Estrelas anãs brancas são o último estágio evolutivo observável de mais de 95% das estrelas e também um resultado comum na evolução de estrelas binárias. O estudo de anãs brancas é, portanto, uma ferramenta poderosa na compreensão da evolução de estrelas simples e binárias, da função de massa inicial local, e da perda de massa após a sequência principal, levando-nos a uma melhor compreensão do histórico de formação e evolução estelar de diferentes populações. Para que esses estudos sejam possíveis, é necessária uma amostra grande e preferencialmente completa de anãs brancas, cobrindo todo o intervalo de parâmetros físicos. A maneira mais simples de obter isso é utilizando dados de grandes projetos de mapeamento. O Sloan Digital Sky Survey já permitiu o aumento do número de anãs brancas conhecidas em cinco vezes até o data release 10. Neste trabalho, estendemos a busca por anãs brancas aos novos objetos no data release 12, descobrindo 3 157 novas anãs brancas e 1 349 novas subanãs. Pela primeira vez, estendemos essa busca para log g < 6.5, correspondente a M < 0.3 M⊙. Anãs brancas abaixo desse limite de massa não podem formar-se em um tempo de Hubble; contudo, se a estrela é parte de um sistema de binárias próximas, a perda de massa pode ser tão intensa que a anã branca resultante tem massa inferior ao limite por evolução simples. Esses objetos são chamados anãs brancas de massa extremamente-baixa (ELMs, do inglês extremely-low mass white dwarfs) Elas têm Teff < 20 000 K e 5.0 . log g . 6.5 e espectros muito similares a estrelas A de sequência principal. Menos de cem são conhecidas, e a maioria dos objetos foi descoberta tendo em conta um critério de seleção tendencioso, que excluiu ELMs frias (Teff < 9 000 K) e com mais baixa massa (M . 0.15 M⊙), tornando difícil verificar modelos e compreender as propriedades das ELMs como classe. Nós identificamos milhares de objetos cujas propriedades físicas, temperatura efetiva e log g, estão no intervalo de produtos de evolução binária, como as ELMs. Nós os chamamos de sdAs, referindo-nos ao seu log g que as coloca abaixo da sequência principal e seu espectro dominado por hidrogênio. As sdAs parecem conter populações estelares sobrepostas, e encontramos que 7% são mais compatíveis com (pre-)ELMs do que com objetos de sequência principal. Obtivemos espectroscopia resolvida temporalmente para 26 objetos e pudemos confirmar que 15 estão em binárias. Um objeto faz parte de um sistema eclipsante, enquanto outro é pulsante — o oitavo membro da classe de ELMs pulsantes. Outros seis objetos também apresentaram pulsações em nossas observações, cinco desses estão na vizinhança da faixa de instabilidade das ELMs. Com estes resultados, aumentamos a população de ELMs por um fator de 20%, elevando a fração de ELMs de 4 para 20%, um valor que é consistente com as previsões de modelos evolucionários. / White dwarf stars are the final observable evolutionary state of over 95% of stars and also a common outcome in binary evolution. Therefore, studying white dwarfs is a powerful tool to understand both single and binary stellar evolution, local initial mass function, and post-main sequence mass loss, leading us to a better comprehension of the history of stellar formation and evolution of different stellar populations. In order to make this type of studies possible, a large and preferably complete sample of white dwarf stars, covering the whole range of physical parameters, is required. The simplest way to achieve that is to take advantage of data provided by large surveys. The Sloan Digital Sky Survey has already allowed the increase of the number of known white dwarf stars fivefold up to its data release 10. In this work, we extended the search for white dwarfs to the new objects in the data release 12, discovering 3 157 new white dwarfs and 1 349 new subdwarfs. For the first time, we have extended this search to log g < 6.5, corresponding to M < 0.3 M⊙. White dwarfs below this mass limit cannot be formed through single evolution within a Hubble time; however, if the star is part of a close binary system, the mass loss of the system may be so intense that the resulting white dwarf has mass below the single evolution limit. These objects are known as extremely-low mass white dwarfs (ELMs) They show Teff < 20 000 K and 5.0 . log g . 6.5 and spectra very similar to main sequence A stars. Less than a hundred of them are known, and most objects were discovered relying on biased selection criteria, that excluded cool (Teff < 9 000 K), lowermass (M . 0.15 M⊙) ELMs, making it difficult to validate the models and comprehend the properties of the ELMs as a class. We have identified thousands of objects whose physical properties, effective temperature and surface gravity, place them in the range of by-products of binary interaction such as the ELMs. We have called them sdAs, referring to their sub-main sequence log g and hydrogen dominated spectra. They seem to be composed of overlapping stellar populations, and we found that at least 7% are more likely ELMs or their precursors, the pre-ELMs, than main sequence stars. Obtaining time-resolved spectroscopy for 26 objects, we could confirm 15 to be in close binaries. One of them is also an eclipsing system, while another is a pulsator — the eighth member of the pulsating ELM class. Other six new pulsators were found as part of our follow-up, five of them in the vicinity of the ELM instability strip. With these results, we increase the population of ELMs by 20%, raising the fraction of cool ELMs from 4 to 20%, which is consistent with the predictions from the evolutionary models.

White dwarf stars are the most common final stage of stellar evolution, corresponding to 99% of all stars in the Galaxy. White dwarf models can be used to obtain the age of stellar populations, to build an initial to final mass relation to understand the connection between the properties of white dwarfs and their progenitors, determine the upper mass limit that separates white dwarfs progenitors from Type II supernovae, enhance the comprehension of the physical properties of high density matter and derive ages and masses for observed white dwarfs from the cooling tracks. The literature is populated with low mass and intermediate mass white dwarf models, however the massive white dwarfs are often forgotten and the evolutionary sequences are incomplete. In this dissertation, we compute full evolutionary sequences for massive white dwarfs, exploring the evolution of hydrogen-rich and hydrogen-deficient white dwarfs stars with masses between 1.012 and 1.307 M , and initial metallicity of Z = 0.02. These sequences are the result of main sequence stars with masses between 8.8 and 11.8 M . The simulations were performed with the Modules for Experiments in Stellar Astrophysics - MESA code, starting at the zero-age main sequence, through thermally pulsing and mass-loss phases, ending as the white dwarfs at the cooling sequence. Our simulations are full evolutionary, in which we consider the entire evolutionary history of the progenitors. We present reliable nuclear chemical profiles for the whole mass range considered, covering the different expected central compositions, i.e. C/O, O/Ne and Ne/O/Mg, and their dependence with the stellar mass. In addition, we present detailed chemical profiles of hybrid C/O-O/Ne core white dwarfs, found in the mass range between 1.024 and 1.150 M . We present the initial-to-final mass relation, mass-radius relation, and cooling times with improved crystallization limits, considering the effects of atmosphere and core composition.

Quando um átomo colide com outras partículas durante um processo de emissão ou absorção de fótons, seu espectro é afetado por essa interação. Esse efeito é conhecido por alargamento colisional ou alargamento por pressão e é um dos diversos mecanismos de alargamento que pode afetar uma linha espectral. A diferença entre esse mecanismo e os demais é a possibilidade de formação de um estado ligado transiente entre partícula radiadora e perturbadores durante a colisão. Esse estado é chamado quase-molécula e tem um espectro de energia distinto daquele das partículas isoladas. Assim sendo, além do alargamento, há a possibilidade de formação de linhas em comprimentos de onda que não podem ser explicados se considerado o espectro das partículas isoladas. Essas linhas são chamadas satélites, e sua presença também induz assimetrias no perfil e mudança na opacidade do gás, o que, no caso de atmosferas estelares, altera a cor das estrelas. Satélites já foram detectadas no espectro ultravioleta de estrelas anãs brancas com temperaturas próximas a 15000K. Apesar dessas identificações preliminares, ocorridas nos anos 1980, modelos de atmosfera que incluam consistentemente os efeitos quasemoleculares ainda não existem. Com o advento de grandes projetos de mapeamento do céu, como o Sloan Digital Sky Survey (SDSS), o número de anãs brancas conhecidas está crescendo significativamente. No data release 7 do SDSS, encontramos 19712 (Kleinman et al. , 2013), duplicando o número de anãs brancas conhecidas. Com os data releases 9 e 10, descobrimos outras 8800 (Kepler et al. , 2014). A boa determinação da temperatura e da massa dessas estrelas, que é importante para o entendimento do histórico de formação estelar na nossa Galáxia, depende do conhecimento da forma das linhas de Balmer, que são as mais fortes em cerca de 80% das anãs brancas. Como elas são afetadas pelas colisões com os prótons livres da atmosfera parcialmente ionizada das anãs brancas, é importante que esse efeito seja considerado. Por isso, desenvolvemos um código que permite o cálculo das contribuições quasemoleculares do H+2 ao espectro do átomo de hidrogênio. O método escolhido foi a teoria unificada em seu desenvolvimento quântico, conforme proposto por Allard et al. (1999), pois ela permite determinar a forma completa da linha. Utilizamos os dados disponibilizados por Santos & Kepler (2012) para calcular as contribuições do H+2 à série de Lyman até Lyman-δ e à série de Balmer até Balmer-10. Em seu trabalho, eles também obtiveram os perfis para todas essas linhas na aproximação quase-estática, mas tal método, devido à suposição de velocidade nula, não é válido para o centro da linha. Obtivemos os perfis em densidades de perturbadores e temperaturas que podem descrever bem a atmosfera de estrelas anãs brancas. Todos os satélites já observados foram identificados, juntamente com outros ainda não detectados. Além disso, o código foi escrito de forma que leia quaisquer potencial e momento de dipolo dados, de modo que ele pode ser utilizado para avaliar contribuições devido a outras partículas. Esperamos que os perfis obtidos possam ser incluídos em modelos de atmosfera para estrelas anãs brancas e que este estudo possa ser estendido para incluir as contribuições importantes de outros perturbadores. / When an atom collides with particles during a process of emission or absorption of a photon, its spectrum is affected by this interaction. Such effect is known as collisional broadening or pressure broadening and it’s one of many broadening mechanisms that can affect a spectral line. The difference between such mechanism and others is the possibility of formation of a transient bound state between radiating particle and perturbers during the collision. Such state is known as quasi-molecule, and it has an energy spectra different than the one by isolated particles. So, besides the broadening, there is also the possibility of lines forming at wavelengths that can not be explained in terms of the spectra of the isolated particles. Those lines are called satellites, and its presence also induces asymmetries in the profile and changes in the gas opacity, what, in the case of stellar atmospheres, alters the color of the stars. Satellites were already detected in the ultraviolet spectra of white dwarf stars with temperatures around 15000K. In spite of those early identifications, done in the 1980s, atmosphere models that take quasi-molecular effects fully in account still do not exist. With the advent of large projects of sky mapping, such as Sloan Digital Sky Survey (SDSS), the number of known white dwarfs is significantly growing. In the data release 7 of SDSS, we found 19712 (Kleinman et al. , 2013), doubling the number of known white dwarfs. With data releases 9 and 10, we discovered another 8800 (Kepler et al. , 2014). The good determination of temperature and mass for those stars, which is important to the understanding of the history of star formation in our Galaxy, depends on the knowledge of the shape of the Balmer lines, that are the strongest ones in around 80% of white dwarfs. As they are affected by collisions with free protons of the partially ionized atmosphere of the white dwarfs, it is important that such effect be considered. Thus, we developed a code that allows the calculation of quasi-molecular H+2 contributions to the spectrum of the hydrogen atom. The chosen approach was the unified theory in its quantum-mechanical development, as proposed by Allard et al. (1999), because it allows the determination of the shape of the whole line. We used data provided by Santos & Kepler (2012) to evaluate H+2 contributions to the Lyman series up to Lyman-δ and to the Balmer series up to Balmer-10. In their work, they also obtained the profiles for all those lines in the quasistatic approach, but that method, due to its assumption of zero velocity, is not valid for the line center. We obtained the profiles at perturber densities and temperatures that can describe well the atmosphere of white dwarfs stars. All the satellites already observed are identified, together with others not yet detected. Besides that, the code was written in a way that it reads any given potential energy and dipole moment data, so it can be used to evaluate contributions due to other particles. We hope that the obtained profiles can be included in atmosphere models for white dwarf stars and that this study can be extended to include contributions due to other important perturbers.

Quando um átomo colide com outras partículas durante um processo de emissão ou absorção de fótons, seu espectro é afetado por essa interação. Esse efeito é conhecido por alargamento colisional ou alargamento por pressão e é um dos diversos mecanismos de alargamento que pode afetar uma linha espectral. A diferença entre esse mecanismo e os demais é a possibilidade de formação de um estado ligado transiente entre partícula radiadora e perturbadores durante a colisão. Esse estado é chamado quase-molécula e tem um espectro de energia distinto daquele das partículas isoladas. Assim sendo, além do alargamento, há a possibilidade de formação de linhas em comprimentos de onda que não podem ser explicados se considerado o espectro das partículas isoladas. Essas linhas são chamadas satélites, e sua presença também induz assimetrias no perfil e mudança na opacidade do gás, o que, no caso de atmosferas estelares, altera a cor das estrelas. Satélites já foram detectadas no espectro ultravioleta de estrelas anãs brancas com temperaturas próximas a 15000K. Apesar dessas identificações preliminares, ocorridas nos anos 1980, modelos de atmosfera que incluam consistentemente os efeitos quasemoleculares ainda não existem. Com o advento de grandes projetos de mapeamento do céu, como o Sloan Digital Sky Survey (SDSS), o número de anãs brancas conhecidas está crescendo significativamente. No data release 7 do SDSS, encontramos 19712 (Kleinman et al. , 2013), duplicando o número de anãs brancas conhecidas. Com os data releases 9 e 10, descobrimos outras 8800 (Kepler et al. , 2014). A boa determinação da temperatura e da massa dessas estrelas, que é importante para o entendimento do histórico de formação estelar na nossa Galáxia, depende do conhecimento da forma das linhas de Balmer, que são as mais fortes em cerca de 80% das anãs brancas. Como elas são afetadas pelas colisões com os prótons livres da atmosfera parcialmente ionizada das anãs brancas, é importante que esse efeito seja considerado. Por isso, desenvolvemos um código que permite o cálculo das contribuições quasemoleculares do H+2 ao espectro do átomo de hidrogênio. O método escolhido foi a teoria unificada em seu desenvolvimento quântico, conforme proposto por Allard et al. (1999), pois ela permite determinar a forma completa da linha. Utilizamos os dados disponibilizados por Santos & Kepler (2012) para calcular as contribuições do H+2 à série de Lyman até Lyman-δ e à série de Balmer até Balmer-10. Em seu trabalho, eles também obtiveram os perfis para todas essas linhas na aproximação quase-estática, mas tal método, devido à suposição de velocidade nula, não é válido para o centro da linha. Obtivemos os perfis em densidades de perturbadores e temperaturas que podem descrever bem a atmosfera de estrelas anãs brancas. Todos os satélites já observados foram identificados, juntamente com outros ainda não detectados. Além disso, o código foi escrito de forma que leia quaisquer potencial e momento de dipolo dados, de modo que ele pode ser utilizado para avaliar contribuições devido a outras partículas. Esperamos que os perfis obtidos possam ser incluídos em modelos de atmosfera para estrelas anãs brancas e que este estudo possa ser estendido para incluir as contribuições importantes de outros perturbadores. / When an atom collides with particles during a process of emission or absorption of a photon, its spectrum is affected by this interaction. Such effect is known as collisional broadening or pressure broadening and it’s one of many broadening mechanisms that can affect a spectral line. The difference between such mechanism and others is the possibility of formation of a transient bound state between radiating particle and perturbers during the collision. Such state is known as quasi-molecule, and it has an energy spectra different than the one by isolated particles. So, besides the broadening, there is also the possibility of lines forming at wavelengths that can not be explained in terms of the spectra of the isolated particles. Those lines are called satellites, and its presence also induces asymmetries in the profile and changes in the gas opacity, what, in the case of stellar atmospheres, alters the color of the stars. Satellites were already detected in the ultraviolet spectra of white dwarf stars with temperatures around 15000K. In spite of those early identifications, done in the 1980s, atmosphere models that take quasi-molecular effects fully in account still do not exist. With the advent of large projects of sky mapping, such as Sloan Digital Sky Survey (SDSS), the number of known white dwarfs is significantly growing. In the data release 7 of SDSS, we found 19712 (Kleinman et al. , 2013), doubling the number of known white dwarfs. With data releases 9 and 10, we discovered another 8800 (Kepler et al. , 2014). The good determination of temperature and mass for those stars, which is important to the understanding of the history of star formation in our Galaxy, depends on the knowledge of the shape of the Balmer lines, that are the strongest ones in around 80% of white dwarfs. As they are affected by collisions with free protons of the partially ionized atmosphere of the white dwarfs, it is important that such effect be considered. Thus, we developed a code that allows the calculation of quasi-molecular H+2 contributions to the spectrum of the hydrogen atom. The chosen approach was the unified theory in its quantum-mechanical development, as proposed by Allard et al. (1999), because it allows the determination of the shape of the whole line. We used data provided by Santos & Kepler (2012) to evaluate H+2 contributions to the Lyman series up to Lyman-δ and to the Balmer series up to Balmer-10. In their work, they also obtained the profiles for all those lines in the quasistatic approach, but that method, due to its assumption of zero velocity, is not valid for the line center. We obtained the profiles at perturber densities and temperatures that can describe well the atmosphere of white dwarfs stars. All the satellites already observed are identified, together with others not yet detected. Besides that, the code was written in a way that it reads any given potential energy and dipole moment data, so it can be used to evaluate contributions due to other particles. We hope that the obtained profiles can be included in atmosphere models for white dwarf stars and that this study can be extended to include contributions due to other important perturbers.

Estrelas anãs brancas são o último estágio evolutivo observável de mais de 95% das estrelas e também um resultado comum na evolução de estrelas binárias. O estudo de anãs brancas é, portanto, uma ferramenta poderosa na compreensão da evolução de estrelas simples e binárias, da função de massa inicial local, e da perda de massa após a sequência principal, levando-nos a uma melhor compreensão do histórico de formação e evolução estelar de diferentes populações. Para que esses estudos sejam possíveis, é necessária uma amostra grande e preferencialmente completa de anãs brancas, cobrindo todo o intervalo de parâmetros físicos. A maneira mais simples de obter isso é utilizando dados de grandes projetos de mapeamento. O Sloan Digital Sky Survey já permitiu o aumento do número de anãs brancas conhecidas em cinco vezes até o data release 10. Neste trabalho, estendemos a busca por anãs brancas aos novos objetos no data release 12, descobrindo 3 157 novas anãs brancas e 1 349 novas subanãs. Pela primeira vez, estendemos essa busca para log g < 6.5, correspondente a M < 0.3 M⊙. Anãs brancas abaixo desse limite de massa não podem formar-se em um tempo de Hubble; contudo, se a estrela é parte de um sistema de binárias próximas, a perda de massa pode ser tão intensa que a anã branca resultante tem massa inferior ao limite por evolução simples. Esses objetos são chamados anãs brancas de massa extremamente-baixa (ELMs, do inglês extremely-low mass white dwarfs) Elas têm Teff < 20 000 K e 5.0 . log g . 6.5 e espectros muito similares a estrelas A de sequência principal. Menos de cem são conhecidas, e a maioria dos objetos foi descoberta tendo em conta um critério de seleção tendencioso, que excluiu ELMs frias (Teff < 9 000 K) e com mais baixa massa (M . 0.15 M⊙), tornando difícil verificar modelos e compreender as propriedades das ELMs como classe. Nós identificamos milhares de objetos cujas propriedades físicas, temperatura efetiva e log g, estão no intervalo de produtos de evolução binária, como as ELMs. Nós os chamamos de sdAs, referindo-nos ao seu log g que as coloca abaixo da sequência principal e seu espectro dominado por hidrogênio. As sdAs parecem conter populações estelares sobrepostas, e encontramos que 7% são mais compatíveis com (pre-)ELMs do que com objetos de sequência principal. Obtivemos espectroscopia resolvida temporalmente para 26 objetos e pudemos confirmar que 15 estão em binárias. Um objeto faz parte de um sistema eclipsante, enquanto outro é pulsante — o oitavo membro da classe de ELMs pulsantes. Outros seis objetos também apresentaram pulsações em nossas observações, cinco desses estão na vizinhança da faixa de instabilidade das ELMs. Com estes resultados, aumentamos a população de ELMs por um fator de 20%, elevando a fração de ELMs de 4 para 20%, um valor que é consistente com as previsões de modelos evolucionários. / White dwarf stars are the final observable evolutionary state of over 95% of stars and also a common outcome in binary evolution. Therefore, studying white dwarfs is a powerful tool to understand both single and binary stellar evolution, local initial mass function, and post-main sequence mass loss, leading us to a better comprehension of the history of stellar formation and evolution of different stellar populations. In order to make this type of studies possible, a large and preferably complete sample of white dwarf stars, covering the whole range of physical parameters, is required. The simplest way to achieve that is to take advantage of data provided by large surveys. The Sloan Digital Sky Survey has already allowed the increase of the number of known white dwarf stars fivefold up to its data release 10. In this work, we extended the search for white dwarfs to the new objects in the data release 12, discovering 3 157 new white dwarfs and 1 349 new subdwarfs. For the first time, we have extended this search to log g < 6.5, corresponding to M < 0.3 M⊙. White dwarfs below this mass limit cannot be formed through single evolution within a Hubble time; however, if the star is part of a close binary system, the mass loss of the system may be so intense that the resulting white dwarf has mass below the single evolution limit. These objects are known as extremely-low mass white dwarfs (ELMs) They show Teff < 20 000 K and 5.0 . log g . 6.5 and spectra very similar to main sequence A stars. Less than a hundred of them are known, and most objects were discovered relying on biased selection criteria, that excluded cool (Teff < 9 000 K), lowermass (M . 0.15 M⊙) ELMs, making it difficult to validate the models and comprehend the properties of the ELMs as a class. We have identified thousands of objects whose physical properties, effective temperature and surface gravity, place them in the range of by-products of binary interaction such as the ELMs. We have called them sdAs, referring to their sub-main sequence log g and hydrogen dominated spectra. They seem to be composed of overlapping stellar populations, and we found that at least 7% are more likely ELMs or their precursors, the pre-ELMs, than main sequence stars. Obtaining time-resolved spectroscopy for 26 objects, we could confirm 15 to be in close binaries. One of them is also an eclipsing system, while another is a pulsator — the eighth member of the pulsating ELM class. Other six new pulsators were found as part of our follow-up, five of them in the vicinity of the ELM instability strip. With these results, we increase the population of ELMs by 20%, raising the fraction of cool ELMs from 4 to 20%, which is consistent with the predictions from the evolutionary models.

White dwarf stars are the most common final stage of stellar evolution, corresponding to 99% of all stars in the Galaxy. White dwarf models can be used to obtain the age of stellar populations, to build an initial to final mass relation to understand the connection between the properties of white dwarfs and their progenitors, determine the upper mass limit that separates white dwarfs progenitors from Type II supernovae, enhance the comprehension of the physical properties of high density matter and derive ages and masses for observed white dwarfs from the cooling tracks. The literature is populated with low mass and intermediate mass white dwarf models, however the massive white dwarfs are often forgotten and the evolutionary sequences are incomplete. In this dissertation, we compute full evolutionary sequences for massive white dwarfs, exploring the evolution of hydrogen-rich and hydrogen-deficient white dwarfs stars with masses between 1.012 and 1.307 M , and initial metallicity of Z = 0.02. These sequences are the result of main sequence stars with masses between 8.8 and 11.8 M . The simulations were performed with the Modules for Experiments in Stellar Astrophysics - MESA code, starting at the zero-age main sequence, through thermally pulsing and mass-loss phases, ending as the white dwarfs at the cooling sequence. Our simulations are full evolutionary, in which we consider the entire evolutionary history of the progenitors. We present reliable nuclear chemical profiles for the whole mass range considered, covering the different expected central compositions, i.e. C/O, O/Ne and Ne/O/Mg, and their dependence with the stellar mass. In addition, we present detailed chemical profiles of hybrid C/O-O/Ne core white dwarfs, found in the mass range between 1.024 and 1.150 M . We present the initial-to-final mass relation, mass-radius relation, and cooling times with improved crystallization limits, considering the effects of atmosphere and core composition.

Nós apresentamos ajustes multicromáticos de isócronas ao diagrama cor-magnitude do aglomerado globular NGC 6366, baseados em dados fotométricos que obtivemos com o Southern Astrophysical Research (SOAR) Telescope e de arquivos do Hubble Space Telescope (HST) ACS/WFC. Nós corrigimos os dados por avermelhamento diferencial e calculamos a linha de tendência média dos diagramas cor-magnitude. Nós comparamos os dados com modelos de isócronas estelares de Dartmouth Stellar Evolution Database e PAdova and TRieste Stellar Evolution Code, ambos com a difusão microscópica começando na sequência principal. Considerando todas as determinações prévias de metalicidade desse aglomerado, nós testamos de metalicidades [Fe 111]=-1.00 até [Fe 111]=-0.50, e idades de 9 a 13 Ganos. Depois de determinar a extinção total para seletiva somente com estrelas pertencentes ao aglomerado, Rv=3.06 + 0.14, nós encontramos os parâmetros para esse aglomerado com sendo avermelhamento E (13 — V)= 0.69 ± 0.02(int) +0.04(ext), módulo de distância (m — M)v= 15.02 ± 0.07(int) ±0.13(ext), Idade= 11 ± 1.15 Ganos. Os modelos evolucionários falham em reproduzir a sequência de baixa Tef em diagramas cor-magnitude de multi-bandas, indicando que eles ainda tem uma descrição incompleta. Nós encontramos que as isócronas de Dartmouth Stellar Evolution Database ajustam melhor o ramo das sub gigantes e baixa sequência principal do que as isócronas de PAdova and TRieste Stellar Evolution Code. O uso de anãs brancas de aglomerados globulares em vez de anãs brancas do campo no estudo da formação, propriedades físicas e evolução estelar é justificado por vários fatores. Dentre eles o fato de que as anãs brancas mais frias de aglomerados globulares velhos são remanescentes das estrelas mais velhas que se formaram durante a formação do halo, ou seja, trazem informação da época em que a Galáxia estava se formando. Utilizamos as tabelas fotométricas de dados obtidos com o HST/ACS por Richer et al. (2008) e Bedin et al. (2009) dos aglomerados globulares NGC 6397 e M 4, respectivamente, que alcançam a volta para o azul da sequência de esfriamento das anãs brancas. Com a análise da sequência de esfriamento desses aglomerados, demonstramos que a cristalização de anãs brancas acontece através da liberação de calor latente. Demonstramos também, pela primeira vez, o problema dos modelos de sequência de esfriamento de anãs brancas na volta para o azul e propormos que uma possível solução é, além de considerar o efeito da absorção induzida por colisão, é também necessário considerar que na atmosfera de anãs brancas mais frias de aglomerados globulares há uma mistura de H e He, em vez de uma atmosfera de II puro. / We present multichromatic isochrone fits to the colour-magnitude data of the globular cluster NGC 6366, based on photometric data obtained with Southern Astrophysical Research (SOAR) Telescope and archive data from Hubble Space Telescope (HST) ACS/WFC. We corrected the photometric data for differential reddening and calculated the mean ridge fine of the colour magnitude diagrams. We compared the isochrones of Dartmouth Stellar Evolution Database and PAdova and TRieste Stellar Evolution Code, both with microscopic diffusion starting on the main sequence. Bracketing all previous determinations of this cluster, we tested metallicities from [FelH]=- 1.00 to [Fe/H]=-0.50, and ages from 9 to 13 Gyrs. After determining the total to selective extinction ratio only from stars belonging to this cluster, obtaining Rv=3.06 + 0.14, we found the parameters for this cluster to be reddening E(B — V)=0.69 ± 0.02(int) ±0.04(ext), distance modulus (m — M)v= 15.02 ± 0.07(int) ±0.13(ext), Age= 11 ± 1.15 Gyr. Evolutionary models fail to reproduce the low-T eff main sequence in multi-band colour magnitude diagrams, indicating that they still have an incomplete physical description. We found that the Dartmouth Stellar Evolution Database isochrones fit better the sub giant branch and low main sequence than the PAdova and TRieste Stellar Evolution Code. The use of white dwarf stars from globular clusters instead of field white dwarf stars in the study of formation, physical properties and stellar evolution is justified by several factors. Among them is the fact that the coolest white dwarf stars in old globular clusters are remnants of the oldest stars that formed during the formation of the Galactic halo, i. e., bring us information about the time that the Galaxy was still forming. We use the photometric data obtained with the HST/ACS by Richer et al. (2008) and Bedin et al. (2009) of the globular clusters NGC 6397 and M 4, respectively, that reach the blue turn of the white dwarf cooling sequence.With the analysis of the cooling sequence of these clusters, we demonstrated that the crystallization of white dwarfs occurs with the release of latent heat. Also, we demonstrate, for the first time, the problem of the blue turn in the white dwarf cooling sequence and propose that a possible solution is, in addition to considering the effect of collision-induced absorption, it is necessary to consider that the atmosphere of cooler white dwarf stars is composed by a mixture of H and He, rather than an atmosphere of pure H.

Nós apresentamos ajustes multicromáticos de isócronas ao diagrama cor-magnitude do aglomerado globular NGC 6366, baseados em dados fotométricos que obtivemos com o Southern Astrophysical Research (SOAR) Telescope e de arquivos do Hubble Space Telescope (HST) ACS/WFC. Nós corrigimos os dados por avermelhamento diferencial e calculamos a linha de tendência média dos diagramas cor-magnitude. Nós comparamos os dados com modelos de isócronas estelares de Dartmouth Stellar Evolution Database e PAdova and TRieste Stellar Evolution Code, ambos com a difusão microscópica começando na sequência principal. Considerando todas as determinações prévias de metalicidade desse aglomerado, nós testamos de metalicidades [Fe 111]=-1.00 até [Fe 111]=-0.50, e idades de 9 a 13 Ganos. Depois de determinar a extinção total para seletiva somente com estrelas pertencentes ao aglomerado, Rv=3.06 + 0.14, nós encontramos os parâmetros para esse aglomerado com sendo avermelhamento E (13 — V)= 0.69 ± 0.02(int) +0.04(ext), módulo de distância (m — M)v= 15.02 ± 0.07(int) ±0.13(ext), Idade= 11 ± 1.15 Ganos. Os modelos evolucionários falham em reproduzir a sequência de baixa Tef em diagramas cor-magnitude de multi-bandas, indicando que eles ainda tem uma descrição incompleta. Nós encontramos que as isócronas de Dartmouth Stellar Evolution Database ajustam melhor o ramo das sub gigantes e baixa sequência principal do que as isócronas de PAdova and TRieste Stellar Evolution Code. O uso de anãs brancas de aglomerados globulares em vez de anãs brancas do campo no estudo da formação, propriedades físicas e evolução estelar é justificado por vários fatores. Dentre eles o fato de que as anãs brancas mais frias de aglomerados globulares velhos são remanescentes das estrelas mais velhas que se formaram durante a formação do halo, ou seja, trazem informação da época em que a Galáxia estava se formando. Utilizamos as tabelas fotométricas de dados obtidos com o HST/ACS por Richer et al. (2008) e Bedin et al. (2009) dos aglomerados globulares NGC 6397 e M 4, respectivamente, que alcançam a volta para o azul da sequência de esfriamento das anãs brancas. Com a análise da sequência de esfriamento desses aglomerados, demonstramos que a cristalização de anãs brancas acontece através da liberação de calor latente. Demonstramos também, pela primeira vez, o problema dos modelos de sequência de esfriamento de anãs brancas na volta para o azul e propormos que uma possível solução é, além de considerar o efeito da absorção induzida por colisão, é também necessário considerar que na atmosfera de anãs brancas mais frias de aglomerados globulares há uma mistura de H e He, em vez de uma atmosfera de II puro. / We present multichromatic isochrone fits to the colour-magnitude data of the globular cluster NGC 6366, based on photometric data obtained with Southern Astrophysical Research (SOAR) Telescope and archive data from Hubble Space Telescope (HST) ACS/WFC. We corrected the photometric data for differential reddening and calculated the mean ridge fine of the colour magnitude diagrams. We compared the isochrones of Dartmouth Stellar Evolution Database and PAdova and TRieste Stellar Evolution Code, both with microscopic diffusion starting on the main sequence. Bracketing all previous determinations of this cluster, we tested metallicities from [FelH]=- 1.00 to [Fe/H]=-0.50, and ages from 9 to 13 Gyrs. After determining the total to selective extinction ratio only from stars belonging to this cluster, obtaining Rv=3.06 + 0.14, we found the parameters for this cluster to be reddening E(B — V)=0.69 ± 0.02(int) ±0.04(ext), distance modulus (m — M)v= 15.02 ± 0.07(int) ±0.13(ext), Age= 11 ± 1.15 Gyr. Evolutionary models fail to reproduce the low-T eff main sequence in multi-band colour magnitude diagrams, indicating that they still have an incomplete physical description. We found that the Dartmouth Stellar Evolution Database isochrones fit better the sub giant branch and low main sequence than the PAdova and TRieste Stellar Evolution Code. The use of white dwarf stars from globular clusters instead of field white dwarf stars in the study of formation, physical properties and stellar evolution is justified by several factors. Among them is the fact that the coolest white dwarf stars in old globular clusters are remnants of the oldest stars that formed during the formation of the Galactic halo, i. e., bring us information about the time that the Galaxy was still forming. We use the photometric data obtained with the HST/ACS by Richer et al. (2008) and Bedin et al. (2009) of the globular clusters NGC 6397 and M 4, respectively, that reach the blue turn of the white dwarf cooling sequence.With the analysis of the cooling sequence of these clusters, we demonstrated that the crystallization of white dwarfs occurs with the release of latent heat. Also, we demonstrate, for the first time, the problem of the blue turn in the white dwarf cooling sequence and propose that a possible solution is, in addition to considering the effect of collision-induced absorption, it is necessary to consider that the atmosphere of cooler white dwarf stars is composed by a mixture of H and He, rather than an atmosphere of pure H.

Nós apresentamos ajustes multicromáticos de isócronas ao diagrama cor-magnitude do aglomerado globular NGC 6366, baseados em dados fotométricos que obtivemos com o Southern Astrophysical Research (SOAR) Telescope e de arquivos do Hubble Space Telescope (HST) ACS/WFC. Nós corrigimos os dados por avermelhamento diferencial e calculamos a linha de tendência média dos diagramas cor-magnitude. Nós comparamos os dados com modelos de isócronas estelares de Dartmouth Stellar Evolution Database e PAdova and TRieste Stellar Evolution Code, ambos com a difusão microscópica começando na sequência principal. Considerando todas as determinações prévias de metalicidade desse aglomerado, nós testamos de metalicidades [Fe 111]=-1.00 até [Fe 111]=-0.50, e idades de 9 a 13 Ganos. Depois de determinar a extinção total para seletiva somente com estrelas pertencentes ao aglomerado, Rv=3.06 + 0.14, nós encontramos os parâmetros para esse aglomerado com sendo avermelhamento E (13 — V)= 0.69 ± 0.02(int) +0.04(ext), módulo de distância (m — M)v= 15.02 ± 0.07(int) ±0.13(ext), Idade= 11 ± 1.15 Ganos. Os modelos evolucionários falham em reproduzir a sequência de baixa Tef em diagramas cor-magnitude de multi-bandas, indicando que eles ainda tem uma descrição incompleta. Nós encontramos que as isócronas de Dartmouth Stellar Evolution Database ajustam melhor o ramo das sub gigantes e baixa sequência principal do que as isócronas de PAdova and TRieste Stellar Evolution Code. O uso de anãs brancas de aglomerados globulares em vez de anãs brancas do campo no estudo da formação, propriedades físicas e evolução estelar é justificado por vários fatores. Dentre eles o fato de que as anãs brancas mais frias de aglomerados globulares velhos são remanescentes das estrelas mais velhas que se formaram durante a formação do halo, ou seja, trazem informação da época em que a Galáxia estava se formando. Utilizamos as tabelas fotométricas de dados obtidos com o HST/ACS por Richer et al. (2008) e Bedin et al. (2009) dos aglomerados globulares NGC 6397 e M 4, respectivamente, que alcançam a volta para o azul da sequência de esfriamento das anãs brancas. Com a análise da sequência de esfriamento desses aglomerados, demonstramos que a cristalização de anãs brancas acontece através da liberação de calor latente. Demonstramos também, pela primeira vez, o problema dos modelos de sequência de esfriamento de anãs brancas na volta para o azul e propormos que uma possível solução é, além de considerar o efeito da absorção induzida por colisão, é também necessário considerar que na atmosfera de anãs brancas mais frias de aglomerados globulares há uma mistura de H e He, em vez de uma atmosfera de II puro. / We present multichromatic isochrone fits to the colour-magnitude data of the globular cluster NGC 6366, based on photometric data obtained with Southern Astrophysical Research (SOAR) Telescope and archive data from Hubble Space Telescope (HST) ACS/WFC. We corrected the photometric data for differential reddening and calculated the mean ridge fine of the colour magnitude diagrams. We compared the isochrones of Dartmouth Stellar Evolution Database and PAdova and TRieste Stellar Evolution Code, both with microscopic diffusion starting on the main sequence. Bracketing all previous determinations of this cluster, we tested metallicities from [FelH]=- 1.00 to [Fe/H]=-0.50, and ages from 9 to 13 Gyrs. After determining the total to selective extinction ratio only from stars belonging to this cluster, obtaining Rv=3.06 + 0.14, we found the parameters for this cluster to be reddening E(B — V)=0.69 ± 0.02(int) ±0.04(ext), distance modulus (m — M)v= 15.02 ± 0.07(int) ±0.13(ext), Age= 11 ± 1.15 Gyr. Evolutionary models fail to reproduce the low-T eff main sequence in multi-band colour magnitude diagrams, indicating that they still have an incomplete physical description. We found that the Dartmouth Stellar Evolution Database isochrones fit better the sub giant branch and low main sequence than the PAdova and TRieste Stellar Evolution Code. The use of white dwarf stars from globular clusters instead of field white dwarf stars in the study of formation, physical properties and stellar evolution is justified by several factors. Among them is the fact that the coolest white dwarf stars in old globular clusters are remnants of the oldest stars that formed during the formation of the Galactic halo, i. e., bring us information about the time that the Galaxy was still forming. We use the photometric data obtained with the HST/ACS by Richer et al. (2008) and Bedin et al. (2009) of the globular clusters NGC 6397 and M 4, respectively, that reach the blue turn of the white dwarf cooling sequence.With the analysis of the cooling sequence of these clusters, we demonstrated that the crystallization of white dwarfs occurs with the release of latent heat. Also, we demonstrate, for the first time, the problem of the blue turn in the white dwarf cooling sequence and propose that a possible solution is, in addition to considering the effect of collision-induced absorption, it is necessary to consider that the atmosphere of cooler white dwarf stars is composed by a mixture of H and He, rather than an atmosphere of pure H.