Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-graduação em Física, Florianópolis, 2014. / Made available in DSpace on 2015-02-05T21:08:25Z (GMT). No. of bitstreams: 1 328349.pdf: 5535064 bytes, checksum: 5b5525ff275839318eac055b9c1b2a20 (MD5) Previous issue date: 2014 / Câmeras de todo céu são uma ótima alternativa para o estudo das condições atmosféricas em um sítio astronômico. Neste trabalho serão descritos três métodos para calcular o coeficiente de extinção atmosférica com o uso da SASCA (SOAR AllSky Camera), uma câmera de todo céu localizada no Cerro Pachón. Desenvolvemos um programa em Python que calcula azimute e altitude para as estrelas e os converte para coordenadas de pixel sobre o CCD. Comparando as posições calculadas para um grupo de estrelas com suas posições reais nas imagens nós podemos determinar a distorção causada pela câmera. Depois de mapear as distorções nós sabemos exatamente em qual pixel a estrela cai em qualquer data e hora. Criamos tabelas das posições das estrelas e fizemos a fotometria em todas elas por meio da rotina PHOT do IRAF. Essas tabelas foram convertidas em tabelas de magnitude aparente versus massa de ar para cada estrela em um certo instante. Para calcular o coeficiente de extinção atmosférica desenvolvemos um sistema fotométrico baseado nos filtros utilizados pela SASCA. Com esses dados calculamos o coeficiente de extinção atmosférica de primeira e segunda ordem por meio da lei de Bouguer tradicional. Também calculamos o coeficiente de primeira ordem com a lei de Bouguer modificada de forma a não necessitar da magnitude de fora da atmosfera de cada estrela. Descreveremos um novo método que calcula o coeficiente de forma instantânea ao utilizar as variações de magnitude de diversas estrelas em posições diferentes do céu em um mesmo instante. Faremos comparações entre nossos métodos e os valores atuais para o coeficiente de extinção atmosférica na região do Cerro Pachón.<br> / Abstract : All sky cameras are a great alternative to the study of atmospheric conditions in an astronomical site. In this work we describe three methods for the calculation of the atmospheric extinction coefficient with the use of SASCA (SOAR AllSky Camera), an allsky camera located at Cerro Pachon.We developed a Python program that calculates azimuth and altitude for he stars and then converts them to pixel coordinates on the CCD. Comparing the positions calculated for a group of stars with their actual positions on the images, we can determine the distortion caused by the camera. After mapping the distortions we know exactly in which pixel a star falls on any date and time. We then created tables of star positions and did the photometry of them all on each image using the IRAF routine PHOT. These photometry tables are subsequently converted into multiple tables with apparent magnitude versus air mass for each star at a given instant.To calculate the atmospheric extinction coefficient we developed a photometric system based on the SASCA filters. With these data we calculate the atmospheric extinction coefficient of first and second order with the traditional Bouguer s law.We also calculated the first order coefficient with a modified Bouguer s law so as to not require the magnitude from outside the atmosphere for each star. We describe a new method to calculate the coefficient in an instantaneous way by using magnitude variations of several stars at different sky positions in the same instant. We will compare our methods and the current values for the atmospheric extinction coefficient in the region of Cerro Pachón.

Orientador: José Anchieta Gomes Neto / Banca: Marisa Spirandeli Crespi / Banca: Jorge Luiz Raposo Júnior / Resumo: Foi desenvolvido um equipamento de baixo custo, portátil e multifuncional que integra num único dispositivo quatro técnicas analíticas: fotometria, turbidimetria, nefelometria e fluorimetria. Os principais componentes do equipamento proposto são: diodo emissor de luz (LED) como fontes de radiação; resistor dependente de luz (LDR) como fotodetector; multímetro digital como dispositivo de leitura; um bloco cilíndrico de Nylon preto. Para avaliar o desempenho do equipamento, fez-se a determinação de fósforo (fotometria) e de enxofre (turbidimetria) em fertilizante, de enxofre em material vegetal (nefelometria) e de quinina em água tônica (fluorimetria). As determinações também foram feitas em um equipamento comercial para fins comparativos. Para a determinação de fósforo pelo método do fosfovanadomolibdato, a faixa de trabalho foi de 0,07 a 6,52 mg L-1 (r= 0,9944) e o limite de detecção foi de 0,06 mg L-1. Para a determinação turbidimétrica de sulfato pelo método da precipitação de sulfato de bário, a calibração foi de 2,5 a 100 mg L-1 (r= 0,9982), sendo o limite de detecção 0,23 mg L-1. Na determinação nefelométrica de sulfato, a faixa linear foi de 0,2 a 1,8 mg L-1 (r= 0,9948) e o limite de detecção de 0,10 mg L-1. Na determinação fluorimétrica de quinina, a faixa linear foi de 0,16 a 8,0 mg L-1 (r= 0,9982) e limite de detecção de 0,011 mg L-1. Os resultados obtidos foram comparados com aqueles fornecidos por equipamentos comerciais e resultados concordantes foram observados ao nível de 95% de confiança. Materiais de referência foram analisados pelo equipamento proposto e os resultados para fósforo e enxofre foram concordantes com os respectivos valores certificados ao nível de 95% de confiança. Além do potencial analítico, o equipamento proposto apresenta utilidade como ferramenta didática. O aprendizado do conteúdo de métodos ópticos de análise pode ser estimulado quando há melhor... / Abstract: A new portable, low cost and multifunctional equipment comprising four analytical techniques (photometry, turbidimetry, nephelometry and fluorimetry) in one single device was developed The main components of the developed device are light emitting diode (LED) as radiation source, light-dependent resistor (LDR) as photodetector, digital multimeter as reading device, and a black plastic container. The performance of the device was checked by determining phosphorus in fertilizer (photometry), sulfur in fertilizer (turbidimetry), sulfur in vegetable samples (nephelometry) and quinine in tonic water (fluorimetry). All determinations were also made in commercial equipments for comparison purposes. The phosphovanadomolibdate method was employed for phosphorus determination within the 0.07 - 6.52 mg L-1 concentration range ((r= 0.9944), and the detection limit was 0.06 mg L-1. The precipitation of barium sulfate was employed for turbidimetric and nephelometric determination of sulfate. For the turbidimetric technique, the calibration range was in the 2.5 - 100 mg L-1 (r= 0.9982), and the detection limit was 0.23 mg L-1. For nephelometry, calibration within 0.2 - 1.8 mg L-1 (r= 0.9948) resulted in detection limit of 0.10 mg L-1. The fluorimetric determination of quinine in the 0.16 - 8.0 mg L-1 linear working range (r= 0.9982) resulted in 0.011 mg L-1 detection limit. Results found by the proposed device were in agreement with those obtained by commercial equipments at 95% confidence level. Standard reference materials were also analyzed, and results for P and S were in agreement with certified values. Besides analytical capabilities, the proposed device may be useful for teaching. The learning goals of some optical techniques may be easier using easy-to-make instruments. / Mestre

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-graduação em Química / Made available in DSpace on 2012-10-21T11:50:47Z (GMT). No. of bitstreams: 1 214311.pdf: 475828 bytes, checksum: 1f3f6bd6c894d1cee5f588b3e3d4ff15 (MD5) / Este trabalho teve como objetivo realizar a correlação entre os resultados obtidos por diferentes técnicas utilizadas para avaliar a atividade antioxidante de compostos fenólicos. As técnicas empregadas para a obtenção dos dados experimentais in vitro foram: inibição da redução do azul de tetrazolium (NBT), potenciometria, voltametria e determinação do consumo de oxigênio. Para determinar os parâmetros físico-químicos, foram adotados cálculos teóricos semi-empirícos. Os compostos avaliados neste trabalho foram o ácido benzóico - BEN (e seus derivados: ácido gálico - GAL, ácido gentísico - GEN, ácido protocatéquico - PRO, ácido vanílico - VAN e galato de metila - GALme) e o ácido cinâmico - CIN (e seus derivados: ácido ferúlico - FER, ácido cafeico - CAF, ácido clorogênico - CLO, ácido cumárico - CUM e resveratrol - RES). Entre os compostos avaliados, os que apresentaram maior capacidade de estabilizar o radical ânion superóxido (ININBT) foram: CAF e CLO entre os derivados do ácido cinâmico; GAL e GALme, entre os derivados do ácido benzóico. Avaliando-se os voltamogramas obtidos, observou-se que os compostos que não possuem hidroxilas fenólicas (BEN e CIN) não apresentaram correntes de oxidação, sendo, portanto, inertes nas condições estudadas. Avaliando-se os valores de potencial de pico anódico, observou-se os menores potenciais para o CAF, CLO, GAL e GALme. Portanto, estes compostos são os que apresentam maior possibilidade de se oxidar. Os maiores saltos potenciométricos e os maiores consumos de oxigênio também foram obtidos para os mesmos compostos (CAF, CLO, GAL e GALme). Comparando a ordem relativa dos valores das técnicas experimentais, observou-se que a melhor correlação foi obtida para os resultados das técnicas eletroquímicas de potenciometria e voltametria (R2=0,8993), seguida da correlação entre os resultados de ININBT e potenciometria (R2=0,7916) e entre os resultados de ININBT com voltametria (R2=0,6636). Avaliando-se a estrutura química dos compostos estudados, observou-se que as maiores atividades foram obtidas para os compostos que possuem hidroxilas fenólicas, sendo que, quanto maior o seu número, maior o potencial antioxidante. Comparando os resultados obtidos para os derivados do ácido benzóico e os derivados do ácido cinâmico, observa-se que o grupo propenóico propiciou maior poder antioxidante, por aumentar a possibilidade de estabilização do elétron desemparelhado em sua estrutura química. A partir dos cálculos teóricos, foi possível obter parâmetros que estão correlacionados com a atividade antioxidante. Entre os parâmetros calculados, os mais adequados foram: o Log P, que se correlacionou significativamente com o número de hidroxilas fenólicas (R2=-0,6771) e podem ser utilizados para prever os resultados de potenciometria e de consumo de oxigênio; e a Energia de Dissociação da ligação O-H calculada para a molécula ionizada para prever os resultados de ININBT. O Potencial de Ionização e a Energia de Ativação não foram considerados adequados para prever a atividade antioxidante. Este trabalho demonstrou que dados experimentais in vitro obtidos através de técnicas eletroquímicas e fotométricas, bem como cálculos teóricos de Log P e de Energia de Dissociação da ligação O-H, podem ser empregados para prever a atividade antioxidante de compostos fenólicos.

Made available in DSpace on 2014-12-02T11:16:39Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2014-02-17Bitstream added on 2014-12-02T11:21:04Z : No. of bitstreams: 1 000775320.pdf: 1787970 bytes, checksum: f55fdff75708b286b90a8cbdd7ba34d9 (MD5) / Foi desenvolvido um equipamento de baixo custo, portátil e multifuncional que integra num único dispositivo quatro técnicas analíticas: fotometria, turbidimetria, nefelometria e fluorimetria. Os principais componentes do equipamento proposto são: diodo emissor de luz (LED) como fontes de radiação; resistor dependente de luz (LDR) como fotodetector; multímetro digital como dispositivo de leitura; um bloco cilíndrico de Nylon preto. Para avaliar o desempenho do equipamento, fez-se a determinação de fósforo (fotometria) e de enxofre (turbidimetria) em fertilizante, de enxofre em material vegetal (nefelometria) e de quinina em água tônica (fluorimetria). As determinações também foram feitas em um equipamento comercial para fins comparativos. Para a determinação de fósforo pelo método do fosfovanadomolibdato, a faixa de trabalho foi de 0,07 a 6,52 mg L-1 (r= 0,9944) e o limite de detecção foi de 0,06 mg L-1. Para a determinação turbidimétrica de sulfato pelo método da precipitação de sulfato de bário, a calibração foi de 2,5 a 100 mg L-1 (r= 0,9982), sendo o limite de detecção 0,23 mg L-1. Na determinação nefelométrica de sulfato, a faixa linear foi de 0,2 a 1,8 mg L-1 (r= 0,9948) e o limite de detecção de 0,10 mg L-1. Na determinação fluorimétrica de quinina, a faixa linear foi de 0,16 a 8,0 mg L-1 (r= 0,9982) e limite de detecção de 0,011 mg L-1. Os resultados obtidos foram comparados com aqueles fornecidos por equipamentos comerciais e resultados concordantes foram observados ao nível de 95% de confiança. Materiais de referência foram analisados pelo equipamento proposto e os resultados para fósforo e enxofre foram concordantes com os respectivos valores certificados ao nível de 95% de confiança. Além do potencial analítico, o equipamento proposto apresenta utilidade como ferramenta didática. O aprendizado do conteúdo de métodos ópticos de análise pode ser estimulado quando há melhor... / A new portable, low cost and multifunctional equipment comprising four analytical techniques (photometry, turbidimetry, nephelometry and fluorimetry) in one single device was developed The main components of the developed device are light emitting diode (LED) as radiation source, light-dependent resistor (LDR) as photodetector, digital multimeter as reading device, and a black plastic container. The performance of the device was checked by determining phosphorus in fertilizer (photometry), sulfur in fertilizer (turbidimetry), sulfur in vegetable samples (nephelometry) and quinine in tonic water (fluorimetry). All determinations were also made in commercial equipments for comparison purposes. The phosphovanadomolibdate method was employed for phosphorus determination within the 0.07 – 6.52 mg L-1 concentration range ((r= 0.9944), and the detection limit was 0.06 mg L-1. The precipitation of barium sulfate was employed for turbidimetric and nephelometric determination of sulfate. For the turbidimetric technique, the calibration range was in the 2.5 - 100 mg L-1 (r= 0.9982), and the detection limit was 0.23 mg L-1. For nephelometry, calibration within 0.2 – 1.8 mg L-1 (r= 0.9948) resulted in detection limit of 0.10 mg L-1. The fluorimetric determination of quinine in the 0.16 – 8.0 mg L-1 linear working range (r= 0.9982) resulted in 0.011 mg L-1 detection limit. Results found by the proposed device were in agreement with those obtained by commercial equipments at 95% confidence level. Standard reference materials were also analyzed, and results for P and S were in agreement with certified values. Besides analytical capabilities, the proposed device may be useful for teaching. The learning goals of some optical techniques may be easier using easy-to-make instruments.

Dois filtros interferenciais, de 208 e 37 A centrados em Hα forma usados para definir um sistema padrão baseado em 168 estrelas brilhantes distribuídas uniformemente pelo hemisfério celeste sul, de tipos espectrais entre B0 e G5 e de classes I a V. / Two Hα-interference filters with half-widht of 208 and 37 A were used to define a standard system of 168 bright stars uniformly distributed in the northern sky, with spectral types from B0 to G5 and classes I to V.

Dois filtros interferenciais, de 208 e 37 A centrados em Hα forma usados para definir um sistema padrão baseado em 168 estrelas brilhantes distribuídas uniformemente pelo hemisfério celeste sul, de tipos espectrais entre B0 e G5 e de classes I a V. / Two Hα-interference filters with half-widht of 208 and 37 A were used to define a standard system of 168 bright stars uniformly distributed in the northern sky, with spectral types from B0 to G5 and classes I to V.

Dois filtros interferenciais, de 208 e 37 A centrados em Hα forma usados para definir um sistema padrão baseado em 168 estrelas brilhantes distribuídas uniformemente pelo hemisfério celeste sul, de tipos espectrais entre B0 e G5 e de classes I a V. / Two Hα-interference filters with half-widht of 208 and 37 A were used to define a standard system of 168 bright stars uniformly distributed in the northern sky, with spectral types from B0 to G5 and classes I to V.

Este estudo trata de aglomerados estelares, hoje considerados blocos constituintes das galáxias e importantes ferramentas para testes de modelos de evolução estelar e galáctica. Através da fotometria no infravermelho próximo, estudamos nove aglomerados abertos usando dados do 2MASS para determinar parâmetros físicos (idade, distância, avermelhamento e metalicidade) e estruturais (raio do núcleo, raio de maré e raio limite). Os aglomerados abertos apresentam diferentes idades e posições na Galáxia, permitindo a comparação com estudos prévios encontrados na literatura. A primeira parte do trabalho consiste na análise clássica de Diagramas Cor- Magnitude (CMDs), seguindo os passos: (i) análise do perfil de densidade estelar radial (RDP); (ii) construção de CMD; (iii) ajuste de isócronas e (iv) determinação de parâmetros. Os resultados encontrados apresentam diferenças significativas em relação aos da literatura, que haviam sido obtidos a partir de fotometria no óptico. As idades tendem a ser maiores enquanto os módulos de distância e os avermelhamentos apresentam tendência a valores menores. Concluímos, portanto, que é válida uma reanálise dos aglomerados abertos usando a homogeneidade e a boa qualidade dos dados do 2MASS, bem como novas técnicas. Considerando a necessidade de otimização das técnicas fotométricas e de um estudo mais global de aglomerados abertos, realizamos, na segunda parte do trabalho, um estudo estatístico da mesma amostra. Assim, partindo dos parâmetros encontrados no método clássico (a olho), usamos um programa que compara, através de uma estatística likelihood (verossimilhança), o CMD observado com uma grade de CMDs sintéticos obtidos a partir das isócronas de Pádova (Girardi et al., 2002). Comparamos os resultados do ajuste estatístico mantendo a metalicidade fixa no valor encontrado no ajuste clássico e também considerando-a como parâmetro livre. De forma geral, considerando as incertezas, em ambas situações os valores ajustados para idade, módulo de distância e avermelhamento são similares aos parâmetros de entrada. Entretanto, as idades e os módulos de distância tendem a valores maiores do que os obtidos pelo método classico. Por outro lado, os avermelhamentos tendem a ser menores no ajuste estatístico. A vantagem do uso do método está na precisão dos resultados, além de ser uma forma auto-consistente de validar as soluções. Exploramos a estrutura dos aglomerados abertos através de perfis de densidade estelar radial (RDPs) que, associados `a análise de CMDs, sugerem que a amostra inclui aglomerados abertos em diferentes estágios evolutivos. Tendo verificado a relevância do reestudo fotométrico de aglomerados abertos usando dados infravermelhos homogêneos do 2MASS e do método estatístico, realizamos, como terceira parte do trabalho, a determinação dos parâmetros físicos de três candidatos a aglomerados abertos que não possuíam estudos anteriores. / This work deals with star clusters, nowadays considered as building blocks of galaxies and an important tool to test stellar and galaxy evolution models. Using near infrared 2MASS photometry, which is homogeneous, we study open clusters. We determine fundamental (age, reddening, metallicity and distance) and structural (core, tidal and limiting radii) parameters for nine open clusters with different Galaxy positions and ages, which have previous determinations in literature for comparison purposes. The first part consists of classical analysis of the sample CMDs following the steps: (i) analysis of radial stellar density; (ii) construction of the CMDs; (iii) isochrone fittings, and (iv) parameter determinations. Our results show some significant differences with respect to the literature ones, which used optical photometry. The trends are to older ages, whereas distance moduli and reddening are smaller. We conclude that it is worth reanalysing open clusters through homogeneous and well calibrated data from 2MASS, as well as new techniques. Considering the optimisation of photometric techniques, needed to get an overall study of open clusters, we develop the second part of this work, a statistical study of the same sample using likelihood statistics. Using the parameter results from classical method as input data, we use a code to statistically compare the observed CMD with a grid of synthetic CMDs, obtained from the Padova isochrones (Girardi et al., 2002). We compare the statistical results by keeping the metallicity constant and also by considering it as a free parameter. In general, taking into account the uncertainties, both solution types present fitted values for age, distance moduli and reddening similar to the classical ones. We verify that age and distance moduli tends to larger values than those from the classical method. On the other hand, the reddening trend is to smaller values. The advantages of the statistical method are accurate results as well as the auto-consistent way to validate the solutions. We also associate CMD and radial star density profile (RDP) analyses in order to estimate the evolutionary stages for the sample open clusters. We find that the present sample actually includes clusters in different evolutionary stages. In general, we conclude about the relevance of a photometric re-study of open clusters using homogeneous infrared 2MASS data and the statistical method. As a third part of this work, we determine the physical parameters of three open clusters candidates which did not have previous studies.

Esse trabalho teve como objetivo o estudo dos aglomerados globulares NGC 6366 e NGC 6397, que estão classificados entre os mais próximos do Sol, através do ajuste de isócronas aos dados fotométricos obtidos em B (4200Å) e V (5500 Å)com o telescópio SOAR e ACS F606W (6060 Å) e F814W (8140 Å) com o Telescópio Espacial Hubble (HST). NGC 6366 é um aglomerado relativamente aberto, de magnitude visual aparente V=9.2 e alta extinção. Com nossos dados do SOAR nas bandas fotométricas B e V conseguimos medir até estrelas de magnitude V=23.5. Com os dados HST, obtidos por Sarajedini et al. (2007) nas bandas F606W e F814W, detectamos até magnitude F606W=26.5 mag. Nós ajustamos isócronas de Padova [Girardi et al. (2000) e Marigo et al. (2008)] calculadas para este trabalho e incluindo a seqüência de esfriamento de anãs brancas, e encontramos d= (3.8±0.4) kpc, E (B-V)=0.64±0.02, com a massa média das estrelas no ponto de saída da seqüência principal de (0.89±0.02)MSol. Além disso, detectamos 31 estrelas com cores correspondentes a anãs brancas com massa média 0.4MSol. O outro aglomerado, NGC 6397, é atualmente classificado como o segundo mais próximo do Sol e foi o primeiro aglomerado a ter dados obtidos para toda a seqüência principal, detectada até o limite de queima de hidrogênio (0.08 MSol) (Richer et al. 2008). Nós obtivemos esses dados de Richer et al. (2008), ajustamos as isócronas de Padova contendo toda a seqüência de evolução até as anãs brancas e mostramos que o ajuste simultâneo da seqüência principal e a de esfriamento das anãs brancas resultaram em uma melhor determinação de distancia, idade, avermelhamento e até metalicidade. Com o ajuste da isócrona, encontramos idade (12±1)Gano, metalicidade Z=0.00012 {[Fe/H]=-2.2, para δ[α/Fe]=0} e distância d=(2.7±0.2)kpc. Esses valores restringiram nossa liberdade de mover os modelos de seqüência de esfriamento de anãs brancas e, ajustando os modelos de Bergeron (2008), encontramos uma massa média entre 0.50 e 0.54MSol. Outra característica importante da seqüência de esfriamento das anãs brancas é que em F814W=26.5 mag detectamos a presença de um acúmulo de estrelas que permitiu o estudo da física da cristalização do núcleo de anãs brancas, por Winget et al. (2009), demonstrando a existência de liberação de calor latente; também vemos que em cerca de F814W=27.6 mag, a seqüência de esfriamento termina com uma volta para o azul causada pela absorção induzida por colisões de H e He. / Our work was aimed at studying the globular clusters NGC 6366 and NGC 6797, classified among the closest to the Sun, fitting the color-magnitude data obtained in B (4200 Å) and V (5500 Å)with the 4.1m SOAR Telescope and ACS F606W (6060 Å)and F814W (8140 Å) data with the Hubble Space Telescope obtained by Richer et al. (2008). NGC 6366 is a sparsely condensated globular cluster, with apparent visual magnitude V=9.2 and high extinction. With our SOAR data in the photometric bands B and V we detected until magnitude V=23.5. With HST data, obtained by Sarajedini et al. (2007), in the photometric bands F606W and F814W, they detected until magnitude F606W=26.5 mag. We fitted Padova isochrones [Girardi et al. (2000) e Marigo et al. (2008)], with added white dwarf cooling sequence, and found d=(3.8±0.4)kpc, E(B-V)=0.64±0.02, with a mean mass of the stars in the main sequence turnoff equals to 0.89±0.02MSun. We also detected 31 stars with colors appropriate for white dwarf stars with mean mass of the order of 0.4MSun. NGC 6397 is currently classified as the second closest to the Sun and was the first cluster to have data of all the main sequence until the burning hydrogen limit around 0.08MSun (Richer et al. 2008). We fitted Padova isochrones with all the evolution sequence and showed that the simultaneous fit of the main sequence and the white dwarf cooling sequence result in better determination of distance, age, reddening and even metallicity. With the isochrone fitting, for age, metallicity and distance, we found (12±1)Gyr, Z=0.00012 {[Fe/H]=-2.2, for δ[α/Fe]=0} and d=(2.7±0.2) kpc. These values restricted our freedom to slide white dwarf cooling sequence models and, fitting Bergeron’s atmospheric models (2008) we found a mean mass among 0.50 and 0.54MSun. Other important feature of the white dwarf cooling sequence is that at F814W=26.5 mag we detected the presence of a concentration of stars that allowed the study of the physics of crystallization in the white dwarf stars core, by Winget et al. (2009), demonstrating the existence of the existence of latent heat release, predicted by Van Horn (1968); we also notice that around F814W=27.6 mag, the cooling sequence ends with a blue turn caused by collision induced absorption of H and He.

Lentes gravitacionais são uma ferramenta importante para uma variedade de,aplicações astrofísicas e cosmológicas. Em particular, arcos gravitacionais' produzidos por aglomerados de galáxias podem ser utilizados para investigar a distribuição central, de massa destes. Desta forma, eles podem fornecer informações indiretas sobre a cosmologia e a formação de estruturas. Sondagens futuras de grande campo com.excelente qualidade de imagem, como o Dark Energy Survey, fornecerão grandes amostras de sistemas de arcos gravitacionais, permitindo a realização de vários estudos estatísticos. Devido às grandes áreas, algoritmos de detecção e caracterização de arcos são absolutamente necessários. Além disso, é extremamente importante desenvolver métodos de pré-processamento de imagens que evidenciem estes objetos • de interesse em meio a outros objetos e à luz difusa das galáxias que estão à' sua volta. Neste trabalho apresentamos ferramentas relacionadas ao pré-processamento, simulação e caracterização de arcos gravitacionaià em imagens de aglomeradoS de galáxias. A primeira dessas ferramentas, chamada PAINTARCS, realiza simulações de objetos, com , morfologia de arcos, utilizando uma prescrição simples para a forma do arco, no qual esta é dada pela deformação de uma elipse sobre um segmento de arco de círculo, e os adiciona a imagens de aglomerados de galáxias. A segunda ferramenta, denominada ARCFITTING, utiliza a mesma expressão analítica que descreve os arcos no PAINTARCS para ajustar os parâmetros do arco a partir de uma imagem. Este método leva em conta a distribuição .de brilho dos arcos e foi desenvolvido para fornecer medidas mais robustas. Resultados do ARCFITTING mostram'que os arcos gerados pelo PAINTARCS são minimamente realistas para serem usados em simulações. Assim, uma importante aplicação dessas duas ferramentas e a simulação de arcos para os Data Challenges do Dark Energy Survey. A terceira ferramenta, chamada GALCLEAN, consiste em um método de pré-processamento de imagens de aglomerados de galáxias que subtrai de maneira automatizada a distribuição de brilho superficial das galáxias utilizando perfis de Sérsic. Esta ferramenta tem por objetivo evidenciar a eventual presença de arcos gravitacionais em meio a outros objetos da imagem. Para determinar a eficiência e o impacto do GALCLEAN realizamos um estudo sistemático da detectabilidade dos arcos em imagens simulàas de aglomerados de galáxias onde arcos com parâmetros conhecidos diferentes foram adicionados com o algOritmo PAINTARCS. Os resultados deste estudo indicam que o GALCLEAN apresenta um impacto maior na detectabilidade dos arcos para os casos de arcos de magnitudes mais tênues e aglomeradbs de alto desvio para o vermelho, embora introduza um grande número de detecções espúrias. O GALCLEAN também gera um catálogo com os parâmetros morfológicos e estruturais das galáxias subtraídas, que tem aplicações no estudo da estrutura e evolução das galáxias. Também apresentamos neste trabalho a sondagem de arcos gravItacionais SOAR Gravitational Arc Survey, um levantamento de 47 aglomerados de galáxias que tem como objetivo • de buscar novos sistemas de lentes gravitacionais e estudar a variação da eficiência do lenteamento forte em função do desvio para o vermelho do aglomerado, de forma a comparar os resultados com as expectativas teóricas. Os dados desta sondagem foram reduzidos e analisados. Identificamos nas imagens de 8 aglomerados, 16 candidatos a arco gravitacional. Estes resultados preliminares sugerem que 10% de aglomerados tem arcos, consistente com ' estudos anteriores da literatura. / Gravitational lensing is-an important tool for a variety of astrophysical and cosmological applications. In particular, gravitational ares produced by galaxy clusters can be used to investigate their central mass distribution. Therefore, they can provide indirect information about cosmology and structure formation. Wide field surveys with excellent image quality, such as the Dark Energy Survey, will provide large samples of gravitational arc systems, aliowing statistical studies. Due to thé large areal, automated algorithms for arc detectioh and characterization are absolutely necessary. Moreover, it is extremely important to develop meti ods for pre-processing images in order to enhance these objects of interest among other objects and. the difuse light of the gala,xies that surround thern. In this work we present tools related to pre-processing, simulation and characterization of gravitational ares in galaxy cluster images. The first tool, named PAINTARCS, simulates objects with arc morphology, using a sirnple prescription for the arc shape, which is given by the deformation of an ellipse into an are circle segment, and adds them to galaxy cluster images. The second tool, called ARcEITTING, uses the same analytical expression for arc shape as PAINTARcs to fit the arc parameters from an image. This rnethod takes into account the surface brightness distribution of ares and it was developed to provide more robust measurements. Results from ARGFITTING show that the ares created by PAINTARCS are minimally realistic to- be used in simulatiOns. Therefore, an important application of these tools is the simulation of ares for the Dark Energy Survey Data"Challen.ges. The third tool, .named GALCLEAN, consists in a method for pre-processing galaxy cluster images by subtracting the surface brightness distribution of galaxies in an automated way using Sérsic profiles. Gravitational lensing is-an important tool for a variety of astrophysical and cosmological applications. In particular, gravitational ares produced by galaxy clusters can be used to investigate their central mass distribution. Therefore, they can provide indirect information about cosmology and structure formation. Wide field surveys with excellent image quality, such as the Dark Energy Survey, will provide large samples of gravitational arc systems, aliowing statistical studies. Due to thé large areal, automated algorithms for arc detectioh and characterization are absolutely necessary. Moreover, it is extremely important to develop meti ods for pre-processing images in order to enhance these objects of interest among other objects and. the difuse light of the gala,xies that surround thern. In this work we present tools related to pre-processing, simulation and characterization of gravitational ares in galaxy cluster images. The first tool, named PAINTARCS, simulates objects with arc morphology, using a sirnple prescription for the arc shape, which is given by the deformation of an ellipse into an are circle segment, and adds them to galaxy cluster images. The second tool, called ARcEITTING, uses the same analytical expression for arc shape as PAINTARcs to fit the arc parameters from an image. This rnethod takes into account the surface brightness distribution of ares and it was developed to provide more robust measurements. Results from ARGFITTING show that the ares created by PAINTARCS are minimally realistic to- be used in simulatiOns. Therefore, an important application of these tools is the simulation of ares for the Dark Energy Survey Data"Challen.ges. The third tool, .named GALCLEAN, consists in a method for pre-processing galaxy cluster images by subtracting the surface brightness distribution of galaxies in an automated way using Sérsic profiles.