Este estudo trata de aglomerados estelares, hoje considerados blocos constituintes das galáxias e importantes ferramentas para testes de modelos de evolução estelar e galáctica. Através da fotometria no infravermelho próximo, estudamos nove aglomerados abertos usando dados do 2MASS para determinar parâmetros físicos (idade, distância, avermelhamento e metalicidade) e estruturais (raio do núcleo, raio de maré e raio limite). Os aglomerados abertos apresentam diferentes idades e posições na Galáxia, permitindo a comparação com estudos prévios encontrados na literatura. A primeira parte do trabalho consiste na análise clássica de Diagramas Cor- Magnitude (CMDs), seguindo os passos: (i) análise do perfil de densidade estelar radial (RDP); (ii) construção de CMD; (iii) ajuste de isócronas e (iv) determinação de parâmetros. Os resultados encontrados apresentam diferenças significativas em relação aos da literatura, que haviam sido obtidos a partir de fotometria no óptico. As idades tendem a ser maiores enquanto os módulos de distância e os avermelhamentos apresentam tendência a valores menores. Concluímos, portanto, que é válida uma reanálise dos aglomerados abertos usando a homogeneidade e a boa qualidade dos dados do 2MASS, bem como novas técnicas. Considerando a necessidade de otimização das técnicas fotométricas e de um estudo mais global de aglomerados abertos, realizamos, na segunda parte do trabalho, um estudo estatístico da mesma amostra. Assim, partindo dos parâmetros encontrados no método clássico (a olho), usamos um programa que compara, através de uma estatística likelihood (verossimilhança), o CMD observado com uma grade de CMDs sintéticos obtidos a partir das isócronas de Pádova (Girardi et al., 2002). Comparamos os resultados do ajuste estatístico mantendo a metalicidade fixa no valor encontrado no ajuste clássico e também considerando-a como parâmetro livre. De forma geral, considerando as incertezas, em ambas situações os valores ajustados para idade, módulo de distância e avermelhamento são similares aos parâmetros de entrada. Entretanto, as idades e os módulos de distância tendem a valores maiores do que os obtidos pelo método classico. Por outro lado, os avermelhamentos tendem a ser menores no ajuste estatístico. A vantagem do uso do método está na precisão dos resultados, além de ser uma forma auto-consistente de validar as soluções. Exploramos a estrutura dos aglomerados abertos através de perfis de densidade estelar radial (RDPs) que, associados `a análise de CMDs, sugerem que a amostra inclui aglomerados abertos em diferentes estágios evolutivos. Tendo verificado a relevância do reestudo fotométrico de aglomerados abertos usando dados infravermelhos homogêneos do 2MASS e do método estatístico, realizamos, como terceira parte do trabalho, a determinação dos parâmetros físicos de três candidatos a aglomerados abertos que não possuíam estudos anteriores. / This work deals with star clusters, nowadays considered as building blocks of galaxies and an important tool to test stellar and galaxy evolution models. Using near infrared 2MASS photometry, which is homogeneous, we study open clusters. We determine fundamental (age, reddening, metallicity and distance) and structural (core, tidal and limiting radii) parameters for nine open clusters with different Galaxy positions and ages, which have previous determinations in literature for comparison purposes. The first part consists of classical analysis of the sample CMDs following the steps: (i) analysis of radial stellar density; (ii) construction of the CMDs; (iii) isochrone fittings, and (iv) parameter determinations. Our results show some significant differences with respect to the literature ones, which used optical photometry. The trends are to older ages, whereas distance moduli and reddening are smaller. We conclude that it is worth reanalysing open clusters through homogeneous and well calibrated data from 2MASS, as well as new techniques. Considering the optimisation of photometric techniques, needed to get an overall study of open clusters, we develop the second part of this work, a statistical study of the same sample using likelihood statistics. Using the parameter results from classical method as input data, we use a code to statistically compare the observed CMD with a grid of synthetic CMDs, obtained from the Padova isochrones (Girardi et al., 2002). We compare the statistical results by keeping the metallicity constant and also by considering it as a free parameter. In general, taking into account the uncertainties, both solution types present fitted values for age, distance moduli and reddening similar to the classical ones. We verify that age and distance moduli tends to larger values than those from the classical method. On the other hand, the reddening trend is to smaller values. The advantages of the statistical method are accurate results as well as the auto-consistent way to validate the solutions. We also associate CMD and radial star density profile (RDP) analyses in order to estimate the evolutionary stages for the sample open clusters. We find that the present sample actually includes clusters in different evolutionary stages. In general, we conclude about the relevance of a photometric re-study of open clusters using homogeneous infrared 2MASS data and the statistical method. As a third part of this work, we determine the physical parameters of three open clusters candidates which did not have previous studies.

Caracterizamos estatisticamente a estrutura dos halos de matéria escura extraídos da Simulação do Millennium, uma das maiores simulações do modelo cosmológico CDM realizadas até hoje, com 10 bilhões de partículas num volume de 500h−1Mpc3. Nossos resultados confirmam que na época atual, z = 0, o parâmetro de concentração dos halos se correlaciona com a massa. Esta correlação é ajustada por uma lei de potência no intervalo de massas que corresponde a halos de galáxias (1012h−1M) até aglomerados de galáxias (1015h−1M), log10 c ∞ −α log10M, com α = 0.1. Comparamos a previsão de três modelos existentes na literatura para esta correlação. Medimos a distribuição de probilidade do parâmetro de concentração, que é ajustada com boa aproximação por uma função lognormal com dispersão σlog10 c = 0.1 em todo o intervalo de massas. Verificamos que o parâmetro de concentração é independente do spin do halo quando sistemas claramente fora de equilíbrio são removidos da análise. Comparamos modelos que relacionam o parÂmetro de concentração com histórico de formação extraído da simulação. Mostramos que quando definimos a época de formação levando em conta a distribuição de progenitores do halo e não apenas o progenitor mais massivo, obtemos uma correlação melhor entre densidade média do universo nessa época e a densidade característica do halo. Finalmente, testamos a validade de dois modelos que predizem o parâmetro de concentração a z = 0 com base no histórico de acreção de massa do progenitor mais massivo do halo. / We use the Millennium Simulation (MS) to study the statistics of CDM halo concentrations at z = 0. Our results confirm that the average halo concentration declines monotonically with mass; the concentration-mass relation is well fit by a power-law over 3 decades in mass, up to the most massive objects that form in a CDM universe (~1015h−1M). We compare this relation with three models in the literature. The large volume surveyed, together with the unprecedented numerical resolution of the MS, allow us to estimate with confidence the distribution of concentrations and, consequently, the abundance of systems with unusual properties. We find that halo concentrations are independent of spin once haloes manifestly out of equilibrium have been removed from the sample. The concentrations of out-ofequilibrium haloes tend to be lower and have more scatter, while their spins tend to be higher. A number of previously noted trends within the halo population are induced primarily by these properties of unrelaxed systems. Finally, we compare the result of predicting halo concentrations using the mass assembly history of the main progenitor with predictions based on simple arguments regarding the assembly time of all progenitors. The latter are typically as good or better than the former, suggesting that halo concentration depends not only on the evolutionary path of a halo’s main progenitor, but on how and when all of its constituents collapsed to form non-linear objects.

Neste trabalho investigamos um dos processos que pode levar a formação de aglomerados abertos, focando-nos nas interações ocorridas durante a passagem de um aglomerado globular através do disco Galáctico, cujos efeitos podem resultar no surgimentos daqueles. Tais interações podem ser uma alternativa aos cenários convencionais de formação estelar. Há diversos trabalhos explorando os efeitos, em nossa Galáxia, de impactos de nuvens HI, explosões de supernovas, galáxias canibalizadas ou aglomerados globulares, estes podendo inclusive ser núcleos de galáxias anãs capturadas pela Via Láctea, como parece ser o caso de ω Centauri. Trabalhos sobre interações de aglomerados globulares com o disco Galáctico invariavelmente tratam dos efeitos da Galáxia sobre o aglomerado globular, mas pouco tem sido feito com relação a análise de como os impactos de aglomerados globulares podem gerar o nascimento de aglomerados no disco Galáctico. O presente trabalho investiga o caso envolvendo o aglomerado globular ω Centauri como projétil e os aglomerados abertos massivos BDSB122 e Stephenson 2 como alvos resultantes do impacto de ω Centauri no disco Galáctico. ω Centauri é bem estudado na literatura, além de ser um dos mais massivos aglomerados globulares, tornando-o uma excelente escolha. A partir de seus dados de posição e movimento próprio fizemos diversas simulações numéricas com o método matemático leap frog implementado num código em linguagem C, o qual contém potenciais que representam a Galáxia com as componentes bojo, disco e halo. No caso particular dos aglomerados abertos, estimamos suas velocidades em torno do centro Galáctico pela curva de rotação da Via Láctea e consideramos que não possuem componente de velocidade perpendicular ao plano Galáctico. A partir das simulações realizadas e das considerações sobre a perturbação causada por ω Centauri no disco Galáctico, mostramos a coincidência espacial e temporal existente entre os aglomerados envolvidos. / In this work we investigate one of the processes that can lead to open cluster formation, focusing our analysis on the interactions occurring during a globular cluster crossing through Galactic disc. These interactions can be an alternative to conventional scenarios of star formation. There are a number of papers exploring e ects, in our Galaxy, such as HI cloud infall, supernovas explosions, cannibalized galaxies or globular clusters. The latter can be dwarf galaxy nuclei captured by the Milky Way. In particular this appears to be the case of ω Centauri. In general those works focus on the e ects of the Galaxy on the globular cluster, but few deal with the e ects of the impacts on generating cluster formation. The present work investigates the case involving the globular cluster ω Centauri as a projectile and the open clusters BDSB122 and Stephenson 2 as targets resulting from the impact of ω Centauri on the Galactic disk. ω Centauri is well studied, also being one of the most massive globular clusters, making it a good choice. From its position and proper motion data we made several numerical simulations using the leap frog method, implemented in a program on C language, which has potentials that describe the Galaxy with the bulge, disk and halo components. For the latter we estimated their velocities around Galactic center using the rotation curve, and assuming no velocity perpendicularly to the Galactic disk. From our simulations and assumptions about perturbations generated by ! Centauri crossing the disc, we demonstrated the spatial and temporal coincidences between the studied clusters.

Analisamos aglomeradosimersosem nuvens moleculares, os quais são fundamentais para a compreensão dos estágios evolutivos iniciais da formação estelar. Na presente tese exploramos principalmente objetos associados a nebulosas de reflexão. Os objetos que estão no foco central do nosso estudo são possíveis aglomerados presentes na direção de nebulosas de reflexãoou emissão,já apontados pelos trabalhos de Bica et aI. (2003b) e Dutra et alo (2003). No estudo desses sistemas utilizamos principalmente dados do Catálogo 2MASS. A análise fotométrica é baseada em diagramas cor-magnitude e cor-cor, juntamente com isócronas teóricas de pré-seqüência-principaI. A distribuição angular de densidade superficial de estrelas no aglomerado e no campo próximo é um outro método de análise utilizado. Através da análise fotométrica e espectroscópica obtivemos os parâmetros físicos fundamentais dos aglomerados. Com base na emissão de estrelas na banda Ks realizamos uma busca por novos aglomerados imersos. A busca foi orientada na direção central de 47 nebulosas no ótico selecionadas a partir do Catálogo de Dutra et aI. (2003), varrendo um raio angular de r = 10' para cada direção. A busca resultou na descoberta de um aglomerado imerso ainda não catalogado, e aqueles já catalogados foram redescobertos. Neste trabalho obtivemos parâmetros físicos para mais de 30 aglomerados imersos. O raio linear derivado para esses objetos situa-se na faixa de 0,3 a 0,9 pc e o número de estrelas membros detectadas fica geralmente na faixa de 20 a 50 A idade média derivada para a amostra indica uma população bastante jovem. A maior parte dos aglomerados possui uma idade de 1 a 2 milhões de anos. Em nossa amostra o objeto mais massivo encontrado possui uma massa estimada de ~ 200M<=).Entretanto, a maioria dos aglomerados possui massa estimada na faixa de ~ 20M<=)a ~ 60M<=).Os valores de massa total para cada aglomerado não possuem uma correlação aparente com o ambiente da nebulosa. Os aglomerados imersos associados a nebulosas em ambientes de complexo HII podem apresentar massas tão baixas quanto aqueles associados a nebulosas de reflexão. Estes sistemas estelares provavelmente não apresentam estrelas com massas superiores àquela de uma estrela com tipo espectral B. Finalmente, estudamos um aglomerado imerso contendo uma estrela OV, o aglomerado NGC 2264. Obtivemos uma função de massa inicial (FMI) para o aglomerado NGC 2264 a partir de 346 fontes de raio-X detectadas pelo CHANDRA com contrapartida no infra-vermelho. A FMI derivada inclui massas estelares acima de M = O,03M<=). Em comparação com a FMI da vizinhança solar existe uma deficiência de estrelas de baixa massa para M < O,3M<=). As massas estimadas para os objetos analisados indicam que eles são sistemas estelares não-ligados gravitacionalmente. A maioria dos aglomerados de nossa amostra possui massa inferior a 100M<=)e está associada a nebulosas de reflexão. A formação de estrelas do tipo O em aglomerados imersos não-ligados gravitacionalmente não parece ser freqüente, segundo nossos resultados.

A síntese de população estelar é uma técnica amplamente utilizada para estimar propriedades como idade e metalicidade de populações estelares não resolvidas em estrelas individuais. A região do infravermelho próximo (NIR) apresenta diversas características relevantes para o estudo de populações estelares, principalmente quando estas se encontram em regiões obscurecidas por poeira ou densas nuvens de gás. Além disso, estudos pancromáticos podem contribuir para levantar a conhecida degenerescência idade-metalicidade nos estudos de populações estelares no óptico. Fases evolutivas que dominam a luz no NIR são de grande ajuda para restringir a estimativa de idade, e as bandas moleculares do CO são especialmente úteis para a determinação da metalicidade. Neste trabalho utilizamos espectros integrados de 12 aglomerados globulares da Galáxia, entre os comprimentos de onda 1,2 e 2,35 m, para testar a precisão dos modelos de síntese evolutiva de população (EPS) estelar no NIR. Um código para a redução de espectros de dispersão cruzada foi desenvolvido durante este trabalho, e seus principais aspectos são discutidos. Linhas de absorção atômicas e bandas moleculares foram identificadas e medidas nos espectros observados, e também em espectros ópticos obtidos na literatura. Larguras equivalentes destas linhas foram comparadas às previsões teóricas dos modelos EPS de Maraston (2005). Os resultados da síntese espectral com quatro diferentes bases EPS são discutidos, bem como os ajustes de populações estelares simples. Concluímos que os modelos estudados ainda são incipientes nesta região do espectro eletromagnético, mas que existe uma razoável coerência entre as diferentes bases. As previsões sobre linhas de absorção na região óptica estão muito mais avançadas, e a adição de estrelas térmicamente pulsantes do ramo assintótico das gigantes tem grande impacto sobre as linhas do NIR. / Stellar population synthesis is a technique vastly employed to estimate properties, such as age and metallicity, of stellar populations that are not resolved in individual stars. The near infrared (NIR) region shows many characteristics that are relevant to the study of stellar populations, specially for those found in regions obscured by dust or dense gaseous clouds. Furthermore, panchromatic studies can help to remove the well known age-metallicity degenerescence in optical stellar population studies. Evolutionary phases that dominate the light in the NIR are of great value to guide age estimates, and the CO molecular bands are instrumental for determining the metalicity. In this work we use the integrated spectra of 12 Galactic globular clusters, beween the wavelengths 1,2 e 2,35 m, to test the accuracy of evolutionary population synthesis (EPS) models in the NIR. A reduction code for cross-dispersed spectroscopy was developed during this work, and its main aspects are discussed. Atomic absorption lines and molecular bands were identified and measured in the observed spectra, and also in optical spectra obtained from the literature. Equivalent widths of these lines were compared to theoretical predictions of the EPS models of Maraston (2005). Spectral synthesis results of four different EPS bases are discussed, as well as simple stellar population fits. We conclude that the studied models are still incipient, although there is a significant coherence among different bases. Predictions concerning optical absorption lines are much more mature, and addition of thermally pulsating asymptotic giant branch stars has a large impact over NIR lines.

O objetivo desse trabalho é derivar parâmetros fundamentais (idade, avermelhamento e distância) e estruturais (densidade central, raio de core e raio limite) de aglomerados abertos. Estas quantidades astrofísicas são, freqüentemente, usadas para estudar as características globais da Via Láctea através de fenômenos estelares em pequena escala. Com esse propósito, analisamos os diagramas cor-magnitude (CMD) e perfil de densidade radial RDPs construídos com a fotometria 2MASS descontaminada das estrelas de campo e filtrada em cor-magnitude (CM), respectivamente. As estrelas de campo são, em geral, um importante componente de contaminação dos CMDs, particularmente para aglomerados abertos com baixa latitude e/ou aqueles projetados sobre o bojo. A descontaminação por estrelas de campo foi aplicada para realçar a morfologia intrínseca do CMD dos aglomerados abertos, e os filtros cor-magnitude foram usados para isolar estrelas com grande probabilidade de serem membros do aglomerado, para o estudo da sua estrutura. O catálogo 2MASS foi empregado no presente estudo por sua homogeneidade e disponibilidade de grandes áreas de extração dos dados. Os parâmetros fundamentais foram derivados a partir do CMD, por meio do ajuste de uma isócrona de Padova de metalicidade solar, computada com os filtros J, H e Ks do 2MASS. Os parâmetros estruturais foram derivados por meio dos RDPs, definidos como a distribuição radial da densidade de estrelas projetada em torno do centro do aglomerado. Os RDPs foram construídos com estrelas selecionadas após a aplicação do filtro CM sobre a fotometria observada. No presente estudo, 19 candidatos a aglomerados abertos foram analisados através da fotometria 2MASS. A amostra é composta de 10 candidatos a aglomerado aberto no domínio óptico e 9 infravermelhos. Obtivemos os parâmetros astrofísicos para 16 objetos. / The aim of this work is to derive fundamental and structural parameters of open clusters. These astrophysical quantities are often used to study the global characteristics of the Milky Way down to very local stellar phenomena. To this purpose, we analyse the 2MASS colour-magnitude diagrams (CMDs) and stellar radial density profiles (RDPs) built after field-star decontamination and colour-magnitude filtered photometry. Field-stars are usually an important component of wide-field CMDs, particularly of low-latitude star clusters and/or those projected against the bulge. Field-star decontamination is applied to uncover the cluster’s intrinsic CMD morphology, and colour-magnitude filters are used to isolate stars with high probability of being cluster members in view of structural analyses. The use of field-star decontamination and colour-magnitude filters have produced more robust parameters. The 2MASS catalogue was employed in the present study because of the homogeneity and the possibility of large-area data extractions. Cluster’s fundamental parameters (reddening, distance and age) are derived from the CMD, by means of solar-metallicity Padova isochrones computed with the 2MASS J, H and Ks filters. Structural parameters (central density, core and limiting radii ) are derived by means of RDPs, defined as the projected radial distribution of the number-density of stars around the cluster centre. RDPs are built with stars selected after applying the respective colour-magnitude filter to the observed photometry. In the present study 19 candidates are analyzed with 2MASS photometry. The sample includes 10 optical and 9 infrared open cluster candidates. We obtained astrophysical parameters for 16 objects.

Neste trabalho buscamos estudar a influencia da densidade ambiental sobre a estrutura de discos galácticos (fino e espesso). Estamos interessados em obter os parâmetros estruturais, como escalas de altura e de comprimento (radial) dos discos fino e espesso de galáxias em ambientes de alta densidade, como grupos compactos de Hickson e aglomerados Abell, e depois compará-los aos parâmetros de galáxias de campo. Para isto, apresentamos um modelo computacional bidimensional de discos galácticos, com diferentes frações relativas de brilho, para a obtenção dos parâmetros estruturais. O modelo foi testado com simulações e também comparado com resultados de ajuste de perfil feitos anteriormente. Este modelo é aplicado sobre nove galáxias, sendo uma de campo e oito em regiões de alta densidade. Através da analise de catálogos da literatura, obtemos contrastes de densidade ambientais para estas galáxias e assim, traçamos as relações entre estrutura e densidade ambiental. Estudamos também as mesmas relações para uma amostra disponível na literatura. Constatamos que não ha uma correlação visível entre as escalas horizontal e vertical dos discos galácticos e a densidade ambiental. Discutimos brevemente as conseqüências desses resultados para os modelos de efeitos ambientais. / In this thesis we investigate the influence of environment density over the structure of galactic discs, both thin and thick. We are interested in extracting structural parameters, such as scalelengths and scaleheights, of discs in galaxies located in high density environments, such as Hickson Compact Groups and Abell clusters, in order to compare them to their counterparts in the field. For that purpose we developed a computational bidimensional model of galactic discs, of different brightnesses. The model was tested with simulations and also confronted to the results of previously done profile fitting. The model was applied to nine galaxies, one of them in the field and the remaining in high density regions. We used galaxy catalogs from the literature in order to estimate density contrasts around these galaxies. We then correlated these densities with disc structure parameters. We also studied the same relation for a sample available in the literature. We concluded that there is no clear correlation between scalelengths and scaleheights and environmental densities. Finally, we briefly discuss the consequences of these results for models that describe environmental effects.

Esse trabalho teve como objetivo o estudo dos aglomerados globulares NGC 6366 e NGC 6397, que estão classificados entre os mais próximos do Sol, através do ajuste de isócronas aos dados fotométricos obtidos em B (4200Å) e V (5500 Å)com o telescópio SOAR e ACS F606W (6060 Å) e F814W (8140 Å) com o Telescópio Espacial Hubble (HST). NGC 6366 é um aglomerado relativamente aberto, de magnitude visual aparente V=9.2 e alta extinção. Com nossos dados do SOAR nas bandas fotométricas B e V conseguimos medir até estrelas de magnitude V=23.5. Com os dados HST, obtidos por Sarajedini et al. (2007) nas bandas F606W e F814W, detectamos até magnitude F606W=26.5 mag. Nós ajustamos isócronas de Padova [Girardi et al. (2000) e Marigo et al. (2008)] calculadas para este trabalho e incluindo a seqüência de esfriamento de anãs brancas, e encontramos d= (3.8±0.4) kpc, E (B-V)=0.64±0.02, com a massa média das estrelas no ponto de saída da seqüência principal de (0.89±0.02)MSol. Além disso, detectamos 31 estrelas com cores correspondentes a anãs brancas com massa média 0.4MSol. O outro aglomerado, NGC 6397, é atualmente classificado como o segundo mais próximo do Sol e foi o primeiro aglomerado a ter dados obtidos para toda a seqüência principal, detectada até o limite de queima de hidrogênio (0.08 MSol) (Richer et al. 2008). Nós obtivemos esses dados de Richer et al. (2008), ajustamos as isócronas de Padova contendo toda a seqüência de evolução até as anãs brancas e mostramos que o ajuste simultâneo da seqüência principal e a de esfriamento das anãs brancas resultaram em uma melhor determinação de distancia, idade, avermelhamento e até metalicidade. Com o ajuste da isócrona, encontramos idade (12±1)Gano, metalicidade Z=0.00012 {[Fe/H]=-2.2, para δ[α/Fe]=0} e distância d=(2.7±0.2)kpc. Esses valores restringiram nossa liberdade de mover os modelos de seqüência de esfriamento de anãs brancas e, ajustando os modelos de Bergeron (2008), encontramos uma massa média entre 0.50 e 0.54MSol. Outra característica importante da seqüência de esfriamento das anãs brancas é que em F814W=26.5 mag detectamos a presença de um acúmulo de estrelas que permitiu o estudo da física da cristalização do núcleo de anãs brancas, por Winget et al. (2009), demonstrando a existência de liberação de calor latente; também vemos que em cerca de F814W=27.6 mag, a seqüência de esfriamento termina com uma volta para o azul causada pela absorção induzida por colisões de H e He. / Our work was aimed at studying the globular clusters NGC 6366 and NGC 6797, classified among the closest to the Sun, fitting the color-magnitude data obtained in B (4200 Å) and V (5500 Å)with the 4.1m SOAR Telescope and ACS F606W (6060 Å)and F814W (8140 Å) data with the Hubble Space Telescope obtained by Richer et al. (2008). NGC 6366 is a sparsely condensated globular cluster, with apparent visual magnitude V=9.2 and high extinction. With our SOAR data in the photometric bands B and V we detected until magnitude V=23.5. With HST data, obtained by Sarajedini et al. (2007), in the photometric bands F606W and F814W, they detected until magnitude F606W=26.5 mag. We fitted Padova isochrones [Girardi et al. (2000) e Marigo et al. (2008)], with added white dwarf cooling sequence, and found d=(3.8±0.4)kpc, E(B-V)=0.64±0.02, with a mean mass of the stars in the main sequence turnoff equals to 0.89±0.02MSun. We also detected 31 stars with colors appropriate for white dwarf stars with mean mass of the order of 0.4MSun. NGC 6397 is currently classified as the second closest to the Sun and was the first cluster to have data of all the main sequence until the burning hydrogen limit around 0.08MSun (Richer et al. 2008). We fitted Padova isochrones with all the evolution sequence and showed that the simultaneous fit of the main sequence and the white dwarf cooling sequence result in better determination of distance, age, reddening and even metallicity. With the isochrone fitting, for age, metallicity and distance, we found (12±1)Gyr, Z=0.00012 {[Fe/H]=-2.2, for δ[α/Fe]=0} and d=(2.7±0.2) kpc. These values restricted our freedom to slide white dwarf cooling sequence models and, fitting Bergeron’s atmospheric models (2008) we found a mean mass among 0.50 and 0.54MSun. Other important feature of the white dwarf cooling sequence is that at F814W=26.5 mag we detected the presence of a concentration of stars that allowed the study of the physics of crystallization in the white dwarf stars core, by Winget et al. (2009), demonstrating the existence of the existence of latent heat release, predicted by Van Horn (1968); we also notice that around F814W=27.6 mag, the cooling sequence ends with a blue turn caused by collision induced absorption of H and He.

Caracterizamos estatisticamente a estrutura dos halos de matéria escura extraídos da Simulação do Millennium, uma das maiores simulações do modelo cosmológico CDM realizadas até hoje, com 10 bilhões de partículas num volume de 500h−1Mpc3. Nossos resultados confirmam que na época atual, z = 0, o parâmetro de concentração dos halos se correlaciona com a massa. Esta correlação é ajustada por uma lei de potência no intervalo de massas que corresponde a halos de galáxias (1012h−1M) até aglomerados de galáxias (1015h−1M), log10 c ∞ −α log10M, com α = 0.1. Comparamos a previsão de três modelos existentes na literatura para esta correlação. Medimos a distribuição de probilidade do parâmetro de concentração, que é ajustada com boa aproximação por uma função lognormal com dispersão σlog10 c = 0.1 em todo o intervalo de massas. Verificamos que o parâmetro de concentração é independente do spin do halo quando sistemas claramente fora de equilíbrio são removidos da análise. Comparamos modelos que relacionam o parÂmetro de concentração com histórico de formação extraído da simulação. Mostramos que quando definimos a época de formação levando em conta a distribuição de progenitores do halo e não apenas o progenitor mais massivo, obtemos uma correlação melhor entre densidade média do universo nessa época e a densidade característica do halo. Finalmente, testamos a validade de dois modelos que predizem o parâmetro de concentração a z = 0 com base no histórico de acreção de massa do progenitor mais massivo do halo. / We use the Millennium Simulation (MS) to study the statistics of CDM halo concentrations at z = 0. Our results confirm that the average halo concentration declines monotonically with mass; the concentration-mass relation is well fit by a power-law over 3 decades in mass, up to the most massive objects that form in a CDM universe (~1015h−1M). We compare this relation with three models in the literature. The large volume surveyed, together with the unprecedented numerical resolution of the MS, allow us to estimate with confidence the distribution of concentrations and, consequently, the abundance of systems with unusual properties. We find that halo concentrations are independent of spin once haloes manifestly out of equilibrium have been removed from the sample. The concentrations of out-ofequilibrium haloes tend to be lower and have more scatter, while their spins tend to be higher. A number of previously noted trends within the halo population are induced primarily by these properties of unrelaxed systems. Finally, we compare the result of predicting halo concentrations using the mass assembly history of the main progenitor with predictions based on simple arguments regarding the assembly time of all progenitors. The latter are typically as good or better than the former, suggesting that halo concentration depends not only on the evolutionary path of a halo’s main progenitor, but on how and when all of its constituents collapsed to form non-linear objects.

Lentes gravitacionais são uma ferramenta importante para uma variedade de,aplicações astrofísicas e cosmológicas. Em particular, arcos gravitacionais' produzidos por aglomerados de galáxias podem ser utilizados para investigar a distribuição central, de massa destes. Desta forma, eles podem fornecer informações indiretas sobre a cosmologia e a formação de estruturas. Sondagens futuras de grande campo com.excelente qualidade de imagem, como o Dark Energy Survey, fornecerão grandes amostras de sistemas de arcos gravitacionais, permitindo a realização de vários estudos estatísticos. Devido às grandes áreas, algoritmos de detecção e caracterização de arcos são absolutamente necessários. Além disso, é extremamente importante desenvolver métodos de pré-processamento de imagens que evidenciem estes objetos • de interesse em meio a outros objetos e à luz difusa das galáxias que estão à' sua volta. Neste trabalho apresentamos ferramentas relacionadas ao pré-processamento, simulação e caracterização de arcos gravitacionaià em imagens de aglomeradoS de galáxias. A primeira dessas ferramentas, chamada PAINTARCS, realiza simulações de objetos, com , morfologia de arcos, utilizando uma prescrição simples para a forma do arco, no qual esta é dada pela deformação de uma elipse sobre um segmento de arco de círculo, e os adiciona a imagens de aglomerados de galáxias. A segunda ferramenta, denominada ARCFITTING, utiliza a mesma expressão analítica que descreve os arcos no PAINTARCS para ajustar os parâmetros do arco a partir de uma imagem. Este método leva em conta a distribuição .de brilho dos arcos e foi desenvolvido para fornecer medidas mais robustas. Resultados do ARCFITTING mostram'que os arcos gerados pelo PAINTARCS são minimamente realistas para serem usados em simulações. Assim, uma importante aplicação dessas duas ferramentas e a simulação de arcos para os Data Challenges do Dark Energy Survey. A terceira ferramenta, chamada GALCLEAN, consiste em um método de pré-processamento de imagens de aglomerados de galáxias que subtrai de maneira automatizada a distribuição de brilho superficial das galáxias utilizando perfis de Sérsic. Esta ferramenta tem por objetivo evidenciar a eventual presença de arcos gravitacionais em meio a outros objetos da imagem. Para determinar a eficiência e o impacto do GALCLEAN realizamos um estudo sistemático da detectabilidade dos arcos em imagens simulàas de aglomerados de galáxias onde arcos com parâmetros conhecidos diferentes foram adicionados com o algOritmo PAINTARCS. Os resultados deste estudo indicam que o GALCLEAN apresenta um impacto maior na detectabilidade dos arcos para os casos de arcos de magnitudes mais tênues e aglomeradbs de alto desvio para o vermelho, embora introduza um grande número de detecções espúrias. O GALCLEAN também gera um catálogo com os parâmetros morfológicos e estruturais das galáxias subtraídas, que tem aplicações no estudo da estrutura e evolução das galáxias. Também apresentamos neste trabalho a sondagem de arcos gravItacionais SOAR Gravitational Arc Survey, um levantamento de 47 aglomerados de galáxias que tem como objetivo • de buscar novos sistemas de lentes gravitacionais e estudar a variação da eficiência do lenteamento forte em função do desvio para o vermelho do aglomerado, de forma a comparar os resultados com as expectativas teóricas. Os dados desta sondagem foram reduzidos e analisados. Identificamos nas imagens de 8 aglomerados, 16 candidatos a arco gravitacional. Estes resultados preliminares sugerem que 10% de aglomerados tem arcos, consistente com ' estudos anteriores da literatura. / Gravitational lensing is-an important tool for a variety of astrophysical and cosmological applications. In particular, gravitational ares produced by galaxy clusters can be used to investigate their central mass distribution. Therefore, they can provide indirect information about cosmology and structure formation. Wide field surveys with excellent image quality, such as the Dark Energy Survey, will provide large samples of gravitational arc systems, aliowing statistical studies. Due to thé large areal, automated algorithms for arc detectioh and characterization are absolutely necessary. Moreover, it is extremely important to develop meti ods for pre-processing images in order to enhance these objects of interest among other objects and. the difuse light of the gala,xies that surround thern. In this work we present tools related to pre-processing, simulation and characterization of gravitational ares in galaxy cluster images. The first tool, named PAINTARCS, simulates objects with arc morphology, using a sirnple prescription for the arc shape, which is given by the deformation of an ellipse into an are circle segment, and adds them to galaxy cluster images. The second tool, called ARcEITTING, uses the same analytical expression for arc shape as PAINTARcs to fit the arc parameters from an image. This rnethod takes into account the surface brightness distribution of ares and it was developed to provide more robust measurements. Results from ARGFITTING show that the ares created by PAINTARCS are minimally realistic to- be used in simulatiOns. Therefore, an important application of these tools is the simulation of ares for the Dark Energy Survey Data"Challen.ges. The third tool, .named GALCLEAN, consists in a method for pre-processing galaxy cluster images by subtracting the surface brightness distribution of galaxies in an automated way using Sérsic profiles. Gravitational lensing is-an important tool for a variety of astrophysical and cosmological applications. In particular, gravitational ares produced by galaxy clusters can be used to investigate their central mass distribution. Therefore, they can provide indirect information about cosmology and structure formation. Wide field surveys with excellent image quality, such as the Dark Energy Survey, will provide large samples of gravitational arc systems, aliowing statistical studies. Due to thé large areal, automated algorithms for arc detectioh and characterization are absolutely necessary. Moreover, it is extremely important to develop meti ods for pre-processing images in order to enhance these objects of interest among other objects and. the difuse light of the gala,xies that surround thern. In this work we present tools related to pre-processing, simulation and characterization of gravitational ares in galaxy cluster images. The first tool, named PAINTARCS, simulates objects with arc morphology, using a sirnple prescription for the arc shape, which is given by the deformation of an ellipse into an are circle segment, and adds them to galaxy cluster images. The second tool, called ARcEITTING, uses the same analytical expression for arc shape as PAINTARcs to fit the arc parameters from an image. This rnethod takes into account the surface brightness distribution of ares and it was developed to provide more robust measurements. Results from ARGFITTING show that the ares created by PAINTARCS are minimally realistic to- be used in simulatiOns. Therefore, an important application of these tools is the simulation of ares for the Dark Energy Survey Data"Challen.ges. The third tool, .named GALCLEAN, consists in a method for pre-processing galaxy cluster images by subtracting the surface brightness distribution of galaxies in an automated way using Sérsic profiles.