Ventos (em inglês outflows) de ampla abertura e larga escala sâo uma característica comum em galáxias ativas, como as galáxias Seyfert. Em sistemas como este, onde buracos negros supermassivos (em inglês super massive black holes, SMBHs) de núcleos galácticos ativos de galáxias (em inglês active galactic nuclei, AGN) coexistem com regiões de formação estelar (em inglês star forming, SF), nâo está claro das observações se o AGN SMBH ou o SF (ou ambos) são responsaveis pela indução desses ventos. Neste trabalho, estudamos como ambos podem influenciar a evolução da galáxia hospedeira e seus outflows, considerando galáxias tipo Seyfert nas escalas de kilo-parsec (kpc). Para este objetivo, estendemos o trabalho anterior desenvolvido por Melioli & de Gouveia Dal Pino (2015), que considerou ventos puramente hidrodinâmicos impulsionados tanto pela SF quanto pelo AGN, mas levando em conta para este último apenas ventos bem estreitos (colimados). A fim de obter uma melhor compreensão da influencia (feedback) desses mecanismos sobre a evolução da galáxia e seus outflows, incluímos também os efeitos de ventos de AGN com maior ângulo de abertura, já que ventos em forma de cone podem melhorar a interação com o meio interestelar da galáxia e assim, empurrar mais gás nos outflows. Além disso, incluímos também os efeitos dos campos magnéticos no vento, já que estes podem, potencialmente, ajudar a preservar as estruturas e acelerar os outflows. Realizamos simulações tridimensionais magneto-hidrodinâmicas (MHD) considerando o resfriamento radiativo em equilíbrio de ionização e os efeitos dos ventos do AGN com dois diferentes ângulos de abertura (0º e 10º) e razões entre a pressão térmica e a pressão magnética beta=infinito, = 300 e 30, correspondentes a campos magnéticos 0, 0,76 micro-Gauss e 2,4 micro-Gauss respectivamente. Os resultados de nossas simulações mostram que os ventos impulsionados pelos produtos de SF (isto é, pelas explosões de supernovas, SNe) podem direcionar ventos com velocidades 100-1000 km s¹, taxas de perda de massa da ordem de 50 Massas solares/ano, densidades de ~1-10 cm-3 e temperaturas entre 10 e 10 K, que se assemelham às propriedades dos denominados absorvedores de calor (em inglês warm absorbers, WAs) e também são compatíveis com as velocidades dos outflows moleculares observadas. No entanto, as densidades obtidas nas simulações são muito pequenas e as temperaturas são muito grandes para explicar os valores observados nos outflows moleculares (que têm n ~150-300 cm³ e T<1000 K). Ventos colimados de AGN (sem a presença de ventos SF) também são incapazes de conduzir outflows, mas podem acelerar estruturas a velocidades muito altas, da ordem de ~10.000 km s¹ e temperaturas T> 10 K, tal como observado em ventos ultra rapidos (em inglês, ultra-fast outflows, UFOs). A introdução do vento de AGN, particularmente com um grande ângulo de abertura, causa a formação de estruturas semelhantes a fontes galácticas. Isso faz com que parte do gás em expansão (que está sendo empurrado pelo vento de SF) retorne para a galáxia, produzindo um feedback \'positivo\' na evolução da galáxia hospedeira. Descobrimos que esses efeitos são mais pronunciados na presença de campos magnéticos, devido à ação de forças magnéticas extras pelo vento AGN, o qual intensifica o efeito de retorno do gás (fallback), e ao mesmo tempo reduz a taxa de perda de massa nos outflows por fatores de até 10. Além disso, a presença de um vento de AGN colimado (0º) causa uma remoção significativa da massa do núcleo da galáxia em poucos 100.000 anos, mas este é logo reabastecido pelo de gás acretante proveniente do meio interestelar (ISM) à medida que as explosões de SNe se sucedem. Por outro lado, um vento de AGN com um grande ângulo de abertura, em presença de campos magnéticos, remove o gás nuclear inteiramente em alguns 100.000 anos e não permite o reabastecimento posterior pelo ISM. Portanto, extingue a acreção de combustível e de massa no SMBH. Isso indica que o ciclo de trabalho desses outflows é de cerca de alguns 100.000 anos, compatível com as escalas de tempo inferidas para os UFOs e outflows moleculares observados. Em resumo, os modelos que incluem ventos de AGN com um ângulo de abertura maior e campos magnéticos, levam a velocidades médias muito maiores que os modelos sem vento de AGN, e também permitem que mais gás seja acelerado para velocidades máximas em torno de ~10 km s¹, com densidades e temperaturas compatíveis com aquelas observadas em UFOs. No entanto, as estruturas com velocidades intermediárias de vários ~100 km s¹ e densidades até uns poucos 100 cm³, que de fato poderiam reproduzir os outflows moleculares observados, têm temperaturas que são muito grandes para explicar as características observadas nos outflows moleculares, que tem temperaturas T< 1000 K. Além disso, estes ventos de AGN não colimados em presença de campos magnéticos entre T< 1000 K. Alem disso, estes grandes ventos AGN de angulo de abertura em fluxos magnetizados reduzem as taxas de perda de massa dos outflows para valores menores que aqueles observados tanto em outflows moleculares quanto em UFOs. Em trabalhos futuros, pretendemos estender o espaço paramétrico aqui investigado e também incluir novos ingredientes em nossos modelos, como o resfriamento radioativo fora do equilíbrio, a fim de tentar reproduzir as características acima que não foram explicadas pelo modelo atual. / Large-scale broad outflows are a common feature in active galaxies, like Seyfert galaxies. In systems like this, where supermassive black hole (SMBH) active galactic nuclei (AGN) coexist with star-forming (SF) regions it is unclear from the observations if the SMBH AGN or the SF (or both) are driving these outflows. In this work, we have studied how both may influence the evolution of the host galaxy and its outflows, considering Seyfert-like galaxies at kilo-parsec (kpc) scales. For this aim, we have extended previous work developed by Melioli & de Gouveia Dal Pino (2015), who considered purely hydrodynamical outflows driven by both SF and AGN, but considering for the latter only very narrow (collimated) winds. In order to achieve a better understanding of the feedback of these mechanisms on the galaxy evolution and its outflows, here we have included the effects of AGN winds with a larger opening angle too, since conic-shaped winds can improve the interaction with the interstellar medium of the galaxy and thus push more gas into the outflows. Besides, we have also included the effects of magnetic fields in the flow, since these can potentially help to preserve the structures and speed up the outflows. We have performed three-dimensional magneto-hydrodynamical (MHD) simulations considering equilibrium radiative cooling and the effects of AGN-winds with two different opening angles (0º and 10º), and thermal pressure to magnetic pressure ratios of beta=infinite, 300 and 30 corresponding to magnetic fields 0, 0.76 micro-Gauss and 2.4 micro-Gauss, respectively. The results of our simulations show that the winds driven by the products of SF (i.e., by explosions of supernovae, SNe) alone can drive outflows with velocities ~100-1000 km s¹, mass outflow rates of the order of 50 Solar Masses yr¹, densities of ~1-10 cm³, and temperatures between 10 and 10 K, which resemble the properties of warm absorbers (WAs) and are also compatible with the velocities of the observed molecular outflows. However, the obtained densities from the simulations are too small and the temperatures too large to explain the observed values in molecular outflows (which have n ~ 150-300 cm³ and T<1000 K). Collimated AGN winds alone (without the presence of SF-winds) are also unable to drive hese outflows, but they can accelerate structures to very high speeds, of the order of ~ 10.000 km s¹, and temperatures T> 10 K as observed in ultra-fast outflows (UFOs). The introduction of an AGN wind, particularly with a large opening angle, causes the formation of fountain-like structures. This makes part of the expanding gas (pushed by the SF-wind) to fallback into the galaxy producing a \'positive\' feedback on the host galaxy evolution. We have found that these effects are more pronounced in presence of magnetic fields, due to the action of extra magnetic forces by the AGN wind producing enhanced fallback that reduces the mass loss rate in the outflows by factors up to 10. Furthermore, the presence of a collimated AGN wind (0º) causes a significant removal of mass from the core region in a few 100.000 yr, but this is soon replenished by gas inflow from the interstellar medium (ISM) when the SNe explosions fully develop. On the other hand, an AGN wind with a large opening angle in presence of magnetic fields is able to remove the nuclear gas entirely within a few 100.000 yr and does not allow for later replenishment. Therefore, it quenches the fueling and mass accretion onto the SMBH. This indicates that the duty cycle of these outflows is around a few 100.000 yr, compatible with the time-scales inferred for the observed UFOs and molecular outflows. In summary, models that include AGN winds with a larger opening angle and magnetic fields, lead to to be accelerated to maximum velocities around 10 km s¹ (than models with collimated AGN winds), with densities and temperatures which are compatible with those observed in UFOs. However, the structures with intermediate velocities of several ~100 km s¹ and densities up to a few 100 cm3, that in fact could reproduce the observed molecular outflows, have temperatures which are too large to explain the observed molecular features, which have temperatures T<1000 K. Besides, these large opening angle AGN winds in magnetized flows reduce the mass loss rates of the outflows to values smaller than those observed both in molecular outflows and UFOs. In future work, we intend to extend the parametric space here investigated and also include new ingredients in our models, such as non-equilibrium radiative cooling, in order to try to reproduce the features above that were not explained by the current model.

Orientador: Patricio Anibal Letelier Sotomayor / Tese (doutorado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Fisica "Gleb Wataghin" / Made available in DSpace on 2018-08-14T18:55:47Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Coimbra-Araujo_CarlosHenrique_D.pdf: 1401888 bytes, checksum: ea7cff271a9dd2f1aba347507e316ac1 (MD5) Previous issue date: 2009 / Resumo: Neste trabalho é apresentada uma nova abordagem teórica e semifenomenológica acerca do que dimensões extras poderiam representar na explicação do que é a matéria escura. Aqui mostra-se que a gravitação baseada numa ação de Einstein-Hilbert para espaços-tempo com dimensão acima de quatro, produz um termo de força extra nas equações de movimento de um sistema de partículas teste, o que pode ser aplicado ao problema do campo gerado por alguma estrutura autogravitante, como clusters esféricos ou discos, por exemplo. Tal resultado é explorado no cálculo de configurações que possam mimetizar uma galáxia real. As configurações calculadas são o disco fino - a partir do método de imagens - e também a distribuição isotrópica de Miyamoto-Nagai - que reproduz o comportamento idealizado de uma galáxia espiral graças à estratificação de matéria num bojo central mais um disco galático. Para tais configurações são calculadas as curvas de rotação bem como a sua estabilidade, perfis de densidade e pressão, e mostra-se que no domínio onde as curvas são estáveis há a possibilidade de se reproduzir os resultados observacionais usualmente relacionados à incidência de um halo escuro. Nos modelos apresentados, no entanto, não há inclusão de matéria escura. O cálculo de lentes gravitacionais para clusters esféricos também é desenvolvido, indicando que as dimensões extras promovem desvios capazes de explicar as anomalias nas observações astronômicas de aglomerados de galáxias. Os resultados são amplamente discutidos e algumas comparações fenomenológicas são feitas. Dos resultados em estruturas autogravitantes, conclui-se que a presença de dimensões extras (sem matéria escura) é equivalente ao procedimento usual de se adicionar matéria escura às configurações calculadas, o que poderia levar à interpretação de que a matéria escura é apenas o produto de um desconhecimento acerca da natureza do espaço-tempo / Abstract: In the present work it is showed a new theoretical and semiphenomenological approach concerning what extra dimensions could represent to explain the nature of dark matter. Here the gravitation based on an multidimensional Einstein-Hilbert action reveals that an extra force term appears in the equations of motion for a system of test particles, that can be applied for the problem of the field produced by a self gravitating structure, as for instaure spherical clusters or disks. Such results are explored in the calculation of configurations that mimic real galaxies. The computed configurations are the thin disk - from the inverse method - and also the isotropic distribution of Miyamoto-Nagai - that reproduces the idealized behavior of a disk galaxy thanks to the stratification of matter in a central bulge plus a disk. The rotation curves, the stability, density and pressure profiles are calculated. In the domain where the curves are stable it is possible to reproduce observational results usually related to a dark halo. In present models, however, there is no inclusion of dark matter. It is also presented the calculation for gravitationallensing of spherical clusters, indicating that extra dimensions promote deviations capable to explain anomalies in the astronomical observation of many galaxy clusters. The results are widely discussed and some phenomenological comparisons are made. From results for self gravitating objects, one concludes that the presence of extra dimensions (without dark matter) is equivalent to the effect due to addition of dark matter in the calculated configurations. This could lead to the interpretation where dark matter concerns to an unfamiliarity related to the real structure of spacetime / Doutorado / Relatividade e Gravitação / Doutor em Física

Esta tese tem como objetivo o estudo de aspectos dinâmicos e estatísticos da matéria escura em distribuições esféricas de massa. O fato de suas partículas constituintes interagirem gravitacionalmente mas não eletromagneticamente, e portanto sua evolução ser regida por interações de longo alcance, traz algumas complicações teóricas na descrição de suas propriedades nos termos da mecânica estatística, dificuldades compartilhadas com sistemas auto-gravitantes em geral. Para melhor compreender essas propriedades, estudamos as distribuições de matéria escura em três abordagens diferentes. Na primeira, utilizamos dados observacionais, utilizando lentes gravitacionais, em aglomerados de galáxias para comparar a performance de alguns modelos propostos para o perfil de densidade da matéria escura. Dividimos estes modelos em fenomenológicos ou teóricos. Dos primeiros, todos são capazes de descrever os dados observacionais com performance comparável. Entre os modelos teóricos estudados, o modelo chamado DARKexp descreve os dados tão bem quanto os primeiros. Numa segunda abordagem, utilizamos dados de simulações numéricas para testar uma função proposta para a distribuição de velocidades das partículas. Esta função inclui a anisotropia no campo de velocidades na chamada distribuição q-gaussiana. Comparamos a performance desta função com a da função gaussiana e concluímos que a primeira representa uma melhor descrição dos dados, mesmo levando em conta a introdução de um parâmetro extra, apesar de ainda apresentar algumas discrepâncias, especialmente nas regiões internas dos halos. Por fim, discutimos a possível relevância do conceito de indistinguibilidade na determinação dos estados de equilíbrio de sistemas auto-gravitantes em geral, propondo uma associação deste conceito com o nível de mistura do sistema. Implementamos esta associação numa análise combinatória e estudamos as conseqüências para a determinação da função distribuição e do perfil de densidades. Esta associação também levanta algumas dúvidas sobre a validade da equação de Vlasov durante o processo de relaxação violenta. / This thesis aims to study the dynamic and statistical aspects of dark matter in spherical distributions. The fact that their constituent particles interact gravitationally but not electromagnetically, and therefore its evolution is governed by long-range interactions, brings some theoretical complications in their description in terms of the statistical mechanics, difficulties shared with self-gravitating systems in general. To better understand these properties, we studied the distributions of dark matter in three different approaches. First, we used observational data, using gravitational lensing in galaxy clusters to compare the performance of some proposed models for the dark matter density profile. We divide these models in phenomenological or theoretical. All of the formers are able to describe the observational data with comparable performance. Among the theoretical models studied, the model called DARKexp describes the data as well as the formers. In a second approach, we use numerical simulation data to test a proposed function for the velocity distribution. This function includes the velocity anisotropy into the so called q-Gaussian distribution. We compared the performance of this function with the Gaussian function and concluded that the first is a better description of the data, even taking into account the introduction of an extra parameter, although still presenting some discrepancies, especially in the inner regions of the halo. Finally, we discuss the relevance of the concept of indistinguishability in determining the states of equilibrium of self-gravitating systems in general, suggesting an association of this concept with the mixing level of the system. We implement this association in a combinatorial analysis and study the consequences for the determination of the distribution function and the density profile. This association also raises some questions about the validity of the Vlasov equation during the process of violent relaxation.

In this thesis we investigated two major issues in astrophysical flows: the transport of magnetic fields in highly conducting fluids in the presence of turbulence, and the turbulence evolution and turbulent dynamo amplification of magnetic fields in collisionless plasmas. The first topic was explored in the context of star-formation, where two intriguing problems are highly debated: the requirement of magnetic flux diffusion during the gravitational collapse of molecular clouds in order to explain the observed magnetic field intensities in protostars (the so called \"magnetic flux problem\") and the formation of rotationally sustained protostellar discs in the presence of the magnetic fields which tend to remove all the angular momentum (the so called \"magnetic braking catastrophe\"). Both problems challenge the ideal MHD description, usually expected to be a good approximation in these environments. The ambipolar diffusion, which is the mechanism commonly invoked to solve these problems, has been lately questioned both by observations and numerical simulation results. We have here investigated a new paradigm, an alternative diffusive mechanism based on fast magnetic reconnection induced by turbulence, termed turbulent reconnection diffusion (TRD). We tested the TRD through fully 3D MHD numerical simulations, injecting turbulence into molecular clouds with initial cylindrical geometry, uniform longitudinal magnetic field and periodic boundary conditions. We have demonstrated the efficiency of the TRD in decorrelating the magnetic flux from the gas, allowing the infall of gas into the gravitational well while the field lines migrate to the outer regions of the cloud. This mechanism works for clouds starting either in magnetohydrostatic equilibrium or initially out-of-equilibrium in free-fall. We estimated the rates at which the TRD operate and found that they are faster when the central gravitational potential is higher. Also we found that the larger the initial value of the thermal to magnetic pressure ratio (beta) the larger the diffusion process. Besides, we have found that these rates are consistent with the predictions of the theory, particularly when turbulence is trans- or super-Alfvénic. We have also explored by means of 3D MHD simulations the role of the TRD in protostellar disks formation. Under ideal MHD conditions, the removal of angular momentum from the disk progenitor by the typically embedded magnetic field may prevent the formation of a rotationally supported disk during the main protostellar accretion phase of low mass stars. Previous studies showed that an enhanced microscopic diffusivity of about three orders of magnitude larger than the Ohmic diffusivity would be necessary to enable the formation of a rotationally supported disk. However, the nature of this enhanced diffusivity was not explained. Our numerical simulations of disk formation in the presence of turbulence demonstrated the efficiency of the TRD in providing the diffusion of the magnetic flux to the envelope of the protostar during the gravitational collapse, thus enabling the formation of rotationally supported disks of radius ~ 100 AU, in agreement with the observations. The second topic of this thesis has been investigated in the framework of the plasmas of the intracluster medium (ICM). The amplification and maintenance of the observed magnetic fields in the ICM are usually attributed to the turbulent dynamo action which is known to amplify the magnetic energy until close equipartition with the kinetic energy. This is generally derived employing a collisional MHD model. However, this is poorly justified a priori since in the ICM the ion mean free path between collisions is of the order of the dynamical scales, thus requiring a collisionless-MHD description. We have studied here the turbulence statistics and the turbulent dynamo amplification of seed magnetic fields in the ICM using a single-fluid collisionless-MHD model. This introduces an anisotropic thermal pressure with respect to the direction of the local magnetic field and this anisotropy modifies the MHD linear waves and creates kinetic instabilities. Our collisionless-MHD model includes a relaxation term of the pressure anisotropy due to the feedback of the mirror and firehose instabilities. We performed 3D numerical simulations of forced transonic turbulence in a periodic box mimicking the turbulent ICM, assuming different initial values of the magnetic field intensity and different relaxation rates of the pressure anisotropy. We showed that in the high beta plasma regime of the ICM where these kinetic instabilities are stronger, a fast anisotropy relaxation rate gives results which are similar to the collisional-MHD model in the description of the statistical properties of the turbulence. Also, the amplification of the magnetic energy due to the turbulent dynamo action when considering an initial seed magnetic field is similar to the collisional-MHD model, particularly when considering an instantaneous anisotropy relaxation. The models without any pressure anisotropy relaxation deviate significantly from the collisional-MHD results, showing more power in small-scale fluctuations of the density and velocity field, in agreement with a significant presence of the kinetic instabilities; however, the fluctuations in the magnetic field are mostly suppressed. In this case, the turbulent dynamo fails in amplifying seed magnetic fields and the magnetic energy saturates at values several orders of magnitude below the kinetic energy. It was suggested by previous studies of the collisionless plasma of the solar wind that the pressure anisotropy relaxation rate is of the order of a few percent of the ion gyrofrequency. The present study has shown that if this is also the case for the ICM, then the models which best represent the ICM are those with instantaneous anisotropy relaxation rate, i.e., the models which revealed a behavior very similar to the collisional-MHD description. / Nesta tese, investigamos dois problemas chave relacionados a fluidos astrofísicos: o transporte de campos magnéticos em plasmas altamente condutores na presença de turbulência, e a evolução da turbulência e amplificação de campos magnéticos pelo dínamo turbulento em plasmas não-colisionais. O primeiro tópico foi explorado no contexto de formação estelar, onde duas questões intrigantes são intensamente debatidas na literatura: a necessidade da difusão de fluxo magnético durante o colapso gravitacional de nuvens moleculares, a fim de explicar as intensidades dos campos magnéticos observadas em proto-estrelas (o denominado \"problema do fluxo magnético\"), e a formação de discos proto-estelares sustentados pela rotação em presença de campos magnéticos, os quais tendem a remover o seu momento angular (a chamada \"catástrofe do freamento magnético\"). Estes dois problemas desafiam a descrição MHD ideal, normalmente empregada para descrever esses sistemas. A difusão ambipolar, o mecanismo normalmente invocado para resolver estes problemas, vem sendo questionada ultimamente tanto por observações quanto por resultados de simulações numéricas. Investigamos aqui um novo paradigma, um mecanismo de difusão alternativo baseado em reconexão magnética rápida induzida pela turbulência, que denominamos reconexão turbulenta (TRD, do inglês turbulent reconnection diffusion). Nós testamos a TRD através de simulações numéricas tridimensionais MHD, injetando turbulência em nuvens moleculares com geometria inicialmente cilíndrica, permeadas por um campo magnético longitudinal e fronteiras periódicas. Demonstramos a eficiência da TRD em desacoplar o fluxo magnético do gás, permitindo a queda do gás no poço de potencial gravitacional, enquanto as linhas de campo migram para as regiões externas da nuvem. Este mecanismo funciona tanto para nuvens inicialmente em equilíbrio magneto-hidrostático, quanto para aquelas inicialmente fora de equilíbrio, em queda livre. Nós estimamos as taxas em que a TRD opera e descobrimos que são mais rápidas quando o potencial gravitacional é maior. Também verificamos que quanto maior o valor inicial da razão entre a pressão térmica e magnética (beta), mais eficiente é o processo de difusão. Além disto, também verificamos que estas taxas são consistentes com as previsões da teoria, particularmente quando a turbulência é trans- ou super-Alfvénica. Também exploramos por meio de simulações MHD 3D a influência da TRD na formação de discos proto-estelares. Sob condições MHD ideais, a remoção do momento angular do disco progenitor pelo campo magnético da nuvem pode evitar a formação de discos sustentados por rotação durante a fase principal de acreção proto-estelar de estrelas de baixa massa. Estudos anteriores mostraram que uma super difusividade microscópica aproximadamente três ordens de magnitude maior do que a difusividade ôhmica seria necessária para levar à formação de um disco sustentado pela rotação. No entanto, a natureza desta super difusividade não foi explicada. Nossas simulações numéricas da formação do disco em presença de turbulência demonstraram a eficiência da TRD em prover a diffusão do fluxo magnético para o envelope da proto-estrela durante o colapso gravitacional, permitindo assim a formação de discos sutentados pela rotação com raios ~ 100 UA, em concordância com as observações. O segundo tópico desta tese foi abordado no contexto dos plasmas do meio intra-aglomerado de galáxias (MIA). A amplificação e manutenção dos campos magnéticos observados no MIA são normalmente atribuidas à ação do dínamo turbulento, que é conhecidamente capaz de amplificar a energia magnética até valores próximos da equipartição com a energia cinética. Este resultado é geralmente derivado empregando-se um modelo MHD colisional. No entanto, isto é pobremente justificado a priori, pois no MIA o caminho livre médio de colisões íon-íon é da ordem das escalas dinâmicas, requerendo então uma descrição MHD não-colisional. Estudamos aqui a estatística da turbulência e a amplificação por dínamo turbulento de campos magnéticos sementes no MIA, usando um modelo MHD não-colisional de um único fluido. Isto indroduz uma pressão térmica anisotrópica com respeito à direção do campo magnético local. Esta anisotropia modifica as ondas MHD lineares e cria instabilidades cinéticas. Nosso modelo MHD não-colisional inclui um termo de relaxação da anisotropia devido aos efeitos das instabilidades mirror e firehose. Realizamos simulações numéricas 3D de turbulência trans-sônica forçada em um domínio periódico, mimetizando o MIA turbulento e considerando diferentes valores iniciais para a intensidade do campo magnético, bem como diferentes taxas de relaxação da anisotropia na pressão. Mostramos que no regime de plasma com altos valores de beta no MIA, onde estas instabilidades cinéticas são mais fortes, uma rápida taxa de relaxação da anisotropia produz resultados similares ao modelo MHD colisional na descrição das propriedades estatísticas da turbulência. Além disso, a amplificação da energia mangética pela ação do dínamo turbulento quando consideramos um campo magnético semente, é similar ao modelo MHD colisional, particularmente quando consideramos uma relaxação instantânea da anisotropia. Os modelos sem qualquer relaxação da anisotropia de pressão mostraram resultados que se desviam significativamente daqueles do MHD colisional, mostrando mais potências nas flutuações de pequena escala da densidade e velocidade, em concordância com a presença significativa das instabilidades cinéticas nessas escalas; no entanto, as flutuações do campo magnético são, em geral, suprimidas. Neste caso, o dínamo turbulento também falha em amplificar campos magnéticos sementes e a energia magnética satura em valores bem abaixo da energia cinética. Estudos anteriores do plasma não-colisional do vento solar sugeriram que a taxa de relaxação da anisotropia na pressão é da ordem de uma pequena porcentagem da giro-frequência dos íons. O presente estudo mostrou que, se este também é o caso para o MIA, então os modelos que melhor representam o MIA são aqueles com taxas de relaxação instantâneas, ou seja, os modelos que revelaram um comportamento muito similar à descrição MHD colisional.

Orientador: Ernesto Kemp / Dissertação (mestrado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Física Gleb Wataghin / Made available in DSpace on 2018-08-20T15:39:35Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Batista_RafaelAlves_M.pdf: 8040703 bytes, checksum: 596e886c4828986af7fb003ba71adf9b (MD5) Previous issue date: 2012 / Resumo: Campos magnéticos cósmicos são ubíquos e estão presentes em todas as escalas, desde os planetas até os superaglomerados de galáxias. Sabe-se que o campo magnético da Via Láctea possui uma componente regular, que tem uma estrutura espiral, e uma componente aleatória. Muitas questões acerca do magnetismo galáctico ainda permanecem sem respostas, e o modelo de espiral mais adequado para descrever as observações é incógnito. Uma possibilidade pouco explorada para estudar o campo magnético da Via Láctea é utilização de informações relacionadas à propagação de partículas carregadas através da mesma. Neste contexto estão inseridos os raios cósmicos ultra-energéticos, as partículas mais energéticas do universo, cuja origem, composição química e mecanismos de aceleração e propagação não são bem compreendidos. A deflexão de partículas provenientes da mesma fonte no campo magnético galáctico pode gerar estruturas filamentares com eventos ordenados por energia, os chamados multipletos, sendo esta uma assinatura única deixada pelo campo em mapas contendo direções de chegada de raios cósmicos. Neste trabalho é apresentado um método inédito para estudos do campo magnético galáctico, através da identificação e análise da orientação de multipletos nestes mapas. Este método baseia-se na transformada de wavelets na esfera, que permite amplificar a razão sinal-ruído e fazer reconhecimento de padrões, de forma a identificar multipletos imersos em ruído de natureza estocástica. Na primeira parte do trabalho o método foi aplicado a dados simulados visando obter a orientação esperada para multipletos oriundos de fontes em diversas partes da esfera celeste, segundo diferentes modelos de campo magnético galáctico. Na segunda parte do trabalho, aplicou-se o método a eventos detectados pelo Observatório de Raios Cósmicos Pierre Auger. A confrontação dos resultados de dados reais e simulações permite restringir modelos de campo magnético galáctico / Abstract: Cosmic magnetic fields are ubiquitous and are present in all size scales, from planets to superclusters of galaxies. The magnetic field of the Milky Way has a regular component, with a spiral structure, and a random component. Many questions concerning galactic magnetism still remain unanswered, and the spiral model which best fits the observations is unknown. An underexplored possibility to probe these fields is to use information related to the propagation of charged particles through them. In this context, an interesting probe are the ultrahigh energy cosmic rays, the most energetic particles in the universe, whose origin, chemical composition and mechanisms of acceleration and propagation are not well-understood. The deflection of particles coming from the same source can generate threadlike structures with events ordered by energy, the so-called multiplets, which imprints a unique signature of the galactic magnetic field in maps containing arrival directions of cosmic rays. In the present work it is presented a novel method to probe the galactic magnetic field, by identifying and analysing the orientation of multiplets in these maps. This method relies on the spherical wavelet transform, which is capable of amplifying the signal-to-noise ratio and perform pattern matching, so that it is possible to identify multiplets embedded in a stochastic background. In the first part of this work the method is applied to simulated data, aiming to obtain the expected orientations for multiplets associated to sources in several regions of the celestial sphere, according to different models of galactic magnetic field. In the second part of the work the method was applied to events detected by the Pierre Auger Observatory. A confrontation between the results using real and simulated data allows one to impose constraints to galactic magnetic field models / Mestrado / Física / Mestre em Física

Orientadores: Alberto Vazquez Saa, Marcus Aloizio Martinez de Aguiar / Tese (doutorado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Física Gleb Wataghin / Made available in DSpace on 2018-08-27T13:28:54Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Vieira_RonaldoSavioliSume_D.pdf: 9121576 bytes, checksum: eab8bcedfd86d048afd51f4b65fe9501 (MD5) Previous issue date: 2015 / Resumo: Neste trabalho analisamos aspectos dinâmicos de sistemas astrofísicos que possuem uma componente discoidal proeminente. Estudamos o movimento de partículas de teste (estrelas) que cruzam discos galácticos bidimensionais e axialmente simétricos, obtendo uma fórmula para o envelope das órbitas que depende somente da densidade superficial $\Sigma$ do disco. Essa fórmula nos dá uma terceira integral de movimento aproximada para o sistema. Também analisamos a estabilidade das órbitas circulares equatoriais nesses discos, chegando à condição de estabilidade vertical $\Sigma>0$. Esse formalismo é estendido para discos tridimensionais, assim como para a relatividade geral (em que obtivemos que a \textit{condição de energia forte} é suficiente para a estabilidade vertical das órbitas circulares em discos infinitesimais, no caso estático e axialmente simétrico). Trabalhamos também com a aproximação pós-newtoniana (1PN), obtendo o formalismo hamiltoniano para uma distribuição arbitrária de matéria, assim como as correções 1PN nas frequências epicíclicas radial e vertical para configurações estacionárias e axialmente simétricas e a terceira integral de movimento aproximada para discos infinitesimais (estacionários). Outro resultado obtido foi a dependência das frequências epicíclicas com a curvatura riemanniana do espaço-tempo para distribuições suaves de matéria-energia, no caso estático e axialmente simétrico em relatividade geral. A segunda parte desta tese corresponde aos resultados para discos de acreção. Analisamos o movimento de partículas de teste na métrica de Kehagias & Sfetsos (solução esfericamente simétrica da gravitação de Horava no caso em que o espaço-tempo é assintoticamente plano), na região de parâmetros em que a singularidade central é nua. Por fim, estudamos a espessura dos discos de acreção super-Eddington obtida por simulações globais recentes de radiation magnetohydrodynamics em relatividade geral. O resultado foi comparado com modelos de discos slim para taxas de acreção similares, levando à conclusão de que o estado final (estacionário) dos fluxos de acreção gerados por essas simulações é um disco slim, e não um disco espesso, como seria esperado pelas características das configurações iniciais do tipo Polish Doughnuts usualmente adotadas / Abstract: In this work, we analyze dynamical aspects of astrophysical systems containing a prominent discoidal component. We study the motion of test particles (stars) which cross bidimensional, axially symmetric galactic disks, obtaining a formula for the orbits' envelope which depends solely on the disk's surface density. This formula gives us an approximate third integral of motion for the system. We also analyze the stability of equatorial circular orbits in these disks, arriving at the vertical stability condition $\Sigma>0$. This formalism is extended to three-dimensional disks, as well as to general relativity (in which we obtained that the \textit{strong energy condition} is sufficient for vertical stability of circular orbits in infinitesimal disks, in the static and axially symmetric case). We also worked with the post-Newtonian approximation (1PN), obtaining the Hamiltonian formalism for an arbitrary matter distribution, as well as the 1PN corrections to the radial and vertical epicyclic frequencies for stationary and axially symmetric configurations, and the approximated third integral of motion for (stationary) infinitesimal disks. Another result obtained was the dependence of the epicyclic frequencies on the Riemannian spacetime curvature for smooth matter-energy distributions, in the static and axially symmetric case. The second part of this thesis corresponds to the results concerning accretion disks. We analyzed the motion of test particles in the Kehagias & Sfetsos metric (spherically symmetric solution to Horava's gravity in the case in which the spacetime is asymptotically flat), in the parameter region in which the singularity is naked. Finally, we studied the thickness of super-Eddington accretion disks, obtained via recent global radiation magnetohydrodynamics simulations in general relativity. The result was compared with slim-disk models for similar accretion rates, leading to the conclusion that the final (stationary) state of accretion flows generated by these simulations is a slim disk, and not a thick disk, as it would be expected by the characteristics of the usually adopted Polish Doughnuts initial configurations / Doutorado / Física / Doutor em Ciências

Neste trabalho estudamos a dinâmica de discos torcidos finos e espessos para compreender melhor a propagação da deformação nestes discos. No caso dos discos finos, estudamos a física do efeito Bardeen-Petterson e aplicamos este modelo para explicar o jato em escalas de parsec e kilo-parsec da galáxia NGC 1275. Encotramos que o efeito Bardeen-Petterson reproduziu muito bem a forma do jato e com isto derivamos os parâmetros do disco como raio, valores das viscosidades azimutal e vertical, lei de potência da densidade superficial e spin do buraco negro. Para uma melhor compreensão da física destes discos, realizamos simulações GRMHD de discos moderadamente finos tanto planos como inclinados para estudar a evolução do ângulo de inclinação entre os momentos angular do buraco negro e do disco de acresção assim como o ângulo de torção que está associado com a precessão do disco. Encontramos que quando o disco de acresção e o buraco negro rotacionam no mesmo sentido, o ângulo de inclinação entre os momentos angular apresentou um comportamento oscilatório na parte interna do disco e permaneceu constante na parte externa em acordo com as previsões teóricas. Já quando o buraco negro rotacina no sentido oposto ao disco de acresção, encontramos pela primeira vez numa simulação GRMHD evidências de alinhamento, ocorrendo um alinhamento de 10\\% do angulo entre os momentos angulares do disco e buraco negro. Além disso, comprovamos pela primeira vez numa simulação GRMHD a não isotropia do stress. Utilizando um modelo semi-analítico, comparamos os resultados de nossas simulações com este modelo, utilizando os dados da simulações de disco plano como entrada e obitivemos os mesmos comportamentos das simulações tanto no caso prógrado quanto no caso retrógrado mostrando que o alinhamento é devido ao regime onda. / In this work we studied the dynamics of twisted thin and thick disks to better understand how the warp propagates in these discs. In the case of thin discs, we studied the physics of the Bardeen-Petterson effect and we applied this model to explain the shape of the jet in both parsec and kilo-parsec scales of the galaxy NGC 1275. We found that the Bardeen-Petterson effect could explain very well the shape of the jet and with that we derived the disc parameters such as its radius, the values of the kinematic azimutal and vertical viscosities, the power-law of the surface density and the spin of the black hole. To better understand the physics of such discs, we have performed GRMHD simulations of moderatelly thin tilted disks to study the evolution of the tilt angle between the angular momentum of the accretion disk and black hole and also the twist angle which is associated with the precession of the disc. We found that when the accretion disc and the black hole are rotating in the same direction, the tilt angle showed an oscillatory behavior in the inner parts of the disk while in the outer parts it remained constant in agreement with the theorical modelos. However, when both rotate in the opposite direction, we found for the very first time in a GRMHD simulation, evidences of alignment of 10\\% of the tilt angle. Besides that, we prove for the first time in a GRMHD simulation that the stress is far from being isotropic. Using a semi-analitic model, we compared the results of our simulations with this model, using the datas of the untilted simulations as inputs and we found the same behaviors found in the simulations even in prograde case as in the retrograde case showing that the alignment is due to bending waves.

Ce travail a comme objectif principal de vérifier s\'il est possible de faire de la science avec les observations d\'objets étendus qui seront réalisées par la mission spatiale Gaia. Cette mission, l\'un des plus ambitieux projets de l\'Astronomie moderne, observera plus d\'un milliard d\'objets dans tout le ciel avec des précisions inédites, fournissant des données astrométriques, photométriques et spectroscopiques. Naturellement, en fonction de sa priorité astrométrique, Gaia a été optimisé pour l\'étude d\'objets ponctuels. Néanmoins, diverses sources associées à des émissions étendues seront observées. Ces émissions peuvent avoir une origine intrinsèque, telles que les galaxies, ou extrinsèque, telles que les projections d\'objets distincts sur la même ligne de visée, et présenteront probablement de solutions astrométriques moins bonnes. Pour étudier ces émissions, leurs images bidimensionnelles doivent être analysées. Néanmoins, comme Gaia ne produit pas de telles données, nous avons commencé ce travail en vérifiant si à partir de ses observations unidimensionnelles il serait possible de reconstruire des images 2D d\'objets dans tout le ciel. Nous avons ainsi estimé la quantité de cas sujets à la présence démissions étendues extrinsèques, et nous avons présenté une méthode que nous avons développée pour analyser leurs images reconstruites. Nous avons montré que l\'utilisation de cette méthode permettra détendre le catalogue final de façon fiable à des millions de sources ponctuelles dont beaucoup dépasseront la magnitude limite de l\'instrument. Dun autre coté, dans le cas démissions intrinsèques, nous avons premièrement obtenu une estimation supérieure du nombre de cas que Gaia pourra observer. Nous avons alors vérifié qu\'après les reconstructions d\'images, les codes que nous avons développés permettront de classifier morphologiquement des millions de galaxies dans les types précoce/tardif et elliptique/spirale/irrégulière. Nous avons de plus présenté une méthode que nous avons développée pour réaliser la décomposition bulbe/disque directement à partir des observations unidimensionnelles de Gaia de façon complètement automatique. Finalement nous avons conclu qu\'il est possible d\'utiliser beaucoup de ces données qui pourraient être ignorées pour faire de la science. Et que le fait de les exploiter permettra aussi bien la détection de millions d\'objets qui dépassent la limite de magnitude de Gaia, que de mener des études sur la morphologie de millions de galaxies dont les structures ne peuvent être révélées qu\'à partir de l\'espace ou au moyen d\'optique adaptative, augmentant un peu plus les horizons de cette mission déjà immense. / Este trabalho tem como objetivo principal verificar se é possível fazer ciência com as observações de objetos extensos que serão realizadas pela missão espacial Gaia. Um dos mais ambiciosos projetos da Astronomia moderna, essa missão observará mais de um bilhão de objetos em todo o céu com precisões inéditas, fornecendo dados astrométricos, fotométricos e espectroscópicos. Naturalmente, devido à sua prioridade astrométrica o Gaia foi optimizado para o estudo de objetos pontuais. Contudo, diversas fontes associadas a emissões extensas serão observadas. Essas emissões podem ter origem intrínseca, como galáxias, ou extrínseca, como projeções de objetos distintos na mesma linha de visada, e deverão ter soluções astrométricas aquém do ideal. Para estudar essas emissões suas imagens bidimensionais devem ser analisadas. Contudo, como o Gaia não obtém tais dados, iniciamos este trabalho verificando se a partir de suas observações unidimensionais seria possível reconstruir imagens de objetos em todo céu. Dessa forma, por um lado, nós estimamos a quantidade de casos sujeitos à presença de emissões extensas extrínsecas, apresentamos um método que desenvolvemos para segregar fontes astronômicas em imagens reconstruídas, e mostramos que sua utilização possibilitará estender o catálogo final de forma confiável em milhões de fontes pontuais, muitas das quais estarão além da magnitude limite do instrumento. Por outro lado, no caso de emissões intrínsecas, primeiro obtivemos uma es- timativa superior para o número de casos que o Gaia poderá observar. Então verificamos que após reconstruções de imagens, os códigos aqui desenvolvidos per- mitirão classificar morfologicamente milhões de galáxias nos tipos precoce/tardio e elíptico/espiral/irregular. Mostramos ainda um método que construímos para realizar a decomposição bojo/disco diretamente a partir das observações unidimensionais do Gaia de forma completamente automática. Finalmente concluímos que sim, é possível aproveitar muitos desses dados que poderiam ser ignorados para fazer ciência. E que salva-los possibilitará tanto a detecção de milhões de objetos além do limite de magnitude do Gaia, quanto estudos da morfologia de milhões de galáxias cujas estruturas podem ser apenas reveladas do espaço ou por meio de óptica adaptativa, expandindo um pouco mais os horizontes dessa já abrangente missão.

Early Universe physics leaves distinct imprints on the Cosmic Microwave Background (CMB) and Large-Scale Structure (LSS). The current cosmological paradigm to explain the origin of the structures we see in the Universe today (CMB and LSS), named Inflation, says that the Universe went through a period of accelerated expansion. Density fluctuations that eventually have grown into the temperature fluctuations of the CMB and the galaxies and other structures we see in the LSS come from the quantization of the scalar field (inflaton) which provokes the accelerated expansion. The most simple inflationary model, which contains only one slowly-rolling scalar field with canonical kinetic term in the action, produces a power-spectrum (Fourier transform of the two-point correlation function) approximately scale invariant and an almost null bispectrum (Fourier transform of the three-point correlation function). This characteristic is called Gaussianity, once random fields that follow a normal distribution have all the odd moments null. Yet, more complex inflationary models (with more scalar fields and/or non-trivial kinetic terms in the action, etc) and possible alternatives to inflation have a non-vanishing bispectrum which can be parametrized by a non-linearity parameter f_NL, whose value differs from model to model. In this work we studied the basic ingredients to understand such statements and focused on the observational evidences of this parameters and how the current and upcoming galaxy surveys are able to impose constraints to the value of f_NL with a better accuracy, through the multi-tracer technique, than those obtained by means of CMB measurements. / A física do Universo primordial deixa sinais distintos na Radiação Cósmica de Fundo (CMB) e Estrutura em Larga Escala (LSS). O paradigma atual da cosmologia explica a origem das estruturas que vemos hoje (CMB e LSS) através da inflação, teoria que diz que o Universo passou por um período de expansão acelerada. As flutuações de densidade que eventualmente crescem, dando origem às flutuações de temperatura da CMB, às galáxias e outras estruturas que vemos na LSS, provém da quantização do campo escalar (inflaton) que provoca a tal expansão acelerada. O modelo inflacionário mais simples, o qual contém um único campo escalar nas condições de rolamento lento e termo cinético canônico da ação, possui o espectro de potências (transformada de Fourier da função de correlação de dois pontos) aproximadamente invariante de escala e o bispectro (transformada de Fourier da função de correlação de três pontos) aproximadamente nulo. Tal característica é conhecida por Gaussianidade, uma vez que campos aleatórios cuja distribuição é uma normal tem todas as funções de correlação de ordem ímpar nulas. Contudo, modelos inflacionários mais complexos (mais campos escalares, termos cinéticos não-triviais na ação, etc) e alternativas possíveis à inflação possuem um bispectro não nulo, o qual pode ser parametrizado através do parâmetro de não-linearidade f_NL, cujo valor difere de modelo para modelo. Neste trabalho estudamos os ingredientes básicos para entender tais afirmações e focamos nas evidências observacionais desse parâmetro e como os levantamentos de galáxias atuais e futuros podem impor restrições ao valor de f_NL com uma precisão maior, através da técnica de múltiplos traçadores, do que aquelas obtidas com medidas da CMB.

Este trabalho consiste no estudo de cubos de dados das regiões centrais de quatro galáxias com mesmo tipo morfológico da Via Láctea: NGC 1566, NGC 6744, NGC 613 e NGC 134. As observações foram feitas no período de 2013 a 2015 com o Integral Field Unit do Gemini Multi-Object Spectrograph do telescópio Gemini Sul. Foram utilizadas técnicas de análise de dados como Tomografia PCA, síntese espectral e Penalized Pixel Fitting. Além disso, para todos objetos, foram calculadas razões de linhas de emissão dos espectros das regiões centrais, imagens da emissão de [SII] 6716, 6731 das nuvens de alta e baixa densidades foram feitas e, em dois casos (NGC 1566 e NGC 613), analisaram-se imagens do Hubble Space Telescope para melhor entendimento do ambiente circumnuclear. Foram encontrados 6 espectros com emissão compatível com a de AGNs na amostra, sendo que, em duas galáxias, existe a possibilidade de AGNs duplos: NGC 6744 e NGC 613. No geral, todas as galáxias apresentaram populações estelares de idades variadas em suas regiões centrais, porém, predominantemente, com metalicidades altas (0.02 e 0.05). Todas as galáxias apresentaram cinemática estelar compatível com discos de rotação em torno do núcleo e, em duas galáxias (NGC 1566 e NGC 6744), foi observado um decréscimo da dispersão de velocidades estelar em direção ao núcleo, possivelmente devido à presença de estrelas jovens massivas. A emissão do featureless continuum do núcleo da galáxia de Seyfert NGC 1566 foi, pela primeira vez, isolada e estudada, sendo que foi encontrado um índice espectral igual 1.7. Uma amostra de quatro galáxias não é estatisticamente conclusiva e será necessário ampliar a amostra para um melhor entendimento global dos núcleos de galáxias de mesmo tipo morfológico da Via Láctea. / This work involved the analysis of data cubes of four nuclear regions of galaxies that have the same morphological type of the Milky Way: NGC 1566, NGC 6744, NGC 613 and NGC 134. The observations were taken in the period of 2013 to 2015 with the Integral Field Unit of Gemini Multi-object Spectrograph on the Gemini South telescope. The data were analyzed using techniques like PCA Tomography, spectral synthesis and the Penalized Pixel Fitting process. Besides that, for all the objects, emission-line ratios of the central regions were calculated, images of the emission-lines [SII]6716, 6731 of clouds of high and low densities were made and, in two cases (NGC 1566 and NGC 6744), their Hubble Space Telescope images were analyzed for better understanding of their circumnuclear regions. 6 spectra of the sample had emission compatible with that of AGNs, in two galaxies, there is a possibility of double AGN: NGC 613 and NGC 6744. In general, all the galaxies presented stellar populations with varying ages in their central regions, however mainly with high metallicities (0.02 and 0.05). All the galaxies presented stellar kinematics compatible with rotation disks around the central source and, in two galaxies (NGC 1566 and NGC 6744), there was a stellar dispersion velocity decrease toward the nuclei, possibly due to the presence of massive young stars. The featureless continuum emission of the Seyfert galaxy NGC 1566 was, for the rst time, isolated and studied. It was found that its spectral index is equal to 1.7. A sample of four galaxies is not conclusive and it is necessary to enlarge this sample to a better global understanding of the nuclei of galaxies with the same morphological type of the Milky Way.