As Nuvens de Magalhães são galáxias anãs irregulares e estão entre as maiores e mais próximas da Via Láctea, com estrelas cobrindo todas as idades. Isso as torna importantes laboratórios de validação de métodos para entender a evolução das populações estelares e seus processos de formação estelar, métodos que podem, subsequentemente, ser utilizados em galáxias mais distantes. Neste trabalho, a caracterização das populações de um conjunto de aglomerados estelares da Pequena Nuvem de Magalhães (SMC, do inglês Small Magellanic Cloud) é feita, pela primeira vez, utilizando dados do Southern Photometric Local Universe Survey (S-PLUS). Através das 7 bandas estreitas centradas em importantes linhas espectrais desse catálogo, podemos obter mais informações acerca de populações estelares, contando também com 5 bandas largas similares às do Sloan Digital Sky Survey. As idades e metalicidades de um conjunto de aglomerados estelares da Pequena Nuvem de Magalhães foram obtidas por dois métodos. O primeiro foi ajustando as cores observadas através dos dados S-PLUS às cores dos modelos de populações estelares simples, com uma biblioteca com metalicidades entre Z = 0.0001 e Z = 0.07, com Z = 0.0152 e idades entre 10 Manos e 12.6 Ganos. O segundo foi utilizando um código de ajuste Bayesiano já publicado na literatura que ajusta as distribuições de energia espectrais, chamado BAGPIPES. Ambos os métodos foram validados e aplicados para aglomerados estelares da SMC com parâmetros bem conhecidos e que possuem fotometria S-PLUS. Comparamos a relação idade-metalicidade obtida para os aglomerados estudados com aquela de modelos teóricos e também com a obtida por valores dos parâmetros da literatura.Associamos essa relação com o diagrama cor-cor r z × g i e determinamos uma faixa de cores, 0.20 r z 0.35, para os aglomerados em que h a uma maior confiança nos resultados para os dois métodos. Quando os resultados foram comparados com os valores da literatura, obtivemos uma melhora em relação à amostra inicial. Com esta faixa de cores, atingimos desvios de: log(age) = 0.38 e [Fe/H] = 0.47 dex para o método das cores integradas e log(age) = 0.33 e [Fe/H] = 0.43 dex para o BAGPIPES, mostrando o potencial dos métodos para se obter idades e metalicidades de grandes amostras de aglomerados sem medição atual na literatura. Encontramos, usando um método de mistura de modelos gaussianos, o número de picos que melhor ajusta cada uma das distribuições (de idade e metalicidade) obtidas para ambos os métodos. Por fim, buscamos encontrar relações espaciais para a idade e metalicidade. Confirmamos um gradiente de idade já conhecido, com aglomerados mais jovens no centro da Nuvem e mais velhos nas regiões mais externas. Para metalicidade, apesar de haver indícios de um gradiente com aglomerados mais ricos na parte mais central, não conseguimos quantificar do mesmo modo que a idade pelo número de outliers ricos nos limites da galáxia.

The Magellanic Clouds are irregular dwarf-galaxies and are among the largest and closest of the Milky Way, with stars covering every age. This makes them an important laboratory for validating methods to understand the evolution of stellar populations and their star-formation processes, which can then be applied to more distant galaxies. In this work, the characterization of the populations of a set of stellar clusters of the Small Magellanic Cloud (SMC) is made, for the first time, using the Southern Photometric Local Universe survey (S-PLUS). Through its 7 narrow bands centered on important spectral lines, we can obtain more information about stellar populations, also counting on 5 broad bands similar to those of the Sloan Digital Sky Survey. Two methods were used to determine ages and metallicities. The first was done by adjusting S-PLUS observed colors to the colors of simple stellar population models in a library with metallicities between Z = 0.0001 and Z = 0.07, with Z = 0.0152 and ages between 10 Myrs and 12.6 Gyrs. The second was BAGPIPES, which fits spectral energy distributions in a Bayesian framework. Both methods were validated and applied to stellar clusters of the SMC whose parameters are well known and that have S-PLUS photometry. We also compared our age-metallicity relation with those of theoretical models, in addition to the one obtained with parameter values from the literature. From this, we made an association with the color-color diagram r z × g i and determined a range of clusters where 0.20 r z 0.35 with greater confidence in the results for the two methods. Compared to the initial sample, we obtained an improvement in the deviation values for clusters that had values from the literature: the integrated color method obtained log(age) = 0.38 for age and [Fe/H] = 0.47 dex for metallicity. Meanwhile, the deviation values for BAGPIPES were log(age) = 0.33 and [Fe/H] = 0.43 dex, which shows BAGPIPES. We also found, using a Gaussian mixture modeling approach, the number of peaks that best fit each of the (metallicity and age) distributions obtained for both methods. Finally, we found spatial relationships for age, confirming a previously known age gradient, with younger clusters in the center of the Cloud and older in the outermost regions. For metallicity, although we traces of a gradient where higher metallicity clusters are in the most central part of the galaxy, we were not able to quantify in the same way we did for the ages spatial distribution due the high number of metal-rich outliers at the galaxys outer limits.