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.

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.

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2015. / Made available in DSpace on 2016-04-19T04:17:28Z (GMT). No. of bitstreams: 1 337695.pdf: 51963479 bytes, checksum: 455bfcecdb7d9ecdd467f2a9bfd19595 (MD5) Previous issue date: 2015 / Neste trabalho foram desenvolvidas ferramentas para trabalhar comespectros de campo integral (IFS) do survey CALIFA. Os espectros dos spaxelssão preprocessados e em seguida analisados com o uso do programastarlight. Uma das ferramentas principais discutidas aqui, pycasso, organizaos arquivos de saída do starlight em cubos de dados de produtos da síntesede população estelar. Ele também permite uma programação interativa eexploratória, dando acesso de forma prática e simples aos dados multidimensionais.Através do uso destas ferramentas, foi desenvolvido um método queobtém e analisa as populações estelares das componentes morfológicas (bojoe disco) de galáxias, a partir de dados de IFS. A decomposição morfológica éfeita utilizando o programa imfit, com um wrapper em Python. Uma amostrade 43 galáxias classificadas como S0 e com baixa inclinação foi escolhidapara aplicação do método. O modelo morfológico utilizado foi um bojo comperfil de Sérsic e um disco exponencial. A decomposição morfológica é feitaa cada comprimento de onda, de tal forma que se obtém ao final um espectropara cada pixel do bojo e do disco. Uma boa medida da PSF é essencial nesteprocedimento, então foi feita a caracterização da PSF do CALIFA utilizandoas estrelas de calibração do survey. Os parâmetros morfológicos (re, n, P.A.e para o bojo, h, P.A. e para o disco), na maioria dos casos, depende linearmente,em média, do comprimento de onda, mas o seu comportamentoa cada ainda não é bem compreendido. Foi feita a síntese espectral de populaçõesestelares das componentes morfológicas de 9 galáxias da amostra,que tiveram um bom resultado na decomposição. Apenas duas destas produziramajustes do starlight com pouco resíduo, CALIFA 0592 (NGC 4874)e CALIFA 0858 (UGC 10905). Em ambos os casos se obtém um bojo maisvelho e menos metálico e um disco mais jovem e mais metálico do que o resultadoda síntese do espectro observado. A síntese de populações estelaresutilizando os espectros integrados produziram resultados mais robustos. Osespectros espacialmente resolvidos do bojo e do disco parecem ter artefatosque interferem no ajuste do starlight, sendo interpretados como poeira, entreoutras coisas, levando a resultados equivocados.<br> / Abstract : In this work we have developed some tools to work with Integral FieldSpectroscopy (IFS) spectra from the CALIFA survey. The spectra fromthe spaxels are preprocessed, and then analyzed using the software starlight.One of the main tools discussed here, pycasso, organizes the output fromstarlight into datacubes of stellar population synthesis products. It alsoallows for interactive exploratory programming, giving easy access to themulti-dimensional data.Using these tools, we developed a method for recovering and analysingthe stellar populations of the dierent morphological components of galaxiesusing IFS data. Using the software imfit, wrapped in Python, we performthe decomposition of a sample of 43 candidate S0 galaxies from theCALIFA Survey into a Sérsic bulge and an exponential disk. The decompositionis made wavelength-wise, so that at the end we get the bulge and diskspectra for each pixel. A good PSF measurement is critical to this process, sowe perform a characterization of the PSF using the calibration stars from thesurvey. The morphological parameters (re, n, P.A. and for bulge, h, P.A. and for disk) in most cases depend linearly on the wavelength, on average, buttheir behavior at each are not yet fully understood. Using the decomposedspectra from the 9 best decompositions from the sample we apply a stellarpopulation synthesis using starlight, in order to recover the stellar populationsof bulge and disk. Only two of those galaxies produced starlight fitswith a small residual, CALIFA 0592 (NGC 4874) and CALIFA 0858 (UGC10905). In both cases we recover an older and lower-metallicity bulge anda younger and higher-metallicity disk (in comparison to the whole galaxy).The stellar synthesis produces more robust results using the integrated spectra.The spatially resolved spectra from bulge and disk seem to have artifactsthat get interpreted as dust, among other things, thus leading to wrong results.

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.

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.

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.

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.

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.

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.

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.