Con el telescopio de 30 metros del Instituto Argentino de Radioastronomía y utilizando un receptor de 56 canales se hicieron observaciones en la línea de 21 cm. del hidrógeno neutro en la región de longitudes galácticas entre 302º y 310º y latirudes galácticas entre 2º e 12º.

O estudo da distribuição da extinção na direção da Pequena Nuvem de Magalhães (PNM) é feito atravéss da contagem de galáxias de ”fundo”, e espectroscopicamente pela comparação de espectros nucleares de uma amostra das mesmas com os de galáxias de referência de similar população estelar. O método de contagens é baseado em um novo catálogo realizado no presente trabalho, contendo 3037 galáxias estendendo-se até a magnitude limite B¼ 20 em 6 placas do ESO/SERC na região da PNM e seus arredores. O método espectroscópico foi aplicado a uma amostra de 16 galáxias na mesma região, assim como numa outra de 27 galáxias na direção da Grande Nuvem de Magalhães, para comparação. A deficiência de galáxias indicada pelo método de contagens sugere E(B-V)=0.35 nas partes centrais da PNM, e E(B-V)=0.15 a 6º do centro. Por outro lado o método espectroscópico indica que a PNM é basicamente transparente. Sugerem-se as seguintes explicações para esta diferença: (i) a deficiência de galáxias nas regiões centrais detectadas pelo método de contagens é signifivativamente afetada pela alta concentração de estrelas e objetos extendidos pertencentes à PNM; (ii) a amostra espectroscópica conteria tipicamente galáxias em zonas menos avermelhadas, o que indicaria que a absorção ocorre em nuvens de poeira com uma distribuição preferencialmente discreta. A aplicação do m´etodo espectroscópico na GNM também sugere a presença de nuvens de poeira discretas nas suas regiões centrais.

The thesis main topic is the determination of the vertical component of the atmospheric muon flux as a function of the sea depth at the ANTARES site. ANTARES is a Cherenkov neutrino telescope placed at 2500m depth in the Mediterranean Sea at 40 km from the southern cost of France. In order to retrieve back the physical flux from the experimental data a deconvolution algorithm has been perform which takes into consideration the trigger inefficiensies and the reconstruction errors on the zenith angle. The obtained results are in good agreement with other ANTARES indipendent analysis.

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2010 / Made available in DSpace on 2012-10-25T04:03:03Z (GMT). No. of bitstreams: 1 275802.pdf: 11105378 bytes, checksum: 6ac3828ff05eaa6d62fbd18a20b642fa (MD5) / Analisamos as galáxias do Sloan Digital Sky Survey com o nosso código de síntese espectral Starlight. O Starlight acha a combinação de populações estelares simples de diferentes idades e metalicidades que melhor modela o espectro de uma galáxia. Ele permite derivar vários parâmetros associados a uma galáxia, como a massa em estrelas, a história de formação estelar e a evolução química. A partir do espectro residual puramente nebular (subtraindo do espectro observado o modelado), medimos as linhas de emissão, das quais derivamos propriedades do gás dentro das galáxias. Estudamos a evolução das galáxias com formação estelar. Constatamos que as galáxias de maior massa formaram suas estrelas e seus metais mais rapidamente. A evolução da metalicidade das estrelas é estudada diretamente. Calibramos também a taxa de formação estelar atual medida pela síntese com a medida pela luminosidade de Halfa. Derivamos a relação massa estelar-metalicidade estelar (M*-Z*) em diferentes redshifts. Esta é a primeira vez que a relação M*-Z* é calculada para o mesmo conjunto de galáxias. Observamos que a metalicidade estelar observada tem uma evolução compatível com um modelo simples de evolução química de caixa fechada. Para as galáxias classificadas como LINERs, encontramos que a luminosidade observada em Halfa é compatível com o número de fótons ionizantes emitidos pelas populações estelares velhas dessas galáxias. Este resultado implica em uma profunda revisão da taxa de atividade nuclear nas galáxias do Universo local.

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2011 / Made available in DSpace on 2012-10-25T17:00:09Z (GMT). No. of bitstreams: 1 290835.pdf: 27603023 bytes, checksum: 5603efd69a345c88a9b95f9ea1fd5353 (MD5) / Por serem objetos compactos, anãs brancas têm gravidades superficiais que chegam a ser 104 vezes superiores à do Sol. Qualquer atmosfera sob um campo gravitacional tão intenso sofre uma estratificação dos seus elementos químicos. Os metais afundam na atmosfera em escalas de tempo curtas quando comparadas com o tempo de resfriamento do objeto. Valores típicos são de 102 anos para atmosferas compostas de Hidrogênio e 105 anos para atmosferas de Hélio (Jura, 2008; von Hippel; Thompson, 2007; Paquette et al., 1986). Não obstante esta expectativa teórica, há muito tempo já se conhece anãs brancas com atmosferas ricas em metais. Hoje, com o Sloan Digital Sky Survey, o número já se aproxima de duas centenas (Dufour et al., 2010). Como a escala de tempo para os elementos pesados afundar é curta, é preciso que haja uma deposição contínua de matéria sobre a estrela para manter a metalicidade observada. Jura et al. (2009) estimam um valor típico de 1018 g/s. É um valor alto, que só pode ser explicado pela queda de um asteroide ou pequeno planeta, que seria destruído por forças de maré e formaria um disco de poeira que seria acrescido sobre a estrela (Farihi et al., 2010). Estes discos devem espalhar, absorver e reemitir luz da Anã Branca. No momento são conhecidos cerca de duas dezenas de objetos que apresentam um excesso de emissão no infravermelho próximo. Esta é uma evidência fortíssima para a presença de um disco de poeira, que reemite nesta faixa. No entanto, quase todos os estudos realizados até o momento limitaram-se a procurar estudar o disco somente pela sua assinatura de emissão no infravermelho. Neste trabalho mostramos que é possível obter importantes vínculos observacionais no ultravioleta próximo e no óptico. Nestas faixas espectrais podemos detectar a absorção do disco quando ele obscurece a estrela ou luz espalhada por ele. Nossa abordagem se desenvolveu em duas frentes. A primeira é um tratamento analítico do problema. A segunda é numérica, através de técnicas de Transferência Radiativa por Monte Carlo. Ambas as técnicas concordam entre si nos limites físicos esperados e preveem que é possível obter parâmetros físicos do sistema através de espectroscopia e polarização.

Estudamos os sistemas de aglomerados estelares de duas galáxias early-type: NGC5846 e NGC1380 com a finalidade de encontrar características que possam vincular suas histórias evolutivas. Utilizamos imagens da Wide Field and Planetary Camera 2 do arquivo píblico do Telescópio Espacial Hubble, nos filtros V e I para a primeira e B e V para a segunda. A galáxia NGC5846 é uma elíptica gigante centro de um grupo de galáxias, com (m − M) = 32.32 . Seu sistema de aglomerados globulares foi previamente estudado por Forbes et al. (1996, 1997b). Ela contém uma alta porcentagem de aglomerados vermelhos. Criamos um modelo da distribuição de luz das partes mais internas da galáxia e o subtraímos das imagens observadas. Identificamos e estudamos os aglomerados globulares localizados nas regiões centrais da NGC5846, medindo magnitudes, cores e distâncias projetadas ao centro da galáxia. Detectamos 23 aglomerados não conhecidos previamente. Combinamos os objetos aqui medidos com a amostra de Forbes et al. (1996, 1997b) resultando num total de 777 objetos e tentamos medir tamanhos para todos eles, tendo sucesso para apenas 61. Seus raios efetivos típicos estão no intervalo de 3 − 5 pc. Observamos que os maiores aglomerados parecem estar localizados na região central. Sete aglomerados globulares têm contrapartidas em raios-X, estas fontes estão entre as mais luminosas da galáxia com 4.2 × 1038 < LX(erg s−1) < 9.2 × 1039. Os aglomerados aos quais pertencem são opticamente muito luminosos, compactos, têm preferência de se localizarem nas regiões mais centrais e pertencem à subpopulação vermelha. A galáxia NGC1380 é uma lenticular localizada próxima ao centro do aglomerado de Fornax, com (m − M) = 31.4. Seu sistema de aglomerados estelares foi previamente estudado apenas por telescópios localizados na Terra. Estudos recentes de galáxias early- type similares a esta mostram a existência de aglomerados estelares que quebram, aparentemente, a dicotomia tradicional aglomerado aberto/globular. Selecionamos uma amostra de candidatos a aglomerados estelares na NGC1380 através de uma análise de magnitudes, cores, tamanhos e distâncias projetadas ao centro da galáxia. Construímos diagramas cormagnitude e analisamos sua distribuição de cores. Estimamos as probabilidades dos aglomerados selecionados serem globulares típicos como os encontrados na Via Láctea baseados em sua localização no diagrama tamanho-luminosidade. Um total de 570 aglomerados estelares foi encontrado na NGC1380 até V . 26.5. Medimos tamanhos para aproximadamente 200 destes. A distribuição de cores tem aparentemente três picos: (B − V ) ≃ 0.8, 1.1, 1.5. O mesmo parece ser verdadeiro para a distribuição de tamanhos, que apresenta dois picos bem definidos em Reff ∼ 3 e 5 pc e alguns objetos com 7.5 < Reff < 13 pc. Identificamos a população de aglomerados menores como sendo tíıpica de globulares enquanto que os mais estendidos têm menor probabilidade de serem tais objetos. Diferentes correlações entre magnitudes absolutas, tamanhos, cores e localização ao centro da galáxia foram obtidas para estas subpopulações de aglomerados. A maior parte dos aglomerados grandes (Reff > 4 pc) compartilham das propriedades dos aglomerados estelares difusos, encontrados em galáxias early-type do aglomerado de Virgo, como o baixo brilho superficial e magnitudes mais fracas que MV ∼ −8. Encontramos um pequeno grupo de aglomerados com Reff ≃ 10 pc, −8 <MV < −6, vermelhos e localizados próximos ao centro da NGC1380. Estes objetos podem ser interpretados como Faint Fuzzies, encontrados recentemente nas galáxias lenticulares NGC1023, NGC3384 e NGC5195. / We studied the globular cluster systems of two early-type galaxies: NGC5846 and NGC1380 with the purpose of finding features that can constrain their evolutionary histories. We used Wide Field and Planetary Camera 2 images from the Hubble Space Telescope public archive, in the V and I filters for the former and in B and V filters for the latter. NGC5846 is a giant elliptical located in the centre of a galaxy group, with (m − M) = 32.32. Its globular cluster system was previously studied by (Forbes et al., 1996, 1997b). It contains a remarkably high fraction of red globular clusters. We modelled the central light distribution and subtracted it from the observed images. We identified and studied the globular clusters located towards the center of the galaxy measuring magnitudes, colours and projected galactocentric distances. We detected 23 new clusters. By combining the objects measured here with the sample of Forbes et al. (1996, 1997b) we obtained a total of 777 globular clusters. We tried to measure sizes for all of them, having succeeded for only 61. Their typical effective radii are in the range 3 − 5 pc. We note that the largest clusters tend to be located in the central regions. We found 7 X-ray counterparts to the globular clusters, these sources are among the most luminous of NGC5846 with 4.2 × 1038 < LX(erg s−1) < 9.2 × 1039. The globular clusters to which they belong are optically luminous, compact, tend to inhabit the most central regions and belong to the red subpopulation. NGC1380 is a lenticular galaxy located near the centre of the Fornax Cluster, with (m − M) = 31.4. The globular cluster system of this galaxy was previously studied only from the ground. Recent studies of similar early-type galaxies reveal the existence of star clusters that apparently break up the traditional open/globular cluster dichotomy. To select a sample of star clusters in NGC1380 we measured magnitudes, colours, sizes and projected distances to the center of the host galaxy. We built colour-magnitude diagrams and analysed its colour distribution. Based on their location in the luminosity-size diagram we estimated probabilities of them being typical globular clusters as those found in the Galaxy. A total of about 570 cluster candidates were found down to V = 26.5. We measured sizes for approximately 200 of them. The observed colour distribution has three apparent peaks:(B − V ) ≃ 0.8, 1.1, 1.5. Likewise for the size distribution which shows two well defined peaks at Reff ∼ 3 e 5 pc and some objects with 7.5 < Reff < 13 pc. We identified the smaller population as being mainly typical globular clusters, while the more extended objects have small probabilities of being such objects. Different correlations between absolute magnitudes, sizes, colours and location were inferred for these cluster subpopulations. Most extended clusters (Reff > 4 pc) share similar properties to the diffuse star clusters reported to inhabit luminous early-type galaxies in the Virgo galaxy cluster such as having low surface brightness and magnitudes fainter than MV ≃ −8. We also report on a small group of Reff ≃ 10 pc, −8 < MV < −6, red clusters located near the centre of NGC1380, which may be interpreted as Faint Fuzzies which were recently found in the lenticulars NGC1023, NGC3384 and NGC5195.

A natureza da emissão ultravioleta proveniente das regiões centrais de galáxias Seyfert ainda não é bem entendida e é assunto para grandes discussões. Com o objetivo de caracterizar essas regiões, apresentamos uma análise comparativa de uma amostra que contém 28 galáxias Seyfert 1–1.9 com uma amostra que contém 28 galáxias Seyfert 2. As amostras estão relacionadas pelas seguintes propriedades de suas galáxias hospedeiras: distância, morfologia, razão axial e luminosidade. As imagens foram obtidas com a camâra ACS do Telescópio Espacial Hubble (HST) no ultravioleta próximo. A principal contribuição do presente trabalho é a subtração da fonte puntual nuclear nas imagens das galáxias Seyfert 1–1.9, que permite uma análise comparativa da morfologia e dos resultados fotométricos das regiões circumnucleares. Sem a presença do núcleo brilhante não resolvido nas imagens das galáxias de tipo 1, encontramos estruturas similares em ambas amostras tais como nós, filamentos, anéis de formação estelar, espirais, emissão difusa, etc. Utilizando tarefas do IRAF, estimamos o tamanho e a luminosidade da emissão. Ao contrário de trabalhos prévios, nós encontramos extensões similares (~ 1 − 2 kpc) para a emissão das galáxias Seyfert 1 e Seyfert 2, bem como luminosidade e distribuição dos perfis de brilho superficial similares. Nossos resultados não são compatíveis com qualquer tipo de diferença entre as galáxias hospedeiras ou nas regiões circumnucleares de ambos tipos de núcleo. / The nature of the ultraviolet light emitted by the central regions of the Seyfert galaxies is a matter of current debate. With the goal of characterize these regions, we present a comparative analysis of ACS/HST images in the near-UV of a sample of 28 Seyfert 1–1.9 galaxies and a paired sample of 28 Seyfert 2 galaxies, matched according to the following properties of the host galaxies: distance, morphology, axial ratio and luminosity. The main contribution of the present work is the subtraction of the nuclear point source in the Seyfert 1–1.9 subsample which allows the comparative analysis of the morphology and the photometry of the circumnuclear regions. Without the presence of a bright unresolved nuclei for type 1, we find similar structures in both subsamples such as knots, filaments, star-forming rings, spirals, clumpy diffuse light emission, etc. We use use IRAF tasks to estimate the size and the luminosity of the emission. Contrary to the previous works, we find similar extends (~ 1−2 kpc) for the emission in the Seyfert 1 and Seyfert 2 galaxies, as well as similar luminosity and surface brightness distributions. Our results do not support any difference between the host galaxies or circumnuclear environment of both types of nuclei.

A crescente evidência de que a maior parte das galáxias hospedam buracos negros supermassivos (SMBHs) em seu centro e a aceitação geral de um paradigma hierárquico de formação galáctica indica que galáxias e SMBHs devem ter evoluído concorrentemente. Este cenário tem levado a uma intensa busca por subprodutos desta evolução, entre eles o recuo gravitacional, um fenômeno que ocorre durante a fusão de SMBHs, e que pode gerar uma explosão observável de ondas gravitacionais, com a subsequente expulsão de um dos SMBHs do centro galáctico. Um dos candidatos mais interessantes apresentando a \assinatura" de um recuo gravitacional é o rádio-quasar J133658.3-295105, um objeto a distância de NGC 5236 que aparece projetado sobre o corpo desta galáxia em um sugestivo alinhamento com outras fontes de rádio e o núcleo óptico da galáxia, que também aparece deslocado em relação ao centro cinemático de NGC 5236. Neste trabalho nós estudamos as circunstâncias no qual o rádio-quasar teria sido ejetado da região central de NGC 5236. Nós analisamos diferentes tipos de colisões de SMBHs binários e triplos por meio de simulações numéricas usando uma aproximação Pós-Newtoniana de ordem 7=2 (~1=c7). Para isso, nós desenvolvemos um código de Ncorpos especialmente construído para integrar numericamente as equações de movimento Pós-Newtonianas. Experimentos numéricos demonstram que o código é robusto o suficiente para tratar praticamente qualquer razão de massas entre partículas. Nós mostramos que, dentro da atual aproximação Pós-Newtoniana, o cenário com três SMBHs _e o mais adequado para explicar a ejeção de J133658.3-295105 e, simultaneamente, provocar o deslocamento do núcleo óptico de NGC 5236. Nossos modelos mostram que o deslocamento do núcleo óptico pode estender-se por uma distância radial de ~ 30 - 200 pc sobre uma escala de tempo de ~ _107 anos, em razoável acordo com o valor observado em NGC 5236 (~ 60 pc). Nós mostramos também que o deslocamento do núcleo óptico só pode ser explicado em um cenário de recuo gravitacional se a velocidade de recuo do SMBH for até cerca de ~ 1:5 vezes a dispersão de velocidades das estrelas no centro da galáxia. Os diferentes conjuntos de simulações permite-nos ainda distinguir entre dois tipos de recuo gravitacional em sistemas com SMBHs triplos, o primeiro ocorrendo por uma troca energética entre um dos SMBHs e a binária recém formada durante interação com os outros dois SMBHs, e o segundo ocorrendo por consequência da emissão anisotrópica de ondas gravitacionais durante a coalescência dos SMBHs. Nossas simulações mostram que o primeiro tipo de recuo gravitacional deve ocorrer muito antes que o par de SMBHs mais fortemente ligado possa atingir o regime de radiação. As limitações do nosso modelo, contudo, não permite-nos afirmar qual deles ocorreu em NGC 5236, embora o primeiro seja mais provável. / The growing evidence that most galaxies host supermassive black holes (SMBHs) at its center, and general acceptance of a paradigm of hierarchical galaxy formation states that galaxies and SMBHs must have evolved concurrently. This scenario has led to an intense search by-products of this evolution, including the gravitational recoil, a phenomenon that occurs during the merger of SMBHs, which can generate an observable outburst of gravitational waves and the subsequent expulsion of one of the SMBHs of galaxy center. One of the most interesting candidates showing the \signature" of a gravitational recoil is the radio-quasar J133658.3-295105, an object at distance of NGC 5236 that appears projected onto the body of this galaxy in a suggestive alignment with other sources of radio and optical nucleus of galaxy, which also appears displaced from the kinematic center of NGC 5236. In this work we study the circumstances in which the radio-quasar would have been ejected from the central region of NGC 5236. We analyze di erent types of collisions of binary and triple SMBHs by numerical simulations using a Post-Newtonian approximation of order 7=2 ( ~1/c7). For this, we developed a N-body code specially built for numerically integrate the Post-Newtonian equations of motion. Numerical experiments show that the code is robust enough to handle virtually any mass ratio between particles. We show that within the current Post-Newtonian approximation, the scenario with three SMBHs is best suited to explain the ejection of J133658.3-295105, while causing the displacement of the optical nucleus of NGC 5236. Our models show that the displacement of the optical nucleus can extend over a radial distance of ~ 30 - 200 pc on a timescale of ~ 2x107 years, in reasonable agreement with the observed value in NGC 5236 ( 60 pc). We also show that the displacement of the optical nucleus can only be explained in a scenario of gravitational recoil if the velocity of recoil of the SMBH is up to about 1:5 times the velocity dispersion of stars in the galactic center. The di erent sets of simulations allows us to distinguish between two types of gravitational recoil on systems with SMBHs triple, the rst occurring by an energy exchange between one of the SMBHs and the newly formed binary during interaction with the other two SMBHs, and the second occurring as a consequence the anisotropic emission of gravitational waves during the coalescence of SMBHs. Our simulations show that the rst type of gravitational recoil should occur long before the pair of SMBHs more tightly bound to achieve the regime of radiation. The limitations of our model, however, does not allow us to say which of them occurred in NGC 5236, although the former is more likely.

Neste trabalho é apresentado o estudo de aglomerados de estrelas em três ambientes distintos. Os efeitos do ambiente são discutidos do ponto de vista observacional tendo como objetivo principal buscar fenômenos tipicamente associados `as condições dinâmicas, às quais cada aglomerado está submetido. Os ambientes estudados são: i. O bojo da Via Láctea, dominado por fortes interações gravitacionais devido à grande concentração de matéria. Nesse ambiente espera-se que exista um alto grau de evaporação estelar nos aglomerados. O aglomerado NGC 6642 encontra-se diretamente sobre o bojo e é estudado em busca de efeitos previstos para esse ambiente. Encontramos que uma combinação de segregação de massa e forte evaporação estelar levou à inversão da função de massa desse aglomerado, de modo que possui mais estrelas massivas do que menos massivas. ii. A Grande Nuvem de Magalhães, que possui uma lacuna na distribuição de idade de seus aglomerados. Esse fenômeno tem origem possivelmente na interação com sua companheira, a Pequena Nuvem de Magalhães. Durante a interação mais intensa, a formação estelar e consequentemente de aglomerados foi alterada. Diversos aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães tiveram determinações de idade consistentes com a lacuna de idades, porém utilizando magnitudes e cores integradas, um método menos preciso. Neste trabalho buscamos estudar em detalhe a população estelar resolvida destes candidatos à lacuna de idades e de fato classificados como um dos raros integrantes da lacuna. Constatamos, no entanto, que nenhum dos candidatos estudados de fato possui idade consistente com a lacuna de idades. iii. O halo externo da Galáxia. Neste ambiente a interação de maré é menos intensa que no bojo. No entanto a interação com o disco é significativa quando a órbita do aglomerado intersecta o plano do disco. Os aglomerados Palomar 5 e NGC 2298 são exemplos de aglomerados que possuem ´orbitas desse tipo. Palomar 5 possui extensas caudas de maré oriundas da evaporação de estrelas, porém NGC 2298 não possui nenhuma detecção conclusiva.

Realizamos um estudo observacional sobre a cinemática e o histórico de formação estelar das galáxias do par AM2058-381. Os dados utilizados consistem de espectros de fenda longa obtidos com Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) anexado ao telescópio Gemini Sul e cobrem um intervalo espectral de 3300 a 6930 À. Foram extraídos e analisados 69 espectros unidimensionais. A região observada em cada espectro representa uma área de 918 x 785 pc2 para AM2058A e 930 x 795 pc2 para AM2058B. Construímos as curvas de rotação para as galáxias do par através das linhas de emissão mais brilhantes do espectro. A velocidade sistêmica encontrada para AM2058A foi v8=12178 km s-1 e para AM2058B foi v8=12316 km s-1. adotando Ho=75 km s-1Mpc-1, encontramos que a galáxia principal está a uma distância de 162 Mpc e a companheira de 164 Mpc. Determinamos que a galáxia principal está inclinada a um ângulo i=68° e estimamos sua velocidade circular máxima em vc=314 km s-1 através do ajuste de mínimo quadrados não-linear para curva de rotação, assumindo que o gás se move sob um potencial gravitacional logarítmico. Para a galáxia companheira não foi possível realizar o ajuste, pois o campo de velocidades é muito complexo. A velocidade circular máxima desprojetada nos permitiu obter a massa dinâmica para a galáxia AM2058A em MA(r) = 2.1 x 1011M0. A massa da galáxia companheira foi estimada em MB(r)= 4.6x 1010 Mo através de parâmetros fotométricos. A razão entre as massas de LM'l-Aa = 0.21 confirma que o par é uma fusão menor (minor merger). Realizamos um estudo da população estelar para as diferentes orientações da fenda de ambas galáxias. Encontramos que a região central da galáxia principal AM2058A, por onde passam as fendas nas posições P.\ 12' (, PA=350°, é dominada pela população estelar velha com metalicidade solar e subsolar. A síntese de população estelar do disco e braços espirais da galáxia principal apresenta diferentes distribuições de idades pesadas em luz. Na direção do PA=42°, a contribuição dominante é de idade intermediária com a metalicidade maior que solar. Já a população dominante na direção do PA=350° é jovem com metalicidade subsolar. Considerando que PA=350° passa pelo centro das duas galáxias, o excesso de formação estelar recente, observado nesta direção, poderia ser o resultado da passagem da galáxia companheira através da galáxia principal. Além disso, observamos que a população estelar da galáxia companheira também apresenta metalicidade subsolar. A população estelar encontrada através da síntese para as três regiões H11 estudadas neste trabalho tem idade de 5 Manos e metalicidade subsolar. É importante salientar que estas regiões apresentam uma cinemática diferenciada em relação ao disco da galáxia, como se infere das curvas de rotação. A região Hii n° 4 mostra que o último evento de formação estelar da galáxia principal ocorreu há 1 Manos. / We carried out an observational study of the kinematics and star formation history of the galaxy pair AM2058-381. The data used consist of long slit spectra obtained with the Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) attached to the Gemini South Telescope, covering the spectral range from 3300 to 6930 À. 69 onedimensional spectra were extracted and analyzed. The observed region in each spectrum represents an area of 918 x 785 pc2 for AM2058A and 930 x 795 pc2 for AM2058B. We construct the rotation curve for the galaxies using the brightest emission lines in the spectra. The systemic velocity for the galaxies was found to be 14=12178 km s-1 and v3=12316 km s-1 for the main and secondary components. Adopting H0=75 km s-1Mpc-1, we determind that the main galaxy is distant 162 Mpc and the companion 164 Mpc. The inclination of the main galaxy was estimated as i=68°. Assuming that the gas of the main component moves under a logarithmic gravitational potential, the maximum circular velocity was found to be vc=314 km s-1. The deprojected maximum circular velocity provides the dynamical mass for the galaxy AM2058A as MA(r) = 2.1 x 1011M0. The mass of the companion galaxy was estimated from photometric parameters as MB(r)= 4.6 x101° Mo . The mass ratio= 0.21 confirms that the pair is a minor merger. We perfor- ,A med a stellar population study for the different slit orientations in both galaxies. We found that the central region of the main galaxy AM2058A is dominated by an old stellar population with metallicity <Zo. The stellar population synthesis of the disk and spiral arms of the main galaxy shows different age distributions. At the direction PA=42°, the dominant contribution comes from the.intermediate age with metallicity >Zo. The dominant population in the direction PA=350° is young with subsolar metallicity. Since PA=350° passes through the center of both galaxies, the excess of recent star formation observed in this direction may be due to the passage of the companion galaxy through the main galaxy. In addition, the main galaxy (along PA=350°) and the secondary show subsolar metallicity. The stellar population found by the synthesis for all three Hii regions studied in this work is 5 Myear old with subsolar metallicity. It is important to note that these regions show a different kinematics with respect to the galactic disk kinematics, as inferred from rotation curves. The Hii region n° 4 shows that the last event of star formation in the main galaxy occurred about 1 Myears ago.