Tudo que vive por muito tempo está apto a contribuir com boas histórias sobre o passado. Isto não é diferente com as estrelas azuis tardias que são encontradas em todos os ambientes estelares. Essas estrelas velhas mostram-se aparentemente muito jovens, e talvez por isso, nunca tenham sido ouvidas em um contexto maior que suas próprias vidas. Este trabalho interpreta a história que elas contam sobre a natureza do halo galáctico, através de seus parâmetros físicos fundamentais: coordenadas, temperaturas, gravidades superficiais, metalicidades, cores, distâncias e idades. Este trabalho utiliza dados do Sloan Digital Sky Survey para reunir candidatas a estrelas azuis tardias (BSSs) através de critérios espectrofotométricos. Ao todo, 8001 candidatas a BSSs sobreviveram aos diversos métodos de seleção aplicados, constituindo a base de dados deste estudo. Essa amostra permitiu estimar a frequência média de BSSs no halo em relação ao número de estrelas azuis do ramo horizontal (BHBs) em 2.15±0.13 BSS/BHB, valor similar ao encontrado em galáxias anãs próximas (~2.24±0.17). Verificou-se também que as BSSs apresentam um gradiente de cor em função da distância ao centro Galáctico, aparentemente independente da metalicidade. À variação de cor foi atribuída uma variação de idade, que forneceu um gradiente médio de -0.034±0.002 Ganos/kpc no halo. Esse resultado mostra que as regiões mais velhas se concentram preferencialmente no centro da Galáxia, e ficam cada vez mais jovens para distâncias maiores. O gradiente de cor das BSSs possibilitou a construção de mapas de idade do halo galáctico, que foram superpostos às posições centrais de uma coleção de subestruturas encontrada na literatura. Aproximadamente 60% delas tem posições que concordam com as flutuações de cor observadas nos mapas, além de apresentarem propriedades cinemáticas e químicas similares às BSSs nessas regiões (em 2). / Everything that lives long enough is able to contribute with good stories about the past. This statement also applies to the blue straggler stars (BSSs), which can be found in all stellar environments. These old stars appear to be very young and perhaps because of this have never been properly addressed in a context larger than their own lives. This work interprets the story they tell about the nature of the Galactic halo, through their fundamental physical parameters: coordinates, temperatures, surface gravities, metallicities, colors, distances and ages. This work uses the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) database to select BSS candidates through photometric and spectroscopic criteria. Altogether, 8001 BSS candidates survived the various selection methods applied and were used as the database for this study. This large sample allowed the determination of the average frequency of BSSs in the halo, compared to the number of blue horizontal branch stars (BHBs). The average frequency of BSS/BHB found in the galactic halo by this work is 2.15±0.13, very similar to this ratio in nearby dwarf galaxies (~2.24±0.17). In addition, this work verified that the BSSs show a color gradient as a function of distance to the galactic center, which appears to be independent from metallicity. To this color variation was assigned an age variation, yielding an average gradient of -0.034±0.002 Gyr/kpc in the halo. This result shows that the older regions preferentially occur in the center of the Galaxy and get younger for larger distances. The BSSs color gradient allowed the construction of galactic halo age maps. These maps were superimposed to the central positions of a collection of substructures found in the literature. Approximately 60% of them have positions that agree with the color fluctuations observed in the maps, as well as having similar kinematic and chemical properties to the BSSs in those regions (within 2).

Tudo que vive por muito tempo está apto a contribuir com boas histórias sobre o passado. Isto não é diferente com as estrelas azuis tardias que são encontradas em todos os ambientes estelares. Essas estrelas velhas mostram-se aparentemente muito jovens, e talvez por isso, nunca tenham sido ouvidas em um contexto maior que suas próprias vidas. Este trabalho interpreta a história que elas contam sobre a natureza do halo galáctico, através de seus parâmetros físicos fundamentais: coordenadas, temperaturas, gravidades superficiais, metalicidades, cores, distâncias e idades. Este trabalho utiliza dados do Sloan Digital Sky Survey para reunir candidatas a estrelas azuis tardias (BSSs) através de critérios espectrofotométricos. Ao todo, 8001 candidatas a BSSs sobreviveram aos diversos métodos de seleção aplicados, constituindo a base de dados deste estudo. Essa amostra permitiu estimar a frequência média de BSSs no halo em relação ao número de estrelas azuis do ramo horizontal (BHBs) em 2.15±0.13 BSS/BHB, valor similar ao encontrado em galáxias anãs próximas (~2.24±0.17). Verificou-se também que as BSSs apresentam um gradiente de cor em função da distância ao centro Galáctico, aparentemente independente da metalicidade. À variação de cor foi atribuída uma variação de idade, que forneceu um gradiente médio de -0.034±0.002 Ganos/kpc no halo. Esse resultado mostra que as regiões mais velhas se concentram preferencialmente no centro da Galáxia, e ficam cada vez mais jovens para distâncias maiores. O gradiente de cor das BSSs possibilitou a construção de mapas de idade do halo galáctico, que foram superpostos às posições centrais de uma coleção de subestruturas encontrada na literatura. Aproximadamente 60% delas tem posições que concordam com as flutuações de cor observadas nos mapas, além de apresentarem propriedades cinemáticas e químicas similares às BSSs nessas regiões (em 2). / Everything that lives long enough is able to contribute with good stories about the past. This statement also applies to the blue straggler stars (BSSs), which can be found in all stellar environments. These old stars appear to be very young and perhaps because of this have never been properly addressed in a context larger than their own lives. This work interprets the story they tell about the nature of the Galactic halo, through their fundamental physical parameters: coordinates, temperatures, surface gravities, metallicities, colors, distances and ages. This work uses the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) database to select BSS candidates through photometric and spectroscopic criteria. Altogether, 8001 BSS candidates survived the various selection methods applied and were used as the database for this study. This large sample allowed the determination of the average frequency of BSSs in the halo, compared to the number of blue horizontal branch stars (BHBs). The average frequency of BSS/BHB found in the galactic halo by this work is 2.15±0.13, very similar to this ratio in nearby dwarf galaxies (~2.24±0.17). In addition, this work verified that the BSSs show a color gradient as a function of distance to the galactic center, which appears to be independent from metallicity. To this color variation was assigned an age variation, yielding an average gradient of -0.034±0.002 Gyr/kpc in the halo. This result shows that the older regions preferentially occur in the center of the Galaxy and get younger for larger distances. The BSSs color gradient allowed the construction of galactic halo age maps. These maps were superimposed to the central positions of a collection of substructures found in the literature. Approximately 60% of them have positions that agree with the color fluctuations observed in the maps, as well as having similar kinematic and chemical properties to the BSSs in those regions (within 2).

Neste trabalho investigamos o comportamento dos gradientes de metalicidade, o histórico da formação estelar e do gás ionizado nas galáxias elípticas NGC5903, NGC6868, NGC5044 e da galáxia lenticular NGC3607. Cada objeto é membro mais brilhante do seu grupo. Os índices Mg2λ5176, FeIλ5270, FeIλ5335, FeIλ5406, FeIλ5709, FeIλ5782, NaIλ5895 e TiOλ6237 medidos nesses objetos apresentam um considerável gradiente negativo. Os índices Mg2 e FeI5270,5335 medidos em NGC6868 apresentam uma boa correlação entre si indicando que o mecanismo reponsável pelo enriquecimento químico possivelmente é o mesmo. Esse mesmo comportamento do gradiente não foi observado nos demais objetos. Os gradientes dMg2/dlog r calculados para NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 são (dMg2/dlog r)6868 = −0.08, (dMg2/dlog r)5903 = −0.04, (dMg2/dlog r)NGC 3607 = −0.02 e (dMg2/dlog r)NGC 5044 = −0.07, respectivamente. A massa estimada para cada objeto foi MNGC 6868 = (3.2±0.1)×1011M, MNGC 5903 = (1.8±0.1)×1011M, MNGC 3607 = (0.9±0.1)×1011M e MNGC 5044 = (2.0±0.1)×1011M. A não correlação entre a massa e o gradiente (dMg2/dlog r) indica que NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 tiveram, pelo menos, um evento de fusão com outra galáxia. A dispersão de velocidades das estrelas e a luminosidade das galáxias estudadas satisfazem o plano fundamental. A síntese de população estelar revela que NGC6868 e NGC5903 possuem dois tipos de populações: uma com idade de aproximadamente 13 bilhões de anos e outra com 5 bilhões de anos. NGC5044 converteu todo seu gás em estrelas em um único evento ocorrido há cerca de 10 bilhões de anos. NGC3607 teve 3 eventos de formação estelar: um há aproximadamente 13 bilhões de anos e se concentra na região central da galáxia, e os outros dois mais recentes, onde converteram o gás restante em estrelas há cerca de 1 a 5 bilhões de anos ocorrendo nas regiões mais externas. Os modelos SSP (single-aged stellar population) indicam que NGC6868, NGC5903 e NGC5044 apresentam núcleos metálicos ([Z/Z⊙] ≥ +0.33). O excesso de elementos α em relação a ferro nas regiões externas de NGC6868 and NGC5903 sugere eventos de supernovas do tipo II nessa região. Por outro lado, NGC5044 apresenta excesso de elementos α em relação a ferro no seu núcleo. NGC3607 possui metalicidade menor que solar (−0.67 < [Z/Z⊙] < −0.35) e os resultados indicam ainda que não há excesso de elementos α em relação a ferro nesse objeto. NGC5044 é uma galáxia metálica ([Z/Z⊙] ~ +0.33). O excesso de elementos α em relação a ferro sugere supernovas de tipo II no núcleo desse objeto. NGC6868, NGC3607 e NGC5044 apresentam fortes linhas de emissão ([NII], [SII], [OI] e Hα ). As razões [NII]/Hα , [SII]/Hα e [OI]6300/Hα vs. [SII]6731/Hα medidos no núcleo desses objetos mostram que elas possuem um núcleo ativo do tipo LINERs. / In this work we investigate the metalicity gradients, stellar population history and ionized gas in the elliptical galaxies NGC5903, NGC6868 and NGC5044, and the lenticular galaxy NGC3607. Objects belong to different galaxy groups. Mg2λ5176, FeIλ5270, FeIλ5335, FeIλ5406, FeIλ5709, FeIλ5782, NaIλ5895 and TiOλ6237 indices measured in these objects present a negative gradient. The Mg2 and FeI5270,5335 indices, measured in NGC6868 are well correlated. This result suggests that these elements underwent the same enrichment process. dMg2/dlog r gradients computed for NGC6868, NGC5903, NGC3607 and NGC5044 are (dMg2/dlog r)6868 = −0.08, (dMg2/dlog r)5903 = −0.04, (dMg2/dlog r)NGC 3607 = −0.02 and (dMg2/dlog r)NGC 5044 = −0.07, respectively. The estimated mass for each object is MNGC 6868 = (3.2 ± 0.1) × 1011M⊙, MNGC 5903 = (1.8±0.1)×1011M⊙, MNGC 3607 = (0.9±0.1)×1011M⊙ and MNGC 5044 = (2.0±0.1)×1011M⊙. The non correlation between mass and dMg2/dlog r indicates that NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 had at least one merger event. The stellar velocity dispersion and luminosity of NGC6868, NGC5903 and NGC5044 are consistent with the fundamental plane of the elliptical galaxies. The stellar population synthesis shows two different populations for NGC6868 and NGC5903, one with 13 Gyr and the other with 5 Gyr. In NGC5044 the gas was converted into stars in a single star formation event approximately 10 Gyr ago. The synthesis shows three different stellar populations in NGC3607. In the central parts the 13 Gyr population dominates, while in the external parts, the 5Gyr and 1 Gyr populations dominate. SSP (single-aged stellar population) models indicate that NGC6868, NGC5903 and NGC5044 have metallicity [Z/Z0] ≥ +0.33 in the nuclear regions. The ratio [α/Fe] suggests that there was a large number of type II supernovae in the external parts of NGC6868 and NGC5903. However, in NGC5044, the explosions took place in the nuclear region. NGC3607 has metallicity −0.67 < [Z/Z⊙] < −0.35. The emission lines [NII], [SII], [OI] and Hα are strong in NGC6868, NGC3607 and NGC5044. The [NII]/Hα and [SII]/Hα ratios measured in the nuclear region in these galaxies show that they are LINERs.

Neste trabalho investigamos o comportamento dos gradientes de metalicidade, o histórico da formação estelar e do gás ionizado nas galáxias elípticas NGC5903, NGC6868, NGC5044 e da galáxia lenticular NGC3607. Cada objeto é membro mais brilhante do seu grupo. Os índices Mg2λ5176, FeIλ5270, FeIλ5335, FeIλ5406, FeIλ5709, FeIλ5782, NaIλ5895 e TiOλ6237 medidos nesses objetos apresentam um considerável gradiente negativo. Os índices Mg2 e FeI5270,5335 medidos em NGC6868 apresentam uma boa correlação entre si indicando que o mecanismo reponsável pelo enriquecimento químico possivelmente é o mesmo. Esse mesmo comportamento do gradiente não foi observado nos demais objetos. Os gradientes dMg2/dlog r calculados para NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 são (dMg2/dlog r)6868 = −0.08, (dMg2/dlog r)5903 = −0.04, (dMg2/dlog r)NGC 3607 = −0.02 e (dMg2/dlog r)NGC 5044 = −0.07, respectivamente. A massa estimada para cada objeto foi MNGC 6868 = (3.2±0.1)×1011M, MNGC 5903 = (1.8±0.1)×1011M, MNGC 3607 = (0.9±0.1)×1011M e MNGC 5044 = (2.0±0.1)×1011M. A não correlação entre a massa e o gradiente (dMg2/dlog r) indica que NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 tiveram, pelo menos, um evento de fusão com outra galáxia. A dispersão de velocidades das estrelas e a luminosidade das galáxias estudadas satisfazem o plano fundamental. A síntese de população estelar revela que NGC6868 e NGC5903 possuem dois tipos de populações: uma com idade de aproximadamente 13 bilhões de anos e outra com 5 bilhões de anos. NGC5044 converteu todo seu gás em estrelas em um único evento ocorrido há cerca de 10 bilhões de anos. NGC3607 teve 3 eventos de formação estelar: um há aproximadamente 13 bilhões de anos e se concentra na região central da galáxia, e os outros dois mais recentes, onde converteram o gás restante em estrelas há cerca de 1 a 5 bilhões de anos ocorrendo nas regiões mais externas. Os modelos SSP (single-aged stellar population) indicam que NGC6868, NGC5903 e NGC5044 apresentam núcleos metálicos ([Z/Z⊙] ≥ +0.33). O excesso de elementos α em relação a ferro nas regiões externas de NGC6868 and NGC5903 sugere eventos de supernovas do tipo II nessa região. Por outro lado, NGC5044 apresenta excesso de elementos α em relação a ferro no seu núcleo. NGC3607 possui metalicidade menor que solar (−0.67 < [Z/Z⊙] < −0.35) e os resultados indicam ainda que não há excesso de elementos α em relação a ferro nesse objeto. NGC5044 é uma galáxia metálica ([Z/Z⊙] ~ +0.33). O excesso de elementos α em relação a ferro sugere supernovas de tipo II no núcleo desse objeto. NGC6868, NGC3607 e NGC5044 apresentam fortes linhas de emissão ([NII], [SII], [OI] e Hα ). As razões [NII]/Hα , [SII]/Hα e [OI]6300/Hα vs. [SII]6731/Hα medidos no núcleo desses objetos mostram que elas possuem um núcleo ativo do tipo LINERs. / In this work we investigate the metalicity gradients, stellar population history and ionized gas in the elliptical galaxies NGC5903, NGC6868 and NGC5044, and the lenticular galaxy NGC3607. Objects belong to different galaxy groups. Mg2λ5176, FeIλ5270, FeIλ5335, FeIλ5406, FeIλ5709, FeIλ5782, NaIλ5895 and TiOλ6237 indices measured in these objects present a negative gradient. The Mg2 and FeI5270,5335 indices, measured in NGC6868 are well correlated. This result suggests that these elements underwent the same enrichment process. dMg2/dlog r gradients computed for NGC6868, NGC5903, NGC3607 and NGC5044 are (dMg2/dlog r)6868 = −0.08, (dMg2/dlog r)5903 = −0.04, (dMg2/dlog r)NGC 3607 = −0.02 and (dMg2/dlog r)NGC 5044 = −0.07, respectively. The estimated mass for each object is MNGC 6868 = (3.2 ± 0.1) × 1011M⊙, MNGC 5903 = (1.8±0.1)×1011M⊙, MNGC 3607 = (0.9±0.1)×1011M⊙ and MNGC 5044 = (2.0±0.1)×1011M⊙. The non correlation between mass and dMg2/dlog r indicates that NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 had at least one merger event. The stellar velocity dispersion and luminosity of NGC6868, NGC5903 and NGC5044 are consistent with the fundamental plane of the elliptical galaxies. The stellar population synthesis shows two different populations for NGC6868 and NGC5903, one with 13 Gyr and the other with 5 Gyr. In NGC5044 the gas was converted into stars in a single star formation event approximately 10 Gyr ago. The synthesis shows three different stellar populations in NGC3607. In the central parts the 13 Gyr population dominates, while in the external parts, the 5Gyr and 1 Gyr populations dominate. SSP (single-aged stellar population) models indicate that NGC6868, NGC5903 and NGC5044 have metallicity [Z/Z0] ≥ +0.33 in the nuclear regions. The ratio [α/Fe] suggests that there was a large number of type II supernovae in the external parts of NGC6868 and NGC5903. However, in NGC5044, the explosions took place in the nuclear region. NGC3607 has metallicity −0.67 < [Z/Z⊙] < −0.35. The emission lines [NII], [SII], [OI] and Hα are strong in NGC6868, NGC3607 and NGC5044. The [NII]/Hα and [SII]/Hα ratios measured in the nuclear region in these galaxies show that they are LINERs.

Neste trabalho investigamos o comportamento dos gradientes de metalicidade, o histórico da formação estelar e do gás ionizado nas galáxias elípticas NGC5903, NGC6868, NGC5044 e da galáxia lenticular NGC3607. Cada objeto é membro mais brilhante do seu grupo. Os índices Mg2λ5176, FeIλ5270, FeIλ5335, FeIλ5406, FeIλ5709, FeIλ5782, NaIλ5895 e TiOλ6237 medidos nesses objetos apresentam um considerável gradiente negativo. Os índices Mg2 e FeI5270,5335 medidos em NGC6868 apresentam uma boa correlação entre si indicando que o mecanismo reponsável pelo enriquecimento químico possivelmente é o mesmo. Esse mesmo comportamento do gradiente não foi observado nos demais objetos. Os gradientes dMg2/dlog r calculados para NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 são (dMg2/dlog r)6868 = −0.08, (dMg2/dlog r)5903 = −0.04, (dMg2/dlog r)NGC 3607 = −0.02 e (dMg2/dlog r)NGC 5044 = −0.07, respectivamente. A massa estimada para cada objeto foi MNGC 6868 = (3.2±0.1)×1011M, MNGC 5903 = (1.8±0.1)×1011M, MNGC 3607 = (0.9±0.1)×1011M e MNGC 5044 = (2.0±0.1)×1011M. A não correlação entre a massa e o gradiente (dMg2/dlog r) indica que NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 tiveram, pelo menos, um evento de fusão com outra galáxia. A dispersão de velocidades das estrelas e a luminosidade das galáxias estudadas satisfazem o plano fundamental. A síntese de população estelar revela que NGC6868 e NGC5903 possuem dois tipos de populações: uma com idade de aproximadamente 13 bilhões de anos e outra com 5 bilhões de anos. NGC5044 converteu todo seu gás em estrelas em um único evento ocorrido há cerca de 10 bilhões de anos. NGC3607 teve 3 eventos de formação estelar: um há aproximadamente 13 bilhões de anos e se concentra na região central da galáxia, e os outros dois mais recentes, onde converteram o gás restante em estrelas há cerca de 1 a 5 bilhões de anos ocorrendo nas regiões mais externas. Os modelos SSP (single-aged stellar population) indicam que NGC6868, NGC5903 e NGC5044 apresentam núcleos metálicos ([Z/Z⊙] ≥ +0.33). O excesso de elementos α em relação a ferro nas regiões externas de NGC6868 and NGC5903 sugere eventos de supernovas do tipo II nessa região. Por outro lado, NGC5044 apresenta excesso de elementos α em relação a ferro no seu núcleo. NGC3607 possui metalicidade menor que solar (−0.67 < [Z/Z⊙] < −0.35) e os resultados indicam ainda que não há excesso de elementos α em relação a ferro nesse objeto. NGC5044 é uma galáxia metálica ([Z/Z⊙] ~ +0.33). O excesso de elementos α em relação a ferro sugere supernovas de tipo II no núcleo desse objeto. NGC6868, NGC3607 e NGC5044 apresentam fortes linhas de emissão ([NII], [SII], [OI] e Hα ). As razões [NII]/Hα , [SII]/Hα e [OI]6300/Hα vs. [SII]6731/Hα medidos no núcleo desses objetos mostram que elas possuem um núcleo ativo do tipo LINERs. / In this work we investigate the metalicity gradients, stellar population history and ionized gas in the elliptical galaxies NGC5903, NGC6868 and NGC5044, and the lenticular galaxy NGC3607. Objects belong to different galaxy groups. Mg2λ5176, FeIλ5270, FeIλ5335, FeIλ5406, FeIλ5709, FeIλ5782, NaIλ5895 and TiOλ6237 indices measured in these objects present a negative gradient. The Mg2 and FeI5270,5335 indices, measured in NGC6868 are well correlated. This result suggests that these elements underwent the same enrichment process. dMg2/dlog r gradients computed for NGC6868, NGC5903, NGC3607 and NGC5044 are (dMg2/dlog r)6868 = −0.08, (dMg2/dlog r)5903 = −0.04, (dMg2/dlog r)NGC 3607 = −0.02 and (dMg2/dlog r)NGC 5044 = −0.07, respectively. The estimated mass for each object is MNGC 6868 = (3.2 ± 0.1) × 1011M⊙, MNGC 5903 = (1.8±0.1)×1011M⊙, MNGC 3607 = (0.9±0.1)×1011M⊙ and MNGC 5044 = (2.0±0.1)×1011M⊙. The non correlation between mass and dMg2/dlog r indicates that NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 had at least one merger event. The stellar velocity dispersion and luminosity of NGC6868, NGC5903 and NGC5044 are consistent with the fundamental plane of the elliptical galaxies. The stellar population synthesis shows two different populations for NGC6868 and NGC5903, one with 13 Gyr and the other with 5 Gyr. In NGC5044 the gas was converted into stars in a single star formation event approximately 10 Gyr ago. The synthesis shows three different stellar populations in NGC3607. In the central parts the 13 Gyr population dominates, while in the external parts, the 5Gyr and 1 Gyr populations dominate. SSP (single-aged stellar population) models indicate that NGC6868, NGC5903 and NGC5044 have metallicity [Z/Z0] ≥ +0.33 in the nuclear regions. The ratio [α/Fe] suggests that there was a large number of type II supernovae in the external parts of NGC6868 and NGC5903. However, in NGC5044, the explosions took place in the nuclear region. NGC3607 has metallicity −0.67 < [Z/Z⊙] < −0.35. The emission lines [NII], [SII], [OI] and Hα are strong in NGC6868, NGC3607 and NGC5044. The [NII]/Hα and [SII]/Hα ratios measured in the nuclear region in these galaxies show that they are LINERs.

As estrelas azuis tardias (blue straggler stars ou estrelas BS) são estrelas de sequência principal que apresentam um aparente atraso evolutivo em relação às suas vizinhanças. Elas foram identificadas inicialmente na sequência principal de aglomerados globulares acima do ponto de turnoff no diagrama HR. Desde então, têm sido encontradas em todos os ambientes estelares: aglomerados abertos e globulares, galáxias anãs próximas e entre as estrelas de campo na Galáxia. O principal objetivo deste trabalho é construir uma grande amostra de estrelas BS no campo galáctico. Para tanto, métodos de separação desses objetos de estrelas BHB foram comparados com critérios de seleção que envolvem parâmetros atmosféricos estimados pelo SEGUE Stellar Parameter Pipeline (SSPP). Tal procedimento permitiu incluir também estrelas com magnitudes g maiores que 18, antes excluídas pelos métodos tradicionais para objetos com razão sinal-ruído menores que 9. Os métodos apresentados neste trabalho permitiram a seleção de uma amostra de 8001 candidatas a estrelas BS que foram analisadas cinematicamente, através de suas velocidades radiais. Verificou-se que aproximadamente um quinto dessa amostra (cerca de 1500 objetos) possui características que a associa à corrente de Sagitário, sugerindo uma origem extragaláctica para tais objetos. / Blue straggler stars (BSSs) are main sequence stars that exhibit an apparent evolutionary delay over the region where they are found in the HR diagram. They were initially identified in the main sequence of globular clusters above the turnoff point. Since then, they have been found in many different stellar environments: globular and open clusters, near dwarf galaxies, and also in the field of the Galaxy. The main goal of this work is to build a large sample of BSSs in the galactic field region. In order to accomplish this task, classical methods of separation of BSS from BHB stars were compared with proposed restrictions based on their atmospheric parameters, which are estimated by the SEGUE Stellar Parameter Pipeline (SSPP). The latter procedure allowed to include stars with magnitudes g greater than 18, not handled by traditional methods when signal-noise ratio is smaller than 9. The selection methods gathered a sample of 8001 BS stars. These stars were kinematically analyzed through their radial velocities. The results suggest that many of them (about 1500) can have extragalactic origin, associated with Sagittarius stream.

Este trabalho envolve um estudo espectroscópico voltado para estimativas de metalicidades de uma amostra de estrelas anãs M. As estrelas M de baixa massa constituem os objetos estelares mais numerosos na Galáxia e com tempos de vida de sequência principal que excedem a atual idade do Universo. Sendo assim, podem ser vistos como grandes laboratórios para estudo da estrutura e evolução da Galáxia. Os esforços deste trabalho se concentraram em traçar paralelos entre a força de algumas bandas moleculares presentes nos espectros dessas estrelas e a metalicidade. Seguiu-se para isso metodologias presentes na literatura. A motivação para o trabalho foi dar continuidade a um estudo iniciado por Sebastien Lépine e colaboradores, em 2007, utilizando, pela primeira vez uma amostra de anãs M do hemisfério sul. Além disso, uma reavaliação da calibração de metalicidade para anãs M norteou o estudo. O trabalho utilizou o espectrógrafo Goodman do observatório SOAR para obtenção dos espectros estelares. As estimativas de metalicidade da amostra foram obtidas a partir do n-sspp, uma adaptação do Segue Stellar Parameters Pipeline (sspp), pipeline do SDSS. Os objetos considerados são sistemas binários constituídos por uma estrela de tipo espectral F ou G e outra de tipo espectral M. A estrela primária (F ou G) é utilizada para se determinar a metalicidade da estrela M (secundária), diante da hipótese de que o sistema se formou a partir de uma mesma nuvem mãe. Apesar de todos esforços empregados neste estudo, não foi possível refinar a calibração de metalicidades para as estrelas em questão. O índice calibrador desenvolvido por Lépine et al. (2007) mostrou-se um fraco indicador de metalicidades, resultado já documentado por eles em 2012. Com isso, os estudos para calibrações de metalicidade de estrelas anãs M devem ser incentivados. / The aim of this work is to obtain metallicity calibration for a sample of M dwarfs stars through spectroscopic studies. The low-mass M stars are the most numerous objects in the Galaxy and their main sequence lifetimes exceed the current age of the Universe. Thus, they reveal themselves as large laboratories for studying the structure and evolution of the Galaxy. The efforts of this work are focused in the construction of relations between the strengths of some molecular bands and metallicities for M stars. For that, methodologies in the literature were followed. The motivation of this work was to continue a study initiated by Lépine et al. (2007) using for the first time a sample of M dwarf from southern hemisphere. Besides that, there is yet no definitive metallicity calibration for M dwarfs. Goodman spectrograph at SOAR was used to obtain the stellar spectra. Metallicities estimates for the sample were obtained from an adapted version of the Segue Stellar Parameters Pipeline (sspp), the SDSS\'s pipeline. The studied objects are binary systems consisting of a F or G spectral type star and a M stars. The primary star (F or G) is used to estimate the metallicity of the M star (secondary), since it is assumed that the system is formed from the same parent cloud. Despite all efforts made in this work, it was not possible to refine the metallicities calibration for the analyzed sample. The index originally developed by Lépine et al. (2007) proved to be a poor metallicity indicator, as already documented by them in 2012. Thus, metallicity calibration studies for M dwarf stars should be encouraged.

As estrelas azuis tardias (blue straggler stars ou estrelas BS) são estrelas de sequência principal que apresentam um aparente atraso evolutivo em relação às suas vizinhanças. Elas foram identificadas inicialmente na sequência principal de aglomerados globulares acima do ponto de turnoff no diagrama HR. Desde então, têm sido encontradas em todos os ambientes estelares: aglomerados abertos e globulares, galáxias anãs próximas e entre as estrelas de campo na Galáxia. O principal objetivo deste trabalho é construir uma grande amostra de estrelas BS no campo galáctico. Para tanto, métodos de separação desses objetos de estrelas BHB foram comparados com critérios de seleção que envolvem parâmetros atmosféricos estimados pelo SEGUE Stellar Parameter Pipeline (SSPP). Tal procedimento permitiu incluir também estrelas com magnitudes g maiores que 18, antes excluídas pelos métodos tradicionais para objetos com razão sinal-ruído menores que 9. Os métodos apresentados neste trabalho permitiram a seleção de uma amostra de 8001 candidatas a estrelas BS que foram analisadas cinematicamente, através de suas velocidades radiais. Verificou-se que aproximadamente um quinto dessa amostra (cerca de 1500 objetos) possui características que a associa à corrente de Sagitário, sugerindo uma origem extragaláctica para tais objetos. / Blue straggler stars (BSSs) are main sequence stars that exhibit an apparent evolutionary delay over the region where they are found in the HR diagram. They were initially identified in the main sequence of globular clusters above the turnoff point. Since then, they have been found in many different stellar environments: globular and open clusters, near dwarf galaxies, and also in the field of the Galaxy. The main goal of this work is to build a large sample of BSSs in the galactic field region. In order to accomplish this task, classical methods of separation of BSS from BHB stars were compared with proposed restrictions based on their atmospheric parameters, which are estimated by the SEGUE Stellar Parameter Pipeline (SSPP). The latter procedure allowed to include stars with magnitudes g greater than 18, not handled by traditional methods when signal-noise ratio is smaller than 9. The selection methods gathered a sample of 8001 BS stars. These stars were kinematically analyzed through their radial velocities. The results suggest that many of them (about 1500) can have extragalactic origin, associated with Sagittarius stream.

Este trabalho envolve um estudo espectroscópico voltado para estimativas de metalicidades de uma amostra de estrelas anãs M. As estrelas M de baixa massa constituem os objetos estelares mais numerosos na Galáxia e com tempos de vida de sequência principal que excedem a atual idade do Universo. Sendo assim, podem ser vistos como grandes laboratórios para estudo da estrutura e evolução da Galáxia. Os esforços deste trabalho se concentraram em traçar paralelos entre a força de algumas bandas moleculares presentes nos espectros dessas estrelas e a metalicidade. Seguiu-se para isso metodologias presentes na literatura. A motivação para o trabalho foi dar continuidade a um estudo iniciado por Sebastien Lépine e colaboradores, em 2007, utilizando, pela primeira vez uma amostra de anãs M do hemisfério sul. Além disso, uma reavaliação da calibração de metalicidade para anãs M norteou o estudo. O trabalho utilizou o espectrógrafo Goodman do observatório SOAR para obtenção dos espectros estelares. As estimativas de metalicidade da amostra foram obtidas a partir do n-sspp, uma adaptação do Segue Stellar Parameters Pipeline (sspp), pipeline do SDSS. Os objetos considerados são sistemas binários constituídos por uma estrela de tipo espectral F ou G e outra de tipo espectral M. A estrela primária (F ou G) é utilizada para se determinar a metalicidade da estrela M (secundária), diante da hipótese de que o sistema se formou a partir de uma mesma nuvem mãe. Apesar de todos esforços empregados neste estudo, não foi possível refinar a calibração de metalicidades para as estrelas em questão. O índice calibrador desenvolvido por Lépine et al. (2007) mostrou-se um fraco indicador de metalicidades, resultado já documentado por eles em 2012. Com isso, os estudos para calibrações de metalicidade de estrelas anãs M devem ser incentivados. / The aim of this work is to obtain metallicity calibration for a sample of M dwarfs stars through spectroscopic studies. The low-mass M stars are the most numerous objects in the Galaxy and their main sequence lifetimes exceed the current age of the Universe. Thus, they reveal themselves as large laboratories for studying the structure and evolution of the Galaxy. The efforts of this work are focused in the construction of relations between the strengths of some molecular bands and metallicities for M stars. For that, methodologies in the literature were followed. The motivation of this work was to continue a study initiated by Lépine et al. (2007) using for the first time a sample of M dwarf from southern hemisphere. Besides that, there is yet no definitive metallicity calibration for M dwarfs. Goodman spectrograph at SOAR was used to obtain the stellar spectra. Metallicities estimates for the sample were obtained from an adapted version of the Segue Stellar Parameters Pipeline (sspp), the SDSS\'s pipeline. The studied objects are binary systems consisting of a F or G spectral type star and a M stars. The primary star (F or G) is used to estimate the metallicity of the M star (secondary), since it is assumed that the system is formed from the same parent cloud. Despite all efforts made in this work, it was not possible to refine the metallicities calibration for the analyzed sample. The index originally developed by Lépine et al. (2007) proved to be a poor metallicity indicator, as already documented by them in 2012. Thus, metallicity calibration studies for M dwarf stars should be encouraged.

Fotometria integrada de 91 aglomerados globulares galáticos foi feita com os filtros B e V do sistema UBV e 41, 42, 45 e 48 do sistema DDO. Foi desenvolvido um método para determinação de E (B-V). / Integrated photometry of 91 galactic globular clusters was carried out with filters B and V the UBV system and 41, 42, 45 and 48 of the DDO System. A method to determine E(B-V) was developed.