A idade, distância e composição química de estrelas em diferentes ambientes Galácticos pode revelar o histórico de formação estelar e os detalhes dos processos físicos que deram origem `a nossa Galáxia. Nesse contexto, os aglomerados abertos, traçadores do disco fino Galáctico, são atualmente os melhores exemplos do que se denomina população estelar simples em Astrofísica, ou seja, todas as estrelas de um aglomerado aberto se formaram ao mesmo tempo, apresentando a mesma metalicidade e distância de um referencial na Terra. Embora a espectroscopia de alta resolução de estrelas individuais em aglomerados abertos seja capaz de mapear com grande precisão a distribuição de abundâncias químicas no disco Galáctico, a inomogeneidade metodológica entre diferentes estudos introduz grande dispersão nas medidas, o que, somado aos problemas fotométricos, contribui para as disparidades e discussões acerca da origem de relações fundamentais como a relação idade-metalicidade e o gradiente de abundâncias ao longo do disco, além do entendimento sobre a conexão química (se há alguma) entre estrelas individuais do campo e estrelas em aglomerados. O objetivo deste trabalho ´e usar, pela primeira vez, fotometria e especrtroscopia paralelamente para obter medidas homogêneas de idades, distâncias e composição química global (Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca) de aglomerados abertos da Galáxia com o intuito de refinar os vínculos observacionais importantes aos modelos de evolução química da Galáxia, como gradientes de abundância, relação idade-metalicidade e conexão campo-aglomerado. Foram coletadas mais de 14 mil larguras equivalentes para mais de 300 estrelas gigantes em 57 aglomerados abertos da Galáxia, obtidas com espectroscopia de alta resolução (R > 15000) e alta razão sinal ruído (< S=N > 100). A partir desses dados, aplicou-se a análise de larguras equivalentes utilizando-se modelos Kurucz de atmosfera plano paralela com overshooting e cálculo de abundância em regime de equilíbrio termodinâmico local. Foram desenvolvidas ferramentas para automatizar o cálculo dos parâmetros atmosféricos e abundâncias químicas para as centenas de estrelas analisadas. Paralelamente, empregou-se fotometria 2MASS no ajuste de isócronas PARSEC para determinação dos parâmetros físicos fotométricos (distâncias e idades) dos aglomerados da amostra. Determinamos idades, distâncias e abundâncias químicas para os elementos Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca em 46 aglomerados abertos da Galáxia. Pela primeira vez foi encontrada correlação significativa entre as abundâncias de sódio e a distância galactocêntrica. Nenhuma correlação do tipo idade-abundâncias foi encontrada. A análise foi realizada de forma a estar na mesma escala de abundâncias de 64 estrelas gigantes de campo na literatura. Em oposição a trabalhos anteriores, mostramos que não há diferenças significativas entre essas e as estrelas gigantes em aglomerados. Os nossos resultados impõe vínculos observacionais importantes aos modelos de evolução química da Galáxia e antecipam o paradigma de análise fotométrica e espectroscópica, de maneira homogênea e sistemática, para um grande número de objetos, em sinergia com a era dos grandes levantamentos de dados em Astrofísica. / Distributions of age, distance and chemical composition of stars in different Galactic environments are important to trace back the star formation history and the Galaxy formation event. As tracers of the thin disk, open clusters are the best example of the so-called simple stellar populations, meaning that all the stars in a cluster were formed at about the same time, have about the same metallicity and are at about the same heliocentric distance. Although the chemical abundance of individual stars through the Galactic disk can be reliably derived by high resolution spectroscopy, inhomogeneities in methodology among the various studies lead to a broad dispersion to these measurements. Including photometric uncertainties as well, the inhomogeneities contribute to the current discrepancies on critical observables such as the age-metallicity relation, the abundance gradient across the disk and the connection among the different stellar populations. The main goal of this work is to combine, for the first time, photometry and spectroscopy in a homogeneous determination of distance, age and chemical abundances (Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca) for a large sample of Galactic open clusters. We intend to improve the constraints required for Galactic chemical evolution models, such as the age-metallicity relation, the abundance gradient across the disk and the connection among cluster and field stars. In the present work we collected more than 14,000 equivalent widths for more than 300 giant stars in 57 open clusters from 33 papers in the literature. The equivalent widths were measured in high resolution spectroscopy (R & 15;000) with high signal to noise (hS=Ni 100). Then we performed equivalent width analysis using Kurucz plane-parallel models with overshooting approximation and abundance calculation under the assumption of local thermodynamic equilibrium. Simultaneously, the cluster photometric parameters were determined by PARSEC isochrone fits to 2MASS photometric data. We derive ages, distances and chemical abundances of Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca for 46 open clusters. For the very first time, we found a significant relation between sodium abundance and Galactocentric distance in open clusters. The analysis were performed in such a way that the measured abundances are directly comparable with 64 field giant stars measured in preview works. In contrast with preview works, we have not found any substantial disagreement among field giant stars and those within the open clusters. Our results establish observational constrains to Galactic chemical evolution models foretelling the photometric and spectroscopic homogeneous and systematic analysis paradigm for a large number of clusters, in synergy with the era of the big data and large astrophysical surveys.

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.

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.

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.

A idade, distância e composição química de estrelas em diferentes ambientes Galácticos pode revelar o histórico de formação estelar e os detalhes dos processos físicos que deram origem `a nossa Galáxia. Nesse contexto, os aglomerados abertos, traçadores do disco fino Galáctico, são atualmente os melhores exemplos do que se denomina população estelar simples em Astrofísica, ou seja, todas as estrelas de um aglomerado aberto se formaram ao mesmo tempo, apresentando a mesma metalicidade e distância de um referencial na Terra. Embora a espectroscopia de alta resolução de estrelas individuais em aglomerados abertos seja capaz de mapear com grande precisão a distribuição de abundâncias químicas no disco Galáctico, a inomogeneidade metodológica entre diferentes estudos introduz grande dispersão nas medidas, o que, somado aos problemas fotométricos, contribui para as disparidades e discussões acerca da origem de relações fundamentais como a relação idade-metalicidade e o gradiente de abundâncias ao longo do disco, além do entendimento sobre a conexão química (se há alguma) entre estrelas individuais do campo e estrelas em aglomerados. O objetivo deste trabalho ´e usar, pela primeira vez, fotometria e especrtroscopia paralelamente para obter medidas homogêneas de idades, distâncias e composição química global (Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca) de aglomerados abertos da Galáxia com o intuito de refinar os vínculos observacionais importantes aos modelos de evolução química da Galáxia, como gradientes de abundância, relação idade-metalicidade e conexão campo-aglomerado. Foram coletadas mais de 14 mil larguras equivalentes para mais de 300 estrelas gigantes em 57 aglomerados abertos da Galáxia, obtidas com espectroscopia de alta resolução (R > 15000) e alta razão sinal ruído (< S=N > 100). A partir desses dados, aplicou-se a análise de larguras equivalentes utilizando-se modelos Kurucz de atmosfera plano paralela com overshooting e cálculo de abundância em regime de equilíbrio termodinâmico local. Foram desenvolvidas ferramentas para automatizar o cálculo dos parâmetros atmosféricos e abundâncias químicas para as centenas de estrelas analisadas. Paralelamente, empregou-se fotometria 2MASS no ajuste de isócronas PARSEC para determinação dos parâmetros físicos fotométricos (distâncias e idades) dos aglomerados da amostra. Determinamos idades, distâncias e abundâncias químicas para os elementos Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca em 46 aglomerados abertos da Galáxia. Pela primeira vez foi encontrada correlação significativa entre as abundâncias de sódio e a distância galactocêntrica. Nenhuma correlação do tipo idade-abundâncias foi encontrada. A análise foi realizada de forma a estar na mesma escala de abundâncias de 64 estrelas gigantes de campo na literatura. Em oposição a trabalhos anteriores, mostramos que não há diferenças significativas entre essas e as estrelas gigantes em aglomerados. Os nossos resultados impõe vínculos observacionais importantes aos modelos de evolução química da Galáxia e antecipam o paradigma de análise fotométrica e espectroscópica, de maneira homogênea e sistemática, para um grande número de objetos, em sinergia com a era dos grandes levantamentos de dados em Astrofísica. / Distributions of age, distance and chemical composition of stars in different Galactic environments are important to trace back the star formation history and the Galaxy formation event. As tracers of the thin disk, open clusters are the best example of the so-called simple stellar populations, meaning that all the stars in a cluster were formed at about the same time, have about the same metallicity and are at about the same heliocentric distance. Although the chemical abundance of individual stars through the Galactic disk can be reliably derived by high resolution spectroscopy, inhomogeneities in methodology among the various studies lead to a broad dispersion to these measurements. Including photometric uncertainties as well, the inhomogeneities contribute to the current discrepancies on critical observables such as the age-metallicity relation, the abundance gradient across the disk and the connection among the different stellar populations. The main goal of this work is to combine, for the first time, photometry and spectroscopy in a homogeneous determination of distance, age and chemical abundances (Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca) for a large sample of Galactic open clusters. We intend to improve the constraints required for Galactic chemical evolution models, such as the age-metallicity relation, the abundance gradient across the disk and the connection among cluster and field stars. In the present work we collected more than 14,000 equivalent widths for more than 300 giant stars in 57 open clusters from 33 papers in the literature. The equivalent widths were measured in high resolution spectroscopy (R & 15;000) with high signal to noise (hS=Ni 100). Then we performed equivalent width analysis using Kurucz plane-parallel models with overshooting approximation and abundance calculation under the assumption of local thermodynamic equilibrium. Simultaneously, the cluster photometric parameters were determined by PARSEC isochrone fits to 2MASS photometric data. We derive ages, distances and chemical abundances of Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca for 46 open clusters. For the very first time, we found a significant relation between sodium abundance and Galactocentric distance in open clusters. The analysis were performed in such a way that the measured abundances are directly comparable with 64 field giant stars measured in preview works. In contrast with preview works, we have not found any substantial disagreement among field giant stars and those within the open clusters. Our results establish observational constrains to Galactic chemical evolution models foretelling the photometric and spectroscopic homogeneous and systematic analysis paradigm for a large number of clusters, in synergy with the era of the big data and large astrophysical surveys.

A idade, distância e composição química de estrelas em diferentes ambientes Galácticos pode revelar o histórico de formação estelar e os detalhes dos processos físicos que deram origem `a nossa Galáxia. Nesse contexto, os aglomerados abertos, traçadores do disco fino Galáctico, são atualmente os melhores exemplos do que se denomina população estelar simples em Astrofísica, ou seja, todas as estrelas de um aglomerado aberto se formaram ao mesmo tempo, apresentando a mesma metalicidade e distância de um referencial na Terra. Embora a espectroscopia de alta resolução de estrelas individuais em aglomerados abertos seja capaz de mapear com grande precisão a distribuição de abundâncias químicas no disco Galáctico, a inomogeneidade metodológica entre diferentes estudos introduz grande dispersão nas medidas, o que, somado aos problemas fotométricos, contribui para as disparidades e discussões acerca da origem de relações fundamentais como a relação idade-metalicidade e o gradiente de abundâncias ao longo do disco, além do entendimento sobre a conexão química (se há alguma) entre estrelas individuais do campo e estrelas em aglomerados. O objetivo deste trabalho ´e usar, pela primeira vez, fotometria e especrtroscopia paralelamente para obter medidas homogêneas de idades, distâncias e composição química global (Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca) de aglomerados abertos da Galáxia com o intuito de refinar os vínculos observacionais importantes aos modelos de evolução química da Galáxia, como gradientes de abundância, relação idade-metalicidade e conexão campo-aglomerado. Foram coletadas mais de 14 mil larguras equivalentes para mais de 300 estrelas gigantes em 57 aglomerados abertos da Galáxia, obtidas com espectroscopia de alta resolução (R > 15000) e alta razão sinal ruído (< S=N > 100). A partir desses dados, aplicou-se a análise de larguras equivalentes utilizando-se modelos Kurucz de atmosfera plano paralela com overshooting e cálculo de abundância em regime de equilíbrio termodinâmico local. Foram desenvolvidas ferramentas para automatizar o cálculo dos parâmetros atmosféricos e abundâncias químicas para as centenas de estrelas analisadas. Paralelamente, empregou-se fotometria 2MASS no ajuste de isócronas PARSEC para determinação dos parâmetros físicos fotométricos (distâncias e idades) dos aglomerados da amostra. Determinamos idades, distâncias e abundâncias químicas para os elementos Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca em 46 aglomerados abertos da Galáxia. Pela primeira vez foi encontrada correlação significativa entre as abundâncias de sódio e a distância galactocêntrica. Nenhuma correlação do tipo idade-abundâncias foi encontrada. A análise foi realizada de forma a estar na mesma escala de abundâncias de 64 estrelas gigantes de campo na literatura. Em oposição a trabalhos anteriores, mostramos que não há diferenças significativas entre essas e as estrelas gigantes em aglomerados. Os nossos resultados impõe vínculos observacionais importantes aos modelos de evolução química da Galáxia e antecipam o paradigma de análise fotométrica e espectroscópica, de maneira homogênea e sistemática, para um grande número de objetos, em sinergia com a era dos grandes levantamentos de dados em Astrofísica. / Distributions of age, distance and chemical composition of stars in different Galactic environments are important to trace back the star formation history and the Galaxy formation event. As tracers of the thin disk, open clusters are the best example of the so-called simple stellar populations, meaning that all the stars in a cluster were formed at about the same time, have about the same metallicity and are at about the same heliocentric distance. Although the chemical abundance of individual stars through the Galactic disk can be reliably derived by high resolution spectroscopy, inhomogeneities in methodology among the various studies lead to a broad dispersion to these measurements. Including photometric uncertainties as well, the inhomogeneities contribute to the current discrepancies on critical observables such as the age-metallicity relation, the abundance gradient across the disk and the connection among the different stellar populations. The main goal of this work is to combine, for the first time, photometry and spectroscopy in a homogeneous determination of distance, age and chemical abundances (Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca) for a large sample of Galactic open clusters. We intend to improve the constraints required for Galactic chemical evolution models, such as the age-metallicity relation, the abundance gradient across the disk and the connection among cluster and field stars. In the present work we collected more than 14,000 equivalent widths for more than 300 giant stars in 57 open clusters from 33 papers in the literature. The equivalent widths were measured in high resolution spectroscopy (R & 15;000) with high signal to noise (hS=Ni 100). Then we performed equivalent width analysis using Kurucz plane-parallel models with overshooting approximation and abundance calculation under the assumption of local thermodynamic equilibrium. Simultaneously, the cluster photometric parameters were determined by PARSEC isochrone fits to 2MASS photometric data. We derive ages, distances and chemical abundances of Fe, Na, Mg, Al, Si e Ca for 46 open clusters. For the very first time, we found a significant relation between sodium abundance and Galactocentric distance in open clusters. The analysis were performed in such a way that the measured abundances are directly comparable with 64 field giant stars measured in preview works. In contrast with preview works, we have not found any substantial disagreement among field giant stars and those within the open clusters. Our results establish observational constrains to Galactic chemical evolution models foretelling the photometric and spectroscopic homogeneous and systematic analysis paradigm for a large number of clusters, in synergy with the era of the big data and large astrophysical surveys.

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.