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.

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.

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 idade, distância e composição química de estrelas em diferentes ambientes Galácticos pode revelar o histórico de formação estelar e os detalhes dos processos físicos que deram origem `a nossa Galáxia. Nesse contexto, os aglomerados abertos, traçadores do disco fino Galáctico, são atualmente os melhores exemplos do que se denomina população estelar simples em Astrofísica, ou seja, todas as estrelas de um aglomerado aberto se formaram ao mesmo tempo, apresentando a mesma metalicidade e distância de um referencial na Terra. Embora a espectroscopia de alta resolução de estrelas individuais em aglomerados abertos seja capaz de mapear com grande precisão a distribuição de abundâncias químicas no disco Galáctico, a inomogeneidade metodológica entre diferentes estudos introduz grande dispersão nas medidas, o que, somado aos problemas fotométricos, contribui para as disparidades e discussões acerca da origem de relações fundamentais como a relação idade-metalicidade e o gradiente de abundâncias ao longo do disco, além do entendimento sobre a conexão química (se há alguma) entre estrelas individuais do campo e estrelas em aglomerados. O objetivo deste trabalho ´e usar, pela primeira vez, fotometria e especrtroscopia paralelamente para obter medidas homogêneas de idades, distâncias e composição química global (Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca) de aglomerados abertos da Galáxia com o intuito de refinar os vínculos observacionais importantes aos modelos de evolução química da Galáxia, como gradientes de abundância, relação idade-metalicidade e conexão campo-aglomerado. Foram coletadas mais de 14 mil larguras equivalentes para mais de 300 estrelas gigantes em 57 aglomerados abertos da Galáxia, obtidas com espectroscopia de alta resolução (R > 15000) e alta razão sinal ruído (< S=N > 100). A partir desses dados, aplicou-se a análise de larguras equivalentes utilizando-se modelos Kurucz de atmosfera plano paralela com overshooting e cálculo de abundância em regime de equilíbrio termodinâmico local. Foram desenvolvidas ferramentas para automatizar o cálculo dos parâmetros atmosféricos e abundâncias químicas para as centenas de estrelas analisadas. Paralelamente, empregou-se fotometria 2MASS no ajuste de isócronas PARSEC para determinação dos parâmetros físicos fotométricos (distâncias e idades) dos aglomerados da amostra. Determinamos idades, distâncias e abundâncias químicas para os elementos Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca em 46 aglomerados abertos da Galáxia. Pela primeira vez foi encontrada correlação significativa entre as abundâncias de sódio e a distância galactocêntrica. Nenhuma correlação do tipo idade-abundâncias foi encontrada. A análise foi realizada de forma a estar na mesma escala de abundâncias de 64 estrelas gigantes de campo na literatura. Em oposição a trabalhos anteriores, mostramos que não há diferenças significativas entre essas e as estrelas gigantes em aglomerados. Os nossos resultados impõe vínculos observacionais importantes aos modelos de evolução química da Galáxia e antecipam o paradigma de análise fotométrica e espectroscópica, de maneira homogênea e sistemática, para um grande número de objetos, em sinergia com a era dos grandes levantamentos de dados em Astrofísica. / Distributions of age, distance and chemical composition of stars in different Galactic environments are important to trace back the star formation history and the Galaxy formation event. As tracers of the thin disk, open clusters are the best example of the so-called simple stellar populations, meaning that all the stars in a cluster were formed at about the same time, have about the same metallicity and are at about the same heliocentric distance. Although the chemical abundance of individual stars through the Galactic disk can be reliably derived by high resolution spectroscopy, inhomogeneities in methodology among the various studies lead to a broad dispersion to these measurements. Including photometric uncertainties as well, the inhomogeneities contribute to the current discrepancies on critical observables such as the age-metallicity relation, the abundance gradient across the disk and the connection among the different stellar populations. The main goal of this work is to combine, for the first time, photometry and spectroscopy in a homogeneous determination of distance, age and chemical abundances (Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca) for a large sample of Galactic open clusters. We intend to improve the constraints required for Galactic chemical evolution models, such as the age-metallicity relation, the abundance gradient across the disk and the connection among cluster and field stars. In the present work we collected more than 14,000 equivalent widths for more than 300 giant stars in 57 open clusters from 33 papers in the literature. The equivalent widths were measured in high resolution spectroscopy (R & 15;000) with high signal to noise (hS=Ni 100). Then we performed equivalent width analysis using Kurucz plane-parallel models with overshooting approximation and abundance calculation under the assumption of local thermodynamic equilibrium. Simultaneously, the cluster photometric parameters were determined by PARSEC isochrone fits to 2MASS photometric data. We derive ages, distances and chemical abundances of Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca for 46 open clusters. For the very first time, we found a significant relation between sodium abundance and Galactocentric distance in open clusters. The analysis were performed in such a way that the measured abundances are directly comparable with 64 field giant stars measured in preview works. In contrast with preview works, we have not found any substantial disagreement among field giant stars and those within the open clusters. Our results establish observational constrains to Galactic chemical evolution models foretelling the photometric and spectroscopic homogeneous and systematic analysis paradigm for a large number of clusters, in synergy with the era of the big data and large astrophysical surveys.

A idade, distância e composição química de estrelas em diferentes ambientes Galácticos pode revelar o histórico de formação estelar e os detalhes dos processos físicos que deram origem `a nossa Galáxia. Nesse contexto, os aglomerados abertos, traçadores do disco fino Galáctico, são atualmente os melhores exemplos do que se denomina população estelar simples em Astrofísica, ou seja, todas as estrelas de um aglomerado aberto se formaram ao mesmo tempo, apresentando a mesma metalicidade e distância de um referencial na Terra. Embora a espectroscopia de alta resolução de estrelas individuais em aglomerados abertos seja capaz de mapear com grande precisão a distribuição de abundâncias químicas no disco Galáctico, a inomogeneidade metodológica entre diferentes estudos introduz grande dispersão nas medidas, o que, somado aos problemas fotométricos, contribui para as disparidades e discussões acerca da origem de relações fundamentais como a relação idade-metalicidade e o gradiente de abundâncias ao longo do disco, além do entendimento sobre a conexão química (se há alguma) entre estrelas individuais do campo e estrelas em aglomerados. O objetivo deste trabalho ´e usar, pela primeira vez, fotometria e especrtroscopia paralelamente para obter medidas homogêneas de idades, distâncias e composição química global (Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca) de aglomerados abertos da Galáxia com o intuito de refinar os vínculos observacionais importantes aos modelos de evolução química da Galáxia, como gradientes de abundância, relação idade-metalicidade e conexão campo-aglomerado. Foram coletadas mais de 14 mil larguras equivalentes para mais de 300 estrelas gigantes em 57 aglomerados abertos da Galáxia, obtidas com espectroscopia de alta resolução (R > 15000) e alta razão sinal ruído (< S=N > 100). A partir desses dados, aplicou-se a análise de larguras equivalentes utilizando-se modelos Kurucz de atmosfera plano paralela com overshooting e cálculo de abundância em regime de equilíbrio termodinâmico local. Foram desenvolvidas ferramentas para automatizar o cálculo dos parâmetros atmosféricos e abundâncias químicas para as centenas de estrelas analisadas. Paralelamente, empregou-se fotometria 2MASS no ajuste de isócronas PARSEC para determinação dos parâmetros físicos fotométricos (distâncias e idades) dos aglomerados da amostra. Determinamos idades, distâncias e abundâncias químicas para os elementos Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca em 46 aglomerados abertos da Galáxia. Pela primeira vez foi encontrada correlação significativa entre as abundâncias de sódio e a distância galactocêntrica. Nenhuma correlação do tipo idade-abundâncias foi encontrada. A análise foi realizada de forma a estar na mesma escala de abundâncias de 64 estrelas gigantes de campo na literatura. Em oposição a trabalhos anteriores, mostramos que não há diferenças significativas entre essas e as estrelas gigantes em aglomerados. Os nossos resultados impõe vínculos observacionais importantes aos modelos de evolução química da Galáxia e antecipam o paradigma de análise fotométrica e espectroscópica, de maneira homogênea e sistemática, para um grande número de objetos, em sinergia com a era dos grandes levantamentos de dados em Astrofísica. / Distributions of age, distance and chemical composition of stars in different Galactic environments are important to trace back the star formation history and the Galaxy formation event. As tracers of the thin disk, open clusters are the best example of the so-called simple stellar populations, meaning that all the stars in a cluster were formed at about the same time, have about the same metallicity and are at about the same heliocentric distance. Although the chemical abundance of individual stars through the Galactic disk can be reliably derived by high resolution spectroscopy, inhomogeneities in methodology among the various studies lead to a broad dispersion to these measurements. Including photometric uncertainties as well, the inhomogeneities contribute to the current discrepancies on critical observables such as the age-metallicity relation, the abundance gradient across the disk and the connection among the different stellar populations. The main goal of this work is to combine, for the first time, photometry and spectroscopy in a homogeneous determination of distance, age and chemical abundances (Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca) for a large sample of Galactic open clusters. We intend to improve the constraints required for Galactic chemical evolution models, such as the age-metallicity relation, the abundance gradient across the disk and the connection among cluster and field stars. In the present work we collected more than 14,000 equivalent widths for more than 300 giant stars in 57 open clusters from 33 papers in the literature. The equivalent widths were measured in high resolution spectroscopy (R & 15;000) with high signal to noise (hS=Ni 100). Then we performed equivalent width analysis using Kurucz plane-parallel models with overshooting approximation and abundance calculation under the assumption of local thermodynamic equilibrium. Simultaneously, the cluster photometric parameters were determined by PARSEC isochrone fits to 2MASS photometric data. We derive ages, distances and chemical abundances of Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca for 46 open clusters. For the very first time, we found a significant relation between sodium abundance and Galactocentric distance in open clusters. The analysis were performed in such a way that the measured abundances are directly comparable with 64 field giant stars measured in preview works. In contrast with preview works, we have not found any substantial disagreement among field giant stars and those within the open clusters. Our results establish observational constrains to Galactic chemical evolution models foretelling the photometric and spectroscopic homogeneous and systematic analysis paradigm for a large number of clusters, in synergy with the era of the big data and large astrophysical surveys.

A idade, distância e composição química de estrelas em diferentes ambientes Galácticos pode revelar o histórico de formação estelar e os detalhes dos processos físicos que deram origem `a nossa Galáxia. Nesse contexto, os aglomerados abertos, traçadores do disco fino Galáctico, são atualmente os melhores exemplos do que se denomina população estelar simples em Astrofísica, ou seja, todas as estrelas de um aglomerado aberto se formaram ao mesmo tempo, apresentando a mesma metalicidade e distância de um referencial na Terra. Embora a espectroscopia de alta resolução de estrelas individuais em aglomerados abertos seja capaz de mapear com grande precisão a distribuição de abundâncias químicas no disco Galáctico, a inomogeneidade metodológica entre diferentes estudos introduz grande dispersão nas medidas, o que, somado aos problemas fotométricos, contribui para as disparidades e discussões acerca da origem de relações fundamentais como a relação idade-metalicidade e o gradiente de abundâncias ao longo do disco, além do entendimento sobre a conexão química (se há alguma) entre estrelas individuais do campo e estrelas em aglomerados. O objetivo deste trabalho ´e usar, pela primeira vez, fotometria e especrtroscopia paralelamente para obter medidas homogêneas de idades, distâncias e composição química global (Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca) de aglomerados abertos da Galáxia com o intuito de refinar os vínculos observacionais importantes aos modelos de evolução química da Galáxia, como gradientes de abundância, relação idade-metalicidade e conexão campo-aglomerado. Foram coletadas mais de 14 mil larguras equivalentes para mais de 300 estrelas gigantes em 57 aglomerados abertos da Galáxia, obtidas com espectroscopia de alta resolução (R > 15000) e alta razão sinal ruído (< S=N > 100). A partir desses dados, aplicou-se a análise de larguras equivalentes utilizando-se modelos Kurucz de atmosfera plano paralela com overshooting e cálculo de abundância em regime de equilíbrio termodinâmico local. Foram desenvolvidas ferramentas para automatizar o cálculo dos parâmetros atmosféricos e abundâncias químicas para as centenas de estrelas analisadas. Paralelamente, empregou-se fotometria 2MASS no ajuste de isócronas PARSEC para determinação dos parâmetros físicos fotométricos (distâncias e idades) dos aglomerados da amostra. Determinamos idades, distâncias e abundâncias químicas para os elementos Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca em 46 aglomerados abertos da Galáxia. Pela primeira vez foi encontrada correlação significativa entre as abundâncias de sódio e a distância galactocêntrica. Nenhuma correlação do tipo idade-abundâncias foi encontrada. A análise foi realizada de forma a estar na mesma escala de abundâncias de 64 estrelas gigantes de campo na literatura. Em oposição a trabalhos anteriores, mostramos que não há diferenças significativas entre essas e as estrelas gigantes em aglomerados. Os nossos resultados impõe vínculos observacionais importantes aos modelos de evolução química da Galáxia e antecipam o paradigma de análise fotométrica e espectroscópica, de maneira homogênea e sistemática, para um grande número de objetos, em sinergia com a era dos grandes levantamentos de dados em Astrofísica. / Distributions of age, distance and chemical composition of stars in different Galactic environments are important to trace back the star formation history and the Galaxy formation event. As tracers of the thin disk, open clusters are the best example of the so-called simple stellar populations, meaning that all the stars in a cluster were formed at about the same time, have about the same metallicity and are at about the same heliocentric distance. Although the chemical abundance of individual stars through the Galactic disk can be reliably derived by high resolution spectroscopy, inhomogeneities in methodology among the various studies lead to a broad dispersion to these measurements. Including photometric uncertainties as well, the inhomogeneities contribute to the current discrepancies on critical observables such as the age-metallicity relation, the abundance gradient across the disk and the connection among the different stellar populations. The main goal of this work is to combine, for the first time, photometry and spectroscopy in a homogeneous determination of distance, age and chemical abundances (Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca) for a large sample of Galactic open clusters. We intend to improve the constraints required for Galactic chemical evolution models, such as the age-metallicity relation, the abundance gradient across the disk and the connection among cluster and field stars. In the present work we collected more than 14,000 equivalent widths for more than 300 giant stars in 57 open clusters from 33 papers in the literature. The equivalent widths were measured in high resolution spectroscopy (R & 15;000) with high signal to noise (hS=Ni 100). Then we performed equivalent width analysis using Kurucz plane-parallel models with overshooting approximation and abundance calculation under the assumption of local thermodynamic equilibrium. Simultaneously, the cluster photometric parameters were determined by PARSEC isochrone fits to 2MASS photometric data. We derive ages, distances and chemical abundances of Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca for 46 open clusters. For the very first time, we found a significant relation between sodium abundance and Galactocentric distance in open clusters. The analysis were performed in such a way that the measured abundances are directly comparable with 64 field giant stars measured in preview works. In contrast with preview works, we have not found any substantial disagreement among field giant stars and those within the open clusters. Our results establish observational constrains to Galactic chemical evolution models foretelling the photometric and spectroscopic homogeneous and systematic analysis paradigm for a large number of clusters, in synergy with the era of the big data and large astrophysical surveys.

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:15:04Z (GMT). No. of bitstreams: 1 BrunoLM_DISSERT.pdf: 7166646 bytes, checksum: f3020f244ae15650c85072127bcd05e2 (MD5) Previous issue date: 2014-04-24 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / Lithium (Li) is a chemical element with atomic number 3 and it is among the lightest known elements in the universe. In general, the Lithium is found in the nature under the form of two stable isotopes, the 6Li and 7Li. This last one is the most dominant and responds for about 93% of the Li found in the Universe. Due to its fragileness this element is largely used in the astrophysics, especially in what refers to the understanding of the physical process that has occurred since the Big Bang going through the evolution of the galaxies and stars. In the primordial nucleosynthesis in the Big Bang moment (BBN), the theoretical calculation forecasts a Li production along with all the light elements such as Deuterium and Beryllium. To the Li the BNB theory reviews a primordial abundance of Log log &#491;(Li) =2.72 dex in a logarithmic scale related to the H. The abundance of Li found on the poor metal stars, or pop II stars type, is called as being the abundance of Li primordial and is the measure as being log &#491;(Li) =2.27 dex. In the ISM (Interstellar medium), that reflects the current value, the abundance of Lithium is log &#491;(Li) = 3.2 dex. This value has great importance for our comprehension on the chemical evolution of the galaxy. The process responsible for the increasing of the primordial value present in the Li is not clearly understood until nowadays. In fact there is a real contribution of Li from the giant stars of little mass and this contribution needs to be well streamed if we want to understand our galaxy. The main objection in this logical sequence is the appearing of some giant stars with little mass of G and K spectral types which atmosphere is highly enriched with Li. Such elevated values are exactly the opposite of what could happen with the typical abundance of giant low mass stars, where convective envelops pass through a mass deepening in which all the Li should be diluted and present abundances around log &#491;(Li) &#8764;1.4 dex following the model of stellar evolution. In the Literature three suggestions are found that try to reconcile the values of the abundance of Li theoretical and observed in these rich in Li giants, but any of them bring conclusive answers. In the present work, we propose a qualitative study of the evolutionary state of the rich in Li stars in the literature along with the recent discovery of the first star rich in Li observed by the Kepler Satellite. The main objective of this work is to promote a solid discussion about the evolutionary state based on the characteristic obtained from the seismic analysis of the object observed by Kepler. We used evolutionary traces and simulation done with the population synthesis code TRILEGAL intending to evaluate as precisely as possible the evolutionary state of the internal structure of these groups of stars. The results indicate a very short characteristic time when compared to the evolutionary scale related to the enrichment of these stars / O L?tio (Li) ? um elemento qu?mico com n??mero at?mico 3 e est? entre os elementos mais leves conhecidos no Universo. De forma geral, o L?tio ? encontrado na natureza sob a forma de dois is?topos est?veis, o 6Li e o 7Li. Este ?ltimo ? o mais dominante e responde por cerca de 93% do Li encontrado no Universo. Devido a sua caracter?stica de fragilidade, esse elemento ? largamente utilizado na astrof?sica, sobretudo no que diz respeito ao entendimento dos processos f?sicos que ocorrem desde o Big Bang, passando pela evolu??o de gal?xias e estrelas. Na nucleoss?ntese primordial no momento do Big Bang (BBN), os c?lculos te?ricos preveem uma produ??o de Li juntamente com outros elementos leves tais como o Deut?rio e o Ber?lio. Para o Li, a teoria do BBN rev? uma abund?ncia primordial de log &#491;(Li) = 2.72 dex, numa escala logar?tmica relativa ao H. A abund?ncia de Li encontrada nas estrelas pobres em metal ou estrelas de Popula??o II, ? assim clamado como sendo a abund?ncia de Li primordial e ? medida como sendo log &#491;(Li) = 2.27 dex. J? no ISM (interestellar medium), que reflete o valor atual, a abund?ncia de L?tio ? de log &#491;(Li) = 3.2 dex. Este valor ? de grande import?ncia para a nossa compreens?o da evolu??o qu?mica da Gal?xia. Os processos respons?veis pelo aumento do valor primordial para o valor presente do Li n?o s?o claramente compreendidos nos dias de hoje. O fato ? que existe uma contribui??o real de Li provenientes das estrelas gigantes de pouca massa, e esta contribui??o precisa ser bem estimada se quisermos entender a evolu??o qu?mica da nossa Gal?xia. O principal entrave desta sequ?ncia l?gica, ? o aparecimento de algumas estrelas gigantes de baixa massa, de tipos espectrais G e K, cuja atmosfera ? altamente enriquecida com Li. Tais valores elevados s?o exatamente ao contr?rio do que se poderia esperar como abund?ncia t?pica para as estrelas gigantes de baixa massa, onde envelopes convectivos passam por um aprofundamento em massa (dredge-up) nos quais todo o Li deveria ser dilu?do e apresentar abund?ncias em torno de log &#491;(Li) &#8764; 1.4 dex, seguindo o modelo padr?o de evolu??o estelar. Na literatura, encontram-se tr?s sugest?es que tentam reconciliar os valores da abund?ncia de Li de forma te?rica e observada nessas gigantes ricas em Li; no entanto, nenhuma dessas traz respostas conclusivas. No presente trabalho, propomos um estudo qualitativo do estado evolutivo das estrelas ricas em Li presentes na literatura. Neste sentido, foi coletado uma amostra de estrelas ricas em Li juntamente com a recente descoberta da primeira estrela rica em Li observada pelo sat?lite Kepler. O objetivo principal deste trabalho ? de promover uma s?lida discuss?o sobre o estado evolutivo baseado nas caracter?sticas obtidas a partir da an?lise s?smica do objeto observado pelo sat?lite Kepler. Utilizamos tra?ados evolutivos e simula??es feitas com o c?digo de s?ntese de popula??o TRILEGAL com o intuito de avaliar t?o preciso quanto poss?vel o estado evolutivo e a estrutura interna deste grupo de estrelas. Os resultados apontam para um tempo caracter?stico muito curto, quando comparado com a escala evolutiva, referente ao enriquecimento destas estrelas

Made available in DSpace on 2014-12-17T15:13:41Z (GMT). No. of bitstreams: 1 SauloCM.pdf: 959868 bytes, checksum: 64b02736330e52023dcc97349273dfec (MD5) Previous issue date: 2007-10-22 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior / In the past 50 years, large e&#64256;orts have been made toward the understanding of the stellar evolution. In the observational context, large sets of precise measurements of projected rotational velocity were produced, in particular by the Natal and Geneva groups. From these data, it is now possible to establish the behavior of stellar rotation from the turno&#64256; to the red giant branch. In addition, these data have shown the role of tidal e&#64256;ects on stellar rotation in close binary systems. Nevertheless, relatively little attention has been paid to theoretical studies on the evolution of rotation along the HR Diagram, a topic itself directly associated to the evolution of the stars. Basically, there are two reasons for such a fact, (i) spherical symmetry is not assumed, what leads to a substantial increase in the numerical complexity of equations and (ii) non rotating models have been very successful in explaining relevant observational data, including the mass-luminosity relation and chemical abundances. In spite of these facts, it is clear that considerable work remains to be done on the role of rotation in the later stages of the evolution, where clear disagreements arise from confrontations between theoretical predictions and observations. In the present work we study the evolutionary behavior of stellar rotation along the HR Diagram, taking into account constraint conditions issued from recent observational survey of rotational velocity carried out with high precision procedures and new evolutionary codes / Nos ?ltimos cinq?enta anos, grandes esfor?os foram feitos no intuito de se entender a evolu??o estelar. No contexto observacional, medidas precisas da velocidade rotacional projetada foram produzidas, em particular, pelos grupos de Natal e Genebra. Destes dados ? poss?vel no presente momento estabelecer o comportamento da rota??o estelar do turno&#64256; at? o ramo das gigantes vermelhas. Em adicional, estes dados t?m mostrado o papel dos efeitos de mar?s na rota??o estelar em sistemas bin?rios pr?ximos. Mesmo tendo sido feitos bons avan?os c no ambito observacional, pouca aten?? tem sido dada a estudos te?ricos da evolu??o da rota??o ao longo do diagrama HR, um t?pico que est? intimamente ligado a evolu??o das estrelas. Basicamente, existem dois motivos para tal fato,(i) a n?o suposi??o de simetria esf?rica leva a um aumento substancial da complexidade num?rica das equa??es, e (ii) os modelos sem rota??o t?m tido bastante sucesso na explica??o de relevantes dados observacionais, incluindo as rela??es entre massa e luminosidade e abund?ncias qu?micas. Diante do avan?o do estudo da rota??o, ainda restam trabalhos a serem feitos sobre o seu papel em est?gios mais tardios da evolu??o, uma vez que existem discord?ncias entre predi??es te?ricas e observacionais. No presente trabalho, n?s estudamos o comportamento evolucion?rio da rota??o ao longo do diagrama HR, levando em conta condi??es de contorno baseadas em recentes medidas de velocidade rotacional obtidas a partir de procedimentos de alta precis?o e novos c?digos evolutivos