Neste trabalho investigamos um dos processos que pode levar a formação de aglomerados abertos, focando-nos nas interações ocorridas durante a passagem de um aglomerado globular através do disco Galáctico, cujos efeitos podem resultar no surgimentos daqueles. Tais interações podem ser uma alternativa aos cenários convencionais de formação estelar. Há diversos trabalhos explorando os efeitos, em nossa Galáxia, de impactos de nuvens HI, explosões de supernovas, galáxias canibalizadas ou aglomerados globulares, estes podendo inclusive ser núcleos de galáxias anãs capturadas pela Via Láctea, como parece ser o caso de ω Centauri. Trabalhos sobre interações de aglomerados globulares com o disco Galáctico invariavelmente tratam dos efeitos da Galáxia sobre o aglomerado globular, mas pouco tem sido feito com relação a análise de como os impactos de aglomerados globulares podem gerar o nascimento de aglomerados no disco Galáctico. O presente trabalho investiga o caso envolvendo o aglomerado globular ω Centauri como projétil e os aglomerados abertos massivos BDSB122 e Stephenson 2 como alvos resultantes do impacto de ω Centauri no disco Galáctico. ω Centauri é bem estudado na literatura, além de ser um dos mais massivos aglomerados globulares, tornando-o uma excelente escolha. A partir de seus dados de posição e movimento próprio fizemos diversas simulações numéricas com o método matemático leap frog implementado num código em linguagem C, o qual contém potenciais que representam a Galáxia com as componentes bojo, disco e halo. No caso particular dos aglomerados abertos, estimamos suas velocidades em torno do centro Galáctico pela curva de rotação da Via Láctea e consideramos que não possuem componente de velocidade perpendicular ao plano Galáctico. A partir das simulações realizadas e das considerações sobre a perturbação causada por ω Centauri no disco Galáctico, mostramos a coincidência espacial e temporal existente entre os aglomerados envolvidos. / In this work we investigate one of the processes that can lead to open cluster formation, focusing our analysis on the interactions occurring during a globular cluster crossing through Galactic disc. These interactions can be an alternative to conventional scenarios of star formation. There are a number of papers exploring e ects, in our Galaxy, such as HI cloud infall, supernovas explosions, cannibalized galaxies or globular clusters. The latter can be dwarf galaxy nuclei captured by the Milky Way. In particular this appears to be the case of ω Centauri. In general those works focus on the e ects of the Galaxy on the globular cluster, but few deal with the e ects of the impacts on generating cluster formation. The present work investigates the case involving the globular cluster ω Centauri as a projectile and the open clusters BDSB122 and Stephenson 2 as targets resulting from the impact of ω Centauri on the Galactic disk. ω Centauri is well studied, also being one of the most massive globular clusters, making it a good choice. From its position and proper motion data we made several numerical simulations using the leap frog method, implemented in a program on C language, which has potentials that describe the Galaxy with the bulge, disk and halo components. For the latter we estimated their velocities around Galactic center using the rotation curve, and assuming no velocity perpendicularly to the Galactic disk. From our simulations and assumptions about perturbations generated by ! Centauri crossing the disc, we demonstrated the spatial and temporal coincidences between the studied clusters.

Analisamos aglomeradosimersosem nuvens moleculares, os quais são fundamentais para a compreensão dos estágios evolutivos iniciais da formação estelar. Na presente tese exploramos principalmente objetos associados a nebulosas de reflexão. Os objetos que estão no foco central do nosso estudo são possíveis aglomerados presentes na direção de nebulosas de reflexãoou emissão,já apontados pelos trabalhos de Bica et aI. (2003b) e Dutra et alo (2003). No estudo desses sistemas utilizamos principalmente dados do Catálogo 2MASS. A análise fotométrica é baseada em diagramas cor-magnitude e cor-cor, juntamente com isócronas teóricas de pré-seqüência-principaI. A distribuição angular de densidade superficial de estrelas no aglomerado e no campo próximo é um outro método de análise utilizado. Através da análise fotométrica e espectroscópica obtivemos os parâmetros físicos fundamentais dos aglomerados. Com base na emissão de estrelas na banda Ks realizamos uma busca por novos aglomerados imersos. A busca foi orientada na direção central de 47 nebulosas no ótico selecionadas a partir do Catálogo de Dutra et aI. (2003), varrendo um raio angular de r = 10' para cada direção. A busca resultou na descoberta de um aglomerado imerso ainda não catalogado, e aqueles já catalogados foram redescobertos. Neste trabalho obtivemos parâmetros físicos para mais de 30 aglomerados imersos. O raio linear derivado para esses objetos situa-se na faixa de 0,3 a 0,9 pc e o número de estrelas membros detectadas fica geralmente na faixa de 20 a 50 A idade média derivada para a amostra indica uma população bastante jovem. A maior parte dos aglomerados possui uma idade de 1 a 2 milhões de anos. Em nossa amostra o objeto mais massivo encontrado possui uma massa estimada de ~ 200M<=).Entretanto, a maioria dos aglomerados possui massa estimada na faixa de ~ 20M<=)a ~ 60M<=).Os valores de massa total para cada aglomerado não possuem uma correlação aparente com o ambiente da nebulosa. Os aglomerados imersos associados a nebulosas em ambientes de complexo HII podem apresentar massas tão baixas quanto aqueles associados a nebulosas de reflexão. Estes sistemas estelares provavelmente não apresentam estrelas com massas superiores àquela de uma estrela com tipo espectral B. Finalmente, estudamos um aglomerado imerso contendo uma estrela OV, o aglomerado NGC 2264. Obtivemos uma função de massa inicial (FMI) para o aglomerado NGC 2264 a partir de 346 fontes de raio-X detectadas pelo CHANDRA com contrapartida no infra-vermelho. A FMI derivada inclui massas estelares acima de M = O,03M<=). Em comparação com a FMI da vizinhança solar existe uma deficiência de estrelas de baixa massa para M < O,3M<=). As massas estimadas para os objetos analisados indicam que eles são sistemas estelares não-ligados gravitacionalmente. A maioria dos aglomerados de nossa amostra possui massa inferior a 100M<=)e está associada a nebulosas de reflexão. A formação de estrelas do tipo O em aglomerados imersos não-ligados gravitacionalmente não parece ser freqüente, segundo nossos resultados.

Neste trabalho investigamos um dos processos que pode levar a formação de aglomerados abertos, focando-nos nas interações ocorridas durante a passagem de um aglomerado globular através do disco Galáctico, cujos efeitos podem resultar no surgimentos daqueles. Tais interações podem ser uma alternativa aos cenários convencionais de formação estelar. Há diversos trabalhos explorando os efeitos, em nossa Galáxia, de impactos de nuvens HI, explosões de supernovas, galáxias canibalizadas ou aglomerados globulares, estes podendo inclusive ser núcleos de galáxias anãs capturadas pela Via Láctea, como parece ser o caso de ω Centauri. Trabalhos sobre interações de aglomerados globulares com o disco Galáctico invariavelmente tratam dos efeitos da Galáxia sobre o aglomerado globular, mas pouco tem sido feito com relação a análise de como os impactos de aglomerados globulares podem gerar o nascimento de aglomerados no disco Galáctico. O presente trabalho investiga o caso envolvendo o aglomerado globular ω Centauri como projétil e os aglomerados abertos massivos BDSB122 e Stephenson 2 como alvos resultantes do impacto de ω Centauri no disco Galáctico. ω Centauri é bem estudado na literatura, além de ser um dos mais massivos aglomerados globulares, tornando-o uma excelente escolha. A partir de seus dados de posição e movimento próprio fizemos diversas simulações numéricas com o método matemático leap frog implementado num código em linguagem C, o qual contém potenciais que representam a Galáxia com as componentes bojo, disco e halo. No caso particular dos aglomerados abertos, estimamos suas velocidades em torno do centro Galáctico pela curva de rotação da Via Láctea e consideramos que não possuem componente de velocidade perpendicular ao plano Galáctico. A partir das simulações realizadas e das considerações sobre a perturbação causada por ω Centauri no disco Galáctico, mostramos a coincidência espacial e temporal existente entre os aglomerados envolvidos. / In this work we investigate one of the processes that can lead to open cluster formation, focusing our analysis on the interactions occurring during a globular cluster crossing through Galactic disc. These interactions can be an alternative to conventional scenarios of star formation. There are a number of papers exploring e ects, in our Galaxy, such as HI cloud infall, supernovas explosions, cannibalized galaxies or globular clusters. The latter can be dwarf galaxy nuclei captured by the Milky Way. In particular this appears to be the case of ω Centauri. In general those works focus on the e ects of the Galaxy on the globular cluster, but few deal with the e ects of the impacts on generating cluster formation. The present work investigates the case involving the globular cluster ω Centauri as a projectile and the open clusters BDSB122 and Stephenson 2 as targets resulting from the impact of ω Centauri on the Galactic disk. ω Centauri is well studied, also being one of the most massive globular clusters, making it a good choice. From its position and proper motion data we made several numerical simulations using the leap frog method, implemented in a program on C language, which has potentials that describe the Galaxy with the bulge, disk and halo components. For the latter we estimated their velocities around Galactic center using the rotation curve, and assuming no velocity perpendicularly to the Galactic disk. From our simulations and assumptions about perturbations generated by ! Centauri crossing the disc, we demonstrated the spatial and temporal coincidences between the studied clusters.

Analisamos aglomeradosimersosem nuvens moleculares, os quais são fundamentais para a compreensão dos estágios evolutivos iniciais da formação estelar. Na presente tese exploramos principalmente objetos associados a nebulosas de reflexão. Os objetos que estão no foco central do nosso estudo são possíveis aglomerados presentes na direção de nebulosas de reflexãoou emissão,já apontados pelos trabalhos de Bica et aI. (2003b) e Dutra et alo (2003). No estudo desses sistemas utilizamos principalmente dados do Catálogo 2MASS. A análise fotométrica é baseada em diagramas cor-magnitude e cor-cor, juntamente com isócronas teóricas de pré-seqüência-principaI. A distribuição angular de densidade superficial de estrelas no aglomerado e no campo próximo é um outro método de análise utilizado. Através da análise fotométrica e espectroscópica obtivemos os parâmetros físicos fundamentais dos aglomerados. Com base na emissão de estrelas na banda Ks realizamos uma busca por novos aglomerados imersos. A busca foi orientada na direção central de 47 nebulosas no ótico selecionadas a partir do Catálogo de Dutra et aI. (2003), varrendo um raio angular de r = 10' para cada direção. A busca resultou na descoberta de um aglomerado imerso ainda não catalogado, e aqueles já catalogados foram redescobertos. Neste trabalho obtivemos parâmetros físicos para mais de 30 aglomerados imersos. O raio linear derivado para esses objetos situa-se na faixa de 0,3 a 0,9 pc e o número de estrelas membros detectadas fica geralmente na faixa de 20 a 50 A idade média derivada para a amostra indica uma população bastante jovem. A maior parte dos aglomerados possui uma idade de 1 a 2 milhões de anos. Em nossa amostra o objeto mais massivo encontrado possui uma massa estimada de ~ 200M<=).Entretanto, a maioria dos aglomerados possui massa estimada na faixa de ~ 20M<=)a ~ 60M<=).Os valores de massa total para cada aglomerado não possuem uma correlação aparente com o ambiente da nebulosa. Os aglomerados imersos associados a nebulosas em ambientes de complexo HII podem apresentar massas tão baixas quanto aqueles associados a nebulosas de reflexão. Estes sistemas estelares provavelmente não apresentam estrelas com massas superiores àquela de uma estrela com tipo espectral B. Finalmente, estudamos um aglomerado imerso contendo uma estrela OV, o aglomerado NGC 2264. Obtivemos uma função de massa inicial (FMI) para o aglomerado NGC 2264 a partir de 346 fontes de raio-X detectadas pelo CHANDRA com contrapartida no infra-vermelho. A FMI derivada inclui massas estelares acima de M = O,03M<=). Em comparação com a FMI da vizinhança solar existe uma deficiência de estrelas de baixa massa para M < O,3M<=). As massas estimadas para os objetos analisados indicam que eles são sistemas estelares não-ligados gravitacionalmente. A maioria dos aglomerados de nossa amostra possui massa inferior a 100M<=)e está associada a nebulosas de reflexão. A formação de estrelas do tipo O em aglomerados imersos não-ligados gravitacionalmente não parece ser freqüente, segundo nossos resultados.

Analisamos aglomeradosimersosem nuvens moleculares, os quais são fundamentais para a compreensão dos estágios evolutivos iniciais da formação estelar. Na presente tese exploramos principalmente objetos associados a nebulosas de reflexão. Os objetos que estão no foco central do nosso estudo são possíveis aglomerados presentes na direção de nebulosas de reflexãoou emissão,já apontados pelos trabalhos de Bica et aI. (2003b) e Dutra et alo (2003). No estudo desses sistemas utilizamos principalmente dados do Catálogo 2MASS. A análise fotométrica é baseada em diagramas cor-magnitude e cor-cor, juntamente com isócronas teóricas de pré-seqüência-principaI. A distribuição angular de densidade superficial de estrelas no aglomerado e no campo próximo é um outro método de análise utilizado. Através da análise fotométrica e espectroscópica obtivemos os parâmetros físicos fundamentais dos aglomerados. Com base na emissão de estrelas na banda Ks realizamos uma busca por novos aglomerados imersos. A busca foi orientada na direção central de 47 nebulosas no ótico selecionadas a partir do Catálogo de Dutra et aI. (2003), varrendo um raio angular de r = 10' para cada direção. A busca resultou na descoberta de um aglomerado imerso ainda não catalogado, e aqueles já catalogados foram redescobertos. Neste trabalho obtivemos parâmetros físicos para mais de 30 aglomerados imersos. O raio linear derivado para esses objetos situa-se na faixa de 0,3 a 0,9 pc e o número de estrelas membros detectadas fica geralmente na faixa de 20 a 50 A idade média derivada para a amostra indica uma população bastante jovem. A maior parte dos aglomerados possui uma idade de 1 a 2 milhões de anos. Em nossa amostra o objeto mais massivo encontrado possui uma massa estimada de ~ 200M<=).Entretanto, a maioria dos aglomerados possui massa estimada na faixa de ~ 20M<=)a ~ 60M<=).Os valores de massa total para cada aglomerado não possuem uma correlação aparente com o ambiente da nebulosa. Os aglomerados imersos associados a nebulosas em ambientes de complexo HII podem apresentar massas tão baixas quanto aqueles associados a nebulosas de reflexão. Estes sistemas estelares provavelmente não apresentam estrelas com massas superiores àquela de uma estrela com tipo espectral B. Finalmente, estudamos um aglomerado imerso contendo uma estrela OV, o aglomerado NGC 2264. Obtivemos uma função de massa inicial (FMI) para o aglomerado NGC 2264 a partir de 346 fontes de raio-X detectadas pelo CHANDRA com contrapartida no infra-vermelho. A FMI derivada inclui massas estelares acima de M = O,03M<=). Em comparação com a FMI da vizinhança solar existe uma deficiência de estrelas de baixa massa para M < O,3M<=). As massas estimadas para os objetos analisados indicam que eles são sistemas estelares não-ligados gravitacionalmente. A maioria dos aglomerados de nossa amostra possui massa inferior a 100M<=)e está associada a nebulosas de reflexão. A formação de estrelas do tipo O em aglomerados imersos não-ligados gravitacionalmente não parece ser freqüente, segundo nossos resultados.

Neste trabalho investigamos um dos processos que pode levar a formação de aglomerados abertos, focando-nos nas interações ocorridas durante a passagem de um aglomerado globular através do disco Galáctico, cujos efeitos podem resultar no surgimentos daqueles. Tais interações podem ser uma alternativa aos cenários convencionais de formação estelar. Há diversos trabalhos explorando os efeitos, em nossa Galáxia, de impactos de nuvens HI, explosões de supernovas, galáxias canibalizadas ou aglomerados globulares, estes podendo inclusive ser núcleos de galáxias anãs capturadas pela Via Láctea, como parece ser o caso de ω Centauri. Trabalhos sobre interações de aglomerados globulares com o disco Galáctico invariavelmente tratam dos efeitos da Galáxia sobre o aglomerado globular, mas pouco tem sido feito com relação a análise de como os impactos de aglomerados globulares podem gerar o nascimento de aglomerados no disco Galáctico. O presente trabalho investiga o caso envolvendo o aglomerado globular ω Centauri como projétil e os aglomerados abertos massivos BDSB122 e Stephenson 2 como alvos resultantes do impacto de ω Centauri no disco Galáctico. ω Centauri é bem estudado na literatura, além de ser um dos mais massivos aglomerados globulares, tornando-o uma excelente escolha. A partir de seus dados de posição e movimento próprio fizemos diversas simulações numéricas com o método matemático leap frog implementado num código em linguagem C, o qual contém potenciais que representam a Galáxia com as componentes bojo, disco e halo. No caso particular dos aglomerados abertos, estimamos suas velocidades em torno do centro Galáctico pela curva de rotação da Via Láctea e consideramos que não possuem componente de velocidade perpendicular ao plano Galáctico. A partir das simulações realizadas e das considerações sobre a perturbação causada por ω Centauri no disco Galáctico, mostramos a coincidência espacial e temporal existente entre os aglomerados envolvidos. / In this work we investigate one of the processes that can lead to open cluster formation, focusing our analysis on the interactions occurring during a globular cluster crossing through Galactic disc. These interactions can be an alternative to conventional scenarios of star formation. There are a number of papers exploring e ects, in our Galaxy, such as HI cloud infall, supernovas explosions, cannibalized galaxies or globular clusters. The latter can be dwarf galaxy nuclei captured by the Milky Way. In particular this appears to be the case of ω Centauri. In general those works focus on the e ects of the Galaxy on the globular cluster, but few deal with the e ects of the impacts on generating cluster formation. The present work investigates the case involving the globular cluster ω Centauri as a projectile and the open clusters BDSB122 and Stephenson 2 as targets resulting from the impact of ω Centauri on the Galactic disk. ω Centauri is well studied, also being one of the most massive globular clusters, making it a good choice. From its position and proper motion data we made several numerical simulations using the leap frog method, implemented in a program on C language, which has potentials that describe the Galaxy with the bulge, disk and halo components. For the latter we estimated their velocities around Galactic center using the rotation curve, and assuming no velocity perpendicularly to the Galactic disk. From our simulations and assumptions about perturbations generated by ! Centauri crossing the disc, we demonstrated the spatial and temporal coincidences between the studied clusters.

Nossa amostra de trabalho consistiu das cercanias das Nuvens de Magalhães dentro da area amostrada pelo Dark Energy Survey. Nos concentramos na amostra de aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães e na descoberta de uma sobredensidade estelar associada a Pequena Nuvem de Magalhães, sobre as quais faremos aqui uma breve descrição, baseada nos resumos já publicados. A Grande Nuvem de Magalhães possui um sistema rico e diversificado de aglomerados estelares, cujas idades, abundâncias químicas e posições oferecem informação a respeito do histórico de formação estelar desta galáxia. Nós usamos as imagens dos dados de verificação científica do Dark Energy Survey para aumentar o censo de aglomerados conhecidos na região externa da Grande Nuvem de Magalhães e para determinar os parâmetros físicos de uma grande número destes objetos usando uma amostra homogênea, tanto fotom elétrica quanto espacialmente. Nossa amostra contém 255 aglomerados identificados visualmente, dos quais 109 não estão listados em nenhum catálogo prévio. Nós quantificamos o efeito de adensamento estelar para a amostra produzida pela equipe de gerenciamento dos dados do Dark Energy Survey e concluímos que a completeza da amostra estelar e < 10% no centro de aglomerados típicos da Grande Nuvem de Magalhães. Desenvolvemos então um arranjo de tarefas para amostrar e medir as magnitudes e posições das estrelas nos candidatos a aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães utilizando o conjunto de pacotes daophot. Tamb em implementamos um método de máxima probabilidade para ajustar perfis de densidade individuais, bem como diagramas cor-magnitude. Para 117 aglomerados (de um total de 255) dos candidatos, sendo 28 aglomerados até então não catalogados, obtivemos idades, metalicidades, m odulo de distância e parâmetros estruturais confiáveis, confirmando sua natureza de sistemas físicos. The distribution of cluster metallicities shows a radial dependence, with no clusters more metal-rich than [Fe/H] ' 0:7 beyond 8 kpc from the center of that galaxy. The age distribution has two peaks at ' 1.2 Gyr and ' 2.7 Gyr. The age-metallicity relation shows that even with an external sample, there is a global agreement with other studies that sampled more central regions of the Large Magellanic Cloud. In addition, this age-metallicity relation is well described as bounded by the analytical model from Pagel & Tautvaisiene (1998) and the empirical model from Harris & Zaritsky (2009). But neither of them describes accurately the clusters set. We also report here the discovery of a stellar over-density 8 north of the center of the Small Magellanic Cloud, baptized as SMCNOD (Small Magellanic Cloud Northern Over-Density), using data from the rst two years of the Dark Energy Survey (DES) and the rst year of the MAGellanic SatelLITEs Survey (MagLiteS). The SMCNOD is indistinguishable in age, metallicity and distance from the nearby SMC stars, being primarly composed of intermediate-age stars (6 Gyr, Z=0.001), with a small fraction of young stars (1 Gyr, Z=0.01). The SMCNOD has an elongated shape with an ellipticity = 0:6 and a size of 6x2 deg. It has an absolute magnitude of MV = 7:7, rh = 2:1 kpc, and V (r < rh) = 31.2 mag arcsec2. We estimate a stellar mass of 105 M , following a Kroupa mass function. The SMCNOD was probably removed from the SMC disk by tidal stripping, since it is located near the head of the Magellanic Stream, and the literature indicates likely recent LMC-SMC encounters. This scenario is supported by the lack of signi cant HI gas. Other potential scenarios for the SMCNOD origin are a transient over-density within the Small Magellanic Cloud tidal radius or a primordial SMC satellite in advanced stage of disruption. Estimamos uma massa estelar de 105 massas solares, seguindo uma função de massa inicial de Kroupa. A SMCNOD foi provavelmente removida do disco da Pequena Nuvem de Magalhães via tidal stripping, pois e localizada próximo da extremidade da Corrente de Magalhães (Magellanic Stream) e, segundo a literatura, houve recentes encontros entre a LMC e a SMC. Este cenário e apoiado pela significante falta de Hidrogênio neutro. Outros cenários potenciais para a origem da SMCNOD são: uma sobredensidade transitória dentro do raio de mar e ou uma satélite primordial em estado avançado de ruptura. / Our working sample comprised the outskirts of the Magellanic Clouds encompassed by the Dark Energy Survey. We focused in the star cluster system of the Large Magellanic Cloud and on the discovery of a stellar over-density associated to the Small Magellanic Cloud, which we will brie y describe here, based on already published abstracts. The Large Magellanic Cloud harbors a rich and diverse system of star clusters, whose ages, chemical abundances, and positions provide information about the Large Magellanic Cloud history of star formation. We use Science Veri cation imaging data from the Dark Energy Survey to increase the census of known star clusters in the outer Large Magellanic Cloud and to derive physical parameters for a large sample of such objects using a spatially and photometrically homogeneous data set. Our sample contains 255 visually identi ed cluster candidates, of which 109 were not listed in any previous catalog. We quantify the crowding e ect for the stellar sample produced by the Dark Energy Survey Data Management pipeline and conclude that the stellar completeness is < 10% inside typical Large Magellanic cluster cores. We therefore develop a pipeline to sample and measure stellar magnitudes and positions around the cluster candidates using daophot. We also implement a maximumlikelihood method to t individual density pro les and colour-magnitude diagrams. For 117 (from a total of 255) of the cluster candidates (28 uncatalogued clusters), we obtain reliable ages, metallicities, distance moduli and structural parameters, con rming their nature as physical systems.

Nossa amostra de trabalho consistiu das cercanias das Nuvens de Magalhães dentro da area amostrada pelo Dark Energy Survey. Nos concentramos na amostra de aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães e na descoberta de uma sobredensidade estelar associada a Pequena Nuvem de Magalhães, sobre as quais faremos aqui uma breve descrição, baseada nos resumos já publicados. A Grande Nuvem de Magalhães possui um sistema rico e diversificado de aglomerados estelares, cujas idades, abundâncias químicas e posições oferecem informação a respeito do histórico de formação estelar desta galáxia. Nós usamos as imagens dos dados de verificação científica do Dark Energy Survey para aumentar o censo de aglomerados conhecidos na região externa da Grande Nuvem de Magalhães e para determinar os parâmetros físicos de uma grande número destes objetos usando uma amostra homogênea, tanto fotom elétrica quanto espacialmente. Nossa amostra contém 255 aglomerados identificados visualmente, dos quais 109 não estão listados em nenhum catálogo prévio. Nós quantificamos o efeito de adensamento estelar para a amostra produzida pela equipe de gerenciamento dos dados do Dark Energy Survey e concluímos que a completeza da amostra estelar e < 10% no centro de aglomerados típicos da Grande Nuvem de Magalhães. Desenvolvemos então um arranjo de tarefas para amostrar e medir as magnitudes e posições das estrelas nos candidatos a aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães utilizando o conjunto de pacotes daophot. Tamb em implementamos um método de máxima probabilidade para ajustar perfis de densidade individuais, bem como diagramas cor-magnitude. Para 117 aglomerados (de um total de 255) dos candidatos, sendo 28 aglomerados até então não catalogados, obtivemos idades, metalicidades, m odulo de distância e parâmetros estruturais confiáveis, confirmando sua natureza de sistemas físicos. The distribution of cluster metallicities shows a radial dependence, with no clusters more metal-rich than [Fe/H] ' 0:7 beyond 8 kpc from the center of that galaxy. The age distribution has two peaks at ' 1.2 Gyr and ' 2.7 Gyr. The age-metallicity relation shows that even with an external sample, there is a global agreement with other studies that sampled more central regions of the Large Magellanic Cloud. In addition, this age-metallicity relation is well described as bounded by the analytical model from Pagel & Tautvaisiene (1998) and the empirical model from Harris & Zaritsky (2009). But neither of them describes accurately the clusters set. We also report here the discovery of a stellar over-density 8 north of the center of the Small Magellanic Cloud, baptized as SMCNOD (Small Magellanic Cloud Northern Over-Density), using data from the rst two years of the Dark Energy Survey (DES) and the rst year of the MAGellanic SatelLITEs Survey (MagLiteS). The SMCNOD is indistinguishable in age, metallicity and distance from the nearby SMC stars, being primarly composed of intermediate-age stars (6 Gyr, Z=0.001), with a small fraction of young stars (1 Gyr, Z=0.01). The SMCNOD has an elongated shape with an ellipticity = 0:6 and a size of 6x2 deg. It has an absolute magnitude of MV = 7:7, rh = 2:1 kpc, and V (r < rh) = 31.2 mag arcsec2. We estimate a stellar mass of 105 M , following a Kroupa mass function. The SMCNOD was probably removed from the SMC disk by tidal stripping, since it is located near the head of the Magellanic Stream, and the literature indicates likely recent LMC-SMC encounters. This scenario is supported by the lack of signi cant HI gas. Other potential scenarios for the SMCNOD origin are a transient over-density within the Small Magellanic Cloud tidal radius or a primordial SMC satellite in advanced stage of disruption. Estimamos uma massa estelar de 105 massas solares, seguindo uma função de massa inicial de Kroupa. A SMCNOD foi provavelmente removida do disco da Pequena Nuvem de Magalhães via tidal stripping, pois e localizada próximo da extremidade da Corrente de Magalhães (Magellanic Stream) e, segundo a literatura, houve recentes encontros entre a LMC e a SMC. Este cenário e apoiado pela significante falta de Hidrogênio neutro. Outros cenários potenciais para a origem da SMCNOD são: uma sobredensidade transitória dentro do raio de mar e ou uma satélite primordial em estado avançado de ruptura. / Our working sample comprised the outskirts of the Magellanic Clouds encompassed by the Dark Energy Survey. We focused in the star cluster system of the Large Magellanic Cloud and on the discovery of a stellar over-density associated to the Small Magellanic Cloud, which we will brie y describe here, based on already published abstracts. The Large Magellanic Cloud harbors a rich and diverse system of star clusters, whose ages, chemical abundances, and positions provide information about the Large Magellanic Cloud history of star formation. We use Science Veri cation imaging data from the Dark Energy Survey to increase the census of known star clusters in the outer Large Magellanic Cloud and to derive physical parameters for a large sample of such objects using a spatially and photometrically homogeneous data set. Our sample contains 255 visually identi ed cluster candidates, of which 109 were not listed in any previous catalog. We quantify the crowding e ect for the stellar sample produced by the Dark Energy Survey Data Management pipeline and conclude that the stellar completeness is < 10% inside typical Large Magellanic cluster cores. We therefore develop a pipeline to sample and measure stellar magnitudes and positions around the cluster candidates using daophot. We also implement a maximumlikelihood method to t individual density pro les and colour-magnitude diagrams. For 117 (from a total of 255) of the cluster candidates (28 uncatalogued clusters), we obtain reliable ages, metallicities, distance moduli and structural parameters, con rming their nature as physical systems.

Estudamos os sistemas de aglomerados estelares de duas galáxias early-type: NGC5846 e NGC1380 com a finalidade de encontrar características que possam vincular suas histórias evolutivas. Utilizamos imagens da Wide Field and Planetary Camera 2 do arquivo píblico do Telescópio Espacial Hubble, nos filtros V e I para a primeira e B e V para a segunda. A galáxia NGC5846 é uma elíptica gigante centro de um grupo de galáxias, com (m − M) = 32.32 . Seu sistema de aglomerados globulares foi previamente estudado por Forbes et al. (1996, 1997b). Ela contém uma alta porcentagem de aglomerados vermelhos. Criamos um modelo da distribuição de luz das partes mais internas da galáxia e o subtraímos das imagens observadas. Identificamos e estudamos os aglomerados globulares localizados nas regiões centrais da NGC5846, medindo magnitudes, cores e distâncias projetadas ao centro da galáxia. Detectamos 23 aglomerados não conhecidos previamente. Combinamos os objetos aqui medidos com a amostra de Forbes et al. (1996, 1997b) resultando num total de 777 objetos e tentamos medir tamanhos para todos eles, tendo sucesso para apenas 61. Seus raios efetivos típicos estão no intervalo de 3 − 5 pc. Observamos que os maiores aglomerados parecem estar localizados na região central. Sete aglomerados globulares têm contrapartidas em raios-X, estas fontes estão entre as mais luminosas da galáxia com 4.2 × 1038 < LX(erg s−1) < 9.2 × 1039. Os aglomerados aos quais pertencem são opticamente muito luminosos, compactos, têm preferência de se localizarem nas regiões mais centrais e pertencem à subpopulação vermelha. A galáxia NGC1380 é uma lenticular localizada próxima ao centro do aglomerado de Fornax, com (m − M) = 31.4. Seu sistema de aglomerados estelares foi previamente estudado apenas por telescópios localizados na Terra. Estudos recentes de galáxias early- type similares a esta mostram a existência de aglomerados estelares que quebram, aparentemente, a dicotomia tradicional aglomerado aberto/globular. Selecionamos uma amostra de candidatos a aglomerados estelares na NGC1380 através de uma análise de magnitudes, cores, tamanhos e distâncias projetadas ao centro da galáxia. Construímos diagramas cormagnitude e analisamos sua distribuição de cores. Estimamos as probabilidades dos aglomerados selecionados serem globulares típicos como os encontrados na Via Láctea baseados em sua localização no diagrama tamanho-luminosidade. Um total de 570 aglomerados estelares foi encontrado na NGC1380 até V . 26.5. Medimos tamanhos para aproximadamente 200 destes. A distribuição de cores tem aparentemente três picos: (B − V ) ≃ 0.8, 1.1, 1.5. O mesmo parece ser verdadeiro para a distribuição de tamanhos, que apresenta dois picos bem definidos em Reff ∼ 3 e 5 pc e alguns objetos com 7.5 < Reff < 13 pc. Identificamos a população de aglomerados menores como sendo tíıpica de globulares enquanto que os mais estendidos têm menor probabilidade de serem tais objetos. Diferentes correlações entre magnitudes absolutas, tamanhos, cores e localização ao centro da galáxia foram obtidas para estas subpopulações de aglomerados. A maior parte dos aglomerados grandes (Reff > 4 pc) compartilham das propriedades dos aglomerados estelares difusos, encontrados em galáxias early-type do aglomerado de Virgo, como o baixo brilho superficial e magnitudes mais fracas que MV ∼ −8. Encontramos um pequeno grupo de aglomerados com Reff ≃ 10 pc, −8 <MV < −6, vermelhos e localizados próximos ao centro da NGC1380. Estes objetos podem ser interpretados como Faint Fuzzies, encontrados recentemente nas galáxias lenticulares NGC1023, NGC3384 e NGC5195. / We studied the globular cluster systems of two early-type galaxies: NGC5846 and NGC1380 with the purpose of finding features that can constrain their evolutionary histories. We used Wide Field and Planetary Camera 2 images from the Hubble Space Telescope public archive, in the V and I filters for the former and in B and V filters for the latter. NGC5846 is a giant elliptical located in the centre of a galaxy group, with (m − M) = 32.32. Its globular cluster system was previously studied by (Forbes et al., 1996, 1997b). It contains a remarkably high fraction of red globular clusters. We modelled the central light distribution and subtracted it from the observed images. We identified and studied the globular clusters located towards the center of the galaxy measuring magnitudes, colours and projected galactocentric distances. We detected 23 new clusters. By combining the objects measured here with the sample of Forbes et al. (1996, 1997b) we obtained a total of 777 globular clusters. We tried to measure sizes for all of them, having succeeded for only 61. Their typical effective radii are in the range 3 − 5 pc. We note that the largest clusters tend to be located in the central regions. We found 7 X-ray counterparts to the globular clusters, these sources are among the most luminous of NGC5846 with 4.2 × 1038 < LX(erg s−1) < 9.2 × 1039. The globular clusters to which they belong are optically luminous, compact, tend to inhabit the most central regions and belong to the red subpopulation. NGC1380 is a lenticular galaxy located near the centre of the Fornax Cluster, with (m − M) = 31.4. The globular cluster system of this galaxy was previously studied only from the ground. Recent studies of similar early-type galaxies reveal the existence of star clusters that apparently break up the traditional open/globular cluster dichotomy. To select a sample of star clusters in NGC1380 we measured magnitudes, colours, sizes and projected distances to the center of the host galaxy. We built colour-magnitude diagrams and analysed its colour distribution. Based on their location in the luminosity-size diagram we estimated probabilities of them being typical globular clusters as those found in the Galaxy. A total of about 570 cluster candidates were found down to V = 26.5. We measured sizes for approximately 200 of them. The observed colour distribution has three apparent peaks:(B − V ) ≃ 0.8, 1.1, 1.5. Likewise for the size distribution which shows two well defined peaks at Reff ∼ 3 e 5 pc and some objects with 7.5 < Reff < 13 pc. We identified the smaller population as being mainly typical globular clusters, while the more extended objects have small probabilities of being such objects. Different correlations between absolute magnitudes, sizes, colours and location were inferred for these cluster subpopulations. Most extended clusters (Reff > 4 pc) share similar properties to the diffuse star clusters reported to inhabit luminous early-type galaxies in the Virgo galaxy cluster such as having low surface brightness and magnitudes fainter than MV ≃ −8. We also report on a small group of Reff ≃ 10 pc, −8 < MV < −6, red clusters located near the centre of NGC1380, which may be interpreted as Faint Fuzzies which were recently found in the lenticulars NGC1023, NGC3384 and NGC5195.

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.