A presente dissertação teve por objetivo estudar tópicos sobre formação e estrutura da Via Láctea. Para isso, o trabalho foi dividido em duas partes. Na primeira parte, estudamos a formação da Galáxia. Com o resultado do modelo semi-analítico de formação de galáxias desenvolvido por pesquisadores da Universidade de Durham, o GALFORM, realizamos uma análise da formação de aglomerados globulares e comparamos os resultados com a distribuição de metalicidade de aglomerados globulares conhecidos da Galáxia. Apenas 8 das 1143 galáxias sintéticas apresentaram duplo pico de metalicidade, o qual ocorre na nossa Galáxia. Na segunda parte, compilei um catálogo com 4.380 objetos de nuvens moleculares, regiõeses HII ópticas e em rádio e nuvens escuras. Este é o maior catálogo com esses tipos de objetos já construído. Com o catálogo foi possível detectar um disco de alta rotação, além de nuvens com evidência de velocidades não circulares, sugerindo a presença de uma barra. Foi realizada também uma estimativa da curva de rotação central da Galáxia. / The present work was aimed at studying topics about the formation and structure of the Milky Way. The work was divided into two parts. In the first part, we studied the formation of the Galaxy. With the outcome of the semi-analytical model for galaxy formation developed by researchers at the Durham’s University, GALFORM, we analysed the globular cluster formation and compared the results with the metallicity distribution of globular clusters known in our Galaxy. Only 8 of 1143 synthetic galaxies had double peak of metallicity, which occurs in our Galaxy. In the second part, we built a catalog with 4,380 entries including molecular clouds, optical and radio HII regions and dark nebulae. This is the largest catalog with these types of objects built so far and it was possible to detect a high velocity disk and clouds with non-circular motion, suggesting the presence of a bar. We also estimated the central rotation curve of the Galaxy.

A presente dissertação teve por objetivo estudar tópicos sobre formação e estrutura da Via Láctea. Para isso, o trabalho foi dividido em duas partes. Na primeira parte, estudamos a formação da Galáxia. Com o resultado do modelo semi-analítico de formação de galáxias desenvolvido por pesquisadores da Universidade de Durham, o GALFORM, realizamos uma análise da formação de aglomerados globulares e comparamos os resultados com a distribuição de metalicidade de aglomerados globulares conhecidos da Galáxia. Apenas 8 das 1143 galáxias sintéticas apresentaram duplo pico de metalicidade, o qual ocorre na nossa Galáxia. Na segunda parte, compilei um catálogo com 4.380 objetos de nuvens moleculares, regiõeses HII ópticas e em rádio e nuvens escuras. Este é o maior catálogo com esses tipos de objetos já construído. Com o catálogo foi possível detectar um disco de alta rotação, além de nuvens com evidência de velocidades não circulares, sugerindo a presença de uma barra. Foi realizada também uma estimativa da curva de rotação central da Galáxia. / The present work was aimed at studying topics about the formation and structure of the Milky Way. The work was divided into two parts. In the first part, we studied the formation of the Galaxy. With the outcome of the semi-analytical model for galaxy formation developed by researchers at the Durham’s University, GALFORM, we analysed the globular cluster formation and compared the results with the metallicity distribution of globular clusters known in our Galaxy. Only 8 of 1143 synthetic galaxies had double peak of metallicity, which occurs in our Galaxy. In the second part, we built a catalog with 4,380 entries including molecular clouds, optical and radio HII regions and dark nebulae. This is the largest catalog with these types of objects built so far and it was possible to detect a high velocity disk and clouds with non-circular motion, suggesting the presence of a bar. We also estimated the central rotation curve of the Galaxy.

A presente dissertação teve por objetivo estudar tópicos sobre formação e estrutura da Via Láctea. Para isso, o trabalho foi dividido em duas partes. Na primeira parte, estudamos a formação da Galáxia. Com o resultado do modelo semi-analítico de formação de galáxias desenvolvido por pesquisadores da Universidade de Durham, o GALFORM, realizamos uma análise da formação de aglomerados globulares e comparamos os resultados com a distribuição de metalicidade de aglomerados globulares conhecidos da Galáxia. Apenas 8 das 1143 galáxias sintéticas apresentaram duplo pico de metalicidade, o qual ocorre na nossa Galáxia. Na segunda parte, compilei um catálogo com 4.380 objetos de nuvens moleculares, regiõeses HII ópticas e em rádio e nuvens escuras. Este é o maior catálogo com esses tipos de objetos já construído. Com o catálogo foi possível detectar um disco de alta rotação, além de nuvens com evidência de velocidades não circulares, sugerindo a presença de uma barra. Foi realizada também uma estimativa da curva de rotação central da Galáxia. / The present work was aimed at studying topics about the formation and structure of the Milky Way. The work was divided into two parts. In the first part, we studied the formation of the Galaxy. With the outcome of the semi-analytical model for galaxy formation developed by researchers at the Durham’s University, GALFORM, we analysed the globular cluster formation and compared the results with the metallicity distribution of globular clusters known in our Galaxy. Only 8 of 1143 synthetic galaxies had double peak of metallicity, which occurs in our Galaxy. In the second part, we built a catalog with 4,380 entries including molecular clouds, optical and radio HII regions and dark nebulae. This is the largest catalog with these types of objects built so far and it was possible to detect a high velocity disk and clouds with non-circular motion, suggesting the presence of a bar. We also estimated the central rotation curve of the Galaxy.

Neste trabalho foram usados aglomerados abertos de três catálogos distintos (WEBDA, DAML02 e MWSC) e diferentes métodos de determinação de parâmetros para determinar as propriedades estruturais do Disco Fino da Via-Láctea na vizinhança Solar, como a escala de altura dos aglomerados e uma determinação para o deslocamento vertical do Sol com relação ao plano do Disco Galáctico. Tendo em vista o maior número de objetos, sua metodologia consistente entre todos os objetos catalogados e uma maior capacidade de detectar objetos distantes do Sol, o catálogo MWSC, aqui chamado de CatA, foi nosso principal objeto de estudo. Os demais servindo, principalmente, como comparação, para garantir consistência com resultados obtidos de catálogos anteriores. Cada catálogo gerou um valor diferente para cada parâmetro estudado, porém estes valores concordam entre si, de acordo com os erros esperados embutidos na obtenção de dados e nas diferentes características de cada catálogo. Na busca por determinar os parâmetros estruturais mais básicos, como os descritos acima, encontramos duas populações distintas de aglomerados, traçando diferentes perfis exponenciais, altura com relação ao plano e assinaturas de idade diferentes. Para diferenciar estas populações, usamos um sub-índice j = 1 para a população com menor escala de altura, 69pc para CatA, com maior proporção de objetos jovens e com maior relevância para regiões próximas ao plano do Disco, Z < 200pc. J´a para a população predominantemente composta por aglomerados relativamente velhos, com maior relevância em distâncias verticais superiores a 200pc, com escala de altura de aproximadamente 409pc, novamente referente à CatA, usamos o sub-índice j = 2. Ambas as populações surgem naturalmente dos três catálogos ao expandirmos o perfil de probabilidade das distribuições dos aglomerados com relação à altura vertical, Z. Em todos os catálogos, o ponto de encontro destas duas populações ocorre em uma altura de Z 200pc. A população j = 2 apresenta valores muito próximos aos presentes na literatura, quando os objetos utilizados para tal determinação não são aglomerados, mas sim estrelas do campo, por exemplo. Outra característica compartilhada por todos os catálogos foi a detecção de uma sutil flutuação na distribuição de objetos com relaçãoà altura. Esta flutuação apresenta um acréscimo de aglomerados na parte Sul do Disco e, na mesma região ao Norte, um decréscimo. Com auxílio de distribuições do tipo Hess, pudemos verificar que estas flutuações possuem uma relação antissimétrica e apresentam um foco em uma região distante 400pc do Sol, 8.85kpc do Centro Galáctico e com uma altura modular em relação ao Disco de 125pc. As causas para esta sutil flutuação na distribuição vertical dos OCs seguem em aberto, entretanto. / In this work three distinct open clusters catalogues (WEBDA, DAML02 and MWSC) with different methods for the parameter determination were used to derive the thin Disk structural properties in the Milky Way, such as open cluster scale height and a determination of vertical displacement of the Sun relative to the plane of the Galactic Disk. Considering the larger number of objects, its consistent methodology among all cataloged objects and a more efficient capacity to detect distant objects from the Sun, the MWSC catalog, here called CatA, was our main object of study. The others serving, mainly, as a comparison, to guarantee consistency with results obtained from previous catalogs. Each catalog generated a different value for each parameter studied, but these values agree with one another, according to the expected errors built into the data collection and the different characteristics of each catalog. In the search for determining the basic structural parameters, as described above, we found two distinct open cluster populations, fitting different exponential profiles, height relative to the plane, and different age signatures. To differentiate these populations, we used an index j = 1 for the population with smaller scale height, 69pc for CatA, with larger proportion of young objects and of larger relevance for regions near the Disk plane, Z < 200pc. For the population predominantly composed of relatively old clusters, with a larger relevance in vertical distances of more than 200pc, with a height scale of approximately 409pc, again referring to CatA, we used the index j = 2. Both populations arise naturally from the three catalogs as we expand the distribution of clusters probability profile relative to the vertical height, Z. In all catalogs, the meeting point of these two populations occurs at a height of Z 200pc. The population j = 2 presents values very close to those in the literature, when the objects used for such determination are not clusters, but field stars, for example. Another characteristic shared by all catalogs was the detection of a subtle fluctuation in the distribution of objects with respect to height. This fluctuation presents an increase of clusters in the South part of the Disk and, in the same region to the North, a decrease. With the aid of Hess-type distributions, we can verify that these fluctuations have an antisymmetric relationship and have a focus on a region distant 400pc from the Sun, 8.85kpc from the Galactic Center and a modular height of 125pc in relation to Disk. The causes for this subtle fluctuation in the vertical distribution of the OCs remain open, however.

Orientador: Fabio Iocco / Banca: Edurado Ponton Bayona / Banca: Carola Dobrigkeit Chinellato / Banca: Luis Raul Weber Abramo / Abstract: The detailed knowledge of the dark matter (DM) distribution in the Milky Way (MW) is important for understanding the interplay between baryons and DM in the processes involved in galaxy formation and evolution. It is further a key element for experiments that aim to directly or indirectly detect the DM particle due to theoretically predicted non-negligible, weak interactions between DM and Standard Model particles. In this thesis, we aim to determine the distribution of DM in our Galaxy. First, we constrain the density profile of the DM halo by means of kinematical tracers of the total gravitational potential. We use objects in circular orbits around the Galactic centre (GC) as tracers of the total dynamical mass. By subtracting from the observed rotation velocities the velocities predicted for the visible component of the Galaxy (stars plus gas) -under the assumption of Newtonian gravity- we derive constraints on the DM distribution in the MW once a given parameterisation for the DM density profile is adopted. For the distribution of the visible, baryonic component of the Galaxy, we adopt a large array of observationally inferred, three-dimensional density profiles. In this way, we bracket current uncertainties on the shape and the normalisation of the Galactic visible component. Our determination of the DM density profile in the MW proceeds from astrophysical observations. These observations have sizeable uncertainties that need to be properly taken into account. We further... (Complete abstract click electronic access below) / Resumo: O conhecimento detalhado da distribuição da matéria escura na Via Láctea é importante para a compreensão da interação entre bariões e matéria escura nos processos envolvidos na formação e evolução das galáxias. Além disso, é um elemento-chave para experimentos que objetivam detectar direta ou indiretamente a partícula de matéria escura devido a interações fracas, desprezíveis e teoricamente previstas entre as partículas de matéria escura e Modelo Padrão. Nesta tese, pretendemos determinar a distribuição da matéria escura na nossa galáxia. Primeiro, restringimos o perfil de densidade do halo matéria escura por meio de traçadores cinemáticos do potencial gravitacional total. Usamos objetos em órbitas circulares ao redor do centro galáctico como traçadores da massa dinâmica total. Ao subtrair das velocidades de rotação observadas as velocidades previstas para o componente visível da galáxia (estrelas mais gás) - sob a hipótese da gravidade newtoniana - derivamos restrições na distribuição da matéria escura na nossa Galáxia, uma vez que uma dada parametrização para o perfil de densidade da matéria escura é adotado. Para a distribuição do componente visível e bariônico da Galáxia, adotamos uma grande variedade de perfis de densidade tridimensionais observados e inferidos. Desta forma, colocamos as incertezas atuais na forma e na normalização do componente visível Galáctico. Nossa determinação do perfil de densidade da matéria escura na Galáxia provém de observações astrofísicas. Essas observações têm incertezas consideráveis que precisam ser devidamente levadas em conta. Além disso, apresentamos uma análise que quantifica as incertezas astrofísicas que afetam a determinação da distribuição da matéria escura na Via Láctea e, portanto, a interpretação dos... (Resumo completo, clicar acesso eletrônico abaixo) / Doutor

Neste trabalho foram usados aglomerados abertos de três catálogos distintos (WEBDA, DAML02 e MWSC) e diferentes métodos de determinação de parâmetros para determinar as propriedades estruturais do Disco Fino da Via-Láctea na vizinhança Solar, como a escala de altura dos aglomerados e uma determinação para o deslocamento vertical do Sol com relação ao plano do Disco Galáctico. Tendo em vista o maior número de objetos, sua metodologia consistente entre todos os objetos catalogados e uma maior capacidade de detectar objetos distantes do Sol, o catálogo MWSC, aqui chamado de CatA, foi nosso principal objeto de estudo. Os demais servindo, principalmente, como comparação, para garantir consistência com resultados obtidos de catálogos anteriores. Cada catálogo gerou um valor diferente para cada parâmetro estudado, porém estes valores concordam entre si, de acordo com os erros esperados embutidos na obtenção de dados e nas diferentes características de cada catálogo. Na busca por determinar os parâmetros estruturais mais básicos, como os descritos acima, encontramos duas populações distintas de aglomerados, traçando diferentes perfis exponenciais, altura com relação ao plano e assinaturas de idade diferentes. Para diferenciar estas populações, usamos um sub-índice j = 1 para a população com menor escala de altura, 69pc para CatA, com maior proporção de objetos jovens e com maior relevância para regiões próximas ao plano do Disco, Z < 200pc. J´a para a população predominantemente composta por aglomerados relativamente velhos, com maior relevância em distâncias verticais superiores a 200pc, com escala de altura de aproximadamente 409pc, novamente referente à CatA, usamos o sub-índice j = 2. Ambas as populações surgem naturalmente dos três catálogos ao expandirmos o perfil de probabilidade das distribuições dos aglomerados com relação à altura vertical, Z. Em todos os catálogos, o ponto de encontro destas duas populações ocorre em uma altura de Z 200pc. A população j = 2 apresenta valores muito próximos aos presentes na literatura, quando os objetos utilizados para tal determinação não são aglomerados, mas sim estrelas do campo, por exemplo. Outra característica compartilhada por todos os catálogos foi a detecção de uma sutil flutuação na distribuição de objetos com relaçãoà altura. Esta flutuação apresenta um acréscimo de aglomerados na parte Sul do Disco e, na mesma região ao Norte, um decréscimo. Com auxílio de distribuições do tipo Hess, pudemos verificar que estas flutuações possuem uma relação antissimétrica e apresentam um foco em uma região distante 400pc do Sol, 8.85kpc do Centro Galáctico e com uma altura modular em relação ao Disco de 125pc. As causas para esta sutil flutuação na distribuição vertical dos OCs seguem em aberto, entretanto. / In this work three distinct open clusters catalogues (WEBDA, DAML02 and MWSC) with different methods for the parameter determination were used to derive the thin Disk structural properties in the Milky Way, such as open cluster scale height and a determination of vertical displacement of the Sun relative to the plane of the Galactic Disk. Considering the larger number of objects, its consistent methodology among all cataloged objects and a more efficient capacity to detect distant objects from the Sun, the MWSC catalog, here called CatA, was our main object of study. The others serving, mainly, as a comparison, to guarantee consistency with results obtained from previous catalogs. Each catalog generated a different value for each parameter studied, but these values agree with one another, according to the expected errors built into the data collection and the different characteristics of each catalog. In the search for determining the basic structural parameters, as described above, we found two distinct open cluster populations, fitting different exponential profiles, height relative to the plane, and different age signatures. To differentiate these populations, we used an index j = 1 for the population with smaller scale height, 69pc for CatA, with larger proportion of young objects and of larger relevance for regions near the Disk plane, Z < 200pc. For the population predominantly composed of relatively old clusters, with a larger relevance in vertical distances of more than 200pc, with a height scale of approximately 409pc, again referring to CatA, we used the index j = 2. Both populations arise naturally from the three catalogs as we expand the distribution of clusters probability profile relative to the vertical height, Z. In all catalogs, the meeting point of these two populations occurs at a height of Z 200pc. The population j = 2 presents values very close to those in the literature, when the objects used for such determination are not clusters, but field stars, for example. Another characteristic shared by all catalogs was the detection of a subtle fluctuation in the distribution of objects with respect to height. This fluctuation presents an increase of clusters in the South part of the Disk and, in the same region to the North, a decrease. With the aid of Hess-type distributions, we can verify that these fluctuations have an antisymmetric relationship and have a focus on a region distant 400pc from the Sun, 8.85kpc from the Galactic Center and a modular height of 125pc in relation to Disk. The causes for this subtle fluctuation in the vertical distribution of the OCs remain open, however.

Neste trabalho foram usados aglomerados abertos de três catálogos distintos (WEBDA, DAML02 e MWSC) e diferentes métodos de determinação de parâmetros para determinar as propriedades estruturais do Disco Fino da Via-Láctea na vizinhança Solar, como a escala de altura dos aglomerados e uma determinação para o deslocamento vertical do Sol com relação ao plano do Disco Galáctico. Tendo em vista o maior número de objetos, sua metodologia consistente entre todos os objetos catalogados e uma maior capacidade de detectar objetos distantes do Sol, o catálogo MWSC, aqui chamado de CatA, foi nosso principal objeto de estudo. Os demais servindo, principalmente, como comparação, para garantir consistência com resultados obtidos de catálogos anteriores. Cada catálogo gerou um valor diferente para cada parâmetro estudado, porém estes valores concordam entre si, de acordo com os erros esperados embutidos na obtenção de dados e nas diferentes características de cada catálogo. Na busca por determinar os parâmetros estruturais mais básicos, como os descritos acima, encontramos duas populações distintas de aglomerados, traçando diferentes perfis exponenciais, altura com relação ao plano e assinaturas de idade diferentes. Para diferenciar estas populações, usamos um sub-índice j = 1 para a população com menor escala de altura, 69pc para CatA, com maior proporção de objetos jovens e com maior relevância para regiões próximas ao plano do Disco, Z < 200pc. J´a para a população predominantemente composta por aglomerados relativamente velhos, com maior relevância em distâncias verticais superiores a 200pc, com escala de altura de aproximadamente 409pc, novamente referente à CatA, usamos o sub-índice j = 2. Ambas as populações surgem naturalmente dos três catálogos ao expandirmos o perfil de probabilidade das distribuições dos aglomerados com relação à altura vertical, Z. Em todos os catálogos, o ponto de encontro destas duas populações ocorre em uma altura de Z 200pc. A população j = 2 apresenta valores muito próximos aos presentes na literatura, quando os objetos utilizados para tal determinação não são aglomerados, mas sim estrelas do campo, por exemplo. Outra característica compartilhada por todos os catálogos foi a detecção de uma sutil flutuação na distribuição de objetos com relaçãoà altura. Esta flutuação apresenta um acréscimo de aglomerados na parte Sul do Disco e, na mesma região ao Norte, um decréscimo. Com auxílio de distribuições do tipo Hess, pudemos verificar que estas flutuações possuem uma relação antissimétrica e apresentam um foco em uma região distante 400pc do Sol, 8.85kpc do Centro Galáctico e com uma altura modular em relação ao Disco de 125pc. As causas para esta sutil flutuação na distribuição vertical dos OCs seguem em aberto, entretanto. / In this work three distinct open clusters catalogues (WEBDA, DAML02 and MWSC) with different methods for the parameter determination were used to derive the thin Disk structural properties in the Milky Way, such as open cluster scale height and a determination of vertical displacement of the Sun relative to the plane of the Galactic Disk. Considering the larger number of objects, its consistent methodology among all cataloged objects and a more efficient capacity to detect distant objects from the Sun, the MWSC catalog, here called CatA, was our main object of study. The others serving, mainly, as a comparison, to guarantee consistency with results obtained from previous catalogs. Each catalog generated a different value for each parameter studied, but these values agree with one another, according to the expected errors built into the data collection and the different characteristics of each catalog. In the search for determining the basic structural parameters, as described above, we found two distinct open cluster populations, fitting different exponential profiles, height relative to the plane, and different age signatures. To differentiate these populations, we used an index j = 1 for the population with smaller scale height, 69pc for CatA, with larger proportion of young objects and of larger relevance for regions near the Disk plane, Z < 200pc. For the population predominantly composed of relatively old clusters, with a larger relevance in vertical distances of more than 200pc, with a height scale of approximately 409pc, again referring to CatA, we used the index j = 2. Both populations arise naturally from the three catalogs as we expand the distribution of clusters probability profile relative to the vertical height, Z. In all catalogs, the meeting point of these two populations occurs at a height of Z 200pc. The population j = 2 presents values very close to those in the literature, when the objects used for such determination are not clusters, but field stars, for example. Another characteristic shared by all catalogs was the detection of a subtle fluctuation in the distribution of objects with respect to height. This fluctuation presents an increase of clusters in the South part of the Disk and, in the same region to the North, a decrease. With the aid of Hess-type distributions, we can verify that these fluctuations have an antisymmetric relationship and have a focus on a region distant 400pc from the Sun, 8.85kpc from the Galactic Center and a modular height of 125pc in relation to Disk. The causes for this subtle fluctuation in the vertical distribution of the OCs remain open, however.

Nossa amostra de trabalho consistiu das cercanias das Nuvens de Magalhães dentro da area amostrada pelo Dark Energy Survey. Nos concentramos na amostra de aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães e na descoberta de uma sobredensidade estelar associada a Pequena Nuvem de Magalhães, sobre as quais faremos aqui uma breve descrição, baseada nos resumos já publicados. A Grande Nuvem de Magalhães possui um sistema rico e diversificado de aglomerados estelares, cujas idades, abundâncias químicas e posições oferecem informação a respeito do histórico de formação estelar desta galáxia. Nós usamos as imagens dos dados de verificação científica do Dark Energy Survey para aumentar o censo de aglomerados conhecidos na região externa da Grande Nuvem de Magalhães e para determinar os parâmetros físicos de uma grande número destes objetos usando uma amostra homogênea, tanto fotom elétrica quanto espacialmente. Nossa amostra contém 255 aglomerados identificados visualmente, dos quais 109 não estão listados em nenhum catálogo prévio. Nós quantificamos o efeito de adensamento estelar para a amostra produzida pela equipe de gerenciamento dos dados do Dark Energy Survey e concluímos que a completeza da amostra estelar e < 10% no centro de aglomerados típicos da Grande Nuvem de Magalhães. Desenvolvemos então um arranjo de tarefas para amostrar e medir as magnitudes e posições das estrelas nos candidatos a aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães utilizando o conjunto de pacotes daophot. Tamb em implementamos um método de máxima probabilidade para ajustar perfis de densidade individuais, bem como diagramas cor-magnitude. Para 117 aglomerados (de um total de 255) dos candidatos, sendo 28 aglomerados até então não catalogados, obtivemos idades, metalicidades, m odulo de distância e parâmetros estruturais confiáveis, confirmando sua natureza de sistemas físicos. The distribution of cluster metallicities shows a radial dependence, with no clusters more metal-rich than [Fe/H] ' 0:7 beyond 8 kpc from the center of that galaxy. The age distribution has two peaks at ' 1.2 Gyr and ' 2.7 Gyr. The age-metallicity relation shows that even with an external sample, there is a global agreement with other studies that sampled more central regions of the Large Magellanic Cloud. In addition, this age-metallicity relation is well described as bounded by the analytical model from Pagel & Tautvaisiene (1998) and the empirical model from Harris & Zaritsky (2009). But neither of them describes accurately the clusters set. We also report here the discovery of a stellar over-density 8 north of the center of the Small Magellanic Cloud, baptized as SMCNOD (Small Magellanic Cloud Northern Over-Density), using data from the rst two years of the Dark Energy Survey (DES) and the rst year of the MAGellanic SatelLITEs Survey (MagLiteS). The SMCNOD is indistinguishable in age, metallicity and distance from the nearby SMC stars, being primarly composed of intermediate-age stars (6 Gyr, Z=0.001), with a small fraction of young stars (1 Gyr, Z=0.01). The SMCNOD has an elongated shape with an ellipticity = 0:6 and a size of 6x2 deg. It has an absolute magnitude of MV = 7:7, rh = 2:1 kpc, and V (r < rh) = 31.2 mag arcsec2. We estimate a stellar mass of 105 M , following a Kroupa mass function. The SMCNOD was probably removed from the SMC disk by tidal stripping, since it is located near the head of the Magellanic Stream, and the literature indicates likely recent LMC-SMC encounters. This scenario is supported by the lack of signi cant HI gas. Other potential scenarios for the SMCNOD origin are a transient over-density within the Small Magellanic Cloud tidal radius or a primordial SMC satellite in advanced stage of disruption. Estimamos uma massa estelar de 105 massas solares, seguindo uma função de massa inicial de Kroupa. A SMCNOD foi provavelmente removida do disco da Pequena Nuvem de Magalhães via tidal stripping, pois e localizada próximo da extremidade da Corrente de Magalhães (Magellanic Stream) e, segundo a literatura, houve recentes encontros entre a LMC e a SMC. Este cenário e apoiado pela significante falta de Hidrogênio neutro. Outros cenários potenciais para a origem da SMCNOD são: uma sobredensidade transitória dentro do raio de mar e ou uma satélite primordial em estado avançado de ruptura. / Our working sample comprised the outskirts of the Magellanic Clouds encompassed by the Dark Energy Survey. We focused in the star cluster system of the Large Magellanic Cloud and on the discovery of a stellar over-density associated to the Small Magellanic Cloud, which we will brie y describe here, based on already published abstracts. The Large Magellanic Cloud harbors a rich and diverse system of star clusters, whose ages, chemical abundances, and positions provide information about the Large Magellanic Cloud history of star formation. We use Science Veri cation imaging data from the Dark Energy Survey to increase the census of known star clusters in the outer Large Magellanic Cloud and to derive physical parameters for a large sample of such objects using a spatially and photometrically homogeneous data set. Our sample contains 255 visually identi ed cluster candidates, of which 109 were not listed in any previous catalog. We quantify the crowding e ect for the stellar sample produced by the Dark Energy Survey Data Management pipeline and conclude that the stellar completeness is < 10% inside typical Large Magellanic cluster cores. We therefore develop a pipeline to sample and measure stellar magnitudes and positions around the cluster candidates using daophot. We also implement a maximumlikelihood method to t individual density pro les and colour-magnitude diagrams. For 117 (from a total of 255) of the cluster candidates (28 uncatalogued clusters), we obtain reliable ages, metallicities, distance moduli and structural parameters, con rming their nature as physical systems.

Nesta dissertação apresentamos o trabalho desenvolvido com a finalidade de estudar alguns aspectos da dinâmica de satélites da Via-Láctea. Discutimos a montagem do computador paralelo CPADA onde realizamos as simulações além da implementação do código GADGET e dos programas auxiliares desenvolvidos para viabilizar nossos estudos sobre interações gravitacionais de N-corpos. Do ponto de vista astrofísico estudamos 3 problemas diferentes: a. Modelamos a órbita do aglomerado globular M92 comparando as estruturas de maré observadas a distâncias de até 3 raios de maré do centro do aglomerado. Concluímos que as velocidades espaciais conhecidas e o modelo usado para o halo da Via Láctea permitem, através das simulacões reproduzir bastante bem estas estruturas e predizer a localização das caudas de maré que se extenderiam a grandes distâncias à frente e atrás do aglomerado. b. A possibilidade de que o par de aglomerados abertos NGC1907 e NGC1912, espacialmente próximos formem um par físico. Demonstramos que as velocidades espaciais observadas não são compatíveis com a possibilidade de eles estarem gravitacionalmente ligados e que a sua aproximação espacial é um fato casual. c. A possibilidade de captura de aglomerados globulares da Via Láctea pela Grande Nuvem de Magalhães. Demonstramos que sob as condições iniciais do nosso modelo o número de capturas é menor que 15, o número de aglomerados velhos existentes na LMC. O que nos permite concluir que a presença desses aglomerados é devida ao processo de formação estelar nessa galáxia. / In this work we present the tasks developed in order to study some aspects about the dynamics of Milky Way satellites. We discuss the assembly of the cluster CPADA and the implementation of the GADGET code, as well as the auxiliary softwares developed in order to carry out our studies in the gravitational N-body field. From the astrophysical point oí view we studied three problems: a. We modeled the orbit oí the globular cluster M92 in order to compare the tidally produced structures, observed up to 3 tidal radii of the cluster center. We concluded that the known spatial velocities and our model of the Milky Way allows to fiducially reproduce this structures and predict the orientation of the tidal tails, which extend themselves backwards and frontwards along the cluster orbit, for large distances from the cluster center. b. The possible physical association oí the pair of open clusters NGC1907 and NGC1912, which presently are spatially close to each other. We demonstrated that their observed spatial velocities are not compatible with the hypothesis of the cluster being gravitationally bounded, and that their present spatial approximation is an accidental facto c. The possibility oí Milky Way globular clusters capture by the Large Magellanic Cloud. We demonstrated that under the initial constrains oí our model the captures number is smaller than 15, the number of old clusters belonging to the LMC. We conclude that the presence of these clusters in the LMC is due to the stellar formation process in this galaxy.

Nossa amostra de trabalho consistiu das cercanias das Nuvens de Magalhães dentro da area amostrada pelo Dark Energy Survey. Nos concentramos na amostra de aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães e na descoberta de uma sobredensidade estelar associada a Pequena Nuvem de Magalhães, sobre as quais faremos aqui uma breve descrição, baseada nos resumos já publicados. A Grande Nuvem de Magalhães possui um sistema rico e diversificado de aglomerados estelares, cujas idades, abundâncias químicas e posições oferecem informação a respeito do histórico de formação estelar desta galáxia. Nós usamos as imagens dos dados de verificação científica do Dark Energy Survey para aumentar o censo de aglomerados conhecidos na região externa da Grande Nuvem de Magalhães e para determinar os parâmetros físicos de uma grande número destes objetos usando uma amostra homogênea, tanto fotom elétrica quanto espacialmente. Nossa amostra contém 255 aglomerados identificados visualmente, dos quais 109 não estão listados em nenhum catálogo prévio. Nós quantificamos o efeito de adensamento estelar para a amostra produzida pela equipe de gerenciamento dos dados do Dark Energy Survey e concluímos que a completeza da amostra estelar e < 10% no centro de aglomerados típicos da Grande Nuvem de Magalhães. Desenvolvemos então um arranjo de tarefas para amostrar e medir as magnitudes e posições das estrelas nos candidatos a aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães utilizando o conjunto de pacotes daophot. Tamb em implementamos um método de máxima probabilidade para ajustar perfis de densidade individuais, bem como diagramas cor-magnitude. Para 117 aglomerados (de um total de 255) dos candidatos, sendo 28 aglomerados até então não catalogados, obtivemos idades, metalicidades, m odulo de distância e parâmetros estruturais confiáveis, confirmando sua natureza de sistemas físicos. The distribution of cluster metallicities shows a radial dependence, with no clusters more metal-rich than [Fe/H] ' 0:7 beyond 8 kpc from the center of that galaxy. The age distribution has two peaks at ' 1.2 Gyr and ' 2.7 Gyr. The age-metallicity relation shows that even with an external sample, there is a global agreement with other studies that sampled more central regions of the Large Magellanic Cloud. In addition, this age-metallicity relation is well described as bounded by the analytical model from Pagel & Tautvaisiene (1998) and the empirical model from Harris & Zaritsky (2009). But neither of them describes accurately the clusters set. We also report here the discovery of a stellar over-density 8 north of the center of the Small Magellanic Cloud, baptized as SMCNOD (Small Magellanic Cloud Northern Over-Density), using data from the rst two years of the Dark Energy Survey (DES) and the rst year of the MAGellanic SatelLITEs Survey (MagLiteS). The SMCNOD is indistinguishable in age, metallicity and distance from the nearby SMC stars, being primarly composed of intermediate-age stars (6 Gyr, Z=0.001), with a small fraction of young stars (1 Gyr, Z=0.01). The SMCNOD has an elongated shape with an ellipticity = 0:6 and a size of 6x2 deg. It has an absolute magnitude of MV = 7:7, rh = 2:1 kpc, and V (r < rh) = 31.2 mag arcsec2. We estimate a stellar mass of 105 M , following a Kroupa mass function. The SMCNOD was probably removed from the SMC disk by tidal stripping, since it is located near the head of the Magellanic Stream, and the literature indicates likely recent LMC-SMC encounters. This scenario is supported by the lack of signi cant HI gas. Other potential scenarios for the SMCNOD origin are a transient over-density within the Small Magellanic Cloud tidal radius or a primordial SMC satellite in advanced stage of disruption. Estimamos uma massa estelar de 105 massas solares, seguindo uma função de massa inicial de Kroupa. A SMCNOD foi provavelmente removida do disco da Pequena Nuvem de Magalhães via tidal stripping, pois e localizada próximo da extremidade da Corrente de Magalhães (Magellanic Stream) e, segundo a literatura, houve recentes encontros entre a LMC e a SMC. Este cenário e apoiado pela significante falta de Hidrogênio neutro. Outros cenários potenciais para a origem da SMCNOD são: uma sobredensidade transitória dentro do raio de mar e ou uma satélite primordial em estado avançado de ruptura. / Our working sample comprised the outskirts of the Magellanic Clouds encompassed by the Dark Energy Survey. We focused in the star cluster system of the Large Magellanic Cloud and on the discovery of a stellar over-density associated to the Small Magellanic Cloud, which we will brie y describe here, based on already published abstracts. The Large Magellanic Cloud harbors a rich and diverse system of star clusters, whose ages, chemical abundances, and positions provide information about the Large Magellanic Cloud history of star formation. We use Science Veri cation imaging data from the Dark Energy Survey to increase the census of known star clusters in the outer Large Magellanic Cloud and to derive physical parameters for a large sample of such objects using a spatially and photometrically homogeneous data set. Our sample contains 255 visually identi ed cluster candidates, of which 109 were not listed in any previous catalog. We quantify the crowding e ect for the stellar sample produced by the Dark Energy Survey Data Management pipeline and conclude that the stellar completeness is < 10% inside typical Large Magellanic cluster cores. We therefore develop a pipeline to sample and measure stellar magnitudes and positions around the cluster candidates using daophot. We also implement a maximumlikelihood method to t individual density pro les and colour-magnitude diagrams. For 117 (from a total of 255) of the cluster candidates (28 uncatalogued clusters), we obtain reliable ages, metallicities, distance moduli and structural parameters, con rming their nature as physical systems.