Um novo sistema de bobinas de Mirnov (SCBM), composto de 24 bobinas magnéticas (assim como toda a eletrônica associada ao tratamento dos sinais), foi construído, instalado e colocado em operação para o estudo das instabilidades MHD no plasma do tokamak TCABR. Deste conjunto de bobinas, 22 delas foram instaladas ao redor de uma secão poloidal e, as outras duas, em diferentes posições toroidais, todas no interior da câmara de vácuo do TCABR. O posicionamento assimétrico destas, na direção poloidal, foi feito de forma a corrigir os efeitos produzidos pela toroidicidade do tokamak. Além disso, para a análise dos modos MHD presentes ao longo das descargas de plasma, é proposto um modelo físico simplificado que tem em conta, basicamente, o efeito da superposição de ondas em todas as bobinas magnéticas do sistema. A partir da modulação, das amplitudeds e da defasagem angular obtida entre os sinais experimentais do SCBM, são realizadas simulações para se determinar a intensidade dos modos e a composição do espectro MHD nas descargas de plasma TCABR. Também, foi contrtuído e instalado no interior da câmara de vácuo do tokamak TCABR um Limitador Ergódico Magnético (LEM), para investigar o efeito da atuação de campos magnéticos perturbativos no plasma. A geometria utilizada para o posicionamento dos segmentos condutores, foi escolhida de forma que as perturbações magnéticas geradas pelo LEM atuem, principalmente, na região ao redor da superfície magnéticas q=3. De fato, realizando-se medidas do campo magnético radial gerado pelo LEM, para se investigar a dependência dos campos de perturbação produzidos em função das coordenadas, r, 'teta' e 'fi' do tokamak, foi obtido que o modo m=3 é dominante representando 53% do espectro MHD. As espiras do LEM foram contruídas para serem alimentadas com correntes de até 3 kA, durante um intervalo de tempo de 50 ms, utilizando-se uma fonte de potência que também foi construída para este trabalho. Esta fonte é composta, basicamente, de um banco de 220 capacitores eletrolíticos (C = 0,63 F), todos ligados em paralelo, e de 5 indutores (4 deles com L = 2,5 mH e um com L = 4 mH). Os efeitos produzidos pela atuação do LEM no plasma, parte principal deste trabalho, foram investigados utilizando-se os vários diagnósticos disponíveis na bolometria, o sistema de bobinas de Mirnov, a sonda eletrostática e os detetores de emissão ECE, de 'H-alfa', de raios-X de baixas energias, etc. Como resultado desta investigação foram observadas, entre outras coisas, mudanças no comportamento magnetohidrodinâmico do plasma, que resultaram em uma atenuação ou crescimento da atividade MHD, como pode ser constatado através das oscilações de Mirnov. De forma geral, para correntes acima de 1,5 kA nas espiras do LEM, foram observadas ocorrências de disrupturas maiores em 46% das descargas de plasma. Na maioria destes casos, foi observado um aumento significativo da densidade eletrônica (até valores próximos do 'limite de alta densidade' do TCABR) quanto se constata um forte crescimento do modo m=2 (com até 64% do espectro MHD), indicando ser este modo o principal responsável pela ocorrência destas instabilidades. É importante mencionar que em alguns casos, também foram observadas a ocorrência de instabilidades 'dentes-de-serra' nos sinais dos detetores de emissão de raios-X moles, quando se aplicava uma corrente relativamente alta no LEM. Em alguns casos escolhidos para análise, o valor do parâmetro de superposição entre as ilhas magnéticas m=2 e m=3, mostraram um aumento gradual (desde valores S(2-3) = 0,5) ao se aproximar o instante de ocorrência da disruptura maior, quando se atingem valores de S(2-3) = 1,2. Em vários destes casos, também foram observadas ocorrências de disrupturas menores que precedem as maiores. Ainda nesta situação, foi observado que os modos m=2 e m=3 são os mais intensos no plasma, com intensidades semelhantes (40% e 35%, respectivamente). Nestas descargas, foi constatado que o valor do parâmetro de superposição entre ilhas também aumenta significativamente, alcançando valores em torno de S(2-3) = 1,1 instantes antes da disruptura menor acontecer. Finalmente, também foi observado um aumento significativo da emissão de raios-X moles e da potência total irradiada pelo plasma, mesmo depois destes sinais serem corrigidos em relação ao aumento da densidade eletrônica, o que indica um possível aumento da temperatura do plasma e/ou mudança de seu perfil radial. Estas foram também as indicações obtidas das medidas de emissão de radiação eletrociclotrônica.

Um novo sistema de bobinas de Mirnov (SCBM), composto de 24 bobinas magnéticas (assim como toda a eletrônica associada ao tratamento dos sinais), foi construído, instalado e colocado em operação para o estudo das instabilidades MHD no plasma do tokamak TCABR. Deste conjunto de bobinas, 22 delas foram instaladas ao redor de uma secão poloidal e, as outras duas, em diferentes posições toroidais, todas no interior da câmara de vácuo do TCABR. O posicionamento assimétrico destas, na direção poloidal, foi feito de forma a corrigir os efeitos produzidos pela toroidicidade do tokamak. Além disso, para a análise dos modos MHD presentes ao longo das descargas de plasma, é proposto um modelo físico simplificado que tem em conta, basicamente, o efeito da superposição de ondas em todas as bobinas magnéticas do sistema. A partir da modulação, das amplitudeds e da defasagem angular obtida entre os sinais experimentais do SCBM, são realizadas simulações para se determinar a intensidade dos modos e a composição do espectro MHD nas descargas de plasma TCABR. Também, foi contrtuído e instalado no interior da câmara de vácuo do tokamak TCABR um Limitador Ergódico Magnético (LEM), para investigar o efeito da atuação de campos magnéticos perturbativos no plasma. A geometria utilizada para o posicionamento dos segmentos condutores, foi escolhida de forma que as perturbações magnéticas geradas pelo LEM atuem, principalmente, na região ao redor da superfície magnéticas q=3. De fato, realizando-se medidas do campo magnético radial gerado pelo LEM, para se investigar a dependência dos campos de perturbação produzidos em função das coordenadas, r, 'teta' e 'fi' do tokamak, foi obtido que o modo m=3 é dominante representando 53% do espectro MHD. As espiras do LEM foram contruídas para serem alimentadas com correntes de até 3 kA, durante um intervalo de tempo de 50 ms, utilizando-se uma fonte de potência que também foi construída para este trabalho. Esta fonte é composta, basicamente, de um banco de 220 capacitores eletrolíticos (C = 0,63 F), todos ligados em paralelo, e de 5 indutores (4 deles com L = 2,5 mH e um com L = 4 mH). Os efeitos produzidos pela atuação do LEM no plasma, parte principal deste trabalho, foram investigados utilizando-se os vários diagnósticos disponíveis na bolometria, o sistema de bobinas de Mirnov, a sonda eletrostática e os detetores de emissão ECE, de 'H-alfa', de raios-X de baixas energias, etc. Como resultado desta investigação foram observadas, entre outras coisas, mudanças no comportamento magnetohidrodinâmico do plasma, que resultaram em uma atenuação ou crescimento da atividade MHD, como pode ser constatado através das oscilações de Mirnov. De forma geral, para correntes acima de 1,5 kA nas espiras do LEM, foram observadas ocorrências de disrupturas maiores em 46% das descargas de plasma. Na maioria destes casos, foi observado um aumento significativo da densidade eletrônica (até valores próximos do 'limite de alta densidade' do TCABR) quanto se constata um forte crescimento do modo m=2 (com até 64% do espectro MHD), indicando ser este modo o principal responsável pela ocorrência destas instabilidades. É importante mencionar que em alguns casos, também foram observadas a ocorrência de instabilidades 'dentes-de-serra' nos sinais dos detetores de emissão de raios-X moles, quando se aplicava uma corrente relativamente alta no LEM. Em alguns casos escolhidos para análise, o valor do parâmetro de superposição entre as ilhas magnéticas m=2 e m=3, mostraram um aumento gradual (desde valores S(2-3) = 0,5) ao se aproximar o instante de ocorrência da disruptura maior, quando se atingem valores de S(2-3) = 1,2. Em vários destes casos, também foram observadas ocorrências de disrupturas menores que precedem as maiores. Ainda nesta situação, foi observado que os modos m=2 e m=3 são os mais intensos no plasma, com intensidades semelhantes (40% e 35%, respectivamente). Nestas descargas, foi constatado que o valor do parâmetro de superposição entre ilhas também aumenta significativamente, alcançando valores em torno de S(2-3) = 1,1 instantes antes da disruptura menor acontecer. Finalmente, também foi observado um aumento significativo da emissão de raios-X moles e da potência total irradiada pelo plasma, mesmo depois destes sinais serem corrigidos em relação ao aumento da densidade eletrônica, o que indica um possível aumento da temperatura do plasma e/ou mudança de seu perfil radial. Estas foram também as indicações obtidas das medidas de emissão de radiação eletrociclotrônica.

Jatos e discos de acreção associados a objetos galácticos e extragalácticos tais como, microquasares (i.e., buracos negros de massa estelar presentes em alguns sistemas binários estelares), núcleos ativos de galáxias (NAGs) e objetos estelares jovens (OEJs), frequentemente exibem eventos de ejeção de matéria quase periódicos que podem fornecer importantes informações sobre os processos físicos que ocorrem nas suas regiões mais internas. Entre essas classes de objetos, os microquasares com emissão transiente em raios-X vêm sendo identificados em nossa Galáxia desde a última década, e tal como os NAGs e quasares distantes, alguns desses sistemas também produzem jatos colimados com velocidades aparentemente superluminais, não deixando dúvidas de que se tratam de um gás ejetado com velocidades relativísticas. Um exemplo amplamente observado em comprimentos de onda do rádio aos raios-X é o microquasar GRS 1915+105 (e.g., Dhawan et al.,2000), que foi o primeiro objeto galáctico a exibir evidências de um jato com movimento aparentemente superluminal (Mirabel e Rodríguez, 1998, 1994). Um modelo para explicar a origem dessas ejeções superluminais, bem como a emissão rádio sincrotrônica em flares não muito diferentes dos que ocorrem na coroa solar, foi desenvolvido por de Gouveia Dal Pino e Lazarian (2005), onde é invocado um processo de reconexão magnética violenta entre as linhas de campo magnético que se erguem do disco de acreção e as linhas da magnetosfera da fonte central. Em episódios de acreção onde a razão entre a pressão efetiva do disco e a pressão magnética diminui para valores menores ou da ordem de 1 e as taxas de acreção se aproximam da taxa crítica de Eddington, a reconexão pode tornar-se violenta e libera grandes quantidades de energia magnética em pouco tempo. Parte dessa energia aquece o gás, tanto da coroa quanto do disco, e parte acelera as partículas a velocidades relativísticas por um processo de Fermi de primeira ordem, pela primeira vez estudado em zonas de reconexão magnética por esses autores, produzindo um espectro sincrotrônico de lei de potência com índice espectral comparável às observações. Neste trabalho realizamos um estudo complementar, iniciado por Piovezan (2009), no qual generalizamos o modelo acima descrito para o caso dos NAGs. Nesse estudo, constatamos que a atividade de reconexão magnética na região coronal, na base de lançamento do jato, pode explicar a origem das ejeções relativísticas, dos microquasares aos NAGs de baixa luminosidade (tais como galáxias Seyfert e LINERS). A potência liberada em eventos de reconexão magnética em função das massas dos buracos negros dessas fontes, de 5 massas solares a 10^10 massas solares, obedece a uma correlação que se mantém por todo esse intervalo, abrangendo 10^9 ordens de magnitude. Essa correlação implica em uma dependência quase linear (em um diagrama log-log), aproximadamente independente das características físicas locais dos discos de acreção dessas fontes. Além do mais, ela é compatível com o chamado plano fundamental, obtido empiricamente, que correlaciona a emissão rádio e raios-X dos microquasares e NAGs às massas dos seus buracos negros (veja Merloni et al., 2003). Assim, o modelo de de Gouveia Dal Pino e Lazarian (2005), oferece uma interpretação física simples para a existência dessa correlação empírica, como devida à atividade magnética coronal nessas fontes. Já os quasares e NAGs mais luminosos não satisfazem à mesma correlação, possivelmente porque a densidade ao redor da região coronal nessas fontes é tão alta que mascara a emissão devida à atividade magnética. A emissão rádio nesses casos deve-se, possivelmente, a regiões mais externas do jato supersônico, onde ele já expandiu o suficiente para tornar-se opticamente fino e visível, e onde os elétrons relativísticos são possivelmente produzidos em choques (veja também de Gouveia Dal Pino et al., 2010a,b). Paralelamente, investigamos a formação de eventos de reconexão magnética através de simulações magnetohidrodinâmicas axissimétricas (2.5D-MHD), da interação entre o campo magnético poloidal ancorado no disco de acreção viscoso (satisfazendo ao modelo padrão de Shakura e Sunyaev, 1973) e a magnetosfera dipolar da fonte central em rotação. Para esse fim, consideramos condições iniciais semelhantes às dos OEJs. Nos testes preliminares aqui realizados, a reconexão magnética das linhas ocorre em presença de uma resistividade numérica, que não é intensa o bastante para determinar um processo de reconexão a taxas da ordem da velocidade de Alfvén, ou seja, ela é essencialmente lenta. Ainda assim, pudemos identificar alguns dos efeitos previstos pelo modelo de reconexão magnética rápida aqui estudado. Por exemplo, verificamos que a frequência e a intensidade com que eventos de reconexão magnética podem ocorrer é sensível tanto à topologia inicial do campo magnético do sistema quanto às taxas de acreção do disco (como previsto pelo modelo de de Gouveia Dal Pino e Lazarian, 2005), de modo que tais eventos ocorrem de forma mais eficiente em regimes de alta taxa de acreção. Finalmente, além da investigação sobre o desenvolvimento de eventos de reconexão magnética, pudemos também examinar a partir das simulações a formação natural de funis de acreção, os quais são colunas de acreção que conduzem gás do disco para a superfície da fonte central através das linhas do campo magnético. Os resultados desse estudo foram comparados com as observações de funis de acreção de objetos estelares jovens. / Jets and accretion disks associated with galactic and extragalactic objects such as microquasars (i.e., stellar-mass black holes occurring in some binary stellar systems), active galactic nuclei (AGNs) and young stellar objects (YSOs), often exhibit quasi-periodic ejections of matter that may offer important clues about the physical processes that occur in their inner regions. Among these classes of objects, microquasars with transient emission in X-rays have been identified in our Galaxy since the last decade and like AGNs and distant quasars, some of them also produce collimated jets with apparent superluminal speeds, leaving no doubt that we are also dealing with ejected gas with relativistic velocities. One example widely investigated from radio wavelengths to X-rays is the microquasar GRS 1915+105 (e.g., Dhawan et al.,2000), which was the first Galactic object to show evidence of a jet with apparent superluminal motion (Mirabel e Rodríguez, 1998, 1994). A model to explain the origin of the superluminal ejections and the synchrotron radio emission in flares which are not very different from those occurring in the solar corona, was developed by de Gouveia Dal Pino e Lazarian (2005), where they invoked a process of violent magnetic reconnection between the magnetic field lines that arise from the accretion disk and the lines of the magnetosphere of the central source. In accretion episodes where the ratio between the effective disk pressure and magnetic pressure decreases to values smaller than the unity and the accretion rate approaches the critical Eddington rate, the reconnection may become violent and releases large amounts of magnetic energy in a short time. Part of this energy heats the coronal and the disk gas and part accelerates particles to relativistic velocities through a first-order Fermi-like process, which was investigated for the first time in magnetic reconnection by these authors and results a synchrotron radio power-law spectrum that is compatible to the observations. In the present work we conducted a complementary study, initiated by Piovezan (2009), which generalize the model described above for the case of AGNs. We found that the activity due to magnetic reconnection in the coronal region, at the base of the launching jet, can explain the origin of relativistic ejections from microquasars to low luminous AGNs (LLAGNs, such as Seyfert galaxies and LINERs). The power released by magnetic reconnection events as a function of the black hole masses of these sources, between 5 solar mass and 10^10 solar mass, obeys a correlation that is maintained throughout this interval, spanning 10^9 orders of magnitude. This correlation implies an almost linear dependence (in a log-log diagram), which is approximately independent of the physical properties of the accretion disks of these sources. Moreover, it is compatible with the so-called fundamental plan obtained empirically, which correlates the radio and X-rays emission of microquasars and AGNs with the masses of their black holes (see Merloni et al., 2003). Thus, the model of de Gouveia Dal Pino e Lazarian (2005) provides a simple physical interpretation for the existence of this empirical correlation as due to coronal magnetic activity in these sources. More luminous AGNs and quasars do not seem to obey the same correlation, possibly because the density around the coronal region in these sources is so high that it \"masks\" the emission due to the magnetic activity. The radio emission in these cases is possibly due regions further out of the supersonic jet, where it has already expanded enough to become optically thin and visible and where the relativistic electrons are probably accelerated in shocks (see also de Gouveia Dal Pino et al., 2010a,b). In addition, we investigated the development of magnetic reconnection events through axisymmetric magnetohydrodynamic simulations (2.5D-MHD) of the interaction between the poloidal magnetic field that arises from the viscous accretion disk (which satisfies the standard model of Shakura e Sunyaev, 1973) and the dipolar magnetosphere of the rotating central source. To this aim, we considered initial conditions which are compatible to those of YSOs. In the preliminary tests conducted here, magnetic reconnection occurs in the presence of numerical resistivity only, which is not intense enough to determine a process of reconnection with rates of the order of the Alfvén speed, i.e., it is essentially slow. Nevertheless, we were able to identify some of the effects predicted by the model of fast magnetic reconnection studied here. For example, we found that the frequency and strength with which events of magnetic reconnection can occur is sensitive to both the initial topology of the magnetic field of the system and the accretion disk rates (as predicted by the model of de Gouveia Dal Pino e Lazarian, 2005), so that such events occur more efficiently under high accretion rates. Finally, besides the investigation of the development of magnetic reconnection events, we could also examine in our numerical studies the natural formation of funnel flows which are accretion columns that transport gas from the accretion disk to the surface of the central source along the magnetic field lines. The results of these studies were compared with the observations of funnel flows in young stellar objects.

Investigamos o efeito da rotação de equilíbrio nos fluxos zonais (ZF) e modos acústicos geodésicos (GAM) em tokamaks da secção circular. Estes modos, ZF e GAM, ocorrem em sistemas toroidais como uma resposta do plasma à curvatura geodésica das linhas de campo magnético e devido ao movimento de deriva do fluido ( plasma). Este movimento de deriva é causado pela resposta de partículas carregadas ao campo elétrico e magnético e, para ambas as espécies de cargas, isto é, íons positivo e elétrons, o movimento é na mesma direção. Ao fazer uso de basicamente três aproximações tokamaks de alta razão de aspecto, princípio de quase-neutralidade e baixos valores de (aproximação eletrostática) e ao perturbar as equações da magnetohidrodinâmica ideal até primeira ordem, constatamos que a rotação de equilíbrio, de fato, afeta a freqüência dos ZF e dos GAM. No equilíbrio com rotação toroidal, já investigado por W. Shaojie, os ZF se tornam instáveis e a freqüência dos GAM se altera com a rotação no caso de condutividade de calor finita; entretanto, quando a condutividade de calor tende a infinito, a rotação não influencia na freqüência dos ZF e GAM. Esta observação e os valores das freqüências dos ZF e GAM diferem da publicação original e portanto, se estivermos corretos, nosso trabalho poderá ajudar a resolver o problema dos ZF e dos GAM, que são questões ainda não completamente entendidas. A rotação causada por um campo eletrostático que surge devido à difusão ambipolar, ainda não investigada anteriormente, é descrita neste trabalho, Vimos que não há instabilidades neste caso, porém esse tipo de rotação também afeta a freqüência dos ZF e dos GAM. A freqüência dos ZF, que na ausência de rotação é nula, é proporcional à intensidade do fluxo de rotação. Interpretamos este resultado como uma conseqüência do efeito doppler. A freqüência dos GAM, por outro lado, se anula quando a rotação atinge um certo valor, que está relacionado com o fator de segurança e a razão do aspecto do tokamak. Considerando de ordem um fluxo de rotação, obtivemos altas freqüências, as quais não são aceitáveis em nosso modelo devido à aproximação de quase-neutralidade, de forma que nosso modelo é válido apenas para fluxos cuja ordem equivalem à razão de aspecto inversa. Entretanto, mesmo neste regime, a rotação tem grande impacto na freqüência dos ZF e dos GAM. Este é o principal resultado obtido. / We investigate the efect of equilibrium rotation on zonal flows (ZF) and geodesic acoustic modes (GAM) in tokamaks of circular cross section. These models, ZF and GAM, occur in toroidal systems as a response of the plasma to the geodesic curvature of the magnetic field lines and due to the drift motion of the fluid (plasma). This drift motions is caused by the response of charged particles to the electric and magnetic field and, for both species of charges, i. e., positive ions and negative electrons, the motion is in the same direction. By making use of basically three approximations, high aspect ratio tokamkas, the quasi-neutrality principle and low values (electrostatic approximation), and pertubing the ideal magnetohydrodynamics equations to first order, we find that the equilibrium rotation does affects the ZF and GAM frequencies. In the equilibrium toroidal rotation flow, which had already been studied by W. Shaojie, the ZF becomes unstable and the GAM frequency is changed by rotation for finity heat conductivity; but when the heat conductivity goes to infinity, the rotation has no influence on the ZF and GAM frequencies. This assertion and also the ZF and GAM frequencies values differ from the original publication and therefore, if we are correct, our work may help to solve the ZF and GAM problem, which is not yet a completely understood subject. The rotation caused by an equilibrium electrostatic field created by ambipolar diffusion, which has not been dealt is also investigate. We find no instability in this case, but the rotation also affects the ZF and GAM frequencies. The ZF frequency, which is usually null, becomes proportional to the equilibrium rotation flow. We interptret this result as a consequency of the doppler effect. The GAM frequency, on the other hand, becomes zero when the rotation reaches a certain value, which is related to the safety factor and the aspect ratio of the tokamak. Consideration of equilibrium flows scaling to order one leads to high frequencies, which is not accepted by contrasting the quasi-neutrality approximation and so, our model is valid only for small equilibrium electric field that scale to the inverse aspect ratio. But even in this regime, we find that the rotation has great impact on the ZF and GAM frequencies, which is the main result we obtain.

Investigamos o efeito da rotação de equilíbrio nos fluxos zonais (ZF) e modos acústicos geodésicos (GAM) em tokamaks da secção circular. Estes modos, ZF e GAM, ocorrem em sistemas toroidais como uma resposta do plasma à curvatura geodésica das linhas de campo magnético e devido ao movimento de deriva do fluido ( plasma). Este movimento de deriva é causado pela resposta de partículas carregadas ao campo elétrico e magnético e, para ambas as espécies de cargas, isto é, íons positivo e elétrons, o movimento é na mesma direção. Ao fazer uso de basicamente três aproximações tokamaks de alta razão de aspecto, princípio de quase-neutralidade e baixos valores de (aproximação eletrostática) e ao perturbar as equações da magnetohidrodinâmica ideal até primeira ordem, constatamos que a rotação de equilíbrio, de fato, afeta a freqüência dos ZF e dos GAM. No equilíbrio com rotação toroidal, já investigado por W. Shaojie, os ZF se tornam instáveis e a freqüência dos GAM se altera com a rotação no caso de condutividade de calor finita; entretanto, quando a condutividade de calor tende a infinito, a rotação não influencia na freqüência dos ZF e GAM. Esta observação e os valores das freqüências dos ZF e GAM diferem da publicação original e portanto, se estivermos corretos, nosso trabalho poderá ajudar a resolver o problema dos ZF e dos GAM, que são questões ainda não completamente entendidas. A rotação causada por um campo eletrostático que surge devido à difusão ambipolar, ainda não investigada anteriormente, é descrita neste trabalho, Vimos que não há instabilidades neste caso, porém esse tipo de rotação também afeta a freqüência dos ZF e dos GAM. A freqüência dos ZF, que na ausência de rotação é nula, é proporcional à intensidade do fluxo de rotação. Interpretamos este resultado como uma conseqüência do efeito doppler. A freqüência dos GAM, por outro lado, se anula quando a rotação atinge um certo valor, que está relacionado com o fator de segurança e a razão do aspecto do tokamak. Considerando de ordem um fluxo de rotação, obtivemos altas freqüências, as quais não são aceitáveis em nosso modelo devido à aproximação de quase-neutralidade, de forma que nosso modelo é válido apenas para fluxos cuja ordem equivalem à razão de aspecto inversa. Entretanto, mesmo neste regime, a rotação tem grande impacto na freqüência dos ZF e dos GAM. Este é o principal resultado obtido. / We investigate the efect of equilibrium rotation on zonal flows (ZF) and geodesic acoustic modes (GAM) in tokamaks of circular cross section. These models, ZF and GAM, occur in toroidal systems as a response of the plasma to the geodesic curvature of the magnetic field lines and due to the drift motion of the fluid (plasma). This drift motions is caused by the response of charged particles to the electric and magnetic field and, for both species of charges, i. e., positive ions and negative electrons, the motion is in the same direction. By making use of basically three approximations, high aspect ratio tokamkas, the quasi-neutrality principle and low values (electrostatic approximation), and pertubing the ideal magnetohydrodynamics equations to first order, we find that the equilibrium rotation does affects the ZF and GAM frequencies. In the equilibrium toroidal rotation flow, which had already been studied by W. Shaojie, the ZF becomes unstable and the GAM frequency is changed by rotation for finity heat conductivity; but when the heat conductivity goes to infinity, the rotation has no influence on the ZF and GAM frequencies. This assertion and also the ZF and GAM frequencies values differ from the original publication and therefore, if we are correct, our work may help to solve the ZF and GAM problem, which is not yet a completely understood subject. The rotation caused by an equilibrium electrostatic field created by ambipolar diffusion, which has not been dealt is also investigate. We find no instability in this case, but the rotation also affects the ZF and GAM frequencies. The ZF frequency, which is usually null, becomes proportional to the equilibrium rotation flow. We interptret this result as a consequency of the doppler effect. The GAM frequency, on the other hand, becomes zero when the rotation reaches a certain value, which is related to the safety factor and the aspect ratio of the tokamak. Consideration of equilibrium flows scaling to order one leads to high frequencies, which is not accepted by contrasting the quasi-neutrality approximation and so, our model is valid only for small equilibrium electric field that scale to the inverse aspect ratio. But even in this regime, we find that the rotation has great impact on the ZF and GAM frequencies, which is the main result we obtain.

Jatos e discos de acreção associados a objetos galácticos e extragalácticos tais como, microquasares (i.e., buracos negros de massa estelar presentes em alguns sistemas binários estelares), núcleos ativos de galáxias (NAGs) e objetos estelares jovens (OEJs), frequentemente exibem eventos de ejeção de matéria quase periódicos que podem fornecer importantes informações sobre os processos físicos que ocorrem nas suas regiões mais internas. Entre essas classes de objetos, os microquasares com emissão transiente em raios-X vêm sendo identificados em nossa Galáxia desde a última década, e tal como os NAGs e quasares distantes, alguns desses sistemas também produzem jatos colimados com velocidades aparentemente superluminais, não deixando dúvidas de que se tratam de um gás ejetado com velocidades relativísticas. Um exemplo amplamente observado em comprimentos de onda do rádio aos raios-X é o microquasar GRS 1915+105 (e.g., Dhawan et al.,2000), que foi o primeiro objeto galáctico a exibir evidências de um jato com movimento aparentemente superluminal (Mirabel e Rodríguez, 1998, 1994). Um modelo para explicar a origem dessas ejeções superluminais, bem como a emissão rádio sincrotrônica em flares não muito diferentes dos que ocorrem na coroa solar, foi desenvolvido por de Gouveia Dal Pino e Lazarian (2005), onde é invocado um processo de reconexão magnética violenta entre as linhas de campo magnético que se erguem do disco de acreção e as linhas da magnetosfera da fonte central. Em episódios de acreção onde a razão entre a pressão efetiva do disco e a pressão magnética diminui para valores menores ou da ordem de 1 e as taxas de acreção se aproximam da taxa crítica de Eddington, a reconexão pode tornar-se violenta e libera grandes quantidades de energia magnética em pouco tempo. Parte dessa energia aquece o gás, tanto da coroa quanto do disco, e parte acelera as partículas a velocidades relativísticas por um processo de Fermi de primeira ordem, pela primeira vez estudado em zonas de reconexão magnética por esses autores, produzindo um espectro sincrotrônico de lei de potência com índice espectral comparável às observações. Neste trabalho realizamos um estudo complementar, iniciado por Piovezan (2009), no qual generalizamos o modelo acima descrito para o caso dos NAGs. Nesse estudo, constatamos que a atividade de reconexão magnética na região coronal, na base de lançamento do jato, pode explicar a origem das ejeções relativísticas, dos microquasares aos NAGs de baixa luminosidade (tais como galáxias Seyfert e LINERS). A potência liberada em eventos de reconexão magnética em função das massas dos buracos negros dessas fontes, de 5 massas solares a 10^10 massas solares, obedece a uma correlação que se mantém por todo esse intervalo, abrangendo 10^9 ordens de magnitude. Essa correlação implica em uma dependência quase linear (em um diagrama log-log), aproximadamente independente das características físicas locais dos discos de acreção dessas fontes. Além do mais, ela é compatível com o chamado plano fundamental, obtido empiricamente, que correlaciona a emissão rádio e raios-X dos microquasares e NAGs às massas dos seus buracos negros (veja Merloni et al., 2003). Assim, o modelo de de Gouveia Dal Pino e Lazarian (2005), oferece uma interpretação física simples para a existência dessa correlação empírica, como devida à atividade magnética coronal nessas fontes. Já os quasares e NAGs mais luminosos não satisfazem à mesma correlação, possivelmente porque a densidade ao redor da região coronal nessas fontes é tão alta que mascara a emissão devida à atividade magnética. A emissão rádio nesses casos deve-se, possivelmente, a regiões mais externas do jato supersônico, onde ele já expandiu o suficiente para tornar-se opticamente fino e visível, e onde os elétrons relativísticos são possivelmente produzidos em choques (veja também de Gouveia Dal Pino et al., 2010a,b). Paralelamente, investigamos a formação de eventos de reconexão magnética através de simulações magnetohidrodinâmicas axissimétricas (2.5D-MHD), da interação entre o campo magnético poloidal ancorado no disco de acreção viscoso (satisfazendo ao modelo padrão de Shakura e Sunyaev, 1973) e a magnetosfera dipolar da fonte central em rotação. Para esse fim, consideramos condições iniciais semelhantes às dos OEJs. Nos testes preliminares aqui realizados, a reconexão magnética das linhas ocorre em presença de uma resistividade numérica, que não é intensa o bastante para determinar um processo de reconexão a taxas da ordem da velocidade de Alfvén, ou seja, ela é essencialmente lenta. Ainda assim, pudemos identificar alguns dos efeitos previstos pelo modelo de reconexão magnética rápida aqui estudado. Por exemplo, verificamos que a frequência e a intensidade com que eventos de reconexão magnética podem ocorrer é sensível tanto à topologia inicial do campo magnético do sistema quanto às taxas de acreção do disco (como previsto pelo modelo de de Gouveia Dal Pino e Lazarian, 2005), de modo que tais eventos ocorrem de forma mais eficiente em regimes de alta taxa de acreção. Finalmente, além da investigação sobre o desenvolvimento de eventos de reconexão magnética, pudemos também examinar a partir das simulações a formação natural de funis de acreção, os quais são colunas de acreção que conduzem gás do disco para a superfície da fonte central através das linhas do campo magnético. Os resultados desse estudo foram comparados com as observações de funis de acreção de objetos estelares jovens. / Jets and accretion disks associated with galactic and extragalactic objects such as microquasars (i.e., stellar-mass black holes occurring in some binary stellar systems), active galactic nuclei (AGNs) and young stellar objects (YSOs), often exhibit quasi-periodic ejections of matter that may offer important clues about the physical processes that occur in their inner regions. Among these classes of objects, microquasars with transient emission in X-rays have been identified in our Galaxy since the last decade and like AGNs and distant quasars, some of them also produce collimated jets with apparent superluminal speeds, leaving no doubt that we are also dealing with ejected gas with relativistic velocities. One example widely investigated from radio wavelengths to X-rays is the microquasar GRS 1915+105 (e.g., Dhawan et al.,2000), which was the first Galactic object to show evidence of a jet with apparent superluminal motion (Mirabel e Rodríguez, 1998, 1994). A model to explain the origin of the superluminal ejections and the synchrotron radio emission in flares which are not very different from those occurring in the solar corona, was developed by de Gouveia Dal Pino e Lazarian (2005), where they invoked a process of violent magnetic reconnection between the magnetic field lines that arise from the accretion disk and the lines of the magnetosphere of the central source. In accretion episodes where the ratio between the effective disk pressure and magnetic pressure decreases to values smaller than the unity and the accretion rate approaches the critical Eddington rate, the reconnection may become violent and releases large amounts of magnetic energy in a short time. Part of this energy heats the coronal and the disk gas and part accelerates particles to relativistic velocities through a first-order Fermi-like process, which was investigated for the first time in magnetic reconnection by these authors and results a synchrotron radio power-law spectrum that is compatible to the observations. In the present work we conducted a complementary study, initiated by Piovezan (2009), which generalize the model described above for the case of AGNs. We found that the activity due to magnetic reconnection in the coronal region, at the base of the launching jet, can explain the origin of relativistic ejections from microquasars to low luminous AGNs (LLAGNs, such as Seyfert galaxies and LINERs). The power released by magnetic reconnection events as a function of the black hole masses of these sources, between 5 solar mass and 10^10 solar mass, obeys a correlation that is maintained throughout this interval, spanning 10^9 orders of magnitude. This correlation implies an almost linear dependence (in a log-log diagram), which is approximately independent of the physical properties of the accretion disks of these sources. Moreover, it is compatible with the so-called fundamental plan obtained empirically, which correlates the radio and X-rays emission of microquasars and AGNs with the masses of their black holes (see Merloni et al., 2003). Thus, the model of de Gouveia Dal Pino e Lazarian (2005) provides a simple physical interpretation for the existence of this empirical correlation as due to coronal magnetic activity in these sources. More luminous AGNs and quasars do not seem to obey the same correlation, possibly because the density around the coronal region in these sources is so high that it \"masks\" the emission due to the magnetic activity. The radio emission in these cases is possibly due regions further out of the supersonic jet, where it has already expanded enough to become optically thin and visible and where the relativistic electrons are probably accelerated in shocks (see also de Gouveia Dal Pino et al., 2010a,b). In addition, we investigated the development of magnetic reconnection events through axisymmetric magnetohydrodynamic simulations (2.5D-MHD) of the interaction between the poloidal magnetic field that arises from the viscous accretion disk (which satisfies the standard model of Shakura e Sunyaev, 1973) and the dipolar magnetosphere of the rotating central source. To this aim, we considered initial conditions which are compatible to those of YSOs. In the preliminary tests conducted here, magnetic reconnection occurs in the presence of numerical resistivity only, which is not intense enough to determine a process of reconnection with rates of the order of the Alfvén speed, i.e., it is essentially slow. Nevertheless, we were able to identify some of the effects predicted by the model of fast magnetic reconnection studied here. For example, we found that the frequency and strength with which events of magnetic reconnection can occur is sensitive to both the initial topology of the magnetic field of the system and the accretion disk rates (as predicted by the model of de Gouveia Dal Pino e Lazarian, 2005), so that such events occur more efficiently under high accretion rates. Finally, besides the investigation of the development of magnetic reconnection events, we could also examine in our numerical studies the natural formation of funnel flows which are accretion columns that transport gas from the accretion disk to the surface of the central source along the magnetic field lines. The results of these studies were compared with the observations of funnel flows in young stellar objects.

Um injetor de pastilhas (pellets) de impurezas foi projetado, construído e instalado junto ao tokamak TCABR do Instituto de Física da Universidade de São Paulo - USP. O injetor é basicamente constituído por uma câmara com gás a alta pressão cuja vazão é controlada por uma bobina de acionamento rápido. Uma fonte de alta tensão (7kV) e alta corrente (6kA) foi construída para alimentar a bobina. Ao ser disparada, o gás propulsor (N2 ou He) acelera a pastilha para o interior do vaso do tokamak, sem que gás penetre no mesmo. Pastilhas de grafite cilíndricas com diâmetro de 0,4mm a 0,9mm, e comprimento de 0,5mm a 1mm, foram utilizadas para investigar a possibilidade de se mitigar os e*feitos de uma disrupção maior O processo de ablação da pastilha no TCABR foi investigado através de simulações que consideraram, de uma maneira simplificada, o resfriamento sofrido pelo plasma devido à propagação da pastilha no seu interior. O modelo, ao ser aplicado aos dados experimentais do tokamak T-10, por exemplo, apresentou resultados bastante encorajadores. Na maioria dos casos em que houve a injeção das pastilhas no TCABR, o plasma terminou devido ao surgimento de uma disrupção maior. Analisando a taxa de queda da corrente de plasma em dois instantes próximos ao fim da descarga, tanto para pulsos que sofreram uma disrupção natural quanto aos que sofreram um disrupção induzida (devido à injeção de pastilhas de grafite), constatou-se que a corrente de plasma decresce mais lentamente nos casos em que houve o disparo do injetor. Isto significa uma menor sobrecarga nos sistemas eletro-mecânicos do tokamak, em resultado à ocorrência da disrupção. A análise da atividade MHD foi realizada no entorno da disrupção causada pela injeção de pastilha. Observou-se, em conseqüência, uma redução da velocidade de rotação das ilhas magnéticas após o início da interação da pastilha com o plasma. Também constatou-se, em todos os disparos analisados, um aumento significativo da atividade MHD. Um outro resultado interessante foi a constatação de que a emissão de raios-X de altas energias decresce significativamente no final das descargas nas quais ocorre a injeção de pastilhas. / An impurity pellet injector has been projected, built and installed in the TCABR tokamak, at the Physics Institute of Physics of the University of São Paulo - USP. Basically, the injector is composed of a high pressure gas chamber, in which the gas flow (N2 or He) is controlled by a fast switch valve. An high voltage (7kA) and high electric current (6kA) power supply has been built to provide energy for the valve. When fired, the propellant gas move the pellet into the interior of the tokamak vessel. During this process, the gas is properly collected before reaching the tokamak vacuum chamber. For this work, cylindrical carbon pellets with 0,4mm to 0,9mm in diameter and 0,5mm to 1mm in length were chosen as to investigate how the hazardous effects of a major disruption could be mitigated. The pellet ablation process in TCABR was studied trough running simulations that take into account, in a simplified way, the cooling of the plasma by the propagating pellet. The model, when applied to the T-10 tokamak experimental data, for example, exhibited very encouraging results. For the TCABR tokamak, in most of the cases in which pellets were injected, the plasma was terminated because of the advent of a major disruption. By analyzing the plasma current decay rate in two time intervals - within the end of plasma discharges, with and without the injection of pellets, it was observed that the plasma current decays significantly slower when pellets are injected. Consequently the load on the tokamak\'s electromechanical systems is reduced. Fourier analysis has been carried out to investigate the MHD activity near the disruption time, caused by the pellet injection. It could be noticed a reduction on the magnetic island\'s velocity rotation, after the pellet-plasma interaction initiates. Also, for all discharges analyzed, the MHD activities increased in amplitude after the pellet-plasma interaction. Another interesting result refers to the fact that the hard X-ray emission was observed to decrease significantly within the end of discharges in which pellets were injected

Neste trabalho foram estudadas instabilidades magnetohidrodinâmicas (MHD) utilizando um novo sistema bolométrico que foi instalado no tokamak TCABR para medidas da evolução temporal da potência irradiada. Este novo sistema conta com 24 cordas verticais, capazes de mapear toda uma secção poloidal da coluna de plasma com resolução espacial de aproximadamente 2 cm e uma resolução temporal de 20 µs. Como se sabe, as instabilidades MHD degradam o connamento do plasma e modicam a topologia das superfícies magnéticas, causando a perda da energia do plasma. Por conta disso, compreender essas instabilidades é fundamental para o sucesso dos futuros reatores de fusão nuclear. As perturbações (oscilações) causadas pelas instabilidades MHD modulam diversos parâmetros macroscópicos do plasma como a densidade, a temperatura e a potência irradiada. Então, utilizando o diagnóstico bolométrico, é possível medir as oscilações no perl de potência irradiada e, a partir deles, extrair informações importantes para determinar a origem e as características de tais instabilidades. No tokamak TCABR, as instabilidades foram caracterizadas através da análise espectral dos 24 sinais provenientes do novo sistema bolométrico. Para auxiliar a caracterização das instabilidades, um programa foi desenvolvido em Matlab para simular as medidas das perturbações no perl de potência irradiada. Através do mesmo procedimento de análise espectral, os resultados simulados foram comparados aos experimentais de forma que os parâmetros simulados, como largura e posição das ilhas magnéticas, fossem ajustados aos experimentais. Através dessa metodologia de análise, que combina simulação e experimento, foi possível caracterizar diversas instabilidades como o precursor dos dentes de serra e ilhas magnéticas de modos m = 2 e m = 3. / In this dissertation, magnetohydrodynamic (MHD) instabilities were investigated using a new bolometric system that was installed in the TCABR tokamak for radiation power measurements. This diagnostic is composed by 24 vertical chords that provide a full view of the poloidal cross section of the plasma column and provides spatial and temporal proles with approximately 2 cm space and 20 µs time resolution. As it is well known, the MHD instabilities degrade the plasma connement and modify the magnetic topology, leading to energy loss from the plasma. Therefore, the understanding of these instabilities is essential for the success of the controlled thermonuclear fusion reactors. The MHD instabilities also cause perturbations (oscillations) in various macroscopic parameters, such as plasma density, temperature, and radiated power. Therefore, the oscillations in the radiated power prole measured by the bolometric diagnostic system provide a possibility to investigate the origin and features of the instabilities. In the TCABR tokamak, the instabilities were characterized by spectral analysis of the 24 vertical chords of the bolometric signals. In addition, a Matlab program was developed to simulate the integral characteristic of the oscillations in the radiated power measured by the bolometric system. The spectral analysis of the simulated signals is then compared with the spectral analysis of the bolometric signals. The simulated parameters, island width and radial position, were then adjusted to t the experimental spectrum results. Using this method of analysis, which combines experiment and simulation, it was possible to characterize various instabilities, such as sawtooth precursor and m = 2 and m = 3 magnetic islands.

Sistemas de confinamentos magnéticos de plasmas quentes, têm há muito despontado como uma das melhores alternativas para estudar plasmas de fusão. Dentre estes sistemas os tokamaks apresentam-se como os mais viáveis. Entretanto, a compreensão dos mecanismos físicos que regem a dinâmica e o equilibro da coluna de plasma no interior destas máquinas ainda tem diversos tópicos em aberto. A equação básica que descreve o equilíbrio Magneto Hidrodinâmico (MHD) neste tipo de sistema é a equação de Grad-Shafranov, uma equação auto consistente que depende do perfil de densidade de corrente toroidal da coluna de plasma. Condições de equilíbrio MHD quando um perfil de densidade de corrente toroidal com inversão é aplicado à equação de Grad-Shafranov têm sido foco de estudos recentes. Esse tipo de perfil de densidade de corrente está relacionado ao modo alternado de operação dos tokamaks. Este modo de operação por sua vez está relacionado ao aparecimento de barreiras de transporte e de correntes de retroalimentação do plasma, chamadas correntes "Bootstrap". Mesmo sob condições de equilíbrio, esse tipo de configuração de densidade de corrente toroidal tem apresentado a formação de ilhas magnéticas. A análise desse tipo de equilíbrio tem sido feita na literatura usando métodos numéricos, dada a complexidade e não linearidade da equação envolvida. Há alguns modelos analíticos que abordam perfis de corrente toroidal simplificados. Neste trabalho desenvolvemos um tratamento analítico para tratar o equilíbrio MHD com perfil de corrente invertida, através do método das aproximações sucessivas, determinando o fluxo poloidal magnético para esse equilíbrio aplicado às configurações do tokamak TCABR do Instituto de Física da Universidade de São Paulo. Foi possível caracterizar a formação de ilhas magnéticas através da determinação do fator de segurança desse novo equilíbrio além do cálculo do número e da largura das ilhas encontradas.

Neste trabalho estudamos analiticamente e numericamente a topologia do campo magnético em tokamaks, nos focando, basicamente, no tokamak ITER (International Thermonuclear Experimental Reactor) em construção na França. Para as análises numéricas utilizamos como ferramenta o conjunto integrado de códigos CRONOS, que realiza simulações de descargas em tokamaks, e acopla uma série de códigos computacionais, tais como o módulo ';Helena';, usado para o estudo do equilíbrio MHD, entre outros. Já a parte analítica foi realizada pela simulação de superfícies magnéticas através de equações diferenciais ordinárias. Simulações numéricas e analíticas são apresentadas para densidades de corrente toroidal com buraco (oca), relatando também o aparecimento de cadeias de ilhas próximas ao eixo magnético, causadas pela inversão de corrente. Simulações das superfícies magnéticas do tokamak ITER, através de campos magnéticos gerados por fios, também são analisadas, assim como alterações na topologia das superfícies causadas pela adição de um ruído que simula colisões de partículas dentro da coluna de plasma. Identificamos neste último modelo estruturas que aprisionam linhas de campo magnético por muitas voltas toroidais, alterando os padrões de escape para as placas do divertor através do efeito stickiness.