O estudo de populações estelares em galáxias é particularmente interessante, uma vez que são um registro fóssil de vários processos físicos associados com a formação e evolução das galáxias. Neste trabalho são apresentados os resultados preliminares de uma nova abordagem para o estudo da distribuição de populações estelares no interior das galáxias. A partir das magnitudes ugriz de uma amostra de galáxias, utilizou-se a análise PCA e a determinação de diversos parâmetros para estudar a distribuição espacial das populações estelares nas galáxias. Utilizando uma abordagem píxel a píxel, as populações estelares são investigadas através da aplicação de variadas ferramentas estatísticas, tais como índices de Gini e Funcionais de Minkowski. Esta abordagem é um passo a frente no estudo de galáxias, no sentido que a análise pode ser aprofundada em cada píxel da galáxia, ao invés de estudar a galáxia como um todo. A aplicação de tal tratamento aos píxeis de uma imagem permite a obtenção de estimativas quantitativas sobre a forma como as diferentes populações estelares são distribuídos dentro de uma galáxia, trazendo dicas sobre como elas crescem e evoluem. Nossos resultados preliminares mostraram que uma metodologia píxel a píxel é eficiente no estudo das galáxias. Analisando 15 galáxias de tipos distintos, observou-se que as mesmas possuem populações estelares velhas no centro e novas nas regiões periféricas, corroborando com o cenário inside-out de formação de galáxias. Dada a potencialidade do método desenvolvido, pretende-se automatiza-lo para aplicação em dados de grandes surveys. / The study of stellar populations in galaxies is particularly interesting since they are a fossil record of various physical processes associated with the formation and evolution of galaxies. This work presents the preliminary results of a new approach to the study of the spatial distribution of stellar populations within a galaxy. From the ugriz magnitudes of a sample of galaxies, we used the PCA analysis and determination of various parameters to study the spatial distribution of the stellar populations in galaxies. Using a pixel by pixel approach, the stellar populations are investigated through the application of various statistical tools, such as Gini indexes and Minkowski Functional. This approach is a step forward in the study of galaxies, in the sense that the analysis can be deepened in each pixel of the galaxy, rather than studying the galaxy as a whole. The application of such treatment to the pixels of an image allows to obtain quantitative estimates on how the different stellar populations are distributed within a galaxy, bringing tips on how they grow and evolve. Our preliminary results showed that a pixel by pixel approach is efficient in the study of galaxies. Analyzing 15 galaxies of different types, we observed that they have old stellar populations in the central regions and younger stellar population in the peripheral regions, corroborating the scenario inside-out formation of galaxies. Given the potential of the developed method, the aim is automate and to apply it in data of large surveys.

Orientador: Adolfo Maia Junior / Tese (doutorado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Matematica, Estatistica e Computação Cientifica / Made available in DSpace on 2018-09-24T19:34:37Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Gama_MarceloCristino_D.pdf: 779899 bytes, checksum: 7636e903a3f18cb64db479eab807a404 (MD5) Previous issue date: 2008 / Resumo: Neste trabalho buscamos soluções exatas não-triviais da Equação de LaneEmden-Fowler. Esta equação tem aplicações importantes em Teoria de Campos não-linear, bem como em Astrofísica Estelar. Inicialmente, a partir do formalismo da Integral Primeira, obtemos soluções para um modelo >.~n+1 com n = 2,3,5, utilizando Integrais Elípticas de Jacobi. Segue-se então o cálculo de flutuações no modelo >.~n+1 para um campo clássico ~ sujeito a um potencial da forma V(f) = -1/2 m2f2 + ?/n+1 fn+1, em torno de uma solução estática. Uma outra aplicação é no estudo das configurações de Equilíbrio Hidrostático de estrelas esféricas politrópicas. Mostramos que o método da Integral Primeira fornece uma série de soluções singulares na origem. Também é obtida a bem conhecida solução de Chandrasekhar, que é regular na origem / Abstract: In this work we search for non-trivial exact solutions to the Lane-Emden-Fowler¿s Equation. That equation has important applications in Non-linear Field Theory, as well in Stellar Astrophysics. Initially, from the First Integral formalism, we obtain solutions for a ?fn+1 model with n = 2, 3, 5, using Jacobian Elliptic Integrals. Follows the calculation of the fluctuations in the ?fn+1 model for a classical field f in a potential of the form..Another application is the study of the Hydrostatic Equilibrium configuration of politropic spherical stars. We show the First Integral Method gives solutions that are singular at the origin. In addition we obtain the well known Chandrasekhar¿s solution, which is regular at the origin / Doutorado / Fisica-Matematica / Doutor em Matemática Aplicada

O estudo de populações estelares em galáxias é particularmente interessante, uma vez que são um registro fóssil de vários processos físicos associados com a formação e evolução das galáxias. Neste trabalho são apresentados os resultados preliminares de uma nova abordagem para o estudo da distribuição de populações estelares no interior das galáxias. A partir das magnitudes ugriz de uma amostra de galáxias, utilizou-se a análise PCA e a determinação de diversos parâmetros para estudar a distribuição espacial das populações estelares nas galáxias. Utilizando uma abordagem píxel a píxel, as populações estelares são investigadas através da aplicação de variadas ferramentas estatísticas, tais como índices de Gini e Funcionais de Minkowski. Esta abordagem é um passo a frente no estudo de galáxias, no sentido que a análise pode ser aprofundada em cada píxel da galáxia, ao invés de estudar a galáxia como um todo. A aplicação de tal tratamento aos píxeis de uma imagem permite a obtenção de estimativas quantitativas sobre a forma como as diferentes populações estelares são distribuídos dentro de uma galáxia, trazendo dicas sobre como elas crescem e evoluem. Nossos resultados preliminares mostraram que uma metodologia píxel a píxel é eficiente no estudo das galáxias. Analisando 15 galáxias de tipos distintos, observou-se que as mesmas possuem populações estelares velhas no centro e novas nas regiões periféricas, corroborando com o cenário inside-out de formação de galáxias. Dada a potencialidade do método desenvolvido, pretende-se automatiza-lo para aplicação em dados de grandes surveys. / The study of stellar populations in galaxies is particularly interesting since they are a fossil record of various physical processes associated with the formation and evolution of galaxies. This work presents the preliminary results of a new approach to the study of the spatial distribution of stellar populations within a galaxy. From the ugriz magnitudes of a sample of galaxies, we used the PCA analysis and determination of various parameters to study the spatial distribution of the stellar populations in galaxies. Using a pixel by pixel approach, the stellar populations are investigated through the application of various statistical tools, such as Gini indexes and Minkowski Functional. This approach is a step forward in the study of galaxies, in the sense that the analysis can be deepened in each pixel of the galaxy, rather than studying the galaxy as a whole. The application of such treatment to the pixels of an image allows to obtain quantitative estimates on how the different stellar populations are distributed within a galaxy, bringing tips on how they grow and evolve. Our preliminary results showed that a pixel by pixel approach is efficient in the study of galaxies. Analyzing 15 galaxies of different types, we observed that they have old stellar populations in the central regions and younger stellar population in the peripheral regions, corroborating the scenario inside-out formation of galaxies. Given the potential of the developed method, the aim is automate and to apply it in data of large surveys.

Esta memoria para optar al grado de doctor por la Universidad de Alicante, en el área de Matemática Aplicada, se divide en ocho capítulos. En los cuatro primeros se lleva a cabo una revisión del problema de la rotación de la Tierra rígida y elástica, en formalismo hamiltoniano, y se introducen algunas alternativas originales a la construcción de ciertos elementos de la teoría. En los otros cuatro se presentan nuevas contribuciones al estudio analítico de los movimientos de precesión y nutación de la Tierra deformable. Estas se pueden agrupar en dos categorías: la obtención de fórmulas que describen el movimiento de rotación del eje de figura, que completan las existentes hasta la fecha, y la extensión del formalismo para hacerlo compatible con modelos reológicos de la Tierra más generales.

El treball realitzat en aquesta tesi està emmarcat en la missió SMOS (Soil Moisture and Ocean Salinity) de l'Agència Espacial Europea. El satèl·lit es llançarà al febrer del 2007, i mesurarà la salinitat superficial del mar i la humitat del sòl. L'instrument (MIRAS) consisteix en un radiòmetre interferomètric en banda L (1.400-1.430 GHz). Serà la primera vegada que es posarà en òrbita un instrument d'aquestes característiques i que es mesuraran aquests paràmetres. No obstant encara son molts els aspectes científics que queden per resoldre. Aquesta tesi, doncs, ha intentat abordar alguns del temes oberts en la recuperació de la salinitat a partir de les mesures de SMOS.La sensibilitat de la temperatura de brillantor (el què el radiòmetre mesura) a la salinitat és màxima a la freqüència de 1.4GHz, encara que aquesta no és gaire gran. Per altra banda la sensibilitat a la temperatura superficial del mar i a la rugositat és del mateix ordre de magnitud. Això implica que per tal de recuperar la salinitat amb una certa precisió, cal també conèixer aquests altres paràmetres anomenats auxiliars.La recerca feta en aquesta tesi esta gairebé tota basada en dades experimentals de diferents campanyes que s'han realitzat utilitzant diferents radiòmetres en banda L, més boies i altres instruments per mesurar les variables in situ. S'ha fet un estudi sobre els diferents models d'emissivitat que hi ha a l'actualitat. Aquests models tant teòrics com semi-empírics, s'han utilitzat per recuperar la salinitat de la temperatura de brillantor mesurada. Aquesta salinitat recuperada s'ha comparat amb les dades de salinitat adquirides in situ. Els resultats han demostrat que els models semi-empírics recuperen millor la salinitat que no pas els teòrics que s'han analitzat en aquest treball.Els models actuals descriuen la rugositat del mar en funció únicament del vent actual. En alguns casos això no és correcte (mar de fons, mars no desenvolupats totalment). Així analitzant aquestes limitacions, l'autora proposa un nou model semi-empíric, derivat de dades de la campanya WISE. Aquest model descriu la temperatura de brillantor deguda a la rugositat del mar amb dos paràmetres: la velocitat del vent i l'alçada significativa de l'ona. Aquest nou model resulta ser el que recupera salinitat amb més qualitat a partir de dades radiomètriques de tres campanyes diferents, que s'han realitzat amb diferents instruments i en diferents condicions del mar. Errors en els paràmetres auxiliars introdueixen força error en la salinitat recuperada, especialment els errors en la velocitat del vent. En aquesta tesi, diferents fonts de vent i onatge s'han utilitzat per recuperar la salinitat: models meteorològics i oceanogràfics i dades de satèl·lit. Utilitzant com a paràmetres auxiliars dades obtingudes de models la salinitat es recupera amb millor qualitat (probablement, perquè aquests tenen més ressolució espaial i temporal que no pas les mesures des de satèl·lit). De totes maneres aquesta conclusió no es pot extrapolar, ja que això només s'ha provat en una zona geogràfica (la Mediterrània occidental). L'autora proposa obtenir aquests paràmetres auxiliars de les mateixes mesures radiomètriques, així com es fa amb la salinitat. Degut a la configuració de SMOS, cada pixel serà vist des de diferents angles d'incidència. Això ens permetrà poder recuperar més d'una variable, ja que estem tractant un sistema sobredeterminat. Així doncs el mètode d'inversió és capaç de recuperar salinitat, velocitat del vent, onatge i la temperatura superficial del mar. Ara bé, quan utilitzem mètodes d'inversió amb restriccions s'obtenen millors resultats. Així doncs, cal donar al sistema un valor de referència per cada paràmetre i el seu error. Amb aquest mètode l'error en la salinitat recuperada és de l'ordre de 0.2 psu mentre que el vent recuperat té un error d'aproximat de 1 m/s, precisió que no és possible obtenir amb cap model ni satèl·lit, simultani al pas de SMOS.

The use of automatic algorithms to detect astronomical sources (stars, galaxies, gas, dust or cosmic rays) becomes of great importance because of the increasing amount of astronomical images and the inefficiency and inaccuracy of manual inspection. We exhaustively analyze the state of the art on this topic, presenting a new classification of techniques and pointing out their main strengths and weaknesses. A complementary quantitative evaluation of some of the most remarkable methods found in the literature is also provided. Moreover, we present three different proposals based on different strategies to detect faint sources in radio images, and another proposal to deal with infrared and radio images (characterized by having a complex background). The experimental results and the evaluation performed with synthetic and real data points out that our new proposals perform better than state­of­the­art approaches in terms of reliability and completeness of the detections provided. / L'ús d'eines automàtiques per a detectar fonts (objectes) en imatges astronòmiques esdevé d'una gran importància en l'àmbit astronòmic degut a la creixent quantitat de dades i a la ineficiència i imprecisió de les inspeccions manuals. En aquesta tesi s'analitza de forma exhaustiva l'estat de l'art d'aquest tema, presentant una nova classificació de tècniques i destacant els seus principals punts forts i febles. Complementàriament, també es proporciona una avaluació quantitativa dels mètodes més destacats. A més a més, es presenten tres propostes basades en diferents estratègies per a la detecció de fonts febles en imatges de radiofreqüència, i una altra proposta per tractar amb imatges infraroges i de radiofreqüència (caracteritzades per tenir un background complex). Els resultats experimentals i l'avaluació duta a terme amb imatges sintètiques i reals han demostrat que les noves propostes presenten resultats més fiables i complets que altres mètodes de l'estat de l'art.

La mejora de la descripción de contenidos de recursos especializados en general, y de astronómicos en particular, es todavía una asignatura pendiente de las Ciencias de la Documentación. Actualmente existe gran cantidad de información astronómica histórica de interés recogida en diversos tipos de documentos que se conservan en archivos y bibliotecas astronómicas de todo el mundo. Entre estos documentos se encuentran los denominados catálogos y atlas de estrellas, así como imágenes astrofotográficas, todavía compilados en la actualidad aunque en formatos bien diferentes y con datos mucho más precisos. Sin embargo, las medidas procedentes de observaciones varios siglos atrás siguen atrayendo a buena parte de la comunidad científica. No en vano, grandes descubrimientos en Astronomía han sido posibles gracias a la comparación de datos históricos y contemporáneos. Actualmente existe una extensa lista de parámetros por los que los investigadores en Astronomía y Astrofísica suelen buscar en bases de datos especializadas, las cuales ofrecen un amplísimo abanico de opciones de búsqueda posibilitando la recuperación de casi cualquier dato que deseen entre todas las fuentes disponibles. El problema surge cuando estos investigadores quieren consultar el OPAC de la biblioteca de forma similar a como lo hacen en las bases de datos mencionadas. El principal obstáculo que encuentran es la propia interfaz de búsqueda, que no les permite realizar consultas especializadas. Esto sucede debido a que los estándares de catalogación (MARC 21, ISBD, RDA, etc.) son muy generales y no permiten realizar descripciones suficientemente especializadas. Esto se traduce en que los fondos no pueden ser adecuadamente explotados por los investigadores. Por tanto, esta memoria persigue un doble objetivo: (1) la búsqueda de nuevos campos de descripción para catálogos y atlas de estrellas así como imágenes astrofotográficas; y (2) mostrar la importancia de determinados campos presentes en las reglas de catalogación que no están siendo ampliamente utilizados por parte de los catalogadores en las descripciones bibliográficas. Para ello, se ha llevado a cabo un estudio de una muestra de catálogos y atlas de estrellas de los siglos XVIII, XIX y XX procedentes del Real Instituto y Observatorio de la Armada (San Fernando), con el fin de conocer los datos científicos más frecuentemente proporcionados. En el caso de las imágenes astrofotográficas, se ha analizado el software Google Sky y las bases de datos astronómicas a las que enlaza, con el fin de conocer los parámetros más consultados por los investigadores en la búsqueda de objetos celestes que pueden encontrarse en dichas imágenes. Como resultado del estudio, se ha extraído un conjunto de parámetros de descripción que puede clasificarse en tres grupos: (1) parámetros que ya se encuentran presentes en los estándares empleados en archivos y bibliotecas; (2) nuevos parámetros que podrían ser registrados en algunos de los campos de dichas normativas; y (3) nuevos parámetros que sólo podrían tener cabida en campos generales de notas, y que serían susceptibles de convertirse en nuevos campos de los citados estándares. En esta memoria se analizan en detalle las limitaciones existentes en torno a la inclusión en las normas de los parámetros de los grupos 2 y 3, lo cual lleva a la propuesta de un modelo de datos para este tipo de recursos. Las conclusiones indican que los estándares de catalogación no están preparados para abordar una adecuada descripción de los recursos astronómicos históricos, a pesar de los grandes esfuerzos que se han venido realizando desde las agencias de normalización en los últimos años. Por tanto, esta propuesta de parámetros de descripción se presenta como una alternativa real para satisfacer las necesidades de información histórica de los investigadores. / The general improvement in the content description of specialised resources, astronomical in particular, is still a pending issue in the field of Library and Information Science. There is currently a huge amount of useful historical astronomical information stored in different type of documents which are preserved in libraries and archives all over the world. Star catalogues and atlases are found among these documents, as well as astrophotography images, that are still collected nowadays, although using different formats and more accurate data. Nevertheless, measurements coming from observations carried out several centuries ago are still attractive to a large part of the scientific community. Indeed, most astronomical discoveries throughout history have been possible due to comparisons between old and contemporary data. There is currently a long list of parameters by which astronomers and astrophysicists are used to querying their specialised databases, that offer a large amount of search options, thus making it possible a very satisfactory information retrieval among the available sources. However, serious difficulties arise when researchers want to query library OPACs in a similar way as they do in the aforementioned databases. The main obstacle they find is the user graphical interface, which does not provide with tools for specialised queries. The reason is that cataloguing standards (MARC 21, ISBD, RDA, etc.) are too generic, hence specialised descriptions are not possible in many cases. As a consequence, researchers cannot exploit collections preserved in libraries and archives. Thus, the goal of this Memoir is twofold: (1) searching for new description fields for star catalogues and atlases as well as celestial objects in astrophotography images; and (2) to show the importance of some existing fields which are not being widely used by cataloguers in bibliographic descriptions. To do this, a sample of historical star catalogues and atlases (18th, 19th and 20th centuries) from the Royal Institute and Observatory of the Spanish Navy has been selected in order to identify the most frequently supplied scientific information. In the case of celestial objects with presence in astrophotography images, the software Google Sky and its linked databases have been analysed in order to know the most consulted parameters by researchers when searching for these celestial objects. As a result of this analysis, a whole set of description parameters has been found, which can be classified in three groups: (1) parameters that can already be described by cataloguing standards; (2) new parameters that could be recorded in current description fields; and (3) new parameters that could be only recorded in general note fields. Furthermore, the existing limitations concerning the inclusion in the standards of the parameters from group 2 and 3 are also analysed in detail, which lead to the proposal of a data model for this type of resources. Conclusions show that cataloguing standards are still not ready to address adequate descriptions of historical astronomical resources, despite libraries and associations involved in the creation of these standards having made great efforts to describe, in general, the bibliographic universe during the last few years. Thus, this proposal of description parameters is presented as a real alternative to satisfy the historical information needs of researchers.

Concentrated Solar Power (CSP) technologies are gaining increasing interest in electricity generation due to the good potential for scaling up renewable energy at the utility level. Parabolic trough solar collector (PTC) is economically the most proven and advanced of the various CSP technologies. The modelling of these devices is a key aspect in the improvement of their design and performances which can represent a considerable increase of the overall efficiency of solar power plants. In the subject of modelling and improving the performances of PTCs and their heat collector elements (HCEs), the thermal, optical and aerodynamic study of the fluid flow and heat transfer is a powerful tool for optimising the solar field output and increase the solar plant performance. This thesis is focused on the implementation of a general methodology able to simulate the thermal, optical and aerodynamic behaviour of PTCs. The methodology followed for the thermal modelling of a PTC, taking into account the realistic non-uniform solar heat flux in the azimuthal direction is presented. Although ab initio, the finite volume method (FVM) for solving the radiative transfer equation was considered, it has been later discarded among other reasons due to its high computational cost and the unsuitability of the method for treating the finite angular size of the Sun. To overcome these issues, a new optical model has been proposed. The new model, which is based on both the FVMand ray tracing techniques, uses a numerical-geometrical approach for considering the optic cone. The effect of different factors, such as: incident angle, geometric concentration and rim angle, on the solar heat flux distribution is addressed. The accuracy of the new model is verified and better results than the Monte Carlo Ray Tracing (MCRT) model for the conditions under study are shown. Furthermore, the thermal behaviour of the PTC taking into account the nonuniform distribution of solar flux in the azimuthal direction is analysed. A general performance model based on an energy balance about the HCE is developed. Heat losses and thermal performances are determined and validated with Sandia Laboratories tests. The similarity between the temperature profile of both absorber and glass envelope and the solar flux distribution is also shown. In addition, the convection heat losses to the ambient and the effect of wind flow on the aerodynamic forces acting on the PTC structure are considered. To do this, detailed numerical simulations based on Large Eddy simulations (LES) are carried out. Simulations are performed at two Reynolds numbers of ReW1 = 3.6 × 105 and ReW2 = 1 × 106. These values corresponds to working conditions similar to those encountered in solar power plants for an Eurotrough PTC. The study has also considered different pitch angles mimicking the actual conditions of the PTC tracking mechanism along the day. Aerodynamic loads, i.e. drag and lift coefficients, are calculated and validatedwith measurements performed in wind tunnels. The indepen-dence of the aerodynamic coefficients with Reynolds numbers in the studied range is shown. Regarding the convection heat transfer taking place around the receiver, averaged local Nusselt number for the different pitch angles and Reynolds numbers have been computed and the influence of the parabola in the heat losses has been analysed. Last but not the least, the detailed analysis of the unsteady forces acting on the PTC structure has been conducted by means of the power spectra of several probes. The analysis has led to detect an increase of instabilities when moving the PTC to intermediate pitch angles. At these positions, the shear-layers formed at the sharp corners of the parabola interact shedding vortices with a high level of coherence. The coherent turbulence produces vibrations and stresses on the PTC structure which increase with the Reynolds number and eventually, might lead to structural failure under certain conditions.

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.