Brown dwarfs are a very common type of object in our Galaxy, but due to their very low luminosity they rank among the hardest sources to detect. The known samples are still largely restricted to a distance of few tens of parsecs. Our motivation is to make a first large scale census of L and T dwarfs in order to study structural Milky Way parameters and to constrain the properties and formation history of this population. In order to do so, we developed a color selection method for brown dwarfs and applied it to large survey data. Our color selection was based on DES+VHS+WISE photometry. We also used these data for spectral classification of MLT dwarfs, by developing and applying a code that compares their observed colours to expected template values, with the minimization of the χ 2 . With the L and T dwarfs candidate sample in hand, we measured the scale height of disk L- type dwarfs. The L dwarf scale height was estimated with the aid of a brown dwarf simulation code, which we call GalmodBD , by comparing the observed and simulated number counts of such objects for a grid of models of varying spatial distributions. The initial estimate of scale height was h z,thin ∼ 450 parsec. We also studied benchmark systems, specifically the wide binary systems made up of L or T dwarfs orbiting main sequence stars. These systems are useful to improve brown dwarf evolutionary models, since their chemical composition and age constraints may be taken from the primary star assuming that the pair formed from the same gas cloud and at the same time. Our approach was to use our sample of brown dwarfs candidates selected from DES+VHS+WISE data and then search for possible companions in the Gaia DR2 and DES DR1 stellar data. We also searched for L and T dwarfs binary systems among themselves. We found 197 new binary systems made up by an L or T dwarf orbiting a main sequence star or in a double LT system and we also found 2 multiple system candidates, triple and quadru We found 197 new binary systems made up by an L or T dwarf orbiting a main sequence star or in a double LT system and we also found 2 multiple system candidates, triple and quadruple. All the systems with < 10,000 AU projected separation.Anãs marrons são um tipo comum de objeto na nossa Galáxia, mas devido á sua baixa luminosidade elas são fontes difícies de detectar. As amostras conhecidas ainda são em geral restritas a uma distância de poucas dezenas de parsecs. Nossa motivação é fazer um primeiro censo em grande escala de anãs L e T para então estudar parâmetros da Via Láctea e também restringir as propriedades e histórico da formação desta população. Para tal, nós desenvolvemos um método de seleção em cor para anãs marrons e o aplicamos a dados de grandes levantamentos. A seleção de cores foi feita usando a fotometria do DES+VHS+WISE. Usamos também os mesmos dados em um código de classificação espectral para anãs MLT, baseada na comparação das cores observadas e esperadas e minimização do χ2 . Com a amostra de candidatas a anãs L e T em mãos, nós medimos a escala de altura do disco para as anãs L. A escala de altura foi estimada com o auxílio de um código chamado GalmodBD , que simula anãs marrons, pela comparação entre a contagem observada e as simuladas para uma grade de modelos com diferentes distribuições espaciais. Nossa primeira estimativa da escala de altura do disco foi da ordem de hz, fino~450 pc. Também estudamos sistemas benchmark, especificamente em sistemas binários formados por uma anã L ou T orbitando uma estrela de sequência principal. Esses sistemas são úteis para melhorar modelos evolutivos de anãs marrons, dado que a composição química e idade podem ser obtidas através da estrela primária, assumindo que o par se formou de uma mesma nuvem de gás e ao mesmo tempo. Nossa abordagem foi usar nossa amostra de candidatas a anãs marrons selecionadas nos dados do DES+VHS+WISE e então procurar por possíveis companheiros nos dados do Gaia DR2 e da amostra estelar do DES DR1. Também procuramos por sistemas binários entre as próprias anãs L e T. Encontramos 197 novos sistemas binários constituídos por uma anã L ou T orbitando uma estrela de sequência principal ou em um sistema contituído por duas anãs marrons e encontramos 2 candidatos a sistemas múltiplos, um triplo e quádruplo. Todos os sistemas possuem uma separação projetada < 10,000 UA
