Submitted by Alberto Vieira (martins_vieira@ibest.com.br) on 2018-01-12T17:19:13Z No. of bitstreams: 1 551959.pdf: 4388266 bytes, checksum: d7cab9b2a04f22084032633624bd216c (MD5) / Made available in DSpace on 2018-01-12T17:19:13Z (GMT). No. of bitstreams: 1 551959.pdf: 4388266 bytes, checksum: d7cab9b2a04f22084032633624bd216c (MD5) Previous issue date: 2002-01-08 / No presente estudo indivíduos de Echinaster (Othilia) brasiliensis foram coletados mensalmente na Praia de João Fernandes, Búzios, RJ, no período de agosto de 1999 a dezembro de 2000, a fim de verificar e descrever o ciclo reprodutivo e a estratégia reprodutiva da espécie. Para o estudo do ciclo reprodutivo usou-se o índice das gônadas e a análise histológica das gônadas. E. (O.) brasiliensis apresentou uma reprodução contínua. Uma assincronia no desenvolvimento gonadal dos indivíduos da população foi detectada com base na análise histológica das gônadas. A análise das frequências de tamanho dos ovócitos indicou que as classes de 60 μm e 160 μm foram as mais representativas. Ovócitos de vários tamanhos ocorreram concomitantemente em diferentes fêmeas ao longo do período estudado. A ausência de ovários vazios e a variação no tamanho dos ovócitos sugerem uma ovogênese contínua em cada indivíduo. Os cecos pilóricos não apresentaram um ciclo anual. Não foi encontrada qualquer relação inversa entre o índice gonadal e o índice dos cecos pilóricos. / ln the present study specimens of Echinaster (Othilia) brasiliensis were collected monthly at João Fernandes Beach, Búzios, Brazil, from August 1999 to December 2000. Reproductive cycle was studied using gonad index and histological analysis of gonads. E. (O.) brasiliensis exhibited a continuous reproduction. Histological analysis of gonads showed asynchrony in gametogenesis among the individuals of this population. Small and mesovitellogenic oocytes (60-160μm) were the dominant size-class in all samples. Several size classes of oocytes were found together in may ovaries along the studied period. No spent ovaries were found. Probably, the ovaries were not empty for the recovering. The pyloric caeca did not show an annual cycle. An inverse relationship between gonad and pyloric caeca indices was not evident.

Este trabalho tem como objetivo o estudo da matéria nuclear em altas densidades, considerando-se as fases hadrônica e de quarks à temperatura nula, com a perspectiva de aplicar o formalismo desenvolvido no trabalho à análise das propriedades estáticas globais das estrelas de nêutrons. No trabalho, depois de apresentarmos aspectos importantes da evolução estelar e da teoria das estrelas de nêutrons, estudamos as propriedades e os modelos da matéria nuclear. No estudo da matéria nuclear para a fase hadrônica, consideramos os modelos relativísticos da teoria quântica de campos nucleares desenvolvida por J. D. Walecka, J. Zimanyi e S. A. Moszkowski, e por J. Boguta e A. R. Bodmer, também conhecidos, respectivamente, como modelos Sigma-ômega, ZM e Não-linear. Nesses modelos, a matéria nuclear é descrita a partir de uma formulação lagrangeana relativística de muitos corpos, com os campos efetivos dos bárions acoplados aos campos dos mésons, responsáveis pela interação nuclear. Nesse estudo, consideramos, inicialmente, a descrição de propriedades estáticas globais de sistemas nucleares de muitos corpos à temperatura nula, como, por exemplo, a massa efetiva do núcleon para matéria nuclear simétrica e matéria de nêutrons. O conhecimento da equação de estado da matéria de nêutrons torna possível a descrição de propriedades estáticas globais de uma estrela de nêutrons, como sua massa e seu raio, através das equações de Tolman, Oppenheimer e Volko . Os resultados obtidos neste trabalho estão em plena concordância com os resultados apresentados por outros autores. Posteriormente, incorporamos ao formalismo as equações de equilíbrio químico, a presen ça de graus de liberdade leptônicos de elétrons e múons, o octeto bariônico fundamental e a condição de neutralidade de carga. Nossa escolha para as constantes de acoplamento dos híperons está baseada na simetria SU(6) e nas regras de contagem para quarks. A consideração, no formalismo, do equilíbrio beta generalizado entre as partículas gera um sistema de onze equações acopladas que deve ser resolvido numericamente para se encontrar as diferentes populações fermiônicas. Por m, estudamos um modelo fenomenológico para a matéria nuclear com acoplamento derivativo ajustável, no qual a intensidade dos acoplamentos méson-núcleon é parametrizada por expressões matemáticas com coe cientes ajustáveis. Estudamos a in- uência desses acoplamentos na determinação das principais propriedades nucleares e nas propriedades estáticas globais das estrelas de nêutrons. Esse modelo é o que utilizamos, na parte nal do trabalho, para desenvolver nosso estudo da transição de fase entre matéria hadrônica e matéria de quarks livres, usando o critério de Gibbs. No estudo da matéria de quarks, consideramos o modelo de sacola desenvolvido no Massachusetts Institute of Technology (MIT) por A. Chodos, R. L. Ja e, K. Johnson, C. B. Thorn e V. F. Weisskopf. Como resultado principal, determinamos uma equação de estado geral para a matéria hadrônica e para a matéria de quarks e analisamos condições de equilíbrio de estrelas híbridas. Enfocamos, então, a in uência dos acoplamentos do modelo ajustável na determina ção da densidade bariônica em que ocorre a transição de fase. Analisamos, também, como a existência de um caroço de quarks na estrela repercute em suas propriedades estáticas globais (tais como raio e massa máxima) e na propriedade termodinâmica conhecida como índice adiabático. Os resultados obtidos nessa etapa do trabalho, embora inéditos, são coerentes com aqueles obtidos por outros autores. / The purpose of this work is the study of nuclear matter at high densities considering the hadronic and quark phases at zero temperature, with the perspective of applying the developed formalism to the analysis of global static properties of neutron stars. in this work, after presenting important aspects of stellar evolution and neutron star theory, we study the properties and models of nuclear matter. In the nuclear matter studies for the hadronic phase, we have considered the relativistic nuclear quantum eld theory developed by J. D. Walecka, J. Zimanyi and S. A. Moszkowski, and by J. Boguta and A. R. Bodmer, also known, respectively, as Sigma-omega, ZM and Non-linear models. In these models the nuclear matter is described by a relativistic and strong interaction lagrangian many-body formulation with baryon e ective elds coupled to scalar, vector and iso-vector mesons. In this study we consider initially the description of global static properties of manybody nuclear systems at zero temperature as, for instance, the nucleon e ective mass for symmetric nuclear and neutron matter. Knowledge of the neutron matter equation of state makes it possible the description of global static properties of a neutron star, such as its mass and radius, through the Tolman, Oppenheimer and Volko equations. The results we have obtained in this work are in agreement with the corresponding ones presented by other authors. We have further included into the formalism the chemical equilibrium equations, lepton degrees of freedom for electrons and muons, the fundamental octet of baryons and the charge neutrality condition. Our choice for the hyperonic coupling constants is based on the SU(6) symmetry and on the counting rules for quarks. The consideration of generalized beta equilibrium among the particles in our formalism generates a strongly coupled system of eleven equations to be numerically solved to nd the di erent fermionic populations. At last we study a phenomenological lagrangian model of nuclear matter with adjustable derivative coupling, which exhibits a parametrization, through mathematical expressions with adjustable coe cients, of the intensity of the meson-nucleon coupling. We study the in uence of these couplings in the determination of the main nuclear properties and global static properties of neutron stars. This model is the one we use to develop our study of the hadronic matter to quark matter phase transition in the last part of our work, using the Gibbs criteria. In the quark matter study, we have considered the bag model developed ih the Massachusetts Institute of Technology (MIT) by A. Chodos, R. L. Ja e, K. Johnson, C. B. Thorn and V. F. Weisskopf. As a main result, we have determined a general equation of state for hadronic and quark matter, and we have analyzed the equilibrium conditions for hybrid stars. We have then focused the in uence of the adjustable model couplings in the determination of the phase transition baryon density. We have also analyzed how the existence of the quarkgluon plasma core in the star repercutes in its global static properties (such as radius and maximum mass) and in the thermodynamical property known as the adiabatic index. The predictions of our work, even though based on new results, are in complete agreement with the corresponding ones obtained by other authors.

Este trabalho tem como objetivo o estudo da matéria nuclear em altas densidades, considerando-se as fases hadrônica e de quarks à temperatura nula, com a perspectiva de aplicar o formalismo desenvolvido no trabalho à análise das propriedades estáticas globais das estrelas de nêutrons. No trabalho, depois de apresentarmos aspectos importantes da evolução estelar e da teoria das estrelas de nêutrons, estudamos as propriedades e os modelos da matéria nuclear. No estudo da matéria nuclear para a fase hadrônica, consideramos os modelos relativísticos da teoria quântica de campos nucleares desenvolvida por J. D. Walecka, J. Zimanyi e S. A. Moszkowski, e por J. Boguta e A. R. Bodmer, também conhecidos, respectivamente, como modelos Sigma-ômega, ZM e Não-linear. Nesses modelos, a matéria nuclear é descrita a partir de uma formulação lagrangeana relativística de muitos corpos, com os campos efetivos dos bárions acoplados aos campos dos mésons, responsáveis pela interação nuclear. Nesse estudo, consideramos, inicialmente, a descrição de propriedades estáticas globais de sistemas nucleares de muitos corpos à temperatura nula, como, por exemplo, a massa efetiva do núcleon para matéria nuclear simétrica e matéria de nêutrons. O conhecimento da equação de estado da matéria de nêutrons torna possível a descrição de propriedades estáticas globais de uma estrela de nêutrons, como sua massa e seu raio, através das equações de Tolman, Oppenheimer e Volko . Os resultados obtidos neste trabalho estão em plena concordância com os resultados apresentados por outros autores. Posteriormente, incorporamos ao formalismo as equações de equilíbrio químico, a presen ça de graus de liberdade leptônicos de elétrons e múons, o octeto bariônico fundamental e a condição de neutralidade de carga. Nossa escolha para as constantes de acoplamento dos híperons está baseada na simetria SU(6) e nas regras de contagem para quarks. A consideração, no formalismo, do equilíbrio beta generalizado entre as partículas gera um sistema de onze equações acopladas que deve ser resolvido numericamente para se encontrar as diferentes populações fermiônicas. Por m, estudamos um modelo fenomenológico para a matéria nuclear com acoplamento derivativo ajustável, no qual a intensidade dos acoplamentos méson-núcleon é parametrizada por expressões matemáticas com coe cientes ajustáveis. Estudamos a in- uência desses acoplamentos na determinação das principais propriedades nucleares e nas propriedades estáticas globais das estrelas de nêutrons. Esse modelo é o que utilizamos, na parte nal do trabalho, para desenvolver nosso estudo da transição de fase entre matéria hadrônica e matéria de quarks livres, usando o critério de Gibbs. No estudo da matéria de quarks, consideramos o modelo de sacola desenvolvido no Massachusetts Institute of Technology (MIT) por A. Chodos, R. L. Ja e, K. Johnson, C. B. Thorn e V. F. Weisskopf. Como resultado principal, determinamos uma equação de estado geral para a matéria hadrônica e para a matéria de quarks e analisamos condições de equilíbrio de estrelas híbridas. Enfocamos, então, a in uência dos acoplamentos do modelo ajustável na determina ção da densidade bariônica em que ocorre a transição de fase. Analisamos, também, como a existência de um caroço de quarks na estrela repercute em suas propriedades estáticas globais (tais como raio e massa máxima) e na propriedade termodinâmica conhecida como índice adiabático. Os resultados obtidos nessa etapa do trabalho, embora inéditos, são coerentes com aqueles obtidos por outros autores. / The purpose of this work is the study of nuclear matter at high densities considering the hadronic and quark phases at zero temperature, with the perspective of applying the developed formalism to the analysis of global static properties of neutron stars. in this work, after presenting important aspects of stellar evolution and neutron star theory, we study the properties and models of nuclear matter. In the nuclear matter studies for the hadronic phase, we have considered the relativistic nuclear quantum eld theory developed by J. D. Walecka, J. Zimanyi and S. A. Moszkowski, and by J. Boguta and A. R. Bodmer, also known, respectively, as Sigma-omega, ZM and Non-linear models. In these models the nuclear matter is described by a relativistic and strong interaction lagrangian many-body formulation with baryon e ective elds coupled to scalar, vector and iso-vector mesons. In this study we consider initially the description of global static properties of manybody nuclear systems at zero temperature as, for instance, the nucleon e ective mass for symmetric nuclear and neutron matter. Knowledge of the neutron matter equation of state makes it possible the description of global static properties of a neutron star, such as its mass and radius, through the Tolman, Oppenheimer and Volko equations. The results we have obtained in this work are in agreement with the corresponding ones presented by other authors. We have further included into the formalism the chemical equilibrium equations, lepton degrees of freedom for electrons and muons, the fundamental octet of baryons and the charge neutrality condition. Our choice for the hyperonic coupling constants is based on the SU(6) symmetry and on the counting rules for quarks. The consideration of generalized beta equilibrium among the particles in our formalism generates a strongly coupled system of eleven equations to be numerically solved to nd the di erent fermionic populations. At last we study a phenomenological lagrangian model of nuclear matter with adjustable derivative coupling, which exhibits a parametrization, through mathematical expressions with adjustable coe cients, of the intensity of the meson-nucleon coupling. We study the in uence of these couplings in the determination of the main nuclear properties and global static properties of neutron stars. This model is the one we use to develop our study of the hadronic matter to quark matter phase transition in the last part of our work, using the Gibbs criteria. In the quark matter study, we have considered the bag model developed ih the Massachusetts Institute of Technology (MIT) by A. Chodos, R. L. Ja e, K. Johnson, C. B. Thorn and V. F. Weisskopf. As a main result, we have determined a general equation of state for hadronic and quark matter, and we have analyzed the equilibrium conditions for hybrid stars. We have then focused the in uence of the adjustable model couplings in the determination of the phase transition baryon density. We have also analyzed how the existence of the quarkgluon plasma core in the star repercutes in its global static properties (such as radius and maximum mass) and in the thermodynamical property known as the adiabatic index. The predictions of our work, even though based on new results, are in complete agreement with the corresponding ones obtained by other authors.

Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior / Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado do Rio de Janeiro / As estrelas de nêutrons nascem com altas temperaturas (~ 1011 K) e durante alguns segundos sofrem um rápido resfriamento por emissão de neutrinos. O processo Urca direto é o principal mecanismo para explicar essa perda de energia. O problema do resfriamento das estrelas de nêutrons é um problema de grande interesse porque seu entendimento pode fornecer informações importantes sobre a constituição do interior da estrela. Na literatura existente até o momento, a emissividade de neutrinos é calculada considerando os núcleons como partículas não relativísticas quando considerados todos os níveis de Landau das partículas carregadas. Por outro lado, a emissividade de neutrinos para núcleons relativísticos é calculada considerando somente o primeiro nível de Landau (para campo magnético forte). Para campos magnéticos fracos, onde mais de um nível de Landau é ocupado, é usada a emissividade correspondente à do campo nulo. Neste trabalho aplicamos a teoria de Weinberg-Salan para interações fracas no cálculo da emissividade de neutrinos com e sem campo magnético presente, num cálculo totalmente relativístico para os núcleons e considerando todos os níveis de Landau. Esta é a contribuição original do trabalho. Para descrever a matéria a altas densidades, utilizamos uma teoria relativística de campo médio a temperatura zero que inclui apenas o octeto bariônico e os léptons mais leves. São apresentados os resultados para a emissividade de neutrinos, onde é evidente a ocupação dos diferentes níveis de Landau como função do campo magnético.

Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior / Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado do Rio de Janeiro / As estrelas de nêutrons nascem com altas temperaturas (~ 1011 K) e durante alguns segundos sofrem um rápido resfriamento por emissão de neutrinos. O processo Urca direto é o principal mecanismo para explicar essa perda de energia. O problema do resfriamento das estrelas de nêutrons é um problema de grande interesse porque seu entendimento pode fornecer informações importantes sobre a constituição do interior da estrela. Na literatura existente até o momento, a emissividade de neutrinos é calculada considerando os núcleons como partículas não relativísticas quando considerados todos os níveis de Landau das partículas carregadas. Por outro lado, a emissividade de neutrinos para núcleons relativísticos é calculada considerando somente o primeiro nível de Landau (para campo magnético forte). Para campos magnéticos fracos, onde mais de um nível de Landau é ocupado, é usada a emissividade correspondente à do campo nulo. Neste trabalho aplicamos a teoria de Weinberg-Salan para interações fracas no cálculo da emissividade de neutrinos com e sem campo magnético presente, num cálculo totalmente relativístico para os núcleons e considerando todos os níveis de Landau. Esta é a contribuição original do trabalho. Para descrever a matéria a altas densidades, utilizamos uma teoria relativística de campo médio a temperatura zero que inclui apenas o octeto bariônico e os léptons mais leves. São apresentados os resultados para a emissividade de neutrinos, onde é evidente a ocupação dos diferentes níveis de Landau como função do campo magnético.

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:15:00Z (GMT). No. of bitstreams: 1 JulianaCS_DISSERT.pdf: 3176095 bytes, checksum: 698fc04621ae821b481850e332892a95 (MD5) Previous issue date: 2011-11-29 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / Since Michel Mayor and his student Didier Queloz s pioneer announcement, in 1995, of the existence of a planet orbiting the star 51 Peg, up to present date, 695 extrasolar planets orbiting stars of spectral type F, G, K and M have been discovered. A study on the behavior of the total angular momentum of the planetary systems known up to present date becomes relevant when we know that about 98% of the angular momentum of the solar system is associated with the planets, although they represent only 0.15 percent of the mass of the whole system. In this dissertation we study the behavior of stellar angular momentum, orbital angular momentum and total angular momentum in a sample of 282 stars harboring planets, including 40 multiple systems. We observed that planetary systems containing more than one known planet have both higher orbital angular momentum and total angular momentum compared to those who have only one planet. This analysis shows that multiplanet systems tend to have higher momenta, suggesting that the planets in such systems that contribute to the greater portion momenta have been found. Thus, planetary systems with lower values for the momenta represent the best candidates to the discovery of new planets / Desde o anuncio pioneiro de Michel Mayor e seu ent?o estudante Didier Queloz, em 1995, da exist?ncia de um planeta orbitando a estrela 51 Peg, at? a presente data, 695 planetas extrasolares foram descobertos, orbitando estrelas do tipo espectral F, G, K e M. Um estudo sobre o comportamento do momentum angular total dos sistemas planet?rios, conhecidos at? o momento, torna-se relevante quando conhecemos que cerca de 98% do momentum angular do Sistema Solar est? associado aos planetas, embora esses representem apenas 0,15% da massa de todo o Sistema. Na presente disserta??o de mestrado estudamos o comportamento do momentum angular estelar, do momentum angular orbital e do momentum angular total numa amostra de 282 estrelas, abrigando planetas, incluindo 40 sistemas multiplos. Observamos que os sistemas planet?rios contendo mais de 1 planeta conhecido possuem tanto momentum angular orbital quanto momentum angular total mais elevado, comparado ?queles sistemas que possuem apenas 1 planeta. Esta an?lise mostra que sistemas planet?rios m?ltiplos tendem a ter momenta mais elevado, sugerindo que em tais sistemas os planetas que contribuem com maior parcela para o momenta j? foram descobertos. Sendo assim, sistemas planet?rios com menores valores para o momenta representam melhores candidatos para a descoberta de novos planetas

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:15:04Z (GMT). No. of bitstreams: 1 BrunoLeonardoCM_tese.pdf: 1145565 bytes, checksum: f87b60fc5eccfa3202f94947ce740090 (MD5) Previous issue date: 2007-08-06 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / Galactic stellar clusters have a great variety of physical properties that make valuable probes of stellar and galactic chemical evolution. Current studies show a discrepancy between the standard evolutionary models and observations, mainly considering the level of mixing and convective dilution of light elements, as well as to the evolution of the angular momentum. In order to better settle some of these properties, we present a detailed spectroscopic analysis of 28 evolved stars, from the turn-off to the RGB, belonging to the stellar open cluster M67. The observations were performed using UVES+FLAMES at VLT/UT2. We determined stellar parameters and metallicity from LTE analysis of Fe I and Fe II lines between 420 1100 nm. The Li abundance was obtained using the line at 6707.78 ˚A, for the whole sample of stars. The Li abundances of evolved stars of M67 present a gradual decreasing when decreasing the effective temperature. The Li dilution factor for giant stars of M67 with Teff ∼ 4350K is at least 2300 times greater than that predicted by standard theory for single field giant stars. The Li abundance as a function of rotation exhibits a good correlation for evolved stars of M67, with a much smaller dispersion than the field evolved stars. The mass and the age seem to be some of the parameters that influence this connection. We discovered a Li-rich subgiant star in M67 (S1242). It is member of a spectroscopic binary system with a high eccentricity. Its Li abundance is 2.7, the highest Li content ever measured for an evolved star in M67. Two possibilities could explain this anomalous Li content: (i) preservation of the Li at the post turn off stage due to tidal effects, or (ii) an efficient dredge-up of Li, hidden below the convective zone by atomic diffusion occurring in the post turn off stage. We also study the evolution of the angular momentum for the evolved stars in M67. The results are in agreement with previous studies dedicated to evolved stars of this cluster, where stars in the same region of the CM-diagram have quite similar rotations, but with values that indicate an extra breaking along the main sequence. Finally, we analize the distributions of the average rotational velocity and of the average Li abundance as a function of age. With relation to the average Li abundances, stars in clusters and field stars present the same type of exponencial decay law t−β. Such decay is observed for ages lesser than 2 Gyr. From this age, is observed that the average Li abundance remain constant, differently of the one observed in the rotation age connection, where the average rotational velocity decreases slowly with age / Os aglomerados estelares possuem uma grande variedade de propriedades f?sicas que os tornam provas valiosas da evolu??o estelar e gal?ctica. Estudos recentes mostram uma discrep?ncia entre o modelo padr?o de evolu??o e as observa??es, principalmente com rela??o ao n?vel de mistura e dilui??o convectiva de elementos leves, bem como na evolu??o do momentum angular. Para melhor estabelecer algumas destas propriedades, apresentamos uma an?lise espectrosc?pica detalhada de 28 estrelas evolu?das, do turn off ao ramo das gigantes, pertencentes ao aglomerado estelar aberto M67. As observa??es foram feitas com o espectr?grafo UVES+FLAMES no VLT/U2. Determinamos os par?metros estelares e a metalicidade a partir de an?lises em ETL de linhas de Fe I e Fe II entre 420 1100 nm. A abund?ncia de 7Li foi obtida a partir da linha do l?tio em 6707.78 ˚A, para todas as estrelas da amostra. A abund?ncia de 7Li apresenta, para as estrelas evolu?das de M67, um gradual decrescimento na medida em que a temperatura efetiva diminui. O fator de dilui??o do Li para estrelas gigantes de M67 com Tef ∼ 4350K ? pelo menos 2300 vezes superior ao previsto pela teoria padr?o para estrelas gigantes simples de campo. A abund?ncia de Li em fun??o da rota??o apresenta uma boa correla??o para as estrelas evolu?das de M67, com uma dispers?o muito menor do que para as estrelas de campo. A massa e a idade parecem ser alguns dos par?metros que influenciam tal conex?o. Um outro resultado interessante de nosso trabalho diz respeito ? descoberta de uma estrela subgigante rica em Li de M67 (S1242). Ela ? membro de um sistema bin?rio espectrosc?pico com alta excentricidade. Sua abund?ncia de Li ? 2,7, a maior at? ent?o medida em uma estrela evolu?da de M67. Duas possibilidades podem explicar este conte?do an?malo de Li: (i) preserva??o do Li nos est?gios p?s turn off devido a efeitos de mar? gravitacional, ou (ii) uma dragagem eficiente do Li presente nas camadas abaixo da zona iii convectiva atrav?s de difus?o at?mica em est?gios p?s-turn off. Tamb?m estudamos a rela??o do 7Li com a evolu??o do momentum angular em estrelas evolu?das de M67. Os resultados encontrados est?o em acordo com estudos anteriores dedicados a estrelas evolu?das deste aglomerado, onde as estrelas de uma mesma regi?o do diagrama CM possuem rota??es bastante similares, por?m com valores que apontam para uma desacelera??o extra ao longo da seq??ncia principal. Por fim, analisamos as distribui??es da velocidade rotacional m?dia e da abund?ncia m?dia de Li em fun??o da idade. Com rela??o a abund?ncia m?dia de Li, tanto as estrelas em aglomerados quanto as estrelas de campo, apresentam um mesmo decrescimento exponencial do tipo t−β. Tal decrescimento s? ? observado para idades menores do que 2 Giga-anos. A partir desta idade, observa-se que a abund?ncia m?dia de Li mant?m-se constante, diferentemente do que ? observado na conex?o rota??o idade, onde a velocidade rotacional m?dia decresce lentamente com a idade

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:15:04Z (GMT). No. of bitstreams: 1 BrunoLM_DISSERT.pdf: 7166646 bytes, checksum: f3020f244ae15650c85072127bcd05e2 (MD5) Previous issue date: 2014-04-24 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / Lithium (Li) is a chemical element with atomic number 3 and it is among the lightest known elements in the universe. In general, the Lithium is found in the nature under the form of two stable isotopes, the 6Li and 7Li. This last one is the most dominant and responds for about 93% of the Li found in the Universe. Due to its fragileness this element is largely used in the astrophysics, especially in what refers to the understanding of the physical process that has occurred since the Big Bang going through the evolution of the galaxies and stars. In the primordial nucleosynthesis in the Big Bang moment (BBN), the theoretical calculation forecasts a Li production along with all the light elements such as Deuterium and Beryllium. To the Li the BNB theory reviews a primordial abundance of Log log ǫ(Li) =2.72 dex in a logarithmic scale related to the H. The abundance of Li found on the poor metal stars, or pop II stars type, is called as being the abundance of Li primordial and is the measure as being log ǫ(Li) =2.27 dex. In the ISM (Interstellar medium), that reflects the current value, the abundance of Lithium is log ǫ(Li) = 3.2 dex. This value has great importance for our comprehension on the chemical evolution of the galaxy. The process responsible for the increasing of the primordial value present in the Li is not clearly understood until nowadays. In fact there is a real contribution of Li from the giant stars of little mass and this contribution needs to be well streamed if we want to understand our galaxy. The main objection in this logical sequence is the appearing of some giant stars with little mass of G and K spectral types which atmosphere is highly enriched with Li. Such elevated values are exactly the opposite of what could happen with the typical abundance of giant low mass stars, where convective envelops pass through a mass deepening in which all the Li should be diluted and present abundances around log ǫ(Li) ∼1.4 dex following the model of stellar evolution. In the Literature three suggestions are found that try to reconcile the values of the abundance of Li theoretical and observed in these rich in Li giants, but any of them bring conclusive answers. In the present work, we propose a qualitative study of the evolutionary state of the rich in Li stars in the literature along with the recent discovery of the first star rich in Li observed by the Kepler Satellite. The main objective of this work is to promote a solid discussion about the evolutionary state based on the characteristic obtained from the seismic analysis of the object observed by Kepler. We used evolutionary traces and simulation done with the population synthesis code TRILEGAL intending to evaluate as precisely as possible the evolutionary state of the internal structure of these groups of stars. The results indicate a very short characteristic time when compared to the evolutionary scale related to the enrichment of these stars / O L?tio (Li) ? um elemento qu?mico com n??mero at?mico 3 e est? entre os elementos mais leves conhecidos no Universo. De forma geral, o L?tio ? encontrado na natureza sob a forma de dois is?topos est?veis, o 6Li e o 7Li. Este ?ltimo ? o mais dominante e responde por cerca de 93% do Li encontrado no Universo. Devido a sua caracter?stica de fragilidade, esse elemento ? largamente utilizado na astrof?sica, sobretudo no que diz respeito ao entendimento dos processos f?sicos que ocorrem desde o Big Bang, passando pela evolu??o de gal?xias e estrelas. Na nucleoss?ntese primordial no momento do Big Bang (BBN), os c?lculos te?ricos preveem uma produ??o de Li juntamente com outros elementos leves tais como o Deut?rio e o Ber?lio. Para o Li, a teoria do BBN rev? uma abund?ncia primordial de log ǫ(Li) = 2.72 dex, numa escala logar?tmica relativa ao H. A abund?ncia de Li encontrada nas estrelas pobres em metal ou estrelas de Popula??o II, ? assim clamado como sendo a abund?ncia de Li primordial e ? medida como sendo log ǫ(Li) = 2.27 dex. J? no ISM (interestellar medium), que reflete o valor atual, a abund?ncia de L?tio ? de log ǫ(Li) = 3.2 dex. Este valor ? de grande import?ncia para a nossa compreens?o da evolu??o qu?mica da Gal?xia. Os processos respons?veis pelo aumento do valor primordial para o valor presente do Li n?o s?o claramente compreendidos nos dias de hoje. O fato ? que existe uma contribui??o real de Li provenientes das estrelas gigantes de pouca massa, e esta contribui??o precisa ser bem estimada se quisermos entender a evolu??o qu?mica da nossa Gal?xia. O principal entrave desta sequ?ncia l?gica, ? o aparecimento de algumas estrelas gigantes de baixa massa, de tipos espectrais G e K, cuja atmosfera ? altamente enriquecida com Li. Tais valores elevados s?o exatamente ao contr?rio do que se poderia esperar como abund?ncia t?pica para as estrelas gigantes de baixa massa, onde envelopes convectivos passam por um aprofundamento em massa (dredge-up) nos quais todo o Li deveria ser dilu?do e apresentar abund?ncias em torno de log ǫ(Li) ∼ 1.4 dex, seguindo o modelo padr?o de evolu??o estelar. Na literatura, encontram-se tr?s sugest?es que tentam reconciliar os valores da abund?ncia de Li de forma te?rica e observada nessas gigantes ricas em Li; no entanto, nenhuma dessas traz respostas conclusivas. No presente trabalho, propomos um estudo qualitativo do estado evolutivo das estrelas ricas em Li presentes na literatura. Neste sentido, foi coletado uma amostra de estrelas ricas em Li juntamente com a recente descoberta da primeira estrela rica em Li observada pelo sat?lite Kepler. O objetivo principal deste trabalho ? de promover uma s?lida discuss?o sobre o estado evolutivo baseado nas caracter?sticas obtidas a partir da an?lise s?smica do objeto observado pelo sat?lite Kepler. Utilizamos tra?ados evolutivos e simula??es feitas com o c?digo de s?ntese de popula??o TRILEGAL com o intuito de avaliar t?o preciso quanto poss?vel o estado evolutivo e a estrutura interna deste grupo de estrelas. Os resultados apontam para um tempo caracter?stico muito curto, quando comparado com a escala evolutiva, referente ao enriquecimento destas estrelas

Submitted by Automa??o e Estat?stica (sst@bczm.ufrn.br) on 2017-01-13T12:34:55Z No. of bitstreams: 1 RafaelLeiteFreire_DISSERT.pdf: 5587232 bytes, checksum: af7254b0e2cbb0b57a16d93d8d90d36e (MD5) / Approved for entry into archive by Arlan Eloi Leite Silva (eloihistoriador@yahoo.com.br) on 2017-01-23T16:06:21Z (GMT) No. of bitstreams: 1 RafaelLeiteFreire_DISSERT.pdf: 5587232 bytes, checksum: af7254b0e2cbb0b57a16d93d8d90d36e (MD5) / Made available in DSpace on 2017-01-23T16:06:21Z (GMT). No. of bitstreams: 1 RafaelLeiteFreire_DISSERT.pdf: 5587232 bytes, checksum: af7254b0e2cbb0b57a16d93d8d90d36e (MD5) Previous issue date: 2016-03-28 / Este trabalho tem como objetivo geral compreender as continuidades e descontinuidades hist?ricas na representa??o dos corpos monstruosos/alien?genas no di?logo entre a linguagem televisiva, teatral e cinematogr?fica. Procuro, assim, o entre-lugar que o corpo transversaliza nos espa?os acerca dessas linguagens com base no seriado Jornada nas Estrelas dos anos 1960, no projeto de teatro de rua ?Trek in The Park? (2009-2013), e no filme hom?nimo ao seriado (2009). Nesses tr?s objetos art?sticos-midi?ticos se verificou uma mudan?a na percep??o ao corpo monstruoso. No decorrer da hist?ria, esse corpo foi visto em produ??es art?sticas variadas, como a representa??o do feio, e produtor dos sentidos de medo, constrangimento e riso. No corpus de an?lise pressuponho uma mudan?a ao olhar esses corpos na contemporaneidade, por se tratar de um per?odo no qual se assiste a um maior protagonismo de minorias, a exemplo de gays, negros e mulheres, e ainda maior visibilidade do corpo monstruoso - agora gerador de identifica??o positiva - nos ?mbitos da performance e da cena em geral. Portanto, os objetivos espec?ficos s?o: percorrer historicamente as concep??es de corpo monstruoso, relacionar as concep??es de corpo na contemporaneidade, analisar a produ??o de sentidos e o investimento pol?tico nos corpos alien?genas. Para tanto, o trajeto te?rico-metodol?gico se constitui por meio do movimento interic?nico proposto por Courtine (2013), o qual se refere a imagens que est?o ligadas ? mem?ria interna (lembran?as) e externa (diversas imagens visualizadas). Tal como ao conceito de Dispositivo, de Foucault (1979), entendido como a rede que interliga discursos, institui??es, proposi??es filos?ficas ou morais, enunciados cient?ficos, etc. Assim como o conceito ampliado e atualizado por Agamben (2009). Analiso, pois, dois epis?dios de Jornada nas Estrelas encenados tamb?m pela companhia Teatral ?Trek in the Park: Tempo de Loucura? e ?A Caminho para Babel?, procurando de forma aprofundada debater a respeito do corpo dos Vulcanos e seu gestual. Por fim, concluo o personagem Spock como controverso e com ares de anti-her?i. / This study aims to understand the continuities and discontinuities in the historical representation of the monstrous / alien bodies in the dialogue among the television, theatrical and cinematic language, seeking thus the betweenplace distance that goes along the body in a transversal direction in the spaces between these languages based on the Star Trek television series of the 1960s, the street theater project "Trek In The Park" (2009-2013), and the eponymous to the show, the film of (2009). These three artistic-media objects have been a change in the perception of the monstrous body. Down through history, this body was seen in various artistic productions as representing the ugly and producer of fear of felt, embarrassment and laughter. The analysis corpus presupposes a change to look at these bodies in contemporary times, because it is a period in which we are witnessing a major role of minorities, such as gays, blacks and women, and greater visibility of the monstrous body - now a generator of positive identification - in the areas of performance and the overall scene. Therefore, the specific objectives are: to go historically through the monstrous body of conceptions, to relate the concepts of body in contemporary times, and to analyze the production of senses and political investment in alien bodies. Thus, the theoretical and methodological path is constituted through intericonic movement proposed by Courtine (2013), which refers to images that are linked to the internal memory (memories) and external (various images viewed). As the concept of device, of Foucault (1979), understood as the network that interconnects speeches, institutions, philosophical or moral propositions, scientific statements, etc. As well as the expanded and updated concept by Agamben (2009). Thus, I analyze, two episodes of Star Trek also staged by the Theatre Company "Trek in the Park: Amok Time" and "Journey to Babel", looking in depth to debate about the body of Vulcan and his gestual. Finally, I conclude the character Spock as controversial and with anti-hero characteristics.

Submitted by Automa??o e Estat?stica (sst@bczm.ufrn.br) on 2017-01-27T13:21:20Z No. of bitstreams: 1 GislanaPereiraDeOliveira_TESE.pdf: 37362869 bytes, checksum: 2dc4474499bb990d9603c960fb90c926 (MD5) / Approved for entry into archive by Arlan Eloi Leite Silva (eloihistoriador@yahoo.com.br) on 2017-01-31T13:14:51Z (GMT) No. of bitstreams: 1 GislanaPereiraDeOliveira_TESE.pdf: 37362869 bytes, checksum: 2dc4474499bb990d9603c960fb90c926 (MD5) / Made available in DSpace on 2017-01-31T13:14:51Z (GMT). No. of bitstreams: 1 GislanaPereiraDeOliveira_TESE.pdf: 37362869 bytes, checksum: 2dc4474499bb990d9603c960fb90c926 (MD5) Previous issue date: 2016-07-14 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior (CAPES) / Ap?s a descoberta pioneira de um planeta gigante orbitando 51 Peg por Mayor $\& $ Queloz (1995), cerca de duas d?cadas atr?s, j? forma descobertos descobertos de mais de 3434 planetas, em cerca de 2568 sistemas planet?rios. A grande maioria desses exoplanetas orbitam estrelas de campo da sequ?ncia principal com massas solares. As observa??es destas estrelas oferecem v?rias vantagens, incluindo brilho e uma grande variedade de caracter?sticas estelares, como a massa, idade, composi??o qu?mica e estado evolutivo. No entanto, as caracter?sticas muito diferentes das estrelas de campo tamb?m representa uma desvantagem para a nossa capacidade de tirar conclus?es precisas a perguntas muito b?sicas, incluindo o papel do ambiente estelar na forma??o do planeta. N?o h? uma resposta clara para o fato de que estrelas da sequ?ncia principal, que hospedagem planetas gigantes, s?o ricas em metal (Gonzalez 1997; Santos et al., 2004), enquanto que as estrelas evolu?das, que hospedagem planetas gigantes, n?o s?o (Pasquini et al 2007). De fato, diferentes fen?menos t?m sido propostos para explicar esta discrep?ncia em metalicidade, incluindo a polui??o estelar em estrelas da sequ?ncia principal (Laughlin $ \ & $ Adams 1997), ou um mecanismo de forma??o de planetas favorecendo o nascimento de planetas em torno de estrelas ricas em metal (Pollack al., 1996), como tamb?m o meio ambiente estelar (Haywood 2009). A observa??o das estrelas em aglomerados abertos oferece a possibilidade de controlar rigorosamente as caracter?sticas estelares, pois cada aglomerado representa um conjunto homog?neo de estrelas. Al?m disso, estrelas pertencentes a aglomerados abertos foram formadas ao mesmo tempo e nas mesmas condi??es e, portanto, espera-se que tem a mesma idade, metalicidade, e dist?ncia galatoc?ntrica. A partir do trabalho de Mermilliod $\& $ Mayor 2008, escolhemos aglomerados que abrigam estrelas gigantes para serem inclu?dos na nossa pesquisa. Utilizamos o banco de dados de aglomerados WEBDA (Mermilliod 1995) para obter informa??es sobre a nossa amostra. Os principais crit?rios que foram a idade do aglomerado (entre 0,02 e alguns Ganos, com massas do TO > 1,5 M$_{\ bigodot}$) e a magnitude de suas estrelas gigantes (mais brilhante do que V = 13,5). Em seguida, rejeitamos estrelas com ?ndice de cor (B - V) maiores que 1,4, porque gigantes frias brilhantes s?o conhecidas por terem VR inst?vel. As observa??es foram realizadas utilizando HARPS (Mayor et al., 2003), o ca?ador de planetas no telesc?pio ESO de 3,6 m. No modo de alta precis?o (HAM), temos uma abertura no c?u de um segundo de arco e um poder de resolu??o de 115.000. A faixa espectral coberta ? de 380-680 nm. Nossa an?lise espectral ? baseada nos modelos de atmosfera MARCS e na ferramentas espectrosc?picas Turbospectrum. N?s determinamos par?metros estelares e metalicidade de an?lise LTE de linhas Fe I e Fe II. Uma vez que temos a alta resolu??o e alta S/R espectral, n?s tamb?m computamos as abund?ncias de Li, usando a linha em 6.707,78 {\ AA}, Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Zr I, II e La Cr I. Apresentamos uma caracteriza??o espectrosc?pica de 42 estrelas gigantes, em 12 aglomerados estelares abertos, usando espectroscopia de alta resolu??o. Todos esses aglomerados s?o parte de uma busca por planetas gigantes que orbitam estrelas gigantes de massa intermediaria e os nossos resultados mostram que todos os aglomerados estudados tem $[Fe/H]$ com valores pr?ximos ao solar e que concordam com os resultados encontrados na literatura, apenas com uma pequena dispers?o. Estas abund?ncias nos permitir? realizar uma an?lise comparativa das abund?ncias de estrelas com e sem planetas, a partir do qual ser? poss?vel detectar diferen?as, anomalias e determinar o n?vel de intera??es planeta-estrela. O objetivo deste trabalho ? estudar a forma??o de planetas gigantes em aglomerados abertos. Desta forma, poderemos melhor compreender se um ambiente estelar pode afetar o processo de forma??o, a frequ?ncia e a evolu??o dos sistemas planet?rios em rela??o ?s estrelas de campo. / After the pioneering discovery of a giant planet orbiting 51 Peg by Mayor & Queloz (1995), about two decades ago, the literature reports the discovery of more than 3434 confirmed planets (exoplanet.eu), in about 2568 planetary systems. Solar mass main sequence field stars host the vast majority of these exoplanets. The observation of these stars offers several advantages, including brightness and a large variety of stellar characteristics, such as mass, age, chemical composition and evolutionary status. However, the widely differing characteristics of field stars also represents a drawback for our capability to derive precise conclusions to very basic questions, including the role of stellar environment on planet formation. There is no clear answer for the fact that main-sequence stars hosting giant planets are metal rich (Gonzalez 1997; Santos et al. 2004), while evolved stars hosting giant planets are not (Pasquini et al. 2007). Indeed, different phenomena have been proposed to explain this discrepancy in metallicity, including stellar pollution acting on main-sequence stars (Laughlin & Adams 1997, e.g.), a planet formation mechanism favouring the birth of planets around metal rich stars (Pollack al. 1996) and the stellar environment (Haywood 2009). The observation of stars in open cluster offers the possibility to strictly control the stellar characteristics, because each cluster represents a homogeneous set of stars. Besides, open cluster stars were formed at the same time and in the same circumstances and thus are expected to have the same age, metallicity, and galactocentric distance. From the work of Mermilliod & Mayor 2008 we choose clusters harbouring giants stars to be included in our survey. We used the WEBDA cluster database (Mermilliod 1995) to get information about our sample. The main criteria we focused on were the age of the cluster (between 0.02 and a few Gyr, with TO masses > 1,5 MJ) and the magnitude of its giant stars (brighter than V = 13.5). Then we rejected stars with colour index (B - V) larger than 1.4, because cool, bright giants are known to be RV unstable. The observations were performed using HARPS (Mayor et al. 2003), the planet hunter at the ESO 3.6 m telescope. In high accuracy mode (HAM), it has an aperture on the sky of one arcsecond, and a resolving power of 115000. The spectral range covered is 380 - 680 nm. Our spectral analysis is based on the MARCS models of atmospheres and Turbospectrum spectroscopic tool. We determined stellar parameters and metallicity from LTE analysis of Fe I and Fe II lines. Once we get the high resolution and high S/N spectra, we also computed Li abundances that was obtained using the line at 6707.78 ?, Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Zr I, La II and Cr I. We presented a spectroscopic characterisation of 42 giants, in 12 open clusters, using high resolution spectroscopy. All these clusters are part of a survey for giant planets orbiting intermediate-mass giant stars and the results show that all the clusters studied have [Fe=H] values close to solar, results that agree with the literature with a small dispersion. These abundances will enable us to perform a comparative analysis of the abundances of stars with and without planets, from which it will be possible to detect differences, anomalies and determine the level of planet-star interactions. The goal of this campaign is to study the formation of giant planets in OCs to understand whether a different environment might affect the planet formation process, the frequency, and the evolution of planetary systems with respect to field stars. In addition, searching for planets in OCs enables us to study the dependency of planet formation on stellar mass and to compare the chemical composition of stars with and without planets in detail.