Neste trabalho é apresentado o estudo de aglomerados de estrelas em três ambientes distintos. Os efeitos do ambiente são discutidos do ponto de vista observacional tendo como objetivo principal buscar fenômenos tipicamente associados `as condições dinâmicas, às quais cada aglomerado está submetido. Os ambientes estudados são: i. O bojo da Via Láctea, dominado por fortes interações gravitacionais devido à grande concentração de matéria. Nesse ambiente espera-se que exista um alto grau de evaporação estelar nos aglomerados. O aglomerado NGC 6642 encontra-se diretamente sobre o bojo e é estudado em busca de efeitos previstos para esse ambiente. Encontramos que uma combinação de segregação de massa e forte evaporação estelar levou à inversão da função de massa desse aglomerado, de modo que possui mais estrelas massivas do que menos massivas. ii. A Grande Nuvem de Magalhães, que possui uma lacuna na distribuição de idade de seus aglomerados. Esse fenômeno tem origem possivelmente na interação com sua companheira, a Pequena Nuvem de Magalhães. Durante a interação mais intensa, a formação estelar e consequentemente de aglomerados foi alterada. Diversos aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães tiveram determinações de idade consistentes com a lacuna de idades, porém utilizando magnitudes e cores integradas, um método menos preciso. Neste trabalho buscamos estudar em detalhe a população estelar resolvida destes candidatos à lacuna de idades e de fato classificados como um dos raros integrantes da lacuna. Constatamos, no entanto, que nenhum dos candidatos estudados de fato possui idade consistente com a lacuna de idades. iii. O halo externo da Galáxia. Neste ambiente a interação de maré é menos intensa que no bojo. No entanto a interação com o disco é significativa quando a órbita do aglomerado intersecta o plano do disco. Os aglomerados Palomar 5 e NGC 2298 são exemplos de aglomerados que possuem ´orbitas desse tipo. Palomar 5 possui extensas caudas de maré oriundas da evaporação de estrelas, porém NGC 2298 não possui nenhuma detecção conclusiva.

Realizamos um estudo observacional sobre a cinemática e o histórico de formação estelar das galáxias do par AM2058-381. Os dados utilizados consistem de espectros de fenda longa obtidos com Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) anexado ao telescópio Gemini Sul e cobrem um intervalo espectral de 3300 a 6930 À. Foram extraídos e analisados 69 espectros unidimensionais. A região observada em cada espectro representa uma área de 918 x 785 pc2 para AM2058A e 930 x 795 pc2 para AM2058B. Construímos as curvas de rotação para as galáxias do par através das linhas de emissão mais brilhantes do espectro. A velocidade sistêmica encontrada para AM2058A foi v8=12178 km s-1 e para AM2058B foi v8=12316 km s-1. adotando Ho=75 km s-1Mpc-1, encontramos que a galáxia principal está a uma distância de 162 Mpc e a companheira de 164 Mpc. Determinamos que a galáxia principal está inclinada a um ângulo i=68° e estimamos sua velocidade circular máxima em vc=314 km s-1 através do ajuste de mínimo quadrados não-linear para curva de rotação, assumindo que o gás se move sob um potencial gravitacional logarítmico. Para a galáxia companheira não foi possível realizar o ajuste, pois o campo de velocidades é muito complexo. A velocidade circular máxima desprojetada nos permitiu obter a massa dinâmica para a galáxia AM2058A em MA(r) = 2.1 x 1011M0. A massa da galáxia companheira foi estimada em MB(r)= 4.6x 1010 Mo através de parâmetros fotométricos. A razão entre as massas de LM'l-Aa = 0.21 confirma que o par é uma fusão menor (minor merger). Realizamos um estudo da população estelar para as diferentes orientações da fenda de ambas galáxias. Encontramos que a região central da galáxia principal AM2058A, por onde passam as fendas nas posições P.\ 12' (, PA=350°, é dominada pela população estelar velha com metalicidade solar e subsolar. A síntese de população estelar do disco e braços espirais da galáxia principal apresenta diferentes distribuições de idades pesadas em luz. Na direção do PA=42°, a contribuição dominante é de idade intermediária com a metalicidade maior que solar. Já a população dominante na direção do PA=350° é jovem com metalicidade subsolar. Considerando que PA=350° passa pelo centro das duas galáxias, o excesso de formação estelar recente, observado nesta direção, poderia ser o resultado da passagem da galáxia companheira através da galáxia principal. Além disso, observamos que a população estelar da galáxia companheira também apresenta metalicidade subsolar. A população estelar encontrada através da síntese para as três regiões H11 estudadas neste trabalho tem idade de 5 Manos e metalicidade subsolar. É importante salientar que estas regiões apresentam uma cinemática diferenciada em relação ao disco da galáxia, como se infere das curvas de rotação. A região Hii n° 4 mostra que o último evento de formação estelar da galáxia principal ocorreu há 1 Manos. / We carried out an observational study of the kinematics and star formation history of the galaxy pair AM2058-381. The data used consist of long slit spectra obtained with the Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) attached to the Gemini South Telescope, covering the spectral range from 3300 to 6930 À. 69 onedimensional spectra were extracted and analyzed. The observed region in each spectrum represents an area of 918 x 785 pc2 for AM2058A and 930 x 795 pc2 for AM2058B. We construct the rotation curve for the galaxies using the brightest emission lines in the spectra. The systemic velocity for the galaxies was found to be 14=12178 km s-1 and v3=12316 km s-1 for the main and secondary components. Adopting H0=75 km s-1Mpc-1, we determind that the main galaxy is distant 162 Mpc and the companion 164 Mpc. The inclination of the main galaxy was estimated as i=68°. Assuming that the gas of the main component moves under a logarithmic gravitational potential, the maximum circular velocity was found to be vc=314 km s-1. The deprojected maximum circular velocity provides the dynamical mass for the galaxy AM2058A as MA(r) = 2.1 x 1011M0. The mass of the companion galaxy was estimated from photometric parameters as MB(r)= 4.6 x101° Mo . The mass ratio= 0.21 confirms that the pair is a minor merger. We perfor- ,A med a stellar population study for the different slit orientations in both galaxies. We found that the central region of the main galaxy AM2058A is dominated by an old stellar population with metallicity <Zo. The stellar population synthesis of the disk and spiral arms of the main galaxy shows different age distributions. At the direction PA=42°, the dominant contribution comes from the.intermediate age with metallicity >Zo. The dominant population in the direction PA=350° is young with subsolar metallicity. Since PA=350° passes through the center of both galaxies, the excess of recent star formation observed in this direction may be due to the passage of the companion galaxy through the main galaxy. In addition, the main galaxy (along PA=350°) and the secondary show subsolar metallicity. The stellar population found by the synthesis for all three Hii regions studied in this work is 5 Myear old with subsolar metallicity. It is important to note that these regions show a different kinematics with respect to the galactic disk kinematics, as inferred from rotation curves. The Hii region n° 4 shows that the last event of star formation in the main galaxy occurred about 1 Myears ago.

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

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

Neste trabalho é apresentado o estudo de aglomerados de estrelas em três ambientes distintos. Os efeitos do ambiente são discutidos do ponto de vista observacional tendo como objetivo principal buscar fenômenos tipicamente associados `as condições dinâmicas, às quais cada aglomerado está submetido. Os ambientes estudados são: i. O bojo da Via Láctea, dominado por fortes interações gravitacionais devido à grande concentração de matéria. Nesse ambiente espera-se que exista um alto grau de evaporação estelar nos aglomerados. O aglomerado NGC 6642 encontra-se diretamente sobre o bojo e é estudado em busca de efeitos previstos para esse ambiente. Encontramos que uma combinação de segregação de massa e forte evaporação estelar levou à inversão da função de massa desse aglomerado, de modo que possui mais estrelas massivas do que menos massivas. ii. A Grande Nuvem de Magalhães, que possui uma lacuna na distribuição de idade de seus aglomerados. Esse fenômeno tem origem possivelmente na interação com sua companheira, a Pequena Nuvem de Magalhães. Durante a interação mais intensa, a formação estelar e consequentemente de aglomerados foi alterada. Diversos aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães tiveram determinações de idade consistentes com a lacuna de idades, porém utilizando magnitudes e cores integradas, um método menos preciso. Neste trabalho buscamos estudar em detalhe a população estelar resolvida destes candidatos à lacuna de idades e de fato classificados como um dos raros integrantes da lacuna. Constatamos, no entanto, que nenhum dos candidatos estudados de fato possui idade consistente com a lacuna de idades. iii. O halo externo da Galáxia. Neste ambiente a interação de maré é menos intensa que no bojo. No entanto a interação com o disco é significativa quando a órbita do aglomerado intersecta o plano do disco. Os aglomerados Palomar 5 e NGC 2298 são exemplos de aglomerados que possuem ´orbitas desse tipo. Palomar 5 possui extensas caudas de maré oriundas da evaporação de estrelas, porém NGC 2298 não possui nenhuma detecção conclusiva.

Realizamos um estudo observacional sobre a cinemática e o histórico de formação estelar das galáxias do par AM2058-381. Os dados utilizados consistem de espectros de fenda longa obtidos com Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) anexado ao telescópio Gemini Sul e cobrem um intervalo espectral de 3300 a 6930 À. Foram extraídos e analisados 69 espectros unidimensionais. A região observada em cada espectro representa uma área de 918 x 785 pc2 para AM2058A e 930 x 795 pc2 para AM2058B. Construímos as curvas de rotação para as galáxias do par através das linhas de emissão mais brilhantes do espectro. A velocidade sistêmica encontrada para AM2058A foi v8=12178 km s-1 e para AM2058B foi v8=12316 km s-1. adotando Ho=75 km s-1Mpc-1, encontramos que a galáxia principal está a uma distância de 162 Mpc e a companheira de 164 Mpc. Determinamos que a galáxia principal está inclinada a um ângulo i=68° e estimamos sua velocidade circular máxima em vc=314 km s-1 através do ajuste de mínimo quadrados não-linear para curva de rotação, assumindo que o gás se move sob um potencial gravitacional logarítmico. Para a galáxia companheira não foi possível realizar o ajuste, pois o campo de velocidades é muito complexo. A velocidade circular máxima desprojetada nos permitiu obter a massa dinâmica para a galáxia AM2058A em MA(r) = 2.1 x 1011M0. A massa da galáxia companheira foi estimada em MB(r)= 4.6x 1010 Mo através de parâmetros fotométricos. A razão entre as massas de LM'l-Aa = 0.21 confirma que o par é uma fusão menor (minor merger). Realizamos um estudo da população estelar para as diferentes orientações da fenda de ambas galáxias. Encontramos que a região central da galáxia principal AM2058A, por onde passam as fendas nas posições P.\ 12' (, PA=350°, é dominada pela população estelar velha com metalicidade solar e subsolar. A síntese de população estelar do disco e braços espirais da galáxia principal apresenta diferentes distribuições de idades pesadas em luz. Na direção do PA=42°, a contribuição dominante é de idade intermediária com a metalicidade maior que solar. Já a população dominante na direção do PA=350° é jovem com metalicidade subsolar. Considerando que PA=350° passa pelo centro das duas galáxias, o excesso de formação estelar recente, observado nesta direção, poderia ser o resultado da passagem da galáxia companheira através da galáxia principal. Além disso, observamos que a população estelar da galáxia companheira também apresenta metalicidade subsolar. A população estelar encontrada através da síntese para as três regiões H11 estudadas neste trabalho tem idade de 5 Manos e metalicidade subsolar. É importante salientar que estas regiões apresentam uma cinemática diferenciada em relação ao disco da galáxia, como se infere das curvas de rotação. A região Hii n° 4 mostra que o último evento de formação estelar da galáxia principal ocorreu há 1 Manos. / We carried out an observational study of the kinematics and star formation history of the galaxy pair AM2058-381. The data used consist of long slit spectra obtained with the Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) attached to the Gemini South Telescope, covering the spectral range from 3300 to 6930 À. 69 onedimensional spectra were extracted and analyzed. The observed region in each spectrum represents an area of 918 x 785 pc2 for AM2058A and 930 x 795 pc2 for AM2058B. We construct the rotation curve for the galaxies using the brightest emission lines in the spectra. The systemic velocity for the galaxies was found to be 14=12178 km s-1 and v3=12316 km s-1 for the main and secondary components. Adopting H0=75 km s-1Mpc-1, we determind that the main galaxy is distant 162 Mpc and the companion 164 Mpc. The inclination of the main galaxy was estimated as i=68°. Assuming that the gas of the main component moves under a logarithmic gravitational potential, the maximum circular velocity was found to be vc=314 km s-1. The deprojected maximum circular velocity provides the dynamical mass for the galaxy AM2058A as MA(r) = 2.1 x 1011M0. The mass of the companion galaxy was estimated from photometric parameters as MB(r)= 4.6 x101° Mo . The mass ratio= 0.21 confirms that the pair is a minor merger. We perfor- ,A med a stellar population study for the different slit orientations in both galaxies. We found that the central region of the main galaxy AM2058A is dominated by an old stellar population with metallicity <Zo. The stellar population synthesis of the disk and spiral arms of the main galaxy shows different age distributions. At the direction PA=42°, the dominant contribution comes from the.intermediate age with metallicity >Zo. The dominant population in the direction PA=350° is young with subsolar metallicity. Since PA=350° passes through the center of both galaxies, the excess of recent star formation observed in this direction may be due to the passage of the companion galaxy through the main galaxy. In addition, the main galaxy (along PA=350°) and the secondary show subsolar metallicity. The stellar population found by the synthesis for all three Hii regions studied in this work is 5 Myear old with subsolar metallicity. It is important to note that these regions show a different kinematics with respect to the galactic disk kinematics, as inferred from rotation curves. The Hii region n° 4 shows that the last event of star formation in the main galaxy occurred about 1 Myears ago.

Neste trabalho é apresentado o estudo de aglomerados de estrelas em três ambientes distintos. Os efeitos do ambiente são discutidos do ponto de vista observacional tendo como objetivo principal buscar fenômenos tipicamente associados `as condições dinâmicas, às quais cada aglomerado está submetido. Os ambientes estudados são: i. O bojo da Via Láctea, dominado por fortes interações gravitacionais devido à grande concentração de matéria. Nesse ambiente espera-se que exista um alto grau de evaporação estelar nos aglomerados. O aglomerado NGC 6642 encontra-se diretamente sobre o bojo e é estudado em busca de efeitos previstos para esse ambiente. Encontramos que uma combinação de segregação de massa e forte evaporação estelar levou à inversão da função de massa desse aglomerado, de modo que possui mais estrelas massivas do que menos massivas. ii. A Grande Nuvem de Magalhães, que possui uma lacuna na distribuição de idade de seus aglomerados. Esse fenômeno tem origem possivelmente na interação com sua companheira, a Pequena Nuvem de Magalhães. Durante a interação mais intensa, a formação estelar e consequentemente de aglomerados foi alterada. Diversos aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães tiveram determinações de idade consistentes com a lacuna de idades, porém utilizando magnitudes e cores integradas, um método menos preciso. Neste trabalho buscamos estudar em detalhe a população estelar resolvida destes candidatos à lacuna de idades e de fato classificados como um dos raros integrantes da lacuna. Constatamos, no entanto, que nenhum dos candidatos estudados de fato possui idade consistente com a lacuna de idades. iii. O halo externo da Galáxia. Neste ambiente a interação de maré é menos intensa que no bojo. No entanto a interação com o disco é significativa quando a órbita do aglomerado intersecta o plano do disco. Os aglomerados Palomar 5 e NGC 2298 são exemplos de aglomerados que possuem ´orbitas desse tipo. Palomar 5 possui extensas caudas de maré oriundas da evaporação de estrelas, porém NGC 2298 não possui nenhuma detecção conclusiva.

Realizamos um estudo observacional sobre a cinemática e o histórico de formação estelar das galáxias do par AM2058-381. Os dados utilizados consistem de espectros de fenda longa obtidos com Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) anexado ao telescópio Gemini Sul e cobrem um intervalo espectral de 3300 a 6930 À. Foram extraídos e analisados 69 espectros unidimensionais. A região observada em cada espectro representa uma área de 918 x 785 pc2 para AM2058A e 930 x 795 pc2 para AM2058B. Construímos as curvas de rotação para as galáxias do par através das linhas de emissão mais brilhantes do espectro. A velocidade sistêmica encontrada para AM2058A foi v8=12178 km s-1 e para AM2058B foi v8=12316 km s-1. adotando Ho=75 km s-1Mpc-1, encontramos que a galáxia principal está a uma distância de 162 Mpc e a companheira de 164 Mpc. Determinamos que a galáxia principal está inclinada a um ângulo i=68° e estimamos sua velocidade circular máxima em vc=314 km s-1 através do ajuste de mínimo quadrados não-linear para curva de rotação, assumindo que o gás se move sob um potencial gravitacional logarítmico. Para a galáxia companheira não foi possível realizar o ajuste, pois o campo de velocidades é muito complexo. A velocidade circular máxima desprojetada nos permitiu obter a massa dinâmica para a galáxia AM2058A em MA(r) = 2.1 x 1011M0. A massa da galáxia companheira foi estimada em MB(r)= 4.6x 1010 Mo através de parâmetros fotométricos. A razão entre as massas de LM'l-Aa = 0.21 confirma que o par é uma fusão menor (minor merger). Realizamos um estudo da população estelar para as diferentes orientações da fenda de ambas galáxias. Encontramos que a região central da galáxia principal AM2058A, por onde passam as fendas nas posições P.\ 12' (, PA=350°, é dominada pela população estelar velha com metalicidade solar e subsolar. A síntese de população estelar do disco e braços espirais da galáxia principal apresenta diferentes distribuições de idades pesadas em luz. Na direção do PA=42°, a contribuição dominante é de idade intermediária com a metalicidade maior que solar. Já a população dominante na direção do PA=350° é jovem com metalicidade subsolar. Considerando que PA=350° passa pelo centro das duas galáxias, o excesso de formação estelar recente, observado nesta direção, poderia ser o resultado da passagem da galáxia companheira através da galáxia principal. Além disso, observamos que a população estelar da galáxia companheira também apresenta metalicidade subsolar. A população estelar encontrada através da síntese para as três regiões H11 estudadas neste trabalho tem idade de 5 Manos e metalicidade subsolar. É importante salientar que estas regiões apresentam uma cinemática diferenciada em relação ao disco da galáxia, como se infere das curvas de rotação. A região Hii n° 4 mostra que o último evento de formação estelar da galáxia principal ocorreu há 1 Manos. / We carried out an observational study of the kinematics and star formation history of the galaxy pair AM2058-381. The data used consist of long slit spectra obtained with the Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) attached to the Gemini South Telescope, covering the spectral range from 3300 to 6930 À. 69 onedimensional spectra were extracted and analyzed. The observed region in each spectrum represents an area of 918 x 785 pc2 for AM2058A and 930 x 795 pc2 for AM2058B. We construct the rotation curve for the galaxies using the brightest emission lines in the spectra. The systemic velocity for the galaxies was found to be 14=12178 km s-1 and v3=12316 km s-1 for the main and secondary components. Adopting H0=75 km s-1Mpc-1, we determind that the main galaxy is distant 162 Mpc and the companion 164 Mpc. The inclination of the main galaxy was estimated as i=68°. Assuming that the gas of the main component moves under a logarithmic gravitational potential, the maximum circular velocity was found to be vc=314 km s-1. The deprojected maximum circular velocity provides the dynamical mass for the galaxy AM2058A as MA(r) = 2.1 x 1011M0. The mass of the companion galaxy was estimated from photometric parameters as MB(r)= 4.6 x101° Mo . The mass ratio= 0.21 confirms that the pair is a minor merger. We perfor- ,A med a stellar population study for the different slit orientations in both galaxies. We found that the central region of the main galaxy AM2058A is dominated by an old stellar population with metallicity <Zo. The stellar population synthesis of the disk and spiral arms of the main galaxy shows different age distributions. At the direction PA=42°, the dominant contribution comes from the.intermediate age with metallicity >Zo. The dominant population in the direction PA=350° is young with subsolar metallicity. Since PA=350° passes through the center of both galaxies, the excess of recent star formation observed in this direction may be due to the passage of the companion galaxy through the main galaxy. In addition, the main galaxy (along PA=350°) and the secondary show subsolar metallicity. The stellar population found by the synthesis for all three Hii regions studied in this work is 5 Myear old with subsolar metallicity. It is important to note that these regions show a different kinematics with respect to the galactic disk kinematics, as inferred from rotation curves. The Hii region n° 4 shows that the last event of star formation in the main galaxy occurred about 1 Myears ago.

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

Fotometria integrada de 91 aglomerados globulares galáticos foi feita com os filtros B e V do sistema UBV e 41, 42, 45 e 48 do sistema DDO. Foi desenvolvido um método para determinação de E (B-V). / Integrated photometry of 91 galactic globular clusters was carried out with filters B and V the UBV system and 41, 42, 45 and 48 of the DDO System. A method to determine E(B-V) was developed.