Made available in DSpace on 2015-12-06T23:46:42Z (GMT). No. of bitstreams: 0 Previous issue date: 2014 / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (CAPES) / Objetivos: Comparar os valores de densidade optica de pigmento macular (MPOD) obtidos atraves dos metodos de fotometria de flicker heterocromatico (HFP) e autofluorescencia (AF) em um grupo de pacientes normais; comparar os valores de MPOD em pacientes diabeticos e nao-diabeticos, investigar a relacao entre esses valores e os niveis sericos de hemoglobina glicosilada e perfil lipidico; e, finalmente, investigar a relacao entre a idade e a distribuicao dos valores de MPOD ao redor da fovea em pacientes normais. Metodos: No primeiro estudo, 10 pacientes (20 olhos) normais (sem doencas oculares ou sistemicas) foram incluidos e testados para MPOD atraves dos metodos de HFP e AF. O metodo de AF utiliza dois comprimentos de onda diferentes para a aquisicao das imagens atraves de um oftalmoscopio de varredura a laser confocal modificado (Heidelberg Retina Angiograph, HRA, Heidelberg Engineering, Inc., Heidelberg, Alemanha). Os valores para as duas tecnicas foram obtidos em 4 excentricidades diferentes ao redor do centro da fovea (0,25, 0,5, 1 e 1,75°). Cada olho foi testado tres vezes para cada um dos metodos, e a analise estatistica foi realizada atraves de regressao linear e teste t pareado. Em um segundo estudo, 43 pacientes (43 olhos) diabeticos tipo 2 e normais foram incluidos prospectivamente e alocados em 3 grupos: grupo 1 (controle; n=14), grupo 2 (diabeticos sem sinais de retinopatia; n=17) e grupo 3 (diabeticos com retinopatia nao proliferativa leve; n=12). Todos os pacientes foram submetidos a exame oftalmologico completo e foram coletadas informacoes sistemicas e oculares, incluindo o uso de suplementos vitaminicos contendo carotenoides. A avaliacao da MPOD foi realizada atraves do HRA. Os valores obtidos em 2 excentricidades ao redor do centro da fovea (0,5 e 2°) foram comparados entre os grupos atraves da analise de variancia. Os niveis sericos de hemoglobina glicosilada e lipideos (HDL, LDL, colesterol total e triglicerides) foram correlacionados com os niveis da MPOD para cada grupo atraves de regressao linear. Finalmente, em um terceiro estudo, os valores da MPOD de 30 pacientes (30 olhos) normais foram obtidos atraves do HRA em 3 excentricidades retinianas (0,5, 1 e 2°) e correlacionados com a idade atraves de regressao linear. Resultados: Para a comparacao entre as tecnicas, os valores obtidos pela HFP foram consistente e significativamente inferiores aos valores obtidos pelo HRA (p<0,001) em todas as excentricidades retinianas testadas. Houve uma correlacao significativa entre os valores obtidos pelos dois metodos em quase todos os locais testados, sendo que a correlacao mais forte foi observada no ponto mais afastado da fovea (1,75°) (r=0,73). Em relacao a comparacao entre diabeticos e normais, a media dos valores da MPOD obtidos a 2° do centro da fovea variou significativamente para os tres grupos [grupo 1 (0,29 ± 0,07 DU), grupo 2 (0,22 ± 0,09 DU) e grupo 3 (0,14 ± 0,05 DU), p<0,001]. Alem disso, observou-se uma correlacao inversa e significativa entre os niveis de hemoglobina glicosilada e os valores medios da MPOD a 2° para todos os pacientes (r=-0,63, p<0,001). Nao foram encontradas correlacoes significativas com niveis de lipideos sericos, duracao do diabetes ou idade. Os pacientes incluidos para a analise de correlacao com a idade apresentaram 23 a 77 anos (idade media ± DP = 48,6 ± 16,4 anos). Diferencas significativas para os valores medios de MPOD obtidos a 0,5, 1 e 2° do centro da fovea foram encontradas (0,49 ± 0,12 DU; 0,37 ± 0,11 DU; 0,13 ± 0,05 DU, respectivamente, p<0,05). Os valores da MPOD a 0,5 e 1° e a idade mostraram uma correlacao significativa (p&#8804;0,02), ja os valores da MPOD a 2° nao apresentaram correlacao com a idade (p=0,06). Conclusoes: Os valores da MPOD obtidos atraves do HRA mostraram correlacao significativa com os valores obtidos pelo metodo padrao de HPF, porem foram consistentemente mais elevados em todas as excentricidades retinianas testadas. Estes resultados sugerem que o metodo pode ser usado com seguranca em pacientes incapazes de realizar o teste de HPF, o que e essencial para uma aplicacao clinica mais ampla da analise de pigmento macular. Pacientes diabeticos tipo 2 com e sem retinopatia apresentaram niveis reduzidos da MPOD quando comparados aos pacientes nao-diabeticos. Alem disso, observou-se uma correlacao inversa e significativa entre os niveis de hemoglobina glicosilada e esses valores quando todos os pacientes foram analisados. Finalmente, os valores da MPOD obtidos em uma populacao normal foram mais elevados proximo ao centro da fovea. Esses valores apresentaram pico entre 45-50 anos de idade, seguido por uma reducao gradual apos 60 anos de idade / BV UNIFESP: Teses e dissertações

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro Tecnológico, Programa de Pós-Graduação em Engenharia Elétrica, Florianópolis, 2017. / Made available in DSpace on 2017-11-28T03:23:27Z (GMT). No. of bitstreams: 1 348692.pdf: 24012343 bytes, checksum: 003edba4fdbb43128dfbf525d1a32aab (MD5) Previous issue date: 2017 / Atualmente, o agronegócio representa 1,8% do PIB brasileiro, cerca de 88,5 bilhões de reais. Apesar da incorporação de tecnologias de ponta, a perda na produção de ovos férteis ainda é significativa, sendo superior a 1%. Apenas nos Estados Unidos, essa fração corresponde a cerca de 90 milhões de ovos descartados anualmente. Essa perda se deve principalmente a infecções que acometem o embrião através das porosidades da casca, levando-o a morte prematura e tornando o ovo impróprio até mesmo para consumo humano. A indústria agrícola já oferece diferentes alternativas para realizar a sanitização de ovos de incubação, porém ainda não existe uma solução totalmente consolidada. Dentre as diversas possibilidades, a pulverização de água aquecida com altas concentrações de sanitizante representa a solução mais vantajosa, principalmente por consumir pouca água, evitar a contaminação entre os ovos e permitir o reaproveitamento do fluido sanitizante. Existe a patente de uma máquina líder no mercado nacional para sanitização de alimentos que, embora já automatize grande parte do processo, ainda possui etapas manuais para medição da concentração de cloro e pH. Este projeto aborda o desenvolvimento de um protótipo para automatizar o controle da concentração de cloro, pH e turbidez dessa máquina, incluindo soluções para componentes de hardware e de software necessários para a análise química da água. O projeto aqui apresentado foi baseado em análise por injeção de fluxo, utilizando a técnica de multi-comutação, bombas peristálticas para dosar os reagentes, um fotômetro baseado em LED RGB e uma matriz de fotodiodos para detecção. Por conveniência, foi utilizada uma plataforma de desenvolvimento Arduino para aquisição de dados, comando e controle do protótipo. Além de ter demonstrado, do ponto de vista de engenharia, a viabilidade da proposta de melhoria da máquina, o trabalho representa um grande passo na melhoria da qualidade de vida dos operadores da máquina e eficiência no processo. / Abstract : Nowadays, the agricultural business represents 1.8% of the Brazilian GDP, that is about 88.5 bilions of reais. Despite the incorporations of state-of-art technology, the loss in fertile egg production is still significative, being higher than 1%. Just in the United States, this fraction corresponds to about 90 millions annually discarted eggs. Such loss is mainly due to infections that attack the fetus through the porosities of the eggshell, either killing it or making the egg improper for human consumption. The agricultural industry offers different alternatives to provide proper sanitization of eggs for incubation, though, there is not a consolidated solution for that problem. Among the many possiblities, the pulverization of hot water with high concentrations of sanitizer represents the more advantageous solution, mainly due to the reduced use of water, avoidance of contamination between the eggs and enabling the re-use of the sanitizing fluids. There is a patent for a national market leader machine for sanitizing food, that, even though, it automatizes the majority of the internal processes, it still have manual operations to measure chlorine concentration and pH. This project addresses the development of a prototype to automatize the chlorine, pH and turbidity control in that aforementioned machine, including solutions for the hardware components and software necessary to provide the chemical analysis of the water. The project that is presented here is based in flow injection analysis, using a multi-switching technique, peristaltic pumps for dosing the reagents, and RGB LED and fotodiode array based fotometer for detection. For convenience, it is used an Arduino development platform to acquire data, drive and control the prototype. In addition to having demonstrated, from the engineering point of view, the viability of the proposed upgrade for the machine, this work presents a large leap on the improvement of the operations quality of life and efficiency in the whole process.

Fotometria fotográfica superficial no sistema BV foi realizada para duas galáxias SO's do hemisfério sul, NGC 2855 e NGC 6771. Foram obtidos mapas de isofptas nas duas cores e determinados parâmetros geométricos e integrados característicos das galáxias, tais como ângulo fr posição, inclinação, diâmetros, magnitudes e cores integradas. / Photografic surface photometry in the BV system was made for two southern SO's galaxies, NGC 2855 and NGC 6771. Isophote B and V maps were obtained as well as geometric and integrated parameters as position angles, inclination, diameters, magnitudes and integrated colors.

Propriedades fotométricas no infravermelho médio são apresentadas para uma amostra de 28 galáxias esferoidais, observadas em 6.75, 9.63 e 15 jlk com o instrumento ISOCAM a bordo do satélite ISO. As distribuições espectrais de energia (DEE) das galáxias foram derivadas usando dados do infravermelho médio junto com dados do UV, do ótico e do infravermelho próximo, previamente publicados. Estas DEE mostram duas componentes: a poeira quente aquecida até T ~ 260 K dominando a emissão no infravermelho médio e a população estelar com T ~ 4000 K, que domina no ótico. Da emissão no infravermelho médio pode ser visto que a morfologia em 6.75 μm, onde a contribuição estelar é importante, é esferoidal. Em comprimentos de onda mais longos, onde há majoritariamente emissão da poeira, a morfologia é menos suave, mostrando nuvens, filamentos e discos de poeira. Também pode ser inferido que há um gradiente de temperatura da poeira, que cresce em direção ao centro da galáxia. Os perfis de energia mostram bojos R¼ simples, composição de bojos e discos e perfis irregulares. As luminosidades no infravermelho médio estão na faixa de(3 - 42) x 10 L. As propriedades dos grãos de poeira são inferidos das cores no infravermelho médio. A emissão no infravermelho vem principalmente de grãos muito pequenos, que estão num equilíbrio térmico oscilante. As massas para a componente quente da poeira estão na faixa de 10 - 400 M.

No presente trabalho estudamos aglomerados abertos e/ou grupos estelares não tão densos com o objetivo de identificar prováveis estágios dinâmicos evoluídos de aglomerados abertos. A seleção dos grupos estelares partiu de uma lista de candidatos relativamente concentrados mas pouco povoados que seriam prováveis candidatos ao fenômeno dinâmico buscado (Bica et aI. 2001 [7]). Estes candidatos estão localizados a latitudes Galáticas relativamente altas (Ibl > 15°). Os grupos estelares NGC 1252 e NGC 1901 foram estudados nas bandas B e V através de fotometria CCD. O aglomerado aberto clássico velho M67 (NGC 2682) e o grupo estelar NGC 2664 foram estudados nas bandas J e H com dados do catálogo infravermelho 2MASS. NGC 1252 é uma concentração com aproximadamente 20 estrelas localizada a 20' ao norte das coordenadas originais no New General Catalogue, e a sudoeste da extensa região previamente indicada como sendo o objeto na literatura. O diagrama cor-magnitude de NGC 1252 sugere um turnoff e uma sequência principal, e um total de 12 prováveis membros. Simulamos um diagrama cor-magnitude do campo Galático na direção de cada um dos grupos estelares. Para NGC 1252 a simulação não apresentou semelhanças com o mesmo, e sugere que NGC 1252 não se trate de uma flutuação de campo. O ajuste de isócronas para os prováveis membros é consistente com um avermelhamento E(B-V) = 0.02, uma distância ao Sol d0 = 0.64 ± 0.07 kpc (Z = -0.46 kpc) e uma idade de 3 ± 1 Gano. Os dados disponíveis indicam que não podemos descartar a possibilidade de NGC 1252 ser um grupo físico, e se o for as evidências apontam não para um aglomerado aberto clássico mas sim um aglomerado aberto remanescente. NGC 1901 é freqüentemente descrito como um aglomerado aberto, encontramos uma clara sequência principal e similaridade com as Hyades. Obtivemos um avermelhamento de E(B-V) = 0.04, d0 = 0.45 ± 0.04kpc (Z = -0.23 kpc) e uma idade de 0.6 ± 1Gano. NGC 1901 é conclusivamente um sistema físico, dinamicamente comparável ou mais evoluído que as Hyades. Como análises com o catálogo 2MASS apenas começam a ser feitas, utilizamos M67 como objeto de comparação. Investigamos também se existe alguma relação entre M67 e NGC 2664, pois estão projetados próximos (~ 1°). Para obtenção dos parâmetros fundamentais de M67 partimos de valores presentes na literatura, que constatamos não estarem perfeitamente estabelecidos. Obtivemos para M67 um avermelhamento E(J-H) = 0.0, d0 = 0.72 ± 0.07kpc, e idade de 3.5 ± 0.5Ganos. Para NGC 2664 obtivemos um diagrama cor-magnitude sugerindo uma sequência principal, e a ocorrência pelo menos de 9 prováveis membros. O ajuste de isócronas é compatível com um avermelhamento E(J-H) = 0.0, d0= 0.69 ± 0.1kpc e idade de 1.5 ± 0.5 Gano. Subtrações estatísticas no diagrama cormagnitude de estrelas de campos circundantes dão apoio a NGC 2664 como um sistema físico. Ele parece ser um remanescente de aglomerado aberto do disco velho com aproximadamente metade da idade de M67. Para uma análise conclusiva são necessários astrometria, velocidades radiais e tipos espectrais para todos os prováveis membros.Aglomerados abertos evoluemdinamicamente e modelos de N-corpos têm indicado que um grande número de remanescentes são esperados próximos à dissolução. Só recentemente iniciaram-se esforços sistemáticos para detectá-Ios observacionalmente. O presente estudo, baseado no diagrama cor-magnitude indica que NGC1252 e NGC 2664 são prováveis candidatos ao fenômeno. NGC 1901 parece ser um elo entre um aglomerado aberto clássico e seus remanecentes. / ln the present work we study open clusters andjor loose stelIar groups in view of identifying probable late stages of open cluster dynamical evolution. The selection of stelIar groups was from a list of relatively concentrated and poorly populated probable candidates to open cluster remnants (Bica et aI. 2001 [7]). These candidates are located at relatively high galactic latitudes (lbl > 15°). The stelIar groups NGC 1252 and NGC 1901 are studied in the B and V bands with CCD photometry. The classical old open cluster M67 (NGC 2682) and the stelIar group NGC 2664 are studied in the J and H bands from the 2MASS survey. NGC 1252 consists of a concentration of about 20 stars centered ~ 20' north of the original New General Catalogue coordinates, and at the southwest edge ofthe large region previously assigned to this object in the literature. The colour-magnitude diagram of NGC 1252 suggests a turnoff and main sequence, and a total of 12 probable members.We simulated the Galactic field colour-magnitude diagrams in the directions of both stelIar groups. The field simulation for NGC 1252 is a poor match, suggesting that NGC 1252 is not a field fluctuation. lsochrone fitting to the probable members is consistent with a reddening E(B- V) = 0.02, a distance from the Sun de:)= 0.64 ± 0.07 Kpc (Z = -0.46 kpc) and an age 3 ± 1 Gyr. NGC 1252 connot be ruled out as a physical group with the available data. If so, evidence is found that it is not a classical open cluster, but rather an open cluster remnant. NGC 1901 is often described as an open cluster. We find a clear main sequence and NGC 1901 shares similarities with the Hyades. We derive E(B- V) = 0.04, de:)= 0.45 ± 0.04 kpc (Z= -0.23 kpc) and an age 0.6 ± 1 Gyr. NGC 1901 is conclusively a physical system, dynamicalIy comparable to or more evolved than the Hyades. The 2MASS infrared photometry is very recent, so we explore it by means of M67, which is used as comparison object. We investigate whether M67 and NGC2664 are related owing to the their angular proximity (~1°). To derive fundamental parameters for M67 we tested literature values, which we realized not to be perfectly established. We obtained for M67 E(J-H) = 0.0, de:) = 0.72 ± 0.07 kpc, and an age 3.5 ± Gyr. For NGC 2664 the colour-magnitude diagram suggests a main sequence, and 9 probable members. lsochrone fitting is compatible with E(J-H) = 0.0, de:)=0.69 ± 1, and an age 1.5 ± 0.5 Gyr. Statistical subtractions of surrounding field color-magnitude diagrams further support NGC 2664 as a physical stelIar group. If so, it appears to be an old disc open cluster remnant with about half the age of M67. For a more conclusive analysis astrometry, radial velocities and spectral types for alI probable members are required. Open clusters dynamically evolve and N-body simulations suggested that many remnants are expected close to dissolution. Only recently more systematic efforts have been made to observationalIy detect open cluster remnants. The present study based on the analysis of colour-magnitude diagrams indicates that NGC 1252 and NGC 2664 are probable candidates to the phenomenon. NGC 1901 appears to be a link between classical open clusters and their remnants.

As estrelas ZZ Cetis, também chamadas de DAVs, são anãs brancas com atmosfera de hidrogênio que mostram variabilidade fotométrica. Neste trabalho buscamos estudar a pureza, a existência ou não de variáveis e estrelas constantes com mesmas Tef e log g, e definir com melhor precisão os contornos da faixa de instabilidade das estrelas ZZ Cetis. Para isto realizamos observações de séries temporais fotométricas para identificar novas estrelas do tipo ZZ Ceti, e também obtivemos espectros óticos para determinação dos parâmetros atmosféricos (Tef e log g), utilizando modelos atmosféricos com convecção descrita pela teoria de comprimento de mistura, com ML2/® = 0, 6. Ao longo deste trabalho identificamos 3 novas estrelas do tipo ZZ Ceti, WDJ0000−0046, WDJ2334+0103 e WDJ1650+3010, dentre 67 para as quais não encontramos variabilidade até o nosso limite de detecção, próximo de 2 mma. Além disto estudamos a distribuição de massa através de espectrosóoticos de 170 estrelas, assim como a comparação destes resultados com outros publicados na literatura. Também analisamos a distribuição de massa de outras amostras de espectrosóticos de anãs brancas: 2253 espectros do Sloan Digital Sky Survey e 449 espectros do Two Degree Field. Em todas distribuições estudadas, observamos um aumento na massa das estrelas da faixa de instabilidade e as mais frias, região de temperatura onde aumentam a convecção e o número de partículas neutras. O aumento de massa observado provavelmente não é real, e sim provocado pela forma como são aproximadas as interações de partículas ionizadas com o campo elétrico (efeito Stark) e de partículas neutras (Van der Walls), nos modelos de atmosfera. A razão pela qual não propomos que o aumento de massa seja real é que os mesmos parâmetros atmosféricos, quando determinados pelas cores fotométricas, não apresentam este aumento. Um resultado de nossa análise é que a faixa de instabilidade das estrelas ZZ Cetis, determinada através de espectrosóticos de alta razão sinal/ruído, contém apenas estrelas variáveis em seu interior. Face á descoberta de estrelas variáveis com amplitudes de 1,5 mma, previamente classificadas como não variáveis, será necessário um estudo mais profundo de todas as estrelas classificadas como não observadas como variáveis (NOV) até o momento, reduzindo os limites de detecção para a faixa de 1 mma, para definirmos com precisão as bordas da faixa de instabilidade das ZZ Cetis. / ZZ Ceti are hydrogen atmosphere white dwarf stars that show photometric variability. In this work we study the purity and define with better precision the borders of the instability strip of the ZZ Cetis stars. We obtained times series photometric observations to identify new ZZ Ceti stars, and optical spectra for the determination of the atmospheric (Teff and log g) parameters, using atmospheric models with convection described by mixing length theory with ML2/® = 0.6. We identified 3 new ZZ Ceti stars: WDJ0000−0046, WDJ2334+0103, and WDJ1650+3010, among 67 stars for which we detected no variability up to our detection limit about 2 mma. We analyzed the mass distribution of the 170 stars we observed with S/N ¸ 70 optical spectra. We also studied the mass distribution of other samples of white dwarfs, 2253 spectra of Sloan Digital Sky Survey and 449 spectra of the Two Degree Field. In all studied distributions, we observed an increase in the mass determined for the stars cooler than the instability strip. This apparent increase occurs in a region where there is an increase in the depth of convection and in the number of neutral particles. We propose the increase in mass is not real, but caused by the form the Stark and Van der Walls broadenings are estimated in the atmospheric models. The reason we do not trust the mass increase is that the determination of masses using photometric colors, for the same stars, do not show such increase. One result from our research is that we find no constant stars inside the instability strip when we consider only our high S/N spectra. Considering the recent discovery of variable stars with amplitudes down to 1.5 mma, previously classified as not variables, we deem it necessary to restudy all stars not observed to vary around the instability strip, down to limits of 1 mma.

Orientador: Quintino Dalmolin / Tese (doutorado) - Universidade Federal do Parana / Resumo: O objetivo deste trabalho é desenvolver e testar uma técnica para aproveitar o Ortoprojetor Wild Avioplan OR 1, adaptando nele uma câmera CCD para digitalizar diapositivos de fotografias aéreas 230 mm x 230 mm. A câmera CCD é adaptada sobre o porta-placa do OR 1 e uma iluminação por baixo dessa placa se faz necessária. Os quadros capturados, justapostos, são posteriormente juntados para se obter a imagem da área total varrida pelo aparelho. Para tanto, desenvolveu-se: um suporte para a conexão da câmera CCD; um procedimento para a orientação do sistema; um software para controlar o OR 1; e um software para a captura automatizada e junção das imagens. Testes foram realizados e os resultados apresentados indicam a viabilidade do processo. / Abstract: The objective of this work is to develop and to test a technology in order to improve the Ortoprojetor Wild Avioplan OR 1, adapting to it a CCD camera to digitalize the diapositive of aereal photography of 230 mm x 230 mm. The CCD camera is adapted on the OR 1 plate support and an ilumination from below the plate support is necessary. The frames captured, justaposed, are later joined to get the image of the total area covered by the OR 1. The main points of the work are: support for the CCD camera; system orientation; OR 1 control; and automated capture and junction of images. Tests were performed and the results show that this procedure is viable.

Fotometria fotográfica superficial no sistema BV foi realizada para duas galáxias SO's do hemisfério sul, NGC 2855 e NGC 6771. Foram obtidos mapas de isofptas nas duas cores e determinados parâmetros geométricos e integrados característicos das galáxias, tais como ângulo fr posição, inclinação, diâmetros, magnitudes e cores integradas. / Photografic surface photometry in the BV system was made for two southern SO's galaxies, NGC 2855 and NGC 6771. Isophote B and V maps were obtained as well as geometric and integrated parameters as position angles, inclination, diameters, magnitudes and integrated colors.

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.