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 fotometria profunda (V ~ 25,5) nas bandas V e I obtidas com a Wide Field and Planetary Camera 2 a bordo do telesc opio espacial Hubble para 7 campos distantes ~5º do centro da Grande Nuvem de Magalhães. Ajustamos isócronas aos diagramas cor-magnitude a fim de identficar diferentes populaões estelares nestes campos. Uma população velha (τ > 10¹º anos) foi encontrada em todos os campos. Alguns eventos de elevada formação estelar, com idades entre 2 x 109 e 4 x 109 anos, foram também encontrados em alguns campos localizados na região N/NO. Funções de luminosidade de estrelas de baixa massa (m ≤ 1; 1msol) foram obtidas para todos os campos. Aparentemente não há diferenças na mistura de populações entre os campos como sugerido através do teste Kolmogorov-Smirnov aplicados as funções de luminosidade. Finalmente, derivamos perfis de densidade para estrelas velhas e de idade intermediária. O primeiro apresenta uma inclinação levemente maior quando comparado com o último.

As estrelas anãs brancas e pré-anãs brancas pulsantes apresentam pulsações não-radiais, multiperíodicas. Os períodos dos modos de pulsação dependem de parâmetros físicos da estrela, como a massa, a temperatura efetiva da superfície, a luminosidade, e da sua estrutura interna. À medida que a estrela evolui, os períodos de pulsação mudam em resposta às alterações em sua estrutura interna. O estudo dos modos de pulsação nos permite estimar parâmetros físicos da estrela, como a massa, por exemplo, e a medida das variações nos períodos dos modos de pulsação revelam as escalas de tempo de evolução. Nesse trabalho, estudamos duas estrelas: a PG 1159-035 e a G117-BI5A. Cada uma delas está próxima de um dos extremos da trilha evolutiva das estrelas anãs-brancas. A PG 1159-035 é uma pré-anã branca, prestes a se tornar uma anã-branca e é o protótipo de uma classe de estrelas com características espectrais similares, as estrelas PG 1159. A temperatura efetiva em sua superfície é muito alta, cerca de 130000 K. Por ser tão quente, a PG 1159-035 está evoluindo rapidamente a ponto das variações em seus períodos de pulsação poderem ser medidas diretamente em um intervalo de poucos anos. A construção de modelos adequados para estrelas PG 1159 é um desafio para a astronomia moderna, pois o número de estrelas conhecidas desse tipo é muito pequeno e pouco se sabe sobre sua história pregressa imediata e sua estrutura interna. A G117-BI5A é uma anã branca que já percorreu a seqüência evolutiva das anã brancas e está esfriando lentamente. É uma representante da classe das DAVs. O período de 215 s de seu principal modo de pulsação está variando 1 segundo a cada 8 milhões de anos, o que faz da G117-B15A um dos mais estáveis relógios conhecidos. A partir da análise dos periodogramas das curvas de luz da PG 1159-035 obtidas entre 1983 e 2002 identificamos 198 modos de pulsação, 76 modos a mais do que os encontrados em trabalhos anteriores. Com base no espaçamento médio entre períodos, calculamos a massa da estrela, M/ M0 = 0.586 :I: 0.001. O estudo do espaçamento médio também revelou a presença de modos amarrados, o que sugere que o interior da estrela já apresenta um certo grau de estratificação e nos possibilitou calcular a posição da zona de transição na composição interna da estrela, rc/ R* = 0.83 ± 0.05. Adicionalmente, foi feita a medida da variação temporal, P, dos sete mais estáveis períodos de pulsação (e de dezenas de outros, porém com uma precisão menor). Até então, apenas o P do modo de maior amplitude da PG 1159-035 (516 s) era conhecido. Os valores encontrados para os Pestão entre 10-11 e 10-10 ss-l, sugerindo que a escala de tempo de evolução da PG 1159-035é de '" 1.4 x 106anos, de acordo com as previsões teóricas. Os resultados obtidos trazem alguns insights e oferecem restrições para futuros modelos para estrelas da classe PG 1159. Para a G117-BI5A, calculamos a taxa de variação temporal do modo principal de 215 s e dos dois outros modos de maior amplitude (270 s e 390 s). Para o modo de 215 s, obtivemos P = (+4.72 ± 0.80) x 10-1588-1. Para os modos de 270 s e 390 s os resultados foram: P = (+36.0 ± 7.2) x 1O-158S-1 e P = (+74.3 ± 15.2) x 10-15 S8-1, respectivamente, ou seja, 10 a 20 vezes mais rápido. / The pulsating white dwarf and pre-white dwarf stars show non-radial multi-periodic pulsations. The periods of the pulsation modes depend on physical parameters of the star, such as mass, effective temperature on its surface, luminosity, and internal structure. As the star evolves, the pulsation periods change in response to the changes in the internal structure. The study of pulsation modes allows us to estimate physical stellar parameters of the star, like the mass, for example, and the measurement of the secular periods variation determinates the evolutionary timescales. ln this work, two stars are studied: PG 1159-035 and G117-B15A. Each of them is near one of the extreme points of the white dwarfs evolutionary path. PG 1159-35 is a pre-white dwarf, a future white dwarf, and is the prototype of a class of stars with similar spectral features, the PG 1159 class. Its effective temperature is very high, around of 130000 K and, for this reason, it is rapidly evolving, to the point that the changes of its pulsation periods can be directly measured in a few years interval. The construction of adequate models for PG 1159 stars is a challenge for modern astronomy, due to the fact that few stars of this class are known and that its early immediate history and internal structure are scantily known. G117-B15A is a white dwarf that has already passed through the evolutionary sequence of the white dwarfs and is cooling slowly for almost a Gyear. Its is a member of the DAV class of stars. The period of 215 s of its main pulsation mode is changing 1 second each 8 million years; this makes the G117-B15A one of the most stable clocks known. From the analysis ofthe periodograms ofthe light curves ofPG 1159-035 obtained between 1983 and 2002, 198 pulsation modes were identified, 76 more modes than found in previous works. Based on the average spacing between periods, the stellar mass was calculated, M/M0 = 0.586 ± 0.001. The study of the average spacing also revealed the presence of trapped modes, which suggest that the inside of the star is stratified and allowed the calculation of the position of the compositional transition zone in the interior of the star: rc/R = 0.83 ± 0.05. Additionally, we measured the secular change, P, of the seven more stable pulsation periods (and tens of others, but with smaller precision). Until now, only the P of the mode with highest amplitude of PG 1159-035 (516 s) was known. The values found for P are between 10-11 and 11- 10 ss-1, suggesting that the PG 1159-035 evolutionary timescale is of '" 1.4 x 106 years, in accordance with the predictions of the current models for PG 1159 stars. The results give us some insights and constraints for future models of stars of this c1ass. For G117-B15A, we calculated the P of the main pulsation mode of 215 s and of two other modes (270 s and 304 s). For the 215 s mode, we obtained P= (+4.72 ± 0.80) x 10-1588-1. The results for the modes of 270 s and 304 sare: P = (+36.0 ± 7.2) x 10-1588-1 and P = (+ 74.3 ± 15.2) x 10-1588-1, respectively, i.e., 10 to 20 times higher.

As estrelas Be compreendem uma grande faixa de massas e temperaturas. Por definição, são objetos de tipo B com classe de luminosidade entre V e III que apresentam, ou apresentaram alguma vez, linhas de Balmer em emissão (eventualmente metais uma vez ionizados) e/ou linhas com padrões de absorção shell, possivelmente formadas em um envelope circunstelar. Embora se saiba há muito tempo que esses objetos são rodadores rápidos e que giram pelo menos 1,5 a 2 vezes mais rápido do que as estrelas B normais, ainda é incerto se esses objetos são ou não em média rodadores crticos, não obstante as recentes observações interferométricas de HD 10144 (Achernar) (uma estrela Be tpica) indicarem se tratar de um rodador crtico. Devido às suas altas taxas de rotação, as quais originam distorções geométricas e distribuições não uniformes de temperatura dependentes da latitude estelar, os valores de velocidade de rotação derivados por métodos clássicos são sistematicamente subestimados. Além disso, os efeitos da rotação, aliados à presença do envelope circunstelar, mascaram as condições fsicas desses objetos, resultando em diferenças significativas em seus estágios evolutivos na seqüência principal. Neste trabalho apresentamos os resultados do estudo espectroscópico de estrelas Be em duas vertentes. Na primeira tratamos o tema da formação e estrutura do envelope circunstelar de estrelas Be, através das análises de duas estrelas, HD 127972 ( Cen) e HD 10144 (Achernar). Nesse estudo identificamos e caracterizamos seus modos de pulsação, os quais se constituem em um possvel mecanismo de perda de massa e formação do envelope. Além disso, estudamos a estrutura de seus envelopes circunstelares através da modelagem de perfis de Balmer em emissão. Na segunda vertente quantificamos as condições fsicas de 141 estrelas de campo, onde 114 são de tipo Be e 27 estrelas são B normais. Nesse estudo, comparamos os estágios evolutivos desses objetos obtidos através de métodos clássicos com os estágios evolutivos corrigidos dos efeitos da rotação elevada. Concluimos que o \"fenômeno Be\" pode ocorrer em todas as fases da evolução estelar na seqüência principal. / Be stars encompass a large mass and temperature range. By definition, they are B-type objects with luminosity classes V to III that have, or have shown at least once, Balmer lines in emission (eventually single-ionized metals) and/or lines with shell absorption patterns possibly formed in a circumstellar envelope. Though it has long been known that these objects are fast rotators and that they rotate at least 1.5 to 2 times faster than normal B stars, it is still uncertain whether or not these objects are in average critical rotators, although recent interferometric observations on Achernar (a typical Be star) pointed it out to be a critical rotator. Due to their high rotation rates which originate geometrical distortions and non-uniform temperature distributions dependent on the stellar latitude, the rotation velocity values derived from classical methods are systematically underestimated. Moreover, the rotation effects allied to the continuum emission due to the presence of a circumstellar envelope disguise the physical conditions of these objects, resulting in significative differences of their main-sequence evolutionary stages. In this work we present the results of the spectroscopic study of Be stars in two approaches. In the first one we treat the subject of formation and structure of the circumstellar envelope of Be stars through the analyses of two stars, HD 127972 ( Cen) and HD 10144 (Achernar). In this study we identify and characterize their pulsation modes, which constitute in a possible mechanism of mass loss and envelope formation. Moreover we study the structure of their circumstellar envelopes through the modeling of Balmer profiles in emission. In the second approach we quantify the physical conditions of 141 field stars, where 114 are Be-type stars and 27 stars are normal B stars. In this study, we compared the evolutionary stages of these objects obtained through classical methods with evolutionary stages corrected for high rotation effects. We conclude that the \"Be phenomenon\" can occur at whatever stage of the stellar evolution on the main sequence.

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.

As estrelas anãs brancas e pré-anãs brancas pulsantes apresentam pulsações não-radiais, multiperíodicas. Os períodos dos modos de pulsação dependem de parâmetros físicos da estrela, como a massa, a temperatura efetiva da superfície, a luminosidade, e da sua estrutura interna. À medida que a estrela evolui, os períodos de pulsação mudam em resposta às alterações em sua estrutura interna. O estudo dos modos de pulsação nos permite estimar parâmetros físicos da estrela, como a massa, por exemplo, e a medida das variações nos períodos dos modos de pulsação revelam as escalas de tempo de evolução. Nesse trabalho, estudamos duas estrelas: a PG 1159-035 e a G117-BI5A. Cada uma delas está próxima de um dos extremos da trilha evolutiva das estrelas anãs-brancas. A PG 1159-035 é uma pré-anã branca, prestes a se tornar uma anã-branca e é o protótipo de uma classe de estrelas com características espectrais similares, as estrelas PG 1159. A temperatura efetiva em sua superfície é muito alta, cerca de 130000 K. Por ser tão quente, a PG 1159-035 está evoluindo rapidamente a ponto das variações em seus períodos de pulsação poderem ser medidas diretamente em um intervalo de poucos anos. A construção de modelos adequados para estrelas PG 1159 é um desafio para a astronomia moderna, pois o número de estrelas conhecidas desse tipo é muito pequeno e pouco se sabe sobre sua história pregressa imediata e sua estrutura interna. A G117-BI5A é uma anã branca que já percorreu a seqüência evolutiva das anã brancas e está esfriando lentamente. É uma representante da classe das DAVs. O período de 215 s de seu principal modo de pulsação está variando 1 segundo a cada 8 milhões de anos, o que faz da G117-B15A um dos mais estáveis relógios conhecidos. A partir da análise dos periodogramas das curvas de luz da PG 1159-035 obtidas entre 1983 e 2002 identificamos 198 modos de pulsação, 76 modos a mais do que os encontrados em trabalhos anteriores. Com base no espaçamento médio entre períodos, calculamos a massa da estrela, M/ M0 = 0.586 :I: 0.001. O estudo do espaçamento médio também revelou a presença de modos amarrados, o que sugere que o interior da estrela já apresenta um certo grau de estratificação e nos possibilitou calcular a posição da zona de transição na composição interna da estrela, rc/ R* = 0.83 ± 0.05. Adicionalmente, foi feita a medida da variação temporal, P, dos sete mais estáveis períodos de pulsação (e de dezenas de outros, porém com uma precisão menor). Até então, apenas o P do modo de maior amplitude da PG 1159-035 (516 s) era conhecido. Os valores encontrados para os Pestão entre 10-11 e 10-10 ss-l, sugerindo que a escala de tempo de evolução da PG 1159-035é de '" 1.4 x 106anos, de acordo com as previsões teóricas. Os resultados obtidos trazem alguns insights e oferecem restrições para futuros modelos para estrelas da classe PG 1159. Para a G117-BI5A, calculamos a taxa de variação temporal do modo principal de 215 s e dos dois outros modos de maior amplitude (270 s e 390 s). Para o modo de 215 s, obtivemos P = (+4.72 ± 0.80) x 10-1588-1. Para os modos de 270 s e 390 s os resultados foram: P = (+36.0 ± 7.2) x 1O-158S-1 e P = (+74.3 ± 15.2) x 10-15 S8-1, respectivamente, ou seja, 10 a 20 vezes mais rápido. / The pulsating white dwarf and pre-white dwarf stars show non-radial multi-periodic pulsations. The periods of the pulsation modes depend on physical parameters of the star, such as mass, effective temperature on its surface, luminosity, and internal structure. As the star evolves, the pulsation periods change in response to the changes in the internal structure. The study of pulsation modes allows us to estimate physical stellar parameters of the star, like the mass, for example, and the measurement of the secular periods variation determinates the evolutionary timescales. ln this work, two stars are studied: PG 1159-035 and G117-B15A. Each of them is near one of the extreme points of the white dwarfs evolutionary path. PG 1159-35 is a pre-white dwarf, a future white dwarf, and is the prototype of a class of stars with similar spectral features, the PG 1159 class. Its effective temperature is very high, around of 130000 K and, for this reason, it is rapidly evolving, to the point that the changes of its pulsation periods can be directly measured in a few years interval. The construction of adequate models for PG 1159 stars is a challenge for modern astronomy, due to the fact that few stars of this class are known and that its early immediate history and internal structure are scantily known. G117-B15A is a white dwarf that has already passed through the evolutionary sequence of the white dwarfs and is cooling slowly for almost a Gyear. Its is a member of the DAV class of stars. The period of 215 s of its main pulsation mode is changing 1 second each 8 million years; this makes the G117-B15A one of the most stable clocks known. From the analysis ofthe periodograms ofthe light curves ofPG 1159-035 obtained between 1983 and 2002, 198 pulsation modes were identified, 76 more modes than found in previous works. Based on the average spacing between periods, the stellar mass was calculated, M/M0 = 0.586 ± 0.001. The study of the average spacing also revealed the presence of trapped modes, which suggest that the inside of the star is stratified and allowed the calculation of the position of the compositional transition zone in the interior of the star: rc/R = 0.83 ± 0.05. Additionally, we measured the secular change, P, of the seven more stable pulsation periods (and tens of others, but with smaller precision). Until now, only the P of the mode with highest amplitude of PG 1159-035 (516 s) was known. The values found for P are between 10-11 and 11- 10 ss-1, suggesting that the PG 1159-035 evolutionary timescale is of '" 1.4 x 106 years, in accordance with the predictions of the current models for PG 1159 stars. The results give us some insights and constraints for future models of stars of this c1ass. For G117-B15A, we calculated the P of the main pulsation mode of 215 s and of two other modes (270 s and 304 s). For the 215 s mode, we obtained P= (+4.72 ± 0.80) x 10-1588-1. The results for the modes of 270 s and 304 sare: P = (+36.0 ± 7.2) x 10-1588-1 and P = (+ 74.3 ± 15.2) x 10-1588-1, respectively, i.e., 10 to 20 times higher.

o presente trabalho busca ampliar o conhecimento das relações entre aglomerados abertos de estrelas e seus remanescentes. Do ponto de vista observacional, um remanescente pode ser definido como uma concentração pouco povoada de estrelas resultante da evolução dinâmica de um sistema inicialmente mais massivo. Apesar do avanços no conhecimento teórico a respeito desses objetos e, nos últimos anos, da busca pela identificação observacional dos mesmos ter aumep.tado, muitas questões permanecem em aberto. Assim, no presente estudo serão analisados 23 candidatos a remanescentes através de dados fotométricos, espectroscópicos e de movimentos próprios. Esses dados fornecem informações sobre os objetos e seus campos. Por meio destas, buscam-se estabelecer critérios de definição de remanescentes de aglomerados abertos, levando-se em conta incertezas observacionais. Os dados fotométricos no infravermelho oriundos do catálogo The Two Micron Ali sky Survey possibilitam, nesse estudo, (i) estudar as propriedades estruturais dos objetos por meio dos perfis de densidade radial de estrelas; (ii) testar a semelhanças entre objetos e campos através de um método estatístico de comparação entre distribuições de estrelas no plano do diagrama cor-magnitude e, (iii) obter idades, avermelhamentos e distâncias com o uso de diagramas cor-magnitude, além de distinguir os objetos em função de um índice de ajuste de isócronas. Os dados espectroscópicos obtidos através de observações óticas no Complejo Astronómico EI Leoncito (Argentina) fornecem para 12 objetos da amostra informações adicionais de avermelhamentos e idades. Os dados cinemáticos extraídos do The Second U. S. Naval Observatory CCD Astrograph Catalog permitem, por sua vez, uma comparação objetiva entre a distribuição de movimentos próprios dos objetos e campos próximos de grande ângulo sólido O emprego desses métodos complementares se mostra essencial no estudo em função da carência de dados completos para os candidatos a remanescentes. No que diz respeito à amostra, em geral não é possível afirmar individualmente qual objeto caracteriza-se de forma definitiva como um remanescente de aglomerado aberto devido à incompleteza dos dados, às incertezas observacionais e à baixa estatística. Entretanto, os métodos desenvolvidos permitem uma análise objetiva e sugerem a presença de remanescentes de aglomerados abertos na amostra. Além disso, há evidência da presença de binarismo, o que é esperado para sistemas evoluídos dinamicamente. Portanto, pode-se inferir sobre estágios evolutivos para remanescentes a partir das distribuições de movimento próprio de suas estrelas e de seu mapeamento no diagrama cor-magnitude.

Apresentamos fotometria profunda (V ~ 25,5) nas bandas V e I obtidas com a Wide Field and Planetary Camera 2 a bordo do telesc opio espacial Hubble para 7 campos distantes ~5º do centro da Grande Nuvem de Magalhães. Ajustamos isócronas aos diagramas cor-magnitude a fim de identficar diferentes populaões estelares nestes campos. Uma população velha (τ > 10¹º anos) foi encontrada em todos os campos. Alguns eventos de elevada formação estelar, com idades entre 2 x 109 e 4 x 109 anos, foram também encontrados em alguns campos localizados na região N/NO. Funções de luminosidade de estrelas de baixa massa (m ≤ 1; 1msol) foram obtidas para todos os campos. Aparentemente não há diferenças na mistura de populações entre os campos como sugerido através do teste Kolmogorov-Smirnov aplicados as funções de luminosidade. Finalmente, derivamos perfis de densidade para estrelas velhas e de idade intermediária. O primeiro apresenta uma inclinação levemente maior quando comparado com o último.

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.