La presente tesis tiene como objetivo principal cuantificar las diferencias entre los diversos modelos de producción de neutrinos en NAGs, debidas a los parámetros que describen este flujo y determinar si el telescopio de neutrinos IceCube va a tener la sensibilidad necesaria para extraer información relevante sobre dichos parámetros, información que está contenida en el número total de eventos detectados inducidos por neutrinos muónicos. De esta forma se establecerán los casos (conjunto de parámetros) para los cuales estas diferencias sean estadísticamente relevantes y permitan distinguir y discriminar entre los modelos de los parámetros.

We apply the Jansson-Farrar JF12 magnetic field model in the context of point source searches by correlating the Telescope Array ultrahigh energy cosmic ray data and the IceCube-40 neutrino candidates, as well as other magnetic field hypotheses. Our field hypotheses are: no magnetic field, the JF12 field considering only the regular component, the JF12 full magnetic field, which is a combination of regular and random field components, and the standard turbulent magnetic field used in previous correlation analyses. As expected from a neutrino sample such as IceCube-40, consistent with atmospheric neutrinos, we have found no significant correlation signal in all the cases. Therefore, this paper is mainly devoted to the comparison of the effect of the different magnetic field hypotheses on the minimum neutrino source flux strength required for a 5σ discovery and the derived 90% C.L. upper limits. We also incorporate in our comparison the cases of different power law indices α= 2.2, α=2.5 for the neutrino point source flux. The differences in the 5σ discovery flux for our magnetic field hypotheses is ∼1%–50%, being the maximum difference with the regular JF12 field and standard turbulent field models, being the standard turbulent higher than the regular one, while the minimum is between the no magnetic field and regular JF12 field. Considering the current flux upper limits, we find that IceCube requires a lifetime ≳5 years to observe neutrino-UHECR correlation signals. Our analysis for different power law indices yielded the same relative behavior between different magnetic field models.

This work is motivated by the physical processes which take place in active galactic nuclei (AGN). They are powerful sources of radiation in a wide wavelength. To gain knowledge about these processes, multiwavelength spectral energy distributions (SED) are used. The current work uses three types of distributions applied to two blazars, a variety of AGN objects. The SED of blazars typically has a double-hump structure which can be explained in terms of two models: the hadronic and the leptonic model. A model built only by leptonic processes (in this case, inverse Compton and synchrotron) has proved to be fairly-good to explain the gamma-ray emission from most blazars. The Python package Naima restricts model parameters to find the best fit for the observed data and characterize the source by proposing processes that could take place there. The SEDs of the Mrk 421 and PKS 0537-441 blazars were modelled. The best fits obtained follows an electron differential distribution of the form of an exponential cutoff power law. They have a reduced c2 of 1.92 and 2.58, respectively. For the fitted model for the blazar PKS 0537-441, the radiation of the flux of photons product of the synchrotron process produces the major contribution on the inverse Compton flux. / Este trabajo nace del interés en los procesos que tienen lugar en los núcleos activos de galaxia (AGN). Los AGN son fuentes poderosas de radiación en un amplio espectro de frecuencias. A fin de obtener información sobre estos procesos, la distribución espectral de energía (SED) para múltiples frecuencias es utilizada. El presente trabajo usa tres tipos de distribuciones aplicadas a dos blazars, un tipo de núcleos de galaxia activos. La SED de los blazars típicamente tiene una estructura de dos montículos que puede ser explicada en términos de dos modelos: hadrónico y leptónico. Un modelo puramente compuesto de procesos leptónicos (en este caso Compton inverso y sincrotrón) ha probado ser adecuado para explicar la radiación emitida por los blazars. Naima, un paquete de Python, restringe los parámetros de los modelos para hallar el mejor ajuste para los datos observados y, de ese modo, caracterizar la fuente al proponer procesos que puedan tener lugar en ella. Los SED de los blazars Mrk 421 y PKS 0537-441 son modelados. Los mejores ajustes obtenidos siguen una distribución diferencial de electrones de la forma de un exponential cutoff power law y tienen c2 reducidos de 1.92 y 2.58 respectivamente. En el caso del modelo ajustado para el blazar PKS 0537-441, la radiación del flujo de fotones producto del proceso sincrotrón produce la mayor contribución en el origen del flujo del proceso de Compton inverso.

Modelos computacionais existentes de estrelas quentes com rotação moderada ou rápida (vrot >= 20 km/s) não reproduzem satisfatoriamente as caractersticas das freqüências observadas devido às pulsações não-radiais, como por exemplo splittings e assimetrias. O objetivo do trabalho consiste em melhorar a qualidade de tais modelos de forma a poder cotejá-los com as caractersticas observacionais de pulsações não-radiais num processo iterativo que conduzirá a determinar com maior precisão os parâmetros fsicos e a estrutura interna de tais estrelas. Em particular, procuramos determinar o perfil radial de rotação no interior dos objetos. Os satélites da geração atual (Corot, Kepler, etc.) permitem medir os parâmetros das pulsações não-radiais com grande sensibilidade de detecção e grande poder de resolução de frequências. Apresentamos os resultados de nossos cálculos, cotejados com resultados obtidos a partir de observações fotométricas e espectroscópicas da estrela de tipo beta Cephei theta Ophiuchi (vsini = 29 +/- 7 km/s). Com tal procedimento, conseguimos: (i) identificar as caractersticas do perfil de rotação interna das estrelas quentes, indispensável para fazer modelos mais realistas; e (ii) simplificar o problema: refazemos o código de cálculo perturbativo contendo apenas os termos dominantes quanto à sensibilidade à rotação, tornando mais preciso e eficiente o cálculo de pulsações não-radiais para as estrelas estudadas. / Current computational models for hot stars with moderate or rapid rotation (vrot >= 20 km/s) do not satisfactorily reproduce the characteristics of observed frequencies due to non-radial pulsations, for instance, splittings and asymmetries. The goal of this work is to improve the quality of such models in such a way that they better represent observational characteristics of non-radial pulsations, in an iterative process which leads to better precision of physical parameters and internal structure of such stars. In particular, we determine the radial rotation profile in the interior of the objects. Present-day satellites (Corot, Kepler, etc.) allow measurement of non-radial pulsation parameters with great detection sensibility and high-resolution frequency power. We present the results of our calculations, compared with results obtained from photometric and spectroscopic observations from the beta Cephei star theta Ophiuchi (vsini = 29 +/- 7 km/s). With such a procedure, we were able to: (i) identify the characteristics of internal rotation profiles of hot stars, which are needed for more realistic models; and (ii) simplify the problem: we redid the perturbative calculation code including only the main terms in relation to the sensibility to rotation, yielding a more precise and efficient calculus of non-radial pulsation for the stars studied.

Este trabalho tem como objetivo investigar a implementação de uma sequência de ensino e aprendizagem sobre tópicos de Astrofísica de Partículas para o Ensino Médio. Buscou-se determinar o ponto de impacto e a direção de chegada de um raio cósmico primário ao solo, utilizando dados do Observatório Pierre Auger. A fim de identificar elementos relevantes dessa sequência, analisamos a maneira como os estudantes interagiram e realizamos refinamentos progressivos a fim de aperfeiçoá-la. No refinamento da sequência de ensino, a análise dos dados obtidos desempenhou um importante papel, já que indicou os caminhos a serem tomados para que a atividade desenvolvida fizesse parte do repertório de conhecimentos do aluno. Esperou-se que esse conhecimento, longe de ser mecânico e passageiro, fosse significativo ao aluno no sentido de que os conteúdos tratados se entrelaçassem a conhecimentos prévios e se transformassem em conhecimento mais estáveis e ricos em significados. Por este viés, a Teoria da Aprendizagem Significativa de Ausubel norteou a escolha do método de avaliação e interpretação dos dados coletados neste estudo. Assim, de acordo com o referencial teórico adotado, os mapas conceituais apresentaram-se como forma de análise e serviram de avaliação do conhecimento obtido pelos estudantes e, por conseguinte, da sequência didática proposta. Conforme indicou a análise dos mapas conceituais, a maior parte das informações relacionadas com a dinâmica de determinação do ponto de impacto e da direção de chegada de um raio cósmico primário começou a ter significado na estrutura de conhecimentos dos alunos. Assim, o conteúdo raios cósmicos mostrou-se possível de ser ensinado na sala de aula do Ensino Médio. / This paper aims at investigating the implementation of a teaching and learning sequence for particle Astrophysics topics in High School. Our aim is to determine the impact point and direction of a primary cosmic ray to the ground, using the Pierre Auger Observatory data. To identify the relevant elements of this sequence, we analyzed the way in which students interacted and then implemented progressive refinements to improve it. The data analysis played an important role in refining the teaching sequence, enabling the results to form part of the students\' knowledge. It is hoped the knowledge gained has been significant for the students and when added to previous knowledge has helped them develop a more stable and rich understanding of the subject. Ausubel\'s theory guided the choice of the evaluation method and interpretation of data collected in this study. According to the theoretical approach, the conceptual maps were presented as a way of analyzing and evaluate the knowledge gained by students and therefore the proposed didactic sequence. As indicated by analysis of the conceptual maps, most of the information related to the dynamics of determination of the impact point and the direction of arrival of a primary cosmic ray began to have meaning in students\' knowledge structure. Along these lines, the content cosmic rays proved possible to be taught in the high school classroom.

As distribuições angulares para os espalhamentos elásticos 12C(8Li,8Li) e l2C(\'BY8B) estudados neste trabalho foram medidas em dois laboratórios. A medida da distribuição angular para o espalhamento elástico 12C(8Li,8Li) foi realizada no Laboratório Pelletron da Universidade de São Paulo, em duas energias, a 20,6 MeV e 23,9 MeV. O feixe secundário de \'Li utilizado nesse laboratório foi produzido pelo sistema RIBRAS. A medida da distribuição angular para o espalhamento elástico 12C(8B,8B) foi realizada no laboratório de Estrutura Nuclear da Universidade de Notre Dame, nos Estados Unidos. O feixe secundário radioativo de 8B foi pelo sistema Twinsol com uma energia de 25,8 MeV. Os resultados para a seção de choque total de reação, obtidos a partir da análise do espalhamento elástico, foram incluídos em uma sistemática envolvendo outros núcleos estáveis e exóticos fracamente ligados e também núcleos fortemente ligados, espalhados elasticamente em alvo de 12C. OS dados obtidos da literatura foram reanalisados nos mesmos padrões utilizados na análise dos dados deste trabalho. As seções de choque de reação foram obtidas ajustando aos dados as seções calculadas utilizando o potencial de São Paulo. A análise permitiu concluir que não foi observado um aumento da seção de choque total de reação para os sistemas estudados, indicando que efeitos como breakup, não devem sèr importantes para esse sistema. Isso também pode ser comprovado pelos resultados de cálculos de ClICC (Coatinuum Discretized Coupled Channel) para as distribuições angulares de espalhamento elástico. A reação de transferência 12C(8Li,9Be)11B também foi medida neste trabaIho, simultaneamente ao espalhamento elástico 12C(8Li,8Li), a 23.9 MeV. A finalidade desse estudo era obter o fator espectroscópico para o sistema ligado (9Be|8Li + P) e assim calcular o fator-S astrofísico e também a taxa de reação para a reação de captura 8Li(p,y)9Begs. O fator espectroscópico encontrado nesse trabalho 1,22(28), foi obtido a partir de cálculos de DWBA (Distorted-Wave Born Approximation) com o programa Fresco e utilizado na normalização na seção de choque de captura 8Li(p,y)9Begs. O valor obtido para a profundidade do potencial de espalhamento 8Li+p foi de (40,1 +_ 1,6) MeV. A partir desses parâmetros foi possível calcular as curvas para o fator-S astrofísico e a taxa de reação de captura 8Li(p,y)9Be, cujo valor obtido para uma temperatura T9 = 1 foi de (ov) = 0,26+-0,07/0,06cm3mol-1s-1. / The measurements of the angular distributions for the elastic scatterings 12C(\'Li,\'Li) and 12C(8B,8B) reported in this work have been done in two laboratories. Those corresponding to the angular distributions for the elastic scattering 12C(8Li,8Li) were performed at two ene&ies, 20.6 MeV and 23.9 MeV, at the Pelletron Laboratory of the University of São Paulo. The *Li beam used in this laboratory had been produced in the RIBRASsystem. The measurements of angular distribution for the elastic scattering 12C(\'B,\'B) were performed at the Nuclear Structure Laboratory, at the University of Notre Dame, in the United States of America. The \'B beam was produced by the Twinsol system, at 25.8 MeV. The results obtained for total reaction cross section were included in a systematics\'together with other stable and exotic weakly bound nuclei and also with tightly bound ones, elastically scattered by 12C target. The data obtained from the literature were re-analised on the same framework of the data of this work. The reaction cross sections were obtained by fitting to the data, the cross secti\'ons calculated with the São Paulo potential. From the analysis one could conclude that no increase was observed in the total reaction cross section for the studied systems, indicating that effects, such as breakup, are not important for this system.

Investigamos neste trabalho se a matéria no interior das estrelas de nêutrons pode ser aproximada por equações de estado politrópicas. Com esse objetivo, realizamos comparações entre os resultados obtidos por equações de estado originadas de teorias hadrônicas de campo médio relativísticas com os de aproximações politrópicas. Dois tipos de matéria hadrônica são consideradas na análise: uma contendo prótons, nêutrons e elétrons, e outra possuindo também bárions pesados, os híperons, que são partículas que apresentam em sua constituição quarks estranhos. Os modelos usados para descrever as equações de estado relativísticas de campo médio para a matéria hadrônica são variantes do modelo de Walecka não-linear que diferem entre si pelas constantes de acoplamento bárion-meson usadas, resultando em diferentes valores de incompressibilidade e massa efetiva do nucleon. Em nossa aproximação concluimos que com mais de uma equação politrópica, é possível obter um bom ajuste para as estrelas de nêutrons somente se a pressão é escrita como uma lei de potências da densidade de energia e não da densidade bariônica (aproximação politrópica usual). Encontramos, também, uma correlação entre a velocidade do som e a incompressibilidade no centro da estrela e sua massa e raio. A velocidade do som e a incompressibilidade entre as interfaces das regiões politrópicas mostram uma pequena descontinuidade, o que era de se esperar uma vez que impomos uma continuidade na pressão mas não nas suas derivadas.

O presente trabalho foi desenvolvido no âmbito de melhor compreendermos a estrutura interna de objetos compactos, mais especificamente de estrelas híbridas. Para tal fizemos um estudo detalhado sobre a estrutura interna desta classe de estrelas utilizando o modelo de Nambu-Jona-Lasineo (NJL) em sua versão SU(3). No entanto, na tentativa de obtermos uma configuração estelar estável, impusemos uma modificação ao modelo, um cutoff dependente do potencial químico. Mostramos que com uma nova parametrização de cutoff é possível alcançar o objetivo traçado, uma estrela compacta com núcleo de quarks estável. Dando sequência ao trabalho, mensuramos a possibilidade de se detectar um sinal gravitacional oriundo de modos quasi-normais f e p de estrelas compactos na banda de frequência de detectores de massa ressonante. Verificamos que na banda de frequência de detectores esféricos é promissora uma futura detecção de um sinal gravitacional emitida pelo modo f de estrelas muito compactas, tais como estrelas de quarks. Verificamos ainda a influência dos parâmetros da equação de estado que rege a estrutura interna de determinada estrela com a frequência e o tempo de decaimento do sinal gravitacional emitido. Por fim, apresentamos um novo método de análise de dados para detectores de ondas gravitacionais esféricos, o método de barras independentes. Mostramos que com este somos capazes de resolver o problema inverso em detectores esféricos independente da configuração de transdutores sob a superfície esférica.

A Astrofísica Nuclear é a chave para explicar, entre outras coisas, a produção de energia nas estrelas, a evolução estelar e a síntese de elementos químicos e seus isótopos no Universo. Nesses casos, as reações nucleares formam a estrutura principal, cujas seções de choque e taxas de reação precisam ser determinadas com bastante precisão em laboratório. Devido às condições extremas encontradas nas estrelas, o entendimento dos processos nucleares que ocorrem em seus interiores se tornaram um grande desafio para os físicos nucleares teóricos e experimentais. Nos últimos 40 anos, os físicos vem medindo as taxas dessas reações, porém, as incertezas nesses valores são altas em razão das dificuldades experimentais encontradas nas medidas de seção de choque de processos que ocorrem em energias extremamente baixas (região do pico de Gamow). Desta forma, apenas em alguns casos é possível medir diretamente a seção de choque e o comportamento em baixas energias é geralmente extrapolado da região de energias mais altas. Para evitar o procedimento da extrapolação, alguns métodos indiretos estão sendo 5 usados com sucesso nos últimos anos. Em particular, o método do Cavalo de Tróia permite obter o fator astrofísico S(E) de reações nucleares envolvendo partículas carregadas a baixas energias sem necessidade de extrapolação e sem o efeito da blindagem eletrônica. As reações 10B(p,a)7Be e 11B(p,a)8Be são as principais responsáveis pela queima do boro em estrelas do grupo F e G da sequência principal. As respectivas seções de choque já foram obtidas em experimentos diretos anteriores, porém, os dados não chegam na região do pico de Gamow e o comportamento do fator astrofísico é extrapolado de energias mais altas. Neste trabalho, obteve-se o fator astrofísico S(E) das reações 10B(p,a)7Be e 11B(p,a)8Be através do método indireto do Cavalo de Tróia (THM) aplicado às reações de três corpos 2H(10B,a7Be)n e 2H(11B,a8Be)n sem necessidade de extrapolação. O fator astrofísico obtido por meio do THM para a reação 10B(p,a)7Be é duas vezes menor na região do pico de Gamow comparado com estudos diretos anteriores. Para a reação 11B(p,a)8Be foram estudados separadamente os canais a0 e a1 e o fator astrofísico obtido por meio do THM está de acordo com os estudos diretos anteriores. / Nuclear Astrophysics is the key to explain, among other things, the production of energy in stars, stellar evolution and the synthesis of chemical elements and isotopes in the Universe. In such cases, nuclear reactions are the main structure, where cross sections and reaction rates must be determined with reasonable accuracy in the laboratory. Because the extreme conditions found in stars, the understanding of nuclear processes that occur in their interiors have become a big challenge for theoretical and experimental nuclear physicists. In the last 40 years, physicists are getting the rates of these reactions but the uncertainty in these values are high due to difficulties found in the experimental cross section measurements at very low energies (Gamow peak region). Thus, only in some cases it is possible to measure directly the cross section and the behavior at low energies is usually extrapolated from the region of higher energy. To avoid the procedure of extrapolation, some indirect methods are being used successfully in recent years. In particular, the Trojan Horse Method gives the Astrophysics 7 S(E) factor of nuclear reactions involving charged particles at low energies without extrapolation and without electron screening effects. The reactions 10B(p,a)7Be and 11B(p,a)8Be are the main responsible for the burning process of boron inside F and G main sequence stars. The cross sections of these reactions have been obtained in previous direct experiments, but the data did not reach the Gamow peak and the behavior of the S(E) factor is then extrapolated from higher energies. In this work, we extract the S(E) factor for the reactions 10B(p,a)7Be and 11B(p,a)8Be through the indirect Trojan Horse Method (THM) applied to the three body reactions 2H(10B,a7Be)n e 2H(11B,a8Be)n without extrapolation. The astrophysical S(E)-factor for the 10B(p,a)7Be reaction was extracted by means of the THM and it is a factor 2 less in the Gamow peak if compared with previous direct studies. For the 11B(p,a)8Be reaction both a0 e a1 channels were studied by means of the THM and the astrophysical S(E)-factor extracted is in good agreement with direct previous studies.

Esse trabalho consistiu na determinação do Fator-S astrofísico da reação de captura 8Li(p,)9Be através do estudo da reação de transferência elástica 9Be(8Li,9Be)8Li. O fator espectroscópico do estado ligado 8Li+p=9Be, obtido à partir das medidas da distribuição angular da reação de transferência 9Be(8Li,9Be)8Li, foi utilizado para normalizar a seção de choque da reação de captura 8Li(p,)9Be, e conseqüentemente obter seu Fator-S. As medidas da distribuição angular da reação 9Be(8Li,9Be) foram realizadas no Nuclear Structure Laboratory, que fica localizado na University of Notre Dame no estado de Indiana nos Estados Unidos da América. Para essas medidas utilizamos um feixe primário de 7Li acelerado a uma energia de 30, 0MeV pelo FN Tandem Van der Graaff Accelerator para produzir o feixe de 8Li. O feixe de 8Li foi produzido pelo sistema TWINSOL a uma energia de 27, 7MeV através da reação de troca de nêutron 9Be(7Li,8Li). O sistema de detecção utilizado consistia de detectores de silício montados na forma de telescópios E-E. As seções de choque das distribuições angulares de espalhamento elástico, 9Be(8Li,8Li)9Be, e transferência, 9Be(8Li,9Be)8Li, foram obtidas entre os Ângulos 15o e 50o (no referencial de laboratório). O fator espectroscópico do estado ligado 8Li+p=9Be foi obtido à partir de cálculos de DWBA (Distorted-Wave Born Approximation) utilizando o código FRESCO. O fator espectroscópico obtido para o estado ligado 8Li+p=9Begs foi SF9Begs=1,63(29), e o valor da profundidade do poço do potencial do estado contínuo 8Li+p obtido foi V 8Li+p 0 =40, 13±1, 63MeV. Com esses parâmetros calculamos o Fator-S para a reação de captura 8Li(p,)9Begs. Também calculamos o valor da taxa de reação para a reação de captura 8Li(p,)9Begs e obtivemos o valor de hi = 0, 583+0,1570,135 × 103 cm3mol1s1 para uma temperatura T9=1. / This work consisted on determinating the astrophysical S-Factor for the capture reaction 8Li(p,)9Be using the elastic-transfer reaction 9Be(8Li,9Be)8Li. The spectroscopic factor for the bound state 8Li+p=9Be, obtained by the study of the angular distribution measurements for the transfer reaction 9Be(8Li,9Be)8Li, was used to normalize the capture reaction cross section 8Li(p,)9Be, and than to obtain the S-Factor. The angular distribution measurements for the reaction 9Be(8Li,9Be) was performed at the Nuclear Structure Laboratory at the University of Notre Dame in the state of Indiana, United States of America. For the measurements we used a 7Li primary beam accelerated to an energy of 30.0MeV by the FN Tandem Van der Graaff Accelerator to produce a 8Li. The 8Li beam was produced using the TWINSOL system at an energy of 27.7MeV using the neutron-transfer reaction 9Be(7Li,8Li). For the detection system we used silicon detectors assembled in E-E telescopes. The angular distributions of the cross sections for the elastic scattering reaction, 9Be(8Li,8Li)9Be, and the transfer reaction, 9Be(8Li,9Be)8Li, were measured from 15o to 50o (at laboratory referencial). The spectroscopic factor for the bound state 8Li+p=9Be was obtained from DWBA (Distorted-Wave Born Approximation) calculations using the FRESCO computer code. The spectroscopic factor obtained for the bound state 8Li+p=9Begs was SF9Begs=1.63(29), and the potential depth obtained for the continuum state 8Li+p was V 8Li+p 0 =40.13±1.63MeV. Using these two parameters we calculated the astrophysical S-Factor for the capture reaction 8Li(p,)9Begs. We also calculated the reaction rate for the capture reaction 8Li(p,)9Begs and obtained its value as hi = 0.583+0.157 0.135 × 103 cm3mol1s1 for the T9=1 temperature.