Nesta tese foi feito um estudo dos eventos cíclicos em Carinae em diversas faixas espectrais. A presença de um buraco na região polar do Homúnculo foi confirmada pelos mapas de velocidade da linha do [Fe II] 12567. A componente em emissão da linha do He I 10830, detectada na linha de visada do lóbulo NW e que apresenta velocidades negativas, foi mapeada e está contida no plano equatorial. Foi observado que durante um período de 206 dias, centrado na fase zero, a linha do He I 10830 apresenta um aumento na velocidade máxima da componente em absorção, atingindo 1800 km/s. Tal comportamento favorece orientações orbitais onde a passagem pelo periastro ocorre próximo à oposição. O Pequeno Homúnculo apresenta a mesma distribuição espacial da emissão em rádio e, considerando que esta seja proveniente principalmente da secundária, o fluxo de fótons no contínuo de Lyman é compatível com uma estrela de tipo espectral O5.5O7. A variabilidade das componentes largas e estreitas das linhas em diversas faixas espectrais apresenta um período bem definido (2022.1±0.6 dias) e extremamente estável ao longo dos últimos 60 anos, sendo que as variações observadas no período são devido aos erros nas medidas. Utilizando a componente estreita da linha do He I 6678 foi possível determinar a fase zero do ciclo #11 (T0=2452819.8). Os eventos espectroscópicos são compostos de dois regimes: um de variações lentas e outro de colapso. A primeira é revelada por variações lentas no nível de ionização do meio circunstelar ao longo de todo o ciclo e está associada a variações graduais no cone de choque dos ventos (abertura angular e conteúdo). O regime de colapso é observado ao redor do mínimo e é causado por um colapso temporário do cone de choque. Os fenômenos de alta energia são sensíveis somente ao regime de colapso, enquanto os de baixa energia, ao de variação lenta. Os fenômenos que envolvem energias intermediárias, respondem aos dois regimes. Foi observado uma anti-correlação entre a linha do Fe II 6455 e a do He I 7065, indicando que a primeira é formada nas regiões mais externas do vento da primária e a segunda, na secundária ou no cone de choque dos ventos. A curva de luz do He II 4686 apresenta dois picos antes da fase zero e outro logo após. Os dois picos antes do mínimo apresentam uma correlação com os picos na faixa dos raios-X, porém estes ocorrem 16.5 dias antes daqueles. O mecanismo mais provável para explicar a luminosidade observada do He II 4686 é a produção de fótons com 1215 Å através do fluxo de fótons na faixa do ultra-violeta extremo/raios-X moles produzidos na região próxima ao ápex do cone de colisão dos ventos. Como este mecanismo é extremamente sensível à densidade do meio, a região mais favorável para produzir a luminosidade observada do He II 4686 é a região do cone de choque voltada para a primária. / In this thesis, a multi-wavelength study on the cyclic events of Eta Carinae was performed. The presence of a hole in the polar region of the Homunculus was confirmed by the velocity maps of the [Fe II] 12567 line. The blue-shifted component of the He I 10830, detected towards the NW lobe, was mapped and it is in the equatorial plane. It was observed that within a short period of 206 days, centered on phase zero, the He I 10830 line shows an increase in the maximum velocity of the absorption component, which reaches up to -1800 km/s. Such behavior favors orbital orientation with periastron passage around oposition. The Little Homunculus shows the same spatial distribution as the radio emission and considering that the radio flux comes mainly from the secondary, then the photon flux in the Lyman continuum is comparable to a star with spectral type in the range O5.5-O7. The variability of the narrow and broad lines from many spectral regions shows a well-defined period (2022.1+/-0.6 days), which is also extremely stable along the last 60 years, during which the observed variations in the period are due to measurement errors. Using the narrow component of the He I 6678 it was possible to determine the phase zero of the cycle #11 (T_0=2452819.8). The spectroscopic events are a combination of two components: slow variation and collapse. The former is revealed by slow changes in the ionization level of circunstellar matter across the whole cycle and is associated to gradual changes in the wind-wind collision shock-cone (angular opening and gaseous content). The collapse component is restricted to around the minimum and is caused by a temporary collapse of the wind-wind collision shock. High-energy phenomena are sensitive only to the collapse component, while low-energy only to the slow variation component. Intermediate-energy phenomena are sensitive to both components. It was observed an anti-correlation between the Fe II 6455 and He II 7065, suggesting that the former is formed in the outer parts of the primary\'s wind, while the latter is associated to the secondary or to the wind-wind shock cone. The lightcurve of He II 4686 shows two peaks before phase zero and another one short after it. The two peaks before phase zero are correlated to the peaks seen in the X-rays. However, the X-ray peaks occur 16.5 days before those seen in the He II 4686 lightcurve. The most likely mechanism to explain the observed peak luminosity of the He II 4686 is the creation of ~1215 Angstroms photons by the extreme ultra-violet/soft X-rays photons, which are produced near the apex of the wind-wind shock-cone. Since this mechanism is extremely sensitive to the density, the most likely region to form the observed peak luminosity of the He II 4686 is on the primary\'s side of the wind-wind shock-cone.

Nesta tese foi feito um estudo dos eventos cíclicos em Carinae em diversas faixas espectrais. A presença de um buraco na região polar do Homúnculo foi confirmada pelos mapas de velocidade da linha do [Fe II] 12567. A componente em emissão da linha do He I 10830, detectada na linha de visada do lóbulo NW e que apresenta velocidades negativas, foi mapeada e está contida no plano equatorial. Foi observado que durante um período de 206 dias, centrado na fase zero, a linha do He I 10830 apresenta um aumento na velocidade máxima da componente em absorção, atingindo 1800 km/s. Tal comportamento favorece orientações orbitais onde a passagem pelo periastro ocorre próximo à oposição. O Pequeno Homúnculo apresenta a mesma distribuição espacial da emissão em rádio e, considerando que esta seja proveniente principalmente da secundária, o fluxo de fótons no contínuo de Lyman é compatível com uma estrela de tipo espectral O5.5O7. A variabilidade das componentes largas e estreitas das linhas em diversas faixas espectrais apresenta um período bem definido (2022.1±0.6 dias) e extremamente estável ao longo dos últimos 60 anos, sendo que as variações observadas no período são devido aos erros nas medidas. Utilizando a componente estreita da linha do He I 6678 foi possível determinar a fase zero do ciclo #11 (T0=2452819.8). Os eventos espectroscópicos são compostos de dois regimes: um de variações lentas e outro de colapso. A primeira é revelada por variações lentas no nível de ionização do meio circunstelar ao longo de todo o ciclo e está associada a variações graduais no cone de choque dos ventos (abertura angular e conteúdo). O regime de colapso é observado ao redor do mínimo e é causado por um colapso temporário do cone de choque. Os fenômenos de alta energia são sensíveis somente ao regime de colapso, enquanto os de baixa energia, ao de variação lenta. Os fenômenos que envolvem energias intermediárias, respondem aos dois regimes. Foi observado uma anti-correlação entre a linha do Fe II 6455 e a do He I 7065, indicando que a primeira é formada nas regiões mais externas do vento da primária e a segunda, na secundária ou no cone de choque dos ventos. A curva de luz do He II 4686 apresenta dois picos antes da fase zero e outro logo após. Os dois picos antes do mínimo apresentam uma correlação com os picos na faixa dos raios-X, porém estes ocorrem 16.5 dias antes daqueles. O mecanismo mais provável para explicar a luminosidade observada do He II 4686 é a produção de fótons com 1215 Å através do fluxo de fótons na faixa do ultra-violeta extremo/raios-X moles produzidos na região próxima ao ápex do cone de colisão dos ventos. Como este mecanismo é extremamente sensível à densidade do meio, a região mais favorável para produzir a luminosidade observada do He II 4686 é a região do cone de choque voltada para a primária. / In this thesis, a multi-wavelength study on the cyclic events of Eta Carinae was performed. The presence of a hole in the polar region of the Homunculus was confirmed by the velocity maps of the [Fe II] 12567 line. The blue-shifted component of the He I 10830, detected towards the NW lobe, was mapped and it is in the equatorial plane. It was observed that within a short period of 206 days, centered on phase zero, the He I 10830 line shows an increase in the maximum velocity of the absorption component, which reaches up to -1800 km/s. Such behavior favors orbital orientation with periastron passage around oposition. The Little Homunculus shows the same spatial distribution as the radio emission and considering that the radio flux comes mainly from the secondary, then the photon flux in the Lyman continuum is comparable to a star with spectral type in the range O5.5-O7. The variability of the narrow and broad lines from many spectral regions shows a well-defined period (2022.1+/-0.6 days), which is also extremely stable along the last 60 years, during which the observed variations in the period are due to measurement errors. Using the narrow component of the He I 6678 it was possible to determine the phase zero of the cycle #11 (T_0=2452819.8). The spectroscopic events are a combination of two components: slow variation and collapse. The former is revealed by slow changes in the ionization level of circunstellar matter across the whole cycle and is associated to gradual changes in the wind-wind collision shock-cone (angular opening and gaseous content). The collapse component is restricted to around the minimum and is caused by a temporary collapse of the wind-wind collision shock. High-energy phenomena are sensitive only to the collapse component, while low-energy only to the slow variation component. Intermediate-energy phenomena are sensitive to both components. It was observed an anti-correlation between the Fe II 6455 and He II 7065, suggesting that the former is formed in the outer parts of the primary\'s wind, while the latter is associated to the secondary or to the wind-wind shock cone. The lightcurve of He II 4686 shows two peaks before phase zero and another one short after it. The two peaks before phase zero are correlated to the peaks seen in the X-rays. However, the X-ray peaks occur 16.5 days before those seen in the He II 4686 lightcurve. The most likely mechanism to explain the observed peak luminosity of the He II 4686 is the creation of ~1215 Angstroms photons by the extreme ultra-violet/soft X-rays photons, which are produced near the apex of the wind-wind shock-cone. Since this mechanism is extremely sensitive to the density, the most likely region to form the observed peak luminosity of the He II 4686 is on the primary\'s side of the wind-wind shock-cone.

Nesta dissertação são apresentados os resultados obtidos da espectroscopia de campo integral da nebulosa do Homúnculo. As observações foram feitas na banda J, no intervalo de 10620 Å até 12960 Å, utilizando o IFU (Integral Field Unit) do espectrógrafo CIRPASS (Cambridge Infrared Panoramic Survey Spectrograph), que possui 499 lentes hexagonais. A amostragem espacial é de 0,25"/lente e a resolução espectral, R=3200. A linha do [Fe II] λ12567 permitiu a identificação de duas estruturas no lóbulo NW que ainda não haviam sido relatadas. Através da tomografia Doppler, essas estruturas indicaram a existência de uma região de baixa densidade localizada no lóbulo NW e que não é visível nas imagens feitas na região óptica. Além disso, o Pequeno Homúnculo também foi identificado através do mapeamento das componentes e também nos mapas de velocidade da linha do [Fe II] λ12567. As regiões polares da nebulosa do Homúnculo (onde ocorre a colisão mais intensa entre o vento da fonte central e a região interna dos lóbulos) são mais opacas do que as paredes dos mesmos. Isso é verificado pela diminuição na intensidade da linha do [Fe II] λ12567 no lóbulo SE e pelo aumento desta na linha de visada do lóbulo NW. O disco equatorial foi observado nas linhas da série do H (Paβ e Paγ) e na linha do He I λ10830 como uma componente devido à emissões intrínsecas até distâncias superiores às dimensões aparentes do disco que é observado nas imagens feitas na faixa óptica. A linha do [Fe II] λ12567 também apresenta uma componente associada ao disco equatorial. Regiões de baixa densidade localizadas no toro que envolve a fonte central permitem que a radiação ultravioleta escape e excite o gás contido no disco equatorial. O melhor exemplo desse efeito foi detectado pela tomografia Doppler da linha do He I λ10830, que revelou uma componente de emissão intrínseca que atinge distâncias superiores à borda aparente do lóbulo NW do Homúnculo, e que foi completamente mapeada pela primeira vez nesta dissertação. / The Homunculus nebula was mapped using the integral field technique and the results are presented in this dissertation. The observations were obtained in the J band in the range from 10620 Å to 12960 Å using the CIRPASS's IFU, which contains 499 hexagonal lenses. The spatial sampling is 0,25"/lens and the spectral resolution, set to R=3200. The [Fe II] λ12567 line allowed the identification of two structures in the NW lobe that had not been reported yet. Doppler tomography of this structures revealed a low density region placed in the NW lobe that is not seen in the optical images. Besides, the Little Homunculus was also detected both in the mapping of components of the [Fe II] λ12567 and in its velocity maps. In the Homunculus nebula, the polar regions (where the shock between the stellar bipolar wind and the internal wall of the lobes is stronger) are more opaque than the lobe walls. This can be verified by the decrease in the intensity of the [Fe II] λ12567 in the SE lobe and the enhancement of this line emission in the NW lobe. Emissions due to the equatorial disc were detected both in the H series (Paβ and Paγ) and the He I λ10830 as an intrinsic component up to distances greater than the aparent dimensions of the disc seen in the images taken in the optical range. The [Fe II] λ12567 also presents the component due to the equatorial emission. Low density regions in the torus involving the central source allow a beam of radiation to escape to large radii and thereby excite the gas contained in the equatorial disc. The best example of this effect was detected in the Doppler tomography of the He I λ10830 line, that revealed an intrinsic emission component which reaches distances larger than the aparent boundary of the NW lobe and was firstly mapped in this dissertation.

Nesta dissertação são apresentados os resultados obtidos da espectroscopia de campo integral da nebulosa do Homúnculo. As observações foram feitas na banda J, no intervalo de 10620 Å até 12960 Å, utilizando o IFU (Integral Field Unit) do espectrógrafo CIRPASS (Cambridge Infrared Panoramic Survey Spectrograph), que possui 499 lentes hexagonais. A amostragem espacial é de 0,25"/lente e a resolução espectral, R=3200. A linha do [Fe II] λ12567 permitiu a identificação de duas estruturas no lóbulo NW que ainda não haviam sido relatadas. Através da tomografia Doppler, essas estruturas indicaram a existência de uma região de baixa densidade localizada no lóbulo NW e que não é visível nas imagens feitas na região óptica. Além disso, o Pequeno Homúnculo também foi identificado através do mapeamento das componentes e também nos mapas de velocidade da linha do [Fe II] λ12567. As regiões polares da nebulosa do Homúnculo (onde ocorre a colisão mais intensa entre o vento da fonte central e a região interna dos lóbulos) são mais opacas do que as paredes dos mesmos. Isso é verificado pela diminuição na intensidade da linha do [Fe II] λ12567 no lóbulo SE e pelo aumento desta na linha de visada do lóbulo NW. O disco equatorial foi observado nas linhas da série do H (Paβ e Paγ) e na linha do He I λ10830 como uma componente devido à emissões intrínsecas até distâncias superiores às dimensões aparentes do disco que é observado nas imagens feitas na faixa óptica. A linha do [Fe II] λ12567 também apresenta uma componente associada ao disco equatorial. Regiões de baixa densidade localizadas no toro que envolve a fonte central permitem que a radiação ultravioleta escape e excite o gás contido no disco equatorial. O melhor exemplo desse efeito foi detectado pela tomografia Doppler da linha do He I λ10830, que revelou uma componente de emissão intrínseca que atinge distâncias superiores à borda aparente do lóbulo NW do Homúnculo, e que foi completamente mapeada pela primeira vez nesta dissertação. / The Homunculus nebula was mapped using the integral field technique and the results are presented in this dissertation. The observations were obtained in the J band in the range from 10620 Å to 12960 Å using the CIRPASS's IFU, which contains 499 hexagonal lenses. The spatial sampling is 0,25"/lens and the spectral resolution, set to R=3200. The [Fe II] λ12567 line allowed the identification of two structures in the NW lobe that had not been reported yet. Doppler tomography of this structures revealed a low density region placed in the NW lobe that is not seen in the optical images. Besides, the Little Homunculus was also detected both in the mapping of components of the [Fe II] λ12567 and in its velocity maps. In the Homunculus nebula, the polar regions (where the shock between the stellar bipolar wind and the internal wall of the lobes is stronger) are more opaque than the lobe walls. This can be verified by the decrease in the intensity of the [Fe II] λ12567 in the SE lobe and the enhancement of this line emission in the NW lobe. Emissions due to the equatorial disc were detected both in the H series (Paβ and Paγ) and the He I λ10830 as an intrinsic component up to distances greater than the aparent dimensions of the disc seen in the images taken in the optical range. The [Fe II] λ12567 also presents the component due to the equatorial emission. Low density regions in the torus involving the central source allow a beam of radiation to escape to large radii and thereby excite the gas contained in the equatorial disc. The best example of this effect was detected in the Doppler tomography of the He I λ10830 line, that revealed an intrinsic emission component which reaches distances larger than the aparent boundary of the NW lobe and was firstly mapped in this dissertation.

Investigamos neste trabalho se a matéria no interior das estrelas de nêutrons pode ser aproximada por equações de estado politrópicas. Com esse objetivo, realizamos comparações entre os resultados obtidos por equações de estado originadas de teorias hadrônicas de campo médio relativísticas com os de aproximações politrópicas. Dois tipos de matéria hadrônica são consideradas na análise: uma contendo prótons, nêutrons e elétrons, e outra possuindo também bárions pesados, os híperons, que são partículas que apresentam em sua constituição quarks estranhos. Os modelos usados para descrever as equações de estado relativísticas de campo médio para a matéria hadrônica são variantes do modelo de Walecka não-linear que diferem entre si pelas constantes de acoplamento bárion-meson usadas, resultando em diferentes valores de incompressibilidade e massa efetiva do nucleon. Em nossa aproximação concluimos que com mais de uma equação politrópica, é possível obter um bom ajuste para as estrelas de nêutrons somente se a pressão é escrita como uma lei de potências da densidade de energia e não da densidade bariônica (aproximação politrópica usual). Encontramos, também, uma correlação entre a velocidade do som e a incompressibilidade no centro da estrela e sua massa e raio. A velocidade do som e a incompressibilidade entre as interfaces das regiões politrópicas mostram uma pequena descontinuidade, o que era de se esperar uma vez que impomos uma continuidade na pressão mas não nas suas derivadas.

The purpose of this dissertation is to study the Red Supergiant stars (RSGs) in the supermassive young cluster Westerlund 1 through a photometric and spectral analysis. Due to its characteristics, Westerlund 1 is one of the most interesting young massive clusters in the Milky Way and has an impressive population of massive stars, with four RSGs among them. This represents a rare oportunity to study this type of stars in a cluster with well known distance and reddening. Apart from contributing to the general knowledge about RSGs, which parameters are poorly known due to their scarcity, an analysis of these four stars will contribute to solve the puzzle of the formation history of Westerlund 1. For the analysis presented here, photometric data of the four RSGs in Westerlund 1 were used, along with near infrared spectra covering the region from ~8400 Å to ~8900 Å, obtained at two different epochs with the 1.60 m telescope at Observatório do Pico dos Dias (OPD) and the Southern Astrophysical Research Telescope (SOAR). Magnitudes obtained with JHK band photometry were used to calculate effective temperatures and bolometric corrections at the K band through different methods involving the color indices (V-K)_0 and (J-K)_0, in order to determine the luminosities and locate the four RSGs in a Hertzsprung-Russell diagram (HRD). A spectral analysis was performed with the aim of estimating spectral types and the same stellar parameters calculated with the photomety. First, a visual comparison of the depth and strength of the main spectral features (TiO and VO bandheads, and CaT and Fe I lines) was carried out to classify the stars by spectral type. For this purpose, spectra of the four RSGs in the cluster were compared to a group of spectra from well studied reference stars, some of them also RSGs. Then, given their strong dependence on Teff, equivalent widths (EWs) of Fe I lines were measured in all the spectra available. By comparing the EWs measured on spectra of the four RSGs and the reference stars, the Teff\'s of the most similar reference stars were assigned to the RSGs in the cluster. With the Teff\'s obtained through the spectral analysis, new points were added to the initial HRD. The final objective of the present work was to estimate the initial masses and ages of the RSGs in Westerlund 1. This was accomplished by superimposing up to date evolutionary tracks and isochrones to the HRD. Masses and ages were determined for the cases with and without rotation, obtaining an average age for the RSGs of 8 Myr, thus doubling the age of the host cluster determined from the pre-main sequence (PMS). In the final part, it is presented a brief discussion about the discrepancy of the age of Westerlund 1 measured with the PMS isochrones and the age of the RSGs, as well as the uncertainties it raises regarding the formation history of the cluster. / O objetivo desta dissertação é estudar as estrelas Supergigantes Vermelhas (RSGs) no aglomerado jovem supermassivo Westerlund 1 através de uma análise fotométrica e espectral. Devido às suas características, Westerlund 1 é um dos aglomerados jovens mais interessantes da Via Láctea e tem uma população importante de estrelas massivas, com quatro RSGs entre elas. Isso representa uma oportunidade rara para estudar este tipo de estrelas em um aglomerado com a distância e avermelhamento bem conhecidos. Além de contribuir para o conhecimento geral sobre RSGs, cujos parâmetros são pouco conhecidos devido à sua escassez, uma análise dessas quatro estrelas contribuirá para resolver o enigma da história da formação de Westerlund 1. Para a análise apresentada aqui, foram utilizados dados fotométricos das quatro RSGs em Westerlund 1, juntamente com espectros no infravermelho próximo cobrindo a região de ~8400 Å a ~8900 Å, obtidos em duas épocas diferentes com o telescópio de 1.60 m do Observatório do Pico dos Dias (OPD) e o Southern Astrophysical Research Telescope (SOAR). Magnitudes obtidas com a fotometria nos filtros JHK foram usadas para calcular temperaturas efetivas e correções bolométricas na banda K através de diferentes métodos envolvendo os índices de cor (V-K)_0 e (J-K)_0, a fim de determinar as luminosidades e localizar as quatro RSGs em um diagrama de Hertzsprung-Russell (HRD). Uma análise espectral foi realizada com o objetivo de estimar os tipos espectrais e os mesmos parâmetros estelares calculados com a fotometria. Primeiramente, uma comparação visual da profundidade e força das principais características espectrais (as bandas moleculares de TiO e VO e as linhas de CaT e Fe I) foi realizada para classificar as estrelas por tipo espectral. Para este propósito, os espectros das quatro RSGs no aglomerado foram comparados com um grupo de espectros de estrelas de referência bem estudadas, algumas delas também RSGs. Depois, dada a sua forte dependência com a Teff, as larguras equivalentes (EWs) das linhas de Fe I foram medidas em todos os espectros disponíveis. Comparando as EWs medidas nos espectros das quatro RSGs e nos das estrelas de referência, as Teff das estrelas de referência mais similares foram atribuídas às RSGs do aglomerado. Com as Teff obtidas através da análise espectral, novos pontos foram adicionados ao HRD inicial. O objetivo final do presente trabalho foi estimar as massas iniciais e as idades das RSGs em Westerlund 1. Isto foi realizado através da sobreposição no HRD de caminhos evolutivos e de isócronas. Massas e idades foram determinadas para os casos com e sem rotação, obtendo-se uma média de idade para as RSGs de 8 milhões de anos, duplicando assim a idade do aglomerado ao que as RSGs pertencem, e que foi medida através de estrelas de pré-sequência principal (PMS). Na parte final, é apresentada uma breve discussão sobre a discrepância da idade de Westerlund 1 medida com as isócronas da PMS e a idade das RSGs, bem como as incertezas que isso suscita em relação à história da formação do aglomerado.

The purpose of this dissertation is to study the Red Supergiant stars (RSGs) in the supermassive young cluster Westerlund 1 through a photometric and spectral analysis. Due to its characteristics, Westerlund 1 is one of the most interesting young massive clusters in the Milky Way and has an impressive population of massive stars, with four RSGs among them. This represents a rare oportunity to study this type of stars in a cluster with well known distance and reddening. Apart from contributing to the general knowledge about RSGs, which parameters are poorly known due to their scarcity, an analysis of these four stars will contribute to solve the puzzle of the formation history of Westerlund 1. For the analysis presented here, photometric data of the four RSGs in Westerlund 1 were used, along with near infrared spectra covering the region from ~8400 Å to ~8900 Å, obtained at two different epochs with the 1.60 m telescope at Observatório do Pico dos Dias (OPD) and the Southern Astrophysical Research Telescope (SOAR). Magnitudes obtained with JHK band photometry were used to calculate effective temperatures and bolometric corrections at the K band through different methods involving the color indices (V-K)_0 and (J-K)_0, in order to determine the luminosities and locate the four RSGs in a Hertzsprung-Russell diagram (HRD). A spectral analysis was performed with the aim of estimating spectral types and the same stellar parameters calculated with the photomety. First, a visual comparison of the depth and strength of the main spectral features (TiO and VO bandheads, and CaT and Fe I lines) was carried out to classify the stars by spectral type. For this purpose, spectra of the four RSGs in the cluster were compared to a group of spectra from well studied reference stars, some of them also RSGs. Then, given their strong dependence on Teff, equivalent widths (EWs) of Fe I lines were measured in all the spectra available. By comparing the EWs measured on spectra of the four RSGs and the reference stars, the Teff\'s of the most similar reference stars were assigned to the RSGs in the cluster. With the Teff\'s obtained through the spectral analysis, new points were added to the initial HRD. The final objective of the present work was to estimate the initial masses and ages of the RSGs in Westerlund 1. This was accomplished by superimposing up to date evolutionary tracks and isochrones to the HRD. Masses and ages were determined for the cases with and without rotation, obtaining an average age for the RSGs of 8 Myr, thus doubling the age of the host cluster determined from the pre-main sequence (PMS). In the final part, it is presented a brief discussion about the discrepancy of the age of Westerlund 1 measured with the PMS isochrones and the age of the RSGs, as well as the uncertainties it raises regarding the formation history of the cluster. / O objetivo desta dissertação é estudar as estrelas Supergigantes Vermelhas (RSGs) no aglomerado jovem supermassivo Westerlund 1 através de uma análise fotométrica e espectral. Devido às suas características, Westerlund 1 é um dos aglomerados jovens mais interessantes da Via Láctea e tem uma população importante de estrelas massivas, com quatro RSGs entre elas. Isso representa uma oportunidade rara para estudar este tipo de estrelas em um aglomerado com a distância e avermelhamento bem conhecidos. Além de contribuir para o conhecimento geral sobre RSGs, cujos parâmetros são pouco conhecidos devido à sua escassez, uma análise dessas quatro estrelas contribuirá para resolver o enigma da história da formação de Westerlund 1. Para a análise apresentada aqui, foram utilizados dados fotométricos das quatro RSGs em Westerlund 1, juntamente com espectros no infravermelho próximo cobrindo a região de ~8400 Å a ~8900 Å, obtidos em duas épocas diferentes com o telescópio de 1.60 m do Observatório do Pico dos Dias (OPD) e o Southern Astrophysical Research Telescope (SOAR). Magnitudes obtidas com a fotometria nos filtros JHK foram usadas para calcular temperaturas efetivas e correções bolométricas na banda K através de diferentes métodos envolvendo os índices de cor (V-K)_0 e (J-K)_0, a fim de determinar as luminosidades e localizar as quatro RSGs em um diagrama de Hertzsprung-Russell (HRD). Uma análise espectral foi realizada com o objetivo de estimar os tipos espectrais e os mesmos parâmetros estelares calculados com a fotometria. Primeiramente, uma comparação visual da profundidade e força das principais características espectrais (as bandas moleculares de TiO e VO e as linhas de CaT e Fe I) foi realizada para classificar as estrelas por tipo espectral. Para este propósito, os espectros das quatro RSGs no aglomerado foram comparados com um grupo de espectros de estrelas de referência bem estudadas, algumas delas também RSGs. Depois, dada a sua forte dependência com a Teff, as larguras equivalentes (EWs) das linhas de Fe I foram medidas em todos os espectros disponíveis. Comparando as EWs medidas nos espectros das quatro RSGs e nos das estrelas de referência, as Teff das estrelas de referência mais similares foram atribuídas às RSGs do aglomerado. Com as Teff obtidas através da análise espectral, novos pontos foram adicionados ao HRD inicial. O objetivo final do presente trabalho foi estimar as massas iniciais e as idades das RSGs em Westerlund 1. Isto foi realizado através da sobreposição no HRD de caminhos evolutivos e de isócronas. Massas e idades foram determinadas para os casos com e sem rotação, obtendo-se uma média de idade para as RSGs de 8 milhões de anos, duplicando assim a idade do aglomerado ao que as RSGs pertencem, e que foi medida através de estrelas de pré-sequência principal (PMS). Na parte final, é apresentada uma breve discussão sobre a discrepância da idade de Westerlund 1 medida com as isócronas da PMS e a idade das RSGs, bem como as incertezas que isso suscita em relação à história da formação do aglomerado.

Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico / We present a multi-wavelength study of the stellar content of 11 optical/infrared Southern Galactic Hii regions with 10 h < α(J2000) < −17 h and −65° < δ(J2000) < −35°. Nine optical objects with no published or uncertain distances were examined in order to identify their ionising sources and to determine their distances, whereas young stellar objects (YSOs) and main sequence ionising stars were photometrically classified in the two infrared clusters. We carried out optical spectroscopy and UBV photometry of the stellar content of these Hii regions and obtained the distance of individual stars by spectroscopic parallax. To avoid using a fixed value for the total-to-selective extinction ratio RV , the reddening AV was determined directly by the colour-difference method. We classified as types O or B 24 out of the 31 stars for which optical spectra were obtained. In particular, we identified two new O stars in RCW98 and RCW99. The values for reddening obtained correspond to a mean hRV i = 3.44, which is about 10% higher of the mean value found for field stars over all directions of the Galaxy. For the Hii regions NGC3503, NGC6334, RCW55, RCW87, RCW98 e RCW99, we obtained more precise distances calculated as the median of the spectroscopic parallaxes obtained for two to six different stars in each nebulae, with an internal dispersion of less than 5%. Among the objects more obscured in the Norma region, we analysed the stellar content of the East part of the large complex of Hii regions GAL331.5-00.1, which contains eight bright extended radio sources. This study comprises the infrared clusters [DBS2003] 156 and [DBS2003] 157, respectively associated to Hii regions GAL331.11-00.51 and GAL331.31-00.34. In order to isolate the brightest 2MASS sources of their unresolved companions, we carried out JHK photometry with resolution better than 2MASS data. 47 Near-infrared (NIR) sources with Ks-band excess were identified following usual methods. Other 70 YSOs were also identified by using Mid-IR on-line data of the GLIMPSE survey. The search for radial-velocity measurements in the literature and the similarity between the stellar population explored have indicated the two regions as physically associated. With the determination of the spectroscopic parallaxes of four O-type and two B-type stars spread over the both clusters, this hypothesis was verified. The parallaxes of these 6 stars returned very compatible distances (hdhelioci = 3.30 ± 0.29 kpc). The Near- and Mid-IR counterparts of the IRAS source 16085-5138 was found close to the field of [DBS2003] 157. This source has showed typical colours of a Ultra-compact ii region (UCHii) and spectral index α = 3.6 between 2 and 25 μm, which is typical of YSOs immersed in protostellar envelopes. A lower limit to the bolometric luminosity of the protostar embedded was computed as L = 7.7×103L⊙ (M = 10M⊙), which corresponds to a BO-B1 zero-age star. The cluster [DBS2003] 157 was found to be spread over all ∼4′ × 4′ region demarcated by a intense shell-like dust emission, where a secondary massive star formation is going on, likely as a result of the interaction between this dust and stellar winds. / Apresentamos aqui um estudo multibanda do conteúdo estelar de onze regiões Hii do Hemisfério sul com 10 h < α(J2000) < −17 h e −65◦ < δ(J2000) < −35◦. Em 9 objetos ópticos, com valores de distância discrepantes ou sem nenhuma determinação anterior publicada, visamos identificar as fontes ionizantes e determinar suas distâncias, enquanto que, no estudo de dois outros objetos no infravermelho, buscamos não apenas identificar as fontes ionizantes, mas também objetos estelares jovens (YSOs) em seus campos. Nos primeiros, realizamos espectroscopia no óptico e fotometria UBV de seus conteúdos estelares e determinamos as distâncias das estrelas massivas por meio da paralaxe espectroscópica. A fim de evitar o uso de um valor fixo para a razão entre a extinção total e a seletiva à banda V , RV , a extinção AV na direção de cada estrela foi determinada diretamente através no método das diferenças de cor. De um total de 31 estrelas espectroscopicamente estudas, 24 foram classificadas como tipos O ou B, sendo duas novas estrelas tipo O encontradas em RCW98 e RCW99. As estimativas de AV implicaram um valor médio de hRV i = 3.44. Este resultado supera em 10% o valor médio encontrado para estrelas de campo sobre todas as direções da Galáxia. Para as regiões Hii NGC3503, NGC6334, RCW55, RCW87, RCW98 e RCW99, distâncias mais precisas foram estimadas como o valor mediano da paralaxe espectroscópica de 2 a 6 diferentes estrelas ionizantes, resultando em uma dispersão interna menor que 5%. Dentre os objetos mais obscurecidos pela extinção interestelar da região de Norma, analisamos o conte´udo estelar da região leste do grande complexo de regiões Hii brilhantes em radiofrequências GAL331.5-00.1. A área estudada engloba os aglomerados infravermelhos [DBS2003] 156 e [DBS2003] 157, respectivamente associados às regiões Hii GAL331.11-00.51 e GAL331.31-00.34. Observações fotométricas nas bandas J, H e Ks, com mais alta resolução que a fotometria 2MASS, foram realizadas nas direções desses objetos, o que possibilitou isolar as fontes infravermelhas mais brilhantes de estrelas companheiras não resolvidas e selecionar potenciais estrelas ionizantes para subsequente espectroscopia. 47 fontes com excesso de emissão intrínseca na banda Ks, típico em YSOs, foram identificadas seguindo os métodos usuais de análise da fotometria no IR próximo (NIR). Outros 70 YSOs foram identificados no IR médio (Mid-IR) usando dados do survey GLIMPSE. A pesquisa por medidas de velocidade radial na direção desses dois objetos e a semelhança das populações estelares indicou que as duas sub-regiões estudas deveriam estar fisicamente associadas. Esta hipótese foi reafirmada com a determinação da paralaxe espectroscópica de 4 estrelas tipo O e outras 2 tipo B nos dois aglomerados, que retornaram valores de distâncias heliocêntricas bastante compatíveis (hdhelioci = 3.30 ± 0.29 kpc). A contrapartida nos NIR e Mid-IR da fonte IRAS 16085-5138 foi encontrada junto ao aglomerado [DBS2003] 157. Esta fonte apresentou cores típicas de uma região Hii Ultracompacta (UCHii) e índice espectral entre 2 e 25 μm de α = 3.6, típico de YSO imerso em um envelope protoestelar. Um limite inferior para a luminosidade bolométrica da protoestrela embebida foi estimado em L = 7.7×103L⊙ (M = 10M⊙), o que corresponde a uma estrela de idade zero na faixa de BO-B1. O aglomerado [DBS2003] 157 mostrou-se estar espalhado sobre toda uma região de ∼4′ ×4′, demarcada por intensa emissão de poeira quente e espacialmente distribuída como uma nuvem em forma de concha.