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This thesis presents the investigation of magnetism in a selection of low-dimensional systems and its relation to other physical properties, such as superconductivity. The techniques employed are muon spin rotation and pulsed magnetic field magnetisation. The ability of muons to directly probe the local field is used to study SrFeAsF, which is a parent compound of the high-temperature superconducting pnictides. This revealed that the magnetic and structural transitions are separated in this system. I then demon- strate the coexistence of magnetism and superconductivity in NaFeAs for the first time. This discovery is of great interest since the interplay between magnetism and supercon- ductivity is thought to play an important role for high-temperature superconductivity. I further investigate the effect of partially replacing Fe with Co in NaFeAs. I study the ordering and spin reorientation in the Mott insulator Sr₂IrO₄, which has been suggested as a possible high-temperature superconductor. The complex magnetism observed in this system is contrasted to that in related iridates Ca₄IrO₆, Ca₅Ir₃O₁₂ and Sr₃Ir₂O₇. By combining pulsed-field magnetization and low magnetic field experiments with μSR on a series of coordination polymers. I am able to determine the size and direction of the magnetic exchange interaction. I demonstrate how it is possible to adjust the in- teractions by altering the molecular architecture of these Cu-based spin- 1 2 compounds. This is a significant contribution since it will lead to the targeted design of magnetic systems that can be utilized to experimentally test fundamental theories of magnetism.

The transport critical current density (J(_c)) of a 37 filament Bi-2223/Ag tape has been measured as a function of field and temperature from 4.2 K up to 90 K. Data have been obtained over a large current range from 10 mA up to 100 A and in fields up to 23 T with the tape in 3 orientations with respect to field. These comprehensive data have been used to test the predictions of the flux creep and weak link models used to explain J(_c) in Bi-2223 tapes. The J(_c)(B,T) dependence of optimised Bi-2223 tapes has been calculated using a curved film model. The model assumes perfect grain connectivity and that the local superconducting properties are equivalent to those in the best reported thin films. A comparison between the calculations and measured J(_c)(B,T) dependencies suggest that in high fields at 20 K, J(_c) in presently available industrially processed tapes is only a factor of 8 below the performance of ideal fully optimised tapes. Transport measurements have been made on Bi-2223 single filaments extracted from an alloy sheathed multifilamentary tape in liquid nitrogen at 77 K in fields up to 300 mT with the field aligned parallel and perpendicular to the a-b planes. Further Jc(B,T) data have been taken in a variable temperature insert at temperatures between 60 to 90 K in fields up to 15 T. In a study of the electric field-current density {E-J) characteristics of the c-axis orientated data at 77 K, negative curvature is observed in traces below 280 mT. However, the 280 mT trace exhibits both positive and negative curvature in different current regimes in contrast to the predictions of standard theory. A laboratory scale Bi-2223 superconducting magnet producing a maximum field of 1.29 T at 4.2 K has been designed and fabricated. The magnet comprises 6 resin impregnated double wound pancakes with a 40 mm bore fabricated via the react and wind route. Critical current density measurements have been made as a function of magnetic field, angle and strain at 4.2 K and 77 K on short samples of the constituent tape. The E-J characteristics of all component coils have been measured and a comparison with short sample data shows that minimal additional damage occurred beyond that produced by the bending strain on the tape and the long length variation in J(_c). Sufficient detail is provided for the non-specialist to assess the potential use of brittle superconducting tapes for magnet technology and construct a laboratory scale magnet.

Neste trabalho investigamos os efeitos do magnetismo orbital sobre o gás de elétrons tridimensional e sobre íons de camadas abertas em matrizes metálicas. Derivamos uma expressão analítica fechada para a energia de troca do gás de elétrons tridimensional na presença de fortes campos magnéticos, incluindo contribuições do segundo nível de Landau e polarização de spin arbitrária. Esse cálculo generaliza e corrige resultados anteriores disponíveis na literatura. Em seguida, realizamos um cálculo numérico da energia de troca do gás de elétrons tridimensional na presença de campos magnéticos, permitindo a ocupação de um número ilimitado de níveis de Landau, possibilitando assim a obtenção da energia de troca para quaisquer valores de campo magnético e densidade. Em uma abordagem independente, usamos as aproximações de Thomas-Fermi e Thomas-Fermi-Dirac para construir modelos simples para a função dielétrica do gás de elétrons tridimensional no regime de campos magnéticos muito fortes (apenas o primeiro nível de Landau ocupado). Finalmente, estabelecemos vínculos entre os tratamentos fenomenológicos e de primeiros princípios do magnetismo orbital em íons de camadas abertas em matrizes metálicas. Esses vínculos forneceram um embasamento teórico para o uso dos termos de polarização orbital em cálculos Kohn-Sham e levaram à obtenção de expressões aproximadas para os funcionais de troca-correlação da teoria do funcional da densidade de corrente. / In this work, we investigate the effects of orbital magnetism in the three-dimensional electron gas and in open-shell ions in a solid. We derive a closed analytical expression for the exchange energy of the three-dimensional electron gas in strong magnetic fields including the contribution of the second Landau level and arbitrary spin polarization. This calculation generalizes and corrects earlier results available in the literature. Next, we perform a numerical calculation of the exchange energy of the three-dimensional electron gas in a magnetic field, allowing several Landau levels to be occupied, to obtain the exchange energy for arbitrary values of magnetic field and density. In an independent approach, we use the Thomas-Fermi and Thomas-Fermi-Dirac approximations to construct simple model dielectric functions for the three-dimensional electron gas in the strong magnetic field regime (where only the lowest Landau level is occupied). Finally, we establish links between the phenomenological and the first-principles treatment of orbital magnetism in open-shell ions in solids. These links provide a theoretical foundation for the use of orbital polarization terms in Kohn-Sham calculations and allow to obtain approximations to the exchange-correlation functionals of current-density functional theory.

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

Neste trabalho estudamos a geometria do campo magnético e algumas propriedades da poeira interestelar em duas regiões do Meio Interestelar da Galáxia: a Nuvem Escura de Musca e uma parte da IRAS Vela Shell, na direção de HD62542. Empregamos a técnica da polarimetria de imagem CCD. Na primeira parte desta tese mostramos nosso aporte no aprimoramento do hardware e software do grupo de polarimetria do IAGUSP. Basicamente, um código de controle da gaveta polarimétrica do IAG foi desenvolvido e explicamos em detalhe um pacote (PCCDPACK) de redução semi-automática e análise de imagens polarimétricas para objetos pontuais criado especificamente para este fim. Na segunda parte desta tese aplicamos a técnica de polarimetria de imagem CCD para um estudo observacional em duas regiões selecionadas: a nuvem escura de musca (NEM) e a região IRAS Vela Shell (IVS) / nebulosa de Gum (NG) na direção de HD62542. Nosso interesse foi explorar a técnica polarimétrica desenvolvida para a redução e análise de campos estelares densos. O produto deste estudo foi a construção de dois catálogos polarimétricos, um para cada região, de ao redor de 2500 objetos para a NEM e quase 900 objetos para a região IVS/NG. Mostramos também como tais medidas podem ser utilizadas para mapear o campo magnético em regiões densas do meio interestelar, especificamente em nuvens escuras e frentes de ionização/shocks onde a presença de grãos de poeira é prevista. Informamos sobre a intensidade do campo magnético e das razões de energia cinética turbulenta a magnética é obtida do estudo das dispersões do ângulo de polarização dos vetores de polarização em cada uma das regiões. Paralelamente, um estudo de extinção utilizando a técnica de contagem automática de estrelas foi feito em cada uma das regiões e sua correlações com os dados polarimétricos são exploradas. Combinando as medidas polarimétricas com as de extinção, a eficiência da polarização é ) investigada assim como suas implicâncias na determinação do tipo de grãos presentes ao serem comparados com aqueles próprios do meio interestelar difuso. A análise da polarimetria na NEM mostra um limite inferior de polarização de aprox. 2% ao longo da estrutura filamentar da nuvem, com picos de polarização de 6-7% na região central. A geometria do campo magnético, como é inferida do mapa de polarização, é quase perpendicular ao filamento, sugerindo um colapso ao longo das linhas do campo. No entanto, uma análise em pequena escala angular mostra variações no ângulo de polarização de aprox. 30% ao redor do valor médio de 110º. O campo magnético estimado ao longo da nuvem se encontra dentro de uma faixa de 0.05 mgauss a o.30 mgauss. Um limite inferior para a massa da nuvem de 139 M SOL é encontrado e um grande numero de condensações foram detectadas na estrutura filamentar com uma escala típica de tamanho \'L\' aprox. 0.26pc. As correlações entre polarização e extinção sugerem que a poeira na NEM possui diferentes propriedades que as do meio interestelar difuso e que uma privilegiada visão geométrica do campo magnético pode estar presente ao longo da nuvem. O estudo da região IVS/NG permitiu estabelecer uma geometria do campo magnético que parece acompanhar, em algumas regiões, a borda da parede de emissão Halfa. No entanto, em outras regiões, parece evidente uma tendência perpendicular parede. O campo magnético estimado ao longo da frente de ionização está na faixa de 0.02 mgauss a 0.11 mgauss e a pressão magnética parece dominar a pressão turbulenta do gás em algumas regiões. Uma evidência de estruturas tipo clumpy foi detectada com limites inferiores típicos de (1-4) masas solares e uma escala de tamanho de L\' aprox. 0.47pc. A eficiência da polarização muda ao longo da frente de ionização e parece claro que em algumas regiões as propriedades da poeira diferem daquelas ) observadas no meio interestelar difuso. Um ótimo alinhamento é observado em algumas regiões o que sugere uma ótima visão geométrica do campo magnético com respeito à frente de ionização vista edge on. / We have used CCD imaging polarimetry to study the geometry of the magnetic field and some properties of the interstellar dust in two regions of the Interstellar Medium of the Galaxy: the Musca Dark Cloud and a section of the IRAS Vela Shell towards HD62542. We initially describe the instrument employed with the Musca cloud, the IAG polarimeter, for which we developed control software. A very similar instrument was used at CTIO for the Vela Shell. We have also developed an IRAF software package to reduce and analyze polarimetric images in crowded fields (PCCDPACK). We next apply the technique to study two selected regions: the Musca Dark Cloud (MDC) and a section of IRAS Vela Shell (IVS). The end product is the construction of two catalogues, of approximately 2500 objects for MDC and 900 objects for IVS. For MDC, the analyses of the polarimetric data show a polarization lower limit of ~2% along the filamentary structure of the cloud, with peaks of 6-7% in the central regions. The geometry of the magnetic field is approximately perpendicular to filament, suggesting collapse along the field lines. However, when looked in detail, we detect variations in the polarization angle of ~30deg respect to the mean value of 110deg. The estimated strength of the magnetic field is in a range of 0.05-0.30 mgauss. The star count technique yields a lower limit of the total mass of the cloud of 139 solar masses. A large number of condensations are found, with a typical length scale L ~ 0.26 pc. The observed correlation between polarization and extinction suggests that the dust in MDC have different properties with respect to the dust in the diffuse Interstellar Medium. It also appears that the magnetic field along the cloud is viewed favorably so as to produce the observed polarization. The study in the section of the IVS towards HD 62542 allows us to detect a magnetic field parallel to the ionization front in sections of the cloud. However, in others regions, a perpendicular geometry is also evident. The estimated magnetic field is in the range of 0.02-0.11 mgauss and the magnetic pressure may dominate the turbulent pressure of gas in some regions. Evidence of clumpy structure is found with typical masses (1-4) solar masses and a length scale L ~ 0.47 pc. The polarization efficiency changes along the ionization front. It is clear that the properties of the dust are different of the interstellar medium in some regions. An optimum alignment of the polarization vectors is seen in some regions and it may reflect a favorable viewing geometry of the magnetic field with respect of the ionization front seeing edge on.

Fundação de Amparo a Pesquisa do Estado de Minas Gerais / Os radionuclídeos utilizados na tomografia por emissão de posítrons (PET) são produzidos utilizando um acelerador cíclotron. Os nêutrons produzidos durante a operação do cíclotron contribuem para exposição direta ou indireta dos Indivíduos Ocupacionalmente Expostos (IOEs), devido ao aumento da radiação de fundo da casamata. Além disso, há um aumento nas emissões de gases radioativos provenientes da ativação dos elementos do ar dentro da casamata, que quando liberados constitui um problema para radioproteção dos indivíduos do público. Dos vários métodos utilizados para caracterizar o espectro neutrônico, o espectrômetro de multiesferas de Bonner (EB) é um dos sistemas espectrométricos mais utilizados. Neste trabalho foi utilizado o sistema EB com detectores termoluminescentes (TL), do tipo TLD600 e TLD700 como detector de nêutrons, para medir os espectros de energia de nêutrons em quatro pontos no interior da casamata do cíclotron GE PETtrace-8 do Centro de Desenvolvimento da Tecnologia Nuclear (CDTN). Foram realizadas medidas em quatro pontos em torno do cíclotron. Os espectros de nêutrons foram desdobrados utilizando os códigos BUMS, NSDUAZ e BUNKIUT e os resultados convertidos em equivalente de dose ambiente H*(10). Considerando o termo fonte de radiação fornecido pelo fabricante do cíclotron, pôde-se constatar a grande influência dos nêutrons de recuo nos espectros de energia encontrados em todos os pontos. Houve uma boa concordância nos espectros de nêutrons obtidos, utilizando os códigos BUNKIUT (com espectros iniciais retangular e Maxwelliano) e NSDUAZ. Os valores de taxa de fluência encontrados no presente trabalho foram da mesma magnitude dos valores reportados na literatura e são coerentes com os obtidos por cálculos téóricos utilizando o termo fonte de radiação disponibilizado pelo fabricante. Com relação aos valores de equivalente de dose ambiente, as taxas horárias por A (microampère) variaram de aproximadamente 67 mSv/h a 936 mSv/h . Para uma corrente típica de 40 A, esses valores são próximos de 2,7 Sv/h a 37 Sv/h, valores da mesma ordem dos reportados na literatura. A metodologia empregada para a caracterização do campo de radiação em torno do cíclotron do CDTN mostrou-se adequada e pode ser utilizada em mais pontos da casamata, de maneira a descrever melhor o espectro e, consequentemente, estimar o equivalente de dose ambiente. / The radionuclides used in positron emission tomography (PET) are generally produced using a cyclotron accelerator. The operation of the cyclotron produces an undesirable neutron radiation field. The knowledge of the neutron radiation field around not-self-shielded PET cyclotrons is an important issue for optimization of radiation protection of the workers and individuals of the public. For the workers, neutrons contribute not only for immediate radiation exposure as for long-term exposure due to activation of cyclotron components and the concrete in the bunker walls. For the individuals of the public the main concern is the dispersal of radioactive gases produced by activation of the air inside the cyclotron vault. The multisphere system, or Bonner sphere spectrometer (BSS), has been widely used to measure neutron spectrum. The substitution of the active detectors of the BSS system by thermoluminescent detectors (specifically TLD-600 and TLD-700 pairs) has become a reliable procedure in spectrometry of high intensity mixed radiation field. In this study we utilized the BSS system with TLD600 and TLD700 to measure the energy spectra of neutrons at four points inside the bunker of the cyclotron GE PETtrace-8 of the Development Centre of Nuclear Technology (CDTN). Four points inside the bunker of the cyclotron were studied. The neutron spectra were unfolded using codes BUMS, NSDUAZ e BUNKIUT and the results converted to ambient dose equivalent H*(10). Considering the source-term of radiation provided by the manufacturer of the cyclotron, we could see the great influence of room return effect in energy spectra at all points. The values of total fluence rates for all points have the same magnitudes of values reported in the literature and are consistent with those obtained by theoretical calculations using the source-term of radiation provided by the manufacturer of the cyclotron. The ambient equivalent dose rates for 1 A ranged from about 67 mSv/h to 936 mSv/h. For a typical 40 A typical current these values were 2.7 Sv/h and 37 Sv/h. These values are of the same order than the reported in the literature. The methodology utilized in this study to characterize the neutron radiation field around the CDTN cyclotron proved to be adequate and can be used in more points inside the bunker in order to better describe the spectrum and thereby estimate the ambient dose equivalent.

Neste trabalho estudamos a geometria do campo magnético e algumas propriedades da poeira interestelar em duas regiões do Meio Interestelar da Galáxia: a Nuvem Escura de Musca e uma parte da IRAS Vela Shell, na direção de HD62542. Empregamos a técnica da polarimetria de imagem CCD. Na primeira parte desta tese mostramos nosso aporte no aprimoramento do hardware e software do grupo de polarimetria do IAGUSP. Basicamente, um código de controle da gaveta polarimétrica do IAG foi desenvolvido e explicamos em detalhe um pacote (PCCDPACK) de redução semi-automática e análise de imagens polarimétricas para objetos pontuais criado especificamente para este fim. Na segunda parte desta tese aplicamos a técnica de polarimetria de imagem CCD para um estudo observacional em duas regiões selecionadas: a nuvem escura de musca (NEM) e a região IRAS Vela Shell (IVS) / nebulosa de Gum (NG) na direção de HD62542. Nosso interesse foi explorar a técnica polarimétrica desenvolvida para a redução e análise de campos estelares densos. O produto deste estudo foi a construção de dois catálogos polarimétricos, um para cada região, de ao redor de 2500 objetos para a NEM e quase 900 objetos para a região IVS/NG. Mostramos também como tais medidas podem ser utilizadas para mapear o campo magnético em regiões densas do meio interestelar, especificamente em nuvens escuras e frentes de ionização/shocks onde a presença de grãos de poeira é prevista. Informamos sobre a intensidade do campo magnético e das razões de energia cinética turbulenta a magnética é obtida do estudo das dispersões do ângulo de polarização dos vetores de polarização em cada uma das regiões. Paralelamente, um estudo de extinção utilizando a técnica de contagem automática de estrelas foi feito em cada uma das regiões e sua correlações com os dados polarimétricos são exploradas. Combinando as medidas polarimétricas com as de extinção, a eficiência da polarização é ) investigada assim como suas implicâncias na determinação do tipo de grãos presentes ao serem comparados com aqueles próprios do meio interestelar difuso. A análise da polarimetria na NEM mostra um limite inferior de polarização de aprox. 2% ao longo da estrutura filamentar da nuvem, com picos de polarização de 6-7% na região central. A geometria do campo magnético, como é inferida do mapa de polarização, é quase perpendicular ao filamento, sugerindo um colapso ao longo das linhas do campo. No entanto, uma análise em pequena escala angular mostra variações no ângulo de polarização de aprox. 30% ao redor do valor médio de 110º. O campo magnético estimado ao longo da nuvem se encontra dentro de uma faixa de 0.05 mgauss a o.30 mgauss. Um limite inferior para a massa da nuvem de 139 M SOL é encontrado e um grande numero de condensações foram detectadas na estrutura filamentar com uma escala típica de tamanho \'L\' aprox. 0.26pc. As correlações entre polarização e extinção sugerem que a poeira na NEM possui diferentes propriedades que as do meio interestelar difuso e que uma privilegiada visão geométrica do campo magnético pode estar presente ao longo da nuvem. O estudo da região IVS/NG permitiu estabelecer uma geometria do campo magnético que parece acompanhar, em algumas regiões, a borda da parede de emissão Halfa. No entanto, em outras regiões, parece evidente uma tendência perpendicular parede. O campo magnético estimado ao longo da frente de ionização está na faixa de 0.02 mgauss a 0.11 mgauss e a pressão magnética parece dominar a pressão turbulenta do gás em algumas regiões. Uma evidência de estruturas tipo clumpy foi detectada com limites inferiores típicos de (1-4) masas solares e uma escala de tamanho de L\' aprox. 0.47pc. A eficiência da polarização muda ao longo da frente de ionização e parece claro que em algumas regiões as propriedades da poeira diferem daquelas ) observadas no meio interestelar difuso. Um ótimo alinhamento é observado em algumas regiões o que sugere uma ótima visão geométrica do campo magnético com respeito à frente de ionização vista edge on. / We have used CCD imaging polarimetry to study the geometry of the magnetic field and some properties of the interstellar dust in two regions of the Interstellar Medium of the Galaxy: the Musca Dark Cloud and a section of the IRAS Vela Shell towards HD62542. We initially describe the instrument employed with the Musca cloud, the IAG polarimeter, for which we developed control software. A very similar instrument was used at CTIO for the Vela Shell. We have also developed an IRAF software package to reduce and analyze polarimetric images in crowded fields (PCCDPACK). We next apply the technique to study two selected regions: the Musca Dark Cloud (MDC) and a section of IRAS Vela Shell (IVS). The end product is the construction of two catalogues, of approximately 2500 objects for MDC and 900 objects for IVS. For MDC, the analyses of the polarimetric data show a polarization lower limit of ~2% along the filamentary structure of the cloud, with peaks of 6-7% in the central regions. The geometry of the magnetic field is approximately perpendicular to filament, suggesting collapse along the field lines. However, when looked in detail, we detect variations in the polarization angle of ~30deg respect to the mean value of 110deg. The estimated strength of the magnetic field is in a range of 0.05-0.30 mgauss. The star count technique yields a lower limit of the total mass of the cloud of 139 solar masses. A large number of condensations are found, with a typical length scale L ~ 0.26 pc. The observed correlation between polarization and extinction suggests that the dust in MDC have different properties with respect to the dust in the diffuse Interstellar Medium. It also appears that the magnetic field along the cloud is viewed favorably so as to produce the observed polarization. The study in the section of the IVS towards HD 62542 allows us to detect a magnetic field parallel to the ionization front in sections of the cloud. However, in others regions, a perpendicular geometry is also evident. The estimated magnetic field is in the range of 0.02-0.11 mgauss and the magnetic pressure may dominate the turbulent pressure of gas in some regions. Evidence of clumpy structure is found with typical masses (1-4) solar masses and a length scale L ~ 0.47 pc. The polarization efficiency changes along the ionization front. It is clear that the properties of the dust are different of the interstellar medium in some regions. An optimum alignment of the polarization vectors is seen in some regions and it may reflect a favorable viewing geometry of the magnetic field with respect of the ionization front seeing edge on.

Les cuprates sont des matériaux que l’on peut faire passer d'un isolant antiferromagnétique à un métal normal en augmentant leur densité de porteurs par dopage chimique. Aux dopages intermédiaires, une riche variété de phases électroniques apparaît aux côtés de la phase supraconductrice, ou même entrelacée avec elle. Le but de cette thèse était de caractériser divers aspects de la compétition entre la supraconductivité et les ordres de charge ou de spin, en utilisant la résonance magnétique nucléaire (RMN). Une première partie du travail a consisté à améliorer la modélisation des spectres RMN des noyaux de 17O dans les deux phases onde de densité de charge (ODC) présentes dans YBa2Cu3Oy: l’ordre à courte portée et l’ordre à longue portée (induit par le champ magnétique). En plus de fournir un cadre d'analyse beaucoup plus précis pour les données de RMN en fonction du champ, du dopage et de la pression (voir ci-après), les résultats indiquent que l’ODC à haut champ est uni-axiale (c'est-à-dire avec un vecteur d'onde unique q), avec une période commensurable avec le réseau de trois cellules unitaires (q = 1/3). Le deuxième aspect de la compétition de phases abordé dans ce travail est l'effet (controversé) de la pression hydrostatique. Nos mesures montrent qu'une pression de 1,9 GPa n'affaiblit que très légèrement l’ODC à courte portée dans l'état normal ainsi que l’ODC à longue portée observée à haut champ. Les résultats soutiennent l’hypothèse selon laquelle l'augmentation continue de Tc lorsque la pression augmente jusqu'à 15 GPa est presque entièrement due à une diminution progressive de la force de l’ODC. Ceci montre que la pression hydrostatique est un paramètre permettant de contrôler la compétition entre l’ODC et la supraconductivité dans les cuprates.Dans la troisième partie de la thèse, des mesures du taux de relaxation spin-réseau (1/T1) des noyaux de 139La ont permis d’étudier l'effet d'un champ magnétique sur la mise en ordre vitreuses des spins dans La2-xSrxCuO4. En utilisant des champs élevés jusqu’à 45 T, nous montrons que le champ est capable d’induire une phase gelée, ou presque gelée, à des niveaux de dopage bien supérieurs à ceux supposés précédemment, à savoir jusqu’au dopage critique attribué à l’extrémité de la phase pseudogap mais pas au-delà de ce point, ou pas loin au-delà. Ce résultat a des implications importantes pour l'interprétation de la phase de pseudogap et de la criticité quantique qui lui est associée. / Cuprates are materials that can be tuned from an antiferromagnetic insulator to a normal metal by increasing the carrier density through chemical doping. At intermediate doping, a rich variety of electronic phases emerges alongside, or intertwined, with the superconducting phase. The aim of this thesis was to characterise various aspects of the competition between superconductivity and charge or spin order, using nuclear magnetic resonance (NMR).A first part of the work consisted in improving the modelling of 17O NMR spectra in the two charge-density wave (CDW) phases present in YBa2Cu3Oy: the short-range order and the (magnetic-field induced) long-range order. Besides providing a much more accurate analysis framework for NMR data as a function of field, doping and pressure (see hereafter), the results indicate that the CDW in high-fields is uniaxial (i.e. single wave vector q) and commensurate with the lattice, with a period of three unit cells (q=1/3).The second aspect of phase competition addressed in this work is the (controversial) effect of hydrostatic pressure. Our measurements show that a pressure of 1.9 GPa weakens the short-range CDW in the normal state and the long-range CDW observed in high fields only slightly. The results support the proposal that the continuous rise in Tc upon increasing pressure up to 15 GPa arises almost entirely from a gradual decrease of the CDW strength. This establishes hydrostatic pressure as a tuning parameter of the competition between CDW order and superconductivity in the cuprates.In the third part of the thesis, 139La spin-lattice relaxation rate (1/T1) measurements were used to study the effect of a magnetic field on glassy spin ordering in La2-xSrxCuO4. Using high fields up to 45 T, we reveal that the field is able to induce a frozen, or nearly so, phase at doping levels much higher than previously assumed, namely up to the putative endpoint of the pseudogap boundary, but not, or not far, beyond that point. This result has important implications for interpreting the pseudogap phase and its associated quantum criticality.