Apresentamos mapas bidimensionais (2D) do campo de velocidades estelar e do gás dos 5 segundos de arco (00) centrais de seis galáxias ativas próximas, usando espectros obtidos com o IFU (Integral Field Unit) do instrumento GMOS do telescópio Gemini Norte. Os dados cobrem o intervalo espectral de 8000 a 9500 Å com resolução espectral 3000 e cobertura espacial de 6.008 × 4.009 (3.004 × 4.009 para duas galáxias) com resoluções angulares 100. As observações são amostradas espacialmente com lentes de 0.002, correspondendo a extensões espaciais de 10 a 30 pc nas galáxias. A resolução espacial vai de 20 a 180 pc, e o campo observado cobre algumas poucas centenas de parsecs ao redor dos núcleos. As linhas de absorção do triplete do Ca II em 8500Å foram usadas para medir as velocidades radiais e dispersões de velocidades estelares. O campo de velocidade radial é dominado por rotação em todas as gal áxias. Um modelo cinemático simples assumindo um sistema que possui apenas rotação em órbitas circulares em um plano foi ajustado às medidas de velocidade radial. O turnover da curva de rotação ocorre a apenas 50 pc do núcleo para NGC4051 e entre 200 e 700 pc para as outras 5 gal áxias. O mapa de dispersão de velocidades ( ) mostra os maiores valores (100 150 km s−1) no centro. No caso de NGC2273 e NGC3227, existe uma redução para 70 80 km s−1 a 200 300 pc do núcleo, delineando anéis parciais de baixos valores de . Um anel parcial similar parece estar presente a 400 pc do núcleo, também em NGC4593. Interpretamos estes anéis de baixos valores de como sinais de uma população estelar recentemente formada que mantém parcialmente a cinemática (mais fria ) do gás original a partir do qual as estrelas se formaram. Em NGC3516 também detectamos uma redução de em direção à periferia da galáxia onde o assume valores de 80 90 km s−1 a 400 pc do núcleo na direção do eixo maior da galáxia. A linha de emissão em [S iii] 9069 foi usada para obter a distribuição e os campos de velocidade do gás. As velocidades radiais e dispersões de velocidade 2D foram obtidas ajustando um per l gaussiano simples à linha de emissão [S iii]. Os per s da linha de emissão foram fatiados em bins de velocidade, permitindo a obtenção de mapas mostrando a distribuição do gás no espaço de velocidades, o que mostrou-se uma ferramenta útil para identi car diferentes componentes cinemáticas do gás. Comparamos nossos mapas com imagens em uxo rádio obtidos com o Very Large Array VLA em 3.6 e 20 cm e encontramos boa correspondência das estruturas cinemáticas e em uxo dos mapas em [S iii] com às dos mapas rádio. Em diversos casos encontramos estruturas em uxo [S iii] estendidas associadas a regiões blueshifted ou redshifted que foram interpretadas como out ows do gás a partir do núcleo. Estes out ows parecem ser o resultado da intera ção do jato rádio com o meio interestelar (ISM) da região nuclear da galáxia hospedeira. Estruturas com altos valor de são também vistas em associação com estes out ows permitindo o cálculo da variação da energia cinética do gás resultante da energia depositada pelo jato rádio no ISM circumnuclear. Encontramos regiões de alto com velocidades em excesso de 500 ou mesmo 900 km s−1 nestas regiões em relação às regiões vizinhas. A comparação entre o do gás e das estrelas mostra que a cinemática do gás e das estrelas não são correlacionadas. Enquanto que o estelar não varia muito dentro de cada galáxia, o do gás pode variar bastante, desde 100 km s−1 até várias centenas de km s−1. Como a cinemática estelar é dominada pelo potencial gravitacional do bojo galáctico, pode ser concluído que o mesmo não vale para a cinemática do gás. Tanto gás mais frio quanto gás mais quente que as estrelas são observados. A principal inovação do trabalho aqui apresentado é a resolução espacial sem precedentes alcancada em um estudo 2D de cinemática estelar e do gás da região nuclear de galáxias Seyfert usando um IFU. Os poucos estudos similares disponiveis na literatura para galáxias Seyfert tem uma resolução bastante pior do que a nossa e/ou são restritos ao estudo da cinemática do gás. / We present two-dimensional (2D) mapping of the stellar and gas velocity eld of the inner 5 arcseconds (00) of six nearby active galaxies, using spectra obtained with the Integral Field Unit of the GMOS instrument at the Gemini North telescope. The data covers the spectral range 8000 to 9500 Å with spectral resolution 3000 and spatial coverage of 6.008 × 4.009 (3.004 × 4.009 in two galaxies) with arcsecond and subarcsecond angular resolutions. The sampling of the observations is 0.002, corresponding at the galaxies to spatial extents ranging from 10 to 30 pc. The spatial resolution ranges from 20 to about 180 pc, and the observed eld of view covers a few hundred parsecs around the nuclei. The Calcium II triplet absorption features at 8500Å were used to measure the stellar radial velocities and velocity dispersions. The radial velocity elds are dominated by rotation in all galaxies. A simple kinematical model assuming a purely rotating system with circular orbits in a plane was tted to the radial velocity data. The turnover of the rotation curve occurs at only 50 pc from the nucleus for NGC4051 and between 200 and 700 pc for the other 5 galaxies. The velocity dispersion ( ) maps show the largest values (100 150 kms−1) at the centre. In the cases of NGC2273 and NGC3227, there is a decrease to 70 80 kms−1 at 200 300 pc from the nucleus, delineating partial rings of low values. A similar partial ring seems to be present at 400 pc from the nucleus also in NGC4593. We interpret these low rings as traces of recently formed stars that partially keep the cold kinematics of the original gas from which they have formed. In NGC3516 there is a decrease of outwards along the direction of the galaxy major axis, where reaches 80 90 kms−1 at 400 pc from the nucleus. The [S iii] 9069 emission line was used to obtain the gas distributions and velocity elds. The 2D radial velocity and velocity dispersion were obtained by tting a single gaussian pro le to the [S iii] emission line. The emission line pro les were also sliced into velocity bins, a useful tool which alowed a better discrimination of the di erent kinematic gas components. We compared our results against VLA radio 3.6 and 20 cm ux images and found good correspondence of the kinematical and ux structures seen in our [S iii] maps with those seen in radio. In several cases we found elongated [S iii] ux structures associated to blue or redshifted regions interpreted as one- or two-sided gas out ows. These out ows seem to be the result of the interaction of the radio jet with the circumnuclear interstellar medium (ISM) of the host galaxy. High velocity dispersion structures are also seen in association with these out ows allowing the calculation of the variation of the gas kinetic energy as a result of the energy deposited by the radio jet on the circumnuclear ISM. We found high regions with velocities in excess of 500 or even 900 km s−1 in those regions. The comparison of the [S iii] and stellar velocity dispersions shows that they are not correlated at all. While the stellar do not vary much within each galaxy, the gasous may vary a lot, from under 100 km s−1 to several hundred km s−1. As the stellar kinematics is dominated by the galaxy bulge gravitational potential, it can be concluded that the gas kinematics is not. Both gas "colder" and "hotter" than the stars are observed. The main novelty of the present work is the unprecedented spatial resolution reached by a 2D study of stellar and gas kinematics in the circumnuclear region of Seyfert galaxies using an IFU. The few similar IFU studies available in the literature for Seyfert galaxies have a much poorer spatial resolution and/or are restricted to the study of emission line kinematics.

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.

Analisamos aglomeradosimersosem nuvens moleculares, os quais são fundamentais para a compreensão dos estágios evolutivos iniciais da formação estelar. Na presente tese exploramos principalmente objetos associados a nebulosas de reflexão. Os objetos que estão no foco central do nosso estudo são possíveis aglomerados presentes na direção de nebulosas de reflexãoou emissão,já apontados pelos trabalhos de Bica et aI. (2003b) e Dutra et alo (2003). No estudo desses sistemas utilizamos principalmente dados do Catálogo 2MASS. A análise fotométrica é baseada em diagramas cor-magnitude e cor-cor, juntamente com isócronas teóricas de pré-seqüência-principaI. A distribuição angular de densidade superficial de estrelas no aglomerado e no campo próximo é um outro método de análise utilizado. Através da análise fotométrica e espectroscópica obtivemos os parâmetros físicos fundamentais dos aglomerados. Com base na emissão de estrelas na banda Ks realizamos uma busca por novos aglomerados imersos. A busca foi orientada na direção central de 47 nebulosas no ótico selecionadas a partir do Catálogo de Dutra et aI. (2003), varrendo um raio angular de r = 10' para cada direção. A busca resultou na descoberta de um aglomerado imerso ainda não catalogado, e aqueles já catalogados foram redescobertos. Neste trabalho obtivemos parâmetros físicos para mais de 30 aglomerados imersos. O raio linear derivado para esses objetos situa-se na faixa de 0,3 a 0,9 pc e o número de estrelas membros detectadas fica geralmente na faixa de 20 a 50 A idade média derivada para a amostra indica uma população bastante jovem. A maior parte dos aglomerados possui uma idade de 1 a 2 milhões de anos. Em nossa amostra o objeto mais massivo encontrado possui uma massa estimada de ~ 200M<=).Entretanto, a maioria dos aglomerados possui massa estimada na faixa de ~ 20M<=)a ~ 60M<=).Os valores de massa total para cada aglomerado não possuem uma correlação aparente com o ambiente da nebulosa. Os aglomerados imersos associados a nebulosas em ambientes de complexo HII podem apresentar massas tão baixas quanto aqueles associados a nebulosas de reflexão. Estes sistemas estelares provavelmente não apresentam estrelas com massas superiores àquela de uma estrela com tipo espectral B. Finalmente, estudamos um aglomerado imerso contendo uma estrela OV, o aglomerado NGC 2264. Obtivemos uma função de massa inicial (FMI) para o aglomerado NGC 2264 a partir de 346 fontes de raio-X detectadas pelo CHANDRA com contrapartida no infra-vermelho. A FMI derivada inclui massas estelares acima de M = O,03M<=). Em comparação com a FMI da vizinhança solar existe uma deficiência de estrelas de baixa massa para M < O,3M<=). As massas estimadas para os objetos analisados indicam que eles são sistemas estelares não-ligados gravitacionalmente. A maioria dos aglomerados de nossa amostra possui massa inferior a 100M<=)e está associada a nebulosas de reflexão. A formação de estrelas do tipo O em aglomerados imersos não-ligados gravitacionalmente não parece ser freqüente, segundo nossos resultados.

Apresentamos mapas bidimensionais (2D) do campo de velocidades estelar e do gás dos 5 segundos de arco (00) centrais de seis galáxias ativas próximas, usando espectros obtidos com o IFU (Integral Field Unit) do instrumento GMOS do telescópio Gemini Norte. Os dados cobrem o intervalo espectral de 8000 a 9500 Å com resolução espectral 3000 e cobertura espacial de 6.008 × 4.009 (3.004 × 4.009 para duas galáxias) com resoluções angulares 100. As observações são amostradas espacialmente com lentes de 0.002, correspondendo a extensões espaciais de 10 a 30 pc nas galáxias. A resolução espacial vai de 20 a 180 pc, e o campo observado cobre algumas poucas centenas de parsecs ao redor dos núcleos. As linhas de absorção do triplete do Ca II em 8500Å foram usadas para medir as velocidades radiais e dispersões de velocidades estelares. O campo de velocidade radial é dominado por rotação em todas as gal áxias. Um modelo cinemático simples assumindo um sistema que possui apenas rotação em órbitas circulares em um plano foi ajustado às medidas de velocidade radial. O turnover da curva de rotação ocorre a apenas 50 pc do núcleo para NGC4051 e entre 200 e 700 pc para as outras 5 gal áxias. O mapa de dispersão de velocidades ( ) mostra os maiores valores (100 150 km s−1) no centro. No caso de NGC2273 e NGC3227, existe uma redução para 70 80 km s−1 a 200 300 pc do núcleo, delineando anéis parciais de baixos valores de . Um anel parcial similar parece estar presente a 400 pc do núcleo, também em NGC4593. Interpretamos estes anéis de baixos valores de como sinais de uma população estelar recentemente formada que mantém parcialmente a cinemática (mais fria ) do gás original a partir do qual as estrelas se formaram. Em NGC3516 também detectamos uma redução de em direção à periferia da galáxia onde o assume valores de 80 90 km s−1 a 400 pc do núcleo na direção do eixo maior da galáxia. A linha de emissão em [S iii] 9069 foi usada para obter a distribuição e os campos de velocidade do gás. As velocidades radiais e dispersões de velocidade 2D foram obtidas ajustando um per l gaussiano simples à linha de emissão [S iii]. Os per s da linha de emissão foram fatiados em bins de velocidade, permitindo a obtenção de mapas mostrando a distribuição do gás no espaço de velocidades, o que mostrou-se uma ferramenta útil para identi car diferentes componentes cinemáticas do gás. Comparamos nossos mapas com imagens em uxo rádio obtidos com o Very Large Array VLA em 3.6 e 20 cm e encontramos boa correspondência das estruturas cinemáticas e em uxo dos mapas em [S iii] com às dos mapas rádio. Em diversos casos encontramos estruturas em uxo [S iii] estendidas associadas a regiões blueshifted ou redshifted que foram interpretadas como out ows do gás a partir do núcleo. Estes out ows parecem ser o resultado da intera ção do jato rádio com o meio interestelar (ISM) da região nuclear da galáxia hospedeira. Estruturas com altos valor de são também vistas em associação com estes out ows permitindo o cálculo da variação da energia cinética do gás resultante da energia depositada pelo jato rádio no ISM circumnuclear. Encontramos regiões de alto com velocidades em excesso de 500 ou mesmo 900 km s−1 nestas regiões em relação às regiões vizinhas. A comparação entre o do gás e das estrelas mostra que a cinemática do gás e das estrelas não são correlacionadas. Enquanto que o estelar não varia muito dentro de cada galáxia, o do gás pode variar bastante, desde 100 km s−1 até várias centenas de km s−1. Como a cinemática estelar é dominada pelo potencial gravitacional do bojo galáctico, pode ser concluído que o mesmo não vale para a cinemática do gás. Tanto gás mais frio quanto gás mais quente que as estrelas são observados. A principal inovação do trabalho aqui apresentado é a resolução espacial sem precedentes alcancada em um estudo 2D de cinemática estelar e do gás da região nuclear de galáxias Seyfert usando um IFU. Os poucos estudos similares disponiveis na literatura para galáxias Seyfert tem uma resolução bastante pior do que a nossa e/ou são restritos ao estudo da cinemática do gás. / We present two-dimensional (2D) mapping of the stellar and gas velocity eld of the inner 5 arcseconds (00) of six nearby active galaxies, using spectra obtained with the Integral Field Unit of the GMOS instrument at the Gemini North telescope. The data covers the spectral range 8000 to 9500 Å with spectral resolution 3000 and spatial coverage of 6.008 × 4.009 (3.004 × 4.009 in two galaxies) with arcsecond and subarcsecond angular resolutions. The sampling of the observations is 0.002, corresponding at the galaxies to spatial extents ranging from 10 to 30 pc. The spatial resolution ranges from 20 to about 180 pc, and the observed eld of view covers a few hundred parsecs around the nuclei. The Calcium II triplet absorption features at 8500Å were used to measure the stellar radial velocities and velocity dispersions. The radial velocity elds are dominated by rotation in all galaxies. A simple kinematical model assuming a purely rotating system with circular orbits in a plane was tted to the radial velocity data. The turnover of the rotation curve occurs at only 50 pc from the nucleus for NGC4051 and between 200 and 700 pc for the other 5 galaxies. The velocity dispersion ( ) maps show the largest values (100 150 kms−1) at the centre. In the cases of NGC2273 and NGC3227, there is a decrease to 70 80 kms−1 at 200 300 pc from the nucleus, delineating partial rings of low values. A similar partial ring seems to be present at 400 pc from the nucleus also in NGC4593. We interpret these low rings as traces of recently formed stars that partially keep the cold kinematics of the original gas from which they have formed. In NGC3516 there is a decrease of outwards along the direction of the galaxy major axis, where reaches 80 90 kms−1 at 400 pc from the nucleus. The [S iii] 9069 emission line was used to obtain the gas distributions and velocity elds. The 2D radial velocity and velocity dispersion were obtained by tting a single gaussian pro le to the [S iii] emission line. The emission line pro les were also sliced into velocity bins, a useful tool which alowed a better discrimination of the di erent kinematic gas components. We compared our results against VLA radio 3.6 and 20 cm ux images and found good correspondence of the kinematical and ux structures seen in our [S iii] maps with those seen in radio. In several cases we found elongated [S iii] ux structures associated to blue or redshifted regions interpreted as one- or two-sided gas out ows. These out ows seem to be the result of the interaction of the radio jet with the circumnuclear interstellar medium (ISM) of the host galaxy. High velocity dispersion structures are also seen in association with these out ows allowing the calculation of the variation of the gas kinetic energy as a result of the energy deposited by the radio jet on the circumnuclear ISM. We found high regions with velocities in excess of 500 or even 900 km s−1 in those regions. The comparison of the [S iii] and stellar velocity dispersions shows that they are not correlated at all. While the stellar do not vary much within each galaxy, the gasous may vary a lot, from under 100 km s−1 to several hundred km s−1. As the stellar kinematics is dominated by the galaxy bulge gravitational potential, it can be concluded that the gas kinematics is not. Both gas "colder" and "hotter" than the stars are observed. The main novelty of the present work is the unprecedented spatial resolution reached by a 2D study of stellar and gas kinematics in the circumnuclear region of Seyfert galaxies using an IFU. The few similar IFU studies available in the literature for Seyfert galaxies have a much poorer spatial resolution and/or are restricted to the study of emission line kinematics.

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 fulgurações têm sido estudadas há muito tempo e continuam intrigando os cientistas solares. Nosso trabalho trata da relação entre fulgurações e cancelamento de fluxo. O cancelamento é um fenômeno observacional descoberto usando séries de magnetogramas na linha de visada, que consiste na aproximação e posterior desaparecimento de fluxo magnético nas zonas em que polaridades magnéticas opostas estão em aparente contato e mantém um alto gradiente de campo magnético. / Flares have been studied for a long time and continue to puzzle solar scientists. Our work is on the relationship between flares and flux cancellation. Flux cancellation is an observational phenomena discovered using series os magnetograms of the line-of-sight component. It consists of the encounter and further disappearance of magnetic flux where opposite magnetic polarities are in apparent contact with each other and maintain a high gradient of magnetic field.

O objetivo desse trabalho é derivar parâmetros fundamentais (idade, avermelhamento e distância) e estruturais (densidade central, raio de core e raio limite) de aglomerados abertos. Estas quantidades astrofísicas são, freqüentemente, usadas para estudar as características globais da Via Láctea através de fenômenos estelares em pequena escala. Com esse propósito, analisamos os diagramas cor-magnitude (CMD) e perfil de densidade radial RDPs construídos com a fotometria 2MASS descontaminada das estrelas de campo e filtrada em cor-magnitude (CM), respectivamente. As estrelas de campo são, em geral, um importante componente de contaminação dos CMDs, particularmente para aglomerados abertos com baixa latitude e/ou aqueles projetados sobre o bojo. A descontaminação por estrelas de campo foi aplicada para realçar a morfologia intrínseca do CMD dos aglomerados abertos, e os filtros cor-magnitude foram usados para isolar estrelas com grande probabilidade de serem membros do aglomerado, para o estudo da sua estrutura. O catálogo 2MASS foi empregado no presente estudo por sua homogeneidade e disponibilidade de grandes áreas de extração dos dados. Os parâmetros fundamentais foram derivados a partir do CMD, por meio do ajuste de uma isócrona de Padova de metalicidade solar, computada com os filtros J, H e Ks do 2MASS. Os parâmetros estruturais foram derivados por meio dos RDPs, definidos como a distribuição radial da densidade de estrelas projetada em torno do centro do aglomerado. Os RDPs foram construídos com estrelas selecionadas após a aplicação do filtro CM sobre a fotometria observada. No presente estudo, 19 candidatos a aglomerados abertos foram analisados através da fotometria 2MASS. A amostra é composta de 10 candidatos a aglomerado aberto no domínio óptico e 9 infravermelhos. Obtivemos os parâmetros astrofísicos para 16 objetos. / The aim of this work is to derive fundamental and structural parameters of open clusters. These astrophysical quantities are often used to study the global characteristics of the Milky Way down to very local stellar phenomena. To this purpose, we analyse the 2MASS colour-magnitude diagrams (CMDs) and stellar radial density profiles (RDPs) built after field-star decontamination and colour-magnitude filtered photometry. Field-stars are usually an important component of wide-field CMDs, particularly of low-latitude star clusters and/or those projected against the bulge. Field-star decontamination is applied to uncover the cluster’s intrinsic CMD morphology, and colour-magnitude filters are used to isolate stars with high probability of being cluster members in view of structural analyses. The use of field-star decontamination and colour-magnitude filters have produced more robust parameters. The 2MASS catalogue was employed in the present study because of the homogeneity and the possibility of large-area data extractions. Cluster’s fundamental parameters (reddening, distance and age) are derived from the CMD, by means of solar-metallicity Padova isochrones computed with the 2MASS J, H and Ks filters. Structural parameters (central density, core and limiting radii ) are derived by means of RDPs, defined as the projected radial distribution of the number-density of stars around the cluster centre. RDPs are built with stars selected after applying the respective colour-magnitude filter to the observed photometry. In the present study 19 candidates are analyzed with 2MASS photometry. The sample includes 10 optical and 9 infrared open cluster candidates. We obtained astrophysical parameters for 16 objects.

Propomos um modelo fenomenológico unificado para matéria escura e energia escura, baseado em uma equação de estado com parâmetro w escrito em termos de arco-tangente. Os parâmetros livres do modelo são três constantes: Ωb0, α e β. O parâmetro α dita a taxa de transição entre o período de domínio da matéria e o período de expansão acelerada. A razão β/ α fornece o redshift de equivalência entre os dois regimes. Os parâmetros cosmológicos são fixados pelos dados observacionais de nucleossíntese primordial, supernovas do tipo Ia, explosões de raios gama, oscilações acústicas de bárions e medição do parâmetro de Hubble. Os vários conjuntos de dados são usados em diferentes combinações para ajustar os parâmetros cosmológicos via análise estatística. O Modelo Unificado é comparado ao modelo ΛCDM e suas diferenças são enfatizadas. A análise realizada em background parece indicar que o Modelo Unificado dinâmico é ligeiramente preferível em detrimento do modelo ΛCDM. No entanto, através do desenvolvimento da teoria de perturbação para o nosso Modelo Unificado, concluímos que ele é incapaz de produzir o power spectrum atual das flutuações de densidade. Esta é uma desvantagem possivelmente fatal do nosso modelo, pelo menos na parametrização de w utilizada. / We propose a phenomenological unified model for dark matter and dark energy based on an equation of state parameter w that scales with the arc tangent of the redshift. The free parameters of the model are three constants: Ωb0, α and β. Parameter α dictates the transition rate between the matter dominated era and the accelerated expansion period. The ratio β/α gives the redshift of the equivalence between both regimes. Cosmological parameters are fixed by observational data from Primordial Nucleosynthesis, Supernovae of the type Ia, Gamma-Ray Bursts and Baryon Acoustic Oscillations. The various sets of data are used in different combinations to constraint the parameters through statistical analysis. The unified model is compared to the ΛCDM model and their differences are emphasized. The analysis performed on the background seems to indicate that our dynamical unified model is slightly preferable to the concordance ΛCDM model. However, by developing the perturbation theory for our unified model, we conclude that it is unable to produce the power spectrum of density fluctuation observed today. This is a possibly fatal drawback of our model, at least in the parameterization of w. / Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior - CAPES

Utilizando observações de 327 estrelas, na sua maioria gigantes de tipos espectrais G e K, tenta-se obter uma calibração empírica para o sistema fotométrico CBVRIj. Este é um sistema de banda larga, que permite observações de estrelas mesmo fora da Galáxia. / Observations of 327 stars, mostly giants of spectral types G and K, are used in the search of an empirical calibration to the CBVRIj photometric system. This is a wide band system, which allows observations of stars even out of the galaxy.

Fotometria fotográfica superficial no sistema BV foi realizada para duas galáxias SO's do hemisfério sul, NGC 2855 e NGC 6771. Foram obtidos mapas de isofptas nas duas cores e determinados parâmetros geométricos e integrados característicos das galáxias, tais como ângulo fr posição, inclinação, diâmetros, magnitudes e cores integradas. / Photografic surface photometry in the BV system was made for two southern SO's galaxies, NGC 2855 and NGC 6771. Isophote B and V maps were obtained as well as geometric and integrated parameters as position angles, inclination, diameters, magnitudes and integrated colors.