Galaxias lenticulares são consideradas como uma fase de transição entre galáxias early-type e late-type, uma vez que apresentam características comuns a tanto um quanto ao outro tipo. Devido a isto, o estudo da evolução deste tipo morfológico de galáxia contribui para o entendimento da evolução de galáxias de forma global. Neste trabalho, estudamos a cinemática dos sistemas de aglomerados globulares (GCs) de três galáxias lenticulares: NGC 2768, NGC 3115 e NGC 7457, usando a cinemática obtida previamente de nebulosas planetárias (PNe). Aglomerados globulares são encontrados universalmente em galáxias luminosas e podem ser usados como tracadores dos seus históricos de formação, através de sua cinemática e parametros de populações estelares. PNe, por sua vez, podem ser usadas como tracadores discretos da cinemática da população estelar global de suas galáxias hospedeiras. O objetivo geral desta dissertação e inferir evidêcias dos processos que contribuíram para a formação e evolução destas galáxias. Específicamente, nosso principal objetivo e obter a cinemática dos GCs em seus respectivos componentes (disco e esferóide) através da cinemática inferida para as galáxias (obtidas previamente com PNe). O presente trabalho aplica o método desenvolvido em Cortesi et al. (2016) para estudar o sistema de GCs da galáxia lenticular NGC 1023. Aqui nos estendemos esta análise para mais três galáxias e usamos dados de PNe e GCs do PN.S (Douglas et al., 2002; Cortesi et al., 2016) e do survey SLUGGS (Pota et al., 2013; Brodie et al., 2014). O método consiste em decompor a luz de uma dada galáxia em seus componentes, esferóide e disco. Com esta decomposição, atribuímos probabilidades para os GCs pertencerem ao disco e esfer oide da galáxia hospedeira. Posteriormente, uma estimação por máxima verossimilhançaa (MLE) e aplicada para obtermos os estimadores mais verossímeis para um modelo gaussiano da distribuição de velocidade destes tracadores. Comparando os resultados obtidos para GCs com os previamente encontrados para PNe, em Cortesi et al. (2011, 2013b), recalculamos as probabilidades de cada GC pertencer a cada um dos componentes da galáxia. Associando cinemática as probabilidades previamente obtidas por fotometria, drasticamente reduzimos o impacto de vieses observacionais. Mostramos que todas as galáxias possuem GCs que podem ser encontrados no esferóide e no disco e a razão entre o movimento ordenado e aleatório nestes sistemas e menor do que os encontrados em galáxias espirais regulares. De maneira geral, encontramos grande variedade na cinemática dos sistemas de GCs para cada galáxia, demonstrando que a formação e o processo de evolução destas galáxias e também variado. No todo, nossos resultados indicam um cenário onde a formação das galáxias em nossa amostra envolveu fusões de galáxias de proporções desiguais, como sugerido na literatura. / Lenticular galaxies are proposed to be a transition phase between early-type and late-type galaxies, as they share properties that can be found in either one or the other type. Therefore, the study of the evolution of such galaxy morphology can shed light on the understating of galaxy evolution in a global way. In this work we study the kinematics of the globular cluster (GC) systems of three lenticular galaxies: NGC 2768, NGC 3115 and NGC 7457, using previously obtained kinematics from planetary nebulae (PNe). Globular clusters are ubiquitously found in luminous galaxies and can be used as tracers of their host galaxies' assembly histories through its kinematics and stellar population parameters. PNe, on the other hand, can be used as discrete kinematic tracers of the overall stellar population of their parent galaxies. The broad goal of this dissertation is to infer evidences on the processes that may have contributed to the formation and evolution of such galaxies. Speci cally, our main objective is to recover the kinematics of the GCs in their respective components (spheroid and disk) with the derived galaxy kinematics (previously obtained with PNe). The present work employs the method developed in Cortesi et al. (2016) to study the GC system of the lenticular galaxy NGC 1023. Here we extend the analysis to three more galaxies and use PNe and GC data from the PN.S (Douglas et al., 2002; Cortesi et al., 2011) and the SLUGGS Survey (Pota et al., 2013; Brodie et al., 2014). The method consists in decomposing the light of a given galaxy in its spheroid and disc components. With such decomposition, we assign probabilities for GCs to belong to the host galaxy disk or spheroid. Furthermore, a maximum likelihood estimation (MLE) is applied to obtain the best t estimators for the parameters of a gaussian model for the velocity distribution of such tracers. Comparing the results obtained for GCs with the ones previously found for PNe in Cortesi et al. (2011, 2013b), we recalculate the probabilities for each GC to belong to each of the galaxy's components. Associating kinematics to the probabilities previously obtained from photometry, we drastically reduce the impact from observational biases. We show that all galaxies have GCs that can be found in the spheroid and disc components and the ratio between ordered and random motions in those systems is lower than the ones found in regular spiral galaxies. Overall we nd that there is great variety in the kinematics of the GC systems in each galaxy, showcasing that the formation and evolutionary processes of these galaxies are also varied. In general, our results point towards a scenario where the assembly of our sample galaxies involved unequal mergers, as suggested in the literature (Bekki et al., 2005; Bournaud et al., 2005).

Galaxias lenticulares são consideradas como uma fase de transição entre galáxias early-type e late-type, uma vez que apresentam características comuns a tanto um quanto ao outro tipo. Devido a isto, o estudo da evolução deste tipo morfológico de galáxia contribui para o entendimento da evolução de galáxias de forma global. Neste trabalho, estudamos a cinemática dos sistemas de aglomerados globulares (GCs) de três galáxias lenticulares: NGC 2768, NGC 3115 e NGC 7457, usando a cinemática obtida previamente de nebulosas planetárias (PNe). Aglomerados globulares são encontrados universalmente em galáxias luminosas e podem ser usados como tracadores dos seus históricos de formação, através de sua cinemática e parametros de populações estelares. PNe, por sua vez, podem ser usadas como tracadores discretos da cinemática da população estelar global de suas galáxias hospedeiras. O objetivo geral desta dissertação e inferir evidêcias dos processos que contribuíram para a formação e evolução destas galáxias. Específicamente, nosso principal objetivo e obter a cinemática dos GCs em seus respectivos componentes (disco e esferóide) através da cinemática inferida para as galáxias (obtidas previamente com PNe). O presente trabalho aplica o método desenvolvido em Cortesi et al. (2016) para estudar o sistema de GCs da galáxia lenticular NGC 1023. Aqui nos estendemos esta análise para mais três galáxias e usamos dados de PNe e GCs do PN.S (Douglas et al., 2002; Cortesi et al., 2016) e do survey SLUGGS (Pota et al., 2013; Brodie et al., 2014). O método consiste em decompor a luz de uma dada galáxia em seus componentes, esferóide e disco. Com esta decomposição, atribuímos probabilidades para os GCs pertencerem ao disco e esfer oide da galáxia hospedeira. Posteriormente, uma estimação por máxima verossimilhançaa (MLE) e aplicada para obtermos os estimadores mais verossímeis para um modelo gaussiano da distribuição de velocidade destes tracadores. Comparando os resultados obtidos para GCs com os previamente encontrados para PNe, em Cortesi et al. (2011, 2013b), recalculamos as probabilidades de cada GC pertencer a cada um dos componentes da galáxia. Associando cinemática as probabilidades previamente obtidas por fotometria, drasticamente reduzimos o impacto de vieses observacionais. Mostramos que todas as galáxias possuem GCs que podem ser encontrados no esferóide e no disco e a razão entre o movimento ordenado e aleatório nestes sistemas e menor do que os encontrados em galáxias espirais regulares. De maneira geral, encontramos grande variedade na cinemática dos sistemas de GCs para cada galáxia, demonstrando que a formação e o processo de evolução destas galáxias e também variado. No todo, nossos resultados indicam um cenário onde a formação das galáxias em nossa amostra envolveu fusões de galáxias de proporções desiguais, como sugerido na literatura. / Lenticular galaxies are proposed to be a transition phase between early-type and late-type galaxies, as they share properties that can be found in either one or the other type. Therefore, the study of the evolution of such galaxy morphology can shed light on the understating of galaxy evolution in a global way. In this work we study the kinematics of the globular cluster (GC) systems of three lenticular galaxies: NGC 2768, NGC 3115 and NGC 7457, using previously obtained kinematics from planetary nebulae (PNe). Globular clusters are ubiquitously found in luminous galaxies and can be used as tracers of their host galaxies' assembly histories through its kinematics and stellar population parameters. PNe, on the other hand, can be used as discrete kinematic tracers of the overall stellar population of their parent galaxies. The broad goal of this dissertation is to infer evidences on the processes that may have contributed to the formation and evolution of such galaxies. Speci cally, our main objective is to recover the kinematics of the GCs in their respective components (spheroid and disk) with the derived galaxy kinematics (previously obtained with PNe). The present work employs the method developed in Cortesi et al. (2016) to study the GC system of the lenticular galaxy NGC 1023. Here we extend the analysis to three more galaxies and use PNe and GC data from the PN.S (Douglas et al., 2002; Cortesi et al., 2011) and the SLUGGS Survey (Pota et al., 2013; Brodie et al., 2014). The method consists in decomposing the light of a given galaxy in its spheroid and disc components. With such decomposition, we assign probabilities for GCs to belong to the host galaxy disk or spheroid. Furthermore, a maximum likelihood estimation (MLE) is applied to obtain the best t estimators for the parameters of a gaussian model for the velocity distribution of such tracers. Comparing the results obtained for GCs with the ones previously found for PNe in Cortesi et al. (2011, 2013b), we recalculate the probabilities for each GC to belong to each of the galaxy's components. Associating kinematics to the probabilities previously obtained from photometry, we drastically reduce the impact from observational biases. We show that all galaxies have GCs that can be found in the spheroid and disc components and the ratio between ordered and random motions in those systems is lower than the ones found in regular spiral galaxies. Overall we nd that there is great variety in the kinematics of the GC systems in each galaxy, showcasing that the formation and evolutionary processes of these galaxies are also varied. In general, our results point towards a scenario where the assembly of our sample galaxies involved unequal mergers, as suggested in the literature (Bekki et al., 2005; Bournaud et al., 2005).

Galaxias lenticulares são consideradas como uma fase de transição entre galáxias early-type e late-type, uma vez que apresentam características comuns a tanto um quanto ao outro tipo. Devido a isto, o estudo da evolução deste tipo morfológico de galáxia contribui para o entendimento da evolução de galáxias de forma global. Neste trabalho, estudamos a cinemática dos sistemas de aglomerados globulares (GCs) de três galáxias lenticulares: NGC 2768, NGC 3115 e NGC 7457, usando a cinemática obtida previamente de nebulosas planetárias (PNe). Aglomerados globulares são encontrados universalmente em galáxias luminosas e podem ser usados como tracadores dos seus históricos de formação, através de sua cinemática e parametros de populações estelares. PNe, por sua vez, podem ser usadas como tracadores discretos da cinemática da população estelar global de suas galáxias hospedeiras. O objetivo geral desta dissertação e inferir evidêcias dos processos que contribuíram para a formação e evolução destas galáxias. Específicamente, nosso principal objetivo e obter a cinemática dos GCs em seus respectivos componentes (disco e esferóide) através da cinemática inferida para as galáxias (obtidas previamente com PNe). O presente trabalho aplica o método desenvolvido em Cortesi et al. (2016) para estudar o sistema de GCs da galáxia lenticular NGC 1023. Aqui nos estendemos esta análise para mais três galáxias e usamos dados de PNe e GCs do PN.S (Douglas et al., 2002; Cortesi et al., 2016) e do survey SLUGGS (Pota et al., 2013; Brodie et al., 2014). O método consiste em decompor a luz de uma dada galáxia em seus componentes, esferóide e disco. Com esta decomposição, atribuímos probabilidades para os GCs pertencerem ao disco e esfer oide da galáxia hospedeira. Posteriormente, uma estimação por máxima verossimilhançaa (MLE) e aplicada para obtermos os estimadores mais verossímeis para um modelo gaussiano da distribuição de velocidade destes tracadores. Comparando os resultados obtidos para GCs com os previamente encontrados para PNe, em Cortesi et al. (2011, 2013b), recalculamos as probabilidades de cada GC pertencer a cada um dos componentes da galáxia. Associando cinemática as probabilidades previamente obtidas por fotometria, drasticamente reduzimos o impacto de vieses observacionais. Mostramos que todas as galáxias possuem GCs que podem ser encontrados no esferóide e no disco e a razão entre o movimento ordenado e aleatório nestes sistemas e menor do que os encontrados em galáxias espirais regulares. De maneira geral, encontramos grande variedade na cinemática dos sistemas de GCs para cada galáxia, demonstrando que a formação e o processo de evolução destas galáxias e também variado. No todo, nossos resultados indicam um cenário onde a formação das galáxias em nossa amostra envolveu fusões de galáxias de proporções desiguais, como sugerido na literatura. / Lenticular galaxies are proposed to be a transition phase between early-type and late-type galaxies, as they share properties that can be found in either one or the other type. Therefore, the study of the evolution of such galaxy morphology can shed light on the understating of galaxy evolution in a global way. In this work we study the kinematics of the globular cluster (GC) systems of three lenticular galaxies: NGC 2768, NGC 3115 and NGC 7457, using previously obtained kinematics from planetary nebulae (PNe). Globular clusters are ubiquitously found in luminous galaxies and can be used as tracers of their host galaxies' assembly histories through its kinematics and stellar population parameters. PNe, on the other hand, can be used as discrete kinematic tracers of the overall stellar population of their parent galaxies. The broad goal of this dissertation is to infer evidences on the processes that may have contributed to the formation and evolution of such galaxies. Speci cally, our main objective is to recover the kinematics of the GCs in their respective components (spheroid and disk) with the derived galaxy kinematics (previously obtained with PNe). The present work employs the method developed in Cortesi et al. (2016) to study the GC system of the lenticular galaxy NGC 1023. Here we extend the analysis to three more galaxies and use PNe and GC data from the PN.S (Douglas et al., 2002; Cortesi et al., 2011) and the SLUGGS Survey (Pota et al., 2013; Brodie et al., 2014). The method consists in decomposing the light of a given galaxy in its spheroid and disc components. With such decomposition, we assign probabilities for GCs to belong to the host galaxy disk or spheroid. Furthermore, a maximum likelihood estimation (MLE) is applied to obtain the best t estimators for the parameters of a gaussian model for the velocity distribution of such tracers. Comparing the results obtained for GCs with the ones previously found for PNe in Cortesi et al. (2011, 2013b), we recalculate the probabilities for each GC to belong to each of the galaxy's components. Associating kinematics to the probabilities previously obtained from photometry, we drastically reduce the impact from observational biases. We show that all galaxies have GCs that can be found in the spheroid and disc components and the ratio between ordered and random motions in those systems is lower than the ones found in regular spiral galaxies. Overall we nd that there is great variety in the kinematics of the GC systems in each galaxy, showcasing that the formation and evolutionary processes of these galaxies are also varied. In general, our results point towards a scenario where the assembly of our sample galaxies involved unequal mergers, as suggested in the literature (Bekki et al., 2005; Bournaud et al., 2005).

A presente dissertação teve por objetivo estudar tópicos sobre formação e estrutura da Via Láctea. Para isso, o trabalho foi dividido em duas partes. Na primeira parte, estudamos a formação da Galáxia. Com o resultado do modelo semi-analítico de formação de galáxias desenvolvido por pesquisadores da Universidade de Durham, o GALFORM, realizamos uma análise da formação de aglomerados globulares e comparamos os resultados com a distribuição de metalicidade de aglomerados globulares conhecidos da Galáxia. Apenas 8 das 1143 galáxias sintéticas apresentaram duplo pico de metalicidade, o qual ocorre na nossa Galáxia. Na segunda parte, compilei um catálogo com 4.380 objetos de nuvens moleculares, regiõeses HII ópticas e em rádio e nuvens escuras. Este é o maior catálogo com esses tipos de objetos já construído. Com o catálogo foi possível detectar um disco de alta rotação, além de nuvens com evidência de velocidades não circulares, sugerindo a presença de uma barra. Foi realizada também uma estimativa da curva de rotação central da Galáxia. / The present work was aimed at studying topics about the formation and structure of the Milky Way. The work was divided into two parts. In the first part, we studied the formation of the Galaxy. With the outcome of the semi-analytical model for galaxy formation developed by researchers at the Durham’s University, GALFORM, we analysed the globular cluster formation and compared the results with the metallicity distribution of globular clusters known in our Galaxy. Only 8 of 1143 synthetic galaxies had double peak of metallicity, which occurs in our Galaxy. In the second part, we built a catalog with 4,380 entries including molecular clouds, optical and radio HII regions and dark nebulae. This is the largest catalog with these types of objects built so far and it was possible to detect a high velocity disk and clouds with non-circular motion, suggesting the presence of a bar. We also estimated the central rotation curve of the Galaxy.

A presente dissertação teve por objetivo estudar tópicos sobre formação e estrutura da Via Láctea. Para isso, o trabalho foi dividido em duas partes. Na primeira parte, estudamos a formação da Galáxia. Com o resultado do modelo semi-analítico de formação de galáxias desenvolvido por pesquisadores da Universidade de Durham, o GALFORM, realizamos uma análise da formação de aglomerados globulares e comparamos os resultados com a distribuição de metalicidade de aglomerados globulares conhecidos da Galáxia. Apenas 8 das 1143 galáxias sintéticas apresentaram duplo pico de metalicidade, o qual ocorre na nossa Galáxia. Na segunda parte, compilei um catálogo com 4.380 objetos de nuvens moleculares, regiõeses HII ópticas e em rádio e nuvens escuras. Este é o maior catálogo com esses tipos de objetos já construído. Com o catálogo foi possível detectar um disco de alta rotação, além de nuvens com evidência de velocidades não circulares, sugerindo a presença de uma barra. Foi realizada também uma estimativa da curva de rotação central da Galáxia. / The present work was aimed at studying topics about the formation and structure of the Milky Way. The work was divided into two parts. In the first part, we studied the formation of the Galaxy. With the outcome of the semi-analytical model for galaxy formation developed by researchers at the Durham’s University, GALFORM, we analysed the globular cluster formation and compared the results with the metallicity distribution of globular clusters known in our Galaxy. Only 8 of 1143 synthetic galaxies had double peak of metallicity, which occurs in our Galaxy. In the second part, we built a catalog with 4,380 entries including molecular clouds, optical and radio HII regions and dark nebulae. This is the largest catalog with these types of objects built so far and it was possible to detect a high velocity disk and clouds with non-circular motion, suggesting the presence of a bar. We also estimated the central rotation curve of the Galaxy.

A presente dissertação teve por objetivo estudar tópicos sobre formação e estrutura da Via Láctea. Para isso, o trabalho foi dividido em duas partes. Na primeira parte, estudamos a formação da Galáxia. Com o resultado do modelo semi-analítico de formação de galáxias desenvolvido por pesquisadores da Universidade de Durham, o GALFORM, realizamos uma análise da formação de aglomerados globulares e comparamos os resultados com a distribuição de metalicidade de aglomerados globulares conhecidos da Galáxia. Apenas 8 das 1143 galáxias sintéticas apresentaram duplo pico de metalicidade, o qual ocorre na nossa Galáxia. Na segunda parte, compilei um catálogo com 4.380 objetos de nuvens moleculares, regiõeses HII ópticas e em rádio e nuvens escuras. Este é o maior catálogo com esses tipos de objetos já construído. Com o catálogo foi possível detectar um disco de alta rotação, além de nuvens com evidência de velocidades não circulares, sugerindo a presença de uma barra. Foi realizada também uma estimativa da curva de rotação central da Galáxia. / The present work was aimed at studying topics about the formation and structure of the Milky Way. The work was divided into two parts. In the first part, we studied the formation of the Galaxy. With the outcome of the semi-analytical model for galaxy formation developed by researchers at the Durham’s University, GALFORM, we analysed the globular cluster formation and compared the results with the metallicity distribution of globular clusters known in our Galaxy. Only 8 of 1143 synthetic galaxies had double peak of metallicity, which occurs in our Galaxy. In the second part, we built a catalog with 4,380 entries including molecular clouds, optical and radio HII regions and dark nebulae. This is the largest catalog with these types of objects built so far and it was possible to detect a high velocity disk and clouds with non-circular motion, suggesting the presence of a bar. We also estimated the central rotation curve of the Galaxy.

Esse trabalho teve como objetivo o estudo dos aglomerados globulares NGC 6366 e NGC 6397, que estão classificados entre os mais próximos do Sol, através do ajuste de isócronas aos dados fotométricos obtidos em B (4200Å) e V (5500 Å)com o telescópio SOAR e ACS F606W (6060 Å) e F814W (8140 Å) com o Telescópio Espacial Hubble (HST). NGC 6366 é um aglomerado relativamente aberto, de magnitude visual aparente V=9.2 e alta extinção. Com nossos dados do SOAR nas bandas fotométricas B e V conseguimos medir até estrelas de magnitude V=23.5. Com os dados HST, obtidos por Sarajedini et al. (2007) nas bandas F606W e F814W, detectamos até magnitude F606W=26.5 mag. Nós ajustamos isócronas de Padova [Girardi et al. (2000) e Marigo et al. (2008)] calculadas para este trabalho e incluindo a seqüência de esfriamento de anãs brancas, e encontramos d= (3.8±0.4) kpc, E (B-V)=0.64±0.02, com a massa média das estrelas no ponto de saída da seqüência principal de (0.89±0.02)MSol. Além disso, detectamos 31 estrelas com cores correspondentes a anãs brancas com massa média 0.4MSol. O outro aglomerado, NGC 6397, é atualmente classificado como o segundo mais próximo do Sol e foi o primeiro aglomerado a ter dados obtidos para toda a seqüência principal, detectada até o limite de queima de hidrogênio (0.08 MSol) (Richer et al. 2008). Nós obtivemos esses dados de Richer et al. (2008), ajustamos as isócronas de Padova contendo toda a seqüência de evolução até as anãs brancas e mostramos que o ajuste simultâneo da seqüência principal e a de esfriamento das anãs brancas resultaram em uma melhor determinação de distancia, idade, avermelhamento e até metalicidade. Com o ajuste da isócrona, encontramos idade (12±1)Gano, metalicidade Z=0.00012 {[Fe/H]=-2.2, para δ[α/Fe]=0} e distância d=(2.7±0.2)kpc. Esses valores restringiram nossa liberdade de mover os modelos de seqüência de esfriamento de anãs brancas e, ajustando os modelos de Bergeron (2008), encontramos uma massa média entre 0.50 e 0.54MSol. Outra característica importante da seqüência de esfriamento das anãs brancas é que em F814W=26.5 mag detectamos a presença de um acúmulo de estrelas que permitiu o estudo da física da cristalização do núcleo de anãs brancas, por Winget et al. (2009), demonstrando a existência de liberação de calor latente; também vemos que em cerca de F814W=27.6 mag, a seqüência de esfriamento termina com uma volta para o azul causada pela absorção induzida por colisões de H e He. / Our work was aimed at studying the globular clusters NGC 6366 and NGC 6797, classified among the closest to the Sun, fitting the color-magnitude data obtained in B (4200 Å) and V (5500 Å)with the 4.1m SOAR Telescope and ACS F606W (6060 Å)and F814W (8140 Å) data with the Hubble Space Telescope obtained by Richer et al. (2008). NGC 6366 is a sparsely condensated globular cluster, with apparent visual magnitude V=9.2 and high extinction. With our SOAR data in the photometric bands B and V we detected until magnitude V=23.5. With HST data, obtained by Sarajedini et al. (2007), in the photometric bands F606W and F814W, they detected until magnitude F606W=26.5 mag. We fitted Padova isochrones [Girardi et al. (2000) e Marigo et al. (2008)], with added white dwarf cooling sequence, and found d=(3.8±0.4)kpc, E(B-V)=0.64±0.02, with a mean mass of the stars in the main sequence turnoff equals to 0.89±0.02MSun. We also detected 31 stars with colors appropriate for white dwarf stars with mean mass of the order of 0.4MSun. NGC 6397 is currently classified as the second closest to the Sun and was the first cluster to have data of all the main sequence until the burning hydrogen limit around 0.08MSun (Richer et al. 2008). We fitted Padova isochrones with all the evolution sequence and showed that the simultaneous fit of the main sequence and the white dwarf cooling sequence result in better determination of distance, age, reddening and even metallicity. With the isochrone fitting, for age, metallicity and distance, we found (12±1)Gyr, Z=0.00012 {[Fe/H]=-2.2, for δ[α/Fe]=0} and d=(2.7±0.2) kpc. These values restricted our freedom to slide white dwarf cooling sequence models and, fitting Bergeron’s atmospheric models (2008) we found a mean mass among 0.50 and 0.54MSun. Other important feature of the white dwarf cooling sequence is that at F814W=26.5 mag we detected the presence of a concentration of stars that allowed the study of the physics of crystallization in the white dwarf stars core, by Winget et al. (2009), demonstrating the existence of the existence of latent heat release, predicted by Van Horn (1968); we also notice that around F814W=27.6 mag, the cooling sequence ends with a blue turn caused by collision induced absorption of H and He.

Esse trabalho teve como objetivo o estudo dos aglomerados globulares NGC 6366 e NGC 6397, que estão classificados entre os mais próximos do Sol, através do ajuste de isócronas aos dados fotométricos obtidos em B (4200Å) e V (5500 Å)com o telescópio SOAR e ACS F606W (6060 Å) e F814W (8140 Å) com o Telescópio Espacial Hubble (HST). NGC 6366 é um aglomerado relativamente aberto, de magnitude visual aparente V=9.2 e alta extinção. Com nossos dados do SOAR nas bandas fotométricas B e V conseguimos medir até estrelas de magnitude V=23.5. Com os dados HST, obtidos por Sarajedini et al. (2007) nas bandas F606W e F814W, detectamos até magnitude F606W=26.5 mag. Nós ajustamos isócronas de Padova [Girardi et al. (2000) e Marigo et al. (2008)] calculadas para este trabalho e incluindo a seqüência de esfriamento de anãs brancas, e encontramos d= (3.8±0.4) kpc, E (B-V)=0.64±0.02, com a massa média das estrelas no ponto de saída da seqüência principal de (0.89±0.02)MSol. Além disso, detectamos 31 estrelas com cores correspondentes a anãs brancas com massa média 0.4MSol. O outro aglomerado, NGC 6397, é atualmente classificado como o segundo mais próximo do Sol e foi o primeiro aglomerado a ter dados obtidos para toda a seqüência principal, detectada até o limite de queima de hidrogênio (0.08 MSol) (Richer et al. 2008). Nós obtivemos esses dados de Richer et al. (2008), ajustamos as isócronas de Padova contendo toda a seqüência de evolução até as anãs brancas e mostramos que o ajuste simultâneo da seqüência principal e a de esfriamento das anãs brancas resultaram em uma melhor determinação de distancia, idade, avermelhamento e até metalicidade. Com o ajuste da isócrona, encontramos idade (12±1)Gano, metalicidade Z=0.00012 {[Fe/H]=-2.2, para δ[α/Fe]=0} e distância d=(2.7±0.2)kpc. Esses valores restringiram nossa liberdade de mover os modelos de seqüência de esfriamento de anãs brancas e, ajustando os modelos de Bergeron (2008), encontramos uma massa média entre 0.50 e 0.54MSol. Outra característica importante da seqüência de esfriamento das anãs brancas é que em F814W=26.5 mag detectamos a presença de um acúmulo de estrelas que permitiu o estudo da física da cristalização do núcleo de anãs brancas, por Winget et al. (2009), demonstrando a existência de liberação de calor latente; também vemos que em cerca de F814W=27.6 mag, a seqüência de esfriamento termina com uma volta para o azul causada pela absorção induzida por colisões de H e He. / Our work was aimed at studying the globular clusters NGC 6366 and NGC 6797, classified among the closest to the Sun, fitting the color-magnitude data obtained in B (4200 Å) and V (5500 Å)with the 4.1m SOAR Telescope and ACS F606W (6060 Å)and F814W (8140 Å) data with the Hubble Space Telescope obtained by Richer et al. (2008). NGC 6366 is a sparsely condensated globular cluster, with apparent visual magnitude V=9.2 and high extinction. With our SOAR data in the photometric bands B and V we detected until magnitude V=23.5. With HST data, obtained by Sarajedini et al. (2007), in the photometric bands F606W and F814W, they detected until magnitude F606W=26.5 mag. We fitted Padova isochrones [Girardi et al. (2000) e Marigo et al. (2008)], with added white dwarf cooling sequence, and found d=(3.8±0.4)kpc, E(B-V)=0.64±0.02, with a mean mass of the stars in the main sequence turnoff equals to 0.89±0.02MSun. We also detected 31 stars with colors appropriate for white dwarf stars with mean mass of the order of 0.4MSun. NGC 6397 is currently classified as the second closest to the Sun and was the first cluster to have data of all the main sequence until the burning hydrogen limit around 0.08MSun (Richer et al. 2008). We fitted Padova isochrones with all the evolution sequence and showed that the simultaneous fit of the main sequence and the white dwarf cooling sequence result in better determination of distance, age, reddening and even metallicity. With the isochrone fitting, for age, metallicity and distance, we found (12±1)Gyr, Z=0.00012 {[Fe/H]=-2.2, for δ[α/Fe]=0} and d=(2.7±0.2) kpc. These values restricted our freedom to slide white dwarf cooling sequence models and, fitting Bergeron’s atmospheric models (2008) we found a mean mass among 0.50 and 0.54MSun. Other important feature of the white dwarf cooling sequence is that at F814W=26.5 mag we detected the presence of a concentration of stars that allowed the study of the physics of crystallization in the white dwarf stars core, by Winget et al. (2009), demonstrating the existence of the existence of latent heat release, predicted by Van Horn (1968); we also notice that around F814W=27.6 mag, the cooling sequence ends with a blue turn caused by collision induced absorption of H and He.

A síntese de população estelar é uma técnica amplamente utilizada para estimar propriedades como idade e metalicidade de populações estelares não resolvidas em estrelas individuais. A região do infravermelho próximo (NIR) apresenta diversas características relevantes para o estudo de populações estelares, principalmente quando estas se encontram em regiões obscurecidas por poeira ou densas nuvens de gás. Além disso, estudos pancromáticos podem contribuir para levantar a conhecida degenerescência idade-metalicidade nos estudos de populações estelares no óptico. Fases evolutivas que dominam a luz no NIR são de grande ajuda para restringir a estimativa de idade, e as bandas moleculares do CO são especialmente úteis para a determinação da metalicidade. Neste trabalho utilizamos espectros integrados de 12 aglomerados globulares da Galáxia, entre os comprimentos de onda 1,2 e 2,35 m, para testar a precisão dos modelos de síntese evolutiva de população (EPS) estelar no NIR. Um código para a redução de espectros de dispersão cruzada foi desenvolvido durante este trabalho, e seus principais aspectos são discutidos. Linhas de absorção atômicas e bandas moleculares foram identificadas e medidas nos espectros observados, e também em espectros ópticos obtidos na literatura. Larguras equivalentes destas linhas foram comparadas às previsões teóricas dos modelos EPS de Maraston (2005). Os resultados da síntese espectral com quatro diferentes bases EPS são discutidos, bem como os ajustes de populações estelares simples. Concluímos que os modelos estudados ainda são incipientes nesta região do espectro eletromagnético, mas que existe uma razoável coerência entre as diferentes bases. As previsões sobre linhas de absorção na região óptica estão muito mais avançadas, e a adição de estrelas térmicamente pulsantes do ramo assintótico das gigantes tem grande impacto sobre as linhas do NIR. / Stellar population synthesis is a technique vastly employed to estimate properties, such as age and metallicity, of stellar populations that are not resolved in individual stars. The near infrared (NIR) region shows many characteristics that are relevant to the study of stellar populations, specially for those found in regions obscured by dust or dense gaseous clouds. Furthermore, panchromatic studies can help to remove the well known age-metallicity degenerescence in optical stellar population studies. Evolutionary phases that dominate the light in the NIR are of great value to guide age estimates, and the CO molecular bands are instrumental for determining the metalicity. In this work we use the integrated spectra of 12 Galactic globular clusters, beween the wavelengths 1,2 e 2,35 m, to test the accuracy of evolutionary population synthesis (EPS) models in the NIR. A reduction code for cross-dispersed spectroscopy was developed during this work, and its main aspects are discussed. Atomic absorption lines and molecular bands were identified and measured in the observed spectra, and also in optical spectra obtained from the literature. Equivalent widths of these lines were compared to theoretical predictions of the EPS models of Maraston (2005). Spectral synthesis results of four different EPS bases are discussed, as well as simple stellar population fits. We conclude that the studied models are still incipient, although there is a significant coherence among different bases. Predictions concerning optical absorption lines are much more mature, and addition of thermally pulsating asymptotic giant branch stars has a large impact over NIR lines.

Esse trabalho teve como objetivo o estudo dos aglomerados globulares NGC 6366 e NGC 6397, que estão classificados entre os mais próximos do Sol, através do ajuste de isócronas aos dados fotométricos obtidos em B (4200Å) e V (5500 Å)com o telescópio SOAR e ACS F606W (6060 Å) e F814W (8140 Å) com o Telescópio Espacial Hubble (HST). NGC 6366 é um aglomerado relativamente aberto, de magnitude visual aparente V=9.2 e alta extinção. Com nossos dados do SOAR nas bandas fotométricas B e V conseguimos medir até estrelas de magnitude V=23.5. Com os dados HST, obtidos por Sarajedini et al. (2007) nas bandas F606W e F814W, detectamos até magnitude F606W=26.5 mag. Nós ajustamos isócronas de Padova [Girardi et al. (2000) e Marigo et al. (2008)] calculadas para este trabalho e incluindo a seqüência de esfriamento de anãs brancas, e encontramos d= (3.8±0.4) kpc, E (B-V)=0.64±0.02, com a massa média das estrelas no ponto de saída da seqüência principal de (0.89±0.02)MSol. Além disso, detectamos 31 estrelas com cores correspondentes a anãs brancas com massa média 0.4MSol. O outro aglomerado, NGC 6397, é atualmente classificado como o segundo mais próximo do Sol e foi o primeiro aglomerado a ter dados obtidos para toda a seqüência principal, detectada até o limite de queima de hidrogênio (0.08 MSol) (Richer et al. 2008). Nós obtivemos esses dados de Richer et al. (2008), ajustamos as isócronas de Padova contendo toda a seqüência de evolução até as anãs brancas e mostramos que o ajuste simultâneo da seqüência principal e a de esfriamento das anãs brancas resultaram em uma melhor determinação de distancia, idade, avermelhamento e até metalicidade. Com o ajuste da isócrona, encontramos idade (12±1)Gano, metalicidade Z=0.00012 {[Fe/H]=-2.2, para δ[α/Fe]=0} e distância d=(2.7±0.2)kpc. Esses valores restringiram nossa liberdade de mover os modelos de seqüência de esfriamento de anãs brancas e, ajustando os modelos de Bergeron (2008), encontramos uma massa média entre 0.50 e 0.54MSol. Outra característica importante da seqüência de esfriamento das anãs brancas é que em F814W=26.5 mag detectamos a presença de um acúmulo de estrelas que permitiu o estudo da física da cristalização do núcleo de anãs brancas, por Winget et al. (2009), demonstrando a existência de liberação de calor latente; também vemos que em cerca de F814W=27.6 mag, a seqüência de esfriamento termina com uma volta para o azul causada pela absorção induzida por colisões de H e He. / Our work was aimed at studying the globular clusters NGC 6366 and NGC 6797, classified among the closest to the Sun, fitting the color-magnitude data obtained in B (4200 Å) and V (5500 Å)with the 4.1m SOAR Telescope and ACS F606W (6060 Å)and F814W (8140 Å) data with the Hubble Space Telescope obtained by Richer et al. (2008). NGC 6366 is a sparsely condensated globular cluster, with apparent visual magnitude V=9.2 and high extinction. With our SOAR data in the photometric bands B and V we detected until magnitude V=23.5. With HST data, obtained by Sarajedini et al. (2007), in the photometric bands F606W and F814W, they detected until magnitude F606W=26.5 mag. We fitted Padova isochrones [Girardi et al. (2000) e Marigo et al. (2008)], with added white dwarf cooling sequence, and found d=(3.8±0.4)kpc, E(B-V)=0.64±0.02, with a mean mass of the stars in the main sequence turnoff equals to 0.89±0.02MSun. We also detected 31 stars with colors appropriate for white dwarf stars with mean mass of the order of 0.4MSun. NGC 6397 is currently classified as the second closest to the Sun and was the first cluster to have data of all the main sequence until the burning hydrogen limit around 0.08MSun (Richer et al. 2008). We fitted Padova isochrones with all the evolution sequence and showed that the simultaneous fit of the main sequence and the white dwarf cooling sequence result in better determination of distance, age, reddening and even metallicity. With the isochrone fitting, for age, metallicity and distance, we found (12±1)Gyr, Z=0.00012 {[Fe/H]=-2.2, for δ[α/Fe]=0} and d=(2.7±0.2) kpc. These values restricted our freedom to slide white dwarf cooling sequence models and, fitting Bergeron’s atmospheric models (2008) we found a mean mass among 0.50 and 0.54MSun. Other important feature of the white dwarf cooling sequence is that at F814W=26.5 mag we detected the presence of a concentration of stars that allowed the study of the physics of crystallization in the white dwarf stars core, by Winget et al. (2009), demonstrating the existence of the existence of latent heat release, predicted by Van Horn (1968); we also notice that around F814W=27.6 mag, the cooling sequence ends with a blue turn caused by collision induced absorption of H and He.