O objetivo desta tese é analisar aspectos do sistema de satélites da Via Láctea de relevância cosmológica. Dentre estes aspectos destacam-se dois: o censo de satélites da Galáxia – onde constata-se que a quantidade destes objetos é muito inferior ao predito por modelos cosmológicos do tipo Matéria Escura Fria – e a frequência anômala de satélites luminosos, como a Pequena e Grande Nuvem de Magalhães (SMC e LMC respectivamente). Além disso, a determinação dos parâmetros estruturais da LMC pode impor vínculos a sua formação, histórico orbital e sobre a massa de nossa Galáxia. Neste trabalho é desenvolvida uma técnica de busca por satélites da Via Láctea. Esta técnica foi otimizada para utilizar dados da nova geração de grandes surveys de maneira eficiente. Este código, o FindSat, foi validado em uma amostra de galáxias anãs conhecidas e se mostrou eficiente em detectar as galáxias anãs mais tênues de que se tem registro. A aplicação desse código a uma região do Sloan Digital Sky Survey (SDSS) ainda não explorada nesse sentido revelou uma série de candidatos a novos satélites. Foram selecionados os candidatos mais promissores para observação de follow-up. Estas observações revelaram que um destes candidatos é de fato um novo satélite da Via Láctea. Este novo objeto é muito provavelmente um aglomerado globular do halo em estágio avançado de dissolução, porém, seu tamanho e magnitude integrada colocamno em um domínio limítrofe entre aglomerado e galáxia anã. Através da cuidadosa análise dos demais candidatos, constatou-se que nenhum outro é de fato um novo satélite da Galáxia. Além disso, foi realizado o estudo do perfil de densidade e geometria da LMC. Este estudo utilizou dados de verificação científica do Dark Energy Survey (DES). Constatase que o perfil de densidades para estrelas jovens (< 3 Gyr) possui um raio de escala cerca de 50% menor que o da população velha (> 3 Gyr), favorecendo o cenário de formação tipo outside-in. O estudo da extensão da componente estelar da LMC revela um raio de maré de cerca de 18 kpc, permitindo o cálculo da massa dinâmica total da LMC. O valor de massa obtido favorece a hipótese onde as Nuvens de Magalhães estariam por sua primeira passagem pelo perigaláctico. Além disso, a distância heliocêntrica e espessura do disco da LMC foram determinadas utilizando estrelas do Red Clump (RC). Notou-se que regiões no extremo norte da LMC estão sistematicamente mais próximas de nós do que o esperado, este efeito evidencia o warp no disco dessa galáxia. Observou-se que a espessura do disco aumenta na periferia da LMC, caracterizando o fenômeno de flare. O aumento na espessura juntamente com a maior extensão da população velha da LMC é interpretado como a presença de dois componentes discoidais. Esta é a primeira evidência desse tipo baseada apenas em métodos de contagem de estrelas. / The goal of this thesis is to analyse comologically relevant aspects of the Milky Way (MW) satellite system. Among these we may highlight two: the census of MW satellites – where the observed number of these objects is much less than what is expected by Cold Dark Matter (CDM) models – and the anomalous frequency of luminous satellites, such as the Small and Large Magellanic Clouds (SMC and LMC respectively). Besides the cosmological importance of the Clouds, the determination of its structural parameters may help to constraint models for their formation, orbital history, and ultimately the mass assembly in our Galaxy. In this work a technique to search newMWsatellites is developed. This technique was optimized to run efficiently on large datasets, such as the ones being generated by the new generation of surveys. The code, FindSat was validated in a sample of well known MW satellites and has proven to be well succeeded even for the most faint of these objects. The application of this code to an unexplored region of the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) revealed a large amount of new dwarf galaxy candidates, some of which where selected for follow-up observation. These observations led to the discovery of a new MW satellite. This new object is most likely a globular cluster in an extreme stage of dissolution. However, its integrated magnitude and size makes it difficult to discern it from a dwarf galaxy. By a careful analysis of the remaining candidates, it was shown that no other new satellite was in the sample. The density profile and geometry of the LMC was also analysed. This study used the recent science verification data from the Dark Energy Survey (DES). It was found that the density profile for young stars (< 3 Gyr) has a scale radius 50% smaller when compared to the one obtained for older stars (> 3 Gyr). This result favours the outsidein galaxy formation scenario. The total extension of the LMC stellar component was measured, allowing the estimate of a truncation radius of about 18 kpc. Assuming that this truncation has tidal origins the dynamical mass of the LMC is inferred. The mass value found favours the case for the first perigalactic passage of the Clouds. Besides that, the heliocentric distance and thickness of the LMC disk was determined using Red Clump (RC) stars. Evidence for warp was found in the North edge of the LMC, in the sense that the disk is systematically more distance than expected. While the thickness of the disk increases towards the outer parts of the LMC, which is a phenomena known as flare. This effect joined with the fact that the older LMC stellar population is more extended, favours the presence of two disk components in this galaxy. This is the first evidence of this kind based only on star counts.

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

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

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

O objetivo desta tese é analisar aspectos do sistema de satélites da Via Láctea de relevância cosmológica. Dentre estes aspectos destacam-se dois: o censo de satélites da Galáxia – onde constata-se que a quantidade destes objetos é muito inferior ao predito por modelos cosmológicos do tipo Matéria Escura Fria – e a frequência anômala de satélites luminosos, como a Pequena e Grande Nuvem de Magalhães (SMC e LMC respectivamente). Além disso, a determinação dos parâmetros estruturais da LMC pode impor vínculos a sua formação, histórico orbital e sobre a massa de nossa Galáxia. Neste trabalho é desenvolvida uma técnica de busca por satélites da Via Láctea. Esta técnica foi otimizada para utilizar dados da nova geração de grandes surveys de maneira eficiente. Este código, o FindSat, foi validado em uma amostra de galáxias anãs conhecidas e se mostrou eficiente em detectar as galáxias anãs mais tênues de que se tem registro. A aplicação desse código a uma região do Sloan Digital Sky Survey (SDSS) ainda não explorada nesse sentido revelou uma série de candidatos a novos satélites. Foram selecionados os candidatos mais promissores para observação de follow-up. Estas observações revelaram que um destes candidatos é de fato um novo satélite da Via Láctea. Este novo objeto é muito provavelmente um aglomerado globular do halo em estágio avançado de dissolução, porém, seu tamanho e magnitude integrada colocamno em um domínio limítrofe entre aglomerado e galáxia anã. Através da cuidadosa análise dos demais candidatos, constatou-se que nenhum outro é de fato um novo satélite da Galáxia. Além disso, foi realizado o estudo do perfil de densidade e geometria da LMC. Este estudo utilizou dados de verificação científica do Dark Energy Survey (DES). Constatase que o perfil de densidades para estrelas jovens (< 3 Gyr) possui um raio de escala cerca de 50% menor que o da população velha (> 3 Gyr), favorecendo o cenário de formação tipo outside-in. O estudo da extensão da componente estelar da LMC revela um raio de maré de cerca de 18 kpc, permitindo o cálculo da massa dinâmica total da LMC. O valor de massa obtido favorece a hipótese onde as Nuvens de Magalhães estariam por sua primeira passagem pelo perigaláctico. Além disso, a distância heliocêntrica e espessura do disco da LMC foram determinadas utilizando estrelas do Red Clump (RC). Notou-se que regiões no extremo norte da LMC estão sistematicamente mais próximas de nós do que o esperado, este efeito evidencia o warp no disco dessa galáxia. Observou-se que a espessura do disco aumenta na periferia da LMC, caracterizando o fenômeno de flare. O aumento na espessura juntamente com a maior extensão da população velha da LMC é interpretado como a presença de dois componentes discoidais. Esta é a primeira evidência desse tipo baseada apenas em métodos de contagem de estrelas. / The goal of this thesis is to analyse comologically relevant aspects of the Milky Way (MW) satellite system. Among these we may highlight two: the census of MW satellites – where the observed number of these objects is much less than what is expected by Cold Dark Matter (CDM) models – and the anomalous frequency of luminous satellites, such as the Small and Large Magellanic Clouds (SMC and LMC respectively). Besides the cosmological importance of the Clouds, the determination of its structural parameters may help to constraint models for their formation, orbital history, and ultimately the mass assembly in our Galaxy. In this work a technique to search newMWsatellites is developed. This technique was optimized to run efficiently on large datasets, such as the ones being generated by the new generation of surveys. The code, FindSat was validated in a sample of well known MW satellites and has proven to be well succeeded even for the most faint of these objects. The application of this code to an unexplored region of the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) revealed a large amount of new dwarf galaxy candidates, some of which where selected for follow-up observation. These observations led to the discovery of a new MW satellite. This new object is most likely a globular cluster in an extreme stage of dissolution. However, its integrated magnitude and size makes it difficult to discern it from a dwarf galaxy. By a careful analysis of the remaining candidates, it was shown that no other new satellite was in the sample. The density profile and geometry of the LMC was also analysed. This study used the recent science verification data from the Dark Energy Survey (DES). It was found that the density profile for young stars (< 3 Gyr) has a scale radius 50% smaller when compared to the one obtained for older stars (> 3 Gyr). This result favours the outsidein galaxy formation scenario. The total extension of the LMC stellar component was measured, allowing the estimate of a truncation radius of about 18 kpc. Assuming that this truncation has tidal origins the dynamical mass of the LMC is inferred. The mass value found favours the case for the first perigalactic passage of the Clouds. Besides that, the heliocentric distance and thickness of the LMC disk was determined using Red Clump (RC) stars. Evidence for warp was found in the North edge of the LMC, in the sense that the disk is systematically more distance than expected. While the thickness of the disk increases towards the outer parts of the LMC, which is a phenomena known as flare. This effect joined with the fact that the older LMC stellar population is more extended, favours the presence of two disk components in this galaxy. This is the first evidence of this kind based only on star counts.