Neste trabalho primeiramente estudamos os efeitos na propagação de ondas de Alfvén em plasmas empoeirados encontrados em inúmeros ambientes astrofísicos. A relação de dispersão da onda é modificada apresentando novos mecanismos de amortecimento. Há na literatura dados observacionais que indicam a existência de condições para crescimento de partículas de poeira na base da atmosfera de estrelas gigantes e supergigantes frias. Construímos um modelo de perda de massa para essas estrelas no qual mostramos que um fluxo de ondas de Alfvén, amortecido pela presença de poeira, pode contribuir para a geração de um vento de baixa velocidade e alta taxa de perda de massa, de acordo com as observações. Já no caso de estrelas quentes, mostramos como é possível obter as condições ideais para formação e crescimento destas partículas em um modelo de colisão de ventos em sistemas binários. A partir deste modelo, é possível explicar as altas emissões em raios-X observadas, além do crescimento de grãos no pós-choque. Aplicando a idéia ao sistema binário de eta Carinae, o modelo permite a determinação dos parâmetros orbitais do sistema. A poeira contida nos ventos estelares é então ejetada para o meio interestelar. Através de um cálculo semi-empírico determinamos a importância de cada intervalo de massa estelar, em cada etapa evolutiva, no retorno de material sólido ao MI. Em regiões de formação estelar investigamos como as ondas de Alfvén, amortecidas pela presença de poeira, influenciam a estabilidade de nuvens moleculares. Em oposição às teorias encontradas na literatura, mostramos que uma nuvem molecular anã, suportada apenas por pressão magnética, não pode ser dinamicamente estável. / In this work, we firstly discuss the propagation of Alfvén waves in dusty plasmas found in several astrophysical environments. The wave dispersion relation is modified giving rise to new damping mechanisms. There are in the literature observational data indicating the presence of dust near the surface of cool giant and supergiant stars. We developed a stellar mass loss model where we show that a flux of Alfvén waves, damped by the dust presence,can generate a low velocity and high mass loss rate wind, in agreement with the observations. In the case of hot stars we show how it is possible to obtain the special conditions for dust growth in a wind collision model of massive binary systems. For this model it is possible to explain both, the high X-rays emissions and dust growth at the post-shock phase. Applying the idea to the $eta$ Carinae binary system, the model allows the determination of the system orbital and the stellar wind parameters. The stellar wind´s dust is then ejected to the interstellar medium. In a semi-empirical calculation we showed the importance of each stellar mass, at each evolutionary phase, on the dust feedback of the ISM. For star formation regions, we investigate the role of Alfvén waves, damped by the dust presence, on the stability of the molecular clouds. In spite of the works found in the literature, we showed that a dwarf molecular cloud, magnetically supported only, is unstable.

Apresentamos fotometria profunda (V ~ 25,5) nas bandas V e I obtidas com a Wide Field and Planetary Camera 2 a bordo do telesc opio espacial Hubble para 7 campos distantes ~5º do centro da Grande Nuvem de Magalhães. Ajustamos isócronas aos diagramas cor-magnitude a fim de identficar diferentes populaões estelares nestes campos. Uma população velha (τ > 10¹º anos) foi encontrada em todos os campos. Alguns eventos de elevada formação estelar, com idades entre 2 x 109 e 4 x 109 anos, foram também encontrados em alguns campos localizados na região N/NO. Funções de luminosidade de estrelas de baixa massa (m ≤ 1; 1msol) foram obtidas para todos os campos. Aparentemente não há diferenças na mistura de populações entre os campos como sugerido através do teste Kolmogorov-Smirnov aplicados as funções de luminosidade. Finalmente, derivamos perfis de densidade para estrelas velhas e de idade intermediária. O primeiro apresenta uma inclinação levemente maior quando comparado com o último.

As estrelas anãs brancas e pré-anãs brancas pulsantes apresentam pulsações não-radiais, multiperíodicas. Os períodos dos modos de pulsação dependem de parâmetros físicos da estrela, como a massa, a temperatura efetiva da superfície, a luminosidade, e da sua estrutura interna. À medida que a estrela evolui, os períodos de pulsação mudam em resposta às alterações em sua estrutura interna. O estudo dos modos de pulsação nos permite estimar parâmetros físicos da estrela, como a massa, por exemplo, e a medida das variações nos períodos dos modos de pulsação revelam as escalas de tempo de evolução. Nesse trabalho, estudamos duas estrelas: a PG 1159-035 e a G117-BI5A. Cada uma delas está próxima de um dos extremos da trilha evolutiva das estrelas anãs-brancas. A PG 1159-035 é uma pré-anã branca, prestes a se tornar uma anã-branca e é o protótipo de uma classe de estrelas com características espectrais similares, as estrelas PG 1159. A temperatura efetiva em sua superfície é muito alta, cerca de 130000 K. Por ser tão quente, a PG 1159-035 está evoluindo rapidamente a ponto das variações em seus períodos de pulsação poderem ser medidas diretamente em um intervalo de poucos anos. A construção de modelos adequados para estrelas PG 1159 é um desafio para a astronomia moderna, pois o número de estrelas conhecidas desse tipo é muito pequeno e pouco se sabe sobre sua história pregressa imediata e sua estrutura interna. A G117-BI5A é uma anã branca que já percorreu a seqüência evolutiva das anã brancas e está esfriando lentamente. É uma representante da classe das DAVs. O período de 215 s de seu principal modo de pulsação está variando 1 segundo a cada 8 milhões de anos, o que faz da G117-B15A um dos mais estáveis relógios conhecidos. A partir da análise dos periodogramas das curvas de luz da PG 1159-035 obtidas entre 1983 e 2002 identificamos 198 modos de pulsação, 76 modos a mais do que os encontrados em trabalhos anteriores. Com base no espaçamento médio entre períodos, calculamos a massa da estrela, M/ M0 = 0.586 :I: 0.001. O estudo do espaçamento médio também revelou a presença de modos amarrados, o que sugere que o interior da estrela já apresenta um certo grau de estratificação e nos possibilitou calcular a posição da zona de transição na composição interna da estrela, rc/ R* = 0.83 ± 0.05. Adicionalmente, foi feita a medida da variação temporal, P, dos sete mais estáveis períodos de pulsação (e de dezenas de outros, porém com uma precisão menor). Até então, apenas o P do modo de maior amplitude da PG 1159-035 (516 s) era conhecido. Os valores encontrados para os Pestão entre 10-11 e 10-10 ss-l, sugerindo que a escala de tempo de evolução da PG 1159-035é de '" 1.4 x 106anos, de acordo com as previsões teóricas. Os resultados obtidos trazem alguns insights e oferecem restrições para futuros modelos para estrelas da classe PG 1159. Para a G117-BI5A, calculamos a taxa de variação temporal do modo principal de 215 s e dos dois outros modos de maior amplitude (270 s e 390 s). Para o modo de 215 s, obtivemos P = (+4.72 ± 0.80) x 10-1588-1. Para os modos de 270 s e 390 s os resultados foram: P = (+36.0 ± 7.2) x 1O-158S-1 e P = (+74.3 ± 15.2) x 10-15 S8-1, respectivamente, ou seja, 10 a 20 vezes mais rápido. / The pulsating white dwarf and pre-white dwarf stars show non-radial multi-periodic pulsations. The periods of the pulsation modes depend on physical parameters of the star, such as mass, effective temperature on its surface, luminosity, and internal structure. As the star evolves, the pulsation periods change in response to the changes in the internal structure. The study of pulsation modes allows us to estimate physical stellar parameters of the star, like the mass, for example, and the measurement of the secular periods variation determinates the evolutionary timescales. ln this work, two stars are studied: PG 1159-035 and G117-B15A. Each of them is near one of the extreme points of the white dwarfs evolutionary path. PG 1159-35 is a pre-white dwarf, a future white dwarf, and is the prototype of a class of stars with similar spectral features, the PG 1159 class. Its effective temperature is very high, around of 130000 K and, for this reason, it is rapidly evolving, to the point that the changes of its pulsation periods can be directly measured in a few years interval. The construction of adequate models for PG 1159 stars is a challenge for modern astronomy, due to the fact that few stars of this class are known and that its early immediate history and internal structure are scantily known. G117-B15A is a white dwarf that has already passed through the evolutionary sequence of the white dwarfs and is cooling slowly for almost a Gyear. Its is a member of the DAV class of stars. The period of 215 s of its main pulsation mode is changing 1 second each 8 million years; this makes the G117-B15A one of the most stable clocks known. From the analysis ofthe periodograms ofthe light curves ofPG 1159-035 obtained between 1983 and 2002, 198 pulsation modes were identified, 76 more modes than found in previous works. Based on the average spacing between periods, the stellar mass was calculated, M/M0 = 0.586 ± 0.001. The study of the average spacing also revealed the presence of trapped modes, which suggest that the inside of the star is stratified and allowed the calculation of the position of the compositional transition zone in the interior of the star: rc/R = 0.83 ± 0.05. Additionally, we measured the secular change, P, of the seven more stable pulsation periods (and tens of others, but with smaller precision). Until now, only the P of the mode with highest amplitude of PG 1159-035 (516 s) was known. The values found for P are between 10-11 and 11- 10 ss-1, suggesting that the PG 1159-035 evolutionary timescale is of '" 1.4 x 106 years, in accordance with the predictions of the current models for PG 1159 stars. The results give us some insights and constraints for future models of stars of this c1ass. For G117-B15A, we calculated the P of the main pulsation mode of 215 s and of two other modes (270 s and 304 s). For the 215 s mode, we obtained P= (+4.72 ± 0.80) x 10-1588-1. The results for the modes of 270 s and 304 sare: P = (+36.0 ± 7.2) x 10-1588-1 and P = (+ 74.3 ± 15.2) x 10-1588-1, respectively, i.e., 10 to 20 times higher.

Submitted by PPG Comunica??o Social (famecos-pg@pucrs.br) on 2018-09-14T17:40:03Z No. of bitstreams: 1 JOS?_AUGUSTO_BANDEIRA_DE_BARROS_DIS.pdf: 2815766 bytes, checksum: 2caa0ff7e4d45316b1d487eedbb605ba (MD5) / Approved for entry into archive by Sheila Dias (sheila.dias@pucrs.br) on 2018-09-17T14:51:41Z (GMT) No. of bitstreams: 1 JOS?_AUGUSTO_BANDEIRA_DE_BARROS_DIS.pdf: 2815766 bytes, checksum: 2caa0ff7e4d45316b1d487eedbb605ba (MD5) / Made available in DSpace on 2018-09-17T16:28:49Z (GMT). No. of bitstreams: 1 JOS?_AUGUSTO_BANDEIRA_DE_BARROS_DIS.pdf: 2815766 bytes, checksum: 2caa0ff7e4d45316b1d487eedbb605ba (MD5) Previous issue date: 2016-08-25 / Coordena??o de Aperfei?oamento de Pessoal de N?vel Superior - CAPES / This work has as its theme the Stars outskirts section, the Di?rio Ga?cho newspaper, which revolves around music artists living on the outskirts of Porto Alegre and the Metropolitan Region. The goal is to see how the outskirts of musicians, who had no space in the media before and who are the section of object to be published, reacted before having their stories published there. How was the process of publishing such reports and what happened to them after the publication of their reports, or what did not happen, are questions to be answered as well. The goal is also to check the news and social importance of the vehicle in order to give a fixed, weekly space for artists of all genres, which had no disclosure in traditional media until then. Aiming to represent or take a look in the analysis, we selected five artists at different times, which were the subject of materials in Stars outskirts, between 2009, when the section began, and 2016. Funk Representatives, pop, pagoda and frontiersman, who were interviewed in person and by email, told their stories before they have their material published and brought impressions and facts to support what happened next. After contextualizing journalism, popular journalism, and talking about popular newspapers in the world and the country in the first chapters, research dissects the history o Di?rio Ga?cho newspaper, its peculiarities as popular newspaper and its operation. Ahead, the work tells the story of the emergence of the section that gives space to the outskirts of artists, explains its various stages and shows the changes that Outskirts of Stars spent over seven years. In the interviews, the dissertation tries to analyze critically how the newspaper treated the artists in their stories, if the journal monitorized them and the progress that they had or not after the publication. In order to understand how artists saw themselves before the matter, which was his speech, this dissertation bails conceps used by Dominique Maingueneau in Discourse Analysis, which argues that the speaker's speech reveals the image he gives us a glimpse of himself in process. We identified through this analysis that the paper fulfills a social function more than proper news, aiming to make room for the young artists of the periphery as it does not apply some journalistic rigor to accompany them after the publication of their materials, for example. The newspaper also highlights his social front paper the reader when you try an even closer relationship with your community, by publishing stories outskirts of artists, beginners, who are often neighbors that reader who buys daily newspaper, making it sees in the newspaper, seeing that their community is "perceived" by the communication vehicle. / Esta disserta??o tem como tema a se??o Estrelas da Periferia, do jornal Di?rio Ga?cho, que gira em torno de artistas da m?sica que vivem na periferia de Porto Alegre e da Regi?o Metropolitana. O objetivo ? verificar como m?sicos de periferia, que n?o tinham espa?o na m?dia anteriormente, que s?o objeto de mat?ria da se??o, se divulgavam antes de ter suas mat?rias ali publicadas, como se deu o processo de publica??o de tais reportagens e o que aconteceu com eles ap?s a publica??o de suas reportagens, ou o que n?o aconteceu. Ainda, verificar a import?ncia jornal?stica e social do ve?culo ao dar um espa?o fixo, semanal, para artistas de todos os g?neros que n?o dispunham de divulga??o em m?dias tradicionais at? ent?o. Como recorte para a an?lise, selecionamos cinco artistas em diferentes ?pocas, que foram objeto de mat?rias em Estrelas da Periferia, entre os anos de 2009, quando a se??o come?ou, at? 2016. Representantes de funk, pop, pagode e sertanejo, que foram entrevistados pessoalmente e por e-mail, relataram suas hist?rias antes de terem suas mat?rias publicadas e trouxeram impress?es e fatos para sustentar o que aconteceu depois. Depois de contextualizar jornalismo, jornalismo popular, de falar sobre jornais populares no mundo, e no pa?s, nos primeiros cap?tulos, a pesquisa esmi??a a hist?ria do jornal Di?rio Ga?cho, suas particularidades enquanto jornal popular e seu funcionamento. Adiante, o trabalho conta a hist?ria do surgimento da se??o que d? espa?o para artistas de periferia, explica suas diversas fases e mostra as mudan?as pelas quais passou ao longo de sete anos. Nas entrevistas, a disserta??o procura analisar, de maneira cr?tica, como o jornal tratou os artistas em suas mat?rias, se fez acompanhamento deles depois e se a evolu??o que eles apresentaram, ou n?o, foi efeito. Para entender como os artistas se viam antes da mat?ria, qual era o seu discurso, essa disserta??o se socorre do conceito utilizado por Dominique Maingueneau, em An?lise do Discurso, que defende que o discurso do orador revela a imagem que ele deixa entrever de si no processo. Identificamos, nessa an?lise, que o jornal cumpre uma fun??o mais social do que propriamente jornal?stica ao dar espa?o para os artistas iniciantes de periferia, pois n?o aplica alguns rigores jornal?sticos ao acompanh?-los depois da publica??o de suas mat?rias, por exemplo. O jornal ainda ressalta seu papel social frente ao leitor quando tenta uma aproxima??o ainda maior com sua comunidade, ao publicar hist?rias de artistas de periferia, novatos, que s?o, muitas vezes, vizinhos daquele leitor que compra diariamente o jornal, fazendo com que ele se enxergue, vendo que sua comunidade ? ?percebida? pelo ve?culo de comunica??o.

Entender como as galáxias se formam e evoluem ao longo do tempo é um dos maiores desafio da cosmologia moderna. Vários processos estão presentes na formação de galáxias, tais como o feedback de supernovas e núcleos galácticos ativos, evolução química e dinâmica, e também efeitos ambientais. Esta tese abrange estes processos, a partir de um ponto de vista observacional. A Via Láctea tem um papel fundamental na compreensão dos vários processos envolvidos na formação de uma galáxia, e começamos nosso projeto estudando nossa própria galáxia. Diferentes processos deixam assinaturas típicas na distribuição de velocidades e metalicidades das estrelas. Por esta razão, combinando cinemática e abundâncias químicas, foi possível determinar a origem de uma amostra de estrelas velhas e ricas em metais. Compreender como e onde essas estrelas se formaram está intimamente relacionado com mecanismos presentes na evolução do disco Galáctico. Apesar de não podermos observar estrelas individuais em galáxias distantes, somos capazes de inferir a história de formação destas galáxias combinando modelos de população estelar simples, de forma a reproduzir o espectro observado. Usando esta metodologia, foi possível traçar a história de formação estelar de galáxias elípticas, e dessa forma restringir os mecanismos de feedback que regulam a formação de estrelas em halos. No cenário Lambda-CDM, as estruturas menores são formadas primeiro, e então elas se agrupam, formando assim estruturas cada vez maiores. As galáxias, ao serem incorporadas à sistemas maiores, sofrem os efeitos de diversos processos que atuam em ambientes de alta densidade, mudando assim suas propriedades. Desta forma, a evolução das galáxias e a formação de estruturas em grande escala andam lado a lado, como mostramos em nosso estudo de propriedades de galáxias em grupos. Exploramos a distribuição espacial das galáxias na vizinhança de grupos, e também usamos a distribuição de velocidades das galáxias para determinar o estágio evolutivo do grupo. Foram encontradas correlações importantes entre o estágio evolutivo do grupo e as populações de galáxias que nestes residem. / Understanding the way galaxies form and evolve throughout the cosmic time remains one of the greatest challenges of modern cosmology. Several processes are known to play a role in the formation of galaxies, such as feedback from supernovae and active galactic nuclei, chemical and dynamical evolution and environmental effects. This thesis encompasses these processes, from an observational point of view. The Milky Way plays a pivotal role in understanding the various processes involved in the formation of a galaxy, and we start our understanding program by studying our own Galaxy. Different formation processes leave typical signatures in the velocity and metallicity distribution of stars. For this reason, we were able to trace the origin of old and metal-rich stars by combining their kinematics and chemical abundances. Understanding how and where these stars were formed is closely related to mechanisms driving the evolution of the Galactic disk. Although we cannot observe individual stars in distant galaxies, only the integrated spectra, we are able to infer the mass assembly history of galaxies by combining single stellar population (SSP) models that reproduce the observed spectrum. Using this methodology, we traced the star formation history of elliptical galaxies and, by studying the signatures left in the star formation history, we were able to constrain the feedback mechanisms regulating the star formation within halos. In the LCDM scenario, small scale structures are formed first, and then they merge forming larger and larger structures. Therefore, galaxies grow into more and more massive systems, and processes operating in these high-density environments change their properties. For this reason, galaxy evolution and formation of large-scale structures go hand in hand, as we show in our study of properties of galaxies in groups. We explored the spatial distribution of galaxies within and in the surrounding of groups, and we also used the velocity distribution of galaxies as a probe of the evolutionary stage of the group. We found important correlations between the evolutionary stage of the group and the population of galaxies residing within it.

Submitted by Alberto Vieira (martins_vieira@ibest.com.br) on 2018-01-12T17:07:55Z No. of bitstreams: 1 551998.pdf: 9392970 bytes, checksum: 3d9eb6c979f0faae315f66476f043d40 (MD5) / Made available in DSpace on 2018-01-12T17:07:55Z (GMT). No. of bitstreams: 1 551998.pdf: 9392970 bytes, checksum: 3d9eb6c979f0faae315f66476f043d40 (MD5) Previous issue date: 2002-01-08 / CAPES / A reprodução sexuada e assexuada do asteróide fissíparo Coscinasterias tenuispina foi estuda em duas populações da região do Cabo Frio, Rio de Janeiro entre agosto de 1999 e dezembro de 2000. Uma população encontrava-se na região de infralitoral da Prainha, Arraial do Cabo, enquanto a outra localizava-se na região de entre-marés da Praia da Ferradura, Búzios. Os índices gonadais de ambas as populações revelaram um baixo potencial reprodutivo, e a análise histológica das gônadas registrou que a liberação dos gametas ocorreu durante todo o ano. Não foi observada uma relação inversa entre o índice gonadal e o índice dos cecos pilóricos. A liberação contínua de gametas sugere que larvas sejam formadas durante todo o ano. Contudo, foi registrada uma baixa frequência de indivíduos pequenos (≤ 3mm) em uns poucos meses na Prainha e os mesmos não foram encontrados na Praia da Ferradura. A reprodução assexuada foi estimada com base na frequência de indivíduos recentemente fissionados (com sinais claros de fissão ou com o raio do maior braço em regeneração medindo até ≤ 25 % do raio do maior braço intacto). A frequência de indivíduos recentemente fissionados não apresentou um ciclo anual e não foi inferior a 20% em nenhum dos meses amostrados, o que sugere que a fissão tenha ocorrido durante todo o período de estudo em ambas as populações. O baixo assentamento larval e a alta taxa de fissão sugerem que estas populações sejam mantidas principalmente pela reprodução assexuada. / Sexual and asexual reproduction of the fissiparous asteroid Coscinasterias tenuispina were studied in two populations at Cabo Frio region, Rio de Janeiro, from August 1999 to December 2000. One population occurs on subtidal region at Prainha, Arraial do Cabo, and the other occurs on intertidal region at Praia da Ferradura, Búzios. Gonad indices of both populations showed low reproductive potential, and the histological analyses recorded that gametes were released during all months. A reciprocal relationship between gonad and pyloric caecum indices was not evident. The continuous spawning suggests that larva are producing throughout the year. Although this continuous spawning, low frequency of small individuals (≤ 3 mm) was recorded in a few months at Prainha and this individuals were not found at Praia da Ferradura. Assexual reproduction was estimated by frequency of recently-split individuals (with clear signs of fission or with the longest regenerating arm ≤ 25% of the longest intact arm). Frequency of recently-split individuals did not show an annual cycle and was not lower than 20% in any sampled month, suggesting that fission occurred during all over the year on both populations. Low recruitment and high fission rate suggest that these populations are maintained mainly by asexual reproduction.

Orientadora: Silvia Maria Giuliatti Winter / Coorientador: Rodney da Silva Gomes / Banca: Tadashi Yokoyama / Banca: Ernesto Vieira Neto / Banca: Fernando Virgilio Roig / Banca: Nelson Callegari Junior / Resumo : Neste trabalho investigamos a evolução orbital de partículas de poeira que escapam das superfícies de ambos satélites pequenos de Plutão: Nix e Hidra, produzidas através do impacto de micrometeoroides nas superfícies dos mesmos, sob influencia da pressão de radiação solar e dos efeitos gravitacionais de Plutão, Caronte e dos próprios satélites fontes (Nix e Hidra). A taxa de produção de massa dos grãos de poeira micrométricos foi obtida e simulações numéricas foram realizadas para obter o tempo de vida destes grãos no sistema plutoniano. Os grãos ejetados de Nix e Hidra formam um anel de largura de aproximadamente 16.000 km, o que corresponde a distância radial aproximada entre as órbitas de Nix e Hidra. Através das integrações numéricas verificamos que colisões de grãos com os corpos massivos do sistema e escape em _orbitas hiperbólicas constituem os principais mecanismos de perda de material e são determinadas pelo efeito da pressão de radiação solar. Este importante mecanismo de desestabilização de grãos de poeira em Plutão, remove 30% do conjunto inicial de partículas com raios de 1 µ em apenas 1 ano. As demais partículas que permanecem no sistema formam um anel muito tênue com uma profundidade óptica máxima de 4x10¹¹. Exploramos também a possibilidade dos progenitores dos satélites pequenos de Plutão terem sido capturados pelo binário Plutão-Caronte do disco primordial massivo heliocêntrico, no qual Plutão estaria inserido. Encontramos que, para objetos com baixas velocidades de aproximação com o binário, capturas poderiam ocorrer com probabilidade não é negligenciável devido a natureza do próprio encontro: planetesimal e par de objetos massivosNo entanto, os objetos capturados permaneceriam em orbitas bastante excêntricas em relação ao baricentro do binário, assim o tempo tópico de ... (Resumo completo, clicar acesso eletrônico abaixo) / Abstract: In this work, we investigate the orbital evolution of the escaping dust from both small satellites of Pluto: Nix and Hydra, produced via impacts of micrometeoroids on the surfaces of the small satellites, under the influence of the solar radiation pressure combined with the gravitational ejects of Pluto, Charon, and the parent-bodies (Nix and Hydra). The mass production rate of micron-sized dust particles is obtained and numerical simulations are performed to derive the lifetime of the ejecta. The ejected particles form a wide ring of about 16,000 km, which corresponds to the radial distance between the orbits of Nix and Hydra. Through the numerical simulations we verified that collisions with the massive bodies within the system and escape into hyperbolic orbits are the main mechanisms of loss of material, which are mainly determined by the solar radiation pressure acting on the grains. This important loss mechanism removes 30% of the initial set of 1 µ sized particles in 1 year. The surviving particles form a ring too faint to be detectable with a derived maximum optical depth of 4x10¹¹. We also explore the possibility that the progenitors of the small satellites of Pluto have been captured by the Pluto-Charon binary from the massive heliocentric planetesimal disk in which Pluto was originally embedded into. Wend that debris with small approximation velocities to the binary can be captured temporarily by Pluto-Charon with non-negligible probability, due to the dynamical perturbations exerted by the binary nature of the Pluto-Charon pair... (Complete abstract click eletronic access below) / Doutor

Apresentamos a fotometria de 6 campos estelares profundos distribuídos na Grande Nuvem de Magalhães obtidos com a Wide Field and Planetary Camera 2/Hubble Space Telescope em duas bandas fotométricas: F814W (~I) e F555W (~V). Foram selecionadas ao todo 15997 estrelas pela nossa amostra, que somadas às estrelas da amostra de Castro et aI. 2001 [9] contabilizaram 22239 estrelas, dentro de limites de magnitude típicos que estão no intervalo 18.5<-V <-26. Investigamos o comportamento do erro fotométrico através da tarefa PHOT/IRAF, bem como via medidas independentes de magnitude de um mesmo objeto obtidas com diferentes exposições. Implementamos um método de correção para a completeza fotométrica como função da posição no diagrama cor-magnitude, isto é, com função tanto da magnitude como da cor e analisamos a sensibilidade das funções de luminosidade obtidas para diferentes métodos de correção. Foram obtidos os diagramas cor-magnitude, com os quais ajustamos isócronas de Pádova com idades T ;S 16 Gano e metalicidades 0.001 < Z < 0.004 ou -1.3 < [Fe/H] < -0.7. A população mais velha (r~12 Gano) pode ser encontrada através do ponto de turn-off em V~22. Estrelas de idade intermediária (r~1 - 8 Gano) podem ser localizadas pela presença de um clump. Os campos próximos aos aglomerados jovens NGC1805 e NGC1818 são os campos mais populosos, apresentando estrelas com r~1 Gano. Construímos funções de luminosidade para 18.5<-V <-25, utilizando os dados das duas amostras; não foram encontradas diferenças significativas entre os campos Desenvolvemos um método para geração de diagramas cor-magnitude (CMDs) artificiais a partir de um modelo de histórico de formação estelar. Este método incorpora os efeitos de erros fotométricos, binarismo não resolvido, avermelhamento e permite o uso de formas variadas de função de massa inicial e do próprio histórico. Implementamos o Método dos Modelos Parciais para modelamento de CMDs, incluindo experimentos controlados para a comprovação da validade deste método na busca de vínculos ao histórico de formação estelar da Grande Nuvem de Magalhães em dife!entes regiões. Recuperamos SFHs confiáveis para cada um dos 6 campos da LMC. Observamos variações na formação estelar de um campo para outro. Em todos os campos encontramos uma lacuna na formação estelar com 7 rv 700 Mano. Os dois campos próximos à barra (NGC1805 e NGC1818) apresentam alguns pequenos surtos, tendo formado em sua maioria, estrelas velhas ou relativamente jovens. Já os campos próximos a NGC1831 e NGC1868 apresentam formação estelar que se aproxima de um histórico de formação estelar uniforme, com alguns pequenos surtos. Os campos NGC2209 e Hodge 11 apresentam três períodos de formação estelar muitos semelhantes.

Uma previsão fundamental do cenário L cold dark matter (LCDM) na formação de estruturas é que os halos galácticos de DM do tamanho da Via Láctea (MW) crescem pela acreção de subsistemas menores. Neste contexto, simulações deNcorpos prevêem um número de sub-halos de matéria escura, cujo tamanho e massa são comparáveis às galáxias anãs, que é muito maior do que as galáxias satélites conhecidas. Este é o que se convencionu chamar de problema das satélites faltantes (MSP). A interpretação mais popular do MSP é que os sub-halos de matéria escura menores são extremamente ineficientes na formação de estrelas, o que torna mais difícil detectá-los. Com a chegada dos grandes levantamentos fotométricos, nos últimos anos, a descoberta de uma nova população de galáxias satélites que orbitam a MW fornece evidências empíricas para acreditar que realmente existem várias galáxias pouco luminosas não detectadas ou que simplesmente habitam regiões no céu que ainda não foram observadas. Neste trabalho implementamos um algoritmo estatístico eficiente para detectar subestruturas ultra fracas da MW. O código, chamado SPARSEX, foi testado e otimizado usando um conjunto de objetos estelares previamente identificados nos dados do Sloan Digital Sky Survey (SDSS), conseguindo recuperar todos os objetos com sucesso. Além disso, a aplicação do algoritmo aos dados dos dois primeiro anos do Dark Energy Survey (DES) deu como resultado centenas de candidatos a sistemas estelares. Dezessete sistemas estelares detectados em comum com outras técnicas de busca por subestruturas, implementadas dentro do grupo de colaboração do DES, foram publicados em três artigos em 2015. Um dos candidatos publicados é o aglomerado estelar DES 1. DES1 foi detectado pelo código SPARSEX com uma alta significância estatística e aparece nas imagens do DES como uma concentração compacta de fontes pontuais azuis. O sistema estelar é consistente com uma população velha e pobre em metal. Assumindo dois diferentes perfis de densidade, os quais permitem estimar a probabilidade de que cada estrela realmente pertença ao sistema, determinamos uma distância heliocêntrica e uma magnitude absoluta total num intervalo de 77.6—87.1 kpc e 3.00 . MV . 2.21, respectivamente. O raio à meia-luz desse objeto, rh 9.88 pc, e a luminosidade são consistentes com um aglomerado estelar de baixa luminosidade do halo externo. DES1 também é x alongado (e 0.6), o que faz supor que este objeto está em estágio avançado de dissolução. Mais tarde, através de uma cuidadosa reanálise de nossos resultados, dois novos candidatos foram detectados, DES J01111341 e DES J0225+0304. Os candidatos estão localizados a uma distância heliocêntrica de 25 kpc e parecem também estar dominados por populações estelares velhas e pobres em metais. Suas distâncias ao plano orbital da galáxia anã de Sagitário, 1.73 kpc (DES J01111341) e 0.50 kpc (DES J0225+0304), indicam que eles estão possivelmente associados com a corrente da anã de Sagitário. O raio à meia-luz (rh ' 4.55 pc) e a luminosidade (MV ' +0.3) de DES J01111341 são consistentes com um aglomerado estelar ultra fraco, enquanto o raio à meia-luz (rh ' 18.55 pc) e a luminosidade (MV ' 1.1) de DES J0225+0304 colocam este objeto em uma região ambígua do plano tamanho-luminosidade entre aglomerados estelares e galáxias anãs. Determinações dos parâmetros característicos da corrente de Sagitário, tais como o espalhamento de metalicidade (2.18 . [Fe/H] . 0.95) e o gradiente de distância (23 kpc . D . 29 kpc), dentro da área amostrada do DES no hemisfério sul, também indicam uma possível associação com estes sistemas. Se esses objetos forem confirmados através de follow-up espectroscópico como sistemas ligados gravitacionalmente e compartilharem uma trajetoria Galáctica com a corrente de Sagitário, DES J01111341 e DES J0225+0304 seriam os primeiros sistemas estelares ultra fracos associados com tal corrente. Recentemente, nós reportamos a descoberta de um novo aglomerado estelar, DES 3. O novo sistema foi detectado como uma sobredensidade estelar nos dados do primeiro ano do DES e confirmado com follow-up fotométrico obtido com o Southerm Astrophysical Research (SOAR) Telecope. Nós determinamos que DES 3 está localizado a uma distância heliocêntrica de 76 kpc e é dominado por uma população velha (' 9.8Ganos) e pobre em metal ([Fe/H] ' 1.88). Embora os valores de idade e metalicidade de DES 3 são semelhantes aos aglomerados globulares, o seu raio à meia-luz (rh 6.5 pc) e a luminosidade (MV 1.9) são mais indicativos de um aglomerados estelar fraco. Com base no tamanho angular aparente, o DES 3, com um valor de rh 0.03, está entre os menores aglomerados estelares fracos conhecidos até à data. Estas novas detecções indicam que o censo de satélites da MW é ainda incompleto. A identificação e estudo de novos satélites em futuros surveys, como por exemplo o Large Synoptic Survey Telescope (LSST) será crucial para a nossa compreensão das subestruturas existentes no halo Galáctico e a evolução da Galáxia como um todo. / A fundamental prediction of the L cold dark matter (LCDM) scenario of structure formation is that galactic DM haloes of the size of the Milky Way (MW) grow by the accretion of smaller sub-systems. In this context, Nbody simulations predict a number of dark matter subhalos, with size and mass comparable to dwarf galaxies, but which is much larger than currently known satellite galaxies. This is what is conventionally called the missing satellites problem (MSP). The most popular interpretation of the MSP is that the smaller dark matter subhalos are extremely inefficient in star formation, making it more difficult to detect them. With the arrival of large photometric surveys, in recent years, the discovery of a new population of satellite galaxies orbiting the MW provides empirical evidence to believe that there are actually several low luminosity galaxies that were not yet detected or that simply inhabit regions in the sky that have not yet been observed. In this work we present an efficient statistical algorithm to detect ultra-faint MW substructures. The code, called SPARSEX, was tested and optimized using a set of stellar objects previously identified in the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) data. It has detected successfully all known objects. In addition, the algorithm was applied on the first two years of Dark Energy Survey (DES) data, resulting in hundreds of stellar system candidates. Seventeen stellar systems detected in common with other substructure search techniques implemented within the DES collaboration were published in three papers in 2015. In particular, one published candidate is a star cluster, DES 1. DES 1 was detected by the SPARSEX code with high statistical significance and appears in DES images as a compact concentration of blue point sources. The stellar system is consistent with being dominated by an old and metal-poor population. Assuming two different density profiles, based on which we may evaluate a membership probability for each star, we determined a heliocentric distance and total absolute magnitude in the ranges of 77.6—87.1 kpc and 3.00 . MV . 2.21, respectively. The half-light radius of this object, rh 9.88 pc, and luminosity are consistent with a low-mass halo star cluster. DES1 is also elongated (e 0.6), which suggests that this object is in advanced stage of dissolution. Later, through a careful reanalysis of our results, two new candidates were detected, DES J01111341 e DES J0225+0304. The candidates are located at a heliocentric xii distance of 25 kpc and appear to have old and metal-poor populations as well. Their distances to the Sagittarius dwarf orbital plane, 1.73 kpc (DES J01111341) and 0.50 kpc (DES J0225+0304), indicate that they are possibly associated with the Sagittarius dwarf stream. The half-light radius (rh ' 4.55 pc) and luminosity (MV ' +0.3) of DES J01111341 are consistent with it being an ultra-faint star cluster, while the half-light radius (rh ' 18.55 pc) and luminosity (MV ' 1.1) of DES J0225+0304 place it in an ambiguous region of size-luminosity space between star clusters and dwarf galaxies. Determinations of the characteristic parameters of the Sagittarius stream, such as its metallicity spread (2.18 . [Fe/H] . 0.95) and distance gradient (23 kpc . D . 29 kpc), within the DES footprint in the Southern hemisphere, also indicate a possible association with these systems. If theses objects are confirmed through spectroscopic follow-up to be gravitationally bound systems and to share a Galactic trajectory with the Sagittarius stream, DES J01111341 and DES J0225+0304 would be the first ultra-faint stellar systems associated with the Sagittarius stream. Recently, we reported the discovery of a new star cluster, DES 3. The new system was detected as a stellar overdensity in first-year DES data, and confirmed with deeper photometry from the Southern Astrophysical Research (SOAR) telescope. We determine that DES 3 is located at a heliocentric distance of 76 kpc and it is dominated by an old (' 9.8 Gyr) and metal-poor ([Fe/H] ' 1.88) population. While the age and metallicity values of DES 3 are similar to globular clusters, its half-light radius (rh 6.5 pc) and luminosity (MV 1.9) are more indicative of faint star clusters. Based on the apparent angular size, DES 3, with a value of rh 0.03, is among the smallest faint star clusters known to date. These new detections indicate that the MW satellites census is still incomplete. The identification and study of new satellites in future surveys, such as the Large Synoptic Survey Telescope (LSST), will be crucial to our understanding of substructures in the Galactic halo and the evolution of the Galaxy as a whole.

As estrelas anãs brancas e pré-anãs brancas pulsantes apresentam pulsações não-radiais, multiperíodicas. Os períodos dos modos de pulsação dependem de parâmetros físicos da estrela, como a massa, a temperatura efetiva da superfície, a luminosidade, e da sua estrutura interna. À medida que a estrela evolui, os períodos de pulsação mudam em resposta às alterações em sua estrutura interna. O estudo dos modos de pulsação nos permite estimar parâmetros físicos da estrela, como a massa, por exemplo, e a medida das variações nos períodos dos modos de pulsação revelam as escalas de tempo de evolução. Nesse trabalho, estudamos duas estrelas: a PG 1159-035 e a G117-BI5A. Cada uma delas está próxima de um dos extremos da trilha evolutiva das estrelas anãs-brancas. A PG 1159-035 é uma pré-anã branca, prestes a se tornar uma anã-branca e é o protótipo de uma classe de estrelas com características espectrais similares, as estrelas PG 1159. A temperatura efetiva em sua superfície é muito alta, cerca de 130000 K. Por ser tão quente, a PG 1159-035 está evoluindo rapidamente a ponto das variações em seus períodos de pulsação poderem ser medidas diretamente em um intervalo de poucos anos. A construção de modelos adequados para estrelas PG 1159 é um desafio para a astronomia moderna, pois o número de estrelas conhecidas desse tipo é muito pequeno e pouco se sabe sobre sua história pregressa imediata e sua estrutura interna. A G117-BI5A é uma anã branca que já percorreu a seqüência evolutiva das anã brancas e está esfriando lentamente. É uma representante da classe das DAVs. O período de 215 s de seu principal modo de pulsação está variando 1 segundo a cada 8 milhões de anos, o que faz da G117-B15A um dos mais estáveis relógios conhecidos. A partir da análise dos periodogramas das curvas de luz da PG 1159-035 obtidas entre 1983 e 2002 identificamos 198 modos de pulsação, 76 modos a mais do que os encontrados em trabalhos anteriores. Com base no espaçamento médio entre períodos, calculamos a massa da estrela, M/ M0 = 0.586 :I: 0.001. O estudo do espaçamento médio também revelou a presença de modos amarrados, o que sugere que o interior da estrela já apresenta um certo grau de estratificação e nos possibilitou calcular a posição da zona de transição na composição interna da estrela, rc/ R* = 0.83 ± 0.05. Adicionalmente, foi feita a medida da variação temporal, P, dos sete mais estáveis períodos de pulsação (e de dezenas de outros, porém com uma precisão menor). Até então, apenas o P do modo de maior amplitude da PG 1159-035 (516 s) era conhecido. Os valores encontrados para os Pestão entre 10-11 e 10-10 ss-l, sugerindo que a escala de tempo de evolução da PG 1159-035é de '" 1.4 x 106anos, de acordo com as previsões teóricas. Os resultados obtidos trazem alguns insights e oferecem restrições para futuros modelos para estrelas da classe PG 1159. Para a G117-BI5A, calculamos a taxa de variação temporal do modo principal de 215 s e dos dois outros modos de maior amplitude (270 s e 390 s). Para o modo de 215 s, obtivemos P = (+4.72 ± 0.80) x 10-1588-1. Para os modos de 270 s e 390 s os resultados foram: P = (+36.0 ± 7.2) x 1O-158S-1 e P = (+74.3 ± 15.2) x 10-15 S8-1, respectivamente, ou seja, 10 a 20 vezes mais rápido. / The pulsating white dwarf and pre-white dwarf stars show non-radial multi-periodic pulsations. The periods of the pulsation modes depend on physical parameters of the star, such as mass, effective temperature on its surface, luminosity, and internal structure. As the star evolves, the pulsation periods change in response to the changes in the internal structure. The study of pulsation modes allows us to estimate physical stellar parameters of the star, like the mass, for example, and the measurement of the secular periods variation determinates the evolutionary timescales. ln this work, two stars are studied: PG 1159-035 and G117-B15A. Each of them is near one of the extreme points of the white dwarfs evolutionary path. PG 1159-35 is a pre-white dwarf, a future white dwarf, and is the prototype of a class of stars with similar spectral features, the PG 1159 class. Its effective temperature is very high, around of 130000 K and, for this reason, it is rapidly evolving, to the point that the changes of its pulsation periods can be directly measured in a few years interval. The construction of adequate models for PG 1159 stars is a challenge for modern astronomy, due to the fact that few stars of this class are known and that its early immediate history and internal structure are scantily known. G117-B15A is a white dwarf that has already passed through the evolutionary sequence of the white dwarfs and is cooling slowly for almost a Gyear. Its is a member of the DAV class of stars. The period of 215 s of its main pulsation mode is changing 1 second each 8 million years; this makes the G117-B15A one of the most stable clocks known. From the analysis ofthe periodograms ofthe light curves ofPG 1159-035 obtained between 1983 and 2002, 198 pulsation modes were identified, 76 more modes than found in previous works. Based on the average spacing between periods, the stellar mass was calculated, M/M0 = 0.586 ± 0.001. The study of the average spacing also revealed the presence of trapped modes, which suggest that the inside of the star is stratified and allowed the calculation of the position of the compositional transition zone in the interior of the star: rc/R = 0.83 ± 0.05. Additionally, we measured the secular change, P, of the seven more stable pulsation periods (and tens of others, but with smaller precision). Until now, only the P of the mode with highest amplitude of PG 1159-035 (516 s) was known. The values found for P are between 10-11 and 11- 10 ss-1, suggesting that the PG 1159-035 evolutionary timescale is of '" 1.4 x 106 years, in accordance with the predictions of the current models for PG 1159 stars. The results give us some insights and constraints for future models of stars of this c1ass. For G117-B15A, we calculated the P of the main pulsation mode of 215 s and of two other modes (270 s and 304 s). For the 215 s mode, we obtained P= (+4.72 ± 0.80) x 10-1588-1. The results for the modes of 270 s and 304 sare: P = (+36.0 ± 7.2) x 10-1588-1 and P = (+ 74.3 ± 15.2) x 10-1588-1, respectively, i.e., 10 to 20 times higher.