Nesta dissertacao estudamos problemas de empacotamento de arvores em grafos, com enfase no caso de grafos completos. Denotamos por Ti uma arvore de ordem i. Dizemos que existe um empacotamento de arvores T1, . . . , Tn num grafo G se e possivel encontrar em G subgrafos H1, . . . , Hn, dois a dois disjuntos nas arestas, tais que Hi e isomorfo a Ti. Em 1976, A. Gyarfas e J. Lehel levantaram a seguinte questao, que conjecturaram ter uma resposta positiva: e possivel empaco- tar qualquer sequencia de arvores T1, . . . , Tn no Kn? Esta dissertacao tem como tema principal os estudos realizados por diversos pesquisadores na busca de uma resposta para esta pergunta, que permanece ainda em aberto. Tendo em vista a dificuldade para tratar esta questao, surge natural- mente a pergunta sobre a existencia de classes de arvores para as quais a resposta e afirmativa. Nessa linha, existem diversos resultados positivos, como por exemplo quando queremos empacotar estrelas e caminhos, ou estrelas e biestrelas. Por outro lado, em vez de restringir a classe das arvores, faz sentido restringir o tamanho da sequencia e reformular a pergunta. Por exemplo, dado s < n, e possivel empacotar qualquer sequencia de arvores T1, . . . , Ts no Kn? Em 1983, Bollobas mostrou ? que a resposta e afirmativa se s <= n / sqrt(2). Na primeira parte deste trabalho focamos nosso estudo em questoes desse tipo. Na segunda parte desta dissertacao investigamos algumas conjecturas que foram motivadas pela pergunta levantada por Gyarfas & Lehel. Por exemplo, Hobbs, Bourgeois e Kasiraj formularam a seguinte questao: para n par, e possivel empacotar qualquer sequencia de arvores T1, . . . , Tn no grafo bipartido Kn/2,n-1? Para essa pergunta apresentamos alguns resultados conhecidos analogos aos obtidos para a conjectura de Gyarfas & Lehel. Mais recentemente, Gerbner, Keszegh e Palmer estudaram a seguinte generalizacao da conjectura original: e possivel empacotar qualquer sequencia de arvores T1, . . . , Tk num grafo k-cromatico? Neste trabalho estudamos essas e outras questoes relacionadas e apresentamos os principais resultados que encontramos na literatura. / In this dissertation we address the problem of packing trees into graphs, with focus on complete graphs. We denote by Ti a tree of order i. We say that there exists a packing of trees T1,...,Tn in a graph G if its possible to find in G pairwise edge-disjoint subgraphs H1, . . . , Hn such that Hi is isomorphic to Ti. In 1976, A. Gyárfás and J. Lehel raised the following question, that they conjectured to have an affirmative answer: is it possible to pack any sequence of trees T1, . . . , Tn into the complete graph Kn? In this dissertation, we study a number of contributions made by various researchers in the search for an answer to this question, that is still open. In view of the difficulty of this question, it is natural to look for the existence of classes of trees for which the answer is affirmative. In this direction, some positive results have been found, as for example, when the sequences of trees are restricted to stars and paths, or stars and bistars. On the other hand, instead of restricting the classes of trees, it makes sense to restrict the length of the sequence and reformulate the question. For example, given s < n, is it possible to pack any sequence of trees T1, . . . , Ts into Kn? In 1983, Bollobás showed that the answer is affirmative if s <= n/sqrt(2). In the first part of this work, we focus on such kind of questions. In the second part of this dissertation we investigate some other conjectures that were motivated by the conjecture of Gyárfás & Lehel. For example, Hobbs, Bourgeois and Kasiraj formulated the following question: For n even, is it possible to pack any sequence of trees T1, . . . , Tn into the complete bipartite graph Kn/2,n-1? For this question, we present some known results analogous to those obtained for the conjecture of Gyárfás & Lehel. More recently, Gerbner, Keszegh and Palmer studied the following generalization of the of former conjecture: is it possible to pack any sequence of trees T1,...,Tk in a k-chromatic graph? In this dissertation, we study this and other related questions and present the main results we found in the literature.

Submitted by Sérgio Mittmann dos Santos (smittmanns@gmail.com) on 2018-04-13T23:20:37Z No. of bitstreams: 1 Tese_SMdS.pdf: 14966593 bytes, checksum: 50aeb1b3bc772ed3ff21708296193489 (MD5) / Rejected by Pamella Benevides Gonçalves null (pamella@feg.unesp.br), reason: Solicitamos que realize correções na submissão seguindo as orientações abaixo: É necessário revisar a formatação das referências seguindo a ABNT 6023:2003, por exemplo, o que ocorre em sua Tese é a ausência da indicação de autoria segundo as normas, abaixo orientação da ABNT. entre outros elementos. 8.1.1 Autor pessoal Indica(m)-se o(s) autor(es), de modo geral, pelo último sobrenome, em maiúsculas, seguido do(s) prenome(s) e outros sobrenomes, abreviado(s) ou não. Recomenda-se, tanto quanto possível, o mesmo padrão para abreviação de nomes e sobrenomes, usados na mesma lista de referências. Os nomes devem ser separados por ponto-e-vírgula, seguido de espaço. Sobre a elaboração das referencias e citações favor solicitar orientação com a bibliotecária Juciene (juciene@feg.unesp.br) Agradecemos a compreensão. on 2018-04-16T18:47:09Z (GMT) / Submitted by Sérgio Mittmann dos Santos (smittmanns@gmail.com) on 2018-04-18T17:12:53Z No. of bitstreams: 1 Tese_SMdS_2.pdf: 4371571 bytes, checksum: cd4208377d9640590e86974e7a28bc7c (MD5) / Approved for entry into archive by Pamella Benevides Gonçalves null (pamella@feg.unesp.br) on 2018-04-19T19:05:30Z (GMT) No. of bitstreams: 1 santos_sm_dr_guara.pdf: 4371571 bytes, checksum: cd4208377d9640590e86974e7a28bc7c (MD5) / Made available in DSpace on 2018-04-19T19:05:30Z (GMT). No. of bitstreams: 1 santos_sm_dr_guara.pdf: 4371571 bytes, checksum: cd4208377d9640590e86974e7a28bc7c (MD5) Previous issue date: 2018-02-23 / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) / A partir da teoria da gravitação de Brans-Dicke, são obtidas soluções exatas para as cordas cósmicas girantes. As soluções são para cordas retas, que preservam a simetria de Lorentz ao longo do eixo longitudinal de simetria, e para as não retas, com simetria aproximadamente cilíndrica e que violam a simetria de Lorentz. Essas soluções permitem verificar se os espaços-tempos das cordas são regulares ou apresentam singularidades. Além disso, a possibilidade de que as cordas sejam fontes de curvas tipo-tempo fechadas também é analisada. Exclusivamente para as cordas retas, é verificado se essas se mantiveram estáveis após as suas eventuais formações, e se uma escolha adequada para as constantes de integração das soluções impede a existência das curvas tipo-tempo fechadas. Desde a década de 1930, as observações mostram que as velocidades tangenciais das estrelas das galáxias têm um comportamento que contraria o que é previsto quando se considera somente a presença de matéria visível: à medida que as distâncias até os centros das galáxias aumentam, as velocidades também aumentam, até que começam a tender para valores aproximadamente constantes. A razão para esse fenômeno ainda está sob debate. Por enquanto, é justificado pela presença de matéria escura nos halos das galáxias, mas a própria matéria escura ainda não é bem entendida. Em 1980, para 21 galáxias do tipo Sc, as observações mostraram que esse crescimento das velocidades até atingirem os valores constantes ocorre quando as distâncias crescem por 2 a 3 ordens de grandeza. Com as soluções da teoria de Brans-Dicke para as cordas não retas, é proposto um espaço-tempo com a mesma simetria aproximadamente cilíndrica, que descreve adequadamente esse comportamento nas velocidades das estrelas daquelas 21 galáxias / From the Brans-Dicke theory of gravitation, exact solutions are obtained for the spinning cosmic strings. The solutions are for straight strings, which preserve the Lorentz symmetry along the longitudinal axis of symmetry, and for the non-straight strings, with nearly cylindrical symmetry and which violate the Lorentz symmetry. These solutions allow us to verify if the spacetimes of the strings are regular or have singularities. In addition, the possibility that the strings are sources of closed timelike curves is also analyzed. Only for the straight strings, it is verified if these have remained stable after their eventual formations, and if a suitable choice for the integration constants of the solutions prevents the existence of the closed timelike curves. Since the 1930s, observations have shown that the tangential velocities of galaxies’ stars have a behavior that goes against what is predicted when considering only the presence of visible matter: as distances to the centers of galaxies increase, velocities also increase until they begin to tend to approximately constant values. The reason for this phenomenon is still under discussion. For now, it is justified by the presence of dark matter in the halos of galaxies, but the dark matter itself is still not well understood. In 1980, for 21 Sc-type galaxies, observations showed that such velocities growth until reaching constant values occurs when distances grow by 2 to 3 orders of magnitude. With the solutions of the Brans-Dicke theory for the non-straight strings, a spacetime with the same nearly cylindrical symmetry is proposed, which adequately describes this behavior in the velocities of the stars of those 21 galaxies

Made available in DSpace on 2015-03-03T15:15:27Z (GMT). No. of bitstreams: 1 CaioFTC_DISSERT.pdf: 1416691 bytes, checksum: 65196f540a2e74d7cb641ab2966c1db0 (MD5) Previous issue date: 2011-08-12 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / In the present study we compute the atmospheric parameters (Teff , log g and vmic, [Fe/H]) and chemical abundance of 16 ions (Fe I, Fe II, O I, Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Rb I, Zr I, Ba II, La II and Cr I) for 16 solar-like stars with masses between 0:8 and 1:2 Mfi aproximatedly, including 10 planet-host stars detected by the CoRoT Space Mission. For this study, we use data from the ESO public archive: (i) high resolution spectra (R 47000) from the UVES spectrograph on the VLT/UT2-ESO (for 7 stars, covering the wavelength range 3450-4515 ? and 5500-9400 ?) and (ii) high resolution spectra from HARPS spectrograph on the La Silla-ESO 3.60 m telescope (for 9 stars, covering the wavelength range 4200-6865 ?). Our spectral analysis is based on MARCS models of atmosphere and Turbospectrum spectroscopic tools. On the base of the computed parameters, the referred abundances appears to follow the same behavior of the solar curve abundances. Further, one observes a signifficant correlation between the abundance ratio [m/Fe] and condensation temperature (Tc) of refractory elements (Tc > 900 K). The behavior of the projected rotational velocity (v sin i) versus the computed abundances [m/Fe] is also analyzed, presenting no clear trends. This study oers additional constraints to trace the evolutive history of solar-like stars with planets, including the search for chemical dierences between stars with and without transit planets and anomalies in the studied abundances / No presente estudo, n?s determinamos os par?metros atmosf?ricos (Teff , log g, vmic e [Fe/H]) e as abund?ncias qu?micas de 16 ?ons (Fe I, Fe II, O I, Si I, Na I, Mg I, Al I, Ca I, Ti I, Co I, Ni I, Rb I, Zr I, Ba II, La II e Cr I) para 16 estrelas solares, com massas entre 0:8 e 1:2 M , aproximadamente, incluindo 10 estrelas com planetas detectados pelo telesc?pio espacial CoRoT. Para este estudo, foram usados dados do arquivo p?blico do ESO: (i) espectros de alta resolu??o (R 47000) do espectr?grafo UVES localizado no VLT/UT2- ESO (para 7 estrelas, cobrindo o dom?nio espectral de 3450-4515 ? e 5500-9400 ?) e (ii) espectros de alta resolu??o obtidos com o espectr?grafo HARPS localizado no telesc?pio de 3,60 m, em La Silla-ESO (para 9 estrelas, cobrindo a faixa de 4200-6865 ?). Nossa an?lise espectral ? baseada nos modelos de atmosfera MARCS e nas ferramentas espectrosc?picas do Turbospectrum. Com base nos par?metros obtidos, as abund?ncias referidas parecem seguir tend?ncia semelhante ? curva de abund?ncias solares. Adicionalmente, observa-se uma correla??o signi cativa entre a abund?ncia relativa [m/H] e a temperatura de condensa??o (Tc) dos elementos refrat?rios (Tc > 900 K). O comportamento da velocidade rotacional projetada (v sin i) em fun??o das abund?ncias obtidas tamb?m ? analisada, n?o apresentando correla??es claras. Este estudo oferece v?nculos adicionais para o tra?ado da hist?ria evolutiva de estrelas solares com planetas, incluindo a busca por diferen?as qu?micas entre estrelas com e sem planetas em tr?nsito, e por anomalias nas abund?ncias estudadas

Submitted by Automa??o e Estat?stica (sst@bczm.ufrn.br) on 2016-03-22T19:28:11Z No. of bitstreams: 1 JennyPaolaBravoCastrillon_TESE.pdf: 21271647 bytes, checksum: 8adb4a5df0dbdb4f20b049cb610cd4d2 (MD5) / Approved for entry into archive by Arlan Eloi Leite Silva (eloihistoriador@yahoo.com.br) on 2016-03-23T21:59:10Z (GMT) No. of bitstreams: 1 JennyPaolaBravoCastrillon_TESE.pdf: 21271647 bytes, checksum: 8adb4a5df0dbdb4f20b049cb610cd4d2 (MD5) / Made available in DSpace on 2016-03-23T21:59:10Z (GMT). No. of bitstreams: 1 JennyPaolaBravoCastrillon_TESE.pdf: 21271647 bytes, checksum: 8adb4a5df0dbdb4f20b049cb610cd4d2 (MD5) Previous issue date: 2014-12-22 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior - CAPES / An?logas ?s manchas e f?culas fotosf?ricas solares, cuja visibilidade ? modulada por rota??o estelar, as regi?es ativas estelares consistem em grupos de manchas escuras na superf?cie da estrela e f?culas brilhantes causadas pelo seu campo magn?tico. Atualmente, as manchas estelares est?o bem estabelecidas como os principais marcadores usados para estimar o per?odo de rota??o estelar. Por outro lado, o comportamento din?mico das manchas tamb?m pode ser utilizado para analisar outros fen?menos relevantes, tais como a presen?a de atividade magn?tica e os seus ciclos. Para determinar o per?odo de rota??o estelar, identificar a presen?a de regi?es ativas e investigar se a estrela manifesta ou n?o rota??o diferencial, aplicamos dois m?todos: uma an?lise wavelet e um modelo de manchas. O procedimento wavelet tamb?m ? aplicado na an?lise de pulsa??es e na busca por assinaturas espec?ficas para esta variabilidade estelar particular dentre os diferentes tipos de estrelas vari?veis pulsantes. A transformada wavelet tem sido usada como uma ferramenta poderosa para o tratamento de v?rios problemas em astrof?sica. Neste trabalho mostramos que a an?lise em tempo-frequ?ncia das curvas de luz estelares, utilizando a transformada wavelet, ? uma ferramenta pr?tica para a identifica??o de rota??o, atividade magn?tica e assinaturas de pulsa??o. Apresentamos a composi- ??o espectral e as varia??es multiescala das s?ries temporais para quatro classes de estrelas: alvos dominados pela atividade magn?tica, estrelas com planetas, aquelas com tr?nsitos bin?rios, e estrelas pulsantes. Aplicamos a wavelet Morlet de 6 a ordem, que oferece alta resolu??o em tempo e frequ?ncia. Ao aplicar a transformada wavelet no sinal, obtemos os espectros de pot?ncia wavelet local e global. O primeiro ? interpretado como a distribui??o de energia do sinal no espa?o tempo-frequ?ncia, e o segundo ? obtido por integra??o temporal do mapa local. Sendo a transformada wavelet uma ferramenta matem?tica ?til para sinais n?o estacion?rios, esta t?cnica aplicada v ?s curvas de luz, obtidas a partir das miss?es espaciais Kepler e CoRoT, nos permite identificar claramente determinadas assinaturas para diferentes fen?menos. Em particular, foram identificados padr?es para a evolu??o temporal do per?odo de rota??o, bem como uma outra periodicidade decorrente dos efeitos das regi?es ativas nas curvas de luz analisadas; a continuidade de uma determinada escala (frequ?ncia) durante a maior parte do tempo pode representar um indicador de rota??o e atividade. Al?m disso, uma assinatura de padr?o de batimento no mapa wavelet local de estrelas pulsantes ao longo de todo o tempo tamb?m foi detectada. O segundo m?todo ? baseado na detec??o de manchas estelares durante os tr?nsitos de um planeta extrasolar que orbita sua estrela-m?e. Quando um planeta eclipsa sua estrela-m?e ? poss?vel detectar fen?menos f?sicos que ocorrem na superf?cie da estrela. Se uma mancha escura na superf?cie estelar ? eclipsada parcial ou totalmente, a luminosidade estelar integrada aumentar? ligeiramente. A an?lise da curva de luz medida durante um tr?nsito planet?rio nos permite inferir propriedades f?sicas das manchas estelares como o tamanho, a intensidade, a posi??o e a temperatura. Ao detectar a mesma mancha em tr?nsitos consecutivos, ? poss?vel obter informa??es adicionais, como o per?odo de rota??o estelar na latitude do tr?nsito planet?rio, a rota??o diferencial, e os ciclos de atividade magn?tica. Observa??es do tr?nsito planet?rio nas estrelas CoRoT-18 e Kepler-17 foram usadas para aplicar este modelo. / Analogous to sunspots and solar photospheric faculae, which visibility is modulated by stellar rotation, stellar active regions consist of cool spots and bright faculae caused by the magnetic field of the star. Such starspots are now well established as major tracers used to estimate the stellar rotation period, but their dynamic behavior may also be used to analyze other relevant phenomena such as the presence of magnetic activity and its cycles. To calculate the stellar rotation period, identify the presence of active regions and investigate if the star exhibits or not differential rotation, we apply two methods: a wavelet analysis and a spot model. The wavelet procedure is also applied here to study pulsation in order to identify specific signatures of this particular stellar variability for different types of pulsating variable stars. The wavelet transform has been used as a powerful tool for treating several problems in astrophysics. In this work, we show that the time-frequency analysis of stellar light curves using the wavelet transform is a practical tool for identifying rotation, magnetic activity, and pulsation signatures. We present the wavelet spectral composition and multiscale variations of the time series for four classes of stars: targets dominated by magnetic activity, stars with transiting planets, those with binary transits, and pulsating stars. We applied the Morlet wavelet (6th order), which offers high time and frequency resolution. By applying the wavelet transform to the signal, we obtain the wavelet local and global power spectra. The first is interpreted as energy distribution of the signal in time-frequency space, and the second is obtained by time integration of the local map. Since the wavelet transform is a useful mathematical tool for nonstationary signals, this technique applied to Kepler and CoRoT light curves allows us to clearly identify particular signatures for different phenomena. In particular, patterns were identified for the temporal evolution of the rotation period and other periodicity due to active regions affecting these light curves. In addition, a beat-pattern vii signature in the local wavelet map of pulsating stars over the entire time span was also detected. The second method is based on starspots detection during transits of an extrasolar planet orbiting its host star. As a planet eclipses its parent star, we can detect physical phenomena on the surface of the star. If a dark spot on the disk of the star is partially or totally eclipsed, the integrated stellar luminosity will increase slightly. By analyzing the transit light curve it is possible to infer the physical properties of starspots, such as size, intensity, position and temperature. By detecting the same spot on consecutive transits, it is possible to obtain additional information such as the stellar rotation period in the planetary transit latitude, differential rotation, and magnetic activity cycles. Transit observations of CoRoT-18 and Kepler-17 were used to implement this model.

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:15:01Z (GMT). No. of bitstreams: 1 MariaLC_TESE.pdf: 10138137 bytes, checksum: 77bd9c3c6dc76faa3f4dc70c892af4b1 (MD5) Previous issue date: 2014-04-07 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / Stellar differential rotation is an important key to understand hydromagnetic stellar dynamos, instabilities, and transport processes in stellar interiors as well as for a better treatment of tides in close binary and star-planet systems. The space-borne high-precision photometry with MOST, CoRoT, and Kepler has provided large and homogeneous datasets. This allows, for the first time, the study of differential rotation statistically robust samples covering almost all stages of stellar evolution. In this sense, we introduce a method to measure a lower limit to the amplitude of surface differential rotation from high-precision evenly sampled photometric time series such as those obtained by space-borne telescopes. It is designed for application to main-sequence late-type stars whose optical flux modulation is dominated by starspots. An autocorrelation of the time series is used to select stars that allow an accurate determination of spot rotation periods. A simple two-spot model is applied together with a Bayesian Information Criterion to preliminarily select intervals of the time series showing evidence of differential rotation with starspots of almost constant area. Finally, the significance of the differential rotation detection and a measurement of its amplitude and uncertainty are obtained by an a posteriori Bayesian analysis based on a Monte Carlo Markov Chain (hereafter MCMC) approach. We apply our method to the Sun and eight other stars for which previous spot modelling has been performed to compare our results with previous ones. The selected stars are of spectral type F, G and K. Among the main results of this work, We find that autocorrelation is a simple method for selecting stars with a coherent rotational signal that is a prerequisite to a successful measurement of differential rotation through spot modelling. For a proper MCMC analysis, it is necessary to take into account the strong correlations among different parameters that exists in spot modelling. For the planethosting star Kepler-30, we derive a lower limit to the relative amplitude of the differential rotation. We confirm that the Sun as a star in the optical passband is not suitable for a measurement of the differential rotation owing to the rapid evolution of its photospheric active regions. In general, our method performs well in comparison with more sophisticated procedures used until now in the study of stellar differential rotation / A rota??o diferencial superficial ? um importante par?metro para a compreens?o do d?namo hidromagn?tico estelar, instabilidades e processos de transportes no interior estelar, bem como fornece subs?dios para um melhor tratamento das mar?s em bin?rias pr?ximas e sistemas estrela-planeta. As miss?es espaciais MOST, CoRoT e Kepler t?m fornecido uma grande e homog?nea quantidade de dados fotom?tricos. O que permite, pela primeira vez, o estudo da rota??o diferencial em amostras estatisticamente robustas cobrindo quase todos os est?gios da evolu??o estelar. Nesta tese, n?s desenvolvemos e apresentamos um m?todo para medir o limite inferior para a amplitude da rota??o diferencial a partir de s?ries fotom?tricas igualmente espa?adas, tais como aquelas obtidas pelas miss?es espaciais supracitadas. O modelo foi concebido para ser aplicado em estrelas do tipo solar cuja modula??o ?tica ? dominada pelo efeito das manchas estelares. As estrelas s?o selecionadas a partir de uma autocorrela??o das s?ries temporais, o que permite uma determina??o precisa dos per?odos de rota??o das manchas. Um modelo simples de duas manchas ? aplicado juntamente com crit?rios de informa??o bayesiana para selecionar, preliminarmente, os intervalos das s?ries temporais que mostram evid?ncias de rota??o diferencial com manchas de ?rea quase constante. A signific?ncia da rota??o diferencial detectada e as medidas de sua amplitude e incertezas s?o obtidas por an?lise a posteriori bayesiana, em uma aproxima??o Monte Carlo via cadeias de Markov (MCMC). Aplicamos nosso m?todo para o Sol e outras oito estrelas para as quais a modelagem de manchas foi anteriormente realizada. As estrelas selecionadas s?o de tipo espectral F, G e K. Obtivemos ent?o a rota??o diferencial e comparamos os resultados obtidos pelo nosso m?todo com aqueles j? conhecidos na literatura. Entre os principais resultados deste trabalho, encontramos que autocorrela??o ? um m?todo simples e eficaz para sele??o de estrelas com um sinal rotacional coerente, pr?-requisito para uma medida de rota??o diferencial por meio de modelagem de manchas. Para uma an?lise adequada de MCMC ? necess?rio levar em considera??o a forte correla??o entre diferentes par?metros existentes na modelagem de manchas. Para a estrela hospedeira de planeta Kepler-30, encontramos um baixo limite para uma amplitude relativa de rota??o diferencial. Tamb?m, confirmamos ainda que o nosso modelo n?o ? adequado para medir a rota??o diferencial do Sol como uma estrela, na banda ?tica, devido ? r?pida evolu??o de suas regi?es fotosf?ricas ativas. Em geral, o nosso modelo funciona bem em compara??o com os mais sofisticados procedimentos at? agora utilizados no estudo da rota??o diferencial estelar

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:15:04Z (GMT). No. of bitstreams: 1 BrunoLCM.pdf: 1188835 bytes, checksum: 99a2796bad65a15f2018815f59859e68 (MD5) Previous issue date: 2003-12-19 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / The connection between rotation, CaII emission flux and lithium abundance is analyzed for a sample of subgiant stars, with evolutionary status was determined from the Toulouse-Geneve code and HlPPARCOS trigonometric parallax measurements. We noted that the distribution of rotation and CaII emission flux, as a function of effective temperature, shows a discontinuity located around the same spectral type, F8IV. Stars located blueward of this spectral type, exhibit a large spread of values of rotation and CaII flux, whereas stars redward of F8lV show essentially low ratation anel low CaII flux. The strength of these declines nevertheless, depends on stellar mass. The distribution of lithium abundances also shows a discontinuity, however with behavior a little more complex for subgiants with mass lower than about 1.2 Solar Masses, this decrease is observed later than that in rotation and CaII flux, whereas for masses higher than 1.2 Solar Masses the decrease in lithium abundance is located around the spectral type F8IV. The discrepancy between the location of the discontinuities of rotation and CaII flux and log n(Li) for stars with masses lower than 102 Solar Masses, seems to reflect the sensitivity of these phenomena to the mass of the convective envelope. The drop in rotation, which results mostly from a magnetic braking, requires an increase in the mass of the convective envelope less than that required for the decrease in lithium abundance The location of the discontinuity in log n( Li) in the same region of the discontinuity ties in rotation and CaII flux, for stars with masses higher than 1.2 Solar Masses, may also be explained by the behavior of the deepening of the convective envelope. In contrast to the relationship between rotation and CaII flux the relationship between lithium abundance and rotation shows no dear tendency toward linear behavior. Similarly, the same tendency is observed in the relationship between lithium abundance and CaII flux in spite of these facts, subgiants with high lithium content also have high rotation and high CaII emission flux. We also observed that stars with high lithium content present, in its majority, an undeveloped convective envelope, whereas stars with low lithium content have a developed convective envelope. In the case of the rotation, stars with undeveloped convective envelope, show rotational velocities as much high as low, whereas stars with developed convective envelope only present low rotation / A conex?o entre rota??o, fluxo de emiss?o de CaII e abund?ncia de l?tio ? analisada para uma amostra de estrelas subgigantes, cujo status evolucion?rio foi determinado a partir do c?digo de Toulouse-Geneve e de medidas trigonom?tricas de paralaxe do HIPPARCOS. Observamos que a distribui??o da rota??o e do fluxo de emiss?o de CaII, como fun??o da temperatura efetiva, mostra uma descontinuidade localizada em torno do mesmo tipo espectral, F8IV. Estrelas localizadas no lado azul deste tipo espectral exibem uma elevada dispers?o nos valores de rota??o e de fluxo de CaII, enquanto que estrelas localizadas no lado vermelho de F8IV mostram essencialmente baixa rota??o e baixo fluxo de CaII. A intensidade deste decl?nio, entretanto, depende da massa estelar. A distribui??o das abund?ncias de l?tio tamb?m apresenta descontinuidade, por?m, com um comportamento um pouco mais complexo. Para subgigantes com massa menor ou em torno de 1.2 Massas Solares, esse decl?nio ? observado mais tarde do que aquele na rota??o e no fluxo de CaII, enquanto que para massas maiores do que 1.2 Massas Solares o decrescimento na abund?ncia do l?tio ? localizado ao redor do tipo espectral F8IV. A discrep?ncia entre a localiza??o das descontinuidades da rota??o e da emiss?o do fluxo de CaII e do log n(Li), para estrelas com massas menores do que 1.2 Massas Solares, parece refletir a sensibilidade dos fen?menos em rela??o ? massa da envolt?ria convectiva. A diminui??o abrupta na rota??o, que resulta principalmente de uma desacelera??o magn?tica, requer um aumento na massa da envolt?ria convectiva menor do que o requerido para o decrescimento nas abund?ncias de l?tio. A localiza??o da descontinuidade em log n(Li), na mesma regi?o das descontinuidades na rota??o e na emiss?o de fluxo de CaII para estrelas com massas maiores do que 1.2 Massas Solares, pode tamb?m ser explicada atrav?s do comportamento da profundidade da envolt?ria convectiva. Em contraste com a rela??o entre rota??o e fluxo de CaII, a rela??o entre abund?ncia de l?tio e rota??o mostra uma tend?ncia n?o muito clara para um comportamento linear. Similarmente, a mesma tend?ncia ? observada na rela??o entre abund?ncia de l?tio e fluxo de CaII. Apesar destes fatos, subgigantes com alto conte?do de l?tio tamb?m possuem alta rota??o e alta emiss?o de fluxo de CaII. Observamos tamb?m que estrelas com alto conte?do de l?tio apresentam, em sua maioria, uma envolt?ria convectiva pouco desenvolvida, enquanto que estrelas com baixo conte?do de l?tio possuem uma envolt?ria convectiva bastante desenvolvida. No caso da rota??o, estrelas com a envolt?ria convectiva pouco desenvolvida apresentam velocidades rotacionais tanto altas como baixas, enquanto que estrelas com a envolt?ria convectiva bem desenvolvida apresentam apenas baixa rota??o

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Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior / No presente trabalho investigamos os efeitos da mudança das constantes de acoplamento entre os híperons (D; L; S e X) e os mésons (s; w e r) tendo em vista sua aplicacação na estrutura de estrelas de nêutron. Para tanto, adotamos o modelo de Walecka não-linear numa aproximacão de campo médio. / In the present work we investigated the effects of changing of the coupling constants between the hyperons (D; L; S and X) and mesons (s; w and r) regarding its application in the structure of neutron stars. To this end, we adopted the non-linear Walecka model in the mean field approximation.

High-mass stars play a significant role in the evolution of the Universe and the process that leads to the formation of such objects is still an open question in Astrophysics. The details of the structures connected to the central sources, such as the circumstellar disks and the morphology of the jets at their launching points, still lack of observational evidence. In this thesis, the high-mass star forming process is investigated in terms of the evolution of high-mass clumps selected from the ATLASGAL survey based on their CO emission in the sub-millimetre. While single-dish sub-millimetre observations provide a large-scale view of the high-mass star formation process, higher angular resolution observations are required to disentangle the details of the protostars within the clumps. For this, three-dimensional infrared spectroscopy was obtained for a group of RMS sources to characterise the circumstellar environment of high-mass YSOs in linear scales of ~100-1000 AU. The ATLASGAL TOP100 sample offers a unique opportunity to analyse a statistically complete sample of high-mass clumps at different evolutionary stages. APEX data of three rotational J transitions of the CO (the CO(4-3), CO(6-5) and CO(7-6)) were used to characterise the properties of their warm gas (~155 K) content and to derive the relations between the CO and the clump properties. The CO line luminosities were derived and the analysis indicated that the CO emission increases as a function of the evolutionary stage of the clumps (from infrared-weak to HII regions) and as a function of the bolometric luminosity and mass of the sources. The comparison of the TOP100 with low-mass objects observed in the CO(6-5) and CO(7-6), together with CO(10-9) data observed for a complementary sample of objects indicated that the dependency of the CO luminosity with the bolometric luminosity of the sources gets steeper towards higher-J transitions. Although the CO luminosity of more luminous clumps are systematically larger than the values obtained for the less luminous sources, the individual analysis of each subsample suggests a similar dependency of the CO luminosity versus the bolometric luminosity for each luminosity regime. Finally, the presence of high-velocity CO emission observed for the TOP100 suggests that ~85% of the sources are driving molecular outflows. The selection of isolated high-mass objects undergoing mass accretion is fundamental to investigate if these objects are formed through an accretion disc or if they are formed by merging of low-mass YSOs. The near-infrared window provides one of the best opportunities to investigate the interior of the sub-mm clumps and study in details their individual members. Thanks to the relatively high-resolution obtained in the K-band and the moderate reddening effects in the K-band, a sample of eight (8) HMYSOs exhibiting large-scale H2 outflows were selected to follow-up K-band spectroscopic observations using the NIFS spectrometer (Gemini North). All sources exhibit extended continuum emission and exhibit atomic and molecular transitions typical of embedded objects, such as Brackett-gama, H2 and the CO lines. The H2 lines are tracing the launching point of the large-scale jets in scales of ~100 AU in five of eight sources (63%). The identification of jets at such small scales indicates that these objects are still undergoing mass accretion. The Brackett-gama emission probes the ionised gas around the HMYSOs. The analysis of the Brackett-gama spectro-astrometry at sub-pixel scales suggests that the line arises from the cavity of the outflows or from rotating structures perpendicular to the H2 jets (i.e., disc). Five sources also exhibit CO emission features (63%), and three HMYSOs display CO absorption features (38%), indicating that they are likely associated with circumstellar discs. By further investigating the kinematics of the spatially resolved CO absorption features, the Keplerian mass of three sources was estimated in 5±3, 8±5 and 30±10 solar masses. These results support that high-mass stars are formed through discs, similarly as observed towards low-mass stars. The comparison between the collimation degree of the molecular jets or outflows detected in the NIFS data with their large-scale counterparts indicate that these structures present a relatively wide range of collimation degrees. / Estrelas de alta massa têm grande impacto na evolução do Universo e o processo de formação destes objetos ainda é um problema em aberto na Astrofísica. Os detalhes das estruturas associadas às regiões mais próximas dos objetos centrais, tais como os discos circunstelares e a morfologia dos jatos próximos à base de lançamento, ainda não foram estudados em detalhe e carecem de evidências observacionais. Esta tese apresenta um estudo da formação de estrelas de alta massa em termos da evolução de glóbulos de alta massa (clumps), selecionados a partir do levantamento ATLASGAL, a partir de observações da molécula do CO na faixa espectral do sub-milimétrico. Enquanto observações \"single-dish\" no sub-milimétrico possibilitam o estudo em larga escala do processo de formação de estrelas de alta massa, observações com maior resolução angular são necessárias para investigar os detalhes das protoestrelas no interior dos glóbulos. Para isso, espectroscopia tri-dimensional no infra-vermelho próximo foi obtida para um grupo de fontes RMS para caracterizar o meio circunstelar de objetos estelares jovens e de alta massa (HMYSOs) em escalas lineares de ~100-1000 UA. A amostra TOP100 oferece uma oportunidade ímpar de analisar um conjunto estatisticamente completo de glóbulos de alta massa em diversas fases evolutivas. Observações realizadas com o radiotelescópio APEX de três transições rotacionais da molécula do CO (CO(4-3), CO(6-5) e CO(7-6)) foram utilizadas para estudar as propriedades do gás morno (~155 K) associado aos glóbulos, e obter as relações entre a emissão do CO e as propriedades físicas dos glóbulos. A luminosidade das diferentes transições do CO foi obtida e sua análise mostrou que a emissão do gás aumenta em função do estágio evolutivo dos glóbulos (de glóbulos com emissão fraca no infravermelho longínquo a regiões HII) e em função da luminosidade bolométrica e massa dos glóbulos. A comparação entre os glóbulos de alta massa presentes na amostra TOP100 com fontes de menor massa observadas nas transições do CO(6-5) e CO(7-6), juntamente com a análise de uma amostra complementar de fontes observadas na transição do CO(10-9) mostrou que a dependência da luminosidade do CO com a luminosidade bolométrica aumenta em função do número quântico J associado à transição do CO. Este estudo também mostrou que as relações entre a luminosidade do CO e dos clumps são dominadas pelas fontes de alta luminosidade presentes na amostra analisada. A análise individual de fontes de baixa e alta luminosidade sugerem que a dependência entreas luminosidades do CO e bolométrica é a mesma em ambos os regimes de luminosidade, embora as luminosidades do CO sejam sistematicamente maiores para os glóbulos de alta massa. Por fim, a análise da emissão do CO em altas-velocidades mostrou que ~85% dos glóbulos presentes na amostra TOP100 apresentam jatos moleculares. A seleção de objetos de alta massa isolados em estágio de acreção ativa é crucial para decidir se ela ocorre através de um disco de acreção e/ou via fusão de YSOs de menor massa. Para isso, observações no infra-vermelho próximo são ideais para se investigar o conteúdo dos glóbulos sub-milimétricos e resolver seus membros individuais. Devido a alta resolução espacial na banda K e a extinção interestelar moderada nesta faixa espectral, um conjunto de oito (8) HMYSOs associados a jatos em H2 em larga-escala foram selecionados para observações espectroscópicas na banda K utilizando o espectrômetro NIFS no Gemini Norte. Todos os objetos investigados com o NIFS apresentam emissão extendida no contínuo, bem como nas linhas espectrais típicas de fontes jovens, tais como o Brackett-gama, transições do H2 e a emissão nas bandas moleculares do CO. A emissão em H2 está associada aos jatos moleculares em escalas de ~100 UA em cinco das oito fontes (63%). A indentificação de jatos moleculares em escalas tão próximas ao objeto central indica que o processo de acreção de massa ainda está ativo nestes objetos. A emissão do Brackett-gama provém do gás ionizado nas regiões mais próximas das fontes centrais ou regiões de choque próximas aos jatos. A espectro-astrometria da linha do Brackett-gama em escalas de sub-píxeis, indica que a emissão do gás ocorre nas cavidades dos jatos moleculares ou delineiam estruturas alinhadas perpendicularmente aos jatos, tais como os discos de acreção. Cinco fontes também apresentam emissão nas bandas do CO (63%), e três HMYSOs apresentam linhas do CO em absorção (38%), indicando que estes objetos apresentam discos de acreção. A massa total do sistema \"disco e protoestrela\" foi determinada a partir do estudo da cinemática das linhas de absorção do CO, detectadas em três objetos. A partir de modelos de rotação Kepleriana, as massas das fontes foram estimadas em 5±3, 8±5 e 30±10 massas solares. Os resultados obtidos a partir da espectroscopia tri-dimensional no infravermelho corroboram a hipótese de que estrelas de alta massa são formadas a partir de acreção por discos, de maneira similar ao observado para estrelas de baixa massa. A comparação entre a morfologia dos jatos moleculares identificados nos campos do NIFS e das correspondentes contrapartidas em escalas maiores indicam que os jatos apresentam diferentes graus de colimação ao longo de suas estruturas, explicadas pela multiplicidade de fontes nas proximidades da base de lançamento dos jatos ou efeitos de precessão no objeto central.

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.