As placas de madeira aglomerada, amplamente empregadas para fabricação de móveis, estão consolidadas no mercado, mas merecem especial atenção devido ao seu alto custo quanto aos adesivos empregados e principalmente à vulnerabilidade à umidade se caso entre em contato com a mesma. Diante os fatos, este trabalho apresenta uma nova alternativa de adesivo, empregado por meio de aparas de isopor (EPS), largamente encontrados como resíduos, e o mesmo, ao envolver as partículas de madeira, material também empregado para a fabricação dos painéis, o torna apto para emprego em ambientes ligados diretamente à umidade, sejam eles internos ou externos à edificação. Com isso, o presente trabalho apresenta a elaboração e a proposta de utilização de um novo produto em forma de painel de madeira, produzido com serragem residual de serrarias, como partículas, e EPS (isopor) dissolvido, como adesivo, que possam ser empregados também na construção civil. Assim, foram produzidos painéis com quatro espécies de resíduos de madeira: pinus, eucalipto, teca e peroba. De cada uma das amostras, foram confeccionados dez painéis para a avaliação das características física, mecânica e outros ensaios. Dos resultados de caracterização física, pode-se concluir que os painéis estão conforme padrões exigidos pela norma brasileira NBR 14.810-2 - \"Chapas de madeira aglomerada\" da ABNT (2006b), e, devido aos baixos valores de inchamento, são adequados à utilização em ambientes úmidos e/ou externos. Dos resultados de caracterização mecânica, os painéis apresentaram bons resultados quanto à ligação interna e compressão, indicando ser promissor o uso de isopor como adesivo bem como sua utilização atrelada a painéis de fechamento. Entretanto, como os resultados de flexão estática não foram satisfatórios, prova-se que tais painéis não podem ser solicitados estruturalmente. Quanto aos outros ensaios realizados, todos os resultados foram favoráveis e, se utilizados conforme especificações técnicas, tornam-se coerentes para empregos em edificação. Como resultado, observou-se que os painéis podem ser produzidos e utilizados no mercado da construção civil, certificando que o produto pode ser empregado de forma segura, desde que sejam conhecidas suas funções, tempo de uso e manutenções necessárias. Desta forma, pretende-se contribuir para a produção e a análise de novos materiais que possam colaborar com a melhoria ambiental. / The particleboards, which are widely employed to manufacturing furniture, are established in the market, but they deserve a special attention due to their high cost considering the adhesives used on them and, paramountly, due to their vulnerability to humidity if on contact with their own parts. Facing the facts, this work presents a new alternative adhesive, applied with Styrofoam trims (EPS), usually found as residues, it may be used for involving the particles of wood, which are also used for manufacturing of the panels, and it makes it suitable for the use in environments directly related to humidity, whether it is internal or external to the building. Therewith, this work introduce the explanation and the proposition of the use of a new product in the shape of wood panel, produced with residual sawdust from sawmills, as particles and the EPS (Styrofoam) dissolved as an adhesive, which might also be used in construction. So, panels have been produced with four kinds of residual wood: pine, eucalyptus, teak and peroba. From each one of the samples, it has been manufactured ten boards for the evaluation of the physical and mechanical characteristics and other tests. From the results of physical description, it may be concluded the panels are in conformity with the requirements of the Brazilian standard NBR 14810-2 - \"Particleboards\" from ABNT (2006b), and due to low swelling values are appropriate to use it in humid and or outdoor environments. The results of mechanical description, the panels have shown satisfying results as for the internal connection and compression, indicating it is promising the use of Styrofoam as an adhesive and also its use in cable management panels. However, since the results of the static bending were not sufficient, it is proved such panels cannot be ordered, structurally. As for the other tests, all the results were positive and if they were used according to the technical specifications, they would become consistent for the application in construction. As a result, it was observed the panels might be produced and used in the market of construction, confirming the product may be applied safely as long as their functions are recognized, useful life, and required maintenance. In this way, it is intended to contribute to the production and analysis of new materials which may collaborate to improvement of the environment.

Esta tese teve como objetivo apresentar quais os elementos que devem constar em um modelo descritivo para representar o que ocorre na realidade na governança em clusters. Para atingir este objetivo desenvolveu-se uma pesquisa para compreender que elementos eram considerados por pesquisadores ao escreveram sobre a governança de aglomerados produtivos. De posse destes dados, o material resultante foi classificado considerando sua natureza. Se descritivos ou normativos. Assim foram constituídos os Elementos da Governança em Cluster com sua conceituação a partir do que indica a literatura da área. Os Elementos da Governança, a saber: Estrutura da Governança, Funções da Governança, Mecanismos /Meios da Governança, Objetivos da Governança, Agentes da Governança e Requisitos da governança. Após, para atingir o objetivo da Tese, fez-se necessária a confrontação das informações teóricas com dados empíricos. Então se desenvolveu pesquisa em 5 Clusters no Estado Rio Grande do Sul. Foram estudados os seguintes casos: Cluster de Doces, na região de Pelotas-RS; Cluster Bovinocultura de Corte, na região da Campanha Gaúcha; Cluster Vitivinícola, na Região da Fronteira Oeste de Campanha; Cluster Moveleiro, na Região Central do Estado; e Cluster Metal-Mecânico. Na Serra Gaúcha. Os dados coletados constituíram-se em um modelo descritivo visando representar como estão apresentados os Elementos da Governança na realidade. A Estrutura da Governança foi definida como a forma como se organiza a governança em um cluster. De forma hierárquica ou heterárquica, apresentando firmas independentes que operam como uma entidade única. A Função da Governança foi definida como o ato de influenciar a tomada de decisão das empresas no aglomerado, indicando formas de interação entre as organizações. Os Mecanismos da Governança foram definidos como contratos formais e informais que organizam o relacionamento entre organizações em um cluster. O Objetivo da Governança foi definido como Garantir vitalidade do agrupamento compondo competitividade e maximização do valor para toda a cadeia de produção. Os Agentes da Governança foram definidos como empresas independentes, ligadas por vínculos de proximidade geográfica, relacionamento transacional, processos competitivos e/ou cooperativos, governo local, instituições científicas e de apoio. Como requisito para a existência de Governança foi definido que a confiança é o principal atributo. / This thesis aims to show what elements should be included in a descriptive model to represent what actually occurs in governance in clusters. To achieve this goal developed a survey to understand what factors were considered by the researchers wrote about the governance of production clusters. Using these data, the resulting material was classified considering their nature. If descriptive or normative. Thus were formed the Elements of Governance Cluster with its concept from the literature would suggest the area. Elements of Governance, namely: Governance Structure, Functions Governance Mechanisms / Media Governance, Governance Goals, Agents and Governance Requirements governance. After, to achieve the objective of the thesis, it was necessary to confrontation of theoretical information with empirical data. Then developed in 5 research clusters in Rio Grande do Sul state the following cases were studied: Cluster Candy, in the region of Pelotas; Cluster Beef Cattle in the Campanha Gaucha region; Wine Cluster in the Border Campaign West Region; Cluster Furniture in the State Central Region; Cluster and Metal-mechanic. In the Serra Gaucha. The data collected consisted of a descriptive model, to represent how the elements are shown Governance in reality. The Structure of Governance was defined as how governance is organized in a cluster. Hierarchical or heterarchical form, with independent firms that operate as a single entity. The Role of Governance has been defined as the act of influencing the decision making of firms in the cluster, indicating ways of interaction between organizations. The Mechanisms of Governance were defined as formal and informal contracts that organize the relationship between organizations in a cluster. The Purpose of the Governance was set to ensure the vitality and competitiveness cluster composing maximizing value for the whole chain of production. Agents of the Governance were defined as independent companies linked by bonds of geographical proximity, transactional relationships, competitive and / or cooperative processes, local government, scientific institutions and support. As a requirement for the existence of Governance has been defined that trust is the main attribute.

Neste trabalho é apresentado o estudo de aglomerados de estrelas em três ambientes distintos. Os efeitos do ambiente são discutidos do ponto de vista observacional tendo como objetivo principal buscar fenômenos tipicamente associados `as condições dinâmicas, às quais cada aglomerado está submetido. Os ambientes estudados são: i. O bojo da Via Láctea, dominado por fortes interações gravitacionais devido à grande concentração de matéria. Nesse ambiente espera-se que exista um alto grau de evaporação estelar nos aglomerados. O aglomerado NGC 6642 encontra-se diretamente sobre o bojo e é estudado em busca de efeitos previstos para esse ambiente. Encontramos que uma combinação de segregação de massa e forte evaporação estelar levou à inversão da função de massa desse aglomerado, de modo que possui mais estrelas massivas do que menos massivas. ii. A Grande Nuvem de Magalhães, que possui uma lacuna na distribuição de idade de seus aglomerados. Esse fenômeno tem origem possivelmente na interação com sua companheira, a Pequena Nuvem de Magalhães. Durante a interação mais intensa, a formação estelar e consequentemente de aglomerados foi alterada. Diversos aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães tiveram determinações de idade consistentes com a lacuna de idades, porém utilizando magnitudes e cores integradas, um método menos preciso. Neste trabalho buscamos estudar em detalhe a população estelar resolvida destes candidatos à lacuna de idades e de fato classificados como um dos raros integrantes da lacuna. Constatamos, no entanto, que nenhum dos candidatos estudados de fato possui idade consistente com a lacuna de idades. iii. O halo externo da Galáxia. Neste ambiente a interação de maré é menos intensa que no bojo. No entanto a interação com o disco é significativa quando a órbita do aglomerado intersecta o plano do disco. Os aglomerados Palomar 5 e NGC 2298 são exemplos de aglomerados que possuem ´orbitas desse tipo. Palomar 5 possui extensas caudas de maré oriundas da evaporação de estrelas, porém NGC 2298 não possui nenhuma detecção conclusiva.

No presente trabalho estudamos aglomerados abertos e/ou grupos estelares não tão densos com o objetivo de identificar prováveis estágios dinâmicos evoluídos de aglomerados abertos. A seleção dos grupos estelares partiu de uma lista de candidatos relativamente concentrados mas pouco povoados que seriam prováveis candidatos ao fenômeno dinâmico buscado (Bica et aI. 2001 [7]). Estes candidatos estão localizados a latitudes Galáticas relativamente altas (Ibl > 15°). Os grupos estelares NGC 1252 e NGC 1901 foram estudados nas bandas B e V através de fotometria CCD. O aglomerado aberto clássico velho M67 (NGC 2682) e o grupo estelar NGC 2664 foram estudados nas bandas J e H com dados do catálogo infravermelho 2MASS. NGC 1252 é uma concentração com aproximadamente 20 estrelas localizada a 20' ao norte das coordenadas originais no New General Catalogue, e a sudoeste da extensa região previamente indicada como sendo o objeto na literatura. O diagrama cor-magnitude de NGC 1252 sugere um turnoff e uma sequência principal, e um total de 12 prováveis membros. Simulamos um diagrama cor-magnitude do campo Galático na direção de cada um dos grupos estelares. Para NGC 1252 a simulação não apresentou semelhanças com o mesmo, e sugere que NGC 1252 não se trate de uma flutuação de campo. O ajuste de isócronas para os prováveis membros é consistente com um avermelhamento E(B-V) = 0.02, uma distância ao Sol d0 = 0.64 ± 0.07 kpc (Z = -0.46 kpc) e uma idade de 3 ± 1 Gano. Os dados disponíveis indicam que não podemos descartar a possibilidade de NGC 1252 ser um grupo físico, e se o for as evidências apontam não para um aglomerado aberto clássico mas sim um aglomerado aberto remanescente. NGC 1901 é freqüentemente descrito como um aglomerado aberto, encontramos uma clara sequência principal e similaridade com as Hyades. Obtivemos um avermelhamento de E(B-V) = 0.04, d0 = 0.45 ± 0.04kpc (Z = -0.23 kpc) e uma idade de 0.6 ± 1Gano. NGC 1901 é conclusivamente um sistema físico, dinamicamente comparável ou mais evoluído que as Hyades. Como análises com o catálogo 2MASS apenas começam a ser feitas, utilizamos M67 como objeto de comparação. Investigamos também se existe alguma relação entre M67 e NGC 2664, pois estão projetados próximos (~ 1°). Para obtenção dos parâmetros fundamentais de M67 partimos de valores presentes na literatura, que constatamos não estarem perfeitamente estabelecidos. Obtivemos para M67 um avermelhamento E(J-H) = 0.0, d0 = 0.72 ± 0.07kpc, e idade de 3.5 ± 0.5Ganos. Para NGC 2664 obtivemos um diagrama cor-magnitude sugerindo uma sequência principal, e a ocorrência pelo menos de 9 prováveis membros. O ajuste de isócronas é compatível com um avermelhamento E(J-H) = 0.0, d0= 0.69 ± 0.1kpc e idade de 1.5 ± 0.5 Gano. Subtrações estatísticas no diagrama cormagnitude de estrelas de campos circundantes dão apoio a NGC 2664 como um sistema físico. Ele parece ser um remanescente de aglomerado aberto do disco velho com aproximadamente metade da idade de M67. Para uma análise conclusiva são necessários astrometria, velocidades radiais e tipos espectrais para todos os prováveis membros.Aglomerados abertos evoluemdinamicamente e modelos de N-corpos têm indicado que um grande número de remanescentes são esperados próximos à dissolução. Só recentemente iniciaram-se esforços sistemáticos para detectá-Ios observacionalmente. O presente estudo, baseado no diagrama cor-magnitude indica que NGC1252 e NGC 2664 são prováveis candidatos ao fenômeno. NGC 1901 parece ser um elo entre um aglomerado aberto clássico e seus remanecentes. / ln the present work we study open clusters andjor loose stelIar groups in view of identifying probable late stages of open cluster dynamical evolution. The selection of stelIar groups was from a list of relatively concentrated and poorly populated probable candidates to open cluster remnants (Bica et aI. 2001 [7]). These candidates are located at relatively high galactic latitudes (lbl > 15°). The stelIar groups NGC 1252 and NGC 1901 are studied in the B and V bands with CCD photometry. The classical old open cluster M67 (NGC 2682) and the stelIar group NGC 2664 are studied in the J and H bands from the 2MASS survey. NGC 1252 consists of a concentration of about 20 stars centered ~ 20' north of the original New General Catalogue coordinates, and at the southwest edge ofthe large region previously assigned to this object in the literature. The colour-magnitude diagram of NGC 1252 suggests a turnoff and main sequence, and a total of 12 probable members.We simulated the Galactic field colour-magnitude diagrams in the directions of both stelIar groups. The field simulation for NGC 1252 is a poor match, suggesting that NGC 1252 is not a field fluctuation. lsochrone fitting to the probable members is consistent with a reddening E(B- V) = 0.02, a distance from the Sun de:)= 0.64 ± 0.07 Kpc (Z = -0.46 kpc) and an age 3 ± 1 Gyr. NGC 1252 connot be ruled out as a physical group with the available data. If so, evidence is found that it is not a classical open cluster, but rather an open cluster remnant. NGC 1901 is often described as an open cluster. We find a clear main sequence and NGC 1901 shares similarities with the Hyades. We derive E(B- V) = 0.04, de:)= 0.45 ± 0.04 kpc (Z= -0.23 kpc) and an age 0.6 ± 1 Gyr. NGC 1901 is conclusively a physical system, dynamicalIy comparable to or more evolved than the Hyades. The 2MASS infrared photometry is very recent, so we explore it by means of M67, which is used as comparison object. We investigate whether M67 and NGC2664 are related owing to the their angular proximity (~1°). To derive fundamental parameters for M67 we tested literature values, which we realized not to be perfectly established. We obtained for M67 E(J-H) = 0.0, de:) = 0.72 ± 0.07 kpc, and an age 3.5 ± Gyr. For NGC 2664 the colour-magnitude diagram suggests a main sequence, and 9 probable members. lsochrone fitting is compatible with E(J-H) = 0.0, de:)=0.69 ± 1, and an age 1.5 ± 0.5 Gyr. Statistical subtractions of surrounding field color-magnitude diagrams further support NGC 2664 as a physical stelIar group. If so, it appears to be an old disc open cluster remnant with about half the age of M67. For a more conclusive analysis astrometry, radial velocities and spectral types for alI probable members are required. Open clusters dynamically evolve and N-body simulations suggested that many remnants are expected close to dissolution. Only recently more systematic efforts have been made to observationalIy detect open cluster remnants. The present study based on the analysis of colour-magnitude diagrams indicates that NGC 1252 and NGC 2664 are probable candidates to the phenomenon. NGC 1901 appears to be a link between classical open clusters and their remnants.

Os aglomerados de galáxias são as maiores estruturas gravitacionais em situação de quase-equilíbrio, mas apesar dos esforços de pesquisa das últimas décadas, pouco conhecemos de suas estruturas e composição. Os recentes avanços teóricos e observacionais associados aos aglomerados de galáxias motivam essa proposta de pesquisa. Nosso foco é no entendimento da componente não-observada em aglomerados de galáxias. Especificamente, investigamos uma teoria de gravitação alternativa denominada Gravitação Newtonina Modificada (MOND) que pretende substituir o paradigma da matéria escura, mas que apresenta problemas quando aplicada aos centros dos aglomerados. Revisamos e sintetizamos o estado da arte na modelagem da Matéria Escura no centro desses objetos e testamos, em especial, uma proposta de solução dos problemas da MOND: a inclusão de neutrinos massivos. Ao mesmo tempo que testamos a teoria MOND + v,fazemos uma análise critica de como os limites às massas de neutrino são obtidos a partir de aglomerados. / Clusters of galaxies are the largest structures in the universe in a quasi-equilibrium state, but, despite research efforts in the past decades, their structure and composition are still poorly understood. Recent theoretical and abservational advances in the understanding of these structures motivate the present research work. Our focus lies on the understanding of the non-luminous component af galaxy clusters. Specifically, we investigate an alternative gravitational theory named MOND, or Madified Newtonian Dynamics, which aims at replacing the dark matter (DM) paradigm, but presents problems when applied to the centers of galaxy clusters. We have reviewed and summarized the state of the art on the modeling of the dark matter in the centers of clusters of galaxies and tested a proposal of solution: the inclusion of massive neutrinos in the MOND scenario. Besides testing MOND + v, we have analised how limits are imposed on the neutrino mass via the study of clusters of galaxies.

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

o estudo da distribuição de extinção na Galáxia e nas Nuvens de Magalhães é feito através da análise dos mapas de avermelhamento derivados da emissão 100f-Lmda poeira E(B- V)FIR de Schlegel et ai. (1998). Comparamos valores de avermelhamento E(B- V)FIR com os derivados do conteúdo estelar de 103 aglomerados abertos velhos e 150 aglomerados globulares da Galáxia. As diferenças entre os dois avermelhamentos, quando significativas, ocorrem principalmente em baixas latitudes galáticas, no sentido de que os valores E(B-V)FIR são mais altos devido à contribuição do fluxo 100f-Lmda poeira que se encontra atrás dos aglomerados. As diferenças também podem surgir por um valor de E(B-V)FIR superestimado devido aos grãos de poeira terem temperatura T> 21 K o que parece ocorrer principalmente na direção do Centro da Galáxia. Construímos um catálogo geral de nebulosas escuras unificando 15 catálogos da literatura reunindo~ 6300 itens. Após cruzamentos, o catálogo unificado contém 4956 nebulosas escuras. Medimos valores de E(B-V)PIR no centro destas nebulosas escuras e amostramos seus arredores. Encontramos contraste preferencialmente para nebulosas escuras a médias e altas latitudes galáticas. Nebulosas escuras próximas ao Plano Galático apresentam flutuações maiores nos valores de E(B- V)FIR nos arredores, devido às contribuições de densidade de coluna de poeira das nebulosas e meio difuso acumulados em profundidade ao longo da linha de visada. Utilizamos a fotometria JHKs do 2MASS para obter mapas de extinção em regiões candidatas a regiões de baixa extinção (janelas) na direção do Bojo Galático Confirmamos a existência das janelas e encontramos uma grande semelhança entre os mapas de extinção na banda K derivados a partir do conteúdo estelar e os derivados da emissão da poeira. Tal semelhança na distribuição do avermelhamento nos mapas se deve à maior parte das nuvens de poeira estar localizada entre nós e as estrelas do Bojo. Realizamos a busca de aglomerados infravermelhos jovens compactos (semelhantes aos aglomerados Arches e Quintuplet) próximo ao Centro Galático utilizando o Atlas de imagens JHKs do 2MASS. Encontramos 58 candidatos a aglomerados, importantes alvos para grande telescópios. Nas direções das Nuvens de Magalhães, testamos os valores de E(B- V)FIR nas linhas de visada de galáxias de fundo comparando esses valores com os avermelhamentos derivados através dos espectros observados das galáxias. A obtenção do avermelhamento foi feita comparando a distribuição de contínuo dos espectros das galáxias observadas na direção das Nuvens com o contínuo de espectros médios de semelhante população estelar (formados por galáxias em altas latitudes galáticas) corrigidos por extinção . O avermelhamento foi derivado para 36 galáxias projetadas sobre as Nuvens de Magalhães e obtivemos um avermelhamento médio total (galático + interno) de E(B-V) = 0.12 para a Grande Nuvem e E(B-V) = 0.05 para Pequena Nuvem, sendo o avermelhamento interno estimado em E(B- V)i = 0.06 e E(B- V)i = 0.04 para Grande e Pequena Nuvem respectivamente. Para 86 % da amostra obtivemos uma boa concordância entre os valores de avermelhamento espectroscópicos e os derivados da emissão da poeira Os casos de diferenças significativas foram interpretados como devidos à distribuição de poeira ter uma escala menor que a resolução dos mapas de avermelhamento E(B-V)FIR ou ao superaquecimento da poeira, como ocorre principalmente na direção do Centro Galático. As presentes análises da extinção através da Galáxia e das Nuvens de Magalhães fornecem evidências da importância, utilidade e algumas limitações dos mapas de poeira de Schlegel et aI. (1998) para estudos galáticos e extragaláticos.

o estudo da distribuição de extinção na Galáxia e nas Nuvens de Magalhães é feito através da análise dos mapas de avermelhamento derivados da emissão 100f-Lmda poeira E(B- V)FIR de Schlegel et ai. (1998). Comparamos valores de avermelhamento E(B- V)FIR com os derivados do conteúdo estelar de 103 aglomerados abertos velhos e 150 aglomerados globulares da Galáxia. As diferenças entre os dois avermelhamentos, quando significativas, ocorrem principalmente em baixas latitudes galáticas, no sentido de que os valores E(B-V)FIR são mais altos devido à contribuição do fluxo 100f-Lmda poeira que se encontra atrás dos aglomerados. As diferenças também podem surgir por um valor de E(B-V)FIR superestimado devido aos grãos de poeira terem temperatura T> 21 K o que parece ocorrer principalmente na direção do Centro da Galáxia. Construímos um catálogo geral de nebulosas escuras unificando 15 catálogos da literatura reunindo~ 6300 itens. Após cruzamentos, o catálogo unificado contém 4956 nebulosas escuras. Medimos valores de E(B-V)PIR no centro destas nebulosas escuras e amostramos seus arredores. Encontramos contraste preferencialmente para nebulosas escuras a médias e altas latitudes galáticas. Nebulosas escuras próximas ao Plano Galático apresentam flutuações maiores nos valores de E(B- V)FIR nos arredores, devido às contribuições de densidade de coluna de poeira das nebulosas e meio difuso acumulados em profundidade ao longo da linha de visada. Utilizamos a fotometria JHKs do 2MASS para obter mapas de extinção em regiões candidatas a regiões de baixa extinção (janelas) na direção do Bojo Galático Confirmamos a existência das janelas e encontramos uma grande semelhança entre os mapas de extinção na banda K derivados a partir do conteúdo estelar e os derivados da emissão da poeira. Tal semelhança na distribuição do avermelhamento nos mapas se deve à maior parte das nuvens de poeira estar localizada entre nós e as estrelas do Bojo. Realizamos a busca de aglomerados infravermelhos jovens compactos (semelhantes aos aglomerados Arches e Quintuplet) próximo ao Centro Galático utilizando o Atlas de imagens JHKs do 2MASS. Encontramos 58 candidatos a aglomerados, importantes alvos para grande telescópios. Nas direções das Nuvens de Magalhães, testamos os valores de E(B- V)FIR nas linhas de visada de galáxias de fundo comparando esses valores com os avermelhamentos derivados através dos espectros observados das galáxias. A obtenção do avermelhamento foi feita comparando a distribuição de contínuo dos espectros das galáxias observadas na direção das Nuvens com o contínuo de espectros médios de semelhante população estelar (formados por galáxias em altas latitudes galáticas) corrigidos por extinção . O avermelhamento foi derivado para 36 galáxias projetadas sobre as Nuvens de Magalhães e obtivemos um avermelhamento médio total (galático + interno) de E(B-V) = 0.12 para a Grande Nuvem e E(B-V) = 0.05 para Pequena Nuvem, sendo o avermelhamento interno estimado em E(B- V)i = 0.06 e E(B- V)i = 0.04 para Grande e Pequena Nuvem respectivamente. Para 86 % da amostra obtivemos uma boa concordância entre os valores de avermelhamento espectroscópicos e os derivados da emissão da poeira Os casos de diferenças significativas foram interpretados como devidos à distribuição de poeira ter uma escala menor que a resolução dos mapas de avermelhamento E(B-V)FIR ou ao superaquecimento da poeira, como ocorre principalmente na direção do Centro Galático. As presentes análises da extinção através da Galáxia e das Nuvens de Magalhães fornecem evidências da importância, utilidade e algumas limitações dos mapas de poeira de Schlegel et aI. (1998) para estudos galáticos e extragaláticos.

o estudo da distribuição de extinção na Galáxia e nas Nuvens de Magalhães é feito através da análise dos mapas de avermelhamento derivados da emissão 100f-Lmda poeira E(B- V)FIR de Schlegel et ai. (1998). Comparamos valores de avermelhamento E(B- V)FIR com os derivados do conteúdo estelar de 103 aglomerados abertos velhos e 150 aglomerados globulares da Galáxia. As diferenças entre os dois avermelhamentos, quando significativas, ocorrem principalmente em baixas latitudes galáticas, no sentido de que os valores E(B-V)FIR são mais altos devido à contribuição do fluxo 100f-Lmda poeira que se encontra atrás dos aglomerados. As diferenças também podem surgir por um valor de E(B-V)FIR superestimado devido aos grãos de poeira terem temperatura T> 21 K o que parece ocorrer principalmente na direção do Centro da Galáxia. Construímos um catálogo geral de nebulosas escuras unificando 15 catálogos da literatura reunindo~ 6300 itens. Após cruzamentos, o catálogo unificado contém 4956 nebulosas escuras. Medimos valores de E(B-V)PIR no centro destas nebulosas escuras e amostramos seus arredores. Encontramos contraste preferencialmente para nebulosas escuras a médias e altas latitudes galáticas. Nebulosas escuras próximas ao Plano Galático apresentam flutuações maiores nos valores de E(B- V)FIR nos arredores, devido às contribuições de densidade de coluna de poeira das nebulosas e meio difuso acumulados em profundidade ao longo da linha de visada. Utilizamos a fotometria JHKs do 2MASS para obter mapas de extinção em regiões candidatas a regiões de baixa extinção (janelas) na direção do Bojo Galático Confirmamos a existência das janelas e encontramos uma grande semelhança entre os mapas de extinção na banda K derivados a partir do conteúdo estelar e os derivados da emissão da poeira. Tal semelhança na distribuição do avermelhamento nos mapas se deve à maior parte das nuvens de poeira estar localizada entre nós e as estrelas do Bojo. Realizamos a busca de aglomerados infravermelhos jovens compactos (semelhantes aos aglomerados Arches e Quintuplet) próximo ao Centro Galático utilizando o Atlas de imagens JHKs do 2MASS. Encontramos 58 candidatos a aglomerados, importantes alvos para grande telescópios. Nas direções das Nuvens de Magalhães, testamos os valores de E(B- V)FIR nas linhas de visada de galáxias de fundo comparando esses valores com os avermelhamentos derivados através dos espectros observados das galáxias. A obtenção do avermelhamento foi feita comparando a distribuição de contínuo dos espectros das galáxias observadas na direção das Nuvens com o contínuo de espectros médios de semelhante população estelar (formados por galáxias em altas latitudes galáticas) corrigidos por extinção . O avermelhamento foi derivado para 36 galáxias projetadas sobre as Nuvens de Magalhães e obtivemos um avermelhamento médio total (galático + interno) de E(B-V) = 0.12 para a Grande Nuvem e E(B-V) = 0.05 para Pequena Nuvem, sendo o avermelhamento interno estimado em E(B- V)i = 0.06 e E(B- V)i = 0.04 para Grande e Pequena Nuvem respectivamente. Para 86 % da amostra obtivemos uma boa concordância entre os valores de avermelhamento espectroscópicos e os derivados da emissão da poeira Os casos de diferenças significativas foram interpretados como devidos à distribuição de poeira ter uma escala menor que a resolução dos mapas de avermelhamento E(B-V)FIR ou ao superaquecimento da poeira, como ocorre principalmente na direção do Centro Galático. As presentes análises da extinção através da Galáxia e das Nuvens de Magalhães fornecem evidências da importância, utilidade e algumas limitações dos mapas de poeira de Schlegel et aI. (1998) para estudos galáticos e extragaláticos.

Estágio realizado na Corticeira Amorim S.G.P.S, S.A., e orientado pela Doutora Susana Pinto Araújo da Silva Estima Martins / Tese de mestrado integrado. Engenharia Química. Universidade do Porto. Faculdade de Engenharia. 2010