Submitted by Automa??o e Estat?stica (sst@bczm.ufrn.br) on 2016-05-03T23:21:32Z No. of bitstreams: 1 FranciscoJosePazChinchon_TESE.pdf: 11552837 bytes, checksum: 2c2ed2d175cc9f85e58e73ad305526c3 (MD5) / Approved for entry into archive by Arlan Eloi Leite Silva (eloihistoriador@yahoo.com.br) on 2016-05-05T21:53:21Z (GMT) No. of bitstreams: 1 FranciscoJosePazChinchon_TESE.pdf: 11552837 bytes, checksum: 2c2ed2d175cc9f85e58e73ad305526c3 (MD5) / Made available in DSpace on 2016-05-05T21:53:21Z (GMT). No. of bitstreams: 1 FranciscoJosePazChinchon_TESE.pdf: 11552837 bytes, checksum: 2c2ed2d175cc9f85e58e73ad305526c3 (MD5) Previous issue date: 2015-08-28 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior (CAPES) / Conselho Nacional de Desenvolvimento Cient?fico e Tecnol?gico (CNPq) / No presente trabalho de tese apresentamos o estudo rotacional e de momentum angular para uma amostra de estrelas com planetas confirmados e candidatas a possuir companheiras planeta?rias (Objetos de Interesse Kepler), ambas pertencentes a? missa?o Kepler. Para realizar estas estimativas, 3.807 estrelas foram analisadas conjuntamente mediante os me?todos Lomb-Scargle e wavelet, definindo um alto grau de confian?a quando os resultados concordavam dentro de um 10%. Para 540 estrelas conseguimos obter peri?odos rotacionais onde a significa?ncia dos me?todos era maior a 99% e dentre elas 63 na?o possui?am medic?o?es na literatura ate? Fevereiro de 2015. De acordo com os valores de massa presentes na literatura, a amostra final de 131 estrelas com planetas confirmados e 409 estrelas candidatas esta? definida pelo intervalo de massas de 0,48 ? 1,53 M?, que corres- ponde a tipos espectrais M ate? F tardio. Enquanto as relac?o?es de peri?odos, o conjunto de valores abrange o intervalo 2 ? 89 d, possuindo um alto grau de concorda?ncia com a literatura e com predic?o?es teo?ricas. Com as estimativas do momentum angular chegamos a corroborar a relac?a?o com a massa estelar proposta por Kraft para estrelas de tipo espectral F e G, mas permanece o desafio de prolongar o estudo para massas menores onde a estrutura interna estelar e? modificada e novos procedimentos devem ser utilizados. Adicionalmente ao estudo desta amostra principal, o conjunto total de estrelas da base Kepler foi analisada na busca de padro?es de rui?do. As metodologias, comparac?o?es com outras abordagens e detalhes da inspec?a?o visual sa?o aqui exibidos. Os resultados do conjunto de testes conduzidos (e.g., ana?lise Bayesiana, testes na?o parame?tricos) esta?o detalhados no texto. Os resultados de maior releva?ncia foram publicados em nosso trabalho Paz-Chincho?n et al. (2015).

Submitted by Automa??o e Estat?stica (sst@bczm.ufrn.br) on 2016-07-08T21:59:14Z No. of bitstreams: 1 SuzierlyRoqueDeLira_DISSERT.pdf: 18306305 bytes, checksum: f07c8372d7c6b6911dd9434ea8f65cc3 (MD5) / Approved for entry into archive by Arlan Eloi Leite Silva (eloihistoriador@yahoo.com.br) on 2016-07-13T21:55:35Z (GMT) No. of bitstreams: 1 SuzierlyRoqueDeLira_DISSERT.pdf: 18306305 bytes, checksum: f07c8372d7c6b6911dd9434ea8f65cc3 (MD5) / Made available in DSpace on 2016-07-13T21:55:35Z (GMT). No. of bitstreams: 1 SuzierlyRoqueDeLira_DISSERT.pdf: 18306305 bytes, checksum: f07c8372d7c6b6911dd9434ea8f65cc3 (MD5) Previous issue date: 2015-09-16 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior (CAPES) / Os sistemas bin?rios constituem ambientes fundamentais para conhecermos as propriedades fundamentais das estrelas. Neste trabalho, analisamos 99 sistemas bin?rios identificados pela miss?o espacial CoRoT. A partir do estudo dos diagramas de fase destes sistemas, nossa amostra ? dividida em tr?s grupos: aquele cujos sistemas s?o caracterizados pela variabilidade relativa aos eclipses bin?rios; aquele no qual observamos componentes com fortes modula??es, provavelmente associadas ? presen?a de manchas escuras na superf?cie da estrela; e aquele constitu?do de sistemas com variabilidade associada ? expans?o e contra??o das camadas superficiais. Para as estrelas que apresentam eclipses bin?rios em suas curvas de luz, utilizamos diagramas de fase a fim de estimar a classifica??o desses sistemas quanto ? sua morfologia, com base no estudo das superf?cies equipotenciais. Neste contexto, para determinar o per?odo de rota??o, identificar a presen?a de regi?es ativas, investigar a possibilidade dos sistemas apresentarem rota??o diferencial e analisar as pulsa??es estelares utilizamos o procedimento wavelet. A transformada wavelet tem sido utilizada como uma ferramenta poderosa no tratamento de um amplo n?mero de problemas em Astrof?sica. Atrav?s desta transformada, pode-se realizar uma an?lise em tempo-frequ?ncia de curvas de luz rica em detalhes que contribuem significativamente para o estudo de fen?menos associados com a rota??o, a atividade magn?tica e as pulsa??es estelares. Neste trabalho, aplicamos a wavelet Morlet de 6? ordem, que oferece uma alta resolu??o em tempo e frequ?ncia e obtemos os espectros de pot?ncia wavelet local (interpretado com a distribui??o de energia do sinal) e global (integra??o temporal do mapa local). Utilizando a an?lise wavelet, identificamos as periodicidades relacionadas a treze sistemas com modula??o rotacional, al?m da assinatura de padr?o de batimento no mapa wavelet local de cinco vari?veis pulsantes ao longo de toda a janela temporal. / Binary systems are key environments to study the fundamental properties of stars. In this work, we analyze 99 binary systems identified by the CoRoT space mission. From the study of the phase diagrams of these systems, our sample is divided into three groups: those whose systems are characterized by the variability relative to the binary eclipses; those presenting strong modulations probably due to the presence of stellar spots on the surface of star; and those whose systems have variability associated with the expansion and contraction of the surface layers. For eclipsing binary stars, phase diagrams are used to estimate the classification in regard to their morphology, based on the study of equipotential surfaces. In this context, to determine the rotation period, and to identify the presence of active regions, and to investigate if the star exhibits or not differential rotation and study stellar pulsation, we apply the wavelet procedure. The wavelet transform has been used as a powerful tool in the treatment of a large number of problems in astrophysics. Through the wavelet transform, one can perform an analysis in time-frequency light curves rich in details that contribute significantly to the study of phenomena associated with the rotation, the magnetic activity and stellar pulsations. In this work, we apply Morlet wavelet (6th order), which offers high time and frequency resolution and obtain local (energy distribution of the signal) and global (time integration of local map) wavelet power spectra. Using the wavelet analysis, we identify thirteen systems with periodicities related to the rotational modulation, besides the beating pattern signature in the local wavelet map of five pulsating stars over the entire time span.

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:14:49Z (GMT). No. of bitstreams: 1 BraulioBS.pdf: 4170576 bytes, checksum: 35c2b21d1cdcddc331a9b440b7e11f57 (MD5) Previous issue date: 2006-01-25 / Conselho Nacional de Desenvolvimento Cient?fico e Tecnol?gico / In the present work we use a Tsallis maximum entropy distribution law to fit the observations of projected rotational velocity measurements of stars in the Pleiades open cluster. This new distribution funtion which generalizes the Ma.xwel1-Boltzmann one is derived from the non-extensivity of the Boltzmann-Gibbs entropy. We also present a oomparison between results from the generalized distribution and the Ma.xwellia.n law, and show that the generalized distribution fits more closely the observational data. In addition, we present a oomparison between the q values of the generalized distribution determined for the V sin i distribution of the main sequence stars (Pleiades) and ones found for the observed distribution of evolved stars (subgiants). We then observe a correlation between the q values and the star evolution stage for a certain range of stel1ar mass / No presente estudo n?s usamos uma lei de distribui??o da entropia maximizada de Tsallis para ajustar a distribui??o observada das medidas de velocidade rotacional projetada de estrelas no aglomerado aberto das Pl?iades e numa amostra de estrelas subgigantes. Essa nova fun??o de distribui??o, que generaliza a distribui??o de Maxwell-Boltzmann, ? derivada a partir generaliza??o de n?o extensividade da entropia de Boltzmann-Gibbs. N?s apresentamos, tamb?m, uma compara??o entre os resultados da distribui??o generalizada e a lei Maxwelliana, e mostramos que a distribui??o generalizada se ajusta mais precisamente aos dados observacionais. Al?m disso, apresentamos uma compara??o entre os valores de q, da distribui??o generalizada, determinados para a distribui??o de V sin i das estrelas da seq??ncia principal (Pl?iades) e os valores determinados para a distribui??o observada das estrelas evolu?das (subgigantes). Observamos uma correla??o entre os valores de q e o est?gio de evolu??o estelar, para uma determinada faixa de massa estelar.

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:14:51Z (GMT). No. of bitstreams: 1 JennyPBC_DISSERT.pdf: 5521359 bytes, checksum: 4fe56147d328fd779a49b4802497080b (MD5) Previous issue date: 2010-12-30 / One of the main goals of CoRoT Natal Team is the determination of rotation period for thousand of stars, a fundamental parameter for the study of stellar evolutionary histories. In order to estimate the rotation period of stars and to understand the associated uncertainties resulting, for example, from discontinuities in the curves and (or) low signal-to-noise ratio, we have compared three different methods for light curves treatment. These methods were applied to many light curves with different characteristics. First, a Visual Analysis was undertaken for each light curve, giving a general perspective on the different phenomena reflected in the curves. The results obtained by this method regarding the rotation period of the star, the presence of spots, or the star nature (binary system or other) were then compared with those obtained by two accurate methods: the CLEANest method, based on the DCDFT (Date Compensated Discrete Fourier Transform), and the Wavelet method, based on the Wavelet Transform. Our results show that all three methods have similar levels of accuracy and can complement each other. Nevertheless, the Wavelet method gives more information about the star, from the wavelet map, showing the variations of frequencies over time in the signal. Finally, we discuss the limitations of these methods, the efficiency to give us informations about the star and the development of tools to integrate different methods into a single analysis / Um dos principais objetivos do Grupo do CoRoT de Natal ? a determina??o do per?odo de rota??o para milhares de estrelas, um par?metro fundamental para o estudo da hist?ria evolutiva estelar. Para estimar o per?odo de rota??o das estrelas e compreender as incertezas associadas resultantes, por exemplo, das descontinuidades nas curvas e (ou) das baixas raz?es sinal-ru?do, comparamos tr?s diferentes m?todos para o tratamento das curvas de luz nesta disserta??o. Estes m?todos foram aplicados na an?lise de curvas de luz com diferentes caracter?sticas. Primeiro, uma An?lise Visual foi realizada para cada curva de luz, dando uma perspectiva geral sobre os diferentes fen?menos destacados nas curvas. Os resultados obtidos por este m?todo em rela??o ao per?odo de rota??o da estrela, a presen?a de manchas, ou a natureza da estrela (sistema bin?rio ou outro) foram ent?o comparados com aqueles obtidos por outros dois m?todos mais precisos: o m?todo CLEANest, com base na DCDFT (Date Compensated Discrete Fourier Transform), e o m?todo Wavelet, com base na Transformada Wavelet. Nossos resultados mostram que os tr?s m?todos apresentam n?veis similares de precis?o e cada um pode complementar o outro. No entanto, o m?todo Wavelet pode fornecer informa??es adicionais sobre a estrela estudada, a partir do mapa wavelet, mostrando as varia??es de freq??ncias no sinal ao longo do tempo. Finalmente, discutimos as limita??es destes m?todos, os n?veis de efici?ncia em fornecer informa??es sobre a estrela, bem como o poss?vel desenvolvimento de ferramentas para integrar m?todos diferentes em uma ?nica an?lise

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:14:52Z (GMT). No. of bitstreams: 1 CristianACA_TESE.pdf: 1637371 bytes, checksum: 286a3a156c7aca7fdba8233b49b7891f (MD5) Previous issue date: 2010-12-02 / A rota??o estelar ? um dos mais importantes observ?veis da evolu??o estelar. Neste sentido, o sat?lite CoRoT representa uma oportunidade ?nica de medir os per?odos rotacionais para uma amostra de estrelas estatisticamente robusta, oferecendo dados absolutamente necess?rios para o estudo da rota??o e seu papel na evolu??o estelar. Para conseguir isto, um passo fundamental ? a caracteriza??o f?sica e qu?mica das estrelas observadas pelo CoRoT, especificamente devido ao fato de que o c?lculo de per?odos rotacionais confi?veis ? um trabalho dif?cil sem a ajuda dos par?metros estelares. Desta forma, foi elaborado um importante seguimento observacional das estrelas nos campos do CoRoT do anticentro LRa01 e do centro LRc01, permitindo a correta identifica??o dos per?odos que reflitam a modula??o rotacional. Nesta tese de doutorado s?o apresentados os resultados de tal seguimento. Par?metros f?sicos e qu?micos, tais como temperatura efetiva Teff , gravidade superficial log(g), velocidade de microturbul?ncia Vmic, abund?ncia de ferro [Fe/H], velocidade de rota??o projetada Vsin(i), e abund?ncia de l?tio A(Li) s?o apresentados para uma amostra de 116 estrelas dos campos CoRoT. Elas se encontram em diferentes est?gios evolutivos, desde a sequ?ncia principal (SP) at? o ramo das gigantes vermelhas (GV). As observa??es foram feitas utilizando os espectr?grafos UVES (VLT) e HYDRA (CTIO). Para a deriva??o de tais par?metros foram utilizados o programa TurboSpectrum e os modelos de atmosfera de MARCS. Paralelamente, velocidades rotacionais Vsin(i) foram obtidas a partir do ajuste dos perfis observados e sint?ticos das linhas de ferro e por meio de uma calibra??o de fun??o de correla??o cruzada (CCF). Per?odos rotacionais Prot para 77 estrelas da amostra foram obtidos a partir das curvas de luz do sat?lite CoRoT. Extensas tabelas destes par?metros e seus respectivos erros s?o apresentadas. Foram encontradas diferen?as nas distribui??es de Teff , [Fe/H] e est?gios evolutivos entre os diferentes campos do CoRoT, indicando poss?veis efeitos de sele??o na amostra, assim como a exist?ncia de diferentes popula??es estelares do disco Gal?ctico. Por outro lado, o comportamento rotacional e as abund?ncias de l?tio n?o apresentam diferen?as entre estrelas de par?metros f?sicos similares, mas que pertencem a diferentes campos do CoRoT. A partir da an?lise de temperaturas, foi encontrada uma maior extin??o por avermelhamento para estrelas do CoRoT localizadas no campo LRc01, assim como um gradiente deste valor em fun??o da dist?ncia. Os resultados mostram que as abund?ncias de l?tio, as velocidades de rota??o e os per?odos rotacionais apresentam o mesmo comportamento descrito na literatura. Por outro lado, ? apresentada pela primeira vez a rela??o que existe entre o l?tio e o per?odo de rota??o em diferentes est?gios evolutivos, mostrando, tal como era esperado, que ambas as grandezas possuem uma anticorrela??o. Tamb?m ? apresentada a evolu??o simult?nea da rota??o e do l?tio, e foram calculadas rela??es que permitem obter valores m?dios de A(Li) como fun??o da temperatura efetiva e do per?odo rotacional. Os dados apresentados nesta tese de doutorado representam um importante ponto de partida para serem utilizados como uma amostra de calibra??o para diferentes programas no contexto da miss?o do sat?lite CoRoT, uma vez que a lista de estrelas aqui analisadas s?o parte das mais brilhantes que comp?em o campo Exo do CoRoT

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:14:54Z (GMT). No. of bitstreams: 1 BrunoLCM_DISSERT.pdf: 3635970 bytes, checksum: 405035b5ca2594ffba862620e9c06c33 (MD5) Previous issue date: 2003-12-19 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / A conex?o entre rota??o, fluxo de emiss?o de Call e abund?ncia de l?tio ? analisada para uma amostra de estrelas subgigantes, cujo status evolucion?rio foi determinado a partir do c?digo de Tolouse-Geneve e de suas medidas trigonom?tricas de paralaxe do HIP-PARCOS. Observamos que a distribui??o da rota??o e do fluxo de emiss?o de Call, como fun??o da temperatura efetiva, mostra uma descontinuidade localizada em torno do mesmo tipo espectral, F8IV. Estrelas localizadas no lado azul deste tipo espectral exibem uma elevada dispers?o nos valores de rota??o e de fluxo de Call, enquanto que estrelas localizadas no lado vermelho de F8IV mostram essencialmente baixa rota??o e baixo fluxo de Call. A intensidade deste decl?nio, entretanto, depende da massa estrelar. A distribui??o das abund?ncias de l?tio tamb?m apresenta uma descontinuidade, por?m, com um comportamento um pouco mais complexo. Para subgigantes com massa menor ou em torno de 1.2 Mo, esse decl?nio ? observado mais tarde do que aquele na rota??o e no fluxo de Call, enquanto que para massas maiores do que 1.2 Mo decrescimento na abund?ncia do l?tio ? localizado ao redor do tipo espectral F8IV. A discrep?ncia entre a localiza??o das descontinuidades da rota??o e da emiss?o do fluxo de Call e do log⁡〖n(Li) 〗, para estrelas com massas menores do que 1.2 Mo, parece refletir a sensibilidade dos fen?menos em rela??o ? massa da envolt?ria convectiva. A diminui??o abrupta na rota??o, que resulta principalmente de uma desacelera??o magn?tica, requer um aumento na massa da envolt?ria convectiva menor do que o requerido para o decrescimento nas abund?ncias de l?tio. A localiza??o da descontinuidade em log⁡n(Li), na mesma regi?o das descontinuidades na rota??o e na emiss?o de fluxo de Call para estrelas com massas maiores do que 1.2 M, pode tamb?m ser explicada atrav?s do comportamento da profundidade da envolt?ria convectiva. Em contraste com a rela??o entre rota??o e fluxo de Call, a rela??o entre abund?ncia de l?tio e rota??o mostra uma tend?ncia n?o muito clara para um comportamento linear. Similarmente, a mesma tend?ncia ? observada na rela??o entre abund?ncia de l?tio e fluxo de Call. Apesar destes fatos, subgigantes com alto conte?do de l?tio tamb?m possuem alta rota??o e alta emiss?o de fluxo de Call. Observamos tamb?m que estrelas com alto conte?do de l?tio apresentam, em sua maioria, uma envolt?ria convectiva pouco desenvolvida, enquanto que estrelas com baixo conte?do de l?tio possuem uma envolt?ria convectiva bastante desenvolvida. No caso da rota??o, estrelas com a envolt?ria convectiva pouco desenvolvida apresentam velocidades rotacionais tanto altas como baixas, enquanto que estrelas com a envolt?ria convectiva bem desenvolvida apresentam apenas baixa rota??o

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:14:59Z (GMT). No. of bitstreams: 1 DiogoMS_DISSERT.pdf: 2313736 bytes, checksum: fc91d263aed874a270b111210a809d8a (MD5) Previous issue date: 2012-04-02 / Conselho Nacional de Desenvolvimento Cient?fico e Tecnol?gico / The study of sunspots consistently contributed to a better understanding of magnetic phenomena of the Sun, as its activity. It was found with the dynamics of sunspots that the Sun has a rotation period of twenty-seven days around your axis. With the help of Project Sun-As-A-Star that solar spectra obtained for more than thirty years we observed oscillations of both the depth of the spectral line and its equivalent width, and analysis of the return information about the characteristics of solar magnetism. It also aims to find patterns of solar magnetic activity cycle and the average period of rotation of the Sun will indicate the spectral lines that are sensitive to magnetic activity and which are not. Sensitive lines how Ti II 5381.0 ? stands as the best indicator of the solar rotation period and also shows different periods of rotation cycles of minimum and maximum magnetic activity. It is the first time we observe clearly distinct rotation periods in the different cycles. The analysis also shows that Ca II 8542.1 ? and HI 6562.0 ? indicate the cycle of magnetic activity of eleven years. Some spectral lines no indicated connection with solar activity, this result can help us search for programs planets using spectroscopic models. Data analysis was performed using the Lomb-Scargle method that makes the time series analysis for unequally spaced data. Observe different rotation periods in the cycles of magnetic activity accounts for a discussion has been debated for many decades. We verified that spectroscopy can also specify the period of stellar rotation, thus being able to generalize the method to other stars / O estudo das manchas solares de forma sistem?tica contribuiu para um melhor entendimento de fen?menos magn?ticos do Sol, tal como a sua atividade. Constatou-se com a din?mica das manchas solares que o Sol tem um per?odo de rota??o de vinte e sete dias em torno de seu eixo. Com o aux?lio do projeto Sun-As-A-Star que obteve espectros solares por mais de trinta anos pudemos verificar oscila??es tanto da profundidade da linha espectral quanto de sua largura equivalente, e a an?lise destas nos retornam informa??es sobre caracter?sticas do magnetismo solar. Objetiva-se tamb?m encontrar padr?es do ciclo de atividade magn?tica solar e do per?odo de rota??o m?dio do Sol. Indicaremos as linhas espectrais que s?o sens?veis a atividade magn?tica e as que n?o s?o. Das linhas sens?veis Ti II 5381.0 ? se sobressai como melhor indicador do per?odo de rota??o solar e tamb?m aponta per?odos de rota??o diferentes nos ciclos de m?nima e m?xima atividade magn?tica. ? a primeira vez que se observa com clareza per?odos de rota??o distintos nos diferentes ciclos. A an?lise tamb?m mostra que Ca II 8542.1 ? e H I 6562.0 ? apontam o ciclo de atividade magn?tica de onze anos do Sol. Diversas linhas n?o apresentaram liga??o com a atividade solar, este resultado pode ajudar nos programas de busca por planetas que utilizam modelos espectrosc?picos. A an?lise dos dados foi feita utilizando o m?todo Lomb-Scargle que faz a an?lise de s?ries temporais para dados n?o igualmente espa?ados. Observar diferentes per?odos de rota??o nos ciclos de atividade magn?tica esclarece uma discuss?o j? debatida h? muitas d?cadas. Verificamos que a espectroscopia tamb?m pode indicar o per?odo de rota??o estelar, podendo assim, generalizar o m?todo para outras estrelas

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:14:59Z (GMT). No. of bitstreams: 1 JeffersonSC_TESE.pdf: 7061062 bytes, checksum: d2c5ad41faaee5de62ce36d8fc411b3b (MD5) Previous issue date: 2013-02-22 / Conselho Nacional de Desenvolvimento Cient?fico e Tecnol?gico / The study physical process that control the stellar evolution is strength influenced by several stellar parameters, like as rotational velocity, convective envelope mass deepening, and magnetic field intensity. In this study we analyzed the interconnection of some stellar parameters, as Lithium abundance A(Li), chromospheric activity and magnetic field intensity as well as the variation of these parameters as a function of age, rotational velocity, and the convective envelope mass deepening for a selected sample of solar analogs and twins stars. In particular, we analyzed the convective envelope mass deepening and the dispersion of lithium abundance for these stars. We also studied the evolution of rotation in subgiants stars, because its belong to the following evolutionary stage of solar analogs, and twins stars. For this analyze, we compute evolutionary models with the TGEC code to derive the evolutionary stage, as well as the convective envelope mass deepening, and derive more precisely the stellar mass, and age for this 118 stars. Our Investigation shows a considerable dispersion of lithium abundance for the solar analogs stars. We also realize that this dispersion is not by the convective zone deep, in this way we observed which the scattering of A(Li) can not be explained by classical theories of mixing in the convective zone. In conclusion we have that are necessary extra-mixing process to explain this decrease of Lithium abundance in solar analogs and twins stars. We analyzed the subgiant stars because this are the subsequent evolutionary stage after the solar analogs and twins stars. For this analysis, we compute the rotational period for 30 subgiants stars observed by Co- RoT satellite. For this task we apply two different methods: Lomb-Scargle algorithm, and the Plavchan Periodogram. We apply the TGEC code we compute models with internal distribution of angular momentum to confront the predict results with the models, and the observational results. With this analyze, we showed which solid body rotation models are incompatible with the physical interpretation of observational results. As a result of our study we still concluded that the magnetic field, convective envelope mass deepening, and internal redistribution of angular momentum are essential to explain the evolution of low-mass stars, and its observational characteristics. Based on population synthesis simulation, we concluded that the solar neighborhood presents a considerable quantity of solar twins when compared with the discovered set nowadays. Altogether we foresee the existence around 400 solar analogs in the solar neighborhood (distance of 100 pc). We also study the angular momentum of solar analogs and twins, in this study we concluded that added angular momentum from a Jupiter type planet, putted in the Jupiter position, is not enough to explain the angular momentum predicted by Kraft law (Kraft 1970) / O estudo dos processos f?sicos controladores da evolu??o estelar ? fortemente influenciado por alguns par?metros estelares, tais como: velocidade de rota??o, profundidade em massa da envolt?ria convectiva e intensidade do campo magn?tico. Neste trabalho n?s analisamos a interconex?o de diversos par?metros estelares, tais como a abund?ncia de L?tio A(Li), atividade cromosf?rica e intensidade do campo magn?tico assim como a varia??o destes como fun??o da idade, da velocidade de rota??o e profundidade em massa da envolt?ria convectiva para uma amostra selecionada de estrelas an?logas e g?meas solares. Em especial analisamos a profundidade em massa da envolt?ria convectiva e a dispers?o que ocorre com rela??o a abund?ncia de l?tio nestas estrelas. Estudamos tamb?m a evolu??o da rota??o das estrelas subgigantes que pertencem ao est?gio evolutivo seguinte das estrelas an?logas e g?meas solares. Para esta an?lise, calculamos modelos evolutivos usando o c?digo TGEC com o intuito de determinar o estado evolutivo, bem como a profundidade da envolt?ria convectiva, al?m de determinar com maior precis?o a massa e a idade para as 118 estrelas Nossa an?lise mostra a exist?ncia de uma consider?vel dispers?o entre os valores da A(Li) para as estrelas an?logas solares. Observamos ainda que esta dispers?o n?o est? relacionada com a profundidade da zona convectiva, de modo que o espalhamento nos valores da A(Li) n?o pode ser explicado com base em teorias cl?ssicas de mistura na zona convectiva. Como conclus?o observamos que s?o necess?rios processos de mistura-extra para explicar este comportamento da abund?ncia de l?tio nas estrelas an?logas e g?meas solares. O estudo das estrelas subgigantes foi conduzido de forma a podermos estudar o est?gio evolutivo imediatamente posterior ao est?gio das estrelas an?logas solares. Nesta nova etapa, calculamos os per?odos de rota??o para 30 estrelas subgigantes observadas com o sat?lite CoRoT. Para esta tarefa utilizamos dois diferentes m?todos: o algoritmo de Lomb-Scargle e o periodograma de Plavchan. Utilizando o c?digo TGEC constru?mos modelos que levam em considera??o a redistribui??o interna de momentum angular com o intuito de confrontar os resultados preditos pelos modelos com os resultados observacionais. Com esta an?lise mostramos que os modelos cuja rota??o ? do tipo corpo r?gido s?o incompat?veis com a interpreta??o f?sica dos resultados observacionais. Nosso estudo conclui que tanto o campo magn?tico e a profundidade da envolt?ria convectiva, quanto a redistribui??o interna do momentum angular s?o par?metros f?sicos essenciais para explicar a evolu??o das estrelas de pouca massa, bem como suas caracter?sticas observacionais. Baseado em simula??o de s?ntese de popula??o, conclu?mos ainda que a vizinhan?a solar apresenta uma quantidade consider?vel de g?meas quando comparado ao conjunto descoberto at? os dias atuais. Ao todo prevemos a exist?ncia de pelo menos 400 g?meas solares no entorno de 100 pc do Sol. Com rela??o ao estudo do momentum angular das estrelas an?logas e g?meas solares conclu?mos que o momentum angular adicionado por um planeta do tipo J?piter, colocado na posi??o de J?piter, n?o ? suficiente para explicar o momentum angular previsto pela lei de Kraft (1970)

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:18:08Z (GMT). No. of bitstreams: 1 FladjuleRSS.pdf: 330062 bytes, checksum: 22e7d9836e1ea44b75c1f00b2ab22a60 (MD5) Previous issue date: 2008-03-28 / Bacterial meningitis (BM) is still an important infectious disease causing death and disability. Invasive bacterial infections of the central nervous systems (CNS) generate some of the most powerful inflammatory responses known, which contributes to neuronal damage. The DNA microarray technology showed alterations in the kynurenine (KYN) pathway that is induced in BM and other diseases associated with inflammation, leading to brain injury. Our main aim was to search SNPs previously described in the KYN path enzymes to investigate a putative association of this SNPs with imbalanced in this pathway in patients with BM. The patients included in this study were 33 males and 24 females, with ages varying from 02 months to 68 years. SNPs were located inside of the domain conserved in KYNU, IDO, KATI and KATII. Primers were designed for analysis of SNPs already described by PIRA-PCR followed by RFLP. The analysis of KYNU+715G/A SNP found a heterozygous frequency of 0.033. We did not found the variant allele of SNP KYNU+693G/A, KATI+164T/C, KATII+650C/T and IDO+434T/G. Despite of previews studies showing the importance of KYN pathway we did not found one association of these SNPs analyzed with susceptibility or severity of MB in study population. / A meningite bacteriana (MB) ? uma doen?a infecciosa que causa morte e deixa graves seq?elas. Infec??es bacterianas do sistema nervoso central (SNC) geram uma das mais poderosas respostas inflamat?rias conhecidas, a qual contribui para os danos neuronais. Atrav?s de an?lises por Microarray foi poss?vel observar altera??es na Rota da Quinurenina (RQ) que s?o induzidas na MB e em outras doen?as associadas com inflama??o, levando a inj?ria cerebral. A RQ tem um papel crucial na patog?nese da MB, produzindo neurotoxinas e esp?cies reativas de oxig?nio. Nosso principal objetivo foi buscar SNPs previamente descritos no banco de dados do NCBI em enzimas da RQ e investigar uma poss?vel associa??o destes SNPs com as altera??es da RQ em pacientes com MB. Os pacientes inclu?dos neste estudo foram 33 homens e 24 mulheres, com idades variando entre 02 meses a 68 anos. Os SNPs foram localizados dentro do dom?nio conservado da cadeia polipept?dica das enzimas KYNU, IDO, KATI e KATII. Primers foram desenhados para an?lises do SNPs atrav?s da t?cnica do PIRA-PCR seguido por RFLP. A an?lise do SNP KYNU+693G/A mostrou uma freq??ncia de heterozigosidade de 0,033. N?s n?o encontramos freq??ncia al?lica na popula??o estudada para os SNPs KYNU+693G/A, KATI+164T/C, KATII650C/T e IDO+434T/G. Apesar de estudos anteriores mostrarem a import?ncia da RQ, n?o foi encontrada uma associa??o dos SNPs estudados com a susceptibilidade ou a severidade das seq?elas da MB na popula??o em estudo.

Submitted by Automa??o e Estat?stica (sst@bczm.ufrn.br) on 2017-01-03T19:59:46Z No. of bitstreams: 1 LucianoLuizAlencarDeOliveira_DISSERT.pdf: 2470373 bytes, checksum: 63cb317951c5535d78b509ecaf22a0ca (MD5) / Approved for entry into archive by Arlan Eloi Leite Silva (eloihistoriador@yahoo.com.br) on 2017-01-09T11:24:31Z (GMT) No. of bitstreams: 1 LucianoLuizAlencarDeOliveira_DISSERT.pdf: 2470373 bytes, checksum: 63cb317951c5535d78b509ecaf22a0ca (MD5) / Made available in DSpace on 2017-01-09T11:24:31Z (GMT). No. of bitstreams: 1 LucianoLuizAlencarDeOliveira_DISSERT.pdf: 2470373 bytes, checksum: 63cb317951c5535d78b509ecaf22a0ca (MD5) Previous issue date: 2015-12-21 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior (CAPES) / A rota??o ? um dos mais importantes observ?veis em astronomia estelar, conduz a forma??o e evolu??o das estrelas. De fato, a principal meta desafiadora no estudo da rota??o estelar ? a compreens?o da hist?ria do momento angular, uma vez que as estrelas evoluem ao longo do diagrama HR, bem como o papel da rota??o em diferentes fen?menos din?micos, incluindo a atividade magn?tica estelar, processos de acre??o e coalesc?ncia. O presente trabalho traz a an?lise sem precedentes da rota??o ao longo do diagrama HR, com base em uma amostra completa de estrelas evolu?das de classe de luminosidade Ib, II, III e IV, respectivamente as supergigantes Ib, gigantes brilhantes, gigantes e subgigantes. Para o estudo rotacional, n?s usamos a velocidade de rota??o projetada, v sen i, calculada a partir de observa??es feita com o espectr?metro CORAVEL (Baranne et al., 1979) e apresentadas em diferentes cat?logos (De Medeiros e Mayor (1999); De Medeiros et al. (2002) e De Medeiros et al. (2014)). Pela primeira vez um estudo da evolu??o da rota??o ? apresentada por estrelas individuais e m?ltiplas. Confirmamos que a rota??o de estrelas individuais diminui acentuadamente a partir de tipo espectral F e G, dependendo da classe de luminosidade e da massa estelar. A partir das regi?es espectrais G e K, a rota??o diminui para todas as classes de luminosidade. O presente estudo revela tamb?m o aumento da rota??o estelar devido a sincroniza??o, resultado dos efeitos de mar?s, em sistemas bin?rios com componentes evolu?das. Para todas as classes de luminosidade analisada detectamos rota??o nas regi?es espectrais F, G e K com valores de at? 70 km/s. / Rotation is one of the most important observable in stellar astronomy, driving largely the formation and evolution of stars. Indeed, the main challenging goal in the study of stellar rotation is the understanding of the angular momentum history once stars evolve along the HR diagram, as well the role of rotation in different dynamical phenomena including the stellar magnetic activity, accretion and coalescence processes. The present work brings unprecedented analysis of rotation along the HR diagram, on the basis of a complete sample of evolved stars, namely stars of luminosity classes Ib, II, III and IV, respectively supergiants, bright giants, giants and subgiants. For the rotational diagnostic, we use projected rotational velocity computed from observations carried out with of the CORAVEL spectrometers (Baranne et al. 1979) and presented in different catalogs (De Medeiros and Mayor (1999); De Medeiros et al. (2002) and De Medeiros et al. (2014). For the first time an evolutionary study of rotation is presented for single and multiple stars. We confirm that the rotation of single stars decrease sharply from spectral type F to G, at a rate depending on luminosity class and stellar mass. From G to K spectral regions rotation decreases smoothly for both luminosity classes. The present study reveals also the extent of the effects of tidal synchronization on stellar rotation, in binary systems with evolved components. For all the analysed luminosity classes we detect enhanced rotation in the G and K spectral regions, with values up to 70 km/s.