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.

Dois filtros interferenciais, de 208 e 37 A centrados em Hα forma usados para definir um sistema padrão baseado em 168 estrelas brilhantes distribuídas uniformemente pelo hemisfério celeste sul, de tipos espectrais entre B0 e G5 e de classes I a V. / Two Hα-interference filters with half-widht of 208 and 37 A were used to define a standard system of 168 bright stars uniformly distributed in the northern sky, with spectral types from B0 to G5 and classes I to V.

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.

Dois filtros interferenciais, de 208 e 37 A centrados em Hα forma usados para definir um sistema padrão baseado em 168 estrelas brilhantes distribuídas uniformemente pelo hemisfério celeste sul, de tipos espectrais entre B0 e G5 e de classes I a V. / Two Hα-interference filters with half-widht of 208 and 37 A were used to define a standard system of 168 bright stars uniformly distributed in the northern sky, with spectral types from B0 to G5 and classes I to V.

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.

Dois filtros interferenciais, de 208 e 37 A centrados em Hα forma usados para definir um sistema padrão baseado em 168 estrelas brilhantes distribuídas uniformemente pelo hemisfério celeste sul, de tipos espectrais entre B0 e G5 e de classes I a V. / Two Hα-interference filters with half-widht of 208 and 37 A were used to define a standard system of 168 bright stars uniformly distributed in the northern sky, with spectral types from B0 to G5 and classes I to V.

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.