| Summary: | A maioria dos primeiros modelos quantitativos para a estrutura da Galáxia utilizou o método de contagens de estrelas para explorar os parâmetros mais importantes da estrutura galáctica como um todo. Alguns dos mais importantes modelos devem-se a Bahcall \& Soneira (1980), ao grupo de Besançon (Robin \& Crezé, 1986), Wainscoat et al.(1992), Ortiz \& Lépine (1993), entre outros. Os dados utilizados sofriam, no entanto, de incompletezas tanto em cobertura fotométrica quanto em cobertura espacial. Mesmo o levantamento IRAS, realizado nos anos 1980, cobrindo todo o céu em comprimentos de onda entre 12 e 100 $ {\mu} $m, sofria de problemas de incompleteza para fontes fracas devido à sensibilidade moderada e baixa resolução espacial. O advento dos detectores de grande área no infravermelho próximo, nos anos 1990, levou à realização de levantamentos em grande escala como o 2MASS e o DENIS. Esses levantamentos preencheram a faixa entre magnitudes 4 a 14 nas bandas J, H, K$ _{S}$ e I com cobertura espacial completa e com boa qualidade fotométrica. O levantamento GLIMPSE realizado pelo telescópio Spitzer entre 3.8 e 8 $ {\mu} $m explorou a região do plano galáctico com resolução espacial da ordem de segundo de arco. Tais levantamentos foram consolidados em bancos de dados de acesso público que podem ser interrogados de modo simples, produzindo respostas em formatos adequados para a comparação com modelos de estrutura galáctica. Tomando como ponto de partida o modelo de contagens de estrelas de Ortiz \& Lépine (1993), elaborado na era pré levantamento 2MASS, realizamos comparações entre as previsões e as medidas modernas, que são sumarizadas neste trabalho. Nós descrevemos a sistemática de produção das grades de amostras no céu, a construção dos histogramas de contagens de fontes nas bandas J, H e K$ _{S}$ , as premissas do modelo, seu funcionamento e as maiores prioridades, em termos de melhorias ao modelo. Sumarizamos igualmente o roteiro a ser utilizado para uma exploração do espaço de parâmetros relevantes com um algoritmo de amostragem adequado para grandes massas de dados e grande número de parâmetros. === The majority of first quantitative models for the structure of Galaxy used the star counts method to explore the most important galactic structure parameters as a whole. Some of the most important models owe to Bahcall \& Soneira (1980), the Besançon group (Robin \& Crezé (1986)), Wainscoat et al. (1992), Ortiz \& Lépine (1993), among others. The datum used suffered, however, photometric coverage completeness and spatial coverage completeness. Same the IRAS survey, realized in 1980's scanning entire sky in wavelenghts between 12 and 100 $ {\mu}$m, suffer of weak sources completeness problems due to moderate sensitivity and low spatial resolution. The beginning of large area detectors in near infrared, in 1990's, carried to realization of large scale surveys like 2MASS and DENIS. These surveys filled magnitude zones between 4 and 14 on J, H, K$ _{S}$ and I bands with complete spatial coverage and adequate photometric quality. The GLIMPSE survey realized by Spitzer telescope between 3.8 and 8 $ {\mu} $m explored galactic plane region with arcsecond order spatial resolution. These surveys were consolidated in public acess databases which can be asked by simple way, producing adequate format answers to compare with galactic structure models. Taking as point of beginning the Ortiz \& Lépine star counts model, elaborated on pre epoch of 2MASS, we realized comparations between previsions and modern measures that are summarized in this work. We described the systematics of samples grades production in the sky, the source counts histograms constructions in bands J, H and K$ _{S}$ , the model premisses, its functioning and bigger priorities in term of advance to the model. We summarized alike the route to be used for an exploration of outstanding parameters with an adequate sample algorithm for large data numbers and large parameter numbers.
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