Utilizando observações de 327 estrelas, na sua maioria gigantes de tipos espectrais G e K, tenta-se obter uma calibração empírica para o sistema fotométrico CBVRIj. Este é um sistema de banda larga, que permite observações de estrelas mesmo fora da Galáxia. / Observations of 327 stars, mostly giants of spectral types G and K, are used in the search of an empirical calibration to the CBVRIj photometric system. This is a wide band system, which allows observations of stars even out of the galaxy.

A observação de objetos compactos com campos magnéticos superficiais da ordem de 1014 − 1015 G, denominados magnetares, tem chamado a atenção para os efeitos de campos magnéticos intensos na matéria nuclear e nas propriedades observacionais de estrelas compactas. No interior de magnetares, é esperado que os campos magnéticos sejam ainda mais intensos, podendo alcançar intensidades de até 1019 G. Nesse trabalho, estudamos os efeitos de campos magnéticos intensos nas equação de estado e estrutura de estrelas de nêutrons. Descrevemos a matéria nuclear dentro das estrelas em um novo formalismo relativístico de campo médio, que introduz forças de muitos corpos através de uma dependência dos campos escalares nas constantes de acoplamento da interação nuclear. Assumindo que a matéria encontra-se `a temperatura nula, eletricamente neutra e em equilíbrio beta, e populada pelo octeto babilônico, elétrons e múons, exploramos o espaço de parâmetros do modelo, de modo a descrever as propriedades da matéria nuclear na saturação, bem como estrelas de híperons massivas. Além disso, no contexto do assim chamado hyperon puzzle, investigamos o papel dos potenciais hiperônicos na relação massa-raio e na população dessas estrelas, através da solução das equações de Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV). A presença de campos magnéticos gera uma quantização de Landau nos níveis de energia das partículas carregadas e também uma anisotropia nas componentes do tensor energia momentum. Os efeitos do momento magnético anômalo das partículas nos níveis de energia de todas as partículas também são calculados, incluindo as não-carregadas, e mostramos que estes também aumentam a magnetização da matéria. Finalmente, introduzimos os campos magnéticos na estrutura das estrelas através da solução auto-consistente das equações de Einstein-Maxwell. Essas soluções nos permitem descrever modelos estelares axissimétricos estacionários, nos quais assumimos um campo magnético poloidal. Assim, consideramos a matéria sob a ação de um campo magnético estático que depende da densidade, alcançando intensidades da ordem de 1018 G no centro das estrelas. Concluímos que campos magnéticos têm efeitos significativos na sua população, mas apenas os efeitos do campo magnético na estrutura das estrelas possuem grande influências nas propriedades globais, como a massa máxima e a deformação desses objetos. / The observation of compact objects with surface magnetic fields as strong as 1014 − 1015 G, denominated magnetars, has drawn attention to the study of the effects of strong magnetic fields on nuclear matter and compact stars observational properties. In the interior of magnetars, the magnetic fields are expected to be even stronger, and might reach values up to 1019 G. In this work, we study the effects of strong magnetic fields on the equation of state and structure of neutron stars. We describe nuclear matter inside stars in a new relativistic mean field formalism that takes many-body forces into account, by means of a field dependence of the nuclear interaction coupling constants. Assuming that matter is at zero temperature, charge neutral, beta-equilibrated and populated by the baryonic octet, electrons and muons, we explore the parameters space of the model in order to describe the nuclear matter properties at saturation, as well as massive hyperon stars. Also, in the context of the so called hyperon puzzle, we investigate the role of hyperon potentials in the mass-radius relation and population of hyperon stars, by solving the Tolman-Oppenheimer-Volkoff (TOV) equations. The presence of the magnetic fields generates a Landau quantization on the energy levels of the charged particles and also an anisotropy in the components of the energymomentum tensor. We also calculate the effects of the anomalous magnetic moment of the particles on the energy levels of all particles, including the uncharged ones, and show that it increases the magnetization of the matter. Finally, we introduce the magnetic fields in the strutucture of stars by solving the Einstein-Maxwell equations self-consistently. These solutions lead to stationary and axisymmetric stellar models, in which a poloidal magnetic field is assumed. Hence, the matter is considered to be under a static density dependent magnetic field, reaching intensities of the order of 1018 G at the center of the stars. We conclude that magnetic fields affect significantly the particles population of the stars, but only the effects on the structure of stars have strong influence on the global properties, as maximum masses and deformation, of these objects.

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

Utilizamos espectros obtidos com o espectrógrafo SpeX (em 0.8-2.4μm), anexado ao telescópio de 3m IRTF (Infrared Telescope Facility) da NASA, para investigar a distribuição espacial das populações estelares (SPs) em quatro galáxias Starburst: NGC34, NGC1614, NGC3310 e NGC7714. O código usado neste trabalho foi o starlight, atualizado com os modelos de populações estelares simples calculados por Maraston (2005). Nossos principais resultados são: a luz do infravermelho próximo, no entorno da região nuclear das galáxias, é dominada por SPs de idade jovem (t ≤ 50×106 anos) a intermediária (50×106 < t ≤ 2×109 anos), somando de 40% a 100% da contribuição em luz. O predomínio de SPs de idade jovem a intermediária também é observado na região central das galáxias, com exceção de NGC1614, para a qual a contribuição da SP velha (t ≥ 2 × 109 anos) prevalece no núcleo. Além disso, encontramos evidências de uma estrutura em forma de anel circumnuclear de formação estelar e de um núcleo secundário em NGC1614, em concordância com resultados da literatura. Também sugerimos que o processo de interação e/ou fusão em três das galáxias da amostra (NGC1614, NGC3310 e NGC7714) pode explicar os baixos valores de metalicidade derivados para a componente jovem de SP dessas fontes. Nesse cenário, o gás não processado, pobre em metais, da galáxia companheira teria escoado para a região central das galáxias e diluído o gás já presente nessa região, antes de começar o ´ultimo surto de formação estelar. No intuito de aprofundarmos nossa análise, aplicamos o mesmo procedimento de síntese de SP para os novos modelos de síntese evolutiva de SP de Maraston & Strömbäck (2011). Nossos resultados mostram que os novos modelos, de mais alta resolução espectral, tendem a realçar a contribuição da componente velha e intermediária da SP, em detrimento das idades mais jovens. / We employ the NASA 3m Infrared Telescope Facility’s near-infrared spectrograph SpeX at 0.8-2.4μm to investigate the spatial distribution of the stellar populations (SPs) in four well known Starburst galaxies: NGC34, NGC1614, NGC3310 and NGC7714. We use the starlight code updated with the synthetic simple stellar populations models computed by Maraston (2005). Our main result is that the NIR light in the nuclear surroundings of the galaxies is dominated by young (t ≤ 50×106 yr) to intermediate age (50×106 < t ≤ 2×109 yr) SPs, summing from ∼40% up to 100% of the light contribution. A predominance of young to intermediate age SP is also observed in the central region of the galaxies, except for NGC1614 in which the old SP (t ≥ 2 × 109 yr) prevails in the nucleus. Furthermore, we find evidence of a circumnuclear star-forming ring-like structure and a secondary nucleus in NGC1614, in agreement with previous studies. We also suggest that the merger/interaction experienced by three of the galaxies studied (NGC1614, NGC3310 and NGC7714) can explain the lower metallicity values derived for the young SP component in these sources. In this scenario, the fresh unprocessed metal poor gas from the destroyed/interacting companion galaxy is driven to the centre of the galaxies and mixed with the central region gas, before star formation takes place. In order to deepen our analysis, we apply the same procedure of SP synthesis using Maraston & Strömbäck (2011) the evolutionary population synthesis models. Our results show that the newer and higher resolution models tend to enhance the old/intermediate age SP contribution over the younger ages.

Atualmente, é amplamente aceito que os aglómerados abertos e as associações estelares se originam da evolução dos aglomerados embebidos. Entretanto, somente alguns poucos destes objetos sobrevivem aos Primeiros milhões de anos de existência. Diversos trabalhos de pesquisa tem sido conduzidos nos últimos anos a fim de esclarecer sob quais condições um aglomerado embebido sobrevive como um sistema gravitacionalmente ligado ou inicia um processo de expansão que pode levar à completa dissolução. Este trabalho aborda os casos dos sistemas estelares embebidos nas regiões Hn Sh2-132 e IC 1396. A análise do conteúdo estelar de ambos os objetos é feita com dados fotornétricos no infravermelho disponibilizados pelo 2MASS. Um procedimento de descontarninação por estrelas de campo é, executado para identificaias estrelas que tem maior probabilidade de serem membros dos aglomerados da amostra. A Seguir, são construidos diagramas cor-magnitude nos quais são identificadas as sequências evolutivas e posicionadas curvas isócronas teóricas para a determinação dos parâmetros de cada aglomerado. Uma análise estrutural também é conduzida por meio de perfis radiais de densidade estelar que são comparados com um modelo baseado em uma esfera isotérmica. Os resultados revelam a existência de quatro jovens aglomerados não catalogados previamente na área de Sh2-132. O cenário que se apresenta tem evidências de formação estelar sequencial numa grande estrutura hierárquica que pode fundir-se num aglomerado massivo caso suas estrelas não sejam. completamente dispersadas em consequência da expulsão do gás residual. Por outro lado. a análise do complexo Trumpler 37/IC 1396 resulta em parâmetros similares aos de aglomerados caracterizados em outros trabalhos como sistemas em dissolução. O perfil radial de densidade estelar de Trumpler 37 desvia do modelo para distâncias muito afastadas do seu centro, sugerindo um processo de expansão que pode levar o sistema a tornar-se uma associação. Finalmente, os parâmetros aqui obtidos podem servir como vínculos em modelos evolutivos de agloMerados embebidos. / Currently, it is widely accepted that open star clusters and stellar associations result from the evolution of embedded star clusters. However, only a small fraction of these objects survive to the initial million years of age. A number of research works have been carried in the last years in order to explain the conditions in that an embedded cluster survives as a gravitationally bound system or begins an expansion process that may lead to a complete dissolution. This work addresses the cases of the embedded star systern,s in the H il regions Sh2-132 and IC 1396. The analysis of the stellar content of both objects is made with infrared photometric data frorri 2MASS. A procedure of field star decontamination is performed to identify the stars that are most probable niembers of the clusters. Subsequently, colour-magnitude diagrams are built and theoretical isochrones are fixed to the evolutionary sequences. It is made a structural analysis also by means of stellar radial density profiles to compare with an isothermal sphere model. The results reveal the existence of four previously noncatalogued young clusters in the Sh2-132 area. The scenarió presented has evidente of sequential star forniation in a large hierarchical structure that may merge in to a massive cluster if its stars are not completely dispersed as a consequente of the residual gas expulsion. On the other hand, an analysis of the Trumpler 37/IC 1396 complex yields parameters similar to the oves of clusters characterized in other works as dissolving systems. The stellar radial density profile of Trumpler 37 deviates from the model for large distances from the center, suggesting an expansion process that may lead the system to become an association. Finally, the obtained pararneters can be used asconstraints to evolutionary models of embedded clusters.

Os modelos atuais sobre formação planetária indicam que os planetas gasosos gigantes formam-se em escalas de tempo de ~ 10 Manos, inferiores à dos pequenos, rochosos, de ~ 30 Manos (Zuckerman & Song 2004). Um teste simples desses modelos de formação seria procurar planetas em torno de estrelas jovens de várias idades: nos sistemas mais jovens não dever-se-ia detectar objetos telúricos, que só apareceriam em torno de estrelas relativamente mais velhas. Os satélites CoRoT e Kepler, que se encontram em pleno regime de observações, vêm descobrindo exoplanetas pelo método dos trânsitos, sendo capaz de detectar corpos de dimensões terrestres. O objetivo deste trabalho, é selecionar sistemas planetários jovens de várias idades para serem observados pelo dois satélites, a fim de testar as escalas de tempo de formação de planetas rochosos e gasosos. Para atingir esse objetivo foi necessário entender como a idade pode ser estimada para um grupo de estrelas (aglomerado aberto ou associação), utilizando-se, por exemplo, dados sobre abundâncias químicas do lítio dos objetos. Isso é possível devido à facilidade do lítio em ser destruído na fase pré-sequencia principal, a temperaturas superiores 2,5 10^6 K. Um levantamento amostral da abundância do lítio em função da temperatura, para estrelas pertecentes a um grupo, gera um padrão de depleção do lítio, que permite gerar um modelo (da Silva et al. 2009) qualitativo para se obter idades de associações estelares. Para que o propósito deste trabalho fosse alcançado, foram utilizados os bancos de dados de objetos jovens existentes em associações com idades bem determinadas de (Torres et al. 2008), e o catálogo DAML de (Dias et al. 2002) de aglomerados abertos. A seleção dos dados para cada satélite produziu resultados bem diferentes. Para o CoRoT, a análise do banco de dados de associações retornou resultados com uma associação no centro galáctico e outra de ~ 70 Manos no anti-centro; por outro lado, no campo do Kepler, não se encontrou objetos jovens que possibilitassem atender os objetivos deste trabalho. Na análise do catálogo DAML de aglomerados abertos, surgiram muitos candidatos-alvo para observações. Para o CoRoT, foi possível concluir que os aglomerados NGC 2244 de 7,87 Manos, NGC 2264 de 8,99 Manos, Collinder 107 de 10 Manos, Collinder 96 de 10,74 Manos, e NGC 2302 de 12,02 Manos contêm alvos onde deve-se encontrar somente planetas gigantes gasosos em estágio inicial e/ou final de formação, de acordo com o capítulo 1. Os aglomerados relativamente mais velhos, onde devem-se encontrar planetas rochosos e gasosos são: NGC 6755 de 52,36 Manos, Basel 1 de 78,16 Manos, NGC 6694 de 85,31 Manos, NGC 2186 de 54,70 Manos, NGC 2422 de 72,61 Manos e Bochum 3 de 77,62 Manos. Portanto a etapa de seleção de alvos a serem observados pelo CoRoT foi feita, e com isso, os eventuais resultados observacionais servirão de teste para as escalas de tempo de formação planetária propostos nos modelos correntes. Para o Kepler, não foi encontrado nenhum membro de aglomerado jovem observável em seu campo de visibilidade e seu intervalo de magnitudes. / Current models of planetary formation suggest that the giant gaseous planets are formed in time scales of ~ 10 Myr, less than the rocky ones, in time scales of ~ 30 Myr (Zuckerman & Song 2004). A simple test of these models of formation it would look for planets around young stars of various ages: in younger systems it should not detect terrestrial objects, which only appear around stars relatively older. CoRoT and Kepler satellites, which are at full system of observations, have been discovering exoplanets by the method of transits, being able to detect Earth-size bodies. The goal of this work is to select young planetary systems of various ages to be observed by the two satellites, in order to test the time scales of formation of rocky and gaseous planets. To achieve this goal it was necessary to understand how age can be estimated for a group of stars (open cluster or association), using, for example, data on chemical abundances of lithium objects. This is possible because of the ease of lithium to be destroyed in the pre-main sequence, at temperatures above 2,5 10^6 K. A sample survey of the abundance of lithium as a function of temperature for stars belonging to a group, generates a lithium depletion pattern, which creates a qualitatively model (da Silva et al. 2009) to obtain ages of star associations. For the purpose of this study was reached, the databases of objects in youth associations with well-determined ages from (Torres et al. 2008) was used, as well, the catalog DAML from (Dias et al. 2002) of open clusters. The selection of data for each satellite has produced quite different results. For CoRoT, the analysis of the database of associations returned results with a association in the galactic center and another with ~ 70 Myr in the anti-Galactic center, on the other hand, in the field of Kepler did not find young objects that would enable meet the goals of this work.. In the analysis of DAML catalog of open clusters have emerged many candidates targeted for observations. For the CoRoT was concluded that the clusters NGC 2244 of 7,87 Myr, NGC 2264 of 8,99 Myr, Collinder 107 of 10 Myr, Collinder 96 of 10,74 Myr, and NGC 2302 of 12,02 Myr contain targets where should be found only gas giant planets in the early stage and/or end of formation, in accordance with Chapter 1. The relatively older clusters, where they must be found rocky and gaseous planets are: NGC 6755 of 52,36 Myr, Basel 1 of 78,16 Myr, NGC 6694 of 85,31 Myr, NGC 2186 of 54,70 Myr, NGC 2422 of 72,61 Myr e Bochum 3 de 77,62 Myr. Therefore the step of selecting targets to be observed by the CoRoT was made, and thus, any observational results serve as a test for the timescales of planet formation proposed in the current models. For Kepler, it did not find any member of young cluster observed in its field of vision and its range of magnitudes.

Atualmente, é amplamente aceito que os aglómerados abertos e as associações estelares se originam da evolução dos aglomerados embebidos. Entretanto, somente alguns poucos destes objetos sobrevivem aos Primeiros milhões de anos de existência. Diversos trabalhos de pesquisa tem sido conduzidos nos últimos anos a fim de esclarecer sob quais condições um aglomerado embebido sobrevive como um sistema gravitacionalmente ligado ou inicia um processo de expansão que pode levar à completa dissolução. Este trabalho aborda os casos dos sistemas estelares embebidos nas regiões Hn Sh2-132 e IC 1396. A análise do conteúdo estelar de ambos os objetos é feita com dados fotornétricos no infravermelho disponibilizados pelo 2MASS. Um procedimento de descontarninação por estrelas de campo é, executado para identificaias estrelas que tem maior probabilidade de serem membros dos aglomerados da amostra. A Seguir, são construidos diagramas cor-magnitude nos quais são identificadas as sequências evolutivas e posicionadas curvas isócronas teóricas para a determinação dos parâmetros de cada aglomerado. Uma análise estrutural também é conduzida por meio de perfis radiais de densidade estelar que são comparados com um modelo baseado em uma esfera isotérmica. Os resultados revelam a existência de quatro jovens aglomerados não catalogados previamente na área de Sh2-132. O cenário que se apresenta tem evidências de formação estelar sequencial numa grande estrutura hierárquica que pode fundir-se num aglomerado massivo caso suas estrelas não sejam. completamente dispersadas em consequência da expulsão do gás residual. Por outro lado. a análise do complexo Trumpler 37/IC 1396 resulta em parâmetros similares aos de aglomerados caracterizados em outros trabalhos como sistemas em dissolução. O perfil radial de densidade estelar de Trumpler 37 desvia do modelo para distâncias muito afastadas do seu centro, sugerindo um processo de expansão que pode levar o sistema a tornar-se uma associação. Finalmente, os parâmetros aqui obtidos podem servir como vínculos em modelos evolutivos de agloMerados embebidos. / Currently, it is widely accepted that open star clusters and stellar associations result from the evolution of embedded star clusters. However, only a small fraction of these objects survive to the initial million years of age. A number of research works have been carried in the last years in order to explain the conditions in that an embedded cluster survives as a gravitationally bound system or begins an expansion process that may lead to a complete dissolution. This work addresses the cases of the embedded star systern,s in the H il regions Sh2-132 and IC 1396. The analysis of the stellar content of both objects is made with infrared photometric data frorri 2MASS. A procedure of field star decontamination is performed to identify the stars that are most probable niembers of the clusters. Subsequently, colour-magnitude diagrams are built and theoretical isochrones are fixed to the evolutionary sequences. It is made a structural analysis also by means of stellar radial density profiles to compare with an isothermal sphere model. The results reveal the existence of four previously noncatalogued young clusters in the Sh2-132 area. The scenarió presented has evidente of sequential star forniation in a large hierarchical structure that may merge in to a massive cluster if its stars are not completely dispersed as a consequente of the residual gas expulsion. On the other hand, an analysis of the Trumpler 37/IC 1396 complex yields parameters similar to the oves of clusters characterized in other works as dissolving systems. The stellar radial density profile of Trumpler 37 deviates from the model for large distances from the center, suggesting an expansion process that may lead the system to become an association. Finally, the obtained pararneters can be used asconstraints to evolutionary models of embedded clusters.

As estrelas ZZ Cetis, também chamadas de DAVs, são anãs brancas com atmosfera de hidrogênio que mostram variabilidade fotométrica. Neste trabalho buscamos estudar a pureza, a existência ou não de variáveis e estrelas constantes com mesmas Tef e log g, e definir com melhor precisão os contornos da faixa de instabilidade das estrelas ZZ Cetis. Para isto realizamos observações de séries temporais fotométricas para identificar novas estrelas do tipo ZZ Ceti, e também obtivemos espectros óticos para determinação dos parâmetros atmosféricos (Tef e log g), utilizando modelos atmosféricos com convecção descrita pela teoria de comprimento de mistura, com ML2/® = 0, 6. Ao longo deste trabalho identificamos 3 novas estrelas do tipo ZZ Ceti, WDJ0000−0046, WDJ2334+0103 e WDJ1650+3010, dentre 67 para as quais não encontramos variabilidade até o nosso limite de detecção, próximo de 2 mma. Além disto estudamos a distribuição de massa através de espectrosóoticos de 170 estrelas, assim como a comparação destes resultados com outros publicados na literatura. Também analisamos a distribuição de massa de outras amostras de espectrosóticos de anãs brancas: 2253 espectros do Sloan Digital Sky Survey e 449 espectros do Two Degree Field. Em todas distribuições estudadas, observamos um aumento na massa das estrelas da faixa de instabilidade e as mais frias, região de temperatura onde aumentam a convecção e o número de partículas neutras. O aumento de massa observado provavelmente não é real, e sim provocado pela forma como são aproximadas as interações de partículas ionizadas com o campo elétrico (efeito Stark) e de partículas neutras (Van der Walls), nos modelos de atmosfera. A razão pela qual não propomos que o aumento de massa seja real é que os mesmos parâmetros atmosféricos, quando determinados pelas cores fotométricas, não apresentam este aumento. Um resultado de nossa análise é que a faixa de instabilidade das estrelas ZZ Cetis, determinada através de espectrosóticos de alta razão sinal/ruído, contém apenas estrelas variáveis em seu interior. Face á descoberta de estrelas variáveis com amplitudes de 1,5 mma, previamente classificadas como não variáveis, será necessário um estudo mais profundo de todas as estrelas classificadas como não observadas como variáveis (NOV) até o momento, reduzindo os limites de detecção para a faixa de 1 mma, para definirmos com precisão as bordas da faixa de instabilidade das ZZ Cetis. / ZZ Ceti are hydrogen atmosphere white dwarf stars that show photometric variability. In this work we study the purity and define with better precision the borders of the instability strip of the ZZ Cetis stars. We obtained times series photometric observations to identify new ZZ Ceti stars, and optical spectra for the determination of the atmospheric (Teff and log g) parameters, using atmospheric models with convection described by mixing length theory with ML2/® = 0.6. We identified 3 new ZZ Ceti stars: WDJ0000−0046, WDJ2334+0103, and WDJ1650+3010, among 67 stars for which we detected no variability up to our detection limit about 2 mma. We analyzed the mass distribution of the 170 stars we observed with S/N ¸ 70 optical spectra. We also studied the mass distribution of other samples of white dwarfs, 2253 spectra of Sloan Digital Sky Survey and 449 spectra of the Two Degree Field. In all studied distributions, we observed an increase in the mass determined for the stars cooler than the instability strip. This apparent increase occurs in a region where there is an increase in the depth of convection and in the number of neutral particles. We propose the increase in mass is not real, but caused by the form the Stark and Van der Walls broadenings are estimated in the atmospheric models. The reason we do not trust the mass increase is that the determination of masses using photometric colors, for the same stars, do not show such increase. One result from our research is that we find no constant stars inside the instability strip when we consider only our high S/N spectra. Considering the recent discovery of variable stars with amplitudes down to 1.5 mma, previously classified as not variables, we deem it necessary to restudy all stars not observed to vary around the instability strip, down to limits of 1 mma.

Depois do Sol, a pré-anã branca PG 1159-035 é a estrela sismologicamente mais estudada. Em seus espectros de potência já foram identificados 101 modos de pulsação. Medidas da taxa de variação temporal do modo dominante de 516 s, ˙P516, têm sido feitas e o melhor resultado obtido foi de (−2.49 ± 0.06) × 10−11 s/s. Contudo, nos últimos 10 anos, este resultado negativo tem representado um desafio para a teoria de evolução estelar pois todos os modelos evolucionários mostram períodos que crescem com o tempo ( ˙P516 > 0). Vários trabalhos foram publicados tentando explicar o problema da ˙P516 negativo, mas nenhum foi bem sucedido. Neste trabalho, calculamos as taxas da variação temporal de quatro dos principais modos de pulsação da estrela PG 1159-035. Os resultados obtidos foram: ˙P516 = (+13.02±1.04)× 10−11 s/s para o modo de 516 s; ˙P539 = (+1.70 ± 4.78) × 10−11 s/s para o modo de 539 s; ˙P 451 = (+3.46±2.12)×10−11 s/s para o modo de 451 s; e ˙P493 = (+11.78±0.98)×10−11 s/s para o modo de 493 s. Em nossos cálculos, utilizamos um método mais direto de medida aplicado á um conjunto maior de dados, dando uma atenção especial á parte estatística do método. Um dos mais importantes resultados foi o valor positivo obtido para a taxa de variação temporal do modo dominante de 516 s, indicando que o período de pulsação cresce com o tempo, conforme previsto pelos modelos evolucionários. Outro resultado importante foi a medida da variação temporal do modo de baixa amplitude de 493 s; pela primeira vez se conseguiu medir em uma estrela pulsante, a taxa de variação temporal de um modo além do modo dominante. / Besides the Sun, the pre-white dwarf PG 1159-035 is the most seismologically studied star. In its power spectra, 101 pulsation modes have been identified. Measurements of the secular rate of change the 516 s dominant mode, ˙P516, has already been published and the best obtained result has been (−2.49±0.06)×10−11 s/s. However, in the last 10 years, this value has been a challenge for the stellar evolution theory because evolutionary models show periods that increase with time ( ˙P516 > 0). Several attempts to explain the negative-value ˙P 516 problem, unsucessfully, have been published. In this work, we estimate the secular change rates of the four main pulsation modes of PG 1159-035. The results obtained are: ˙P516 = (+13.02 ± 1.04) × 10−11 s/s for the 516 s mode; ˙P 539 = (+1.70 ± 4.78) × 10−11 s/s for the 539 s mode; ˙P451 = (+3.46 ± 2.12) × 10−11 s/s for the 451 s mode; and ˙P493 = (+11.78 ± 0.98) × 10−11 s/s for the 493 s mode. In our calculation, we have used a more direct measurement method applied to a bigger data set, giving special attention to the statistical part of method. One of the most important result is the positive value obtained for the secular change rate of the dominant mode of 516 s, indicating that the pulsation period increase with time according to evolutionary models. Another important result is the measurement, for the first time, of the secular change rate of a mode in addition to the dominant mode in a pulsanting star, particularly, the 493 s mode in PG 1159-035.

Utilizamos espectros obtidos com o espectrógrafo SpeX (em 0.8-2.4μm), anexado ao telescópio de 3m IRTF (Infrared Telescope Facility) da NASA, para investigar a distribuição espacial das populações estelares (SPs) em quatro galáxias Starburst: NGC34, NGC1614, NGC3310 e NGC7714. O código usado neste trabalho foi o starlight, atualizado com os modelos de populações estelares simples calculados por Maraston (2005). Nossos principais resultados são: a luz do infravermelho próximo, no entorno da região nuclear das galáxias, é dominada por SPs de idade jovem (t ≤ 50×106 anos) a intermediária (50×106 < t ≤ 2×109 anos), somando de 40% a 100% da contribuição em luz. O predomínio de SPs de idade jovem a intermediária também é observado na região central das galáxias, com exceção de NGC1614, para a qual a contribuição da SP velha (t ≥ 2 × 109 anos) prevalece no núcleo. Além disso, encontramos evidências de uma estrutura em forma de anel circumnuclear de formação estelar e de um núcleo secundário em NGC1614, em concordância com resultados da literatura. Também sugerimos que o processo de interação e/ou fusão em três das galáxias da amostra (NGC1614, NGC3310 e NGC7714) pode explicar os baixos valores de metalicidade derivados para a componente jovem de SP dessas fontes. Nesse cenário, o gás não processado, pobre em metais, da galáxia companheira teria escoado para a região central das galáxias e diluído o gás já presente nessa região, antes de começar o ´ultimo surto de formação estelar. No intuito de aprofundarmos nossa análise, aplicamos o mesmo procedimento de síntese de SP para os novos modelos de síntese evolutiva de SP de Maraston & Strömbäck (2011). Nossos resultados mostram que os novos modelos, de mais alta resolução espectral, tendem a realçar a contribuição da componente velha e intermediária da SP, em detrimento das idades mais jovens. / We employ the NASA 3m Infrared Telescope Facility’s near-infrared spectrograph SpeX at 0.8-2.4μm to investigate the spatial distribution of the stellar populations (SPs) in four well known Starburst galaxies: NGC34, NGC1614, NGC3310 and NGC7714. We use the starlight code updated with the synthetic simple stellar populations models computed by Maraston (2005). Our main result is that the NIR light in the nuclear surroundings of the galaxies is dominated by young (t ≤ 50×106 yr) to intermediate age (50×106 < t ≤ 2×109 yr) SPs, summing from ∼40% up to 100% of the light contribution. A predominance of young to intermediate age SP is also observed in the central region of the galaxies, except for NGC1614 in which the old SP (t ≥ 2 × 109 yr) prevails in the nucleus. Furthermore, we find evidence of a circumnuclear star-forming ring-like structure and a secondary nucleus in NGC1614, in agreement with previous studies. We also suggest that the merger/interaction experienced by three of the galaxies studied (NGC1614, NGC3310 and NGC7714) can explain the lower metallicity values derived for the young SP component in these sources. In this scenario, the fresh unprocessed metal poor gas from the destroyed/interacting companion galaxy is driven to the centre of the galaxies and mixed with the central region gas, before star formation takes place. In order to deepen our analysis, we apply the same procedure of SP synthesis using Maraston & Strömbäck (2011) the evolutionary population synthesis models. Our results show that the newer and higher resolution models tend to enhance the old/intermediate age SP contribution over the younger ages.