Made available in DSpace on 2017-07-21T19:25:56Z (GMT). No. of bitstreams: 1 TAIZAALISSUL.pdf: 1898582 bytes, checksum: 83c6ea30230ef658e8eedb8018b6d20d (MD5) Previous issue date: 2008-04-08 / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior / One of the main theories to explain the Be phenomenon is that they are hot stars with rotation speed close to the critical limit, ejecting matter and forming a gaseous disk around. Its geometry and kinematics is still a controversial subject. Those objects present H® line in emission among other phenomena. In this work are present observations of hot stars in young open clusters and the detection of Be stars. The study of Be stars in open clusters is a matter of interest because these objects keep the initial signatures of their initial formation. Most of Be stars known in open clusters were identified inside the Milky Way Galaxy, but not all were observed. Most of the observations concentrate on seeking the characteristics lines in emission for stars with low magnitude. As a consequence the complete scenario of incidence of Be stars in open clusters is still uncertain, what incentives its observation. In this work, we studied thirty two stars of the spectral type B, from NGC 4755 and NGC 6530 stellar clusters. As a first step we accomplished an analysis of the stars that present the Be phenomenon. Than, we estimate physical parameters of B and Be stars using the lines of HeI 4471 and MgII 4481 Å. We also accomplished a comparison among the vseni values calculated by several methods including the AMOEBA algorithm and other two methods elaborated using the IDL platform. For high-speeds (» 300 Km/s), there is a superestimative of the FWHM method for both clusters. But for low-speeds, there is consistence between values of vseni obtained with the FWHM method and AMOEBA. / Uma das principais teorias para explicar o fenômeno Be é que são estrelas quentes com velocidade de rotação próxima da velocidade crítica, ejetando matéria formando um disco gasoso ao seu redor. Sua geometria e cinemática ainda é um assunto calorosamente discutido. Esses objetos apresentam emissões nas linhas de Balmer, entre outros fenômenos. Neste trabalho são apresentadas observações de estrelas quentes em aglomerados jovens abertos e a detecção de Be nestes. O estudo de estrelas Be em aglomerados abertos é de particular interesse porque estes objetos guardam as assinaturas das condições iniciais de sua formação. A maioria das estrelas Be conhecidas em aglomerados abertos foram identificadas na Via Láctea, a maioria das observações concentra-se em procurar as linhas em emissão características nas estrelas de baixa magnitude. Como conseqüência a completeza de incidência de estrelas Be em aglomerados abertos é incerta, o que leva a um estímulo para o seu estudo. Nesse trabalho, foram estudadas trinta e duas estrelas do tipo espectral B, selecionadas dos aglomerados NGC 4755 e NGC 6530. Em uma primeira etapa, foi realizada uma análise das estrelas que apresentam o fenômeno Be. Depois, foram determinados os parâmetros físicos de estrelas B e Be utilizando as linhas de HeI 4471 e MgII 4481 Å. Foi realizada, ainda, uma comparação entre os valores de vseni calculados com o algoritmo AMOEBA e os valores obtidos com os programas elaborados no IDL. Para altas velocidades (» 300 Km/s), há superestimativas do método FWHM, para ambos os aglomerados. Mas para baixas velocidades, há consistência entre os valores de vseni obtidos com o método FWHM e AMOEBA.

Submitted by Angela Maria de Oliveira (amolivei@uepg.br) on 2018-10-09T12:41:56Z No. of bitstreams: 2 license_rdf: 811 bytes, checksum: e39d27027a6cc9cb039ad269a5db8e34 (MD5) Jessica Mayara Eidam.pdf: 7618711 bytes, checksum: 8899a404c0b09be99db22ac7f334ae5b (MD5) / Made available in DSpace on 2018-10-09T12:41:56Z (GMT). No. of bitstreams: 2 license_rdf: 811 bytes, checksum: e39d27027a6cc9cb039ad269a5db8e34 (MD5) Jessica Mayara Eidam.pdf: 7618711 bytes, checksum: 8899a404c0b09be99db22ac7f334ae5b (MD5) Previous issue date: 2018-07-30 / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior / Buscando melhorar a estatística de parâmetros sismológicos de estrelas do tipoA,apresentamosnestetrabalhoaanálisededadosespectroscópicosefotométricos de oito estrelas observadas na direção do Pólo Galáctico durante a Campanha 8 da missão Kepler K2, proposto pelo nosso grupo de pesquisa. A observação fotométrica pelo satélite espacial Kepler ocorreu entre janeiro e março de 2016. A análise das frequências das oito curvas de luz foi feita usando o algoritmo CLEANEST e Period04. A espectroscopia de solo foi feita no OPD/LNA em outubro de 2015 com o telescópio Zeiss (0,6m) e em agosto de 2016 com o telescópio Perkin-Elmer (1,6m).Informaçõesespectroscópicascompletamosdadosdascurvasdeluzdosatélite, permitindo a caracterização da estrutura interna das estrelas. A determinação dos parâmetros estelares foi realizada por meio do Spectroscopy Made Easy (SME). Parâmetros como massa, raio e luminosidade foram obtidos usando as grades Code dÉvolution Stellaire Adaptatif et Modulaire (CESAM) e Porto Oscillations Code (POSC). Permitindo assim, gerar o modelo evolutivo para as oito estrelas. Estrelas dotipoespectralBmuitasvezessãoerroneamenteclassificadascomoestrelasdotipo espectralA,quandosomentedadosdefotometriasãoutilizadosparaaclassificação. Como exemplo, temos as estrelas: Epic220679442 e Epic220607132. Classificadas fotométricamente como tipo espectral A0, revelaram através da análise espectral, tratar-se do tipo espectral B9V. Epic220532854 é uma binária, Epic220466722 é uma δ e Epic220679442 possue variações fotométrica e, dados de espectroscopia revelam linha de Silício pronunciada (SiII λ4128), característica apresentada pela classe peculiar de estrelas Bp magnética. / Searching to improve the statistics of seismological parameters of stars of type A, we this work we present the analysis of spectroscopic and photometric data of eight stars observed in the direction of the Galactic Pole during the Kepler mission Campaign 8, proposed by our research group. The photometric observation occurred between January and March 2016. Frequency analysis of the eight light curves was made using the CLEANEST and Period04 algorithm. In addition to the photometric data, ground-based spectroscopy was done at the OPD/LNA in October 2015 with the Zeiss Telescope (0.6m) and in August 2016 with the Perkin-Elmer Telescope (1.6m). Spectroscopic information enhances the data from thesatellite’slightcurves,allowingthecharacterizationoftheinternalstellarstructure. Spectral characterization was done using Spectroscopy Made Easy (SME). Parameters such as mass, radius and luminosity were obtained using the Code d Évolution Stellaire Adaptatif et Modulaire (CESAM) and Porto Oscillations Code (POSC) grids, allowing to generate evolutionary models for the eight stars. Stars of spectral type B are often erroneously classified as stars of spectral type A, when only photometry data is used for classification. As an example, we have the stars: Epic220679442 and Epic220607132. Photometrically classified as spectral type A0, revealed through spectral analysis, to be spectral type B9V. Epic220532854 is a binary, Epic220466722 is a δ Scuti and Epic220679442 has photometric variations and spectroscopy data reveals pronounced silicon line (SiII λ4128), characteristic presented by the class peculiar stars Ap magnetic.

Este trabalho tem como objetivo principal a determinação da distância de estrelas pré-sequência principal em regiões de formação estelar próximas. A determinação precisa da distância individual das estrelas é necessária para obter os principais parâmetros físicos de cada estrela e para investigar a estrutura da Galáxia. Em particular, investigamos as regiões de formação estelar de Lupus e Ophiuchus que contém uma das associações mais ricas em estrelas T Tauri. A grande maioria das estrelas pré-sequência principal nessas regiões não foi observada pelo satélite Hipparcos devido à sua magnitude e também não têm paralaxe trigonométrica medida a partir do solo devido à distância em que se encontram. O procedimento aqui empregado para a obter a distância individual das estrelas baseia-se na estratégia de ponto de convergência e utiliza dados de movimento próprio e velocidade radial. Desenvolvemos uma nova versão do método de ponto de convergência que permite simultaneamente determinar a posição do ponto de convergência e selecionar os membros de um moving group. Partindo dos dados de movimento próprio e o novo método aqui desenvolvido investigamos as propriedades cinemáticas e realizamos uma análise de pertinência das estrelas em cada região estudada o que nos permitiu identificar um moving group com 114 estrelas em Lupus e 55 estrelas em Ophiuchus. Calculamos a distância para cada membro do grupo usando velocidades radiais publicadas, que foram complementadas com novas observações, e a velocidade espacial do moving grup para as estrelas com velocidade radial não conhecida. Calculamos as paralaxes com precisão de 1-2~mas o que implica em um erro relativo médio de 25% nas distâncias obtidas. Finalmente, investigamos as propriedades dos diversos subgrupos e a estrutura tridimensional dos complexos de nuvens em Lupus e Ophiuchus, concluindo que existem efeitos de profundidade importantes. Utilizamos os novos resultados de distância para obter os parâmetros físicos (luminosidade, massa e idade) das estrelas e o diagrama-HR de cada região de formação estelar considerada, confirmando a distribuição de idade diferente das duas subclasses de estrelas T Tauri. Os resultados aqui obtidos representam um primeiro passo no sentido de melhor entender a estrutura das regiões de formação estelar e os estágios iniciais da formação de estrelas e planetas. / The main objective of this work is to determine the distance of pre-main sequence stars in nearby star-forming regions. A precise determination of the distance to individual stars is required to accurately determine the main physical parameters of each star and the structure of the Galaxy. Here we investigate the Lupus and Ophiuchus star-forming regions that contain one of the richest associations of T Tauri stars. Most pre-main sequence stars in these regions were neither observed by the Hipparcos satellite due to their magnitude nor have any trigonometric parallax measured from the ground due to their distance. The procedure that we use here to derive the distance to individual stars is based on the convergent point strategy and makes full use of proper motion and radial velocity data. We developed a new version of the convergent point search method that simultaneously determines the convergent point position and selects the most likely members of a moving group. Based on proper motion data and our new method we investigate the kinematic properties and perform a membership analysis of the stars in each star-forming region considered that allows us to identify a moving group with 114 stars in Lupus and 55 stars in Ophiuchus. We calculate the distance of each group member using published radial velocities, which we supplemented with new measurements, and the spatial velocity of the moving group for the remaining stars with unknown radial velocity. We derived parallaxes with accuracies of 1-2 mas yielding the average relative error of 25% on the distances. Finally, we investigate the properties of the various subgroups and the three dimensional structure of the Lupus and Ophiuchus cloud complex and conclude that significant depth effects exist. We use the new distances to refine the physical parameters (luminosity, mass and age) of stars and the HR-diagram for each star-forming region considered confirming the different age distribution of the two T Tauri subclasses. These results represent a first step towards better understanding the structure of star-forming regions and the early stages of star and planet formation.

O principal objetivo deste trabalho é mostrar que é possível buscar por estrelas pobres em metais a partir da premissa de que uma grande fração destas será rica em carbono. Essa hipótese ainda não havia sido verificada pois muitas das chamadas estrelas CEMP (Carbon Enhanced Metal-Poor) foram negligenciadas em estudos anteriores devido à forma como foram executadas as buscas por estas estrelas. Estes objetos são importantes pois assumem o papel de registros fósseis das primeiras gerações estelares, uma vez que retêm em suas atmosferas informações vitais acerca da composição química do meio em que foram geradas. Por não apresentarem bandas moleculares intensas de carbono em seus espectros, muitas dessas estrelas não foram selecionadas para estudos em média/alta resolução. Este trabalho fornece, a partir do estudo da parte estelar do projeto HES (Hamburg/ESO Survey), que contém 4.404.908 objetos, dois novos índices de linha para a região da banda G do CH, em 4304 Å. Estes, pelo fato de possuírem uma largura de banda de 200 Å, conseguem superar falhas dos índices anteriormente definidos e representam com fidelidade as principais características desta região. Após uma análise detalhada da base de dados, e do cálculo dos novos índices de linha para todos os objetos disponíveis, foram identificadas com o telescópio SOAR 132 estrelas pobres em metais inéditas na literatura, sendo que 51% destas possuem metalicidades abaixo de [Fe/H] < -1.0 e apresentam consideráveis enriquecimentos em carbono ([C/Fe] > +0.5). Já para as estrelas encontradas com [Fe/H] < -2.5, a fração de estrelas com abundâncias de carbono [C/Fe] > +1.0 chega a 80%. Estimativas de abundâncias de elementos químicos tais como bário e estrôncio revelam que, mesmo com parâmetros atmosféricos e abundâncias de carbono semelhantes, as estrelas analisadas por este trabalho possuem mais de um tipo de cenário possível para sua formação. Neste ínterim, os objetos adicionados à literatura contribuem tanto para o aumento da estatística de estrelas pobres em metais quanto para testes de modelos teóricos de enriquecimento químico da Via Láctea. Finalmente, este trabalho também gerou uma lista de 6123 candidatas a estrelas CEMP inéditas na literatura. / The main goal of this work is to show that is possible to search for metal-poor stars based on the premise that a large fraction of these will be carbon-rich. This hypothesis had not yet been verified because many of the so-called CEMP (Carbon Enhanced Metal-Poor) stars were neglected in previous studies due to the design of the search for metal-poor stars with carbon enhancements. Those objects play a major role as fossil records of the very first generation of stars, since they carry in their atmospheres vital informations concerning the chemical composition of the medium where they were formed. By not showing strong carbon molecular bands in their spectra, many of those stars were not selected for follow-up studies in medium/high resolution. This work provides, based on the study of the stellar part of the HES (Hamburg/ESO Survey), two new line indices for the G band (4304 Å) that, by having a line band of 200 Å, can overcome the flaws of the previously defined indices and also truly represent the main features of this region. After an extensive analysis of the database and the calculation of the line indices for all the available objects, 132 new metal-poor stars were identified with the SOAR telescope, being that 51% of those stars with [Fe/H] < 1.0 present considerable carbon enhancements ([C/Fe]> +0.5). For the observed stars with [Fe/H] < 2.5, the fraction of objects with [C/Fe] > +1.0 rises up to 80%. Abundance estimates for barium and strontium show that, even with similar atmospheric parameters and carbon abundances, the stars analysed in this work have more than one possible formation scenario. Finally, this work also contributes with a 6123 CEMP star candidate list of unpublished objects.

The purpose of this dissertation is to study the Red Supergiant stars (RSGs) in the supermassive young cluster Westerlund 1 through a photometric and spectral analysis. Due to its characteristics, Westerlund 1 is one of the most interesting young massive clusters in the Milky Way and has an impressive population of massive stars, with four RSGs among them. This represents a rare oportunity to study this type of stars in a cluster with well known distance and reddening. Apart from contributing to the general knowledge about RSGs, which parameters are poorly known due to their scarcity, an analysis of these four stars will contribute to solve the puzzle of the formation history of Westerlund 1. For the analysis presented here, photometric data of the four RSGs in Westerlund 1 were used, along with near infrared spectra covering the region from ~8400 Å to ~8900 Å, obtained at two different epochs with the 1.60 m telescope at Observatório do Pico dos Dias (OPD) and the Southern Astrophysical Research Telescope (SOAR). Magnitudes obtained with JHK band photometry were used to calculate effective temperatures and bolometric corrections at the K band through different methods involving the color indices (V-K)_0 and (J-K)_0, in order to determine the luminosities and locate the four RSGs in a Hertzsprung-Russell diagram (HRD). A spectral analysis was performed with the aim of estimating spectral types and the same stellar parameters calculated with the photomety. First, a visual comparison of the depth and strength of the main spectral features (TiO and VO bandheads, and CaT and Fe I lines) was carried out to classify the stars by spectral type. For this purpose, spectra of the four RSGs in the cluster were compared to a group of spectra from well studied reference stars, some of them also RSGs. Then, given their strong dependence on Teff, equivalent widths (EWs) of Fe I lines were measured in all the spectra available. By comparing the EWs measured on spectra of the four RSGs and the reference stars, the Teff\'s of the most similar reference stars were assigned to the RSGs in the cluster. With the Teff\'s obtained through the spectral analysis, new points were added to the initial HRD. The final objective of the present work was to estimate the initial masses and ages of the RSGs in Westerlund 1. This was accomplished by superimposing up to date evolutionary tracks and isochrones to the HRD. Masses and ages were determined for the cases with and without rotation, obtaining an average age for the RSGs of 8 Myr, thus doubling the age of the host cluster determined from the pre-main sequence (PMS). In the final part, it is presented a brief discussion about the discrepancy of the age of Westerlund 1 measured with the PMS isochrones and the age of the RSGs, as well as the uncertainties it raises regarding the formation history of the cluster. / O objetivo desta dissertação é estudar as estrelas Supergigantes Vermelhas (RSGs) no aglomerado jovem supermassivo Westerlund 1 através de uma análise fotométrica e espectral. Devido às suas características, Westerlund 1 é um dos aglomerados jovens mais interessantes da Via Láctea e tem uma população importante de estrelas massivas, com quatro RSGs entre elas. Isso representa uma oportunidade rara para estudar este tipo de estrelas em um aglomerado com a distância e avermelhamento bem conhecidos. Além de contribuir para o conhecimento geral sobre RSGs, cujos parâmetros são pouco conhecidos devido à sua escassez, uma análise dessas quatro estrelas contribuirá para resolver o enigma da história da formação de Westerlund 1. Para a análise apresentada aqui, foram utilizados dados fotométricos das quatro RSGs em Westerlund 1, juntamente com espectros no infravermelho próximo cobrindo a região de ~8400 Å a ~8900 Å, obtidos em duas épocas diferentes com o telescópio de 1.60 m do Observatório do Pico dos Dias (OPD) e o Southern Astrophysical Research Telescope (SOAR). Magnitudes obtidas com a fotometria nos filtros JHK foram usadas para calcular temperaturas efetivas e correções bolométricas na banda K através de diferentes métodos envolvendo os índices de cor (V-K)_0 e (J-K)_0, a fim de determinar as luminosidades e localizar as quatro RSGs em um diagrama de Hertzsprung-Russell (HRD). Uma análise espectral foi realizada com o objetivo de estimar os tipos espectrais e os mesmos parâmetros estelares calculados com a fotometria. Primeiramente, uma comparação visual da profundidade e força das principais características espectrais (as bandas moleculares de TiO e VO e as linhas de CaT e Fe I) foi realizada para classificar as estrelas por tipo espectral. Para este propósito, os espectros das quatro RSGs no aglomerado foram comparados com um grupo de espectros de estrelas de referência bem estudadas, algumas delas também RSGs. Depois, dada a sua forte dependência com a Teff, as larguras equivalentes (EWs) das linhas de Fe I foram medidas em todos os espectros disponíveis. Comparando as EWs medidas nos espectros das quatro RSGs e nos das estrelas de referência, as Teff das estrelas de referência mais similares foram atribuídas às RSGs do aglomerado. Com as Teff obtidas através da análise espectral, novos pontos foram adicionados ao HRD inicial. O objetivo final do presente trabalho foi estimar as massas iniciais e as idades das RSGs em Westerlund 1. Isto foi realizado através da sobreposição no HRD de caminhos evolutivos e de isócronas. Massas e idades foram determinadas para os casos com e sem rotação, obtendo-se uma média de idade para as RSGs de 8 milhões de anos, duplicando assim a idade do aglomerado ao que as RSGs pertencem, e que foi medida através de estrelas de pré-sequência principal (PMS). Na parte final, é apresentada uma breve discussão sobre a discrepância da idade de Westerlund 1 medida com as isócronas da PMS e a idade das RSGs, bem como as incertezas que isso suscita em relação à história da formação do aglomerado.

The main objective of the thesis is to study the properties of the Galactic population of radio-quiet and thermally emitting isolated neutron stars (INSs). This is done by studying further the existing neutron star sample of nearby seven sources, known as the Magnificent Seven (M7), as well as by searching for new candidates and constraining possible populations. During the thesis, we investigated the proper motions of three of the faintest M7 in X-rays with the satellite Chandra. This work allowed us to constrain the neutron star displacement in two cases as well as to accurately determine the high proper motion of a third source, for the first time in X-rays with a significance approaching 10 standard deviations (Motch, Pires, Haberl, & Schwope, 2007, Ap&SS, 308, 217; Motch, Pires, Haberl, Schwope, & Zavlin, 2009, A&A 497, 423). The search of new INS candidates in the serendipitous catalogue of the XMM-Newton Observatory, with more than 120,000 X-ray sources, had as well the aim to constrain the spatial density of thermally emitting sources located beyond the solar vicinity. This work allowed the long awaited discovery of a new thermally emitting INS with properties similar to those of the seven nearby sources discovered by ROSAT (Pires, Motch, Turolla, Treves, & Popov, 2009, A&A 498, 233). Moreover, deep optical observations with SOAR and the ESO-VLT have been obtained during the thesis work in order to optically identify a handful of INS candidates that have been selected among more than 72,000 sources (Pires, Motch, & Janot-Pacheco, 2009, A&A, 504, 185). Finally, population synthesis of Galactic thermally emitting INSs allows constraining the global properties of this population based on the whole sample of XMM-Newton observations. By estimating the density of similar sources at more remote distances in the Milky Way, the final objective is to determine whether the spatial density derived from the group of seven nearby sources is a local anomaly caused by the Suns current location near regions of active stellar formation of the Gould Belt. / O objetivo da tese é estudar as propriedades da população Galáctica de estrelas de nêutrons isoladas com emissão térmica em raios X mas silenciosas em rádio. Isto é feito iinvestigando-se a amostra existente de sete fontes próximas, conhecidas como Magnificent Seven (M7), assim como através da procura por novos candidatos e restringindo possíveis cenários e populações. Durante a tese, nós investigamos os movimentos próprios de três das mais fracas fontes em raios X com o satélite Chandra. Este trabalho nos permitiu restringir o deslocamento da estrela de nêutrons em dois casos assim como medir com grande precisão o alto valor de movimento próprio de uma terceira fonte, pela primeira vez em raios X com uma precisão alcançando 10 desvios-padrão (Motch, Pires, Haberl & Schwope, 2007, Ap&SS, 308, 217; Motch, Pires, Haberl, Schwope & Zavlin, 2009, A&A 497, 423). A procura por novos candidatos a estrelas de nêutrons isoladas no catálogo de fontes do satélite XMM-Newton, com mais de 120.000 fontes de raios X, teve igualmente como objetivo restringir a densidade espacial de fontes com emissão térmica situadas além da vizinhança solar. Este trabalho levou à aguardada descoberta de uma nova estrela de nêutrons isolada em processo de resfriamento, a qual exibe propriedades similares às sete fontes descobertas pelo ROSAT (Pires, Motch, Turolla, Treves, & Popov, 2009, A&A 498, 233). Mais ainda, observações óticas profundas com os telescópios SOAR e ESO-VLT foram obtidas durante a tese de maneira a identificar no óptico a amostra mais brilhante de candidatos a estrelas de nêutrons, os quais foram selecionados entre mais de 72.000 fontes (Pires, Motch, & Janot-Pacheco, 2009, A&A, 504, 185). Finalmente, a síntese de população de estrelas de nêutrons isoladas Galácticas permite restringir as propriedades globais da população com base na amostra total de observações em raios X realizadas com o satélite XMM-Newton. Estimando-se a densidade de fontes similares a maiores distâncias na Via Láctea, o objetivo final é determinar se a densidade espacial derivada do grupo de sete estrelas próximas corresponde a uma anomalia local causada pela proximidade do Sol em relação a regiões de ativa formação estelar do Cinturão de Gould.

University of Macau / Faculty of Social Sciences and Humanities / Department of Portuguese

Made available in DSpace on 2010-04-20T20:08:27Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 1993-04-19T00:00:00Z / O Marketing de serviços de hotelaria 5 estrelas na cidade de São Paulo. Estudo exploratório. Como os hotéis competem entre si. Principais características dos hotéis, enfoque em algumas das dimensões estratégicas: posição de marca, tecnologia, especialização, preços, localização, qualidade total.

Submitted by Maria Medeiros (maria.dilva1@ufcg.edu.br) on 2018-11-08T11:36:53Z No. of bitstreams: 1 WALDSON MARCELO DOS SANTOS SILVA - DISSERTAÇÃO (PPGFísica) 2010.pdf: 913581 bytes, checksum: 5cb091c70c06445d89ccbe48d8e7858c (MD5) / Made available in DSpace on 2018-11-08T11:36:53Z (GMT). No. of bitstreams: 1 WALDSON MARCELO DOS SANTOS SILVA - DISSERTAÇÃO (PPGFísica) 2010.pdf: 913581 bytes, checksum: 5cb091c70c06445d89ccbe48d8e7858c (MD5) Previous issue date: 2010-12-22 / Capes / Neste trabalho tratamos de soluções de paredes de domínios em modelos de campos escalares reais acoplados que envolve a simetria Z2× Z3 em um modelo não supersi- métrico. Exploramos a ideia de uma rede de paredes de domínios aparecer na superfície de uma estrela de sóliton. Considerando isto para um ajuste fino satisfatório entre os parâmetros do modelo, podemos encontrar modo zero fermiônico na rede de paredes de domínios. Neste cenário a estrela de sóliton torna-se instável e decai em partículas livres antes do aparecimento de uma massa limite. Porém se os férmions não se ligarem à rede de paredes de domínios, a rede torna-se neutra, impondo um valor limite na carga da estrela de sóliton, aumentando ligeiramente a sua massa crítica. Usamos os efeitos de temperatura finita para controlar esses dois cenários. / In this work we study domain wall solutions in models of coupled real scalar fields involving Z2 × Z3 symmetry in a non supersymmetric model. We explore the idea of a network of domain walls appearing in a surface of a soliton star. Using a fine-tuning among the parameters of the model, we find a fermionic zero mode in the network of domain walls. In this scenario the soliton star becomes unstable and decays into free particles before the appearance of a mass limit. But if the fermions do not bind to the network of domain walls, the network becomes neutral, imposing a limit on the charge of the soliton star slightly increasing its critical mass. We use effects of finite temperature to control these scenarios.

Orientadora: Prof. Dra. Laura Paulucci Marinho / Dissertação (mestrado) - Universidade Federal do ABC, Mestrado Nacional Profissional em Ensino de Física - MNPEF, 2016. / O objetivo deste trabalho foi desenvolver e avaliar uma sequência de ensino para o ensino de astronomia, aplicada em uma escola pública do Estado de São Paulo, com alunos do último ano do ensino médio. Nossos estudos iniciais indicaram uma quantidade significativa de trabalhos direcionados para o ensino de astronomia, contudo, poucos são específicos para o ensino da astronomia estelar. A sequência de ensino teve como tema a origem, a evolução e a morte das estrelas. O produto educacional oriundo desta dissertação consistiu na elaboração de um material didático sobre essa temática voltado a auxiliar professores do ensino médio na construção de suas aulas. O referencial teórico utilizado na elaboração das atividades da sequência de ensino e na avaliação de seus resultados foi a Teoria da Aprendizagem Significativa de David Ausubel e os Mapas Conceituais de Novak. Analisando os mapas conceituais construídos pelos alunos antes e após a aplicação da sequência de ensino e também com base em um teste de múltipla escolha, observamos indícios que apontam para uma aprendizagem significativa dos conceitos trabalhados. / The aim of this study was to develop and evaluate a teaching sequence for astronomy education that was applied in a public school of the State of São Paulo, Brazil, with students of the final year of high school. In our initial research, we found a significant number of studies directed to astronomy education. However, just a few of them dealt specifically with stellar astronomy. The teaching sequence adopted the origin, evolution and death of stars as theme. The educational product resulting from this dissertation consists of a didactic material set on this subject for high school teachers to use in their classes. The theoretical framework used to prepare the activities of teaching sequence and the evaluation of its results was the Theory of Meaningful Learning by David Ausubel and Concept Maps by Novak. Conceptual maps built by the students before and after the teaching sequence and a multiple-choice test were used as means to evaluateits effectiveness. After analyzing the data, evidences pointing to significant learning of the concepts related to the proposed theme were observed.