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

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

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

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

Uma previsão fundamental do cenário L cold dark matter (LCDM) na formação de estruturas é que os halos galácticos de DM do tamanho da Via Láctea (MW) crescem pela acreção de subsistemas menores. Neste contexto, simulações deNcorpos prevêem um número de sub-halos de matéria escura, cujo tamanho e massa são comparáveis às galáxias anãs, que é muito maior do que as galáxias satélites conhecidas. Este é o que se convencionu chamar de problema das satélites faltantes (MSP). A interpretação mais popular do MSP é que os sub-halos de matéria escura menores são extremamente ineficientes na formação de estrelas, o que torna mais difícil detectá-los. Com a chegada dos grandes levantamentos fotométricos, nos últimos anos, a descoberta de uma nova população de galáxias satélites que orbitam a MW fornece evidências empíricas para acreditar que realmente existem várias galáxias pouco luminosas não detectadas ou que simplesmente habitam regiões no céu que ainda não foram observadas. Neste trabalho implementamos um algoritmo estatístico eficiente para detectar subestruturas ultra fracas da MW. O código, chamado SPARSEX, foi testado e otimizado usando um conjunto de objetos estelares previamente identificados nos dados do Sloan Digital Sky Survey (SDSS), conseguindo recuperar todos os objetos com sucesso. Além disso, a aplicação do algoritmo aos dados dos dois primeiro anos do Dark Energy Survey (DES) deu como resultado centenas de candidatos a sistemas estelares. Dezessete sistemas estelares detectados em comum com outras técnicas de busca por subestruturas, implementadas dentro do grupo de colaboração do DES, foram publicados em três artigos em 2015. Um dos candidatos publicados é o aglomerado estelar DES 1. DES1 foi detectado pelo código SPARSEX com uma alta significância estatística e aparece nas imagens do DES como uma concentração compacta de fontes pontuais azuis. O sistema estelar é consistente com uma população velha e pobre em metal. Assumindo dois diferentes perfis de densidade, os quais permitem estimar a probabilidade de que cada estrela realmente pertença ao sistema, determinamos uma distância heliocêntrica e uma magnitude absoluta total num intervalo de 77.6—87.1 kpc e 3.00 . MV . 2.21, respectivamente. O raio à meia-luz desse objeto, rh 9.88 pc, e a luminosidade são consistentes com um aglomerado estelar de baixa luminosidade do halo externo. DES1 também é x alongado (e 0.6), o que faz supor que este objeto está em estágio avançado de dissolução. Mais tarde, através de uma cuidadosa reanálise de nossos resultados, dois novos candidatos foram detectados, DES J01111341 e DES J0225+0304. Os candidatos estão localizados a uma distância heliocêntrica de 25 kpc e parecem também estar dominados por populações estelares velhas e pobres em metais. Suas distâncias ao plano orbital da galáxia anã de Sagitário, 1.73 kpc (DES J01111341) e 0.50 kpc (DES J0225+0304), indicam que eles estão possivelmente associados com a corrente da anã de Sagitário. O raio à meia-luz (rh ' 4.55 pc) e a luminosidade (MV ' +0.3) de DES J01111341 são consistentes com um aglomerado estelar ultra fraco, enquanto o raio à meia-luz (rh ' 18.55 pc) e a luminosidade (MV ' 1.1) de DES J0225+0304 colocam este objeto em uma região ambígua do plano tamanho-luminosidade entre aglomerados estelares e galáxias anãs. Determinações dos parâmetros característicos da corrente de Sagitário, tais como o espalhamento de metalicidade (2.18 . [Fe/H] . 0.95) e o gradiente de distância (23 kpc . D . 29 kpc), dentro da área amostrada do DES no hemisfério sul, também indicam uma possível associação com estes sistemas. Se esses objetos forem confirmados através de follow-up espectroscópico como sistemas ligados gravitacionalmente e compartilharem uma trajetoria Galáctica com a corrente de Sagitário, DES J01111341 e DES J0225+0304 seriam os primeiros sistemas estelares ultra fracos associados com tal corrente. Recentemente, nós reportamos a descoberta de um novo aglomerado estelar, DES 3. O novo sistema foi detectado como uma sobredensidade estelar nos dados do primeiro ano do DES e confirmado com follow-up fotométrico obtido com o Southerm Astrophysical Research (SOAR) Telecope. Nós determinamos que DES 3 está localizado a uma distância heliocêntrica de 76 kpc e é dominado por uma população velha (' 9.8Ganos) e pobre em metal ([Fe/H] ' 1.88). Embora os valores de idade e metalicidade de DES 3 são semelhantes aos aglomerados globulares, o seu raio à meia-luz (rh 6.5 pc) e a luminosidade (MV 1.9) são mais indicativos de um aglomerados estelar fraco. Com base no tamanho angular aparente, o DES 3, com um valor de rh 0.03, está entre os menores aglomerados estelares fracos conhecidos até à data. Estas novas detecções indicam que o censo de satélites da MW é ainda incompleto. A identificação e estudo de novos satélites em futuros surveys, como por exemplo o Large Synoptic Survey Telescope (LSST) será crucial para a nossa compreensão das subestruturas existentes no halo Galáctico e a evolução da Galáxia como um todo. / A fundamental prediction of the L cold dark matter (LCDM) scenario of structure formation is that galactic DM haloes of the size of the Milky Way (MW) grow by the accretion of smaller sub-systems. In this context, Nbody simulations predict a number of dark matter subhalos, with size and mass comparable to dwarf galaxies, but which is much larger than currently known satellite galaxies. This is what is conventionally called the missing satellites problem (MSP). The most popular interpretation of the MSP is that the smaller dark matter subhalos are extremely inefficient in star formation, making it more difficult to detect them. With the arrival of large photometric surveys, in recent years, the discovery of a new population of satellite galaxies orbiting the MW provides empirical evidence to believe that there are actually several low luminosity galaxies that were not yet detected or that simply inhabit regions in the sky that have not yet been observed. In this work we present an efficient statistical algorithm to detect ultra-faint MW substructures. The code, called SPARSEX, was tested and optimized using a set of stellar objects previously identified in the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) data. It has detected successfully all known objects. In addition, the algorithm was applied on the first two years of Dark Energy Survey (DES) data, resulting in hundreds of stellar system candidates. Seventeen stellar systems detected in common with other substructure search techniques implemented within the DES collaboration were published in three papers in 2015. In particular, one published candidate is a star cluster, DES 1. DES 1 was detected by the SPARSEX code with high statistical significance and appears in DES images as a compact concentration of blue point sources. The stellar system is consistent with being dominated by an old and metal-poor population. Assuming two different density profiles, based on which we may evaluate a membership probability for each star, we determined a heliocentric distance and total absolute magnitude in the ranges of 77.6—87.1 kpc and 3.00 . MV . 2.21, respectively. The half-light radius of this object, rh 9.88 pc, and luminosity are consistent with a low-mass halo star cluster. DES1 is also elongated (e 0.6), which suggests that this object is in advanced stage of dissolution. Later, through a careful reanalysis of our results, two new candidates were detected, DES J01111341 e DES J0225+0304. The candidates are located at a heliocentric xii distance of 25 kpc and appear to have old and metal-poor populations as well. Their distances to the Sagittarius dwarf orbital plane, 1.73 kpc (DES J01111341) and 0.50 kpc (DES J0225+0304), indicate that they are possibly associated with the Sagittarius dwarf stream. The half-light radius (rh ' 4.55 pc) and luminosity (MV ' +0.3) of DES J01111341 are consistent with it being an ultra-faint star cluster, while the half-light radius (rh ' 18.55 pc) and luminosity (MV ' 1.1) of DES J0225+0304 place it in an ambiguous region of size-luminosity space between star clusters and dwarf galaxies. Determinations of the characteristic parameters of the Sagittarius stream, such as its metallicity spread (2.18 . [Fe/H] . 0.95) and distance gradient (23 kpc . D . 29 kpc), within the DES footprint in the Southern hemisphere, also indicate a possible association with these systems. If theses objects are confirmed through spectroscopic follow-up to be gravitationally bound systems and to share a Galactic trajectory with the Sagittarius stream, DES J01111341 and DES J0225+0304 would be the first ultra-faint stellar systems associated with the Sagittarius stream. Recently, we reported the discovery of a new star cluster, DES 3. The new system was detected as a stellar overdensity in first-year DES data, and confirmed with deeper photometry from the Southern Astrophysical Research (SOAR) telescope. We determine that DES 3 is located at a heliocentric distance of 76 kpc and it is dominated by an old (' 9.8 Gyr) and metal-poor ([Fe/H] ' 1.88) population. While the age and metallicity values of DES 3 are similar to globular clusters, its half-light radius (rh 6.5 pc) and luminosity (MV 1.9) are more indicative of faint star clusters. Based on the apparent angular size, DES 3, with a value of rh 0.03, is among the smallest faint star clusters known to date. These new detections indicate that the MW satellites census is still incomplete. The identification and study of new satellites in future surveys, such as the Large Synoptic Survey Telescope (LSST), will be crucial to our understanding of substructures in the Galactic halo and the evolution of the Galaxy as a whole.

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.

Estudamos, através de fotometria superficial CCD em B, V, R e I, quatro galáxias espirais, classificadas como barradas, com tipos morfológicos entre Sa e Se: NGC 6835, NGC 5757, IC 1091 e NGC 7412. Para cada galáxia, obtivemos mapas de isofotas e, através do ajuste de elipses às isofotas, determinamos parâmetros como inclinação, orientação no céu e diâmetros. Pelo ajuste de curvas padrões de crescimento às magnitudes integradas, obtivemos magnitudes totais em B e V. Traçamos diferentes tipos de perfis de brilho, tais como perfis de luminosidade ao longo dos eixos maior e menor das galáxias e/ou das barras, perfis de luminosidade promediados elipticamente e perfis azimutais. Os perfis nas direções das barras mostraram que o brilho superficial ao longo dessas componentes decresce de maneira uniforme, com um gradiente quase exponencial, e que é mais íngreme em I do que em B. Decompusemos os perfis de luminosidade médios em componentes bojo e disco, ajustando leis de De Vaucouleurs e exponencial. Os perfis azimutais foram estudados com análise de Fourier para determinar as componentes dominantes na região da barra. Traçamos perfis em várias cores ao longo dos eixos principais das galáxias e constatamos que três delas têm núcleo azul, sugerindo ser esse um fenômeno comum em galáxias barradas. Comparamos as cores nucleares com modelos de síntese de população estelar, o que mostrou que aconteceram eventos de formação estelar nesses núcleos nos últimos 108 anos. / We obtained CCD surface photometry in the B, V, R, I wavebands, for four barred spiral galaxies with morphological types ranging from Sa to Se: NGC 6835, NGC 5757, IC 1091, and NGC 7412. For each galaxy we obtained isophote maps, inclination, orientatión, and diameters. We determined B and V total magnitudes by fitting standard growth curves to integrated magnitudes. We determined different kinds of luminosity profiles, · such as luminosity profiles along the major and minor axis of the galaxies and/or the bars, elliptically averaged luminosity profiles and azimuthal profiles. The profiles along the major axis of the bars showed that the surface brightness along these components decreases smoothly; the gradient is almost exponential and steeper in I than in B. We decomposed the mean luminosity profiles in contributions from bulge and disc, using as fitting functions de Vaucouleurs' law and an exponentiallaw. The azimuthal profiles were studied by Fourier transformations to determine the main components in the bar region. Color profiles along the principal axis of the galaxies revealed that three of them have blue nucleus, suggesting · this is a common phenomenon among barred galaxies. A comparison of the nuclear colors with models of stellar population synthesis showed that bursts of star formation occurred in these nuclei during the last 108 years.

Apresentamos a fotometria de 6 campos estelares profundos distribuídos na Grande Nuvem de Magalhães obtidos com a Wide Field and Planetary Camera 2/Hubble Space Telescope em duas bandas fotométricas: F814W (~I) e F555W (~V). Foram selecionadas ao todo 15997 estrelas pela nossa amostra, que somadas às estrelas da amostra de Castro et aI. 2001 [9] contabilizaram 22239 estrelas, dentro de limites de magnitude típicos que estão no intervalo 18.5<-V <-26. Investigamos o comportamento do erro fotométrico através da tarefa PHOT/IRAF, bem como via medidas independentes de magnitude de um mesmo objeto obtidas com diferentes exposições. Implementamos um método de correção para a completeza fotométrica como função da posição no diagrama cor-magnitude, isto é, com função tanto da magnitude como da cor e analisamos a sensibilidade das funções de luminosidade obtidas para diferentes métodos de correção. Foram obtidos os diagramas cor-magnitude, com os quais ajustamos isócronas de Pádova com idades T ;S 16 Gano e metalicidades 0.001 < Z < 0.004 ou -1.3 < [Fe/H] < -0.7. A população mais velha (r~12 Gano) pode ser encontrada através do ponto de turn-off em V~22. Estrelas de idade intermediária (r~1 - 8 Gano) podem ser localizadas pela presença de um clump. Os campos próximos aos aglomerados jovens NGC1805 e NGC1818 são os campos mais populosos, apresentando estrelas com r~1 Gano. Construímos funções de luminosidade para 18.5<-V <-25, utilizando os dados das duas amostras; não foram encontradas diferenças significativas entre os campos Desenvolvemos um método para geração de diagramas cor-magnitude (CMDs) artificiais a partir de um modelo de histórico de formação estelar. Este método incorpora os efeitos de erros fotométricos, binarismo não resolvido, avermelhamento e permite o uso de formas variadas de função de massa inicial e do próprio histórico. Implementamos o Método dos Modelos Parciais para modelamento de CMDs, incluindo experimentos controlados para a comprovação da validade deste método na busca de vínculos ao histórico de formação estelar da Grande Nuvem de Magalhães em dife!entes regiões. Recuperamos SFHs confiáveis para cada um dos 6 campos da LMC. Observamos variações na formação estelar de um campo para outro. Em todos os campos encontramos uma lacuna na formação estelar com 7 rv 700 Mano. Os dois campos próximos à barra (NGC1805 e NGC1818) apresentam alguns pequenos surtos, tendo formado em sua maioria, estrelas velhas ou relativamente jovens. Já os campos próximos a NGC1831 e NGC1868 apresentam formação estelar que se aproxima de um histórico de formação estelar uniforme, com alguns pequenos surtos. Os campos NGC2209 e Hodge 11 apresentam três períodos de formação estelar muitos semelhantes.

Uma previsão fundamental do cenário L cold dark matter (LCDM) na formação de estruturas é que os halos galácticos de DM do tamanho da Via Láctea (MW) crescem pela acreção de subsistemas menores. Neste contexto, simulações deNcorpos prevêem um número de sub-halos de matéria escura, cujo tamanho e massa são comparáveis às galáxias anãs, que é muito maior do que as galáxias satélites conhecidas. Este é o que se convencionu chamar de problema das satélites faltantes (MSP). A interpretação mais popular do MSP é que os sub-halos de matéria escura menores são extremamente ineficientes na formação de estrelas, o que torna mais difícil detectá-los. Com a chegada dos grandes levantamentos fotométricos, nos últimos anos, a descoberta de uma nova população de galáxias satélites que orbitam a MW fornece evidências empíricas para acreditar que realmente existem várias galáxias pouco luminosas não detectadas ou que simplesmente habitam regiões no céu que ainda não foram observadas. Neste trabalho implementamos um algoritmo estatístico eficiente para detectar subestruturas ultra fracas da MW. O código, chamado SPARSEX, foi testado e otimizado usando um conjunto de objetos estelares previamente identificados nos dados do Sloan Digital Sky Survey (SDSS), conseguindo recuperar todos os objetos com sucesso. Além disso, a aplicação do algoritmo aos dados dos dois primeiro anos do Dark Energy Survey (DES) deu como resultado centenas de candidatos a sistemas estelares. Dezessete sistemas estelares detectados em comum com outras técnicas de busca por subestruturas, implementadas dentro do grupo de colaboração do DES, foram publicados em três artigos em 2015. Um dos candidatos publicados é o aglomerado estelar DES 1. DES1 foi detectado pelo código SPARSEX com uma alta significância estatística e aparece nas imagens do DES como uma concentração compacta de fontes pontuais azuis. O sistema estelar é consistente com uma população velha e pobre em metal. Assumindo dois diferentes perfis de densidade, os quais permitem estimar a probabilidade de que cada estrela realmente pertença ao sistema, determinamos uma distância heliocêntrica e uma magnitude absoluta total num intervalo de 77.6—87.1 kpc e 3.00 . MV . 2.21, respectivamente. O raio à meia-luz desse objeto, rh 9.88 pc, e a luminosidade são consistentes com um aglomerado estelar de baixa luminosidade do halo externo. DES1 também é x alongado (e 0.6), o que faz supor que este objeto está em estágio avançado de dissolução. Mais tarde, através de uma cuidadosa reanálise de nossos resultados, dois novos candidatos foram detectados, DES J01111341 e DES J0225+0304. Os candidatos estão localizados a uma distância heliocêntrica de 25 kpc e parecem também estar dominados por populações estelares velhas e pobres em metais. Suas distâncias ao plano orbital da galáxia anã de Sagitário, 1.73 kpc (DES J01111341) e 0.50 kpc (DES J0225+0304), indicam que eles estão possivelmente associados com a corrente da anã de Sagitário. O raio à meia-luz (rh ' 4.55 pc) e a luminosidade (MV ' +0.3) de DES J01111341 são consistentes com um aglomerado estelar ultra fraco, enquanto o raio à meia-luz (rh ' 18.55 pc) e a luminosidade (MV ' 1.1) de DES J0225+0304 colocam este objeto em uma região ambígua do plano tamanho-luminosidade entre aglomerados estelares e galáxias anãs. Determinações dos parâmetros característicos da corrente de Sagitário, tais como o espalhamento de metalicidade (2.18 . [Fe/H] . 0.95) e o gradiente de distância (23 kpc . D . 29 kpc), dentro da área amostrada do DES no hemisfério sul, também indicam uma possível associação com estes sistemas. Se esses objetos forem confirmados através de follow-up espectroscópico como sistemas ligados gravitacionalmente e compartilharem uma trajetoria Galáctica com a corrente de Sagitário, DES J01111341 e DES J0225+0304 seriam os primeiros sistemas estelares ultra fracos associados com tal corrente. Recentemente, nós reportamos a descoberta de um novo aglomerado estelar, DES 3. O novo sistema foi detectado como uma sobredensidade estelar nos dados do primeiro ano do DES e confirmado com follow-up fotométrico obtido com o Southerm Astrophysical Research (SOAR) Telecope. Nós determinamos que DES 3 está localizado a uma distância heliocêntrica de 76 kpc e é dominado por uma população velha (' 9.8Ganos) e pobre em metal ([Fe/H] ' 1.88). Embora os valores de idade e metalicidade de DES 3 são semelhantes aos aglomerados globulares, o seu raio à meia-luz (rh 6.5 pc) e a luminosidade (MV 1.9) são mais indicativos de um aglomerados estelar fraco. Com base no tamanho angular aparente, o DES 3, com um valor de rh 0.03, está entre os menores aglomerados estelares fracos conhecidos até à data. Estas novas detecções indicam que o censo de satélites da MW é ainda incompleto. A identificação e estudo de novos satélites em futuros surveys, como por exemplo o Large Synoptic Survey Telescope (LSST) será crucial para a nossa compreensão das subestruturas existentes no halo Galáctico e a evolução da Galáxia como um todo. / A fundamental prediction of the L cold dark matter (LCDM) scenario of structure formation is that galactic DM haloes of the size of the Milky Way (MW) grow by the accretion of smaller sub-systems. In this context, Nbody simulations predict a number of dark matter subhalos, with size and mass comparable to dwarf galaxies, but which is much larger than currently known satellite galaxies. This is what is conventionally called the missing satellites problem (MSP). The most popular interpretation of the MSP is that the smaller dark matter subhalos are extremely inefficient in star formation, making it more difficult to detect them. With the arrival of large photometric surveys, in recent years, the discovery of a new population of satellite galaxies orbiting the MW provides empirical evidence to believe that there are actually several low luminosity galaxies that were not yet detected or that simply inhabit regions in the sky that have not yet been observed. In this work we present an efficient statistical algorithm to detect ultra-faint MW substructures. The code, called SPARSEX, was tested and optimized using a set of stellar objects previously identified in the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) data. It has detected successfully all known objects. In addition, the algorithm was applied on the first two years of Dark Energy Survey (DES) data, resulting in hundreds of stellar system candidates. Seventeen stellar systems detected in common with other substructure search techniques implemented within the DES collaboration were published in three papers in 2015. In particular, one published candidate is a star cluster, DES 1. DES 1 was detected by the SPARSEX code with high statistical significance and appears in DES images as a compact concentration of blue point sources. The stellar system is consistent with being dominated by an old and metal-poor population. Assuming two different density profiles, based on which we may evaluate a membership probability for each star, we determined a heliocentric distance and total absolute magnitude in the ranges of 77.6—87.1 kpc and 3.00 . MV . 2.21, respectively. The half-light radius of this object, rh 9.88 pc, and luminosity are consistent with a low-mass halo star cluster. DES1 is also elongated (e 0.6), which suggests that this object is in advanced stage of dissolution. Later, through a careful reanalysis of our results, two new candidates were detected, DES J01111341 e DES J0225+0304. The candidates are located at a heliocentric xii distance of 25 kpc and appear to have old and metal-poor populations as well. Their distances to the Sagittarius dwarf orbital plane, 1.73 kpc (DES J01111341) and 0.50 kpc (DES J0225+0304), indicate that they are possibly associated with the Sagittarius dwarf stream. The half-light radius (rh ' 4.55 pc) and luminosity (MV ' +0.3) of DES J01111341 are consistent with it being an ultra-faint star cluster, while the half-light radius (rh ' 18.55 pc) and luminosity (MV ' 1.1) of DES J0225+0304 place it in an ambiguous region of size-luminosity space between star clusters and dwarf galaxies. Determinations of the characteristic parameters of the Sagittarius stream, such as its metallicity spread (2.18 . [Fe/H] . 0.95) and distance gradient (23 kpc . D . 29 kpc), within the DES footprint in the Southern hemisphere, also indicate a possible association with these systems. If theses objects are confirmed through spectroscopic follow-up to be gravitationally bound systems and to share a Galactic trajectory with the Sagittarius stream, DES J01111341 and DES J0225+0304 would be the first ultra-faint stellar systems associated with the Sagittarius stream. Recently, we reported the discovery of a new star cluster, DES 3. The new system was detected as a stellar overdensity in first-year DES data, and confirmed with deeper photometry from the Southern Astrophysical Research (SOAR) telescope. We determine that DES 3 is located at a heliocentric distance of 76 kpc and it is dominated by an old (' 9.8 Gyr) and metal-poor ([Fe/H] ' 1.88) population. While the age and metallicity values of DES 3 are similar to globular clusters, its half-light radius (rh 6.5 pc) and luminosity (MV 1.9) are more indicative of faint star clusters. Based on the apparent angular size, DES 3, with a value of rh 0.03, is among the smallest faint star clusters known to date. These new detections indicate that the MW satellites census is still incomplete. The identification and study of new satellites in future surveys, such as the Large Synoptic Survey Telescope (LSST), will be crucial to our understanding of substructures in the Galactic halo and the evolution of the Galaxy as a whole.

No presente trabalho investigamos a natureza de 98 sobredensidades estelares do catálogo de Froebrich, Scholz, e Raftery (FSR) projetados ria direção do andcentro da Galáxia, no setor 160° < Q < 200°. Esse catálogo contém 1021 candidatos a aglomerado estelar com I bl < 20° e todas as longitudes Galácticas. Nosso principal propósito é determinar a natureza desses candidatos a aglomerados estelares derivando os parâmetros (idade, avermelhamento, distância, raio de core e raio do aglomerado) para os objetos confirmados como aglomerados atualizando o censo dos aglomerados abertos (0Cs - open clusters) nessa direção. Os parâmetros são derivados por meio da fotometria JHKs do 2MASS usando um algoritmo de descontaminação por estrelas de campo, filtros cor-magnitude e perfis de densidade radial. O algoritmo de descontaminação é usado para revelar a morfologia intrínseca do CMD do aglomerado, e o filtro cor-magnitude para isolar estrelas com grande probabilidade de pertencerem ao aglomerado. As 98 sobredensidades estão separadas em duas amostras. Na primeira, analisamos 50 sobredensidades e confirmamos 16 como aglomerados, 7 deles são aglomerados previamente estudados. Na segunda amostra, investigamos a natureza de 48 sobredensidades, 18 são novos aglomerados e 6 são aglomerados previamente estudados. Além disso, descobrimos 7 novos aglomerados na associação Aur OB2, 6 deles formando urna associação de aglomerados junto com BPI 14, FSR 777, Kronberger 1, e Stock 8 na nebulosa IC 417, e um imerso na nebulosa Sh2-229. Derivamos os parâmetros fundamentais de todos os aglomerados na associação. Baseados na distância derivada para esses aglomerados, sugerimos que Aur OB2 está localizada rio braço de Perseus, a uma distância de 2.7 kpc do Sol. Adicionalmente, investigamos a natureza de 14 aglomerados imersos (ECs - embedded clusters) em um grupo de quatro regiões H II (Sh2-235, Sh2-233, Sh2-232, e Sh2-231) na nuvem molecular gigante G174 + 2.5. Projetados-na direção do anticentro esses objetos são, possivelmente, exemplo de cenário de collect and collapse desenvolvendo formação estelar sequencial. Os CMDs desses aglomerados jovens são caracterizados por uma sequência principal (MS - main sequence) pouco populosa e um número significativo de estrelas de pré-sequência principal (PMS - pre-main sequence), afetadas por avermelhamento diferenCial. Derivamos os parâmetros para os ECs e investigamos a relação entre eles. Neste contexto, derivamos os parâmetros fundamentais de todos os ECs, mas os parâmetros estruturais foram derivados apenas para 3 deles. Descobrimos 2 novos aglomerados nesta região (CBB 1 e CBB 2) Ao todo, analisamos 121 objetos, derivando os parâmetros fundamentais de 53 e os parâmetros estruturais de 27 aglomerados. Além disso, descobrimos 9 novos aglomerados estelares (CBB 1 a CBB 9). O presente resultado representa um aumento significativo no número de aglomerados na direção do anti-centro, especialmente aglomerados jovens. Construímos diagramas que relacionam cores, magnitudes e idades para diferentes metalicidades e analisamos os efeitos da metalicidade na evolução dos aglomerados. Aparentemente, os aglomerados de maior metalicidade evoluem mais rapidamente do que os de menor metalicidade. Usando. os diagramas construídos derivamos idades de OCs da Galáxia. Para finalizar, analisamos a distribuição de idades dos aglomerados do anticentro Galáctico. Baseando-se nessa distribuição deduzimos que ti 80% dos aglomerados dessa região são dissolvidos em menos de 1 Gyr, e estimamos uma idade média de 570 Myr para, esses objetos. Além disso, estimamos uma escala de tempo entre 2 e 5 Myr para a fase de ECs dos aglomerados ria direção do anti-centro. / In the present work we investigate the nature of 98 stellar overdensities from the catalogue of Froebrich, Scholz, and Raftery (FSR) projected towards the Galactic anticentre, in the sector 160° < < 200°. .The catalogue contains 1021 star cluster candidates with Ibi < 20° and all Galactic longitudes. Our main purpose is to determine the nature of these OC candidates by deriving astrophysical parameters (age, reddening, distante, core and cluster radii) for the clusters to imProve the census of the open clusters (OCs) in that direction. Parameters are derived based on the 2MASS JHKs photometry coupled to a field star decontamination algorithm, colour-magnitude filters and stellar radial density profiles. The field star decontamination algorithm is used to uncover the intrinsic CNID morphology, while colour-magnitude filters isolate stars with high probability of being cluster members. The 98 overdensities are separated finto two samples consisting of 50 and 48 objects, respectively. In the first, we confirm 16 as star clusters, 7 of them previously studied. In the second, 18 are new clusters and 6 have been previously studied. We also discovered 7 new áusters in Aur OB2 association, 6 of them forming an association of clusters with BPI 14, FSR 777, Kronberger .1, and Stock 8 in the nebula IC 417, and one embedded in the nebula Sh2-229. We derive parameters for all clusters in the association. Based on the dista' nce derived for them, we argue that Aur OB2 is located in the Perseus arm at a distante. of 2.7 kpc from the Sun. In addition, we investigate the nature of 14 embedded clusters (ECs) related to a group of four H II regions Sh2-235, Sh2-233, Sh2-232, and Sh2-231 in the giant molecular cloud G174 + 2.5. Projected towards the Galactic anticentre, these objects are a possible example of the collect and collapse sceriario, which is developing a sequential star formation. The CMDs of these young clusters are characterised by a poorly-populated main sequence and a significant number of pre-main sequence stars, all affected by differential reddening. We derive astrophysical parameters for the ECs and investigate the relationship among their parameters. We were able to derive fundamental parameters for all ECs in the sample, but structural parameters were only derived for 3 clusters. We discovered two new ECs (CBB 1 and CBB 2) in this region. Altogether, we háve analysed a total of 121. objects, deriving fundamental parameters for 53 and structural parameters for 27 of them. In addition, we discovered 9 new star clusters (CBB 1 to CBB 9). In this sense, the present results represent a significant increase in the number of studied clusters towards the anticentre, especially young ones. We build diagrams relating colors, magnitudes and metallicity for different ages and analyse the effects of inetallicity on the evolution. of clusters. Apparently the high-metallicity Clusters evolve more rapidly than the low-metallicity ones. Using these diagrams, we derive ages of Galactic OCs. Finally, we analyse the age distribution of clusters in the Galactic anticentre. Based on this distribUtion we deduce that — 80% of the clusters in this region are dissolved in less than 1 Gyr, and estimáte an average age of 570 Myr for the OCs in the anticentre. In addition, we estimate a timescale between 2 and 5 Myr for the duration of the embeddecl ph.ase for ECs towards the Galactic anticentre.