Descreve-se neste trabalho um estudo experimental da Emissão Eletrociclotrônica (EEC) no tokamak TCABR. Um radiômetro de EEC foi instalado, calibrado e utilizado para o estudo do plasma em descargas térmicas. O radiômetro é do tipo heteródino de varredura operando na faixa de 50-85 GHz, no modo extraordinário e na segunda harmônica. Determinou-se a temperatura de ruído do radiômetro e também sua estabilidade em amplitude e freqüência. Foi medida a largura de banda em freqüência do radiômetro (resolução espacial horizontal). A antena utilizada é do tipo gaussiana sendo que o raio da cintura do feixe gaussiano e a posição do foco foram experimentalmente determinados (W0 ~ 1 cm e d ~ 37 cm, respectivamente). A posição da cintura da antena foi posicionada próxima do centro geométrico do vaso. Foi feita a calibração absoluta do equipamento considerando-se os efeitos das janelas de diagnóstico (reflexão e absorção). O sistema pode operar em modo varredura, para a obtenção de perfis radiais de Te ou modo freqüência única onde se tem alta resolução temporal. As medidas da radiação EC foram feitas, na sua maioria, em descargas com densidade eletrônica média entre 1.10+19 m-3 e 1,5.1019 m-3 de forma a se ter acessibilidade da radiação EC e também minimizar-se a presença de elétrons fugitivos. Para ne > 1,5.1019 m-3 (com B0 = 1,14 T) verifica-se o corte parcial da radiação EC. Nesta condição, o corte na EEC foi utilizado na determinação do perfil radial da densidade eletrônica e aplicado em três diferentes situações: descargas com injeção adicional de gás, com a aplicação do eletrodo de polarização e em descargas com injeção de ondas de radiofreqüência na região das ondas de Alfvén para o TCABR. Usando um perfil parabólico típico para a densidade eletrônica, observou-se que, para descargas com injeção adicional de gás ou em descargas com a aplicação de ondas de radiofreqüência tem-se 0,85 < alfa < 1, e para descargas com aplicação do eletrodo de polarização obteve-se alfa ~ 0,6. Foram feitas observações simultâneas da temperatura eletrônica, a partir do sinal da EEC, e das oscilações de Mirnov (freqüência ~ 11,7 kHz) em descargas térmicas com q(r=0) > 1. Os resultados indicam a presença de um modo de ruptura dominante em rs ~ 9,5 cm com a largura da ilha magnética de W ~ 2,0-2,5 cm. Estes resultados experimentais obtidos estão em acordo com os resultados indicados por teorias de transporte na região das ilhas magnéticas. Observou-se também que a localização da ilha magnética coincide com uma região onde o perfil radial da temperatura de plasma é aproximadamente plano. Num outro cenário, com q(r=0) < 1, observaram-se oscilações dente de serra com período de ~ 0,44 ms, tempo de queda de ~ 0,12 ms, e raio de inversão em r ~ 4 cm. Neste tipo de descargas observou-se que, no perfil radial da amplitude das oscilações da Te, |DeltaTe|, devido à propagação dos pulsos dente de serra, apresentavam posições de mínimos e que estes coincidiam com as posições onde ocorrem patamares no perfil radial da temperatura eletrônica. Partindo destes resultados, juntamente com o perfil de q(r), dão-nos os modos racionais (m/n), posições (r) e larguras(W) para as ilhas magnéticas, presentes nestas descargas, a saber: m/n = 4/3 (r ~ 9 cm, W4/3 ~ 0,9 cm), m/n = 3/2 (r ~ 11,8 cm, W3/2 ~ 0,9 cm) e m/n = 2/1 (r ~ 13,7 cm, W2/1 ~ 1,4 cm). Este novo método, aqui proposto, permite a determinação direta da posição e da largura das ilhas magnéticas, em descargas onde a instabilidade dente de serra encontra-se presente.¶ / In this work, an experimental study of the Electron Cyclotron Emission (ECE) in the TCABR Tokamak, is described. An ECE sweeping heterodyne radiometer, operating in the 50-85 GHz frequency range, was installed, calibrated and used to detect ECE radiation in the second harmonic extraordinary mode from thermal plasma discharges. The noise temperature, amplitude and frequency stability of the radiometer were determined. The frequency bandwidth (horizontal space resolution) was measured. A Gaussian Antenna is used and the gaussian beam waist radius (W0 ~ 1 cm) and the focus position (d ~ 37 cm) were experimentally determined. The focus of the antenna was positioned close to the center of the vacuum vessel. The absolute calibration of the equipment was done and the effect of the diagnostic window was considered (reflections and absorptions). The system can operate in sweeping mode, in order to obtain the radial electron temperature profiles, and also in the single frequency mode to obtain temporal electron temperature profiles with high time resolution. Due to the TCABR accessibility conditions and also to avoid runaway electrons, most of the ECE measurements were obtained in discharges with line electron density between 1.0x10+19 m-3 and 1.5x1019 m-3. For ne > 1.5x1019 m-3 (with B0 = 1.14 T) the cutoff in the ECE radiation was observed. The ECE cutoff was used to determine the radial profile of the electron density and applied to three different situations: discharges with additional gas puffing, with the application of a biasing electrode and in discharges with radio-frequency wave injection. Using a parabolic profile it was observed that, 0.85 < alfa < 1.0 for discharges with additional gas injection or with RF injection, and alfa ~ 0.6 for the electrode biasing experiments. The electron temperature profiles and Mirnov oscillations (f ~ 11.7 kHz) were simultaneously measured in discharges with q (r=0) > 1. The position and the width of the magnetic island were therefore calculated. The results indicate the presence of a dominant tearing mode in rs ~ 9.5 cm and the magnetic island width W ~ 2.0-2.5 cm. These experimental results are in agreement with the theoretical results foreseen by models of heat transport in the presence of magnetic islands. It was also observed that, the position of the magnetic island coincided with the region where the temperature radial profile is approximately flat. In another plasma scenario, with q(r=0) < 1, sawteeth oscillations with a period ~ 0.44 ms, crash time ~ 0.12 ms, inversion radius r ~ 4 cm, were measured. Peculiarities in the Te radial profile associated with the amplitude of Te oscillations, |DeltaTe|, due to the sawtooth instability, were observed. It was verified that the minimum values of the |DeltaTe| profile coincided with the region where the temperature radial profile was approximately flat. These results together with the q(r) profile yielded the following mode numbers (m/n), positions (r) and widths (W) of the magnetic islands: m/n = 4/3 (r ~ 9 cm, W4/3 ~ 0.9 cm), m/n = 3/2 (r ~ 11.8 cm, W3/2 ~ 0.9 cm) and m/n = 2/1 (r ~ 13.7 cm, W2/1; ~ 1.4 cm). A novel method to determine the position and width of the magnetic islands, in discharges with the presence of sawtooth instability, is presented here.

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.

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.

Descreve-se neste trabalho um estudo experimental da Emissão Eletrociclotrônica (EEC) no tokamak TCABR. Um radiômetro de EEC foi instalado, calibrado e utilizado para o estudo do plasma em descargas térmicas. O radiômetro é do tipo heteródino de varredura operando na faixa de 50-85 GHz, no modo extraordinário e na segunda harmônica. Determinou-se a temperatura de ruído do radiômetro e também sua estabilidade em amplitude e freqüência. Foi medida a largura de banda em freqüência do radiômetro (resolução espacial horizontal). A antena utilizada é do tipo gaussiana sendo que o raio da cintura do feixe gaussiano e a posição do foco foram experimentalmente determinados (W0 ~ 1 cm e d ~ 37 cm, respectivamente). A posição da cintura da antena foi posicionada próxima do centro geométrico do vaso. Foi feita a calibração absoluta do equipamento considerando-se os efeitos das janelas de diagnóstico (reflexão e absorção). O sistema pode operar em modo varredura, para a obtenção de perfis radiais de Te ou modo freqüência única onde se tem alta resolução temporal. As medidas da radiação EC foram feitas, na sua maioria, em descargas com densidade eletrônica média entre 1.10+19 m-3 e 1,5.1019 m-3 de forma a se ter acessibilidade da radiação EC e também minimizar-se a presença de elétrons fugitivos. Para ne > 1,5.1019 m-3 (com B0 = 1,14 T) verifica-se o corte parcial da radiação EC. Nesta condição, o corte na EEC foi utilizado na determinação do perfil radial da densidade eletrônica e aplicado em três diferentes situações: descargas com injeção adicional de gás, com a aplicação do eletrodo de polarização e em descargas com injeção de ondas de radiofreqüência na região das ondas de Alfvén para o TCABR. Usando um perfil parabólico típico para a densidade eletrônica, observou-se que, para descargas com injeção adicional de gás ou em descargas com a aplicação de ondas de radiofreqüência tem-se 0,85 < alfa < 1, e para descargas com aplicação do eletrodo de polarização obteve-se alfa ~ 0,6. Foram feitas observações simultâneas da temperatura eletrônica, a partir do sinal da EEC, e das oscilações de Mirnov (freqüência ~ 11,7 kHz) em descargas térmicas com q(r=0) > 1. Os resultados indicam a presença de um modo de ruptura dominante em rs ~ 9,5 cm com a largura da ilha magnética de W ~ 2,0-2,5 cm. Estes resultados experimentais obtidos estão em acordo com os resultados indicados por teorias de transporte na região das ilhas magnéticas. Observou-se também que a localização da ilha magnética coincide com uma região onde o perfil radial da temperatura de plasma é aproximadamente plano. Num outro cenário, com q(r=0) < 1, observaram-se oscilações dente de serra com período de ~ 0,44 ms, tempo de queda de ~ 0,12 ms, e raio de inversão em r ~ 4 cm. Neste tipo de descargas observou-se que, no perfil radial da amplitude das oscilações da Te, |DeltaTe|, devido à propagação dos pulsos dente de serra, apresentavam posições de mínimos e que estes coincidiam com as posições onde ocorrem patamares no perfil radial da temperatura eletrônica. Partindo destes resultados, juntamente com o perfil de q(r), dão-nos os modos racionais (m/n), posições (r) e larguras(W) para as ilhas magnéticas, presentes nestas descargas, a saber: m/n = 4/3 (r ~ 9 cm, W4/3 ~ 0,9 cm), m/n = 3/2 (r ~ 11,8 cm, W3/2 ~ 0,9 cm) e m/n = 2/1 (r ~ 13,7 cm, W2/1 ~ 1,4 cm). Este novo método, aqui proposto, permite a determinação direta da posição e da largura das ilhas magnéticas, em descargas onde a instabilidade dente de serra encontra-se presente.¶ / In this work, an experimental study of the Electron Cyclotron Emission (ECE) in the TCABR Tokamak, is described. An ECE sweeping heterodyne radiometer, operating in the 50-85 GHz frequency range, was installed, calibrated and used to detect ECE radiation in the second harmonic extraordinary mode from thermal plasma discharges. The noise temperature, amplitude and frequency stability of the radiometer were determined. The frequency bandwidth (horizontal space resolution) was measured. A Gaussian Antenna is used and the gaussian beam waist radius (W0 ~ 1 cm) and the focus position (d ~ 37 cm) were experimentally determined. The focus of the antenna was positioned close to the center of the vacuum vessel. The absolute calibration of the equipment was done and the effect of the diagnostic window was considered (reflections and absorptions). The system can operate in sweeping mode, in order to obtain the radial electron temperature profiles, and also in the single frequency mode to obtain temporal electron temperature profiles with high time resolution. Due to the TCABR accessibility conditions and also to avoid runaway electrons, most of the ECE measurements were obtained in discharges with line electron density between 1.0x10+19 m-3 and 1.5x1019 m-3. For ne > 1.5x1019 m-3 (with B0 = 1.14 T) the cutoff in the ECE radiation was observed. The ECE cutoff was used to determine the radial profile of the electron density and applied to three different situations: discharges with additional gas puffing, with the application of a biasing electrode and in discharges with radio-frequency wave injection. Using a parabolic profile it was observed that, 0.85 < alfa < 1.0 for discharges with additional gas injection or with RF injection, and alfa ~ 0.6 for the electrode biasing experiments. The electron temperature profiles and Mirnov oscillations (f ~ 11.7 kHz) were simultaneously measured in discharges with q (r=0) > 1. The position and the width of the magnetic island were therefore calculated. The results indicate the presence of a dominant tearing mode in rs ~ 9.5 cm and the magnetic island width W ~ 2.0-2.5 cm. These experimental results are in agreement with the theoretical results foreseen by models of heat transport in the presence of magnetic islands. It was also observed that, the position of the magnetic island coincided with the region where the temperature radial profile is approximately flat. In another plasma scenario, with q(r=0) < 1, sawteeth oscillations with a period ~ 0.44 ms, crash time ~ 0.12 ms, inversion radius r ~ 4 cm, were measured. Peculiarities in the Te radial profile associated with the amplitude of Te oscillations, |DeltaTe|, due to the sawtooth instability, were observed. It was verified that the minimum values of the |DeltaTe| profile coincided with the region where the temperature radial profile was approximately flat. These results together with the q(r) profile yielded the following mode numbers (m/n), positions (r) and widths (W) of the magnetic islands: m/n = 4/3 (r ~ 9 cm, W4/3 ~ 0.9 cm), m/n = 3/2 (r ~ 11.8 cm, W3/2 ~ 0.9 cm) and m/n = 2/1 (r ~ 13.7 cm, W2/1; ~ 1.4 cm). A novel method to determine the position and width of the magnetic islands, in discharges with the presence of sawtooth instability, is presented here.