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.

Complexos de formação estelar são os principais blocos de formação das galáxias. O estudo da estrutura e do conteúdo estelar de aglomerados imersos nesses complexos permite conhecer melhor os processos de formação estelar na Galáxia, visto que a estrutura dos aglomerados estelares reflete a estrutura do gás denso onde eles se formaram. Neste trabalho estudamos a natureza de uma série aglomerados estelares imersos/ projetados no complexo de regiões HII e nuvens moleculares NGC 6357. A amostra consiste de 5 aglomerados imersos no complexo, 1 aglomerado de idade intermediária projetado no bordo de NGC 6357, além de 3 candidatos que necessitam de mais análises. Pismis 24 é o único aglomerado da amostra estudado previamente na literatura. Usamos fotometria nas bandas JHKs do VVV (VISTA Variables in the Via Lactea Survey) complementada com a do 2MASS para estrelas saturadas. Utilizamos como ferramenta um algoritmo de descontaminação das estrelas de campo que revela a morfologia intrínseca do aglomerado. Os parâmetros fotométricos da amostra foram derivados a partir do diagrama cor magnitude (CMD), por meio do ajuste de isocronas de Padova de metalicidade solar, computada com os filtros J, H e Ks do VVV. Os parâmetros estruturais foram derivados por meio dos perfis de densidade radial (RDPs). Os perfis foram construídos com estrelas selecionadas após a aplicação filtro cor-magnitude (CM) sobre a fotometria observada, o qual isola estrelas com grande probabilidade de serem membros do aglomerado. A distância media dos aglomerados imersos no complexo nos permitiu estimar que NGC 6357 encontra-se a uma distancia de 1.76+0.1 kpc do Sol. Tal distância tem sido questão de debate na literatura. O aglomerado de idade intermediária descoberto possui 5±2 Gyr. Dois objetos imersos parecem ser subestruturas do aglomerado massivo Pismis 24. Concluímos que NGC 6357 possui pelo menos dois eventos de formação estelar da ordem de 5 e 9 Myr. Esta diferença de idade pode ajudar a compreender a história de formação estelar do complexo assim como a cinemática do gás. / Star forming complexes are the major building blocks of galaxies. The study of the structure and stellar content of embedded clusters in these complexes allows us to better understand the processes of star formation in the Galaxy, since the structure of the star clusters reflects the structure of the dense gas in which they were formed. In this work we study the nature of a series of star clusters embedded or projected towards the complex of HII regions and molecular clouds NGC 6357. The sample consists of five clusters embedded in the complex, one intermediate-age cluster projected in the outskirts of NGC 6357, and four candidates that need further analyses. Pismis 24 is the only cluster of the sample previously studied in the literature. We use the VVV (VISTA Variables in the Via Lactea Survey) photometry in the JHKs bands complemented with 2MASS for the saturated stars. We use an algorithm as a tool for field star decontamination which reveals the intrinsic morphology of the cluster. The photometric parameters of the sample were derived from the colour diagram magnitude (CMD) by means of solar-metallicity Padova isochrones computed with the VVV J, H and Ks filters. Structural parameters were derived by means of radial distribution profiles (RDPs). RDPs were built with stars selected after applying the colour-magnitude (CM) filter to the observed photometry, which insolates the stars with a high probability of being cluster members. The mean distance of the embedded clusters in the complex allowed us to estimate that NGC 6357 is at a distance of 1.76+0.1 kpc from the Sun. This distance has been a matter of debate in the literature. The discovered intermediate-age cluster has an age 5 ±2 Gyr. The two embedded objects seem be substructures of the massive cluster Pismis 24. We conclude that NGC 6357 has had at least two stellar generation events, range in the 5 to 9 Myr. This age difference may help to understand the star forming history of the complex as well as the gas kinematics.

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.

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.

Made available in DSpace on 2014-07-29T15:12:45Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Dissertacao Dorivan Borges Filho.pdf: 1930890 bytes, checksum: f71b5a14307ca3fc997a0b7b6e834985 (MD5) Previous issue date: 2010-08-27 / A partir da aplicação dos métodos estatísticos multivariados PCA e HCA, para dados químicos e físico-químicos obtidos experimentalmente, foram classificadas 36 amostras de águas minerias de 06 marcas comercializadas em Goiânia-GO. Os íons NA+ e K+ forma determinados por espectrometria de emissão de chama (FAES) e eletroforese capilar de zona (CZE-CCD). (Os íons Ca2+ e Mg2+ foram determinados por CZE-CCD). Foram feitas medidas de condutividade elétrica (k) e total de sólidos dissolvidos (TDS) por leitura direta em um condutivímetro. Observou-se que os dados experimentais eram similares aos contidos nos rótulos dos produtos dos fabricantes. Com os dados experimentais foi montada uma matriz de dimensões 36x6 (36 amostras e 6 parâmetros). Após o pré-processamento da matriz de dados, foram aplicadas PCA e HCA para a classificação das águas minerais analisadas. Os métodos estatísticos PCA e HCA resultaram em uma porcentagem de classificação correta de 100% em 06 marcas comerciais procedentes de 7 diferentes fontes de águas minerais, com um nível de similaridade igual a 92,84%.

No presente trabalho foi estudada a viabilidade da fotometria em fase sólida usando cela de fluxo com caminho óptico de 3 mm e fotômetro de LED, para determinação de cobalto em suplementos vitamínicos digeridos em meio ácido. O método automatizado foi baseado na formação de um composto de cobalto(II) com o reagente cromogênico 1-(2\'-tiazolilazo)-2-naftol (TAN) retido em suporte sólido quimicamente modificado (C18) monitorado em 580 nm. O módulo de análise foi baseado no processo de multicomutação em fluxo. Após a definição das variáveis de controle, as amostras digeridas em meio ácido foram processadas. O procedimento permitiu a determinação de cobalto na faixa linear de 0,05 a 2,0 mg L-1. A precisão analítica, expressa como DPR, foi de 4,2% (n = 9) e freqüência de amostragem de 17 determinações por hora foram observadas. Os limites de detecção e quantificação foram estimados em 0,0166 e 0,055 mg L-1, respectivamente. / In the present work the viability of the solid phase photometry using a flow cell with optical pathway of 3 mm and a LED photometer for the determination o cobalt vitamin supplements digested in acidic medium was studied. The method automated was based on the compound formation of cobalt and the chromomeric reagent 1-(2\'-tiazolilazo)-2-naftol (TAN), which was immobilized on a solid support (C18) and monitored at 580 nm. The analysis module was based on the multicommutation flow analysis process. After definition of the variables control, samples digested in acid medium ware analyzed. The procedure allowed cobalt determination within the linear range 0.0 up to 2.0 mg L-1. The analytical precision, expressed as DPR, was 4.2 %, and the analytical frequency was 17 determinations per hour. Limit of detection and limit of determination were 0.0166 and 0.055 mg L-1, respectively.

Orientador: Matthieu Tubino / Tese (doutorado) - Universidade Estadual de Campinas, Instituto de Química / Made available in DSpace on 2018-08-19T12:43:39Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Caland_LiliaBasiliode_D.pdf: 2271472 bytes, checksum: b5d42f422be0f6983fc7ae4d28db0182 (MD5) Previous issue date: 2011 / Resumo: O trabalho reportou dois métodos alternativos para determinação de íons metálicos (Na, K, Ca e Mg) em amostras de biodiesel. Tais métodos foram aplicados em amostras de biodiesel sintetisados a partir de diferentes óleos vegetais e, também, de gordura animal. Os métodos propostos utilizam, no tratamento da amostra, extração líquido-líquido em meio aquoso ácido, com aquecimento e extração assistida por ultrassom. A quantificação dos íons metálicos é feita por cromatografia de íons (Na, K, Ca e Mg) e por fotometria de chama (Na, K). Uma melhor separação cromatográfica dos íons Na, K, Ca e Mg foi obtida quando se empregou como eluente uma solução mista de ácido dipicolínico 1,7 mmol L com HNO3 2,5 mmol L. Para o método empregando cromatografia de íons, os limites de detecção (LD) e os limites de quantificação (LQ) foram respectivamente: 0,28 e 0,83 mg kg (Na); 0,38 e 1,13 mg kg (K); 0,41 e 1,22 mg kg (Ca); 0,29 e 0,86 mg kg (Mg). Os desvios padrão relativos dos valores encontrados foram menores do que 18,6 %. A exatidão do método foi avaliada através de teste de recuperação, com resultados entre 88,45 e 109,8 %, e por comparação dos dados obtidos por ICP OES. O teste t-Student e o teste¿F mostraram que ambos os métodos apresentaram resultados equivalentes em termos de exatidão e precisão. Na fotometria de chama, os valores de LD e LQ, foram respectivamente: 0,6 e 1,8 mg kg (Na); 0,4 e 1,4 mg kg (K). A recuperação obtida foi de 92,1 % para Na e de 103,6 % para K. Na comparação dos teores dos íons Na e K fornecidos pelo procedimento que usa fotometria de chama com aqueles provindos da cromatografia de íons, não foi observada diferença significativa entre os resultados, ao nível de confiança de 95%, tanto no que se refere à exatidão como à precisão. A simplicidade, exatidão, precisão e custo relativamente baixo dos métodos propostos sugerem que podem ser boas alternativas para a determinação dos íons metálicos (Na, K, Mg e Ca) em amostras de biodiesel / Abstract: In this work reports two alternative methods for the quantitation of metallic ions (Na, K, Mg e Ca) in biodiesel samples. The proposed methods were applied to biodiesel that were synthesized from different vegetable oils and also animal fat. The proposed method uses water extraction, heating and ultrasound. The quantitation of the ions was performed using ion chromatography (Na, K, Mg e Ca) and flame photometry (Na, K).The best chromatographic separation of the cations (Na, K, Ca e Mg) was observed when a solution containing dipicolinic acid (1.7 mmol L) plus nitric acid was used (2.5 mmol L). For the method with ion chromatography, the limits of detection (LOD) and of quantitation (LOQ) were respectively: 0.28 and 0.83 mg kg (Na); 0.38 and 1.13 mg kg (K); 0.41 and 1.22 mg kg (Ca); 0.29 and 0.86 mg kg (Mg). The relative standard deviations of the obtained values were smaller than 18.6 %. The accuracy was determined through recovery procedures, with presented results between 88.45 and 109.8 %, and also by comparison with the data obtained from ICP-OES. The Student.s t-test and the F-test showed that both methods presented equivalent results in with respect to accuracy and precision. In the case of flame photometry the LD and LQ values were respectively: 0.6 and 1.8 mg kg (Na); 0.4 and 1.4 mg kg (K). The observed recoveries were 92.1 % for Na and 103.6 % for K. In the comparison between the set containing the results obtained for Na and K with flame photometry with that came from ion chromatography, it was not observed significant difference at the 95% confidence level, both with respect to accuracy as well to precision. The simplicity, accuracy, precision and relative low cost of the proposed methods suggest that they are interesting alternatives for the quantitation of metallic ions (Na, K, Mg and Ca) in biodiesel samples / Doutorado / Quimica Analitica / Doutor em Ciências

o estudo da distribuição de extinção na Galáxia e nas Nuvens de Magalhães é feito através da análise dos mapas de avermelhamento derivados da emissão 100f-Lmda poeira E(B- V)FIR de Schlegel et ai. (1998). Comparamos valores de avermelhamento E(B- V)FIR com os derivados do conteúdo estelar de 103 aglomerados abertos velhos e 150 aglomerados globulares da Galáxia. As diferenças entre os dois avermelhamentos, quando significativas, ocorrem principalmente em baixas latitudes galáticas, no sentido de que os valores E(B-V)FIR são mais altos devido à contribuição do fluxo 100f-Lmda poeira que se encontra atrás dos aglomerados. As diferenças também podem surgir por um valor de E(B-V)FIR superestimado devido aos grãos de poeira terem temperatura T> 21 K o que parece ocorrer principalmente na direção do Centro da Galáxia. Construímos um catálogo geral de nebulosas escuras unificando 15 catálogos da literatura reunindo~ 6300 itens. Após cruzamentos, o catálogo unificado contém 4956 nebulosas escuras. Medimos valores de E(B-V)PIR no centro destas nebulosas escuras e amostramos seus arredores. Encontramos contraste preferencialmente para nebulosas escuras a médias e altas latitudes galáticas. Nebulosas escuras próximas ao Plano Galático apresentam flutuações maiores nos valores de E(B- V)FIR nos arredores, devido às contribuições de densidade de coluna de poeira das nebulosas e meio difuso acumulados em profundidade ao longo da linha de visada. Utilizamos a fotometria JHKs do 2MASS para obter mapas de extinção em regiões candidatas a regiões de baixa extinção (janelas) na direção do Bojo Galático Confirmamos a existência das janelas e encontramos uma grande semelhança entre os mapas de extinção na banda K derivados a partir do conteúdo estelar e os derivados da emissão da poeira. Tal semelhança na distribuição do avermelhamento nos mapas se deve à maior parte das nuvens de poeira estar localizada entre nós e as estrelas do Bojo. Realizamos a busca de aglomerados infravermelhos jovens compactos (semelhantes aos aglomerados Arches e Quintuplet) próximo ao Centro Galático utilizando o Atlas de imagens JHKs do 2MASS. Encontramos 58 candidatos a aglomerados, importantes alvos para grande telescópios. Nas direções das Nuvens de Magalhães, testamos os valores de E(B- V)FIR nas linhas de visada de galáxias de fundo comparando esses valores com os avermelhamentos derivados através dos espectros observados das galáxias. A obtenção do avermelhamento foi feita comparando a distribuição de contínuo dos espectros das galáxias observadas na direção das Nuvens com o contínuo de espectros médios de semelhante população estelar (formados por galáxias em altas latitudes galáticas) corrigidos por extinção . O avermelhamento foi derivado para 36 galáxias projetadas sobre as Nuvens de Magalhães e obtivemos um avermelhamento médio total (galático + interno) de E(B-V) = 0.12 para a Grande Nuvem e E(B-V) = 0.05 para Pequena Nuvem, sendo o avermelhamento interno estimado em E(B- V)i = 0.06 e E(B- V)i = 0.04 para Grande e Pequena Nuvem respectivamente. Para 86 % da amostra obtivemos uma boa concordância entre os valores de avermelhamento espectroscópicos e os derivados da emissão da poeira Os casos de diferenças significativas foram interpretados como devidos à distribuição de poeira ter uma escala menor que a resolução dos mapas de avermelhamento E(B-V)FIR ou ao superaquecimento da poeira, como ocorre principalmente na direção do Centro Galático. As presentes análises da extinção através da Galáxia e das Nuvens de Magalhães fornecem evidências da importância, utilidade e algumas limitações dos mapas de poeira de Schlegel et aI. (1998) para estudos galáticos e extragaláticos.

Nós apresentamos ajustes multicromáticos de isócronas ao diagrama cor-magnitude do aglomerado globular NGC 6366, baseados em dados fotométricos que obtivemos com o Southern Astrophysical Research (SOAR) Telescope e de arquivos do Hubble Space Telescope (HST) ACS/WFC. Nós corrigimos os dados por avermelhamento diferencial e calculamos a linha de tendência média dos diagramas cor-magnitude. Nós comparamos os dados com modelos de isócronas estelares de Dartmouth Stellar Evolution Database e PAdova and TRieste Stellar Evolution Code, ambos com a difusão microscópica começando na sequência principal. Considerando todas as determinações prévias de metalicidade desse aglomerado, nós testamos de metalicidades [Fe 111]=-1.00 até [Fe 111]=-0.50, e idades de 9 a 13 Ganos. Depois de determinar a extinção total para seletiva somente com estrelas pertencentes ao aglomerado, Rv=3.06 + 0.14, nós encontramos os parâmetros para esse aglomerado com sendo avermelhamento E (13 — V)= 0.69 ± 0.02(int) +0.04(ext), módulo de distância (m — M)v= 15.02 ± 0.07(int) ±0.13(ext), Idade= 11 ± 1.15 Ganos. Os modelos evolucionários falham em reproduzir a sequência de baixa Tef em diagramas cor-magnitude de multi-bandas, indicando que eles ainda tem uma descrição incompleta. Nós encontramos que as isócronas de Dartmouth Stellar Evolution Database ajustam melhor o ramo das sub gigantes e baixa sequência principal do que as isócronas de PAdova and TRieste Stellar Evolution Code. O uso de anãs brancas de aglomerados globulares em vez de anãs brancas do campo no estudo da formação, propriedades físicas e evolução estelar é justificado por vários fatores. Dentre eles o fato de que as anãs brancas mais frias de aglomerados globulares velhos são remanescentes das estrelas mais velhas que se formaram durante a formação do halo, ou seja, trazem informação da época em que a Galáxia estava se formando. Utilizamos as tabelas fotométricas de dados obtidos com o HST/ACS por Richer et al. (2008) e Bedin et al. (2009) dos aglomerados globulares NGC 6397 e M 4, respectivamente, que alcançam a volta para o azul da sequência de esfriamento das anãs brancas. Com a análise da sequência de esfriamento desses aglomerados, demonstramos que a cristalização de anãs brancas acontece através da liberação de calor latente. Demonstramos também, pela primeira vez, o problema dos modelos de sequência de esfriamento de anãs brancas na volta para o azul e propormos que uma possível solução é, além de considerar o efeito da absorção induzida por colisão, é também necessário considerar que na atmosfera de anãs brancas mais frias de aglomerados globulares há uma mistura de H e He, em vez de uma atmosfera de II puro. / We present multichromatic isochrone fits to the colour-magnitude data of the globular cluster NGC 6366, based on photometric data obtained with Southern Astrophysical Research (SOAR) Telescope and archive data from Hubble Space Telescope (HST) ACS/WFC. We corrected the photometric data for differential reddening and calculated the mean ridge fine of the colour magnitude diagrams. We compared the isochrones of Dartmouth Stellar Evolution Database and PAdova and TRieste Stellar Evolution Code, both with microscopic diffusion starting on the main sequence. Bracketing all previous determinations of this cluster, we tested metallicities from [FelH]=- 1.00 to [Fe/H]=-0.50, and ages from 9 to 13 Gyrs. After determining the total to selective extinction ratio only from stars belonging to this cluster, obtaining Rv=3.06 + 0.14, we found the parameters for this cluster to be reddening E(B — V)=0.69 ± 0.02(int) ±0.04(ext), distance modulus (m — M)v= 15.02 ± 0.07(int) ±0.13(ext), Age= 11 ± 1.15 Gyr. Evolutionary models fail to reproduce the low-T eff main sequence in multi-band colour magnitude diagrams, indicating that they still have an incomplete physical description. We found that the Dartmouth Stellar Evolution Database isochrones fit better the sub giant branch and low main sequence than the PAdova and TRieste Stellar Evolution Code. The use of white dwarf stars from globular clusters instead of field white dwarf stars in the study of formation, physical properties and stellar evolution is justified by several factors. Among them is the fact that the coolest white dwarf stars in old globular clusters are remnants of the oldest stars that formed during the formation of the Galactic halo, i. e., bring us information about the time that the Galaxy was still forming. We use the photometric data obtained with the HST/ACS by Richer et al. (2008) and Bedin et al. (2009) of the globular clusters NGC 6397 and M 4, respectively, that reach the blue turn of the white dwarf cooling sequence.With the analysis of the cooling sequence of these clusters, we demonstrated that the crystallization of white dwarfs occurs with the release of latent heat. Also, we demonstrate, for the first time, the problem of the blue turn in the white dwarf cooling sequence and propose that a possible solution is, in addition to considering the effect of collision-induced absorption, it is necessary to consider that the atmosphere of cooler white dwarf stars is composed by a mixture of H and He, rather than an atmosphere of pure H.

o estudo da distribuição de extinção na Galáxia e nas Nuvens de Magalhães é feito através da análise dos mapas de avermelhamento derivados da emissão 100f-Lmda poeira E(B- V)FIR de Schlegel et ai. (1998). Comparamos valores de avermelhamento E(B- V)FIR com os derivados do conteúdo estelar de 103 aglomerados abertos velhos e 150 aglomerados globulares da Galáxia. As diferenças entre os dois avermelhamentos, quando significativas, ocorrem principalmente em baixas latitudes galáticas, no sentido de que os valores E(B-V)FIR são mais altos devido à contribuição do fluxo 100f-Lmda poeira que se encontra atrás dos aglomerados. As diferenças também podem surgir por um valor de E(B-V)FIR superestimado devido aos grãos de poeira terem temperatura T> 21 K o que parece ocorrer principalmente na direção do Centro da Galáxia. Construímos um catálogo geral de nebulosas escuras unificando 15 catálogos da literatura reunindo~ 6300 itens. Após cruzamentos, o catálogo unificado contém 4956 nebulosas escuras. Medimos valores de E(B-V)PIR no centro destas nebulosas escuras e amostramos seus arredores. Encontramos contraste preferencialmente para nebulosas escuras a médias e altas latitudes galáticas. Nebulosas escuras próximas ao Plano Galático apresentam flutuações maiores nos valores de E(B- V)FIR nos arredores, devido às contribuições de densidade de coluna de poeira das nebulosas e meio difuso acumulados em profundidade ao longo da linha de visada. Utilizamos a fotometria JHKs do 2MASS para obter mapas de extinção em regiões candidatas a regiões de baixa extinção (janelas) na direção do Bojo Galático Confirmamos a existência das janelas e encontramos uma grande semelhança entre os mapas de extinção na banda K derivados a partir do conteúdo estelar e os derivados da emissão da poeira. Tal semelhança na distribuição do avermelhamento nos mapas se deve à maior parte das nuvens de poeira estar localizada entre nós e as estrelas do Bojo. Realizamos a busca de aglomerados infravermelhos jovens compactos (semelhantes aos aglomerados Arches e Quintuplet) próximo ao Centro Galático utilizando o Atlas de imagens JHKs do 2MASS. Encontramos 58 candidatos a aglomerados, importantes alvos para grande telescópios. Nas direções das Nuvens de Magalhães, testamos os valores de E(B- V)FIR nas linhas de visada de galáxias de fundo comparando esses valores com os avermelhamentos derivados através dos espectros observados das galáxias. A obtenção do avermelhamento foi feita comparando a distribuição de contínuo dos espectros das galáxias observadas na direção das Nuvens com o contínuo de espectros médios de semelhante população estelar (formados por galáxias em altas latitudes galáticas) corrigidos por extinção . O avermelhamento foi derivado para 36 galáxias projetadas sobre as Nuvens de Magalhães e obtivemos um avermelhamento médio total (galático + interno) de E(B-V) = 0.12 para a Grande Nuvem e E(B-V) = 0.05 para Pequena Nuvem, sendo o avermelhamento interno estimado em E(B- V)i = 0.06 e E(B- V)i = 0.04 para Grande e Pequena Nuvem respectivamente. Para 86 % da amostra obtivemos uma boa concordância entre os valores de avermelhamento espectroscópicos e os derivados da emissão da poeira Os casos de diferenças significativas foram interpretados como devidos à distribuição de poeira ter uma escala menor que a resolução dos mapas de avermelhamento E(B-V)FIR ou ao superaquecimento da poeira, como ocorre principalmente na direção do Centro Galático. As presentes análises da extinção através da Galáxia e das Nuvens de Magalhães fornecem evidências da importância, utilidade e algumas limitações dos mapas de poeira de Schlegel et aI. (1998) para estudos galáticos e extragaláticos.