adsorption, as UO22+ ions, from nitric solution by synthetic magnetite was investigated. It was prepared by simultaneous precipitation process, adding a NaOH solution into a solution containing Fe2+ and Fe3+ ions. The synthetic magnetite, a black powder, has exhibited a strong magnetic response in presence of a magnetic field, without nevertheless becomes magnetic. This typical superparamagnetic behavior was confirmed by magnetization measurements. Adsorption parameters of UO22+ ions such as pH. the adsorbent dose, contact time and equilibrium isotherm were evaluated. Maximum uranium adsorption was observed in the pH 4.0-5.0 range. It was noticed that increase in magnetite dose increased the percent removal of uranium, but decreased the adsorption capacity of the magnetite. It was observed from the relation between adsorption and contact time that the removal has increased very fast with time, and achieved the equilibrium within 30 minutes. The results of equilibrium isotherm agreed well with the Langmuir model, and so the theorical saturation capacity of the magnetite was determined for uranyl ions. The interaction between UO22+ ions and the magnetite was defined as a spontaneous chemical adsorption.

Fermi surface, the locus in momentum space of gapless low-energy excitations, is a concept of fundamental importance in solid state physics. Electronic properties of a material are determined by the long-lived low-energy excitations near the Fermi surface. Conventionally, Fermi surface is understood as a property exclusive to a metallic state, contoured by electronic bands crossed by the Fermi level, although there has been a continuing effort in searching for Fermi surface outside the conventional description. In this thesis, techniques developed to prepare high-quality single crystals of SmB$_6$ and YBa$_2$Cu$_3$O$_{6+x}$ (abbreviated as YBCO$_{6+x}$ hereinafter) are described. By utilising measurement techniques of exceptional sensitivity and exploring a wide range of temperatures, magnetic fields, and electrical currents, we found signatures of unconventional Fermi surfaces beyond the traditional description in these strongly correlated electronic systems. SmB$_6$ is a classic example of Kondo insulators whose insulating behaviour arises due to strong correlation between the itinerant $d$-electrons and localised $f$-electrons. The peculiar resistivity plateau onsets below 4 K has been a decades-long puzzle whose origin has been recently proposed as the manifestation of topological conducting surface states. We found that the insulating behaviour in electrical transport is robust against magnetic fields up to 45 T, while prominent quantum oscillations in magnetisation are observed above 10 T. Angular dependence of the quantum oscillations revealed a three-dimensional characteristics with an absolute amplitude consistent with a bulk origin, and temperature dependence showed a surprising departure from the conventional Lifshitz-Kosevich formalism. Complementary thermodynamic measurements showed results consistent with a Fermi surface originating from neutral itinerant low-energy excitations at low temperatures. Theoretical proposals of the unconventional ground state uncovered by our measurements in SmB$_6$ are discussed. YBCO$_{6+x}$ is a high-temperature superconductor with a maximum $T_{\rm c}$ of 93.5 K and the cleanest member in the family of copper-oxide, or {\it cuprate}, superconductors. The correct description of electronic ground state in the enigmatic pseudogap regime, where the antinodal density of states are suppressed below a characteristic temperature $T^*$ above $T_{\rm c}$, has been a subject of active debates. While the quantum oscillations observed in underdoped YBCO$_{6+x}$ have been predominately interpreted as a property of the normal state where the superconducting parameter is completely suppressed at $\approx$ 23 T, we made the discovery that YBCO$_{6.55}$ exhibits zero resistivity up to 45 T when a low electrical current is used, consistent with the observation of a hysteresis loop in magnetisation. Quantum oscillations in the underdoped YBCO$_{6+x}$ are thus seen to coexist with $d$-wave superconductivity. Characteristics of the quantum oscillations are consistent with an isolated Fermi pocket reconstructed by a charge density wave order parameter and unaccompanied by significant background density of states, suggesting the antinodal density of states is completely gapped out by a strong order parameter involving pairing correlations, potentially in addition to the other order parameters. Transport measurements performed over a wide doping range show signatures consistent with pairing correlations that persist up to the pseudogap temperature $T^*$. The surprising observation of quantum oscillations in insulating SmB$_6$ and superconducting YBCO$_{6+x}$ demonstrates a possible new paradigm of a Fermi surface without a conventional Fermi liquid. A new theoretical framework outside the realm of Fermi liquid theory may be needed to discuss the physics in these strongly correlated materials with enticing electronic properties.

Nesta tese, investigamos a discrepância existente entre o número de galáxias satéli-tes da Via Láctea que é previsto e aquele que é observado, questão conhecida como ``problema da falta de satélites\'\' (PFS). Este problema pode ser reformulado em termos de um desacordo entre a função de luminosidades das galáxias satélites (FLS) que é estimada a partir de dados observacionais e a FLS predita por modelos numéricos de formação de galáxias. Nós revisamos tanto propriedades observacionais da população de satélites quanto a teoria associada à modelagem da formação de galáxias e estruturas. Para abordar o PFS, estudamos diferentes soluções possíveis. Nós desenvolvemos uma modificação simples ao potencial do inflaton usual e mostramos que esta leva a uma redução no número de halos de matéria escura de pequena massa. Nós usamos, então, um modelo semi-analítico de formação de galáxias para confirmar que supressões similares do espectro de potências de pequena escala produzem uma FLS com a forma correta. Em uma outra direção, nós discutimos outros mecanismos astrofísicos capazes de reduzir o número de galáxias pequenas, especificamente: os ventos gerados por explosões de supernovas e o aquecimento do meio intergalático durante a reionização do Universo. Finalmente, nós estudamos como um campo magnético primordial pode influenciar a formação de galáxias de pequena massa. Para isso, nós inicialmente mostramos que a pressão devida a um campo magnético leva a uma alteração significativa na massa de filtragem, levando a uma importante supressão na acresção de gás por galáxias de baixa massa. Introduzindo estas modifi-cações em um modelo numérico de formação de galáxias, mostramos que, para valo-res realistas de intensidade de campo, a pressão devido ao campo magnético leva a um bom acordo entre a FLS prevista e observada. / In this thesis we investigate the discrepancy between the predicted and observed number of satellite galaxies in the Milky Way, known as ``the missing satellites problem\'\' (MSP). This problem can be translated into the disagreement between the satellite luminosity function (SLF), which is estimated from the observational (particularly the SDSS) data and the SLF predicted by numerical models of galaxy formation. We review both the observational properties of the satellite population and the essentials of galaxy and structure formation modelling. To tackle the MSP, we study different possible solutions. We develop a small modification to the usual chaotic inflaton potential and show that it leads to a reduction in the number of small mass haloes. We use a semi-analytic model of galaxy formation to confirm that suppressions of the small scale power spectrum can produce a SLF with the correct shape. In a different direction, we discuss other astrophysical mechanisms that can reduce the number of small mass galaxies, namely: the outflows generated by supernovae explosions and the heating of the intergalactic medium during the reionization of the Universe. Finally, we study how a primordial magnetic field can influence the formation of small mass galaxies. We first find that small primordial magnetic field significantly change the filtering mass, leading to an important suppression in the gas accretion by small mass haloes. ( The filtering mass is the mass for which the baryon accretion is reduced to approximately 1/2 its normal value.) Introducing these modifications in the galaxy formation model, we show that for realistic field strengths, the pressure due to the magnetic field can result in a good match between the observed SLF and the model predictions.

Campos magnéticos de intensidade $\\sim \\mu$G são observados tanto em nossa galáxia, quanto em galáxias com alto desvio para o vermelho (\\emph{z}), onde o dínamo $\\alpha-\\Omega$ não deveria ter tempo para produzi-lo. Por conseguinte, uma origem primordial é indicada. Foi proposto que os campos primordiais surgiram em várias eras: durante a inflação, na transição de fase eletrofraca, na transição de fase quark hádron (TFQH), durante a formação dos primeiros objetos e durante a reionização. Nós sugerimos aqui, que estes campos magnéticos observados em galáxias através de medidas de rotação Faraday, têm sua origem em flutuações eletromagnéticas que naturalmente ocorreram no plasma quente e denso, existente logo após a TFQH. Nós evoluímos os campos previstos por nosso modelo até a época atual. O tamanho da região de coerência do campo magnético aumenta devido à fusão de regiões menores. Campos magnéticos de $\\sim 10 \\mu$G sobre regiões comóveis de $\\sim 1$ pc foram encontrados para \\emph{z} $\\sim 10$. Investigamos a amplificação destes campos sementes pelo dínamo turbulento em protogaláxias. A taxa de amplificação devido à um vórtice turbulento de raio $L$ com velocidade circular $V$ é da ordem de $V/L$. Enquanto o modelo padrão de dínamo tem um tempo de amplificação para um disco galáctico típico de $\\sim 10^{9}$ anos, o dínamo turbulento de pequena escala tem uma taxa de amplificação de $\\sim 10^{7}$ anos. Usamos as equações não-lineares para evolução da correlação magnética de forma a avaliar a evolução da amplificação destes campos na protogaláxia. Vários autores sugeriram uma origem gravitacional para os campos magnéticos em objetos celestes em rotação. Isto foi motivado em parte pela conjectura Schuster-Blackett (S-B), onde se propõe que os campos magnéticos em planetas e estrelas surgem devido à sua rotação. Neste cenário, correntes de massa neutra geram campos magnéticos, implicando na existência de um acoplamento entre os campos gravitacional e magnético. Nós também investigamos a possibilidade da conjectura S-B ser a origem dos intensos campos magnéticos em magnetares e \\emph{gamma ray bursts}. Além disso, estudamos a influência da pressões não térmicas, na determinação da massa de aglomerados de galáxias, usando dados públicos do XMM-Newton para 5 aglomerados de Abell. A pressão não térmica considerada aqui, é composta pelas componentes magnética e turbulenta. Nós consideramos estas duas componentes na equação do equilíbrio hidrostático e comparamos as estimativas de massa total, com os valores obtidos sem estas componentes. / Magnetic fields of intensities $\\sim \\mu$G are observed both in our galaxy and in high redshift (\\emph{z}) galaxies, where a mean field dynamo would not had time to produce them. Therefore, a primordial origin is indicated. It has been suggested that magnetic fields were created at various primordial eras: during inflation, the electroweak phase transition, the quark-hadron phase transition (QHPT), during the formation of the first objects, and during reionization. We suggest here that the magnetic fields observed in galaxies by Faraday Rotation Measurements (FRMs), have their origin in the electromagnetic fluctuations that naturally occurred in the dense hot plasma that existed just after the QHPT. We evolve the predicted fields to the present time. The size of the region containing a coherent magnetic field increased due to the fusion of smaller regions. Magnetic fields (MFs) $\\sim 10 \\mu$G over a comoving $\\sim 1$ pc region are predicted at redshift \\emph{z} $\\sim 10$. The amplification of these seed fields by the turbulent dynamo in a protogalaxy is here investigated. The e-fold amplification time by a turbulent eddy of radius $L$ with a circular velocity $V$ is on the order of $L/V$. Whereas the standard dynamo for a typical disk galaxy has an e-fold amplification time $\\sim 10^{9}$ years, the small scale turbulent dynamo has an e-fold time $\\sim 10^{7}$ years. We use the non-linear evolution equations for the magnetic correlations in order to analyze the amplifications of these fields in protogalaxies. Various authors have suggested a gravitational origin of the magnetic fields in rotating celestial bodies. It has been motivated, in part, by the Schuster-Blackett (S-B) conjecture, which suggests that the magnetic fields in planets and stars arise due to their rotation. In this scenario, neutral mass currents generate magnetic fields, implying the existence of a coupling between gravitational and electromagnetic fields. In this work, we investigate the possibility that the S-B conjecture is the origin of the intense magnetic fields near rotating compact objects, in particular connected with magnetars and gamma ray bursts. We also studied the influence of non-thermal pressure on the cluster mass determination using public XMM-Newton archival data for 5 Abell clusters. The non-thermal pressure considered here, is composed of the magnetic and the turbulent components. We also take into account these two non-thermal components in the hydrostatic equilibrium equation, and we compare the total mass estimated with the values obtained without assuming them.

Charge-Conjugation (C) and Charge-Conjugation-Parity (CP) Violation is one of the three Sakharov conditions to explain via baryogenesis the observed baryon asymmetry of the universe (BAU). The Standard Model of particle physics (SM) contains sources of CP violation, but cannot explain the BAU. This motivates searches for new physics beyond the standard model (BSM) which address the Sakharov criteria, including high-precision searches for new sources of CPV in systems for which the SM contribution is small, but larger effects may be present in BSM theories. A promising example is the search for the electric dipole moment of the neutron (nEDM), which is a novel system to observe CPV due to the initial and final state being identical. A non-zero measurement necessarily requires violation of P and T discrete symmetries; invoking CPT invariance requires that CP is violated. There are BSM theories which predict a magnitude for the nEDM larger than SM predictions, so that such studies are beneficial at setting constraints on new physics. The current experimental limit of dn < 3.0 x 10-26 e cm at 90% CL as set by the Institut Laue-Langevin (ILL) [1] was largely limited by systematic effects related to the magnetic field. The research presented here supported technical progress toward a new measurement of the nEDM, with the goal of improving the result by an order of magnitude. A novel approach to the problem of limiting systematics is proposed, studied in Monte Carlo simulations, and an optimized prototype was constructed for use in a magnetic resonance experiment.

Yes / A workshop was recently held at Nagoya University (31 October – 02 November 2017), sponsored by the Center for International Collaborative Research, at the Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University, Japan, to quantitatively compare the performance of today’s operational solar flare forecasting facilities. Building upon Paper I of this series (Barnes et al. 2016), in Paper II (Leka et al. 2019) we described the participating methods for this latest comparison effort, the evaluation methodology, and presented quantitative comparisons. In this paper we focus on the behavior and performance of the methods when evaluated in the context of broad implementation differences. Acknowledging the short testing interval available and the small number of methods available, we do find that forecast performance: 1) appears to improve by including persistence or prior flare activity, region evolution, and a human “forecaster in the loop”; 2) is hurt by restricting data to disk-center observations; 3) may benefit from long-term statistics, but mostly when then combined with modern data sources and statistical approaches. These trends are arguably weak and must be viewed with numerous caveats, as discussed both here and in Paper II. Following this present work, we present in Paper IV a novel analysis method to evaluate temporal patterns of forecasting errors of both types (i.e., misses and false alarms; Park et al. 2019). Hence, most importantly, with this series of papers we demonstrate the techniques for facilitating comparisons in the interest of establishing performance-positive methodologies. / We wish to acknowledge funding from the Institute for Space-Earth Environmental Research, Nagoya University for supporting the workshop and its participants. We would also like to acknowledge the “big picture” perspective brought by Dr. M. Leila Mays during her participation in the workshop. K.D.L. and G.B. acknowledge that the DAFFS and DAFFS-G tools were developed under NOAA SBIR contracts WC-133R-13-CN-0079 (Phase-I) and WC-133R-14-CN-0103 (PhaseII) with additional support from Lockheed-Martin Space Systems contract #4103056734 for Solar-B FPP Phase E support. A.E.McC. was supported by an Irish Research Council Government of Ireland Postgraduate Scholarship. D.S.B. and M.K.G were supported by the European Union Horizon 2020 research and innovation programme under grant agreement No. 640216 (FLARECAST project; http://flarecast.eu). MKG also acknowledges research performed under the A-EFFort project and subsequent service implementation, supported under ESA Contract number 4000111994/14/D/ MPR. S. A. M. is supported by the Irish Research Council Postdoctoral Fellowship Programme and the US Air Force Office of Scientific Research award FA9550-17-1-039. The operational Space Weather services of ROB/SIDC are partially funded through the STCE, a collaborative framework funded by the Belgian Science Policy Office.