Orientador: Maria Cristina Batoni Abdalla Ribeiro / Coorientador: Filipe Batoni Abdalla / Banca: Filipe Batoni Abdalla / Banca: Laerte Sodré Júnior / Banca: Marcos Vinícius Borges Teixeira Lima / Banca: Martín Makler / Resumo: Os aglomerados de galáxias são os maiores objetos ligados que observamos no universo. Dado que as galáxias são consideradas traçadores de matéria escura, os aglomerados de galáxias nos permitem estudar a formação e a evolução de estruturas em grande escala. As contagens do número de aglomerados de galáxias são sensı́veis ao modelo cosmológico, portanto são usadas como observáveis para restringir os parâmetros cosmológicos. Nesta tese estudamos os aglomerados de galáxias óticos. Iniciamos o trabalho analisando a degradação da precisão e a exatidão no desvio para o vermelho fotométrico estimado através de métodos de aprendizagem de máquina (machine learning) ANNz2 e GPz. Além do valor singular do desvio para o vermelho fotométrico clássico (isto é, valor médio ou máximo da distribuição), implementamos um estimador baseado em uma amostragem de Monte Carlo usando a função de distribuição cumulativa. Mostramos que este estimador para o algoritmo ANNz2 apresenta a melhor concorância com a distribuição do desvio para o vermelho espectroscópico, no entanto, uma maior dispersão. Por outro lado, apresentamos o buscador de aglomerados VT-FOFz, o qual combina as técnicas de Voronoi Tessellation e Friends of Friends. Estimamos seu desempenho através de catálogos simulados. Calculamos a completeza e a pureza usando uma região de cilindrica no espaço 2+1 (ou seja, coordenadas angulares e desvio para o vermelho). Para halos maciços e aglomerados com alta riqueza, obtemos valores elevados de ... (Resumo completo, clicar acesso eletrônico abaixo) / Abstract: The galaxy clusters are the largest bound objects observed in the universe. Given that the galaxies are considered as tracers of dark matter, the galaxy clusters allow us to study the formation and evolution of large-scale structures. The cluster number counts are sensitive to the cosmological model, hence they are used as probes to constrain the cosmological parameters. In this work we focus on the study of optical galaxy clusters. We start analyzing the degradation of both precision and accuracy in the estimated photometric redshift via ANNz2 and GPz machine learning methods. In addition to the classical singular value for the photometric redshift (i.e., mean value or maximum of the distribution), we implement an estimator based on a Monte Carlo sampling by using the cumulative distribution function. We show that this estimator for the ANNz2 algorithm presents the best agreement with the distribution for spectroscopic redshift, nonetheless a higher scattering. On the other hand, we present the VT-FOFz cluster finder, which combines the techniques Voronoi Tessellation and Friends of Friends. Through mock catalogs, we estimate its performance. We compute the completeness and purity by using a cylindrical region in the 2+1 space (i.e., angular coordinates and redshift). For massive haloes and clusters with high richness, we obtain high values of completeness and purity. We compare the detected galaxy clusters via the VT-FOFz cluster finder with the redMaPPer SDSS DR8 cluster catalog. We recover ∼ 90% of the galaxy clusters of the redMaPPer catalog until the redshift z ≈ 0.33 considering brighter galaxies with r < 20.6. Finally, we perform a cosmological forecasting by using a MCMC method, for a flat wCDM model through galaxy cluster abundance. The fiducial model is a flat ΛCDM Universe. The effects due to the estimated observable mass and (Complete abstract click electronic access below) / Doutor

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.

Neste trabalho é apresentado o estudo de aglomerados de estrelas em três ambientes distintos. Os efeitos do ambiente são discutidos do ponto de vista observacional tendo como objetivo principal buscar fenômenos tipicamente associados `as condições dinâmicas, às quais cada aglomerado está submetido. Os ambientes estudados são: i. O bojo da Via Láctea, dominado por fortes interações gravitacionais devido à grande concentração de matéria. Nesse ambiente espera-se que exista um alto grau de evaporação estelar nos aglomerados. O aglomerado NGC 6642 encontra-se diretamente sobre o bojo e é estudado em busca de efeitos previstos para esse ambiente. Encontramos que uma combinação de segregação de massa e forte evaporação estelar levou à inversão da função de massa desse aglomerado, de modo que possui mais estrelas massivas do que menos massivas. ii. A Grande Nuvem de Magalhães, que possui uma lacuna na distribuição de idade de seus aglomerados. Esse fenômeno tem origem possivelmente na interação com sua companheira, a Pequena Nuvem de Magalhães. Durante a interação mais intensa, a formação estelar e consequentemente de aglomerados foi alterada. Diversos aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães tiveram determinações de idade consistentes com a lacuna de idades, porém utilizando magnitudes e cores integradas, um método menos preciso. Neste trabalho buscamos estudar em detalhe a população estelar resolvida destes candidatos à lacuna de idades e de fato classificados como um dos raros integrantes da lacuna. Constatamos, no entanto, que nenhum dos candidatos estudados de fato possui idade consistente com a lacuna de idades. iii. O halo externo da Galáxia. Neste ambiente a interação de maré é menos intensa que no bojo. No entanto a interação com o disco é significativa quando a órbita do aglomerado intersecta o plano do disco. Os aglomerados Palomar 5 e NGC 2298 são exemplos de aglomerados que possuem ´orbitas desse tipo. Palomar 5 possui extensas caudas de maré oriundas da evaporação de estrelas, porém NGC 2298 não possui nenhuma detecção conclusiva.

No presente trabalho estudamos aglomerados abertos e/ou grupos estelares não tão densos com o objetivo de identificar prováveis estágios dinâmicos evoluídos de aglomerados abertos. A seleção dos grupos estelares partiu de uma lista de candidatos relativamente concentrados mas pouco povoados que seriam prováveis candidatos ao fenômeno dinâmico buscado (Bica et aI. 2001 [7]). Estes candidatos estão localizados a latitudes Galáticas relativamente altas (Ibl > 15°). Os grupos estelares NGC 1252 e NGC 1901 foram estudados nas bandas B e V através de fotometria CCD. O aglomerado aberto clássico velho M67 (NGC 2682) e o grupo estelar NGC 2664 foram estudados nas bandas J e H com dados do catálogo infravermelho 2MASS. NGC 1252 é uma concentração com aproximadamente 20 estrelas localizada a 20' ao norte das coordenadas originais no New General Catalogue, e a sudoeste da extensa região previamente indicada como sendo o objeto na literatura. O diagrama cor-magnitude de NGC 1252 sugere um turnoff e uma sequência principal, e um total de 12 prováveis membros. Simulamos um diagrama cor-magnitude do campo Galático na direção de cada um dos grupos estelares. Para NGC 1252 a simulação não apresentou semelhanças com o mesmo, e sugere que NGC 1252 não se trate de uma flutuação de campo. O ajuste de isócronas para os prováveis membros é consistente com um avermelhamento E(B-V) = 0.02, uma distância ao Sol d0 = 0.64 ± 0.07 kpc (Z = -0.46 kpc) e uma idade de 3 ± 1 Gano. Os dados disponíveis indicam que não podemos descartar a possibilidade de NGC 1252 ser um grupo físico, e se o for as evidências apontam não para um aglomerado aberto clássico mas sim um aglomerado aberto remanescente. NGC 1901 é freqüentemente descrito como um aglomerado aberto, encontramos uma clara sequência principal e similaridade com as Hyades. Obtivemos um avermelhamento de E(B-V) = 0.04, d0 = 0.45 ± 0.04kpc (Z = -0.23 kpc) e uma idade de 0.6 ± 1Gano. NGC 1901 é conclusivamente um sistema físico, dinamicamente comparável ou mais evoluído que as Hyades. Como análises com o catálogo 2MASS apenas começam a ser feitas, utilizamos M67 como objeto de comparação. Investigamos também se existe alguma relação entre M67 e NGC 2664, pois estão projetados próximos (~ 1°). Para obtenção dos parâmetros fundamentais de M67 partimos de valores presentes na literatura, que constatamos não estarem perfeitamente estabelecidos. Obtivemos para M67 um avermelhamento E(J-H) = 0.0, d0 = 0.72 ± 0.07kpc, e idade de 3.5 ± 0.5Ganos. Para NGC 2664 obtivemos um diagrama cor-magnitude sugerindo uma sequência principal, e a ocorrência pelo menos de 9 prováveis membros. O ajuste de isócronas é compatível com um avermelhamento E(J-H) = 0.0, d0= 0.69 ± 0.1kpc e idade de 1.5 ± 0.5 Gano. Subtrações estatísticas no diagrama cormagnitude de estrelas de campos circundantes dão apoio a NGC 2664 como um sistema físico. Ele parece ser um remanescente de aglomerado aberto do disco velho com aproximadamente metade da idade de M67. Para uma análise conclusiva são necessários astrometria, velocidades radiais e tipos espectrais para todos os prováveis membros.Aglomerados abertos evoluemdinamicamente e modelos de N-corpos têm indicado que um grande número de remanescentes são esperados próximos à dissolução. Só recentemente iniciaram-se esforços sistemáticos para detectá-Ios observacionalmente. O presente estudo, baseado no diagrama cor-magnitude indica que NGC1252 e NGC 2664 são prováveis candidatos ao fenômeno. NGC 1901 parece ser um elo entre um aglomerado aberto clássico e seus remanecentes. / ln the present work we study open clusters andjor loose stelIar groups in view of identifying probable late stages of open cluster dynamical evolution. The selection of stelIar groups was from a list of relatively concentrated and poorly populated probable candidates to open cluster remnants (Bica et aI. 2001 [7]). These candidates are located at relatively high galactic latitudes (lbl > 15°). The stelIar groups NGC 1252 and NGC 1901 are studied in the B and V bands with CCD photometry. The classical old open cluster M67 (NGC 2682) and the stelIar group NGC 2664 are studied in the J and H bands from the 2MASS survey. NGC 1252 consists of a concentration of about 20 stars centered ~ 20' north of the original New General Catalogue coordinates, and at the southwest edge ofthe large region previously assigned to this object in the literature. The colour-magnitude diagram of NGC 1252 suggests a turnoff and main sequence, and a total of 12 probable members.We simulated the Galactic field colour-magnitude diagrams in the directions of both stelIar groups. The field simulation for NGC 1252 is a poor match, suggesting that NGC 1252 is not a field fluctuation. lsochrone fitting to the probable members is consistent with a reddening E(B- V) = 0.02, a distance from the Sun de:)= 0.64 ± 0.07 Kpc (Z = -0.46 kpc) and an age 3 ± 1 Gyr. NGC 1252 connot be ruled out as a physical group with the available data. If so, evidence is found that it is not a classical open cluster, but rather an open cluster remnant. NGC 1901 is often described as an open cluster. We find a clear main sequence and NGC 1901 shares similarities with the Hyades. We derive E(B- V) = 0.04, de:)= 0.45 ± 0.04 kpc (Z= -0.23 kpc) and an age 0.6 ± 1 Gyr. NGC 1901 is conclusively a physical system, dynamicalIy comparable to or more evolved than the Hyades. The 2MASS infrared photometry is very recent, so we explore it by means of M67, which is used as comparison object. We investigate whether M67 and NGC2664 are related owing to the their angular proximity (~1°). To derive fundamental parameters for M67 we tested literature values, which we realized not to be perfectly established. We obtained for M67 E(J-H) = 0.0, de:) = 0.72 ± 0.07 kpc, and an age 3.5 ± Gyr. For NGC 2664 the colour-magnitude diagram suggests a main sequence, and 9 probable members. lsochrone fitting is compatible with E(J-H) = 0.0, de:)=0.69 ± 1, and an age 1.5 ± 0.5 Gyr. Statistical subtractions of surrounding field color-magnitude diagrams further support NGC 2664 as a physical stelIar group. If so, it appears to be an old disc open cluster remnant with about half the age of M67. For a more conclusive analysis astrometry, radial velocities and spectral types for alI probable members are required. Open clusters dynamically evolve and N-body simulations suggested that many remnants are expected close to dissolution. Only recently more systematic efforts have been made to observationalIy detect open cluster remnants. The present study based on the analysis of colour-magnitude diagrams indicates that NGC 1252 and NGC 2664 are probable candidates to the phenomenon. NGC 1901 appears to be a link between classical open clusters and their remnants.

Os aglomerados de galáxias são as maiores estruturas gravitacionais em situação de quase-equilíbrio, mas apesar dos esforços de pesquisa das últimas décadas, pouco conhecemos de suas estruturas e composição. Os recentes avanços teóricos e observacionais associados aos aglomerados de galáxias motivam essa proposta de pesquisa. Nosso foco é no entendimento da componente não-observada em aglomerados de galáxias. Especificamente, investigamos uma teoria de gravitação alternativa denominada Gravitação Newtonina Modificada (MOND) que pretende substituir o paradigma da matéria escura, mas que apresenta problemas quando aplicada aos centros dos aglomerados. Revisamos e sintetizamos o estado da arte na modelagem da Matéria Escura no centro desses objetos e testamos, em especial, uma proposta de solução dos problemas da MOND: a inclusão de neutrinos massivos. Ao mesmo tempo que testamos a teoria MOND + v,fazemos uma análise critica de como os limites às massas de neutrino são obtidos a partir de aglomerados. / Clusters of galaxies are the largest structures in the universe in a quasi-equilibrium state, but, despite research efforts in the past decades, their structure and composition are still poorly understood. Recent theoretical and abservational advances in the understanding of these structures motivate the present research work. Our focus lies on the understanding of the non-luminous component af galaxy clusters. Specifically, we investigate an alternative gravitational theory named MOND, or Madified Newtonian Dynamics, which aims at replacing the dark matter (DM) paradigm, but presents problems when applied to the centers of galaxy clusters. We have reviewed and summarized the state of the art on the modeling of the dark matter in the centers of clusters of galaxies and tested a proposal of solution: the inclusion of massive neutrinos in the MOND scenario. Besides testing MOND + v, we have analised how limits are imposed on the neutrino mass via the study of clusters of galaxies.

No presente trabalho estudamos aglomerados abertos e/ou grupos estelares não tão densos com o objetivo de identificar prováveis estágios dinâmicos evoluídos de aglomerados abertos. A seleção dos grupos estelares partiu de uma lista de candidatos relativamente concentrados mas pouco povoados que seriam prováveis candidatos ao fenômeno dinâmico buscado (Bica et aI. 2001 [7]). Estes candidatos estão localizados a latitudes Galáticas relativamente altas (Ibl > 15°). Os grupos estelares NGC 1252 e NGC 1901 foram estudados nas bandas B e V através de fotometria CCD. O aglomerado aberto clássico velho M67 (NGC 2682) e o grupo estelar NGC 2664 foram estudados nas bandas J e H com dados do catálogo infravermelho 2MASS. NGC 1252 é uma concentração com aproximadamente 20 estrelas localizada a 20' ao norte das coordenadas originais no New General Catalogue, e a sudoeste da extensa região previamente indicada como sendo o objeto na literatura. O diagrama cor-magnitude de NGC 1252 sugere um turnoff e uma sequência principal, e um total de 12 prováveis membros. Simulamos um diagrama cor-magnitude do campo Galático na direção de cada um dos grupos estelares. Para NGC 1252 a simulação não apresentou semelhanças com o mesmo, e sugere que NGC 1252 não se trate de uma flutuação de campo. O ajuste de isócronas para os prováveis membros é consistente com um avermelhamento E(B-V) = 0.02, uma distância ao Sol d0 = 0.64 ± 0.07 kpc (Z = -0.46 kpc) e uma idade de 3 ± 1 Gano. Os dados disponíveis indicam que não podemos descartar a possibilidade de NGC 1252 ser um grupo físico, e se o for as evidências apontam não para um aglomerado aberto clássico mas sim um aglomerado aberto remanescente. NGC 1901 é freqüentemente descrito como um aglomerado aberto, encontramos uma clara sequência principal e similaridade com as Hyades. Obtivemos um avermelhamento de E(B-V) = 0.04, d0 = 0.45 ± 0.04kpc (Z = -0.23 kpc) e uma idade de 0.6 ± 1Gano. NGC 1901 é conclusivamente um sistema físico, dinamicamente comparável ou mais evoluído que as Hyades. Como análises com o catálogo 2MASS apenas começam a ser feitas, utilizamos M67 como objeto de comparação. Investigamos também se existe alguma relação entre M67 e NGC 2664, pois estão projetados próximos (~ 1°). Para obtenção dos parâmetros fundamentais de M67 partimos de valores presentes na literatura, que constatamos não estarem perfeitamente estabelecidos. Obtivemos para M67 um avermelhamento E(J-H) = 0.0, d0 = 0.72 ± 0.07kpc, e idade de 3.5 ± 0.5Ganos. Para NGC 2664 obtivemos um diagrama cor-magnitude sugerindo uma sequência principal, e a ocorrência pelo menos de 9 prováveis membros. O ajuste de isócronas é compatível com um avermelhamento E(J-H) = 0.0, d0= 0.69 ± 0.1kpc e idade de 1.5 ± 0.5 Gano. Subtrações estatísticas no diagrama cormagnitude de estrelas de campos circundantes dão apoio a NGC 2664 como um sistema físico. Ele parece ser um remanescente de aglomerado aberto do disco velho com aproximadamente metade da idade de M67. Para uma análise conclusiva são necessários astrometria, velocidades radiais e tipos espectrais para todos os prováveis membros.Aglomerados abertos evoluemdinamicamente e modelos de N-corpos têm indicado que um grande número de remanescentes são esperados próximos à dissolução. Só recentemente iniciaram-se esforços sistemáticos para detectá-Ios observacionalmente. O presente estudo, baseado no diagrama cor-magnitude indica que NGC1252 e NGC 2664 são prováveis candidatos ao fenômeno. NGC 1901 parece ser um elo entre um aglomerado aberto clássico e seus remanecentes. / ln the present work we study open clusters andjor loose stelIar groups in view of identifying probable late stages of open cluster dynamical evolution. The selection of stelIar groups was from a list of relatively concentrated and poorly populated probable candidates to open cluster remnants (Bica et aI. 2001 [7]). These candidates are located at relatively high galactic latitudes (lbl > 15°). The stelIar groups NGC 1252 and NGC 1901 are studied in the B and V bands with CCD photometry. The classical old open cluster M67 (NGC 2682) and the stelIar group NGC 2664 are studied in the J and H bands from the 2MASS survey. NGC 1252 consists of a concentration of about 20 stars centered ~ 20' north of the original New General Catalogue coordinates, and at the southwest edge ofthe large region previously assigned to this object in the literature. The colour-magnitude diagram of NGC 1252 suggests a turnoff and main sequence, and a total of 12 probable members.We simulated the Galactic field colour-magnitude diagrams in the directions of both stelIar groups. The field simulation for NGC 1252 is a poor match, suggesting that NGC 1252 is not a field fluctuation. lsochrone fitting to the probable members is consistent with a reddening E(B- V) = 0.02, a distance from the Sun de:)= 0.64 ± 0.07 Kpc (Z = -0.46 kpc) and an age 3 ± 1 Gyr. NGC 1252 connot be ruled out as a physical group with the available data. If so, evidence is found that it is not a classical open cluster, but rather an open cluster remnant. NGC 1901 is often described as an open cluster. We find a clear main sequence and NGC 1901 shares similarities with the Hyades. We derive E(B- V) = 0.04, de:)= 0.45 ± 0.04 kpc (Z= -0.23 kpc) and an age 0.6 ± 1 Gyr. NGC 1901 is conclusively a physical system, dynamicalIy comparable to or more evolved than the Hyades. The 2MASS infrared photometry is very recent, so we explore it by means of M67, which is used as comparison object. We investigate whether M67 and NGC2664 are related owing to the their angular proximity (~1°). To derive fundamental parameters for M67 we tested literature values, which we realized not to be perfectly established. We obtained for M67 E(J-H) = 0.0, de:) = 0.72 ± 0.07 kpc, and an age 3.5 ± Gyr. For NGC 2664 the colour-magnitude diagram suggests a main sequence, and 9 probable members. lsochrone fitting is compatible with E(J-H) = 0.0, de:)=0.69 ± 1, and an age 1.5 ± 0.5 Gyr. Statistical subtractions of surrounding field color-magnitude diagrams further support NGC 2664 as a physical stelIar group. If so, it appears to be an old disc open cluster remnant with about half the age of M67. For a more conclusive analysis astrometry, radial velocities and spectral types for alI probable members are required. Open clusters dynamically evolve and N-body simulations suggested that many remnants are expected close to dissolution. Only recently more systematic efforts have been made to observationalIy detect open cluster remnants. The present study based on the analysis of colour-magnitude diagrams indicates that NGC 1252 and NGC 2664 are probable candidates to the phenomenon. NGC 1901 appears to be a link between classical open clusters and their remnants.

Os aglomerados de galáxias são as maiores estruturas gravitacionais em situação de quase-equilíbrio, mas apesar dos esforços de pesquisa das últimas décadas, pouco conhecemos de suas estruturas e composição. Os recentes avanços teóricos e observacionais associados aos aglomerados de galáxias motivam essa proposta de pesquisa. Nosso foco é no entendimento da componente não-observada em aglomerados de galáxias. Especificamente, investigamos uma teoria de gravitação alternativa denominada Gravitação Newtonina Modificada (MOND) que pretende substituir o paradigma da matéria escura, mas que apresenta problemas quando aplicada aos centros dos aglomerados. Revisamos e sintetizamos o estado da arte na modelagem da Matéria Escura no centro desses objetos e testamos, em especial, uma proposta de solução dos problemas da MOND: a inclusão de neutrinos massivos. Ao mesmo tempo que testamos a teoria MOND + v,fazemos uma análise critica de como os limites às massas de neutrino são obtidos a partir de aglomerados. / Clusters of galaxies are the largest structures in the universe in a quasi-equilibrium state, but, despite research efforts in the past decades, their structure and composition are still poorly understood. Recent theoretical and abservational advances in the understanding of these structures motivate the present research work. Our focus lies on the understanding of the non-luminous component af galaxy clusters. Specifically, we investigate an alternative gravitational theory named MOND, or Madified Newtonian Dynamics, which aims at replacing the dark matter (DM) paradigm, but presents problems when applied to the centers of galaxy clusters. We have reviewed and summarized the state of the art on the modeling of the dark matter in the centers of clusters of galaxies and tested a proposal of solution: the inclusion of massive neutrinos in the MOND scenario. Besides testing MOND + v, we have analised how limits are imposed on the neutrino mass via the study of clusters of galaxies.

Neste trabalho é apresentado o estudo de aglomerados de estrelas em três ambientes distintos. Os efeitos do ambiente são discutidos do ponto de vista observacional tendo como objetivo principal buscar fenômenos tipicamente associados `as condições dinâmicas, às quais cada aglomerado está submetido. Os ambientes estudados são: i. O bojo da Via Láctea, dominado por fortes interações gravitacionais devido à grande concentração de matéria. Nesse ambiente espera-se que exista um alto grau de evaporação estelar nos aglomerados. O aglomerado NGC 6642 encontra-se diretamente sobre o bojo e é estudado em busca de efeitos previstos para esse ambiente. Encontramos que uma combinação de segregação de massa e forte evaporação estelar levou à inversão da função de massa desse aglomerado, de modo que possui mais estrelas massivas do que menos massivas. ii. A Grande Nuvem de Magalhães, que possui uma lacuna na distribuição de idade de seus aglomerados. Esse fenômeno tem origem possivelmente na interação com sua companheira, a Pequena Nuvem de Magalhães. Durante a interação mais intensa, a formação estelar e consequentemente de aglomerados foi alterada. Diversos aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães tiveram determinações de idade consistentes com a lacuna de idades, porém utilizando magnitudes e cores integradas, um método menos preciso. Neste trabalho buscamos estudar em detalhe a população estelar resolvida destes candidatos à lacuna de idades e de fato classificados como um dos raros integrantes da lacuna. Constatamos, no entanto, que nenhum dos candidatos estudados de fato possui idade consistente com a lacuna de idades. iii. O halo externo da Galáxia. Neste ambiente a interação de maré é menos intensa que no bojo. No entanto a interação com o disco é significativa quando a órbita do aglomerado intersecta o plano do disco. Os aglomerados Palomar 5 e NGC 2298 são exemplos de aglomerados que possuem ´orbitas desse tipo. Palomar 5 possui extensas caudas de maré oriundas da evaporação de estrelas, porém NGC 2298 não possui nenhuma detecção conclusiva.

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.

Estudamos o comportamento dinâmico do algoritmo de Wolff no modelo de Ising diluído com correlação de sítios e ligações (modelo SBC). Nosso objetivo principal foi estudar a performance deste algoritmo em um sistema onde além da desordem à presença de impurezas não magnéticas, houvesse mais um parâmetro presente, a correlação espacial. Além disto foi possível obter o diagrama de fases para o modelo, o qual possibilita entendermos um pouco o efeito da desordem e da correlação no sistema.Verificamos que o diagrama de fases por nós obtidos está em boa concordância com os dados experimentais obtidos com o composto magnético Knip Mg1-pF3, o qual foi a motivação para o modelo SBC. O estudo do comportamento dinâmico nos possibilitou entender um pouco mais como o algoritmo de Wolff se comporta quando submetido a sistemas mais complexos, como é o caso do modelo em estudo, verificamos uma melhor performance deste algoritmo à medida que tanto a diluição quanto a correlação é aumentada. Esse comportamento é oposto àquele verificado nos algoritmos locais. Essa melhor performance do algoritmo de Wolff quando submetido a tais sistemas é bastante positivo, pois isto possibilita obtermos medidas de quantidades físicas de interesse de forma mais precisa, pois há uma redução drástica da correlação estatística entre configurações produzidas por esta dinâmica. / We extend the Wolff Algorithm to include correlated spin interactions in diluted magnetic systems. This algorithm is applied to study the site-bond-correlated Ising model on a two-dimensional square lattice. We use a finite-size scaling procedure to obtain the phase diagram in the temperature-concentration space. Our results are in excellent agreement with the experimental data for the Knip Mg1-pF3, compound. We also present the critical dynamical behavior of the Wolff algorithm for this system. We have verified that the autocorrelation time diminishes in the presence of dilution and correlation, showing that the Wolff algorithm performs even better in such situations. This behavior is completely different from those exhibited by the single spin-flips algorithms.