Submitted by João Arthur Martins (joao.arthur@ufpe.br) on 2015-03-12T19:16:13Z No. of bitstreams: 2 Tese Pablo Sampaio.pdf: 2463452 bytes, checksum: bb5fd973dbaf08d806cb0167b8eadd4c (MD5) license_rdf: 1232 bytes, checksum: 66e71c371cc565284e70f40736c94386 (MD5) / Made available in DSpace on 2015-03-12T19:16:13Z (GMT). No. of bitstreams: 2 Tese Pablo Sampaio.pdf: 2463452 bytes, checksum: bb5fd973dbaf08d806cb0167b8eadd4c (MD5) license_rdf: 1232 bytes, checksum: 66e71c371cc565284e70f40736c94386 (MD5) Previous issue date: 2013-03-06 / Nos últimos anos, houve um aumento singificativo do interesse por Problemas de Patrulha Multiagente (MAP). No entanto, existem algumas barreiras que impedem o amadurecimento das pesquisas. A principal barreira é a falta de consenso sobre a definição padrão desse problema, o que torna os resultados de trabalhos diferentes incomparáveis em diversos níveis. Por isso, propomos uma formulação chamada de Patrulha Temporal Multiagente (MATP), que unifica muitas das formulações de MAP que assumem conhecimento do mundo mais restrito. Com base na MATP, fazemos uma análise teórica profunda de medidas de desempenho antigas e novas e de como elas se relacionam com certos requisitos de desempenho. Também propomos uma Taxonomia da MATP que separa casos da MATP que são significativamente diferentes entre si. Essa taxonomia também foi usada para criar um mapeamento dos casos mais e menos estudados, servindo como guia para as próximas pesquisas. Também propomos uma nova família de estratégias para MATP, chamadas de estratégias gravitacionais, inspiradas na lei de gravitação da Física. Por fim, propomos um benchmark baseado na MATP, que foi usado para comparar as novas estratégias com outras estratégias relevantes da literatura.

Orientador: Jose Inacio Cotrim Vasconcellos / Dissertação (mestrado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Fisica Gleb Wataghin / Made available in DSpace on 2018-07-16T22:42:32Z (GMT). No. of bitstreams: 1 PintoNeto_Antonio_M.pdf: 5602349 bytes, checksum: e06bcb4f68c7ebb86471388ab93a1d06 (MD5) Previous issue date: 1987 / Resumo: Apresentamos neste trabalho, um novo modelo teórico para Núcleos Ativos de Galáxias que descreve o espectro contínuo de partículas de massas de repouso nulas (fótons, neutrinos e grávitons) no intervalo de freqüências desde o rádio até raios g. O modelo consiste em um gás de buracos negros em interação com um campo gravitacional de fundo. Os modelos anteriormente proposto para os Núcleos Ativos de Galáxias, sejam aqueles que admitem um buraco negro super-massivo no centro da galáxia (modelos de Lynden-Bell e Hills), seja o modelo de um gás ideal de buracos negros na ausência de campos gravitacionais de fundo (HGBN) proposto por Vasconcellos Guerra são também expostos. Toda a fundamentação teórica baseada na Teoria Geral da Relatividade de Einstein para a definição e estudo das propriedades das singularidades (buracos negros), sejam como um dos possíveis estados terminais da evolução estelar, sejam na forma de buracos negros primordiais são também apresentados / Abstract: Not informed. / Mestrado / Física / Mestre em Física

Apresentamos neste trabalho um método desenvolvido com o objetivo de analisar os dados do detector de ondas gravitacinais Mario Schenberg, considerando este como uma rede de seis detectores tipo barra, cada qual acoplado a um transdutor. Baseando-se neste novo ponto de vista , calculamos a função de transferência de um modelo que prevê um único transdutor acoplado à suoperfície esférica. Desta forma, comparando o espectro dos dados de cada transdutor e comparando com a função de transferência cauculada neste trabalho, pudemos estimar qual a massa efetiva da barra equivalente sentida por cada um dos transdutores. Com base na mesma idéia, construímos um filtro de correlação (Matched Filter) , que nos permitiu identificar um determinado sinal gravitacional nos dados de saída de cada um dos transdutores de forma independente. Além disso construímos um código computacional para determinar a direção da onda gravitacional incidente, utilizando um método proposto para uma rede de 5 detectores tipo barra. Os resultados obtidos mostram que a precisão na determinação da direção da onda esta intimamente ligada com a relação sinal-ruído dos dados. Concluímos que este é um método promissor, pois nos permite analisar os dados e obter candidatos a onda gravitacional com um único transdutor, foto importante devido ao foto de se colocar todos os seis tansdutores em funcionamento simultâneo. E, caso tenhamos cinco transdutores em funcionamento, com o auxílio do filtro de correlação, podemos resolver o problema inverso.

O presente trabalho foi desenvolvido na busca pela detecção de sinais de ondas gravitacionais monocromáticos utilizando dados do detector ALLEGRO. Fizemos dois procedimentos para análise de dados baseados no método do periodograma de Welch, o qual é um método para detecção de sinais monocromáticos imersos em ruídos. Este método basicamente faz estimativas do espectro de potências utilizando médias dos periodogramas. Dessa forma é possível obter um espectro de potências o qual reforça a presença de picos devidos a sinais monocromáticos. Os dois procedimentos para análise dos dados dos anos 1997 e 1999, focaram em monitorar um pico que aparece na densidade espectral do detector ALLEGRO, chamado de "pico misterioso" (próximo a 887,5 Hz). Procuramos por variações na frequência do pico misterioso que concordassem com a variação devida ao efeito Doppler. Na primeira análise utilizamos os desvios Doppler diário e anual. Para a segunda análise, buscamos somente pela variação do desvio Doppler anual. Aplicamos o periodograma de Welch em ambas análises para os dados crus do detector em busca de um sinal real de onda gravitacional (O.G.), mas somente na segunda análise encontramos alguns picos que podem ser candidatos a radiação gravitacional. Com objetivo de testar o método utilizado nas duas análises, simulamos um sinal de onda gravitacional com modulação Doppler, injetamos nos dados do detector ALLEGRO e recuperamos o sinal artificial com os dois procedimentos para análise dos dados. Portanto, concluímos que ambos os procedimentos são eficientes na procura por sinais monocromáticos.

O objetivo deste trabalho foi determinar a massa do aglomerado de galáxias RXC J1504-0248, localizado em z = 0.215, através da análise de lentes fracas, e comparar os resultados com aqueles obtidos em trabalhos anteriores através da análise de raios-X. Imagens do aglomerado foram obtidos nas bandas r\', g\' e i\' com o detector GMOS do telescópio Gemini Sul. A partir dessas imagens, contruímos um catálogo de objetos no campo usando o software Sextractor (SE) (Bertin e Arnouts, 1996). Este software também foi utilizado para classificá-los como galáxias ou estrelas. Foram identificadas 172 galáxias neste campo, que também foram detectadas no Data Release 7 do Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Estas galáxias foram então usadas para obter uma calibração fotométrica das imagens, comparando as magnitudes instrumentais e do SDSS nas mesmas bandas. Após a calibração fotométrica, e através da comparação com imagens do CFHTLS obtidas em cores semelhantes, as galáxias foram classificadas como membros de cluster, foreground ou background, a partir de sua posição nos diagramas cor-cor e cor-magnitude. A reconstrução da massa do aglomerado através da análise de lentes gravitacionais foi realizada em duas etapas. Na primeira, foi utilizado o software IM2SHAPE, desenvolvido por Bridle et al. (1998), que modela os objetos, adicionando até três gaussianas, cada uma definida por seis parâmetros: as coordenadas do centro do objeto, x0 e y0, a elipticidade e, o ângulo de posição , o produto dos semi-eixos maior e menor ab, e a amplitude A. Inicialmente, o programa foi executado apenas para as estrelas do campo, com o objetivo de se obter uma estimativa da distribuição da PSF. A estimativa foi então utilizado como entrada para a análise das galáxias. Na segunda etapa, para estimar a massa do aglomerado foi utilizado o programa LENSENT, desenvolvido por Marshall et al. (2002), cujos parâmetros de entrada são a elipticidade das galáxias de fundo e seus erros. Na técnica de lentes gravitacionais fracas, a dependência radial da deformação das galáxias de fundo permite determinar o perfil de massa do aglomerado. Para estimar a massa, ajustamos um perfil de uma Esfera Isotérmica Singular (SIS, na sigla em inglês), e determinamos o valor da massa dentro de um raio de 3Mpc, 1.3 ± 0.6 x 10¹ Msol. O resultado é consistente com o obtido por Bohringer et al., 2005, 1.7 x 10¹ Msol, através da análise em raios-X. Comparando o mapa de distribuição de luminosidade e da emissão de raios-X concluímos que eles são muito semelhantes à distribuição superficial de massa, resultado que indica equilíbrio. / In this work we studied the galaxy cluster RXC J1504-0248, at z=0.215, from images in the bands r\', g\' and i\' obtained with Gemini South telescope. The photometric calibration was performed by comparison with field objects identified in the Sloan Digital Sky Survey (SDSS). From the analysis of color-color and color-magnitude diagrams, galaxies in the field were then divided into cluster members, background and foreground objects. We determined the PSF using the IM2SHAPE program \\cite{Bridle98}. These results enabled us to obtain the cluster projected mass distribution through a weak lensing analysis performed with the LENSENT program \\cite{Marshall02}. We also shown that the cluster luminosity distribution and the X-ray emission are consistent with the mass map. Using a SIS model, we estimated the mass of the cluster, obtaining 1.3 x 10¹ Msun, consistent with the mass obtained in a previous X-ray analysis, 1.7 x 10¹ Msun, by \\cite{Bohringer05}.

Orientadores: Cecilia Bertoni Martha Hadler Chirenti, Ernesto Kemp / Tese (doutorado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Física Gleb Wataghin / Made available in DSpace on 2018-09-03T00:23:17Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Souza_GibranHenriqueDe_D.pdf: 9537099 bytes, checksum: 8b4790f32975067863cff845c7c37170 (MD5) Previous issue date: 2017 / Resumo: No presente trabalho focamos na descrição das oscilações da crosta de estrelas de nêutrons que apresentam um campo magnético poloidal com uma componente toroidal, onde utilizamos de oito equações de estado para descrever a matéria constituinte destas estrelas de nêutrons. Para isso apresentamos todo o formalismo matemático para descrever a estrutura interna, rotação, campo magnético e perturbações no fluido necessário para a apresentação dos resultados obtidos. Paralelo a isso efetuamos a extensão dos resultados obtidos na dissertação de mestrado, onde foi apresentado o cálculo das características das ondas gravitacionais do modo-f, como frequência de oscilação e tempo de decaimento. Aqui estendemos os resultados anteriormente obtidos com a inclusão de novas equações de estado e o teste da validade das chamadas relações universais / Abstract: In the present work we focus on the description of the crustal oscillations of neutron stars that present a poloidal magnetic field with a toroidal component, where we use eight equations of state to describe the constituent matter of these neutron stars. For this, we developed all the mathematical formalism to describe the internal structure, rotation, magnetic field and perturbations in the fluid necessary for the presentation of the obtained results. Parallel to this, we extended the results obtained in the student's master dissertation, where the calculation of the characteristics of the f-mode gravitational waves was presented, such as oscillation frequency and decay time. Here we extend the previously obtained results with the inclusion of new state equations and the test of the validity of the so-called universal relations / Doutorado / Física / Doutor em Ciências / 140838/2013-9 / CNPQ

In the present monograph we study in detail the primordial gravitational waves in cosmologies with a decaying vacuum. The decaying vacuum models are an alternative to solve the cosmological constant problem attributing a dynamic to the vacuum energy. The problem of primordial gravitational waves is discussed in the framework of an expanding, flat, spatially homogeneous and isotropic FLRW Universe described by General Relativity theory with decaying vacuum energy density of the type $\\Lambda \\equiv \\Lambda(H)$. Two particular interesting limits of a class of decaying vacuum models were investigated. A first-order tensor perturbation term was introduced to the FLRW metric, the evolution equation of the perturbations was derived and then expressed in terms of a Fourier expansion, the time-dependent part decouples from the spatial part. The resulting equation has the form of a damped harmonic oscillator which depends on the scale factor, which carries all the cosmological and decaying vacuum characteristics. In the first model studied, the decaying vacuum has the form $\\Lambda \\propto H^2$. The gravitational wave equation is established and its time-dependent part has analytically been solved for different epochs in the case of a flat geometry. The main result is unlike the standard $\\Lambda$CDM cosmology (no interacting vacuum): in this model there is gravitational wave amplification during the radiation era, which in quantum field theory means graviton production. This difference is a clear signature of the decaying vacuum models which a eventual observation could give empirical clues about it. However, high frequency modes are damped out even faster than in the standard cosmology, both in the radiation and matter-vacuum dominated epoch. The physical gravitational wave quantities like the modulus of the mode function, power and gravitational wave energy density spectra generated at different cosmological eras are also explicitly evaluated. The second model studied is a decaying vacuum of the form $\\Lambda \\propto H^3$. This model drives a nonsingular flat cosmology which is termed complete in the sense that the cosmic evolution occurs between two extreme de Sitter stages. The particularity which makes interesting this model is that the transition from the early de Sitter era to the radiation phase is smooth avoiding the graceful exit problem. The gravitational wave equation is derived and its time-dependent part numerically integrated in a relevant period previously delimited. The gravitational wave solutions for the other eras were calculates analytically. Today\'s gravitational wave spectra were calculated and compared with the standard result where an abrupt transition is assumed. It is found that the stochastic background of gravitational waves is very similar to the one predicted by the cosmic concordance model plus inflation except for the higher frequencies. / Na presente monografia foi estudado em detalhe as ondas gravitacionais primordiais em cosmologias com decaimento do vácuo. Os modelos de decaimento do vácuo são uma alternativa para resolver o problema da constante cosmológica atribuindo uma dinâmica à energia do vácuo. O problema de ondas gravitacionais primordiais é discutida no âmbito de um Universo FLRW em expansão, plano, espacialmente homogêneo e isotrópico descrito pela teoria da Relatividade Geral com decaimento da densidade de energia do vácuo do tipo $\\Lambda \\equiv \\Lambda(H)$. Dois limites particularmente interessantes de uma classe de modelos de decaimento do vácuo foram trabalhados. Um termo tensorial perturbativo a primeira ordem foi introduzido na métrica de FLRW, a equação de evolução das perturbações foi derivada e depois expressada em termos de uma expansão de Fourier, a parte dependente do tempo desacopla-se da parte espacial. A equação resultante tem a forma de um oscilador harmônico amortecido que depende do fator de escala que carrega todas as características cosmológicos e do decaimento do vácuo. No primeiro modelo estudado, o decaimento do vácuo tem a forma $\\Lambda \\propto H^2$. A equação da onda gravitacional é estabelecida e a sua parte dependente do tempo foi resolvida analiticamente para diferentes épocas no caso de uma geometria plana. O resultado principal é que a diferença da cosmologia $\\Lambda$CDM padrão (sem decaimento do vácuo), neste modelo ocorre amplificação de ondas gravitacionais durante a era de radiação, que em mecânica quântica significa produção gráviton. Esta diferença é uma assinatura clara dos modelos de decaimento do vácuo que uma eventual observação poderia dar pistas empíricas sobre o assunto. No entanto, os modos de alta frequência são amortecidos ainda mais rápido do que na cosmologia padrão, tanto na era da radiação e da matéria-vácuo. As quantidades físicas das ondas gravitacionais, como o módulo da função de modos, espectros de potência e de densidade de energia de onda gravitacional geradas em diferentes eras cosmológicas também foram avaliadas explicitamente. O segundo modelo estudado é um decaimento do vácuo da forma $\\Lambda \\propto H^3$. Este modelo leva uma cosmologia plana não singular que é denominado completo no sentido de que a evolução cósmica ocorre entre duas eras de Sitter extremas. A particularidade que torna interessante este modelo é que a transição do início da era de Sitter era para a fase da radiação é suave evitando o graceful exit problem. A equação gravitacional é derivada e sua parte dependente do tempo foi integrada numericamente num período relevante previamente delimitado, as soluções das ondas gravitacionais para as outras eras foram calculadas analiticamente. Os espectros de hoje das ondas gravitacionais foram calculados e comparados com os cálculos padrão onde é assumida uma transição abrupta. Verificou-se que o fundo estocástico de ondas gravitacionais é muito semelhante ao previsto pelo modelo de concordância cósmica mais a inflação, exceto para as frequências mais altas.

A crescente evidência de que a maior parte das galáxias hospedam buracos negros supermassivos (SMBHs) em seu centro e a aceitação geral de um paradigma hierárquico de formação galáctica indica que galáxias e SMBHs devem ter evoluído concorrentemente. Este cenário tem levado a uma intensa busca por subprodutos desta evolução, entre eles o recuo gravitacional, um fenômeno que ocorre durante a fusão de SMBHs, e que pode gerar uma explosão observável de ondas gravitacionais, com a subsequente expulsão de um dos SMBHs do centro galáctico. Um dos candidatos mais interessantes apresentando a \assinatura" de um recuo gravitacional é o rádio-quasar J133658.3-295105, um objeto a distância de NGC 5236 que aparece projetado sobre o corpo desta galáxia em um sugestivo alinhamento com outras fontes de rádio e o núcleo óptico da galáxia, que também aparece deslocado em relação ao centro cinemático de NGC 5236. Neste trabalho nós estudamos as circunstâncias no qual o rádio-quasar teria sido ejetado da região central de NGC 5236. Nós analisamos diferentes tipos de colisões de SMBHs binários e triplos por meio de simulações numéricas usando uma aproximação Pós-Newtoniana de ordem 7=2 (~1=c7). Para isso, nós desenvolvemos um código de Ncorpos especialmente construído para integrar numericamente as equações de movimento Pós-Newtonianas. Experimentos numéricos demonstram que o código é robusto o suficiente para tratar praticamente qualquer razão de massas entre partículas. Nós mostramos que, dentro da atual aproximação Pós-Newtoniana, o cenário com três SMBHs _e o mais adequado para explicar a ejeção de J133658.3-295105 e, simultaneamente, provocar o deslocamento do núcleo óptico de NGC 5236. Nossos modelos mostram que o deslocamento do núcleo óptico pode estender-se por uma distância radial de ~ 30 - 200 pc sobre uma escala de tempo de ~ _107 anos, em razoável acordo com o valor observado em NGC 5236 (~ 60 pc). Nós mostramos também que o deslocamento do núcleo óptico só pode ser explicado em um cenário de recuo gravitacional se a velocidade de recuo do SMBH for até cerca de ~ 1:5 vezes a dispersão de velocidades das estrelas no centro da galáxia. Os diferentes conjuntos de simulações permite-nos ainda distinguir entre dois tipos de recuo gravitacional em sistemas com SMBHs triplos, o primeiro ocorrendo por uma troca energética entre um dos SMBHs e a binária recém formada durante interação com os outros dois SMBHs, e o segundo ocorrendo por consequência da emissão anisotrópica de ondas gravitacionais durante a coalescência dos SMBHs. Nossas simulações mostram que o primeiro tipo de recuo gravitacional deve ocorrer muito antes que o par de SMBHs mais fortemente ligado possa atingir o regime de radiação. As limitações do nosso modelo, contudo, não permite-nos afirmar qual deles ocorreu em NGC 5236, embora o primeiro seja mais provável. / The growing evidence that most galaxies host supermassive black holes (SMBHs) at its center, and general acceptance of a paradigm of hierarchical galaxy formation states that galaxies and SMBHs must have evolved concurrently. This scenario has led to an intense search by-products of this evolution, including the gravitational recoil, a phenomenon that occurs during the merger of SMBHs, which can generate an observable outburst of gravitational waves and the subsequent expulsion of one of the SMBHs of galaxy center. One of the most interesting candidates showing the \signature" of a gravitational recoil is the radio-quasar J133658.3-295105, an object at distance of NGC 5236 that appears projected onto the body of this galaxy in a suggestive alignment with other sources of radio and optical nucleus of galaxy, which also appears displaced from the kinematic center of NGC 5236. In this work we study the circumstances in which the radio-quasar would have been ejected from the central region of NGC 5236. We analyze di erent types of collisions of binary and triple SMBHs by numerical simulations using a Post-Newtonian approximation of order 7=2 ( ~1/c7). For this, we developed a N-body code specially built for numerically integrate the Post-Newtonian equations of motion. Numerical experiments show that the code is robust enough to handle virtually any mass ratio between particles. We show that within the current Post-Newtonian approximation, the scenario with three SMBHs is best suited to explain the ejection of J133658.3-295105, while causing the displacement of the optical nucleus of NGC 5236. Our models show that the displacement of the optical nucleus can extend over a radial distance of ~ 30 - 200 pc on a timescale of ~ 2x107 years, in reasonable agreement with the observed value in NGC 5236 ( 60 pc). We also show that the displacement of the optical nucleus can only be explained in a scenario of gravitational recoil if the velocity of recoil of the SMBH is up to about 1:5 times the velocity dispersion of stars in the galactic center. The di erent sets of simulations allows us to distinguish between two types of gravitational recoil on systems with SMBHs triple, the rst occurring by an energy exchange between one of the SMBHs and the newly formed binary during interaction with the other two SMBHs, and the second occurring as a consequence the anisotropic emission of gravitational waves during the coalescence of SMBHs. Our simulations show that the rst type of gravitational recoil should occur long before the pair of SMBHs more tightly bound to achieve the regime of radiation. The limitations of our model, however, does not allow us to say which of them occurred in NGC 5236, although the former is more likely.

Submitted by Everaldo Pereira (pereira.evera@gmail.com) on 2017-02-21T01:23:16Z No. of bitstreams: 1 MOREIRA F. S., 2015 - Dissertação de Mestrado UFBA.pdf: 9647342 bytes, checksum: 619e9198a62bd63db40532944fa6ca2f (MD5) / Made available in DSpace on 2017-02-21T01:23:16Z (GMT). No. of bitstreams: 1 MOREIRA F. S., 2015 - Dissertação de Mestrado UFBA.pdf: 9647342 bytes, checksum: 619e9198a62bd63db40532944fa6ca2f (MD5) / A Bacia do Recôncavo consiste em um rifte intracontinental com forma de meiográben, composto por uma fase pré-rifte, rifte e pós-rifte. Os conceitos de estratigrafia de sequencias aplicada à bacias do tipo rifte foi utilizado na análise da fase rifte, onde foram identificados três tratos tectônicos, sendo eles o “trato tectônico de início de rifte”, “desenvolvimento de rifte” e “final de rifte”. Os depósitos lacustres desta bacia encontram-se predominantemente no “trato tectônico de desenvolvimento de rifte” e são compostos por lamitos lacustres e fluxos gravitacionais, focos deste estudo. Através de descrição de afloramentos foram identificadas 13 fácies sedimentares, provenientes de processos de correntes de turbidez, fluxos laminares coesivos e não coesivos e decantação. Essas fácies foram organizadas em quatro Associações de Fácies, sendo elas: (I) Slides – corpos pouco deformados por deslizamento de frentes deltaicas e depósitos foreshore/shoreface; (II) Debritos Arenosos – corpos altamente deformados por escorregamentos e descargas deltaicas com concentrações de sedimento maior que 20% do volume; (III) Turbiditos – correntes de turbidez provenientes da diminuição da concentração dos debritos arenosos ou por turbiditos do tipo “quasy-steady” e; (IV) Background Lacustre – sedimentação lacustre por decantação ou por correntes de turbidez dos tipos “surge” e “surge-like”. Os padrões observados nos perfis de raios gama dos afloramentos foram correlacionados com os perfis de 31 poços, originando mapas estratigráficos de distribuição das Associações de Fácies através de três subfases do “trato tectônico de desenvolvimento de rifte” e da parte basal do “trato tectônico de final de rifte”. A identificação da “superfície de início de desenvolvimento de rifte” e a “superfície de máximo rifteamento”, que limitam o trato de desenvolvimento na base e no topo, respectivamente, indicou que a espessura deste trato aumenta no sentido SE e NE da área de estudo. O comportamento das estruturas, superfícies e espessuras identificadas nos poços foram corroborados através dos mapas provenientes das interpretações sísmicas, que se mostraram complementares nas interpretações devido a regiões sem dados de poços ou sem linhas sísmicas. A partir dos mapas estratigráficos foi identificada uma fase inicial com um lago restrito à região leste da área estudada e onde ocorreram as maiores taxas de subsidência durante o início do desenvolvimento do rifte. Em seguida ocorre a expansão do lago, com a maior distribuição e espessuras dos fluxos gravitacionais de sedimentos e padrão retrogradacional dos lamitos lacustres. Já na fase final ocorre a diminuição do volume dos fluxos gravitacionais devido ao distanciamento das áreas fontes e o máximo de expansão do sistema lacustre, o qual é preenchido posteriormente pelos depósitos do “trato de final de rifte”. O aporte sedimentar tem fonte a norte-noroeste, nordeste e secundariamente leste, tendo a atividade tectônica, o excesso de sedimentos das frentes deltaicas e descargas fluviais de tempestades como principal “gatilho” para os fluxos. Os depósitos turbidíticos ocorreram constantemente durante todos os estágios lacustres, evidenciando que esses não estão relacionados somente a depósitos distais, podendo ocorrer em regiões proximais onde a concentração de sedimento por volume é baixa o suficiente para gerar turbulência no fluxo, menor que 20%. / ABSTRACT - The Reconcavo Basin consists of a intracontinental rift shaped as a half-graben, consisting of a pre-rift, rift and post-rift stages. The concepts of sequences stratigrapy applied to rift basins was used in the analysis of the rift phase, where three tectonic tracts were identified, the "tectonic tract of rift initiation", "rift development" and " rift final". The lacustrine deposits of this basin are predominantly at the "tectonic tract of rift development" and consist of lacustrine mudstones and sediment gravitational flows, focuses of this study. Through outcrops Description 13 sedimentary facies were identified, from turbidity currents processes, cohesive and non-cohesive laminar flow and suspension fallout. These facies were organized into four facies associations, namely: (I) Slides - bodies low grade deformed by sliding of deltaic fronts deposits and foreshore / shoreface; (II) Sandy Debrites - highly deformed by slip bodies and deltaic sediment discharges with concentrations greater than 20% by volume; (III) turbidites - turbidity currents from decreased concentration of sandy debritess or turbidites of type "quasy-steady" and; (IV) Lacustrine Background - lacustrine sediment by suspension fallout or by "surge" and "surge-like" turbidity currents. The patterns observed in the gamma ray logs from the outcrops were correlated to 31 well logs, resulting in stratigraphic maps of distribution of facies associations through three sub-phases of the "tectonic tract of rift development" and the basal part of the "tectonic tract end of the rift". The identification of the "surface of rift initiation development" and "surface maximum rifting" that limit the development tectonic tract at the base and top, respectively, indicated that the thickness of this tract increases to SE and NE direction at the study area. The behavior of structures, surfaces and thicknesses identified in the wells were corroborated by the maps from seismic interpretations, which proved complementary interpretations due to regions without well data or without seismic lines. From the stratigraphic maps an initial phase was identified with a small lake in the eastern region of the study area occurred and where the highest rates of subsidence during the early development of the rift. Then the lake expansion occurs, with the larger distribution and thicknesses of gravitational flows retrogradational pattern of lake sediments and mudstone. In the final stage is decreasing volume flow due to the gravitational distance of the source areas and the maximum expansion of the lake system, which is filled by deposits of the "tectonic tract od rift final." The sand supply source has the north-northwest, northeast and east secondarily, with the tectonic activity, excess sediments of deltaic fronts and river discharges storms as the main "trigger" for the flows. The turbidites deposits occurred continuously during all stages lake, showing that these are not only related to distal deposits can occur in proximal regions where the volume of sediment concentration is low enough to generate turbulence in the flow, less than 20%.

Neste trabalho investigamos a propagação de ondas gravitacionais em dois modelos cosmológicos não-estacionários, ambos pertencentes `a classe de Friedmann-Robertson-Walker (FRW): o Universo de Einstein-Maxwell, cuja fonte da geometria é o campo eletromagnético descrito pela eletrodinâmica de Maxwell, e um universo não-singular com ricochete (bounce) cuja fonte da geometria é o campo eletromagnético descrito por uma generalização não-linear da eletrodinâmica de Maxwell. Trabalhamos com uma formulação de perturbações cosmológicas explicitamente invariante de calibre e analisamos a estrutura do espaço de fases do sistema dinâmico que descreve a evolução das perturbações tensoriais. Esta análise mostrou que ondas gravitacionais geradas próximo `a singularidade inicial ou ao ricochete devem exibir um comportamento qualitativamente diferente. / In this work we investigate the gravitational wave propagation on two non-stationary cosmological models belonging to the Friedmann-Robertson-Walker (FRW) class: the Einstein- Maxwell Universe, which has the electromagnetic field described by Maxwell’s electrodynamics as the source of its geometry, and a non-singular bouncing universe which has the electromagnetic field described by a non-linear generalization of Maxwell’s electrodynamics as the source of its geometry. We work with an explicitly gauge invariant formulation of cosmological perturbations and analyze the phase space structure of the dynamical system that describes the evolution of tensorial perturbations. This analysis showed that gravitational waves generated near the initial singularity or the bounce must exhibit a qualitatively different behavior.