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.

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.

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.

Neste trabalho, estudamos dois aglomerados globulares, o NGC 6397 com módulo de distância (m- M) = 12,03 ± 0,06 mag e o NGC288 com módulo de distância (m- M) = 14,57 ± 0,08 mag. Para o NGC6397, realizamos um estudo fotométrico em UBV com dados do ESO-VLT, obtendo a função de luminosidade corrigida por completeza. Observamos que próximo à região cent ral do aglomerado, a função de luminosidade apresenta uma maior densidade de estrelas brilhantes do que a região mais externa. Calculamos os modelos projetado e deprojetado cobrindo todo o aglomerado. As formas dos perfis de brilho de superfície e densidade de número mostraram redução de luminosidade, demonstrando assim a segregação de massa. Assumindo a massa média total, estimamos o número de estrelas deste aglomerado. Para as séries temporais obtidas com o ESO-VLT, com rv 11 h de imagens fotométricas ut ilizando o imageador FORS2 distríbuidas ao longo de duas noites consecut ivas, realizamos uma inspeção no aglomerado globular NGC 6397 para determinar a fração de estrelas variáveis. Analisando 9 868 curvas de luz de estrelas mais brilhantes do que magtútude 23 no filtro 465-nm, identificamos 412 novas estrelas variáveis com escala de tempos entre 0,004 e 2 dias. Além disso, realizamos uma análise da. já conhecida binária eclipsante V4 no NGC6397, obtendo massas Mp = 0,76 ± 0,02 M0 e Ms = 0,73 ± 0,02 M0 para as componentes primária e secundária e raios de Rp = 1,01± 0,10 R0 and Rp = 0,99 ± 0,10 R0. Analisando curvas de luz de 12 438 estrelas do NGC 288, descobrimos duas novas estrelas variáveis. Pela posição no Diagrama Cor-Magtútude, pelas características de variabilidade, classificamos as novas estrelas como SX Phe. Utilizamos os períodos de seis SX Phe já conhecidas anteriormente e das duas novas descobertas para. estudar a relação período-luminosidade. / In t his work, we studied two globular clusters, NGC 6397 with distance modulus (m-M) = 12.03 ± 0.06 mag and the NGC 288 with distance modulus (m-M) = 14.57 ± 0.08 mag. For NGC6397, we conducted a UBV photometric study with ESO-VLT data, obtaining the luminosity function corrected for completeness. We observe that near the central region of the cluster, the luminosity function has a greater density than the bright stars in the externai region. We estimate the models projected and deprojected covering ali cluster. T he shapes of surface brightness profiles and number density showed reduced luminosity, thus demonstrating the mass segregation. Assuming the average total mass, we estimate the number of stars of this cluster. For the t ime series obtained with the ESO-VLT, with rv 11 h photometric images using imaging FORS2 distributed over two consecut ive nights, we detennined the fraction of variable stars with mass. Analyzing 9 868 light cmves of stars brighter than magnitude 23 in the filter 465-nm, we identified 412 new variable stars with scale t imes between 0.004 and 2days. In addit ion, we analysed of aJready known eclipsing binary V4 in NGC6397, obtaining masses Mp = 0.76 ± 0.02 M0 and Ms = 0.73 ± 0.02!\,10 for the primary and secondary components and radii R,= 1.01± 0. 10~ and R,= 0.99 ± 0. 1 0~. AnaJyzing 12438 light cmves of NGC 288 stru·s , we discovered two new vru·iable stars. The position in the CMD and the chru·acteristics variabilit ies, we classified the new stru·s as SX Phe. We use the redetermined periods of six SX Phe already known and two new discoveries to study the period-lmn inosity relation.

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 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.