Depois do Sol, a pré-anã branca PG 1159-035 é a estrela sismologicamente mais estudada. Em seus espectros de potência já foram identificados 101 modos de pulsação. Medidas da taxa de variação temporal do modo dominante de 516 s, ˙P516, têm sido feitas e o melhor resultado obtido foi de (−2.49 ± 0.06) × 10−11 s/s. Contudo, nos últimos 10 anos, este resultado negativo tem representado um desafio para a teoria de evolução estelar pois todos os modelos evolucionários mostram períodos que crescem com o tempo ( ˙P516 > 0). Vários trabalhos foram publicados tentando explicar o problema da ˙P516 negativo, mas nenhum foi bem sucedido. Neste trabalho, calculamos as taxas da variação temporal de quatro dos principais modos de pulsação da estrela PG 1159-035. Os resultados obtidos foram: ˙P516 = (+13.02±1.04)× 10−11 s/s para o modo de 516 s; ˙P539 = (+1.70 ± 4.78) × 10−11 s/s para o modo de 539 s; ˙P 451 = (+3.46±2.12)×10−11 s/s para o modo de 451 s; e ˙P493 = (+11.78±0.98)×10−11 s/s para o modo de 493 s. Em nossos cálculos, utilizamos um método mais direto de medida aplicado á um conjunto maior de dados, dando uma atenção especial á parte estatística do método. Um dos mais importantes resultados foi o valor positivo obtido para a taxa de variação temporal do modo dominante de 516 s, indicando que o período de pulsação cresce com o tempo, conforme previsto pelos modelos evolucionários. Outro resultado importante foi a medida da variação temporal do modo de baixa amplitude de 493 s; pela primeira vez se conseguiu medir em uma estrela pulsante, a taxa de variação temporal de um modo além do modo dominante. / Besides the Sun, the pre-white dwarf PG 1159-035 is the most seismologically studied star. In its power spectra, 101 pulsation modes have been identified. Measurements of the secular rate of change the 516 s dominant mode, ˙P516, has already been published and the best obtained result has been (−2.49±0.06)×10−11 s/s. However, in the last 10 years, this value has been a challenge for the stellar evolution theory because evolutionary models show periods that increase with time ( ˙P516 > 0). Several attempts to explain the negative-value ˙P 516 problem, unsucessfully, have been published. In this work, we estimate the secular change rates of the four main pulsation modes of PG 1159-035. The results obtained are: ˙P516 = (+13.02 ± 1.04) × 10−11 s/s for the 516 s mode; ˙P 539 = (+1.70 ± 4.78) × 10−11 s/s for the 539 s mode; ˙P451 = (+3.46 ± 2.12) × 10−11 s/s for the 451 s mode; and ˙P493 = (+11.78 ± 0.98) × 10−11 s/s for the 493 s mode. In our calculation, we have used a more direct measurement method applied to a bigger data set, giving special attention to the statistical part of method. One of the most important result is the positive value obtained for the secular change rate of the dominant mode of 516 s, indicating that the pulsation period increase with time according to evolutionary models. Another important result is the measurement, for the first time, of the secular change rate of a mode in addition to the dominant mode in a pulsanting star, particularly, the 493 s mode in PG 1159-035.

Neste trabalho é apresentado o estudo de aglomerados de estrelas em três ambientes distintos. Os efeitos do ambiente são discutidos do ponto de vista observacional tendo como objetivo principal buscar fenômenos tipicamente associados `as condições dinâmicas, às quais cada aglomerado está submetido. Os ambientes estudados são: i. O bojo da Via Láctea, dominado por fortes interações gravitacionais devido à grande concentração de matéria. Nesse ambiente espera-se que exista um alto grau de evaporação estelar nos aglomerados. O aglomerado NGC 6642 encontra-se diretamente sobre o bojo e é estudado em busca de efeitos previstos para esse ambiente. Encontramos que uma combinação de segregação de massa e forte evaporação estelar levou à inversão da função de massa desse aglomerado, de modo que possui mais estrelas massivas do que menos massivas. ii. A Grande Nuvem de Magalhães, que possui uma lacuna na distribuição de idade de seus aglomerados. Esse fenômeno tem origem possivelmente na interação com sua companheira, a Pequena Nuvem de Magalhães. Durante a interação mais intensa, a formação estelar e consequentemente de aglomerados foi alterada. Diversos aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães tiveram determinações de idade consistentes com a lacuna de idades, porém utilizando magnitudes e cores integradas, um método menos preciso. Neste trabalho buscamos estudar em detalhe a população estelar resolvida destes candidatos à lacuna de idades e de fato classificados como um dos raros integrantes da lacuna. Constatamos, no entanto, que nenhum dos candidatos estudados de fato possui idade consistente com a lacuna de idades. iii. O halo externo da Galáxia. Neste ambiente a interação de maré é menos intensa que no bojo. No entanto a interação com o disco é significativa quando a órbita do aglomerado intersecta o plano do disco. Os aglomerados Palomar 5 e NGC 2298 são exemplos de aglomerados que possuem ´orbitas desse tipo. Palomar 5 possui extensas caudas de maré oriundas da evaporação de estrelas, porém NGC 2298 não possui nenhuma detecção conclusiva.

Realizamos um estudo observacional sobre a cinemática e o histórico de formação estelar das galáxias do par AM2058-381. Os dados utilizados consistem de espectros de fenda longa obtidos com Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) anexado ao telescópio Gemini Sul e cobrem um intervalo espectral de 3300 a 6930 À. Foram extraídos e analisados 69 espectros unidimensionais. A região observada em cada espectro representa uma área de 918 x 785 pc2 para AM2058A e 930 x 795 pc2 para AM2058B. Construímos as curvas de rotação para as galáxias do par através das linhas de emissão mais brilhantes do espectro. A velocidade sistêmica encontrada para AM2058A foi v8=12178 km s-1 e para AM2058B foi v8=12316 km s-1. adotando Ho=75 km s-1Mpc-1, encontramos que a galáxia principal está a uma distância de 162 Mpc e a companheira de 164 Mpc. Determinamos que a galáxia principal está inclinada a um ângulo i=68° e estimamos sua velocidade circular máxima em vc=314 km s-1 através do ajuste de mínimo quadrados não-linear para curva de rotação, assumindo que o gás se move sob um potencial gravitacional logarítmico. Para a galáxia companheira não foi possível realizar o ajuste, pois o campo de velocidades é muito complexo. A velocidade circular máxima desprojetada nos permitiu obter a massa dinâmica para a galáxia AM2058A em MA(r) = 2.1 x 1011M0. A massa da galáxia companheira foi estimada em MB(r)= 4.6x 1010 Mo através de parâmetros fotométricos. A razão entre as massas de LM'l-Aa = 0.21 confirma que o par é uma fusão menor (minor merger). Realizamos um estudo da população estelar para as diferentes orientações da fenda de ambas galáxias. Encontramos que a região central da galáxia principal AM2058A, por onde passam as fendas nas posições P.\ 12' (, PA=350°, é dominada pela população estelar velha com metalicidade solar e subsolar. A síntese de população estelar do disco e braços espirais da galáxia principal apresenta diferentes distribuições de idades pesadas em luz. Na direção do PA=42°, a contribuição dominante é de idade intermediária com a metalicidade maior que solar. Já a população dominante na direção do PA=350° é jovem com metalicidade subsolar. Considerando que PA=350° passa pelo centro das duas galáxias, o excesso de formação estelar recente, observado nesta direção, poderia ser o resultado da passagem da galáxia companheira através da galáxia principal. Além disso, observamos que a população estelar da galáxia companheira também apresenta metalicidade subsolar. A população estelar encontrada através da síntese para as três regiões H11 estudadas neste trabalho tem idade de 5 Manos e metalicidade subsolar. É importante salientar que estas regiões apresentam uma cinemática diferenciada em relação ao disco da galáxia, como se infere das curvas de rotação. A região Hii n° 4 mostra que o último evento de formação estelar da galáxia principal ocorreu há 1 Manos. / We carried out an observational study of the kinematics and star formation history of the galaxy pair AM2058-381. The data used consist of long slit spectra obtained with the Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) attached to the Gemini South Telescope, covering the spectral range from 3300 to 6930 À. 69 onedimensional spectra were extracted and analyzed. The observed region in each spectrum represents an area of 918 x 785 pc2 for AM2058A and 930 x 795 pc2 for AM2058B. We construct the rotation curve for the galaxies using the brightest emission lines in the spectra. The systemic velocity for the galaxies was found to be 14=12178 km s-1 and v3=12316 km s-1 for the main and secondary components. Adopting H0=75 km s-1Mpc-1, we determind that the main galaxy is distant 162 Mpc and the companion 164 Mpc. The inclination of the main galaxy was estimated as i=68°. Assuming that the gas of the main component moves under a logarithmic gravitational potential, the maximum circular velocity was found to be vc=314 km s-1. The deprojected maximum circular velocity provides the dynamical mass for the galaxy AM2058A as MA(r) = 2.1 x 1011M0. The mass of the companion galaxy was estimated from photometric parameters as MB(r)= 4.6 x101° Mo . The mass ratio= 0.21 confirms that the pair is a minor merger. We perfor- ,A med a stellar population study for the different slit orientations in both galaxies. We found that the central region of the main galaxy AM2058A is dominated by an old stellar population with metallicity <Zo. The stellar population synthesis of the disk and spiral arms of the main galaxy shows different age distributions. At the direction PA=42°, the dominant contribution comes from the.intermediate age with metallicity >Zo. The dominant population in the direction PA=350° is young with subsolar metallicity. Since PA=350° passes through the center of both galaxies, the excess of recent star formation observed in this direction may be due to the passage of the companion galaxy through the main galaxy. In addition, the main galaxy (along PA=350°) and the secondary show subsolar metallicity. The stellar population found by the synthesis for all three Hii regions studied in this work is 5 Myear old with subsolar metallicity. It is important to note that these regions show a different kinematics with respect to the galactic disk kinematics, as inferred from rotation curves. The Hii region n° 4 shows that the last event of star formation in the main galaxy occurred about 1 Myears ago.

[pt] Software livres têm despertado bastante atenção, não apenas devido a popularidade obtida por alguns destes como o Linux e o Apache, mas também pela forma singular como estes sistemas são desenvolvidos e sua quantidade de adeptos. No entanto, em alguns projetos de software livre, a documentação existente dificulta a entrada de novos participantes, já que devido a informalidade do processo de desenvolvimento deste tipo de software, é comum que a documentação do sistema não receba muita atenção. Este trabalho colabora para um melhor entendimento do desenvolvimento de software livres, relacionando-o com as questões de evolução de software. Será apresentada uma proposta utilizada no software livre C e L para documentar em termos da aplicação o código do sistema, utilizando-se do conceito de cenários. Será mostrado através de um protótipo que um software seguindo esse padrão proposto pode produzir uma documentação que torna mais fácil seu entendimento para novos participantes do projeto. / [en] This thesis presents an introduction on the use of the thermal desorption technique that is based on the direct heating of the soil, for the remediation of contaminated areas. Heat propagation through soils can be mathematically simulated using coupled heat-moisture transfer theories. In order to make this simulation possible it is necessary to identify the required parameters: hydraulic conductivity as a function of volumetric water content, thermal conductivity as a function of volumetric water content, volumetric heat capacity, and soil-water characteristic curve. One technical description of such parameters is presented. Two different kinds of soils were used, one clay- sand (CH) and one sandclay (SC). A study physico-chemical was done talking into consideration the temperature effect on the soils with X-Ray, electron microscopic investigation, CTC, Atterberg Limits and at the particle size distribution. The study was done on pre-heated soils with temperatures ranging from 20 Celsius Degrees to 300 Celsius Degrees. Equipments and methodologies have been especially developed for the study of the thermo-hydraulics proprieties. The laboratory tests program consisted of hydraulic conductivity, retention curves and deformability, taking into account the temperature effects. During the tests it was observed that all parameters were temperature dependent. The thermal parameters, thermal conductivity and heat capacity were studied for both soils.

[pt] Linhas de Produtos de Software (LPS) consistem em um paradigma de desenvolvimento de software, no qual famílias de sistemas compartilham características comuns e tornam explicitas outras características que variam de acordo com o sistema final considerado. Esta abordagem oferece benefícios ao desenvolvimento de software tais como a redução de custos e a qualidade do produto final. Como em qualquer abordagem de desenvolvimento de software, as atividades de evolução do software devem ser vistas como algo inevitável, constante e rotineiro. Dentro do cenário do desenvolvimento de LPSs, as atividades de evolução são impulsionadas pelas alterações das suas características no decorrer das versões. Visto isso, o desenvolvimento de LPSs impõem novos desafios para as atividades de análise e compreensão da evolução de suas características, considerando-se as diversas versões de uma LPS. Trabalhos de pesquisa recentes propõem estratégias visuais com suporte automatizado por ferramentas de visualização. Tais abordagens apresentam limitações visto que algumas não fornecem suporte à comparação das características em diversas versões de uma LPS e outras não dão suporte ao conceito de características presente na LPS. Esta dissertação propõe o FEAF, uma infraestrutura para auxiliar a construção de ferramentas para analisar e compreender a evolução das características nas diferentes versões de uma LPS. Com base na infraestrutura proposta, foi desenvolvida uma ferramenta visual, que auxilia nas atividades de análise e compreensão da evolução das características de uma LPS, denominada FEACP. Ela fornece uma estratégia de visualização que utiliza duas visualizações leves baseadas em representação de grafo. A ferramenta foi avaliada através de um experimento controlado que compara a sua estratégia de visualização com a estratégia de visualização da ferramenta Source Miner Evolution. / [en] Software Products Lines (SPL) is a software engineering approach to developing software system families that share common features and differ in other features according to the requested software systems. The adoption of the SPL approach can promote several benefits such as cost reduction, product quality, productivity and time to market. As with any approach to software development, the activities of software evolution should be seen as something inevitable, constant and routine. Within the scenario of development of SPLs, evolution activities are driven by changes in its features over the releases. As such, the development of SPLs imposes new challenges to the activities of analyzing and comprehension the evolution of their features, considering the various releases of an SPL. Recent research works propose visual strategies with automated support by visualization tools. Such approaches have limitations since some do not provides support for a comparison of features in different releases of an SPL and others do not support the concept of features present in the SPL. This paper proposes the FEAF, an infrastructure to support the construction of tools for analyzing and comprehending the evolution of features in different releases of an SPL. Based on the proposed infrastructure, we developed a visual tool, which assists with the analysis and understanding of the evolution of the features of an SPL, called FEACP. It provides a visualization strategy that uses two light views based on graph representation. The tool was evaluated through a controlled experiment that compares our visualization strategy with the visualization strategy of Source Miner Evolution.

Neste trabalho é apresentado o estudo de aglomerados de estrelas em três ambientes distintos. Os efeitos do ambiente são discutidos do ponto de vista observacional tendo como objetivo principal buscar fenômenos tipicamente associados `as condições dinâmicas, às quais cada aglomerado está submetido. Os ambientes estudados são: i. O bojo da Via Láctea, dominado por fortes interações gravitacionais devido à grande concentração de matéria. Nesse ambiente espera-se que exista um alto grau de evaporação estelar nos aglomerados. O aglomerado NGC 6642 encontra-se diretamente sobre o bojo e é estudado em busca de efeitos previstos para esse ambiente. Encontramos que uma combinação de segregação de massa e forte evaporação estelar levou à inversão da função de massa desse aglomerado, de modo que possui mais estrelas massivas do que menos massivas. ii. A Grande Nuvem de Magalhães, que possui uma lacuna na distribuição de idade de seus aglomerados. Esse fenômeno tem origem possivelmente na interação com sua companheira, a Pequena Nuvem de Magalhães. Durante a interação mais intensa, a formação estelar e consequentemente de aglomerados foi alterada. Diversos aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães tiveram determinações de idade consistentes com a lacuna de idades, porém utilizando magnitudes e cores integradas, um método menos preciso. Neste trabalho buscamos estudar em detalhe a população estelar resolvida destes candidatos à lacuna de idades e de fato classificados como um dos raros integrantes da lacuna. Constatamos, no entanto, que nenhum dos candidatos estudados de fato possui idade consistente com a lacuna de idades. iii. O halo externo da Galáxia. Neste ambiente a interação de maré é menos intensa que no bojo. No entanto a interação com o disco é significativa quando a órbita do aglomerado intersecta o plano do disco. Os aglomerados Palomar 5 e NGC 2298 são exemplos de aglomerados que possuem ´orbitas desse tipo. Palomar 5 possui extensas caudas de maré oriundas da evaporação de estrelas, porém NGC 2298 não possui nenhuma detecção conclusiva.

Realizamos um estudo observacional sobre a cinemática e o histórico de formação estelar das galáxias do par AM2058-381. Os dados utilizados consistem de espectros de fenda longa obtidos com Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) anexado ao telescópio Gemini Sul e cobrem um intervalo espectral de 3300 a 6930 À. Foram extraídos e analisados 69 espectros unidimensionais. A região observada em cada espectro representa uma área de 918 x 785 pc2 para AM2058A e 930 x 795 pc2 para AM2058B. Construímos as curvas de rotação para as galáxias do par através das linhas de emissão mais brilhantes do espectro. A velocidade sistêmica encontrada para AM2058A foi v8=12178 km s-1 e para AM2058B foi v8=12316 km s-1. adotando Ho=75 km s-1Mpc-1, encontramos que a galáxia principal está a uma distância de 162 Mpc e a companheira de 164 Mpc. Determinamos que a galáxia principal está inclinada a um ângulo i=68° e estimamos sua velocidade circular máxima em vc=314 km s-1 através do ajuste de mínimo quadrados não-linear para curva de rotação, assumindo que o gás se move sob um potencial gravitacional logarítmico. Para a galáxia companheira não foi possível realizar o ajuste, pois o campo de velocidades é muito complexo. A velocidade circular máxima desprojetada nos permitiu obter a massa dinâmica para a galáxia AM2058A em MA(r) = 2.1 x 1011M0. A massa da galáxia companheira foi estimada em MB(r)= 4.6x 1010 Mo através de parâmetros fotométricos. A razão entre as massas de LM'l-Aa = 0.21 confirma que o par é uma fusão menor (minor merger). Realizamos um estudo da população estelar para as diferentes orientações da fenda de ambas galáxias. Encontramos que a região central da galáxia principal AM2058A, por onde passam as fendas nas posições P.\ 12' (, PA=350°, é dominada pela população estelar velha com metalicidade solar e subsolar. A síntese de população estelar do disco e braços espirais da galáxia principal apresenta diferentes distribuições de idades pesadas em luz. Na direção do PA=42°, a contribuição dominante é de idade intermediária com a metalicidade maior que solar. Já a população dominante na direção do PA=350° é jovem com metalicidade subsolar. Considerando que PA=350° passa pelo centro das duas galáxias, o excesso de formação estelar recente, observado nesta direção, poderia ser o resultado da passagem da galáxia companheira através da galáxia principal. Além disso, observamos que a população estelar da galáxia companheira também apresenta metalicidade subsolar. A população estelar encontrada através da síntese para as três regiões H11 estudadas neste trabalho tem idade de 5 Manos e metalicidade subsolar. É importante salientar que estas regiões apresentam uma cinemática diferenciada em relação ao disco da galáxia, como se infere das curvas de rotação. A região Hii n° 4 mostra que o último evento de formação estelar da galáxia principal ocorreu há 1 Manos. / We carried out an observational study of the kinematics and star formation history of the galaxy pair AM2058-381. The data used consist of long slit spectra obtained with the Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) attached to the Gemini South Telescope, covering the spectral range from 3300 to 6930 À. 69 onedimensional spectra were extracted and analyzed. The observed region in each spectrum represents an area of 918 x 785 pc2 for AM2058A and 930 x 795 pc2 for AM2058B. We construct the rotation curve for the galaxies using the brightest emission lines in the spectra. The systemic velocity for the galaxies was found to be 14=12178 km s-1 and v3=12316 km s-1 for the main and secondary components. Adopting H0=75 km s-1Mpc-1, we determind that the main galaxy is distant 162 Mpc and the companion 164 Mpc. The inclination of the main galaxy was estimated as i=68°. Assuming that the gas of the main component moves under a logarithmic gravitational potential, the maximum circular velocity was found to be vc=314 km s-1. The deprojected maximum circular velocity provides the dynamical mass for the galaxy AM2058A as MA(r) = 2.1 x 1011M0. The mass of the companion galaxy was estimated from photometric parameters as MB(r)= 4.6 x101° Mo . The mass ratio= 0.21 confirms that the pair is a minor merger. We perfor- ,A med a stellar population study for the different slit orientations in both galaxies. We found that the central region of the main galaxy AM2058A is dominated by an old stellar population with metallicity <Zo. The stellar population synthesis of the disk and spiral arms of the main galaxy shows different age distributions. At the direction PA=42°, the dominant contribution comes from the.intermediate age with metallicity >Zo. The dominant population in the direction PA=350° is young with subsolar metallicity. Since PA=350° passes through the center of both galaxies, the excess of recent star formation observed in this direction may be due to the passage of the companion galaxy through the main galaxy. In addition, the main galaxy (along PA=350°) and the secondary show subsolar metallicity. The stellar population found by the synthesis for all three Hii regions studied in this work is 5 Myear old with subsolar metallicity. It is important to note that these regions show a different kinematics with respect to the galactic disk kinematics, as inferred from rotation curves. The Hii region n° 4 shows that the last event of star formation in the main galaxy occurred about 1 Myears ago.

Depois do Sol, a pré-anã branca PG 1159-035 é a estrela sismologicamente mais estudada. Em seus espectros de potência já foram identificados 101 modos de pulsação. Medidas da taxa de variação temporal do modo dominante de 516 s, ˙P516, têm sido feitas e o melhor resultado obtido foi de (−2.49 ± 0.06) × 10−11 s/s. Contudo, nos últimos 10 anos, este resultado negativo tem representado um desafio para a teoria de evolução estelar pois todos os modelos evolucionários mostram períodos que crescem com o tempo ( ˙P516 > 0). Vários trabalhos foram publicados tentando explicar o problema da ˙P516 negativo, mas nenhum foi bem sucedido. Neste trabalho, calculamos as taxas da variação temporal de quatro dos principais modos de pulsação da estrela PG 1159-035. Os resultados obtidos foram: ˙P516 = (+13.02±1.04)× 10−11 s/s para o modo de 516 s; ˙P539 = (+1.70 ± 4.78) × 10−11 s/s para o modo de 539 s; ˙P 451 = (+3.46±2.12)×10−11 s/s para o modo de 451 s; e ˙P493 = (+11.78±0.98)×10−11 s/s para o modo de 493 s. Em nossos cálculos, utilizamos um método mais direto de medida aplicado á um conjunto maior de dados, dando uma atenção especial á parte estatística do método. Um dos mais importantes resultados foi o valor positivo obtido para a taxa de variação temporal do modo dominante de 516 s, indicando que o período de pulsação cresce com o tempo, conforme previsto pelos modelos evolucionários. Outro resultado importante foi a medida da variação temporal do modo de baixa amplitude de 493 s; pela primeira vez se conseguiu medir em uma estrela pulsante, a taxa de variação temporal de um modo além do modo dominante. / Besides the Sun, the pre-white dwarf PG 1159-035 is the most seismologically studied star. In its power spectra, 101 pulsation modes have been identified. Measurements of the secular rate of change the 516 s dominant mode, ˙P516, has already been published and the best obtained result has been (−2.49±0.06)×10−11 s/s. However, in the last 10 years, this value has been a challenge for the stellar evolution theory because evolutionary models show periods that increase with time ( ˙P516 > 0). Several attempts to explain the negative-value ˙P 516 problem, unsucessfully, have been published. In this work, we estimate the secular change rates of the four main pulsation modes of PG 1159-035. The results obtained are: ˙P516 = (+13.02 ± 1.04) × 10−11 s/s for the 516 s mode; ˙P 539 = (+1.70 ± 4.78) × 10−11 s/s for the 539 s mode; ˙P451 = (+3.46 ± 2.12) × 10−11 s/s for the 451 s mode; and ˙P493 = (+11.78 ± 0.98) × 10−11 s/s for the 493 s mode. In our calculation, we have used a more direct measurement method applied to a bigger data set, giving special attention to the statistical part of method. One of the most important result is the positive value obtained for the secular change rate of the dominant mode of 516 s, indicating that the pulsation period increase with time according to evolutionary models. Another important result is the measurement, for the first time, of the secular change rate of a mode in addition to the dominant mode in a pulsanting star, particularly, the 493 s mode in PG 1159-035.

[pt] Em diversos problemas encontrados na literatura, se faz necessária alguma coordenação entre os agentes para que a tarefa seja realizada de forma ótima. Entretanto, pode ser difícil a obtenção desta coordenação por conta da quantidade e características dos agentes, dinâmica do ambiente e/ou complexidade da tarefa. O objetivo principal deste estudo é propor um modelo que possa se adaptar a problemas heterogêneos de coordenação e de dimensões elevadas, com aprendizado autônomo e que tenha convergência satisfatória, o qual foi denominado Modelo de Neuro Co-Evolução com Inspiração Quântica (NCoQ). O modelo se utiliza dos paradigmas da física quântica e da co-evolução biológica, evoluindo concomitantemente sub-populações de indivíduos quânticos para obter ganhos de convergência. A representação dos indivíduos por pulsos quânticos consegue reduzir o número de indivíduos em cada população, além de ser a mais recomendada para a utilização de neuro-evolução por conta da representação real. Ressalta-se também a capacidade do modelo em obter de forma autônoma a melhor configuração de arquitetura para as redes neurais de cada agente, não exigindo do programador a escolha deste parâmetro. Foram propostos novos operadores quânticos de crossover e mutação que foram comparados na otimização de funções de diversas dimensões. Para testar o desempenho do modelo, foram desenvolvidas, em linguagem MATLAB, simulações para o problema presa predador, para o benchmark multi-rover de exploração de ambientes e uma simulação para cobertura telefônica. Foram feitas comparações com outros modelos neuro-evolutivos encontrados na literatura, tendo o modelo NCoQ apresentado os melhores resultados. / [en] Many problems in the literature require some coordination among agents so a specific task can be executed more efficiently. However, this coordination can be difficult because of the quantity and characteristics of the agents, environment dynamics and/or task complexity. The main contribution of this Thesis is the proposal of a model, called Quantum Inspired Neuro Co-Evolution (NCoQ), that can adapt to heterogeneous multi-agent problems in high dimensions utilizing self-learning and that has satisfactory convergence. The model is inspired in quantum physics and biological co-evolution paradigms and evolves concomitantly subpopulations of quantum individuals to get convergence gains. The representation of individuals for quantum functions is able to reduce the numbers of individuals in each population and it is the most recommended for real neuro-evolution representation. It s also important to point out the model capacity in self-finding the best architecture of the neural networks agents, not requiring an a priori definition of this parameter. New crossover and mutation quantum operators were also proposed and compared in functions optimization of multiple dimensions. To test the model performance, three MATLAB simulations were developed: prey-predator task, multi-rover task and cell phone coverage area simulation. Comparisons were made against others neuro-evolution models found in literature and the NCoQ model attained the best results.

[pt] O desenvolvimento de frameworks é caro, não só pela dificuldade intrínseca relacionada à captura do conhecimento do domínio, mas também por causa da falta de métodos e técnicas apropriados para dar suporte à sua evolução e desenvolvimento iterativo. Neste trabalho de tese é proposta a utilização de duas técnicas complementares para dar suporte a evolução de frameworks: regras de refactoring e regras de extensão. A técnica de refactoring foi desenvolvida para restruturar software de forma a tornar o código mais legível e fácil de ser reutilizado. Regras da extensão são propostas para modificar a estrutura de pontos de variação do framework, possibilitando a adição mais fácil de novas funcionalidades no design. Ambas as técnicas preservam o comportamento observável dos programas. Esta propriedade é verificada formalmente usando-se CCS e técnicas de verificação de modelo. A abordagem proposta é testada com o auxílio de uma ferramenta semiautomática, desenvolvida para dar suporte à aplicação das regras definidas. / [en] Framework development is expensive not only because of the intrinsic difficulty related to the elicitation of domain knowledge but also because of the lack of methods and techniques to support its evolution and interactive development. The present thesis proposes the use of two complementary techniques to support framework evolution: refactoring and extension rules. The refactoring technique has been developed to enable software re-structuring in a way to produce more readable and reusable code. Extension rules have been proposed to change the structure of the framework variation points by allowing the addition of new design functionalities. Both techniques preserve the observable behavior of programs. This property is formally verified in this work by using CCS approach to model checking. The proposed approach has been tested by means of a tool specially developed to support the application of the defined rules.