Estrelas Be são reconhecidas pela sua rápida rotação e pulsação não radial. São as únicas estrelas da Sequência Principal que apresentam discos circunstelares, os quais são formados por meio de processos ainda não completamente compreendidos. A modelagem das forças que atuam neste sistema conduz a previsões teóricas sobre a estrutura do disco que podem ser comparadas com dados observacionais. Podemos estudar as propriedades físicas dos discos de estrelas Be pelo efeito que a luz estelar sofre ao passar por eles, por exemplo, modelando a transferência radiativa. Neste ponto, a polarização surge como uma ferramenta muito útil para a investigação destes discos, permitindo a determinação de quantidades físicas importantes do sistema, como a densidade numérica de partículas e o ângulo de inclinação. Uma variabilidade intrigante observada em estrelas Be é a transição aperiódica entre uma fase B normal (sem disco) e uma fase Be (com disco). Estudos de monitoramento recentes encontraram, a partir da análise da polarização intrínseca decorrente da transição entre estas fases, uma relação significante entre a mudança da polarização através do salto de Balmer versus a polarização na banda V, fazendo surgir uma estrutura em loop como função do tempo, no assim denominado Diagrama Cor-Polarização. Neste trabalho, apresentamos uma análise do Diagrama Cor-Polarização por meio de modelos diversos. Fazemos uso do Disco de Decréscimo Viscoso que é o paradigma atual para explicar a formação e evolução dos discos de estrelas Be. Com isso, visamos determinar como a polarimetria pode contribuir para a compreensão dos mecanismos fundamentais envolvidos no processo de formação e dissipação do disco. / Be stars are recognized by their rapid rotation and non-radial pulsation. They are the only stars in the Main Sequence that have circumstellar disks that are formed by processes not yet fully understood. The modeling of the forces acting on this system leads to theoretical predictions about the structure of the disk that can be compared to observational data. We can study physical the properties of Be disks by modeling how stellar light is reprocessed by them. This requires solving the detailed radiative transfer problem involved. In this point, the study of polarization arise as a useful tool to investigate these disks, allowing for the determination of important physical quantities of the system, such as the particle number density and inclination angle. An intriguing variability observed in Be stars is the aperiodic transition between a B normal phase (without disk) to a Be phase (with disk). Recent monitoring studies found, from the analysis of the intrinsic polarization arising of the transition between these phases, a significant relation between the polarization change through the Balmer jump versus the V-Band polarization, giving rise to a loop structure as a function of time, in the so-called Color-Polarization Diagram. This work presents an analysis of the Color-Polarization Diagram by several models. We make use of the Viscous Decretion Disk Model, which assumes the existence of some injection mechanism of material at keplerian velocities in the disk base, where the turbulent viscosity acts carrying angular momentum from de inner parts to the outer regions. With this, we aimed to extend our knowledge about the fundamental mechanisms involved in the formation and dissipation processes of the disk.

O evento estraordinário de SN1987A vem sendo investigado há mais de vinte e cinco anos. O fascínio que cerca tal evento astronômico está relacionado com a observação em tempo real da explosão à luz da Física de neutrinos. Detectores espalhados pelo mundo observaram um surto neutrinos que dias mais tarde foi confirmado como sendo a SN1987A. Kamiokande, IMB e Baksan apresentaram os eventos detectados que permitiu o estudo de modelos para a explosão e resfriamento da hipotética estrela de nêutrons remanescente. Até hoje não há um consenso a origem do progenitor e a natureza do objeto compacto remanescente. O trabalho se divide em duas partes: estudo dos neutrinos de SN1987A através de Análise Estatística Bayesiana através de um modelo proposto com duas temperaturas que evidenciam dois surtos de neutrinos. A motivação está na hipótese do segundo surto como resultado da formação de matéria estranha no objeto compacto. A metodologia empregada foi a desenvolvida por um trabalho interessante de Loredo (2002) que permite modelar e testar hipóteses sobre os modelos via Bayesian Information Criterion (BIC). A segunda parte do trabalho, a mesma metodologia estatística é usada no estudo da distribuição de massas das estrelas de nêutrons usando a base de dados disponível (http://stellarcollapse.org). A base de dados foi analisada utilizando somente o valor do objeto e seu desvio padrão. Construindo uma função de verossimilhança e utilizando distribuições ``a priori\'\' com hipótese de bimodalidade da distribuição das massas contra uma distribuição unimodal sobre todas as massas dos objetos. O teste BIC indica forte tendência favorável à existência da bimodalidade com valores centrados em 1.37M para objetos de baixa massa e 1.73M para objetos de alta massa e a confirmação da fraca evidência de um terceiro pico esperado em 1.25M. / The extraordinary event of supernova has been investigated twenty five years ago. The fascination surrounds such astronomical event is on the real time observation the explosion at light to neutrino Physics. Detectors spread for the world had observed one burst neutrinos that days later it was confirmed as being of SN1987A. Kamiokande, IMB and Baksan had presented the detected events that allowed to the study of models for the explosion and cooling of hypothetical neutron star remain. Until today it does not have a consensus the origin of the progenitor and the nature of the remaining compact object. The work is divided in two parts: study of the neutrinos of SN1987A through Analysis Bayesiana Statistics through a model considered with two temperatures that two evidence bursts of neutrinos. The motivation is in the hypothesis of as burst as resulted of the formation of strange matter in the compact object. The employed methodology was developed for an interesting work of Loredo & Lamb (2002) that it allows shape and to test hypotheses on the models saw Bayesian Information Criterion (BIC). The second part of the work, the same methodology statistics is used in the study of the distribution of masses of the neutron stars using the available database http://stellarcollapse.org/. The database was analyzed only using the value of the object and its shunting line standard. Constructing to a a priori function likelihood and using distributions with hypothesis of bimodal distribution of the masses against a unimodal distribution on all the masses of objects. Test BIC indicates fort favorable trend the existence of the bimodality with values centered in 1.37M for objects of low mass and 1.73M for objects of high mass and week evidence of one third peak around 1.25M.

Neste projeto de pesquisa planeja-se obter indícios da correlação entre o conteúdo metálico estelar deduzido para a Via Láctea e os indíces metálicos obtidos para as Nuvens de Magalhães. O ponto de apoio para tal comparação é que cada encontro deixará importantes traços na eficiência de formação dos membros do tripleto. À medida que os encontros dependem da história dinâmica, suas ``impressões digitais\'\' deixadas nos conteúdos estelares colocam importantes limitações na história dinâmica e vice-versa. Para tanto, são utilizados os dados espectroscópicos já obtidos com o telescópio Magellan Clay, para uma amostra contendo 28 estrelas ricas em carbono encontradas nas Nuvens de Magalhães. A quantidade de carbono bem como a existência ou não de binaridade nas estrelas da amostra são indícios das possíveis fontes da sobreabundância do carbono. A caracterização da amostra é essencial para o estudo da relação entre duas populações estelares aparentemente distintas: a de estrelas de carbono e a de estrelas pobres em metais enriquecidas em carbono. Para tanto, são utilizados catálogos de espectros assim como critérios fotométricos. A descoberta de alguma relação entre as duas populações pode ajudar a esclarecer o problema dos processos de enriquecimento de carbono, notado nas atmosferas estelares. A futura determinação dos parâmetros físicos das estrelas que compõem a amostra pode revelar detalhes sobre a história de formação estelar dos objetos das Nuvens e, portanto, vincular a evolução dessas duas galáxias-satélites à história da Via Láctea. / This project searches for signs of correlation between metallic stellar content, available for the Milky Way, and the metallicities indices obtained for the Magellanic Clouds. This comparison is supported by the traces on the formation of these three galaxies, that should have been left by each triplet members encounter. Since these crosses depend on the dynamical history, their fingerprints left by stellar content can estabilish constraints to the Galactic dynamical history. Spectroscopic data for a sample of carbon stars, obtained on the Magellanic Telescope, are used in this work. The amount of carbon, as the existence or not of binary stars in this sample, indicates possible sources of this element. The determination of sample properties is essential for studying the constraints between two stellar populations that are apparently distincts: carbon stars and carbon enhanced metal-poor stars. To do this, spectral catalogues and photometric criteria are used. Finding the correlations between both populations will bring some light to the unknown carbon enrichment processes that occured at the stellar atmospheres. Variability, emission lines, and binarity are studied for the sample. Stellar parameters are discussed, although there is no method applicable to this sample. By estimating the physical parameters of the stars presented in this sample and by analysing their carbon abundances, one can provide hints of the star formation history of objects in the Magellanic Clouds and therefore constraint the evolution of these satellite-galaxies to the Milky Way.

Desde a revisão taxonômica dos Ophidiasteridae por H. L. Clark (1921), em que 20 gêneros foram reconhecidos como válidos, vários novos gêneros e espécies foram incluídos nesta família, e os limites entre alguns deles se tornaram largamente arbitrários. Isso também se aplica a Narcissia Gray, 1840, cuja morfologia e taxonomia são, ainda hoje, muito malcompreendidas. Os principais objetivos desta pesquisa foram: revisar a taxonomia do gênero Narcissia ao longo de toda a sua área de distribuição, a partir de estudos morfológicos; redescrever e caracterizar, morfologicamente, Narcissia trigonaria Sladen, 1889 strictu senso; caracterizar, morfologicamente, N. canariensis (d\'Orbigny, 1839) e N. ahearnae Pawson, 2007, as duas espécies válidas mais semelhantes a N. trigonaria; rever a validade de N. trigonaria helenaeMortensen, 1933; rever a validade de N. gracilis malpeloensis Downey, 1975. Cercade 370 espécimes do gênero Narcissia foram analisados: dois indivíduos de N. ahearnae, 82 espécimes de N. canariensis, 44 de N. gracilis e 242 de N. trigonaria. O material que serviu de base para nossos estudos pertence às coleções de museus nacionais e estrangeiras. Aterminologia para estruturas morfológicas seguiu Clark (1921), Turner & Dearborn (1972),Clark e Downey (1992) e Gale (2011). As pedicelárias foram classificadas de acordo com Jangoux e Lambert (1988). Todas as estruturas morfológicas de importância taxonômica foram ilustradas. E, pela primeira vez, os caracteres internos deste grupo foram estudados, a partir de microscopia eletrônica e tomografia. Uma nova diagnose para o gênero Narcissia foi disponibilizada. Todas as espécies do gênero foram revisadas e morfologicamente redescritas. Narcissia trigonaria, descrita a partir de um juvenil, foi redescrita a partir de um exemplar adulto, proveniente da localidade tipo (Bahia). Narcissia ahearnae é considerada uma espécie válida, e N. canariensis e N. trigonaria entidades distintas. Narcissia trigonaria helenae foi colocada na sinonímia de N. trigonaria, e N. gracilis malpeloensis entrou para a sinonímia de N. gracilis. A classificação de Narcissia, dentro da Família Ophidiasteridae, foi contestada, a partir de caracteres morfológicos. Os dados obtidos neste trabalho são, de longe, os mais completos já adquiridos para o gênero Narcissia e, futuramente, podem servir de base para os estudos morfológicos de outros grupos da Classe Asteroidea. / Since the taxonomic revision of the Ophidiasteridae by H. L. Clark (1921), in which 20 genera were recognized as valid, several new genera and species were included in this family, and the boundaries between some of them became largely arbitrary. This also applies to Narcissia Gray,1840, whose morphology and taxonomy are still very poorly understood today. The main goals of this research were: review the taxonomy of the genus Narcissia, throughout its range of distribution, from morphological studies; redescribe and characterize, morphologically, N. trigonaria Sladen, 1889 str. s; characterize, morphologically, N. canariensis (d\'Orbigny, 1839) and N. ahearnae Pawson, 2007, the two valid species most similar to N. trigonaria; review the validity of N. trigonaria var. helenaeMortensen, 1933; review the validity of the N. gracilismalpeloensis Downey, 1975. About 370 specimens of the genus Narcissia were analyzed: two individuals of N. ahearnae, 82 specimens of N. canariensis, 44 of N. gracilis, and 242 of N. trigonaria. The material that has served as a basis for our studies belongs to the national and foreign collections. The terminology for morphological structures has followed Clark (1921), Turner & Dearborn (1972), Clark & Downey (1992) and Gale (2011). Pedicellariae were classified according to Jangoux & Lambert (1988). All morphological structures of taxonomic importance have been illustrated. And, for the first time, the internal characters of this group were studied, from electron microscopy and tomography. A new diagnosis for the genus Narcissia was constructed. All species of the genus were reviewed and morphologically redescribed. Narcissia trigonaria, described from a juvenile, was redescribed from an adult specimen, from the type locality (Bahia). Narcissia ahearnae is considered a valid species, and N. canariensis and N. trigonaria distinct entities. Narcissia trigonaria helenaewas placed in the synonymy of N. trigonaria, and N. gracilis malpeloensis into the synonymy of N. gracilis.The classification of Narcissia, within the Family Ophidiasteridae, was contested, frommorphological characters. The data set obtained in this work are, by far, the most complete already acquired within the genus Narcissia and, in the future, may serve as the basis for the morphological studies of other groups of the Asteroidea Class.

O trabalho desenvolvido apresenta desde um estudo sobre os sensores de estrelas como um todo até uma análise dos componentes ópto-eletrônicos destinados à aplicações aeroespaciais, mais especificamente àqueles destinados ao sensor de estrelas. Na eletrônica, busca-se sempre a redução de massa, dimensões, custo e consumo de energia dos componentes e sistemas. Essa redução se torna ainda mais crítica para satélites, onde um maior consumo de energia, maiores dimensões e massa elevada podem implicar em maior custo da missão, por exemplo, com painéis solares maiores, mais combustível para o lançamento, etc. Assim sendo, a proposta do trabalho foi desenvolver o hardware de um sensor de estrelas que, através da utilização de um sensor de imagem do tipo APS (sensor de pixel ativo) em substituição ao já consagrado CCD (dispositivo de carga acoplada), pudesse ter sua massa, suas dimensões, seu custo e seu consumo de energia reduzidos. Como forma de garantir a substituição do sensor antecessor pelo agora desenvolvido sem perdas das mínimas características necessárias, foram realizados testes de funcionamento com ambos emulando situações simples e outras que pudessem causar problemas na imagem. Através destes testes, pode-se comprovar uma superioridade do novo sensor de estrelas na maioria dos quesitos analisados, demonstrando um bom nível de compatibilidade e menores problemas nas situações de maior exigência. O sensor de estrelas é um projeto do Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais, Divisão de Eletrônica Aeroespacial, onde o mestrando Fernando Celso Tomasi Marques participou de uma equipe responsável pelo desenvolvimento de sensores para aplicações em satélites. Através do controlador, este equipamento é capaz de fornecer para o sistema de atitude a posição dos pontos rastreados. No protótipo de laboratório, as funções do controlador são executadas através de um microcomputador por meio de uma interface apropriada. A eletrônica do sensor executa as funções de geração dos relógios para o sensor de imagem e para a aquisição dos dados de vídeo digitalizados.

Pulsares são objetos astrofísicos normalmente modelados como estrelas de nêutrons compactas, tendo como origem o colapso de outra estrela. Em um modelo que chamaremos canônico, supõe-se que os pulsares são descritos por corpos extremamente massivos e esféricos que giram em torno de si mesmos, compostos por um dipolo magnético cujo o eixo magnético via de regra se encontra desalinhado com o eixo de rotação. Esse desalinhamento seria responsável pela observação de radiação emitida em intervalos de tempo bem definidos em uma dada orientação (efeito farol), que é a característica observacional típica desse tipo de estrela. Observa-se que a frequência de rotação dos pulsares está decaindo lentamente com o tempo (spin down), implicando uma redução gradativa da velocidade angular de rotação ($Omega$). Esse decaimento pode ser quantificado por um parâmetro adimensional denominado índice de frenagem ("n"; em inglês: braking index), dado por $ n = Omega ddot{Omega}/ dot{Omega}^2$, onde o ponto indica derivada com relação ao tempo. O modelo canônico prevê que este índice possui um valor único para todos os pulsares, igual a três. No entanto, dados observacionais indicam que índices de frenagem reais são inferiores a três, o que representa um enigma. O objetivo principal desta pesquisa é a exploração de um modelo mais preciso para o decaimento do período orbital de pulsares. A partir da configuração de irradiação eletromagnética da energia rotacional de uma estrela de nêutrons proposta por Thomas Gold em 1968 e que é base para o modelo canônico, demonstramos a influência da variação do tamanho de uma estrela de nêutrons, admitindo a variação do seu raio, sobre o índice de frenagem da mesma, a partir da proposta de um modelo teórico. Observamos que o índice de frenagem diminui à medida em que o raio da estrela aumenta, o que também implica um momento de inércia maior. Essa contribuição não altera a irradiação da energia dipolar magnética, mas reduz a velocidade angular da estrela e, portanto, a frequência dos pulsos luminosos do pulsar, conforme se observa.

Neste trabalho primeiramente estudamos os efeitos na propagação de ondas de Alfvén em plasmas empoeirados encontrados em inúmeros ambientes astrofísicos. A relação de dispersão da onda é modificada apresentando novos mecanismos de amortecimento. Há na literatura dados observacionais que indicam a existência de condições para crescimento de partículas de poeira na base da atmosfera de estrelas gigantes e supergigantes frias. Construímos um modelo de perda de massa para essas estrelas no qual mostramos que um fluxo de ondas de Alfvén, amortecido pela presença de poeira, pode contribuir para a geração de um vento de baixa velocidade e alta taxa de perda de massa, de acordo com as observações. Já no caso de estrelas quentes, mostramos como é possível obter as condições ideais para formação e crescimento destas partículas em um modelo de colisão de ventos em sistemas binários. A partir deste modelo, é possível explicar as altas emissões em raios-X observadas, além do crescimento de grãos no pós-choque. Aplicando a idéia ao sistema binário de eta Carinae, o modelo permite a determinação dos parâmetros orbitais do sistema. A poeira contida nos ventos estelares é então ejetada para o meio interestelar. Através de um cálculo semi-empírico determinamos a importância de cada intervalo de massa estelar, em cada etapa evolutiva, no retorno de material sólido ao MI. Em regiões de formação estelar investigamos como as ondas de Alfvén, amortecidas pela presença de poeira, influenciam a estabilidade de nuvens moleculares. Em oposição às teorias encontradas na literatura, mostramos que uma nuvem molecular anã, suportada apenas por pressão magnética, não pode ser dinamicamente estável. / In this work, we firstly discuss the propagation of Alfvén waves in dusty plasmas found in several astrophysical environments. The wave dispersion relation is modified giving rise to new damping mechanisms. There are in the literature observational data indicating the presence of dust near the surface of cool giant and supergiant stars. We developed a stellar mass loss model where we show that a flux of Alfvén waves, damped by the dust presence,can generate a low velocity and high mass loss rate wind, in agreement with the observations. In the case of hot stars we show how it is possible to obtain the special conditions for dust growth in a wind collision model of massive binary systems. For this model it is possible to explain both, the high X-rays emissions and dust growth at the post-shock phase. Applying the idea to the $eta$ Carinae binary system, the model allows the determination of the system orbital and the stellar wind parameters. The stellar wind´s dust is then ejected to the interstellar medium. In a semi-empirical calculation we showed the importance of each stellar mass, at each evolutionary phase, on the dust feedback of the ISM. For star formation regions, we investigate the role of Alfvén waves, damped by the dust presence, on the stability of the molecular clouds. In spite of the works found in the literature, we showed that a dwarf molecular cloud, magnetically supported only, is unstable.

As estrelas Herbig Ae/Be (HAeBe) representam os objetos de massa intermediária (2-10 Msol) na pré-sequência principal. Algumas de suas propriedades físicas são pouco compreendidas até o momento. Somente o estudo conjunto das informações fornecidas em diversos comprimentos de onda pode revelar as características do material circunstelar destes objetos. O objetivo deste trabalho de doutorado é analisar sob vários aspectos a estrutura, a composição e a evolução destes ambientes circunstelares. Para realização deste estudo, adotamos a amostra de candidatas a estrelas HAeBe detectadas pelo Pico dos Dias Survey (Vieira et al. 2003). Evitamos as possíveis contaminações desta amostra por estrelas em estágios mais avançados utilizando diagramas de cores, estimativas de extinção e características espectrais. A química da poeira circunstelar foi analisada a partir das propriedades dos espectros ISO disponíveis para nossos objetos. O perfil espectral do silicato em torno de 10 microns revelou características evolutivas do material circunstelar. O status evolutivo dos objetos mais embebidos foi determinado por meio de estimativas da massa de seus envoltórios circunstelares. Este estudo indicou que a maior parte desta sub-amostra se encontra no estágio intermediário entre a Classe 0 (Menv>>M*) e a Classe I (Menv<M*) de estrelas jovens. Detalhes da morfologia do disco de PDS340 foram analisados por imagens no infravermelho-médio, obtidas em bancos de dados. Estas observações impuseram vínculos à extensão e orientação espacial do disco nesta faixa espectral. As observações disponíveis em vários comprimentos de onda revelaram características da estrutura e evolução do material circunstelar associado a estrelas HAeBe. A perspectiva do desenvolvimento de um modelo completo que abranja todas estas informações é descrita na conclusão do trabalho. / Herbig Ae/Be (HAeBe) objects are intermediate mass (2 -10 Msun) stars in the pre-main sequence. Some of their properties remain not well understood to date. Only a full multi-wavelength study is able to reveal a reasonable scenario for their circumstellar material. The purpose of the present work is to study the structure, composition and evolution of these circumstellar environments. To address this issues, the sample of HAeBe candidates detected by the Pico dos Dias Survey (Vieira et al., 2003) was adopted. To avoid the contamination by more evolved stars, we developed an analysis based on two-color diagrams, extinction values and spectral features. The chemistry of the circumstellar dust was studied based on Infrared Space Observatory spectra available to our sample. The silicate feature around 10 micron revealed evolutionary information of the circumstellar material. The evolutionary stage of the more embedded sources was determined by estimates of their envelope masses. This study indicates almost all of this sub-sample to be in the intermediate phase between Class 0 (Menv>>Msun) and Class I (Menv<Msun). Mid-infrared images, retrieved from archive data, introduced morphological constraints to the orientation and extension of the disk associated to PDS340. The available observations for several wavelengths revealed some characteristics of the structure and evolution of the circumstellar material associated to HAeBe stars. The perspective of the development of a complete model, which encompasses all the available data, is described in the conclusion of this work.

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] &#955;12567 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] &#955;12567. 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] &#955;12567 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 (Pa&#946; e Pa&#947;) e na linha do He I &#955;10830 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] &#955;12567 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 &#955;10830, 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] &#955;12567 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] &#955;12567 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] &#955;12567 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 (Pa&#946; and Pa&#947;) and the He I &#955;10830 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] &#955;12567 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 &#955;10830 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.

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