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.

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.

Nesta dissertação apresentamos o trabalho desenvolvido com a finalidade de estudar alguns aspectos da dinâmica de satélites da Via-Láctea. Discutimos a montagem do computador paralelo CPADA onde realizamos as simulações além da implementação do código GADGET e dos programas auxiliares desenvolvidos para viabilizar nossos estudos sobre interações gravitacionais de N-corpos. Do ponto de vista astrofísico estudamos 3 problemas diferentes: a. Modelamos a órbita do aglomerado globular M92 comparando as estruturas de maré observadas a distâncias de até 3 raios de maré do centro do aglomerado. Concluímos que as velocidades espaciais conhecidas e o modelo usado para o halo da Via Láctea permitem, através das simulacões reproduzir bastante bem estas estruturas e predizer a localização das caudas de maré que se extenderiam a grandes distâncias à frente e atrás do aglomerado. b. A possibilidade de que o par de aglomerados abertos NGC1907 e NGC1912, espacialmente próximos formem um par físico. Demonstramos que as velocidades espaciais observadas não são compatíveis com a possibilidade de eles estarem gravitacionalmente ligados e que a sua aproximação espacial é um fato casual. c. A possibilidade de captura de aglomerados globulares da Via Láctea pela Grande Nuvem de Magalhães. Demonstramos que sob as condições iniciais do nosso modelo o número de capturas é menor que 15, o número de aglomerados velhos existentes na LMC. O que nos permite concluir que a presença desses aglomerados é devida ao processo de formação estelar nessa galáxia. / In this work we present the tasks developed in order to study some aspects about the dynamics of Milky Way satellites. We discuss the assembly of the cluster CPADA and the implementation of the GADGET code, as well as the auxiliary softwares developed in order to carry out our studies in the gravitational N-body field. From the astrophysical point oí view we studied three problems: a. We modeled the orbit oí the globular cluster M92 in order to compare the tidally produced structures, observed up to 3 tidal radii of the cluster center. We concluded that the known spatial velocities and our model of the Milky Way allows to fiducially reproduce this structures and predict the orientation of the tidal tails, which extend themselves backwards and frontwards along the cluster orbit, for large distances from the cluster center. b. The possible physical association oí the pair of open clusters NGC1907 and NGC1912, which presently are spatially close to each other. We demonstrated that their observed spatial velocities are not compatible with the hypothesis of the cluster being gravitationally bounded, and that their present spatial approximation is an accidental facto c. The possibility oí Milky Way globular clusters capture by the Large Magellanic Cloud. We demonstrated that under the initial constrains oí our model the captures number is smaller than 15, the number of old clusters belonging to the LMC. We conclude that the presence of these clusters in the LMC is due to the stellar formation process in this galaxy.

Nesta dissertação apresentamos o trabalho desenvolvido com a finalidade de estudar alguns aspectos da dinâmica de satélites da Via-Láctea. Discutimos a montagem do computador paralelo CPADA onde realizamos as simulações além da implementação do código GADGET e dos programas auxiliares desenvolvidos para viabilizar nossos estudos sobre interações gravitacionais de N-corpos. Do ponto de vista astrofísico estudamos 3 problemas diferentes: a. Modelamos a órbita do aglomerado globular M92 comparando as estruturas de maré observadas a distâncias de até 3 raios de maré do centro do aglomerado. Concluímos que as velocidades espaciais conhecidas e o modelo usado para o halo da Via Láctea permitem, através das simulacões reproduzir bastante bem estas estruturas e predizer a localização das caudas de maré que se extenderiam a grandes distâncias à frente e atrás do aglomerado. b. A possibilidade de que o par de aglomerados abertos NGC1907 e NGC1912, espacialmente próximos formem um par físico. Demonstramos que as velocidades espaciais observadas não são compatíveis com a possibilidade de eles estarem gravitacionalmente ligados e que a sua aproximação espacial é um fato casual. c. A possibilidade de captura de aglomerados globulares da Via Láctea pela Grande Nuvem de Magalhães. Demonstramos que sob as condições iniciais do nosso modelo o número de capturas é menor que 15, o número de aglomerados velhos existentes na LMC. O que nos permite concluir que a presença desses aglomerados é devida ao processo de formação estelar nessa galáxia. / In this work we present the tasks developed in order to study some aspects about the dynamics of Milky Way satellites. We discuss the assembly of the cluster CPADA and the implementation of the GADGET code, as well as the auxiliary softwares developed in order to carry out our studies in the gravitational N-body field. From the astrophysical point oí view we studied three problems: a. We modeled the orbit oí the globular cluster M92 in order to compare the tidally produced structures, observed up to 3 tidal radii of the cluster center. We concluded that the known spatial velocities and our model of the Milky Way allows to fiducially reproduce this structures and predict the orientation of the tidal tails, which extend themselves backwards and frontwards along the cluster orbit, for large distances from the cluster center. b. The possible physical association oí the pair of open clusters NGC1907 and NGC1912, which presently are spatially close to each other. We demonstrated that their observed spatial velocities are not compatible with the hypothesis of the cluster being gravitationally bounded, and that their present spatial approximation is an accidental facto c. The possibility oí Milky Way globular clusters capture by the Large Magellanic Cloud. We demonstrated that under the initial constrains oí our model the captures number is smaller than 15, the number of old clusters belonging to the LMC. We conclude that the presence of these clusters in the LMC is due to the stellar formation process in this galaxy.

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.

Nesta dissertação apresentamos o trabalho desenvolvido com a finalidade de estudar alguns aspectos da dinâmica de satélites da Via-Láctea. Discutimos a montagem do computador paralelo CPADA onde realizamos as simulações além da implementação do código GADGET e dos programas auxiliares desenvolvidos para viabilizar nossos estudos sobre interações gravitacionais de N-corpos. Do ponto de vista astrofísico estudamos 3 problemas diferentes: a. Modelamos a órbita do aglomerado globular M92 comparando as estruturas de maré observadas a distâncias de até 3 raios de maré do centro do aglomerado. Concluímos que as velocidades espaciais conhecidas e o modelo usado para o halo da Via Láctea permitem, através das simulacões reproduzir bastante bem estas estruturas e predizer a localização das caudas de maré que se extenderiam a grandes distâncias à frente e atrás do aglomerado. b. A possibilidade de que o par de aglomerados abertos NGC1907 e NGC1912, espacialmente próximos formem um par físico. Demonstramos que as velocidades espaciais observadas não são compatíveis com a possibilidade de eles estarem gravitacionalmente ligados e que a sua aproximação espacial é um fato casual. c. A possibilidade de captura de aglomerados globulares da Via Láctea pela Grande Nuvem de Magalhães. Demonstramos que sob as condições iniciais do nosso modelo o número de capturas é menor que 15, o número de aglomerados velhos existentes na LMC. O que nos permite concluir que a presença desses aglomerados é devida ao processo de formação estelar nessa galáxia. / In this work we present the tasks developed in order to study some aspects about the dynamics of Milky Way satellites. We discuss the assembly of the cluster CPADA and the implementation of the GADGET code, as well as the auxiliary softwares developed in order to carry out our studies in the gravitational N-body field. From the astrophysical point oí view we studied three problems: a. We modeled the orbit oí the globular cluster M92 in order to compare the tidally produced structures, observed up to 3 tidal radii of the cluster center. We concluded that the known spatial velocities and our model of the Milky Way allows to fiducially reproduce this structures and predict the orientation of the tidal tails, which extend themselves backwards and frontwards along the cluster orbit, for large distances from the cluster center. b. The possible physical association oí the pair of open clusters NGC1907 and NGC1912, which presently are spatially close to each other. We demonstrated that their observed spatial velocities are not compatible with the hypothesis of the cluster being gravitationally bounded, and that their present spatial approximation is an accidental facto c. The possibility oí Milky Way globular clusters capture by the Large Magellanic Cloud. We demonstrated that under the initial constrains oí our model the captures number is smaller than 15, the number of old clusters belonging to the LMC. We conclude that the presence of these clusters in the LMC is due to the stellar formation process in this galaxy.

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.

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, estudamos dois aglomerados globulares, o NGC 6397 com módulo de distância (m- M) = 12,03 ± 0,06 mag e o NGC288 com módulo de distância (m- M) = 14,57 ± 0,08 mag. Para o NGC6397, realizamos um estudo fotométrico em UBV com dados do ESO-VLT, obtendo a função de luminosidade corrigida por completeza. Observamos que próximo à região cent ral do aglomerado, a função de luminosidade apresenta uma maior densidade de estrelas brilhantes do que a região mais externa. Calculamos os modelos projetado e deprojetado cobrindo todo o aglomerado. As formas dos perfis de brilho de superfície e densidade de número mostraram redução de luminosidade, demonstrando assim a segregação de massa. Assumindo a massa média total, estimamos o número de estrelas deste aglomerado. Para as séries temporais obtidas com o ESO-VLT, com rv 11 h de imagens fotométricas ut ilizando o imageador FORS2 distríbuidas ao longo de duas noites consecut ivas, realizamos uma inspeção no aglomerado globular NGC 6397 para determinar a fração de estrelas variáveis. Analisando 9 868 curvas de luz de estrelas mais brilhantes do que magtútude 23 no filtro 465-nm, identificamos 412 novas estrelas variáveis com escala de tempos entre 0,004 e 2 dias. Além disso, realizamos uma análise da. já conhecida binária eclipsante V4 no NGC6397, obtendo massas Mp = 0,76 ± 0,02 M0 e Ms = 0,73 ± 0,02 M0 para as componentes primária e secundária e raios de Rp = 1,01± 0,10 R0 and Rp = 0,99 ± 0,10 R0. Analisando curvas de luz de 12 438 estrelas do NGC 288, descobrimos duas novas estrelas variáveis. Pela posição no Diagrama Cor-Magtútude, pelas características de variabilidade, classificamos as novas estrelas como SX Phe. Utilizamos os períodos de seis SX Phe já conhecidas anteriormente e das duas novas descobertas para. estudar a relação período-luminosidade. / In t his work, we studied two globular clusters, NGC 6397 with distance modulus (m-M) = 12.03 ± 0.06 mag and the NGC 288 with distance modulus (m-M) = 14.57 ± 0.08 mag. For NGC6397, we conducted a UBV photometric study with ESO-VLT data, obtaining the luminosity function corrected for completeness. We observe that near the central region of the cluster, the luminosity function has a greater density than the bright stars in the externai region. We estimate the models projected and deprojected covering ali cluster. T he shapes of surface brightness profiles and number density showed reduced luminosity, thus demonstrating the mass segregation. Assuming the average total mass, we estimate the number of stars of this cluster. For the t ime series obtained with the ESO-VLT, with rv 11 h photometric images using imaging FORS2 distributed over two consecut ive nights, we detennined the fraction of variable stars with mass. Analyzing 9 868 light cmves of stars brighter than magnitude 23 in the filter 465-nm, we identified 412 new variable stars with scale t imes between 0.004 and 2days. In addit ion, we analysed of aJready known eclipsing binary V4 in NGC6397, obtaining masses Mp = 0.76 ± 0.02 M0 and Ms = 0.73 ± 0.02!\,10 for the primary and secondary components and radii R,= 1.01± 0. 10~ and R,= 0.99 ± 0. 1 0~. AnaJyzing 12438 light cmves of NGC 288 stru·s , we discovered two new vru·iable stars. The position in the CMD and the chru·acteristics variabilit ies, we classified the new stru·s as SX Phe. We use the redetermined periods of six SX Phe already known and two new discoveries to study the period-lmn inosity relation.

Uma previsão fundamental do cenário L cold dark matter (LCDM) na formação de estruturas é que os halos galácticos de DM do tamanho da Via Láctea (MW) crescem pela acreção de subsistemas menores. Neste contexto, simulações deNcorpos prevêem um número de sub-halos de matéria escura, cujo tamanho e massa são comparáveis às galáxias anãs, que é muito maior do que as galáxias satélites conhecidas. Este é o que se convencionu chamar de problema das satélites faltantes (MSP). A interpretação mais popular do MSP é que os sub-halos de matéria escura menores são extremamente ineficientes na formação de estrelas, o que torna mais difícil detectá-los. Com a chegada dos grandes levantamentos fotométricos, nos últimos anos, a descoberta de uma nova população de galáxias satélites que orbitam a MW fornece evidências empíricas para acreditar que realmente existem várias galáxias pouco luminosas não detectadas ou que simplesmente habitam regiões no céu que ainda não foram observadas. Neste trabalho implementamos um algoritmo estatístico eficiente para detectar subestruturas ultra fracas da MW. O código, chamado SPARSEX, foi testado e otimizado usando um conjunto de objetos estelares previamente identificados nos dados do Sloan Digital Sky Survey (SDSS), conseguindo recuperar todos os objetos com sucesso. Além disso, a aplicação do algoritmo aos dados dos dois primeiro anos do Dark Energy Survey (DES) deu como resultado centenas de candidatos a sistemas estelares. Dezessete sistemas estelares detectados em comum com outras técnicas de busca por subestruturas, implementadas dentro do grupo de colaboração do DES, foram publicados em três artigos em 2015. Um dos candidatos publicados é o aglomerado estelar DES 1. DES1 foi detectado pelo código SPARSEX com uma alta significância estatística e aparece nas imagens do DES como uma concentração compacta de fontes pontuais azuis. O sistema estelar é consistente com uma população velha e pobre em metal. Assumindo dois diferentes perfis de densidade, os quais permitem estimar a probabilidade de que cada estrela realmente pertença ao sistema, determinamos uma distância heliocêntrica e uma magnitude absoluta total num intervalo de 77.6—87.1 kpc e 3.00 . MV . 2.21, respectivamente. O raio à meia-luz desse objeto, rh 9.88 pc, e a luminosidade são consistentes com um aglomerado estelar de baixa luminosidade do halo externo. DES1 também é x alongado (e 0.6), o que faz supor que este objeto está em estágio avançado de dissolução. Mais tarde, através de uma cuidadosa reanálise de nossos resultados, dois novos candidatos foram detectados, DES J01111341 e DES J0225+0304. Os candidatos estão localizados a uma distância heliocêntrica de 25 kpc e parecem também estar dominados por populações estelares velhas e pobres em metais. Suas distâncias ao plano orbital da galáxia anã de Sagitário, 1.73 kpc (DES J01111341) e 0.50 kpc (DES J0225+0304), indicam que eles estão possivelmente associados com a corrente da anã de Sagitário. O raio à meia-luz (rh ' 4.55 pc) e a luminosidade (MV ' +0.3) de DES J01111341 são consistentes com um aglomerado estelar ultra fraco, enquanto o raio à meia-luz (rh ' 18.55 pc) e a luminosidade (MV ' 1.1) de DES J0225+0304 colocam este objeto em uma região ambígua do plano tamanho-luminosidade entre aglomerados estelares e galáxias anãs. Determinações dos parâmetros característicos da corrente de Sagitário, tais como o espalhamento de metalicidade (2.18 . [Fe/H] . 0.95) e o gradiente de distância (23 kpc . D . 29 kpc), dentro da área amostrada do DES no hemisfério sul, também indicam uma possível associação com estes sistemas. Se esses objetos forem confirmados através de follow-up espectroscópico como sistemas ligados gravitacionalmente e compartilharem uma trajetoria Galáctica com a corrente de Sagitário, DES J01111341 e DES J0225+0304 seriam os primeiros sistemas estelares ultra fracos associados com tal corrente. Recentemente, nós reportamos a descoberta de um novo aglomerado estelar, DES 3. O novo sistema foi detectado como uma sobredensidade estelar nos dados do primeiro ano do DES e confirmado com follow-up fotométrico obtido com o Southerm Astrophysical Research (SOAR) Telecope. Nós determinamos que DES 3 está localizado a uma distância heliocêntrica de 76 kpc e é dominado por uma população velha (' 9.8Ganos) e pobre em metal ([Fe/H] ' 1.88). Embora os valores de idade e metalicidade de DES 3 são semelhantes aos aglomerados globulares, o seu raio à meia-luz (rh 6.5 pc) e a luminosidade (MV 1.9) são mais indicativos de um aglomerados estelar fraco. Com base no tamanho angular aparente, o DES 3, com um valor de rh 0.03, está entre os menores aglomerados estelares fracos conhecidos até à data. Estas novas detecções indicam que o censo de satélites da MW é ainda incompleto. A identificação e estudo de novos satélites em futuros surveys, como por exemplo o Large Synoptic Survey Telescope (LSST) será crucial para a nossa compreensão das subestruturas existentes no halo Galáctico e a evolução da Galáxia como um todo. / A fundamental prediction of the L cold dark matter (LCDM) scenario of structure formation is that galactic DM haloes of the size of the Milky Way (MW) grow by the accretion of smaller sub-systems. In this context, Nbody simulations predict a number of dark matter subhalos, with size and mass comparable to dwarf galaxies, but which is much larger than currently known satellite galaxies. This is what is conventionally called the missing satellites problem (MSP). The most popular interpretation of the MSP is that the smaller dark matter subhalos are extremely inefficient in star formation, making it more difficult to detect them. With the arrival of large photometric surveys, in recent years, the discovery of a new population of satellite galaxies orbiting the MW provides empirical evidence to believe that there are actually several low luminosity galaxies that were not yet detected or that simply inhabit regions in the sky that have not yet been observed. In this work we present an efficient statistical algorithm to detect ultra-faint MW substructures. The code, called SPARSEX, was tested and optimized using a set of stellar objects previously identified in the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) data. It has detected successfully all known objects. In addition, the algorithm was applied on the first two years of Dark Energy Survey (DES) data, resulting in hundreds of stellar system candidates. Seventeen stellar systems detected in common with other substructure search techniques implemented within the DES collaboration were published in three papers in 2015. In particular, one published candidate is a star cluster, DES 1. DES 1 was detected by the SPARSEX code with high statistical significance and appears in DES images as a compact concentration of blue point sources. The stellar system is consistent with being dominated by an old and metal-poor population. Assuming two different density profiles, based on which we may evaluate a membership probability for each star, we determined a heliocentric distance and total absolute magnitude in the ranges of 77.6—87.1 kpc and 3.00 . MV . 2.21, respectively. The half-light radius of this object, rh 9.88 pc, and luminosity are consistent with a low-mass halo star cluster. DES1 is also elongated (e 0.6), which suggests that this object is in advanced stage of dissolution. Later, through a careful reanalysis of our results, two new candidates were detected, DES J01111341 e DES J0225+0304. The candidates are located at a heliocentric xii distance of 25 kpc and appear to have old and metal-poor populations as well. Their distances to the Sagittarius dwarf orbital plane, 1.73 kpc (DES J01111341) and 0.50 kpc (DES J0225+0304), indicate that they are possibly associated with the Sagittarius dwarf stream. The half-light radius (rh ' 4.55 pc) and luminosity (MV ' +0.3) of DES J01111341 are consistent with it being an ultra-faint star cluster, while the half-light radius (rh ' 18.55 pc) and luminosity (MV ' 1.1) of DES J0225+0304 place it in an ambiguous region of size-luminosity space between star clusters and dwarf galaxies. Determinations of the characteristic parameters of the Sagittarius stream, such as its metallicity spread (2.18 . [Fe/H] . 0.95) and distance gradient (23 kpc . D . 29 kpc), within the DES footprint in the Southern hemisphere, also indicate a possible association with these systems. If theses objects are confirmed through spectroscopic follow-up to be gravitationally bound systems and to share a Galactic trajectory with the Sagittarius stream, DES J01111341 and DES J0225+0304 would be the first ultra-faint stellar systems associated with the Sagittarius stream. Recently, we reported the discovery of a new star cluster, DES 3. The new system was detected as a stellar overdensity in first-year DES data, and confirmed with deeper photometry from the Southern Astrophysical Research (SOAR) telescope. We determine that DES 3 is located at a heliocentric distance of 76 kpc and it is dominated by an old (' 9.8 Gyr) and metal-poor ([Fe/H] ' 1.88) population. While the age and metallicity values of DES 3 are similar to globular clusters, its half-light radius (rh 6.5 pc) and luminosity (MV 1.9) are more indicative of faint star clusters. Based on the apparent angular size, DES 3, with a value of rh 0.03, is among the smallest faint star clusters known to date. These new detections indicate that the MW satellites census is still incomplete. The identification and study of new satellites in future surveys, such as the Large Synoptic Survey Telescope (LSST), will be crucial to our understanding of substructures in the Galactic halo and the evolution of the Galaxy as a whole.