Teses - Física - FEG

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  • ItemTese de doutorado
    Estudo das regiões estáveis e instáveis ao redor de corpos prolatos
    (Universidade Estadual Paulista (Unesp), 2023-05-29) Ribeiro, Taís Alves SIlva; Winter, Othon Cabo [UNESP]; Universidade Estadual Paulista (Unesp)
    A exploração dinâmica ao redor de corpos não esféricos tem aumentado nas últimas décadas devido ao interesse em estudar o movimento das órbitas de naves espaciais, luas e anéis de partículas ao redor desses corpos. A proposta desta tese é explorar a região em torno de corpos modelados por elipsoides prolatos, usando ferramentas computacionais para integrações numéricas das equações do problema gravitacional de N-corpos, a técnica da superfície de seção de Poincaré e o método de busca em grade. No âmbito de integrações numéricas para o estudo da dinâmica da região próxima a esses corpos elipsoidais, sabe-se que é necessário o uso de condições iniciais geométricas quando o objeto central é significativamente oblato. Assim, mostramos que para corpos alongados, há também a necessidade de adaptação da velocidade inicial (ν C 22 ) para que órbitas periódicas de primeira espécie em torno deste corpo tenham amplitudes de variações radiais menores, visto que a velocidade kepleriana produz elevada excentricidade osculadora e variação radial. Descrevemos um método empírico para obter a velocidade ν C 22 de um conjunto de simulações onde variamos os parâmetros físicos como massa, raio do primário, densidade, C 22 e distancia radial. Com os dados obtidos, desenvolvemos novas equações que permitem o cálculo da excentricidade orbital, velocidade inicial e a Terceira Lei de Kepler em função do coeficiente de elipticidade, semieixo maior da órbita e raio do corpo central. Além disso, identificamos uma importante mudança da localização do corpo primário em relação a órbita elíptica. Em uma órbita kepleriana usual o objeto central ocupa um dos focos da elipse. No caso das órbitas com mínima variação radial encontradas em nosso estudo, o corpo passa a ocupar o centro da órbita elíptica. Por fim, incluímos a rotação do corpo central nos sistemas estudados e analisamos suas implicações na dinâmica dessas órbitas de baixa variação radial. A estrutura dinâmica em torno desses objetos é definida por regiões regulares e caóticas. A técnica de superfície de seção de Poincaré permite mapear essas regiões, identificando a localização de ressonâncias e o tamanho das zonas regulares e caóticas, assim, auxiliando a compreensão da dinâmica ao redor desses corpos. Portanto, usando essa técnica, mapeamos o espaço a − e das regiões estáveis e instáveis em torno de corpos elipsoidais, tais como o planeta anão Haumea, o centauro Chariklo e outros cinco corpos hipotéticos, nos quais mantemos parte dos parâmetros físicos de Haumea mas variamos seu período de rotação e elipticidade, a fim de analisarmos o impacto dessas alterações nas extensões das regiões estáveis e instáveis devido às órbitas periódicas de primeiro tipo e ressonâncias do tipo spin-órbita. Verificamos que as larguras das ressonâncias não são simétricas em relação ao centro da ressonância e identificamos uma grande região de estabilidade, em semieixo maior e excentricidade, devido às órbitas periódicas de primeiro tipo. As órbitas periódicas de primeiro tipo estão presentes em um grande intervalo de semieixo maior para todos os sistemas considerados e possuem excentricidade quase nula, enquanto que as órbitas ressonantes e as quase-periódicas apresentam excentricidades elevadas. Além disso, identificamos a bifurcação da ressonância 2:6 quando há redução do spin de um corpo com os mesmos parâmetros físicos de Haumea. Essa bifurcação gera uma região caótica, diminuindo a extensão da zona de estabilidade. Por fim, usando o método de busca em grade, identificamos e classificamos famílias de órbitas periódicas simétricas em torno de corpos prolatos.
  • ItemTese de doutorado
    Análise de órbitas : missão garatéa e órbitas periódicas
    (Universidade Estadual Paulista (Unesp), 2023-03-28) Boaventura, Giulliano Assis Sodero; Winter, Silvia Maria Giuliatti [UNESP]; Ferreira, Alessandra Ferraz da Silva; Universidade Estadual Paulista (Unesp)
    Recentemente, temos visto uma série de missões espaciais com destinos a Lua e a asteroides, seja para fins exploratórios ou científicos, com possibilidades de muita lucratividade de uma forma sustentável. Diante desse cenário, destaca-se a Missão Garatéa-L (do Tupi-Guarani, "Busca Vidas"), missão genuinamente brasileira, que tem como objetivo principal colocar um sonda em órbita da Lua no ano de 2024 ou 2025, tendo como pesquisa central o tema astrobiologia e o estudo da bacia do polo sul lunar (Aitken Basin). Nesse contexto, a primeira parte do presente trabalho visa estudar as órbitas que atendem a necessidade da missão, obedecendo os parâmetros necessários de 300 km de periselene e 3000 km de aposelene usando os coeficientes gravitacionais da Lua J2, J3 e C22. Obtivemos como resultado as possíveis órbitas pretendidas pela missão, analisando tempo de vida útil do satélite na região de interesse, evolução dos elementos orbitais e tempo de permanência de cada partícula na posição dos experimentos, especialmente com referência ao polo sul lunar, em que há interesse por imagens de regiões específicas e posições mais afastadas, com interesse sobre a influência do clima espacial sobre colônias bacterianas. Ainda como estudos de órbitas, este trabalho discute as órbitas periódicas simétricas e sua importância para missões espaciais, principalmente para estudos da dinâmica de asteroides e cometas. A proposta de nosso estudo foi desenvolver um modelo alternativo para estudos qualitativos das propriedades dinâmicas em asteroides em forma de alteres, denominado tripolo-segmento, composto por dois corpos em cada extremidade e um corpo sobre a haste, usando o pacote de software TIDES. Obtemos como resultado as órbitas simétricas periódicas nesse modelo, primeiramente negligenciando a massa da haste, com evolução dos parâmetros de massa e em seguida, com a massa da haste. Posteriormente, analisamos a produção de órbitas periódicas simétricas aplicando o modelo no asteroide Holiday.
  • ItemTese de doutorado
    Influência das perturbações gravitacionais na técnica de desvio de asteroides potencialmente perigosos.
    (Universidade Estadual Paulista (Unesp), 2023-01-18) Santos, Bruno Chagas; Prado, Antonio Fernando Bertachini de Almeida [UNESP]; Universidade Estadual Paulista (Unesp)
    Apresentaremos o uso da técnica de impacto cinético como forma de desviar asteroides que possam apresentar algum risco de colisão com a Terra a qualquer momento. Dentro do trabalho a ser desenvolvido aqui, pretendemos avaliar com mais detalhes a possibilidade de desviar a órbita do asteroide 101955 Bennu, aplicando variações em sua velocidade (∆v) em diferentes posições dentro de seu período orbital e medindo os pontos de maior aproximação com o planeta Terra. Veremos que, em um período relativamente longo, o asteroide tem vários CPAs (Closest point of approaches) com o planeta Terra, sofrendo assim uma perturbação gravitacional natural. Com a aplicação das variações de velocidade, as distâncias relativas mudam, causando variações na energia do asteroide e variações na distância relativa entre o asteroide e a Terra por um período relativamente longo, após a aplicação da variação de velocidade. Apresentamos resultados em relação à intensidade da variação de velocidade aplicada, o que é importante devido ao tamanho do impactador a ser considerado e, para isso, mapeamos as posições da aplicação das variações de velocidade ao longo de um período da órbita do asteroide. Dentro deste cenário também iremos analisar mais casos envolvendo outros PHAs (Potentially Hazardous Asteroids) em diferentes períodos entre um CPA e outro CPA para testar o modelo e compreender melhor os efeitos gravitacionais que possam estar relacionados e possam influenciar a órbita dos asteroides. Iremos trabalhar também com asteroides de massas desprezíveis com o intuito de tentar evitar uma colisão do asteroide com a Terra em um período curto de 2 anos entre um CPA e a colisão. Iremos apresentar resultados para um asteroide real que irá ter um CPA com a Terra e depois irá retornar dentro de um período e colidir com a Terra. Para este trabalho escolhemos o asteroide 99942 Apophis que irá ter uma maior aproximação com a Terra em 13 de abril de 2029. Nossos resultados mostram que utilizando os efeitos gravitacionais da Terra, poderemos variar consideravelmente a órbita do asteroide e até mesmo evitar a colisão de asteroides com a mesma, utilizando de variações de velocidade não tão grandes. Finalizamos explicando o que acontece com a órbita do asteroide durante os períodos de perturbação gravitacional, já que o asteroide sofre vários “Swing By” que intensificam as variações das distâncias relativas entre os corpos após a aplicação das variações de velocidade, e com isso damos uma perspectiva de uma possível missão dentro de um cenário de colisão.
  • ItemTese de doutorado
    Cosmologia cinemática: modelos e testes
    (Universidade Estadual Paulista (Unesp), 2022-11-25) Rodrigues, Douglas Benndorf; Jesus, José Fernando de [UNESP]; Pereira, Saulo Henrique [UNESP]; Universidade Estadual Paulista (Unesp)
    A Cosmologia, enquanto estudo da origem e evolução do Universo, trabalha com modelos dinâmicos onde se supõe um conteúdo energético e se compara o modelo com os dados observacionais. Atual- mente, existe uma grande profusão de modelos dinâmicos na literatura, muito devido aos problemas da matéria e energia escura. Um método que se busca determinar a evolução do Universo sem supor nenhum conteúdo energético é chamado de Cosmologia Cinemática ou Cosmografia, onde se busca determinar os parâmetros cinemáticos ou mesmo a evolução desses parâmetros com o tempo. Outra possibilidade, é buscar determinar a evolução de quantidades cosmológicas sem a suposição de alguma parametrização. Nesse trabalho, propusemos análises relacionadas a essas 3 possibilidades. Primeiro, foi proposto e analisado um modelo de interação entre energia e matéria escuras visando aliviar o Problema da Coincidência. Em seguida, estudamos algumas parametrizações cinemáticas, onde conseguimos determinar alguns dos parâmetros cinemáticos. Finalmente, propusemos e analisamos um método de reconstrução não-paramétrica de um modelo dinâmico, onde a energia escura se comporta como um campo escalar.
  • ItemTese de doutorado
    Exploring models of formation and dynamic evolution of satellites and rings of the solar system
    (Universidade Estadual Paulista (Unesp), 2023-01-11) Madeira, Gustavo Oliveira; Winter, Silvia Maria Giuliatti [UNESP]; Universidade Estadual Paulista (Unesp)
    Accretion in a circumstellar disk is the main mechanism for the formation of planets, while the formation of satellites and rings can occur through different mechanisms around the central body. This thesis aims to study the formation and stability of different systems of satellites and rings, in different environments and epochs of the Solar System. For this, we employ different numerical techniques. The topics addressed in the thesis are: the formation of Galilean satellites of Jupiter in a circumplanetary disk, the formation of Phobos of Mars due to a material recycling mechanism, the stability of 1+N co-orbital satellites confining the Neptune arcs and their formation due to the disruption of a satellite, and stability around spherical objects with a mass anomaly. We study the Galilean satellites using N-body numerical simulations and assuming that they formed in a circumplanetary disk during the last stages of Jupiter’s formation. The model assumes impacts between satellitesimals, pebble accretion, and includes gas-driven migration, gas tidal damping, and drag. Under these effects, satellites migrate inwards stopping their migration when reaching the disk’s inner cavity or when captured in mean motion resonances. In the system that best matches the masses of the real Galilean system, pairs of adjacent satellites are obtained in 2:1 mean motion resonances. We propose that the Galilean satellites system is a primordial resonant chain and that Callisto left the resonance without breaking the Laplacian resonance via divergent migration due to tidal interactions. The formation of Phobos was analyzed using 1D simulations of disk/satellite interactions. The model assumes that Phobos is a low-cohesion satellite formed through a cascade of disruptions and re-accretions of several parent bodies in a debris disk around Mars. We find that the recycling mechanism must, in fact, take place if the debris disk gives rise to low-cohesion objects. However, if Phobos were formed by this process, it would be accompanied today by a Roche-interior ring. So Phobos cannot be the outcome of such a recycling process. Turning attention to stability of rings, we study the equilibrium configurations for 1+N co-orbital satellites confining the Neptune rings. We use N-body simulations and obtain distinct configurations of satellites, with different numbers and sizes of moonlets, capable of confining arcs. Then, the formation of these possible co-orbital satellites is analyzed assuming the disruption of an ancient body at a Lagrangian point of a moon. The disruption fragments spread out and collide to form the co-orbital system. In such a scenario, the arcs likely formed through a mixture of different processes, with impacts between fragments and meteoroid impacts with the formed moonlets being attractive possibilities. Finally, we use the Poincaré surface of section technique to analyze the stability around a spherical body with a mass anomaly at its equator. Varying the parameters of the central object, we verify the existence of two distinct regions around the body, a chaotic inner region where particles are lost and a stable outer region. In the stable region, spin-orbit resonances are identified, and we obtain that periodic orbits in 1:1+p resonances are asymmetric. Modeling Chariklo as an object with a mass anomaly, we conclude that its rings are in the stable region, but not involved in the 1:3 spin-orbit resonance, as proposed in the literature. The results presented here aim to shed light on the processes involved in the formation of satellites and ring systems, as well as understanding their stability. We also tried to underline the symbiotic relationship between rings and satellites. The different methodologies employed in this thesis can be adapted to other systems in order to bring better knowledge about the origin and fate of other satellites and rings of the Solar System.
  • ItemTese de doutorado
    Mapeando órbitas ao redor de satélites naturais.
    (Universidade Estadual Paulista (Unesp), 2022-10-14) Xavier, Jadilene Rodrigues; Winter, Silvia Maria Giuliatti [UNESP]; Prado, Antônio Bertachini de Almeida; Universidade Estadual Paulista (Unesp)
    As órbitas polares, circulares e de baixa altitude são de grande interesse para a exploração de satélites naturais, a razão é o fato de que, de uma órbita quase polar e circular, toda a superfície do satélite pode ser observada enquanto o satélite gira. Neste trabalho, apresentamos um estudo sobre órbitas de baixa altitude ao redor de satélites naturais. O primeiro sistema estudado é o sistema sonda-Urano-Titânia. O satélite como corpo central, uma sonda em sua órbita, e Urano, como corpo perturbador. Através de uma expansão do potencial gravitacional até segunda ordem, considera-se a assimetria do campo gravitacional devido ao coeficiente C22 de Titânia, o coeficiente zonal J2 e a perturbação gravitacional de Urano e de seus coeficientes gravitacionais J2 e J4 . Construímos um conjunto de mapas de tempo de vida para cinco valores diferentes da excentricidade da órbita em torno de Titânia. Analisamos também, a influência causada por pequenas porcentagens de erros nos valores dos coeficientes de gravidade. Propomos ainda algumas manobras orbitais com o intuito de evitar uma colisão da sonda com a superfície de Titânia. A fim de estender nossos resultados para outros sistemas, investigamos tempo de duração orbital para várias relações de massa e distância do terceiro corpo em função dos coeficientes J2 e C22 . Nossos resultados mostram que órbitas quase circulares de baixa altitude têm vida útil mais longa. Mostramos ainda que, para órbitas próximas a Titânia, os termos J2 e C22 de Titânia afetam muito mais a vida da sonda, em comparação ao efeito devido à atração gravitacional de Urano. Concluímos também que os valores de ω e Ω são essenciais para aumentar o tempo de vida das órbitas. Além disso, nossos resultados apontam que a realização de manobras orbitais para determinadas altitudes podem aumentar em quase 100% a duração da órbita. Por fim, observamos que a relação de massa e distância do perturbador pode produzir órbitas com tempo de vida diferentes.
  • ItemTese de doutorado
    Dinâmica dos pequenos corpos de Netuno e o sistema Kepler-90
    (Universidade Estadual Paulista (Unesp), 2021-12-01) Gallardo, Daniel Martin Gaslac [UNESP]; Winter, Silvia Maria Giuliatti [UNESP]; Universidade Estadual Paulista (Unesp)
    O sistema de anéis e satélites de Netuno foi descoberto (e o sistema de arcos de Netuno confirmado) durante a passagem da sonda espacial Voyager 2 em 1989 (SMITH et al., 1989). O sistema interno de Netuno possui um conjunto de sete satélites denominados Naiade, Thalassa, Despina, Galatea, Larissa, Hipocampo, Proteus e Tritão, além dos anéis Galle, Le Verrier, Lassell, Arago, anel coorbital de Galatea, e Adams. Neste trabalho analisamos a estabilidade da região interna do sistema de Netuno através dos mapas de difusão para um conjunto de partículas-teste sob a influência gravitacional de todos os satélites do sistema interno. Forças dissipativas como a pressão de radiação solar (para partículas micrométricas) e o arrasto devido ao plasma serão incluídas no estudo dos anéis. As partículas estarão inicialmente em órbitas excêntricas, onde serão assumidos os valores de excentricidade geométrica no intervalo de 0 a 0.04. O anel de Galle é o mais próximo ao planeta e está longe dos satélites, sendo localizado em uma região estável. Enquanto a borda interna do anel de Lassel (com largura igual a 4000 km) apresenta uma região estável dependente do valor da excentricidade. O mesmo ocorre com os anéis Le Verrier e Adams, esses anéis são estáveis para pequenos valores de excentricidade. Esses anéis podem sobreviver à perturbação dos satélites próximos para valores de e < 0.012. Quando a força de radiação solar é considerada, os anéis compostos por partículas de 1 µm apresentam um tempo de vida de 10⁴ anos, enquanto as partículas maiores (10 µm de raio) podem sobreviver até 10⁵ anos. Observações feitas pelo Telescópio Kepler durante quatro anos mostraram que existem sistemas multi- planetários, cujos planetas estão distribuídos de forma similar ao Sistema Solar (BORUCKI et al., 2010; BORUCKI et al., 2011). O sistema Kepler-90 apresenta um conjunto formado por oito planetas b, c, i, d, e, f , g e h, em distância crescente da estrela. Os planetas g e h são similares aos gigantes gasosos, enquanto os planetas d, e e f são similares às superterras. A configuração do sistema é similar ao Sistema Solar, pequenos planetas estão próximos e os maiores estão distantes da estrela, embora o planeta externo tenha uma distância orbital igual a 1 UA. Através da análise de frequência e simulações numéricas de longo período, analisamos a estabilidade das órbitas dos planetas para um conjunto de parâmetros, como a massa, o semieixo maior e excentricidade. Realizamos simulações numéricas para analisar três diferentes intervalos de excentricidade: o primeiro intervalo é de 0 a 1×10^−3 , o segundo intervalo é de 1×10^−3 a 1×10^−2 e o terceiro intervalo é de 1×10^−2 a 1×10^−1 . Os valores de excentricidade, argumento do pericentro, longitude do nodo ascendente e longitude média foram escolhidos aleatoriamente em cada intervalo de excentricidade. Os resultados mostram que os planetas com excentricidades que pertencem aos dois primeiros intervalos são estáveis, enquanto a maioria dos planetas com excentricidade 1×10^−2 a 1×10^−1 são ejetados do sistema. A variação da excentricidade dos planetas nos dois primeiros intervalos indicam que o planeta h é dominante, sendo importante para a estabilidade do sistema Kepler-90. Identificamos as ressonâncias de movimento médio 5:4 e 3:2 dos planetas b e c e g e h, respectivamente. Simulamos numericamente um conjunto de partículas nos "sistemas Kepler-90", através do mapa de difusão, onde identificamos quatro regiões estáveis entre as órbitas dos planetas c-i, i-d, d-e, e além da órbita do planeta h sendo identificadas como regiões 1, 2, 3 e 4, respectivamente. Os platôs associados às ressonâncias são identificadas com o planeta i e o planeta h. Os resultados mostraram que as partículas-teste estão em ressonância de movimento médio2:3, 5:6, 7:8 e 9:10 com o planeta i, e 1:2, 3:4, 3:5, 3:7 e 3:8 com planeta h.
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    Férmions de dimensão de massa um e sua interação gravitacional: aspectos canônico e covariante
    (Universidade Estadual Paulista (Unesp), 2021-10-21) Lima, Rodrigo de Castro [UNESP]; Pereira, Saulo Henrique [UNESP]; Universidade Estadual Paulista (Unesp)
    O campo espinorial MDO associado às partículas de spin-1/2 e dimensão canônica de massa um, construído sobre um conjunto completo de autoespinores de helicidade dual do operador conjugação de carga e que obedece a estatística de Fermi-Dirac, é um potencial candidato à descrição da matéria escura. A redefinição da estrutura dual desse objeto garantiu uma teoria adjacente local e invariante por transformações de Lorentz. Nesta tese, investigamos certos aspectos da interação do respectivo férmion com a gravidade à luz de uma formulação canônica à lá formalismo ADM e na perspectiva covariante sobre um background minkownskiano perturbado. No primeiro caso, apresentamos uma ação via campos de tetrada através de uma variedade folheada em uma família de superfícies tipo espaço Σ t que carrega tal campo de matéria. Encontramos os vínculos hamiltoniano e de difeomorfismo em nível clássico para a dinâmica gravitacional com a imersão desse conteúdo material no espaço-tempo. Na prescrição covariante, estudamos a interação entre o férmion MDO e o gráviton, bóson não massivo de spin-2 e hipotético representante do quantum da gravidade. Realizamos a construção do vértice de interação e da identidade de Ward-Takahashi para a teoria em primeira ordem perturbativa. Averiguamos, em seguida, a correção da auto-energia, a um loop, do gráviton nesse cenário. Ademais, estudamos um processo de espalhamento relativístico entre os férmions escuros mediados pelos grávitons, que nos assegurou um potencial atrativo newtoniano no regime de baixas energias.
  • ItemTese de doutorado
    Estudo fenomenológico extensivo em modelos de matéria escura
    (Universidade Estadual Paulista (Unesp), 2021-09-03) Duarte, Laura Cristina [UNESP]; Dias, Marco André Ferreira [UNESP]; Carvalho, Fernando Luiz de Campos [UNESP]; Universidade Estadual Paulista (Unesp)
    O trabalho apresentado nesta tese tem como objetivo o estudo fenomenológico de modelos de Matéria Escura. Abordamos três diferentes teorias, o modelo escotogênico singleto + tripleto, o modelo com férmions de dimensão canônica de massa um e uma versão minimamente modificada do modelo com uma dimensão extra Universal. Reexaminamos o modelo escotogênico singleto + tripleto que possui uma fenomenologia viável e substancialmente mais rica que a primeira versão proposta do modelo, o escotogênico simples. Fizemos um estudo fenomenológico mais detalhado do candidato escalar de Matéria Escura dessa teoria, atualizando as principais restrições teóricas e experimentais. Investigamos a detecção direta nos experimentos atuais e fizemos uma análise de detecção indireta por meio de raios-γ. Além disso, estudamos o sinal monojato no LHC e concluímos que esse estado final pode ser relevante para pesquisas futuras no LHC para luminosidades mais altas que serão acessíveis ao HL-LHC. O estudo do modelo com o férmion de dimensão canônica de massa um foi realizado utilizando um viés mais teórico. Calculamos as amplitudes de espalhamento para a autointeração do novo férmion e para seu acoplamento com o bóson de Higgs. Analisamos o caso especial em que esse férmion está restrito a mover-se sobre o eixo-z, conhecido como o eixo em que sua localidade é obtida. Verificamos que a probabilidade de que os espalhamentos ocorram é garantida nesse limite, já que as amplitudes obtidas são convergentes. Retomando a fenomenologia, analisamos a Matéria Escura fermiônica no contexto do modelo com uma dimensão extra Universal, modificado através da inclusão de operadores de dimensão canônica de massa cinco. Estabelecemos limites no espaço de parâmetros dessa teoria utilizando dados do canal monojato e confrontando os resultados com dados cosmológicos de densidade de relíquia. Verificamos que existe um intervalo de escala de compactificação e massas de Matéria Escura compatíveis com os limites experimentais e cosmológicos.
  • ItemTese de doutorado
    Mecânica quântica com comprimento mínimo
    (Universidade Estadual Paulista (Unesp), 2021-07-30) Almeida, Mateus Henrique de; Dutra, Alvaro de Souza [UNESP]; Universidade Estadual Paulista (Unesp)
    Supor a existência de um comprimento mínimo para medidas de posição, a qual denotaremos por q, implica que as derivadas espaciais não poderão ser realizadas conforme o habitual, pois o limite de ∆x tendendo a zero, deixa de fazer sentido. A partir desta ideia, levantamos a hipótese que a existência do comprimento mínimo q, no espaço das posições x, perturba a natureza do momento canonicamente conjugado p, de modo que ele seja transformado em um novo momento ℘. E a relação de comutação entre ℘ e o operador de posição x, seja dada por [ˆx, ℘] = iM(℘), onde M(℘) é o operador de translações mínimas, que está intimamente ligado ao comprimento mínimo do espaço q. Contudo, podemos definir, um operador K(℘), tal que, [ˆx, K(℘)] = ih, e mostrar que para cada escolha de M(℘), existe um K(℘) diferente, onde identificamos K, como o operador de momento canônico na presença do comprimento mínimo. Mostraremos, que a mecânica quântica com comprimento mínimo, pode ser vista como uma transformação canônica, vamos visitar a literatura para ilustrar alguns modelos de mecânica quântica com comprimento mínimo. Faremos uma discussão sobre o oscilador harmônico, e por fim faremos uma estimativa para o valor de comprimento mínimo q, introduzido na hipótese.
  • ItemTese de doutorado
    Formação planetária usando uma abordagem hidrodinâmica: aplicações em sistemas binários compactos e sistema Solar
    (Universidade Estadual Paulista (Unesp), 2021-05-19) Camargo, Barbara Celi Braga; Winter, Othon Cabo [UNESP]; Foryta, Dietmar William; Universidade Estadual Paulista (Unesp)
    Mais de 4 mil exoplanetas foram encontrados desde a descoberta, em 1995, do primeiro exoplaneta orbitando uma estrela da sequência principal. Essas descobertas, devem-se,em sua maioria à bem sucedida missão Kepler. A quantidade de planetas que foram desco- bertos evidenciou uma diversidade de sistemas planetários e com isso, surgiram diversas dúvidas sobre quais seriam as condições necessárias para a formação de cada tipo de sis- tema. O próprio sistema Solar apresenta questões sobre sua formação não respondidas. Diante dessa complexidade é notório que para ser capaz de abranger todos esses sistemas, seja necessário explorar diferentes ambientes para a formação planetária. A utilização de códigos hidrodinâmicos, como o pacote FARGO, se tornou uma excelente ferramenta capaz de reproduzir satisfatoriamente a formação de planetas dentro de discos de gás. Neste trabalho, exploramos diversos sistemas e parâmetros para a modelagem dos discos protoplanetários a fim de analisar as possibilidades de formação de planetas nesses siste- mas. O sistema γ − Cephei é um sistema binário compacto, ou seja, a estrela secundária está muito próxima da primária. Para investigarmos a formação do planeta γ − Cephei Ab utilizamos, inicialmente, discos isotérmicos e radiativos e comparamos a evolução em ambos os casos. Para explorarmos a influência de uma estrela secundária na formação planetária, observamos a evolução dos discos protoplanetários e protoplanetas em dife- rentes cenários para a estrela secundária. Consideramos diferentes massas e semi-eixos maiores para a estrela companheira e avaliamos a evolução do sistema. Um ponto impor- tante a ser observado é a física dos discos protoplanetários, neste contexto, exploramos a auto-gravidade do disco protoplanetário e a influência na migração planetária de plane- tas gigantes. Para isso, aplicamos às condições do sistema Solar, explorando os planetas Júpiter e Saturno em diferentes condições de discos de gás.
  • ItemTese de doutorado
    Aspectos de teorias duais de spin alto
    (Universidade Estadual Paulista (Unesp), 2021-03-12) Oliveira, Helder Luiz de; Mendonça, Elias Leite [UNESP]; Universidade Estadual Paulista (Unesp)
    As descrições de partículas de spin alto são feitas através de um tensor de rank S simétrico e o aumento de interesse em estudar tais partículas se dá pela teoria de cordas, que é uma teoria promissora à solucionar o problema de renormalização oriundo da tentativa de descrever uma teoria quântica para a gravitação. Uma das maneiras de estudar as partículas de spin alto é pela teoria de calibre, que é o foco desta tese. Neste trabalho foi apresentada uma maneira sistemática de implementar transformações de calibre através da Imersão de Calibre de Noether (I.C.N) em partículas de spin 3/2, 5/2 e 4. Para as partículas de spin 3/2, foi utilizada a técnica da ação mestra e foi encontrada uma ação que interpola entre os modelos de primeira, segunda e terceira ordem. Essa ação mestra permitiu mostrar a equivalência quântica entre os modelos comparando suas funções de correlação. Para spin 5/2 partiu-se do modelo de primeira ordem e utilizando o processo de I.C.N foi encontrado um modelo de segunda e terceira ordem nas derivadas. Para o spin 4, descrito por um tensor parcialmente simétrico e também utilizando o processo de I.C.N, foi encontrado um modelo de segunda e terceira ordem nas derivadas. Os resultados de Deser e Yang foram reproduzidos quando o tensor utilizado para descrever a partícula de spin 4 foi simetrizado.
  • ItemTese de doutorado
    Novas rotas para síntese de nanoestruturas óxidas dos sistemas Sb-O e Ce-O por fase de vapor e suas aplicações
    (Universidade Estadual Paulista (Unesp), 2020-03-20) Gonçalves, Rosana Aves; Berengue, Olivia Maria [UNESP]; Baldan, Maurício Ribeiro; Universidade Estadual Paulista (Unesp)
    Neste trabalho, estruturas micro- e nanométricas de óxido de antimônio e cério foram sintetizadas utilizando uma abordagem de baixo custo. Rotas de síntese foram investigadas e técnicas variadas foram empregadas na caracterização estrutural e morfológica das estruturas obtidas e no estudo de suas aplicações. Micro- e nanoestruturas de Sb2O3 foram sintetizadas utilizando a técnica de redução carbotérmica associada ao mecanismo de crescimento vapor-sólido (VS). Três estruturas diferentes foram obtidas a partir dessa síntese: micro- e nanobastões ramificados de Sb2O3 ortorrômbico, microcristais em forma de árvore da fase cúbica de Sb2O3 e micro- e nanoesferas de Sb2O3 cúbico. Foi constatado que defeitos estruturais e atômicos têm um importante papel no mecanismo de crescimento e na condutividade elétrica dos microbastões ramificados de Sb2O3 ortorrômbico, obtidos nesta síntese. Medidas elétricas conduzidas em dispositivos baseados nos microbastões revelaram o caráter semicondutor dessa estrutura. Micro- e nanoesferas, obtidas na mesma síntese, foram funcionalizadas com nanopartículas de Pd e testadas como eletrocatalisador para reação de oxidação de etanol (EOR). Os dados obtidos indicam que Pd/Sb2O3 apresenta uma performance catalítica duas vezes maior que a de Pd/C para EOR e uma excelente resposta como sensor amperométrico não-enzimático de etanol com uma resposta linear em um larga faixa de concentrações e um limite de detecção e uma sensibilidade de 1,00 A mM-1 cm-2 e 0,10 M, respectivamente. O refinamento da síntese de Sb2O3 levou a produção de nanofitas e nanobastões de Sb2O3 ortorrômbico em baixas temperaturas (650 °C) sem uso de catalisadores ou substratos e com supressão do processo de renucleação. A oxidação térmica de Sb, em atmosfera rica em oxigênio, deu origem a estruturas de Sb2O4 ortorrômbico com diferentes morfologias: microfitas flexíveis e transparentes crescidas via mecanismo VS e nanofitas ramificadas em forma de zigue-zague depositadas sobre substratos de Si/SiO2/Au a partir de um novo mecanismo VS de duas-etapas. Medidas de fotoluminescência detectaram uma forte emissão das microfitas em forma de zigue-zague na região do visível. A partir do processo de redução carbotérmica associada ao mecanismo VS, microestruturas porosas de CeO2 foram sintetizadas a 1200 °C, temperatura muito abaixo das reportadas na literatura. A capacitância específica das microestruturas foi determinada a partir de dois métodos distintos e comparada a de CeO2-C. A incorporação de carbono ao eletrodo resultou no aumento da capacitância específica e uma melhora na retenção de carga em altas taxas de varredura. Os dados apontam que os efeitos da adição de carbono aos eletrodos têm sido desconsiderados na determinação da capacitância específica de nanoestruturas de CeO2.
  • ItemTese de doutorado
    Mean motion resonances among the small satellites of Saturn and Pluto
    (Universidade Estadual Paulista (Unesp), 2019-10-30) Santana, Thamiris de; Winter, Othon Cabo [UNESP]; Hamilton, Douglas P.; Universidade Estadual Paulista (Unesp)
    This work is organized into three parts. In Part I, we present a quick review of Saturn’s satellites Prometheus and Pandora lags problem. We analyzed the lags ratio Q = ∆λpro ∆λpan through the conservation of the angular momentum, that implies the ratio of the lags due to this mutual interaction must be almost constant. However, we found that the values obtained using observational data fit Qobs does not agree with the assumed masses mpan/mpro = 0.56 and is not even nearly constant. It presents a robust linear increasing rate given by Qobs(t) = 0.667 + 0.013t, with t given in years. In this way, we show that only the gravitational interaction between the satellites does not fully explain the lags values. This indicates that a non-mutual mechanism should provoke at least a mean motion changing of 0.45◦/year, also affecting Prometheus or Pandora, contributes to the lag values. In Part II, we performed the astrometry of the satellite Daphnis using the Caviar software in a selected set of images from the ISS-NAC camera of Cassini spacecraft. Daphnis’ astrometry of all Cassini mission period showed that Daphnis had changed its orbit twice. So, we have investigated the stability of Daphnis’ orbit by implemented numerical simulations considering Saturn plus five satellites: Daphnis, Atlas, Prometheus, Pandora, and Mimas and computing the evolution of the Fast Lyapunov Indicator FLI. We showed that Daphnis is on a chaotic orbit with a Lyapunov time of ∼13 years. By investigating possible resonances between Daphnis and other satellites, we found that Prometheus and Atlas with 129:125 and 157:155 mean motion resonant angles, respectively, present some features that could indicate chaos. Additionally, we found that when Prometheus and Atlas are not included in the numerical simulation, Daphnis’ orbit became regular, reinforcing the suggestion that both satellites are playing a role in Daphnis’ chaotic behavior. In Part III, we presented a study of the origin of resonance between the satellites of Pluto. We performed N-body numerical simulations considering the small satellites and Charon evolving under the influence of the tidal force due of Pluto on Charon. Using the J2 effective approach, we showed that the small satellites could be captured into the 3:1, 4:1, 5:1, 6:1 mean motion resonances with Charon. Even for the case of the 5:1 and 6:1 mean motion resonances, it was possible to achieve a capture only when some non-zero eccentricity was added to Charon. Moreover, the 3:1 mean motion resonance between Charon and Styx, in inclination, was the easiest to happen. To find the three body resonance 3:5:2 among Styx, Nix, and Hydra, we looked for two particular resonances among them: 2:1 between Styx and Hydra and 5:4 between Nix and Styx. We have found parameters that allow the capture of the small bodies into the exact two 2-body resonant arguments we need, but not at the same time. In this way, we perceive that we are close to finding the right parameters to represent all the paths of the Pluto’s moons from their past to the current intriguing configuration. Some different ideas may be tested to bring us to the present scenario
  • ItemTese de doutorado
    Thermodynamic properties of QCD matter and multiplicity fluctuations
    (Universidade Estadual Paulista (Unesp), 2019-09-18) Ma, Hong-Hao [UNESP]; Qian, Wei-Liang; Lin, Kai [UNESP]; Universidade Estadual Paulista (Unesp)
    Uma característica vital da cromodinâmica quântica (QCD) está relacionada à simetria quiral. Isso é particularmente intrigante devido ao papel crítico da simetria quiral não abeliana dos spinores de Lorentz na física teórica moderna. Muitos esforços teóricos foram dedicados à sua quebra espontânea no vácuo, bem como a restauração da mesma no ambiente extremamente quente ou denso. Além disso, quarks e glúons tornam-se os graus de liberdade relevantes por meio da transição de desconfinamento do estado dos hádrons. O significado desta última está intimamente ligado às implicações da equação de Callan-Symanzik e à teoria do grupo renormalizado. No entanto, em princípio, ambas as transições acima podem ser descritas pela QCD. Os estudos da QCD na rede demonstraram que a transição do sistema é um cruzamento suave com a densidade bariônica nula e a massa de quarks estranhos grandes. No potencial químico finito, por outro lado, uma variedade de modelos prevê a ocorrência de uma transição de fase de primeira ordem entre a fase hadrônica e o plasma de quarks e glúons (QGP). Esses resultados indicam que um ponto crítico (CEP) pode estar localizado em algum lugar no diagrama de fases da QCD no qual a linha de transições de fase de primeira ordem termina. Espera-se que a transição seja de segunda ordem neste caso. De fato, entre outros objetivos estabelecidos, o programa Beam Energy Scan (BES) em andamento no Relativistic Heavy Ion Collider (RHIC) é impulsionado pela busca do CEP. Nesta tese, exploramos alguns tópicos relacionados às propriedades termodinâmicas da matéria QCD no contexto de colisões de íons pesados. Esses estudos são, até certo ponto, motivados a alcançar uma melhor compreensão do diagrama de fases, enquanto fazem parte do esforço de busca pelo CEP. Em particular, investigamos a consistência termodinâmica do modelo de quasipartículas no potencial químico bariônico nulo e não-nulo, bem como as flutuações da razão de partículas e de multiplicidade. Entende-se que uma fase desconfinada de matéria QCD foi atingida no colisor de íons pesados ​​ultra-relativista. Embora o modelo de sacola MIT seja simplificado demais e incapaz de descrever a equação de estado (EoS) de QGP obtida pelas simulações da QCD na rede, os cálculos de QCD perturbativa (pQCD) são confiáveis ​​apenas a temperaturas extremamente altas. Nesse contexto, o modelo de quase-partícula é uma ferramenta valiosa para acomodar tanto a noção de graus efetivos de liberdade quanto os dados da QCD na rede. Como uma abordagem efetiva, o modelo é capaz de descrever as propriedades termodinâmicas do QGP em uma ampla faixa de temperatura $ T $ e potencial químico bariônico $ \mu $. No entanto, como apontado por Gorenstein e Yang, a consistência termodinâmica apresenta um problema, pois coloca uma restrição não trivial à EoS em questão. Sua receita foi proposta a originalmente para o potencial químico bariônico nulo, enquanto vários autores generalizaram a abordagem para o caso com a densidade bariônica finita. Nestas, revisamos a questão relativa à autoconsistência termodinâmica do modelo de quase-partículas, com potencial químico bariônico finito, adaptado aos cálculos da QCD na rede. Aqui, investigamos a possibilidade da massa efetiva de quase-partículas também ser uma função de seu momento, $ k $, além da temperatura $ T $ e do potencial químico $ \mu $. Verifica-se que a consistência termodinâmica pode ser expressa em termos de uma equação integro-diferencial em termos de $ k $, $ T $ e $ \mu $. Discutimos ainda duas soluções especiais, ambas podem ser vistas como condição suficiente para a consistência termodinâmica, enquanto expressas em termos de uma equação diferencial parcial. O primeiro caso mostra-se equivalente aos discutidos anteriormente por Peshier $et~al$. O segundo, obtido por meio de uma suposição $ad~hoc$, é uma solução intrinsecamente diferente em que a massa das partículas é dependente do momento. Essas equações podem ser resolvidas usando a condição de contorno determinada pelos dados da QCD na rede com potencial químico nulo. Pelos cálculos numéricos, mostramos que ambas as soluções podem reproduzir razoavelmente os resultados recentes da QCD na rede das Colaborações Wuppertal-Budapest e HotQCD, e em particular os relativos à densidade bariônica finita. O programa BES realizado no RHIC é dedicado a explorar o diagrama de fases da matéria nuclear que interage fortemente. Em termos de colisões Au+Au com energias relativamente baixas, estão sendo realizadas medidas precisas para a região da matéria QCD com a sua densidade bariônica alta. Intuitivamente, deve-se procurar quantidades sensíveis à física subjacente enquanto acessíveis experimentalmente. Os cumulantes de ordens mais elevantes das cargas conservadas e as suas combinações, como as taxas de cumulantes, nessa conta, tornam-se observáveis ​​focados. Essas quantidades cumprem os requisitos, pois carregam informações vitais no meio primordial criado nas colisões. Além disso, argumentou-se que eles são sensíveis à estrutura de fases da questão QCD e, em particular, ao paradeiro do CEP. Nesse sentido, recentemente, as flutuações da multiplicidade chamaram muita atenção como um dos principais observáveis. Nesta tese, estudamos os aspectos não críticos das flutuações da multiplicidade em colisões de íons pesados, empregando um modelo hidrodinâmico. A abordagem atual é aprimorada principalmente nas abordagens existentes do modelo HRG, que levam em consideração flutuações térmicas, correção de volume finito e decaimento de ressonâncias. Nosso modelo é focado nos aspectos da expansão hidrodinâmica do sistema e nas flutuações de estado inicial evento a evento (EbE). Calculamos as flutuações da razão de partículas de $ K / \pi $, $ K / p $, e $ p / \pi $ usando o código hidrodinâmico SPheRIO com ou sem as condições iniciais (IC) flutuantes EbE. Além disso, também são avaliadas as flutuações de multiplicidade de prótons, kaon líquido e carga líquida. Os resultados obtidos são então comparados com os dos modelos HRG, UrQMD e os dados experimentais da colaboração STAR. Em geral, relativo aos dados existentes, os resultados obtidos pelo SPheRIO são razoáveis ​​em comparação com as demais abordagens. Em particular, observa-se que as IC EbE podem causar um efeito considerável, que pode não apenas ultrapassar as flutuações térmicas, mas também superestimar os dados. Por sua vez, isso implica potencialmente um requisito mais rigoroso para o gerador de eventos em relação às flutuações EbE.
  • ItemTese de doutorado
    Estudo hidrodinâmico de correlações de partículas e fluxo coletivo em colisões de íons pesados relativísticos
    (Universidade Estadual Paulista (Unesp), 2019-09-12) Wen, Dan [UNESP]; Qian, Wei-Liang; Lin, Kai [UNESP]; Universidade Estadual Paulista (Unesp)
    O sucesso da descrição hidrodinâmica das colisões de íons pesados relativísticos desempenha um papel vital para entender as propriedades da matéria QCD. A essência da evolução hidrodinâmica, em geral, foi atribuída à resposta dinâmica às condições iniciais flutuantes. Em particular, as características observadas nas correlações de duas partículas, referidas como ``cume'' e ``ombro'', mostraram ser reproduzidas com sucesso por simulações hidrodinâmicas com condições iniciais flutuantes evento a evento, mas não por condições iniciais médias. Posteriormente, leva ao entendimento atual, através de extensos estudos de análise hidrodinâmica/transporte baseada em eventos por eventos, que as correlações de duas partículas para o momento transversal inferior podem ser interpretadas principalmente em termos de harmônicos de fluxo $ v_n $. Notavelmente, o fluxo triangular, $ v_3 $, é atribuído principalmente à aparência da estrutura do ``ombro'' no lado externo da partícula acionadora. Além disso, entende-se que esses coeficientes harmônicos estão intimamente associados aos correspondentes $ \varepsilon_n $, as anisotropias da distribuição inicial de energia. No entanto, a linearidade entre $ v_n $ e $ \varepsilon_n $ se torna menos evidente para harmônicos maiores que $ n = 2 $. Isso sugere que as próprias flutuações de evento a evento carregam informações importantes, além da linearidade observada. Se alguém se restringe apenas à análise das relações/correlações médias de eventos entre $ v_n $ e $ \varepsilon_n $, então alguns sinais hidrodinâmicos genuínos das flutuações locais em cada evento individual podem ser desbotados ou ocultos por trás de algumas correlações muito complicadas entre os harmônicos. Portanto, esperamos explorar de um ângulo alternativo que possa explicar de maneira simples a origem física do padrão de fluxo anisotrópico. Nesta tese, estudamos as correlações de duas partículas em relação a um modelo de tubo periférico, entre os outros. De nossa perspectiva, as principais características das correlações de duas partículas observadas são atribuídas às flutuações de multiplicidade e à distribuição de uma partícula perturbada localmente. A última é associada à resposta hidrodinâmica às flutuações geométricas nas condições iniciais. Investigamos as propriedades das condições iniciais e do fluxo coletivo em relação ao modelo proposto. É mostrado que os dados experimentais podem ser reproduzidos por simulações hidrodinâmicas usando condições iniciais adequadamente construídas. Além disso, em vez de calibração numérica, extraímos os parâmetros do modelo de acordo com suas respectivas interpretações físicas e mostramos que os valores numéricos obtidos estão de fato qualitativamente de acordo com os dados observados. Além disso, como a hidrodinâmica é conhecida por suas características altamente não lineares, vários estudos foram realizados para explorar esse aspecto. Em particular, muitos esforços foram dedicados à relação entre excentricidades iniciais do estado e anisotropias do estado final. No contexto da descrição hidrodinâmica evento a evento, analisamos as implicações para dois modelos caracterizados por condições iniciais distintas. A densidade de energia inicial do primeiro modelo adota uma distribuição do tipo Gaussiana, enquanto as do segundo modelo são características de tubos periféricos de alta energia. Calibramos as condições iniciais de ambos os modelos para que suas excentricidades iniciais sejam praticamente idênticas. As distribuições escalonadas de probabilidade do fluxo coletivo e as correlações entre os coeficientes harmônicos e excentricidades do fluxo são investigadas. Além disso, os cálculos são realizados para correlações de partículas em relação aos cumulantes simétricos, coeficientes de resposta não lineares. Embora as correlações resultantes de duas partículas possuam formas aparentemente semelhantes, os cálculos numéricos indicam uma diferença substancial entre os dois modelos. Para ser específico, a diferença reside em observáveis mais detalhados, como o coeficiente de correlação de Pearson entre harmônicos de ordem superior. Discutimos vários aspectos essenciais relativos à linearidade e não linearidade entre excentricidades iniciais e anisotropias no estado final. Implicações adicionais são abordadas.
  • ItemTese de doutorado
    Development and characterization of extended and flexible plasma jets
    (Universidade Estadual Paulista (Unesp), 2019-08-23) Nishime, Thalita Mayumi Castaldelli [UNESP]; Kostov, Konstantin Georgiev [UNESP]; Koga-Ito, Cristiane Yumi; Winter, Joern; Universidade Estadual Paulista (Unesp)
    Nos últimos anos, tem intensificado o emprego de plasmas em pressão atmosférica para diferentes aplicações. Com o desenvolvimento dos jatos de plasma em pressão atmosférica, alguns tratamentos precisos, como no campo biomédico ou em específicos processamentos de superfícies, tornaram-se mais frequentes. No entanto, a aplicação de plasma à objetos irregulares, dentro de tubos ou mesmo dentro de órgãos ocos é limitada quando se utilizam configurações convencionais de jatos de plasma. Portanto, essas limitações podem ser superadas com o desenvolvimento de jatos de plasma alongados ou gerados remotamente. Neste trabalho, duas configurações de jato de plasma longo visando diferentes campos de aplicação foram aperfeiçoadas e caracterizadas. Inicialmente foi desenvolvido um jato de plasma endoscópico (plasma endoscope) operando em configuração de descarga por barreira dielétrica (DBD) com dimensões milimétricas, versátil ao acoplamento em endoscópios típicos. Este jato de plasma pode operar com hélio ou neônio e conta com um canal externo e concêntrico de gás que permite a introdução de uma cortina de gás eletronegativo ao redor da pluma de plasma. A cortina de proteção a gás preserva a forma do jato de plasma quando operado dentro de cavidades fechadas. As dificuldades advindas do desenvolvimento deste foram investigadas quando diferentes gases foram testados como cortina de proteção dele, dentre estes, o dióxido de carbono se mostrou uma boa opção evitando a formação de descargas parasitas dentro do tubo de gás de proteção e da estrutura do endoscópio. Quando operado com neônio, o jato de plasma pôde ser iniciado com tensões mais baixas e atinge faixas mais amplas de potência transferida. Outra configuração desenvolvida foi a de jato de plasma de tubo longo gerado remotamente que consiste em uma descarga primária DBD conectada a um tubo plástico flexível de 1 m de comprimento com um fio metálico flutuante em seu interior. O eletrodo metálico penetra alguns milímetros na descarga e permite a geração de uma pluma de plasma na extremidade final do tubo. Esta configuração possibilita uma manipulação mais segura e precisa do jato de plasma. O dispositivo foi caracterizado quando utilizadas duas fontes de excitação diferentes, uma com tensão AC aplicada continuamente e outra operando em modo “burst”. O uso de sinal de tensão em modo “pulsado” (burst) permite um ajuste mais preciso dos parâmetros da descarga atingindo um intervalo mais amplo de potência transferida. No caso do emprego da fonte de tensão AC “contínua”, a faixa de potência atingida se restringe a apenas 1,2 W. A variação da geometria da descarga primária, quando um reator de placas paralelas foi utilizado, influenciou minimamente a potência média do jato de plasma. Para aplicações, um eletrodo de alta tensão em forma de haste foi utilizado na descarga primária. Com este reator, a inibição do fungo C. albicans inoculado em placas de Petri se fez possível, onde a formação de halos de inibição foi observada após o tratamento com plasma. Este jato também foi utilizado para a modificação de superfície de amostras de politereftalato de etileno (PET) com diferentes ângulos de aplicação. Neste caso, reduções de aproximadamente 60º de ângulo de contato com água foram obtidos após tratamentos por 60s e a inclinação do jato de plasma permitiu um aumento na área tratada.
  • ItemTese de doutorado
    A instabilidade na evolução dinâmica do sistema solar: considerações sobre o tempo de instabilidade e a formação dinâmica do cinturão de Kuiper
    (Universidade Estadual Paulista (Unesp), 2019-09-05) Sousa, Rafael Ribeiro de; Vieira Neto, Ernesto [UNESP]; Gomes, Rodney da Silva [UNESP]; Morbidelli, Alessandro; Universidade Estadual Paulista (Unesp)
    O estudo da formação e evolução do Sistema Solar é uma fonte de informação para entender sob quais condições a vida poderia surgir e evoluir. Nós apresentamos, nesta Tese de doutorado, um estudo numérico da fase final de acresção dos planetas gigantes do Sistema Solar durante e após a fase do disco de gás protoplanetário. Em nossas simulações, utilizamos um modelo recente e confiável para a formação de Urano e Netuno para esculpir as propriedades do disco trans-Netuniano original (Izidoro et al. , 2015a). Nós fizemos este estudo de uma maneira autoconsistente considerando os efeitos do gás e da evolução dos embriões planetários que formam Urano e Netuno por colisões gigantescas. Consideramos diferentes histórias de migração de Júpiter, devido a incerteza de como Júpiter migrou, durante a fase de gás. As nossas simulações permitiram obter pela primeira vez as propriedades orbitais do disco trans-Netuniano original. Então, calculamos o tempo de instabilidade dos planetas gigantes a partir de sistemas planetários que formam similares Urano e Netuno. Nossos resultados indicam fortemente que a instabilidade dos planetas gigantes acontecem cedo em até 500 milhões de anos e mais provável ainda ter acontecido em 136 milhões de anos após a dissipação do gás. Nós também realizamos simulações para discutir alguns efeitos dinâmicos que acontecem na região do cinturão de Kuiper. Estes efeitos acontecem quando Netuno esteve em alta excentricidade durante a instabilidade planetária. Para este problema, usamos as simulações realizadas por Gomes et al. (2018) que investigaram a compatibilidade da formação do cinturão frio de Kuiper, no referencial mais recente do modelo de Nice. A produção da população fria acontece in situ em Gomes et al. (2018) com o disco de planetesimais estendido até 45 ua. As simulações de Gomes et al. (2018) apresentaram bons resultados mas algumas evoluções de Netuno são muito drásticas para obter excentricidades baixas compatíveis as quais estão presentes no atual cinturão de Kuiper. Nós realizamos simulações para a produção da população fria diante de uma fase que é mais prejudicial para a retenção dessa população: a fase excêntrica de Netuno (e > 0.2) e a precessão lenta da longitude do periélio deste planeta (Batygin et al. , 2011). Refizemos estas simulações considerando agora a interação mútua de objetos com tamanho de alguns plutões, ou menores, embutidos no cinturão de Kuiper. Com estes resultados, podemos verificar se a dispersão causada pela autogravidade é capaz de produzir objetos com excentricidade mais baixas durante a fase violenta de Netuno. Nós também aplicamos a teoria secular para explicar os nossos resultados. Obtermos excentricidades baixas com a autogravidade dos planetesimais mas considerando um disco mais massivo do que é observado no cinturão frio de Kuiper. Portanto, concluímos que o ingrediente principal para a retenção da população fria, quando Netuno estava em alta excentricidade, é um sincronismo entre a duração dos ciclos seculares e o fim da fase de precessão lenta de Netuno.
  • ItemTese de doutorado
    Espinores exóticos e espinores RIM: aspectos físicos e algébricos
    (Universidade Estadual Paulista (Unesp), 2019-03-22) Beghetto Junior, Dino; Silva, Julio Marny Hoff da [UNESP]; Pereira, Saulo Henrique [UNESP]; Universidade Estadual Paulista (Unesp)
    Espinores exóticos surgem quando a topologia da variedade $M$ tomada como sendo o espaço-tempo é suposta ser não-trivial, no sentindo que seu grupo fundamental é não-trivial: $\pi_1(M) \neq 0$. Assim, um novo termo exótico $\partial_\mu \theta$ surge na equação dinâmica destes espinores, e novas propriedades se apresentam. A não-trivialidade de $\pi_1(M)$ pode ser diretamente ligada a própria existência de buracos negros. Assim, estudamos, nesta tese, relações entre estruturas espinoriais exóticas e a taxa de emissão de radiação Hawking por buracos negros assintoticamente \textit{flat} em Relatividade Geral, encontrando equações diferenciais para o termo exótico, o que dá a possibilidade de inferir uma forma explícita para $\theta$. Também, tratamos aqui dos chamados espinores RIM, que são espinores que respeitam uma equação dinâmica não-linear chamada de equação não-linear de Heisenberg. Apresentamos dois lemas relativos a estes espinores: um deles encontrando restrições para ocorrer a decomposição de espinores de Dirac em termos de espinores RIM, e outro que nega a existência de espinores RIM exóticos, ou seja, relaciona a existência de espinores RIM a própria estrutura topológica do espaço-tempo. Ainda, encontramos um método de classificarmos os espinores RIM nas classes de Lounesto. Por fim, apresentamos, na forma de dois teoremas, maneiras de deformar homotopicamente tais espinores no que chamamos de \textit{spinor-plane}.
  • ItemTese de doutorado
    Modelo cosmológico unificado com espinores de dimensão de massa um
    (Universidade Estadual Paulista (Unesp), 2019-04-05) Guimarães, Thiago Vinícius Moreira [UNESP]; Pereira, Saulo Henrique [UNESP]; Mendonça, Elias Leite [UNESP]; Universidade Estadual Paulista (Unesp)
    Neste trabalho é construída a evolução completa do Universo impulsionada pelo espinor escuro com dimensão de massa um, chamado MDO. O modelo começa pela inflação cósmica, passando pela era dominada pela matéria escura, terminando com a recente expansão acelerada. Além disso, é feita uma primeira aproximação à teoria de perturbação escalar. Foi mostrado que a dinâmica do campo fermiônico MDO, respeitando um potencial com quebra de simetria, pode reproduzir todas as fases do Universo de uma maneira natural e elegante. As equações dinâmicas em geral e as condições de Slow-Roll, no limite H mp, também são apresentadas para o referido sistema. A análise numérica para o número de e-folds durante a inflação, densidade de energia após este período, o tempo presente e o tamanho real do Universo estão de acordo com o modelo padrão de cosmologia. Uma interpretação da fase inflacionária como resultado do princípio de exclusão de Pauli também é possível se o campo de MDO for tratado como um valor médio de seu análogo quântico