Estrelas centrais de nebulosas planetárias (ECNPs) têm um intervalo de massa relativamente grande na fase da sequência principal, por isso espera-se que elas também tenham diferentes idades, tipicamente acima de 1 Gano. Além de necessárias para o conhecimento das propriedades das ECNPs, a determinação das idades é também importante no contexto da evolução química da Galáxia, como no estudo da variação temporal dos gradientes radiais de abundâncias químicas. Entretanto, não há um método único e confiável que possa ser aplicado para estimar a idade de todos os tipos de estrelas. Neste projeto, desenvolvemos dois métodos de idades cinemáticas baseados na relação idade-dispersão de velocidade do disco da Galáxia encontrada pelo recente levantamento Geneva-Copenhagen. O primeiro método compara a velocidade de rotação esperada da ECNP com a velocidade predita pela curva de rotação da Galáxia em sua posição, e interpreta a diferença entre elas como a dispersão de velocidade do objeto, relacionada com a idade. O segundo método consiste em calcular as componentes da velocidade espacial, com algumas hipóteses, e estimar diretamente as dispersões das velocidades, inferindo uma idade pela relação adotada. Duas amostras foram escolhidas, contendo 234 e 866 nebulosas planetárias, para as quais velocidades radiais precisas estão disponíveis na literatura. Os resultados sugerem que a maioria das ECNPs no disco Galáctico tem idade abaixo de 5 Gano, e um pico ente 0 e 3 Gano. Esses resultados são comparados com algumas distribuições recentes de idades baseadas em correlações independentes envolvendo as abundâncias químicas das nebulosas planetárias. / Central stars of planetary nebulae (CSPN) have a relatively large mass interval on the main sequence, so that it is expected that these stars also have different ages, typically above 1 Gyr. Apart from the properties of the CSPN themselves, the problem of age determination is also important in the context of the chemical evolution of the Galaxy, as in the understanding of the time variation of chemical abundance gradients. However, there are no unique and reliable methods that can be applied to estimate the age of all types of stars. In this work, we developed two methods of kinematic ages based on the age-velocity dispersion relation of the Galactic disk derived by the recent Geneva-Copenhagen survey. The first method compares the expected rotation velocity of CSPN with the predicted velocity by the Galactic rotation curve at its position, and interprets the difference between them as the velocity dispersion of the star, which is related to the stellar age. The second method consists in calculating the U, V, W velocity components of CSPN, with some hypotheses, and estimating directly the velocity dispersions, so that the age can be derived. Two samples were chosen, containing 234 and 866 nebulae, for which accurate radial velocities are available in the literature. The results suggest the most CSPN in the Galactic disk have ages under 5 Gyr with a distribution peaked between 0 and 3 Gyr. These results are also compared with some recent age distributions based on independent correlations involving the nebular chemical abundances.

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.

Apresentamos a análise de diagramas cor-magnitude (CMDs) profundos para 5 aglomerados ricos da Grande Nuvem de Magalhães (LMC). Os dados fazem parte do projeto HST G07307, entitulado "Formação e Evolução de Aglomerados Estelares Ricos da LMC", e foram obtidos através do HST/WFPC2 nos filtros F555W (~ V) e F814W (~ I), alcançando V555~25. A amostra de aglomerados é composta por NGC 1805 e NGC 1818, os mais jovens (r < 100 Myr), NGC 1831e NGC 1868,de idades intermediárias (400 < r < 1000Myr), e Hodge 14, o mais velho (r > 1200Myr). Discutimos e apresentamos um método de correção dos CMDs para incompleteza da amostra e contaminação por estrelas de campo. O uso eficiente das informações contidas nos CMDs foi feito por meio de comparações entre os CMDs observados e CMDs modelados. O processo de modelamento de CMDs gera uma Seqüência Principal (MS) sintética, que utiliza como entrada do modelo a informação sobre idade (r), metalicidade (Z), Função de Massa do Presente (PDMF), fração de binárias não resolvidas, distância e extinção da luz. As incertezas fotométricas foram empiricamente determinadas a partir dos dados e incorporadas no modelamento. Técnicas estatísticas de comparação entre CMDs em 1D e 2D são apresentadas e aplicadas como métodos objetivos capazes de determinar a compatibilidade entre modelo e observação. Modelando os CMDs da região central dos aglomerados podemos inferir a metalicidade (Z), o módulo de distância intrínseco ((V - Mv)o) e o avermelhamento (E(B-V)) para cada aglomerado. Também determinamos as idades para os 3 aglomerados mais velhos de nossa amostra. Continuação) Através da comparação em 2D os valores encontrados foram os seguintes: para NGC 1805, Z = 0.007:1+-0.003, (V - Mv)o = 18.50:1+- 0.10, E(B - V) = 0.03:1+-0.01; para NGC 1818,Z = 0.005:1+-0.002, (V - Mv)o = 18.50:1+-0.15, E(B - V)~0.00; para NGC 1831, Z = 0.012:1+-0.002, log(r /yr) = 8.70 :I+-0.05, (V - Mv)o = 18.70:1+- 0.05, E(B - V)~ 0.00; para NGC 1868, Z = 0.008:1+-0.002,log(r/yr) =8.95:1+-0.05, (V - Mv)o = 18.70:1+- 0.05, E(B - V) ~0.00; para Hodge 14, Z = 0.008+-0.004, log(r/yr) = 9.23+-0.10, (V - Mv)o = 18.50+-0.15, E(B - V) = 0.02+- 0.02. Estes valores estão de acordo, dentro das incertezas, com os valores obtidos através da análise de linhas fiduciais (lD), o que agrega confiabilidade a estas determinações. Através da análise de CMDs em regiões concêntricas determinamos a dependência espacial da inclinação da PDMF (a) nos aglomerados mais ricos. Para tanto empregamos duas abordagens distintas para a determinação de a: 1) método tradicional em 1D via conversão direta de V555em massa; 2) método em 2D via modelmento de CMDs. Independente do método de análise, todos os aglomerados analisados demonstram claramente o efeito de segregação em massa. Além disso, NGC 1818, NGC 1831 e NGC 1868 apresentam uma possível perda seletiva de estrelas de baixa massa nas suas regiões mais externas.

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.

Neste trabalho eu desenvolvo um método para a determinação dos quatro principais parâmetros de um aglomerado globular (idade, metalicidade, avermelhamento e modulo de distancia) através de diagramas cor-magnitude, por comparação com modelos teóricos (isócronas). Usando diagramas cor-magnitude sintéticos determino a precisão e a incerteza do método por comparação com o banco de isócronas de Dartmouth e de Padova (PARSEC). Como exemplo, determino a os parâmetros do aglomerado globular NGC 6397, o segundo aglomerado globular mais próximo do sistema solar, utilizando múltiplas observações e múltiplas cores. Os parâmetros são comparados com a idade do Universo e dados espectroscópicos de estrelas do aglomerado e chegam a uma boa concordância. Os parâmetros ajustados são 12 ± 0, 5 Ganos, metalicidade [Fe/H] = −1, 8±0, 25, avermelhamento [E(B-V)] = 0, 12±0.01 e módulo de distância (m-M) = 12,04. Discuto a diferença entre os valores finais dos parâmetros para um conjunto de muitos dados em relação com os parâmetros para apenas um diagrama cor-magnitude e a diferença entre o ajuste para cores do ultravioleta até o infravermelho. / In this work I develop a method to determine the four main parameters of a galactic globular cluster (age, metallicity, reddening and distance modulus) by comparing color-magnitude diagrams to theoretical models (isochrones). Using synthetic colormagnitude diagrams I determine the accuracy and uncertainties of the method by comparison with the isochrone databases from Dartmouth and Padova (PARSEC). As an example, I determine the parameters for the globular cluster NGC 6397, the second nearest to the Sun, using multiple observations and multiple colors. The parameters are compared with the age of the Universe and spectroscopic data of cluster stars and yields a good agreement. The parameters fitted are 12 ± 0.5 Gyr, metallicity [Fe/H] = −1.8, reddening [E(B-V)] = 0.12 ± 0.01 and distance modulus (m-M) = 12.04. I discussed the difference between the final parameters values for many data sets with parameter values in a single color-magnitude diagram and the difference between the fit to colors from the ultraviolet to the infrared.

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.

Apresentamos a análise de diagramas cor-magnitude (CMDs) profundos para 5 aglomerados ricos da Grande Nuvem de Magalhães (LMC). Os dados fazem parte do projeto HST G07307, entitulado "Formação e Evolução de Aglomerados Estelares Ricos da LMC", e foram obtidos através do HST/WFPC2 nos filtros F555W (~ V) e F814W (~ I), alcançando V555~25. A amostra de aglomerados é composta por NGC 1805 e NGC 1818, os mais jovens (r < 100 Myr), NGC 1831e NGC 1868,de idades intermediárias (400 < r < 1000Myr), e Hodge 14, o mais velho (r > 1200Myr). Discutimos e apresentamos um método de correção dos CMDs para incompleteza da amostra e contaminação por estrelas de campo. O uso eficiente das informações contidas nos CMDs foi feito por meio de comparações entre os CMDs observados e CMDs modelados. O processo de modelamento de CMDs gera uma Seqüência Principal (MS) sintética, que utiliza como entrada do modelo a informação sobre idade (r), metalicidade (Z), Função de Massa do Presente (PDMF), fração de binárias não resolvidas, distância e extinção da luz. As incertezas fotométricas foram empiricamente determinadas a partir dos dados e incorporadas no modelamento. Técnicas estatísticas de comparação entre CMDs em 1D e 2D são apresentadas e aplicadas como métodos objetivos capazes de determinar a compatibilidade entre modelo e observação. Modelando os CMDs da região central dos aglomerados podemos inferir a metalicidade (Z), o módulo de distância intrínseco ((V - Mv)o) e o avermelhamento (E(B-V)) para cada aglomerado. Também determinamos as idades para os 3 aglomerados mais velhos de nossa amostra. Continuação) Através da comparação em 2D os valores encontrados foram os seguintes: para NGC 1805, Z = 0.007:1+-0.003, (V - Mv)o = 18.50:1+- 0.10, E(B - V) = 0.03:1+-0.01; para NGC 1818,Z = 0.005:1+-0.002, (V - Mv)o = 18.50:1+-0.15, E(B - V)~0.00; para NGC 1831, Z = 0.012:1+-0.002, log(r /yr) = 8.70 :I+-0.05, (V - Mv)o = 18.70:1+- 0.05, E(B - V)~ 0.00; para NGC 1868, Z = 0.008:1+-0.002,log(r/yr) =8.95:1+-0.05, (V - Mv)o = 18.70:1+- 0.05, E(B - V) ~0.00; para Hodge 14, Z = 0.008+-0.004, log(r/yr) = 9.23+-0.10, (V - Mv)o = 18.50+-0.15, E(B - V) = 0.02+- 0.02. Estes valores estão de acordo, dentro das incertezas, com os valores obtidos através da análise de linhas fiduciais (lD), o que agrega confiabilidade a estas determinações. Através da análise de CMDs em regiões concêntricas determinamos a dependência espacial da inclinação da PDMF (a) nos aglomerados mais ricos. Para tanto empregamos duas abordagens distintas para a determinação de a: 1) método tradicional em 1D via conversão direta de V555em massa; 2) método em 2D via modelmento de CMDs. Independente do método de análise, todos os aglomerados analisados demonstram claramente o efeito de segregação em massa. Além disso, NGC 1818, NGC 1831 e NGC 1868 apresentam uma possível perda seletiva de estrelas de baixa massa nas suas regiões mais externas.

Neste trabalho eu desenvolvo um método para a determinação dos quatro principais parâmetros de um aglomerado globular (idade, metalicidade, avermelhamento e modulo de distancia) através de diagramas cor-magnitude, por comparação com modelos teóricos (isócronas). Usando diagramas cor-magnitude sintéticos determino a precisão e a incerteza do método por comparação com o banco de isócronas de Dartmouth e de Padova (PARSEC). Como exemplo, determino a os parâmetros do aglomerado globular NGC 6397, o segundo aglomerado globular mais próximo do sistema solar, utilizando múltiplas observações e múltiplas cores. Os parâmetros são comparados com a idade do Universo e dados espectroscópicos de estrelas do aglomerado e chegam a uma boa concordância. Os parâmetros ajustados são 12 ± 0, 5 Ganos, metalicidade [Fe/H] = −1, 8±0, 25, avermelhamento [E(B-V)] = 0, 12±0.01 e módulo de distância (m-M) = 12,04. Discuto a diferença entre os valores finais dos parâmetros para um conjunto de muitos dados em relação com os parâmetros para apenas um diagrama cor-magnitude e a diferença entre o ajuste para cores do ultravioleta até o infravermelho. / In this work I develop a method to determine the four main parameters of a galactic globular cluster (age, metallicity, reddening and distance modulus) by comparing color-magnitude diagrams to theoretical models (isochrones). Using synthetic colormagnitude diagrams I determine the accuracy and uncertainties of the method by comparison with the isochrone databases from Dartmouth and Padova (PARSEC). As an example, I determine the parameters for the globular cluster NGC 6397, the second nearest to the Sun, using multiple observations and multiple colors. The parameters are compared with the age of the Universe and spectroscopic data of cluster stars and yields a good agreement. The parameters fitted are 12 ± 0.5 Gyr, metallicity [Fe/H] = −1.8, reddening [E(B-V)] = 0.12 ± 0.01 and distance modulus (m-M) = 12.04. I discussed the difference between the final parameters values for many data sets with parameter values in a single color-magnitude diagram and the difference between the fit to colors from the ultraviolet to the infrared.

Neste trabalho eu desenvolvo um método para a determinação dos quatro principais parâmetros de um aglomerado globular (idade, metalicidade, avermelhamento e modulo de distancia) através de diagramas cor-magnitude, por comparação com modelos teóricos (isócronas). Usando diagramas cor-magnitude sintéticos determino a precisão e a incerteza do método por comparação com o banco de isócronas de Dartmouth e de Padova (PARSEC). Como exemplo, determino a os parâmetros do aglomerado globular NGC 6397, o segundo aglomerado globular mais próximo do sistema solar, utilizando múltiplas observações e múltiplas cores. Os parâmetros são comparados com a idade do Universo e dados espectroscópicos de estrelas do aglomerado e chegam a uma boa concordância. Os parâmetros ajustados são 12 ± 0, 5 Ganos, metalicidade [Fe/H] = −1, 8±0, 25, avermelhamento [E(B-V)] = 0, 12±0.01 e módulo de distância (m-M) = 12,04. Discuto a diferença entre os valores finais dos parâmetros para um conjunto de muitos dados em relação com os parâmetros para apenas um diagrama cor-magnitude e a diferença entre o ajuste para cores do ultravioleta até o infravermelho. / In this work I develop a method to determine the four main parameters of a galactic globular cluster (age, metallicity, reddening and distance modulus) by comparing color-magnitude diagrams to theoretical models (isochrones). Using synthetic colormagnitude diagrams I determine the accuracy and uncertainties of the method by comparison with the isochrone databases from Dartmouth and Padova (PARSEC). As an example, I determine the parameters for the globular cluster NGC 6397, the second nearest to the Sun, using multiple observations and multiple colors. The parameters are compared with the age of the Universe and spectroscopic data of cluster stars and yields a good agreement. The parameters fitted are 12 ± 0.5 Gyr, metallicity [Fe/H] = −1.8, reddening [E(B-V)] = 0.12 ± 0.01 and distance modulus (m-M) = 12.04. I discussed the difference between the final parameters values for many data sets with parameter values in a single color-magnitude diagram and the difference between the fit to colors from the ultraviolet to the infrared.

Apresentamos a análise de diagramas cor-magnitude (CMDs) profundos para 5 aglomerados ricos da Grande Nuvem de Magalhães (LMC). Os dados fazem parte do projeto HST G07307, entitulado "Formação e Evolução de Aglomerados Estelares Ricos da LMC", e foram obtidos através do HST/WFPC2 nos filtros F555W (~ V) e F814W (~ I), alcançando V555~25. A amostra de aglomerados é composta por NGC 1805 e NGC 1818, os mais jovens (r < 100 Myr), NGC 1831e NGC 1868,de idades intermediárias (400 < r < 1000Myr), e Hodge 14, o mais velho (r > 1200Myr). Discutimos e apresentamos um método de correção dos CMDs para incompleteza da amostra e contaminação por estrelas de campo. O uso eficiente das informações contidas nos CMDs foi feito por meio de comparações entre os CMDs observados e CMDs modelados. O processo de modelamento de CMDs gera uma Seqüência Principal (MS) sintética, que utiliza como entrada do modelo a informação sobre idade (r), metalicidade (Z), Função de Massa do Presente (PDMF), fração de binárias não resolvidas, distância e extinção da luz. As incertezas fotométricas foram empiricamente determinadas a partir dos dados e incorporadas no modelamento. Técnicas estatísticas de comparação entre CMDs em 1D e 2D são apresentadas e aplicadas como métodos objetivos capazes de determinar a compatibilidade entre modelo e observação. Modelando os CMDs da região central dos aglomerados podemos inferir a metalicidade (Z), o módulo de distância intrínseco ((V - Mv)o) e o avermelhamento (E(B-V)) para cada aglomerado. Também determinamos as idades para os 3 aglomerados mais velhos de nossa amostra. Continuação) Através da comparação em 2D os valores encontrados foram os seguintes: para NGC 1805, Z = 0.007:1+-0.003, (V - Mv)o = 18.50:1+- 0.10, E(B - V) = 0.03:1+-0.01; para NGC 1818,Z = 0.005:1+-0.002, (V - Mv)o = 18.50:1+-0.15, E(B - V)~0.00; para NGC 1831, Z = 0.012:1+-0.002, log(r /yr) = 8.70 :I+-0.05, (V - Mv)o = 18.70:1+- 0.05, E(B - V)~ 0.00; para NGC 1868, Z = 0.008:1+-0.002,log(r/yr) =8.95:1+-0.05, (V - Mv)o = 18.70:1+- 0.05, E(B - V) ~0.00; para Hodge 14, Z = 0.008+-0.004, log(r/yr) = 9.23+-0.10, (V - Mv)o = 18.50+-0.15, E(B - V) = 0.02+- 0.02. Estes valores estão de acordo, dentro das incertezas, com os valores obtidos através da análise de linhas fiduciais (lD), o que agrega confiabilidade a estas determinações. Através da análise de CMDs em regiões concêntricas determinamos a dependência espacial da inclinação da PDMF (a) nos aglomerados mais ricos. Para tanto empregamos duas abordagens distintas para a determinação de a: 1) método tradicional em 1D via conversão direta de V555em massa; 2) método em 2D via modelmento de CMDs. Independente do método de análise, todos os aglomerados analisados demonstram claramente o efeito de segregação em massa. Além disso, NGC 1818, NGC 1831 e NGC 1868 apresentam uma possível perda seletiva de estrelas de baixa massa nas suas regiões mais externas.