Apresentamos mapas bidimensionais (2D) para os fluxos e razões de linhas de emissão, cinemática do gás e das estrelas na região central (≈ 100 − 300 pc de raio em torno do núcleo) das galáxias Seyfert ESO428-G14, NGC7582, NGC4051 e NGC4258 a partir de dados espectroscópicos obtidos com a Unidade de Campo Integral (IFU) do instrumento GNIRS (Gemini Near-Infrared Spectrograph) e com o instrumento NIFS (Near-infrared Integral Field Spectrograph) instaladas nos telescópios Gemini. Obtivemos medidas da cinemática estelar a partir de ajustes das bandas de absorção do CO em λ ≈ 2, 3 μm por templates estelares e mapas para as distribuições e cinemática do gás a partir de ajustes de curvas gaussianas aos perfis das linhas de emissão. A alta resolução espectral dos dados ainda nos permitiu obter a “tomografia” do gás a partir de cortes ao longo dos perfis das linhas, fornecendo um mapeamento “tridimensional”. Os campos de velocidades das estrelas são dominados por rotação no disco da galáxia. Modelamos estes campos através de rotação num potencial de Plummer. O campo de velocidades de NGC4051 é bem representado pelo modelo e apresenta um potencial gravitacional bastante concentrado, atribu´ıdo ao bojo. NGC7582 apresenta algumas distorções no campo de velocidades que não são bem representadas pelo modelo, as quais podem ser atribuídas a uma barra nuclear presente nesta galáxia. Para NGC4258 tivemos que incluir, além do potencial do bojo, uma componente para o potencial gravitacional do buraco negro supermassivo, uma vez que seu raio de influência está resolvido, o que é confirmado pelo aumento do valor da dispersão de velocidades estelar (σ*) dentro de 11 pc do núcleo. Os mapas de σ* em NGC4051 e NGC7582 apresentam regiões de baixos valores imersas num bojo de maiores valores. Estes baixos valores de σ* foram atribuídos a estrelas jovens, formadas a partir de um gás frio recentemente acretado à região nuclear, as quais ainda preservam a cinemática do gás que as formou. Os campos de velocidades do gás apresentam componentes que diferem de rotação pura. Em ESO428-G14 e NGC7582 estas componentes são observadas como outflows do núcleo. Para ESO428-G14 os outflows são devido á interação entre o jato rádio e o meio interestelar (ISM) circundante. Já em NGC7582 os outflows são atribuídos a ventos do disco de acreção. Em NGC4051 observamos inflows em direção ao núcleo ao longo de braços espirais nucleares. Em geral, observamos também que o gás emissor de H2 apresenta cinemática diferente da observada para o gás ionizado – enquanto que o H2 está mais restrito ao plano das galáxias, onde componentes de rotação são importantes, o gás de maior ionização estende-se a altas latitudes galáticas, onde são mais importantes os movimentos de outflows. A partir das distribuições de fluxos e razões de linhas concluímos que a emissão de H2 observada em NGC4051 é principalmente devida a excitação por raios X oriundos do núcleo, enquanto que em ESO428-G14 o mecanismo de excitação dominante é a interação do jato rádio com o ISM. A emissão do [Fe ii] em ESO428-G14 também é produzida por choques devido ao jato rádio. Determinamos massas de H2 quente que variam de 72 a 2700 M e de Hii entre 1,4×105 e 3,9×106M, as quais são comparáveis a valores publicados na literatura. Estimamos também as taxas de outflow e de inflow para NGC7582 e NGC4051, respectivamente. Obtivemos uma taxa de outflow de MHII ≈ 6, 3 × 10−2M ano−1 para o hidrogênio ionizado e de MH2 ≈ 8, 3 × 10−5M ano−1 para o H2 quente. Para NGC4051 obtivemos uma taxa de inflow de ˙MH2 ≈ 8 × 10−5M ano−1 para o H2 quente, a qual é aproximadamente 100 vezes menor do que o valor necessário para produzir a emissão observada. Concluímos que a taxa de inflow total de gás molecular deve ser muito maior, considerando que estamos amostrando apenas uma pequena parcela do gás molecular presente na região nuclear das galáxias ativas – o gás molecular quente. A principal inovação do presente trabalho é a riqueza de detalhes com que foi mapeada a distribuição e cinemática do gás, bem como a cinemática das estrelas na região central de galáxias Seyfert, com resoluções espaciais sem precedentes na literatura. Tal resolução espacial, combinada com a alta resolução espectral, permitiram uma comparação detalhada entre os mapas de emissão em rádio com os mapas de fluxo, razão de fluxos e principalmente da cinemática “tridimensional”. Através deste trabalho foi possível, pela primeira vez em comprimentos de onda infravermelho, mapear um inflow de gás molecular em uma galáxia ativa dentro dos 300 pc. Contribuímos também para o primeiro mapeamento de inflows no ótico nestas mesmas escalas. / We present two-dimensional (2D) maps for emission line fluxes and ratios, gaseous kinematics and stellar kinematics for the central regions of the Seyfert galaxies ESO428-G14, NGC7582, NGC4051 and NGC4258 using spectroscopic data obtained with the Gemini Near-Infrared Spectrograph (GNIRS) Integral Field Unit (IFU) and with the Near-infrared Integral Field Spectrograph (NIFS) at the Gemini telescopes. We have obtained measurements for the stellar kinematics by fitting the CO absorption bandheads around ≈ 2, 3 μm by stellar templates and have obtained maps for the gaseous distribution and kinematics from the fit of gaussian curves to the emission-line profiles. The high spectral resolution of the data allowed us to obtain a gaseous “tomography” by performing cuts in velocity bins along the emission line profiles, which provide a “tri-dimensional” map of the gas emission. The stellar velocity fields are dominated by rotation in the galactic disk. We have modelled these velocities by circular orbits in a Plummer potential. The velocity field of NGC4051 is well reproduced by the model and presents a highly concentrated gravitational potential, atributed to a compact stellar bulge. NGC7582 presents some distortions in its velocity field, which are not reproduced by the model and are atributed to a nuclear bar observed in this galaxy. For NGC4258 we needed to include, besides the bulge potential, the supermassive black hole potential, since its sphere of influence is resolved in our observations, what is confirmed by the increase in the stellar velocity dispersions (σ*) within 11 pc from the nucleus. The σ* maps for NGC4051 and NGC7582 present regions of low values immersed in a background of higher values. These low ∗ values were atributed to young stars, formed from cold gas recently accreted to the nuclear region, which still preserve the kinematics of the gas from which they have formed. The gaseous velocity fields present components that differ from pure rotation. For ESO428-G14 and NGC7582 these components are outflows from the nucleus. The outflows for ESO428-G14 are due to the interaction of the radio jet with the circumnuclear interstellar medium (ISM) and for NGC7582 the outflows are atributed to winds from the accretion disk. For NGC4051 we observe inflows towards the nucleus along nuclear spiral arms. We also observe that in general, the H2 emitting gas presents a distinct kinematics from that of the ionized gas – while the H2 is restricted to the galactic plane, where rotation is important, the higher ionization gas extends to high galactic latitudes, where the outflows are more important. From the flux distributions and line ratios we conclude that the H2 emission in NGC4051 is dominated by X rays heating, while for ESO428-G14 the main excitation mechanism is shocks due to the radio jet. The [Fe ii] emission observed in ESO428- G14 is also dominated by excitation by the radio jet. We have obtained masses for the hot H2 gas varying from 72 to 2700 M⊙ and for the ionized gas (Hii) varying from 1.4×105 to 3.9×106M⊙, which are in agreement with previously published values for active galaxies. We also derive thegas outflow and inflow rates for NGC7582 and NGC4051, respectively. For NGC7582 we obtained an outflow rate of MHII ≈ 6, 3 × 10−2M yr−1 for the ionized hydrogen and of MH2 ≈ 8, 3×10−5M yr−1 for the hot H2. For NGC4051 the hot H2 inflow rate is MH2 ≈ 8 × 10−5M yr−1, which is approximately 100 times smaller than the value necessary to produce the observed emission. We conclude that the total inflow rate of molecular gas must be much higher, as we are sampling only a small part of the molecular gas present in the nuclear region of the active galaxies – the hot emitting gas.

Apresentamos mapas bidimensionais (2D) para a cinemática do gás na região central (algumas centenas de parsecs) das galáxias ativas NGC 1566, M81, NGC 3982 e NGC 4450, e para a cinemática estelar para a galáxia' M81. As observações foram feitas com a Unidade de Campo Integral (IFU) do GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph) nos telescópios Gemini. Obtivemos campos de velocidades e mapas de dispersão de velocidades pelo ajuste das linhas de emissão do gás Hα, [NII]λ6584 e [SIl] λλ6717,31. Nosso objetivo foi procurar a assinatura de movimentos de queda do gás em direção ao núcleo da galáxia para alimentar o buraco negro central. Para a galáxia NGC 1566, foi possível ajustar um modelo de rotação para o gás no plano da galáxia. o que possibilitou a construção de um mapa de resíduos através da subtração do campo de velocidades modelado do campo de velocidades do gás. Nós comparamos estes mapas de resíduos e dispersão de velocidades com mapas de estrutura, construídos a partir de observações com o telescópio espacial Hubble, em busca de uma relação entre os filamentos de poeira vistos nos mapas de estrutura e fluxos de gás, no intuito de testar a hipótese de que espirais nucleares são canais pelos quais a matéria é levada de escalas galácticas até a região nuclear para alimentar o buraco negro central. Para a galáxia M81, foi possível obter o campo de velocidades estelar, que foi subtraído do campo de velocidades do gás para isolar movimentos não circulares. Para as demais galáxias, o campo de velocidades e o mapa de dispersão de velocidades foram comparados diretamente ao mapa de estrutura, uma vez que não foi possível ajustar um modelo de rotação no plano. Todas as galáxias mostram associação entre movimentos não circulares e aumentos de dispersão de velocidades com filamentos escuros observados nos mapas de estrutura. Além disso, estimamos a taxa de acreção necessária para reproduzir a luminosidade do núcleo e, também, a massa do buraco negro central para todas as galáxias da amostra e, no caso de NGC 1566 e M81, estimamos também a taxa de infiow de gás em regiões onde encontramos fluxos de gás em direção ao núcleo e comparamos esta taxa com a taxa de acreção.

Há evidências contundentes de que u ma parcela significativa das galáxias no universo presente hospedam buracos negros supermassivos que acretam gás a baixas taxas. Tal acreção origina os núcleos ativos de baixa luminosidade (LLAGNs), que constituem a população dominante de AGNs nas galáxias próximas. O objetivo deste trabalho é elucidar a natureza da fonte central dos LLAGNs, comparando diversos vínculos observacionais com as previsões de modelos para o processo de acreção. Para este fim, adotamos o modelo de escoamento acretivo favorecido para buracos negros "subalimentados", o ADAF (advectiondominated accretion fiow), que possui baixa eficiência radiativa ao contrário do disco de acreção fino que ocorre nos quasares distantes. Analisamos dois modelos físicos para a produção dos jatos nos ADAFs, nos quais a potência dos jatos depende do spin do buraco negro - o modelo de Blandford-Znajek e o modelo híbrido proposto por Meier - incorporando efeitos de relatividade geral. A nossa análise indica que a potência do jato é uma fração significativa da energia de repouso associada à massa acretada, quando o spin do buraço negro é alto. Aplicamos tais modelos a galáxias elípticas gigantes que hospedam LLAGNs e obtemos que os modelos explicam a natureza da correlação observada entre a taxa de acreção de Bondi e a potência do jato. Nossos resultados indicam que os buracos negros centrais nas galáxias elípticas próximas devem estar rotando rapidamente (a/M > 0.9). Nós modelamos as distribuições espectrais de energia (SEDs) de um conjunto de 17 LINERs (low ionization emission-line region). A partir da nossa modelagem, concluímos que a natureza das fontes centrais dos LINERs pode ser interpretada com sucesso no contexto do modelo ADAF, com a contribuição da emissão de um jato relativístico. Nossos resultados indicam que os LLAGNs produzem jatos intensos, nos quais. a potência cinética é maior que a luminosidade bolométrica. O seguinte cenário físico é favorecido para a origem da emissão nuclear dos LINERs. A emissão rádio (λ>1 mm) origina-se da radiação síncrotron do jato; no intervalo 1 mm - 100 µm, a emissão é dominada pela radiação síncrotron do ADAF; no intervalo 10µm - 1 µm,a radiação provém da emissão térmica do disco fino truncado. Dada a incerteza atual no conhecimento sobre a física dos plasmas nos ADAFs e jatos, diferentes cenários físicos são possíveis para explicar a origem da emissão raios X em LLAGNs: o ADAF, o jato ou uma combinação de ambos. Apresentamos também uma nova implementação do feedback devido aos jatos dos AGNs em simulações da formação de galáxias. Consideramos dois regimes de acreção dependendo da taxa de acreção: disco fino padrão e ADAF; apenas os ADAFs são responsáveis pela produção de jatos intensos. A nossa metodologia para o feedback foi implementada para simular a coevolução entre o buraco negro central e a sua galáxia hospedeira. Obtemos que para z > 1 o AGN é relativamente brilhante (acreção via disco fino) em relação à galáxia e produz jatos fracos. Para z < 1, a falta de gás para alimentar o buraco negro central faz com que o AGN torne-se praticamente "invisível" (acreção via ADAF) e a galáxia torna-se urna galáxia disco hospedando um LLAGN. Neste estágio, a produção de jatos intensos suprime parte da formação estelar na galáxia e regula a acreção de gás ao centro, criando ciclos de atividade do buraco negro central, onde há períodos em que a galáxia é inativa como a Via Láctea. As propriedades da galáxia simulada e da sua atividade nuclear estão em amplo acordo com as propriedades inferidas de observações. / There is compellíng evidence that a significant fraction of the present-day galaxies host supermassive black holes, which are accretíng gas at low rates. The accretion onto these black holes originates the low-Iuminosity active galactic nudei (LLAGNs), which constitute the dominant population of AGNs in nearby galaxies. Our goal in this thesis is to explain the nature of the central engines of LLAGNs, by comparing models for the black hole accretion with different observations. To trus end, we adopt the accretion model favored for "underfed" black holes, the advection-dominated accretion flow (ADAF), which has a low radiative efficíency unlike the standard thin accretion disks that explain distant quasars. We investigate two physical models for the jet production from ADAFs, in which the jet power is a function of the black hole spin - the dassical Blandford-Znajek model and a hybrid model developed by Meier - accoímting for relativistic effects. Our analysis indicates that when the black hole spin is high, the jet power is a significant fraction of the energy associated with the rest mass of material accreting onto the black hole. We apply these models to giant ellíptical galaxies hosting LLAGNs, and obtain that the models can explain the observed correlation between the Bondi accretion rates and the jet powers. Our results indicate that the central black holes in ellíptical galaxies are rapidly spinning (a/M > 0.9). We model the spectral energy distributions (SEDs) of a sample of 17 LINERs (low ionization emission-line regions). Our modeling shows that the observed SEDs are explained by ADAFs assocíated with relativistic jets, and that LLAGNs produce powerful jets for which the kinetic power exceeds the bolometric luminosity. The following physical scenario is favored to explain the nature of the nuclear emission of LINERs. The radio emission (λ>1 mm) is originated in the jet synchrotron radiation; in the wavelenght range 1 mm - 100 µm,the emission is dominated by the ADAF synchrotron radiation; over the range 10 µm- 1 µm,the main source of light is the thermal emission of the truncated thin disk. Given the uncertainties currently affecting our knowledge of the plasma physics of ADAFs and jets, different scenarios are possible to explain the origin of X-rays in LLAGNs: the ADAF, the jet or a combination of both. Finally, we present a new implementation of feedback due to black holes in simulations of galaxy formation. The novelty of our approach is that v/e consider two distinct accretion modes depending on the black hole accretion rate: thin accretion disks and ADAFs, the latter mode being able to produce powerful jets, which are a source of feedback. This prescription for the AGN feedback was incorporated in a cosmological simulation to investigate the interplay between galaxies and their central black holes during the formation of a disc galaxy. We find that for z > 1 the AGN is relatively bright (thin disk regime) compared to the galaxy and produces weak jets. For z < 1 the accretion rate onto the central black hole drops, the AGN is almost invisible (ADAF regime) and the galaxy becomes a disc galaxy hosting a LLAGN. At this point, the AGN feedback becomes efficient and suppresses star forination, regulating the mass accretion onto the black hole. As a result, the LLAGN has an "on-off" cycle of activity, in which the "off" phase corresponds to an inactive galaxy as our Milky Way. Several properties of the simulated galaxy and its nuclear activity are in broad agreement with observations.

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.

Orientador: George Emanuel Avraam Matsas / Resumo: A teoria quântica de campos em espaços-tempos curvos é o arcabouço teórico mais sólidoque temos para estudar a interação entre gravitação e mecânica quântica na ausência deuma teoria completa de gravitação quântica. Neste contexto, um problema que atraiu muitaatenção dos físicos teóricos nas últimas décadas é o chamado "paradoxo da perda de informação em buracos negros", onde a evolução de um estado quântico puro inicial para um estado quântico misto final caracterizaria uma violação das leis da mecânica quântica. Nesta dissertação nós argumentamos que a perda de informação em si não viola as leis da mecânica quântica e é consequência direta da teoria semi-clássica utilizada. Finalmente, argumentamos que a questão da recuperação da informação deve ser tratada utilizando-se uma teoria de gravitação quântica ainda desconhecida. / Abstract: The quantum theory of fields in curved space-times is the most solid framework for studying the interplay between gravity and quantum mechanics in the absence of a complete theory of quantum gravity. In this scenario, one problem that has drawn much attention from the theoretical physics community in the last decades is the so-called "black hole information loss paradox", where the evolution from an initial pure quantum state to a final mixed quantum state would constitute a violation of the laws of quantum mechanics. In this dissertation we argue that information loss does not violate quantum mechanics, being simply a consequence of the semi-classical framework adopted and that the question of information recovery needs to be addressed by a yet unknown theory of quantum gravity. / Mestre

Orientador: George Emanuel Avraam Matsas / Banca: Vicente Pleitez / Banca: Júlio César Fabris / Banca: Valdir Barbosa Bezerra / Banca: Marcelo Moraes Guzzo / Resumo: Investigamos a possibilidade de decaimento de prótons em movimento geodésico circular ao redor de objetos compactos sem carga. As taxas para o processo fraco e forte e as respectivas potências irradiadas são calculadas a partir de um formalismo semi-clássico. Nossos resultados são discutidos com respeito aos obtidos na literatura onde se consideram prótons acelerados em campos eletromagnéticos. Testes de consistência são apresentados ao longo desta tese / Abstract: We investigate the possible decay of protons in geodesic circular motion around neutral compact objects. Weak and strong decay rates and the associated emitted powers are calculated using a semi-classical approach. Our results are discussed with respect to distinct ones in the literature, which consider the decay of accelerated protons in electromagnetic fields. A number of consistency checks are presented along this thesis / Doutor

A galáxia espiral barrada NGC 1097 possui um núcleo ativo do tipo LINER (do inglês, Low-lonization Nuclear Emission Line Region) de baixa luminosidade, o qual em 1991, através de observações espectroscópicas, foi descoberto como o primeiro LINER emissor de linhas da série de Balmer largas (FWHM -10.000 km s-1) com duplo-pico. Após a sua descoberta, o perfil de duplo-pico foi monitorado pelos 11 anos seguintes e a sua variabilidade foi atribuída à emissão de gás de um disco em rotação Kepleriana não axialmente simétrico. Durante o monitoramento, a presença d perfil ficou gradativamente menos evidente, quase desaparecendo nas observações de 2001. Em 2006 Nemmen et al. modelou a distribuição espectral de energia deste núcleo ativo como devido à emissão por um "toróide de íons" que estaria localizado na parte interna do disco, num regime de acreção radiativamente ineficiente (RIAF), que seria a fonte responsável pela ionização da parte mais externa do disco (que emite a linha de duplopico). Neste trabalho apresentamos onze novas observações espectroscópicas do núcleo da galáxia NGC 1097 obtidas com o Telescópio Gemini Sul, entre Março de 2010 e Março de 2011. A partir destas observações constatamos que a emissão da linha em duplo-pico não desapareceu; pelo contrário, tornou-se mais intensa em Dezembro de 2010 do que nas observações anteriores, e sua variabilidade está novamente presente. Utilizamos dois modelos de discos de acreção para modelar a variabilidade no perfil observado. Ambos os modelos consistem de gás em rotação em um disco Kepleriano, cuja porção emissora de linhas é delimitada por um raio interno e um externo. Além disso, possui uma emissividade axialmente assimétrica sob a forma de um braço espiral. Através dos modelos vinculamos um período de rotação para o braço espiral entre 17 e 18 meses. A observação dos perfis revelou duas escalas de tempo de variação: (1) a primeira, de 7 dias, que interpretamos como a escala de tempo de viagem dos fótons emitidos pela fonte ionizante central até o disco de acreção. (2) a segunda, de 5 - 6 meses, é atribuída à escala de tempo de rotação do braço espiral no disco. Este trabalho reforça as evidêncidas obtidas em trabalhos anteriores de que as linhas de emissão de duplo-pico da série de Balmer observadas em NGC 1097, e possivelmente também em outros LINERs, são provenientes de gás em rotação num disco de acreção ionizado por um RIAF central. / The spiral barred galaxy NGC 1097 has a low luminous active galactic nucleus classified as LINER, which in 1991, through spectroscopic observations, was found to be the first LINER emitting broad double-peaked Balmer lines (FWHM - 10,000 km s-1). After the discovery, the double-peaked profile was monitored for the following 11 years, and its variability was attributed to the rotation of gas in a non-axisymmetric Keplerian disk. During the monitoring, the presence of the profile became gradually less evident, nearly disappearing from the spectra in 2001. In 2006, Nemmenl et al. modelled the spectral energy distribution for this active nucleus as due the emission from an "ion torus" located in the inner parts of the disk, in a radiatively inefficient accretion flow regime (RIAF), which would be the ionizing source of the gas in the disk. In this work we present eleven new spectroscopic observations of the nucleus of the galaxy NGC 1097 obtained with the Gemini South Telescope, from March 2010 to March 2011. From our observations we found that the profile did not disappear; on the contrary, in December 2010, it became even stronger than in previous observations, and its variability is present again. We used two accretion disk models to fit theoretical profiles to our data. Both models consist of gas rotating in a Keplerian disk, in which the line emitting portion is bound by an inner and an outer radius, having a non-axisymmetric emissivity in the form of a spiral arm. From our modelling we constrained a rotation period for the spiral arm between 17 and 18 months. The observations of the profiles displayed variation on two time scales: (1) the first, of 7 days, was interpreted as the Iight travel time between the central ionizing source and the accretion disk. (2) the second, from 5 to 6 months, was attributed to the rotation time scale of the spiral arm. This work supports the evidence from previous works that broad double-peaked Balmer emission lines in NGC 1097 and possibly in other LINERs originate from an accretion disk ionized by a central RIAF.

A finalidade deste trabalho é estabelecer as conexões entre física de buracos negros e termodinâmica, atentando para eventuais semelhanças e diferenças entre ramos aparentemente bem diversos da física moderna. Tais conexões foram inicialmente buscadas e estabelecidas na década de 1970, graças ao trabalho de S. Hawking e Jacob D. Bekenstein, entre outros, e sucessivamente aprofundadas nos anos subseqüentes, notadamente na última década. O mérito maior do primeiro foi estabelecer a emissão de radiação com espectro térmico por buracos negros em geral, mesmo aqueles desprovidos de rotação e carga (buracos negros de Schwarzschild). O segundo encarregou-se de correlacionar leis termodinâmicas clássicas com processos envolvendo buracos negros. Neste trabalho, procuramos inicialmente estudar os buracos negros de Schwarzschild e Kerr-Newman no tocante às suas propriedades gerais, bem como o problema do movimento de partículas nos espaços-tempos em questão, para discutir-se brevemente o problema de extração de energia de buracos negros, como apontado por Penrose e outros. Estabelecidas as propriedades gerais, pode-se enfim derivar a Termodinâmica destes buracos, correlacionando-se entropia e área, e obter expressões para a temperatura de corpo negro dos mesmos - em perfeita consonância com a derivação de Hawking, não abordada aqui, feita através da Teoria Quântica de Campos. Com a temperatura, pode-se estudar as capacidades térmicas, reveladores de propriedades típicas de buracos negros não compartilhadas por sistemas clássicos. A reboque destas, entra a discussão sobre a estabilidade termodinâmica de buracos negros em ensembles canônicos e microcanônicos, através do método das séries lineares, de Poincaré, fechando o presente trabalho. Assim, os capítulos 1 e 2 tratam das soluções de Schwarzschild e Kerr-Newman, respectivamente, abordando-lhes as propriedades gerais e o problema do movimento de partículas, materiais ou não, nessas geometrias. O capítulo 3 estabelece as pontes entre Termodinâmica e buracos negros, sendo crucial para o restante do trabalho. No capítulo 4 estudamos temperaturas e capacidades térmicas de diversos buracos negros, e finalmente no capítulo 5 vem o problema da estabilidade termodinâmica dos buracos negros. / In the present work, we have established the connections between black-hole physics and thermodynamics, searching for similarities and differences between these two branches of physicxs, which might look quite far apart. Such links were first sought for and established during the 1970s, thanks to the pioneering work of S. Hawking and Jacob D. Bekenstein, among others, and continuously developed in the following years, notably in the last decade. Hawking's major achievement was the prediction, from arguments based on Quantum Field Theory, that black holes radiate with a thermal spectrum, even the uncharged and nonrotating ones (the Schwarzschild black holes). Bekenstein's biggest merit was to find the link between classical thermodynamical laws and processes involving black holes. In this work, we started with Schwarzschild and Kerr-Newman black holes, working out their general properties, as well as the problem of particle motion in such spacetimes, so that we could briefly discuss the issue of energy extraction from black holes, as established by Penrose and others. Once the general features of these black holes were known, it was possible to derive the black-hole thermodynamics, due to a simple relation between black-hole entropy and area. Expressions for the black-hole temperature were then easily obtained, in perfect agreement with Hawking's own derivation, not considered here. With temperatures at hand, heat capacities could be thoroughly examined, showing intrinsic properties of black holes, not shared by classical systems. The question of thermodynamic stability of black holes arose naturally from heat capacity analysis, and we have analysed black holes in both the microcanonical and canonical ensembles, in the light of Poincaré's linear series method, completing the current work. Chapters 1 and 2 deal with the Schwarzschild and Kerr-Newman solutions, respectively, deriving their general features and working out particle motion in these geometries. Chapter 3 establishes the links between black-hole physics and thermodynamics, being of crucial importance for the subsequent chapters. Chapter 4 provides an extensive study of black-hole temperatures and heat capacities, paving the way for the last chapter, Chapter 5, concerning to thermodynamic stability of black holes.

Estudos de perturbações em sistemas gravitacionais no âmbito da Relatividade Geral vêm sofrendo grandes desenvolvimentos nos últimos anos, especialmente em face da evolução dos modernos detectores de ondas gravitacionais. Abordamos neste trabalho as perturbações de diferentes cenários. Principiamos com a métrica de Vaidya, utilizada para descrever espaços-tempos esfericamente simétricos e dependentes do tempo. Nossas simulações mostraram que as freqüências dos modos quasi-normais (MQN\'s) apresentam um novo efeito inercial para variações rápidas da função de massa, retornando depois ao comportamento adiabático. Em seguida, apresentamos um modelo para a evaporação de mini buracos negros por radiação de Hawking inspirado no cenário de criação destes objetos em aceleradores de partículas, previsto pelas novas teorias com dimensões extras. Nosso modelo, baseado na métrica de Vaidya n-dimensional, tornou possível a análise de MQN\'s resultando na possibilidade de se obter os parâmetros relevantes do buraco negro, como a sua massa inicial e o número de dimensões extras, a partir de medições experimentais. Finalmente, realizamos um estudo sobre uma nova solução denominada gravastar, proposta como um modelo alternativo para o estágio final de estrelas com grande massa. Obtivemos limites para os parâmetros da solução e verificamos a sua estabilidade frente a perturbações axiais, concluindo positivamente a respeito da possibilidade de se distinguir entre buracos negros e gravastares com base no seu espectro de MQN\'s. / Perturbative studies of gravitational systems in General Relativity have gone through big developments in the last years, especially due to the evolution of the modern gravitational wave detectors. We consider in this work different perturbations in different scenarios. Firstly we consider the Vaidya metric, mainly used to describe time-dependent spherically symmetric spacetimes. Our simulations show that the frequencies of the quasinormal modes (QNM\'s) present a new inertial effect for rapidly varying mass functions, returning afterwards to the adiabatic behavior. Next we present a model for evaporating mini black holes in particle accelerators, in the context of the new gravity models with extra dimensions. With our model, based on the n-dimensional Vaidya metric, we are able to perform a QNM analysis which results in the possibility of obtaining the parameters of the black hole, such as its initial mass and the number of extra dimensions, from the experimental measurements. Finally, we present a study of a new solution, the gravastar, proposed as an alternative model for the end state of massive stars. We obtain bounds for the parameters of the solution and verify its stability against axial perturbations. Our results indicate that the gravastar\'s QNM spectrum can indeed be used to distinguish a black hole from a gravastar.

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.