O paradigma atual para as galáxias de núcleo ativo sustenta que a emissão nuclear provém da acresçam de matéria a um buraco negro super massivo (SMBH), envolto em uma distribuição toroidal de nuvens de alta profundidade ótica. É crescente a percepção de que a evolução do SMBH deve estar ligada a evolução da galáxia que o hospeda, porém os mecanismos que geram as correlações que vemos hoje entre propriedades do bojo galático e o SMBH ainda não são completamente compreendidos. A formação estelar circum-nuclear é um dos fenômenos que poderia constituir o elo de ligação para a coevolução entre galáxia e SMBH. Começamos este trabalho discutindo as propriedades do toroide de poeira, conhecíveis através de seu espectro na região do infravermelho médio. Demonstramos, através do ajuste dos modelos de transmissão radiativa clumpy, que os toróides das galáxias Sy2 Compton-thick NGC 1386 e Mrk 3 são intrinsecamente diferentes do toroide da Sy1 NGC 7213. Com base nos mesmos modelos calculamos densidades de coluna para NGC 1386 e Mrk 3, e encontramos valores de NH = 2:0+1:2 1:6 _1024 cm2, e NH = 9:5+4:9 7:1_1023 respectivamente. Ambos resultados são compatíveis com a classificação Compton-thick baseada em raios-X. A formação estelar em regiões selecionadas de NGC 1386 e NGC 7213 é estimada a partir da luminosidade em 8 m e na linha de [Neii] em 12.8 m. Verificamos que estes indicadores são correlacionados, mas apresentam um fator 10 entre as estimativas de taxa de formação estelar (SFR). Através de fotometria de alta resolução angular e espectros do telescópio Spitzer, demonstramos que pode existir uma correlação entre a SFR circum-nuclear e a taxa de acresção do buraco negro (BHAR), para AGNs com Lbol > 1042 ergs1, em uma amostra de 16 galáxias ativas. Estimamos a SFR com base na emissão em 11.3 _m de PAH, e a BHAR a partir da luminosidade em raios-X e uma transformação para luminosidade bolométrica. A maioria das galáxias que se encaixa nesta correlação apresenta SFR entre 10 e 100 vezes maior do que a BHAR. O gás ionizado, na galáxia principal do par em interação AM2306-721, _e estudado através de espectroscopia de campo integral com o instrumento GMOS. Demonstramos que o eixo de rotação da região nuclear está desalinhado cerca de 20_ com relação a rotação do disco galático. Comparando os dois movimentos identificamos uma componente radial no movimento do gás ionizado, com velocidades de 50 km/s no sentido do núcleo. Na região de encontro entre o gás que ui na direção do núcleo com o gás que acompanha a rotação do disco, verificamos larguras equivalentes de Ha de até 32 A, compatíveis com a presença de populações estelares com idades 107 anos. / The current paradigm for galaxies with active nuclei holds that the nuclear emission is due to accretion to a super massive black hole (SMBH), enshrouded in a toroidal distribution of clouds of high optical depth. There is a growing consensus that the evolution of the SMBH is linked to the evolution of its host galaxy, although the mechanisms responsible for the correlations we see today are not entirely understood. The circumnuclear star formation is one possible link to the above mentioned co-evolution. We begin this thesis discussing the propreties of the dusty torus, known through their spectrum in the mid-infrared. We show, by tting of the clumpy radiative models, that the tori of the Sy2 Galaxies NGC 1386 and Mrk 3 are intrinsically distinct from the torus of NGC 7213. Using the same models we derive the column densities for the Sy2 galaxies, nding values of NH = 2:0+1:2 1:6 1024 cm2, e NH = 9:5+4:9 7:1 1023. Both results are compatible with the Compton-thick classi cation based on X-Rays. Star formation in selected regions of NGC 1386 and NGC 7213 is assessed based on the 8 m luminosity and the [Neii] line at 12.8 m. These indicators are correlated, although they di er by a factor of 10 in the star formation rate (SFR). Through the use of high angular resolution photometry and spectra from the Spitzer telescope, we show that there might be a correlation between the SFR and black hole accretion rate (BHAR), for AGNs with Lbol >1042 ergs1, in a sample of 16 active galaxies. We estimate the SFR based on the emission at the 11.3 m PAH band, and the BHAR from the X-Ray luminosity and a transformation to the bolometric luminosity. The majority of galaxies that t this correlation show SFR between 10 and 100 times larger than the BHAR. The ionised gas, in the main galaxy of the interacting pair AM2306-721, is studied via integral eld spectroscopy with the GMOS instrument. We show that the rotation axis of the nuclear region is misaligned by 20 with respect to the rotation of the galactic disk. Comparing both movements we nd a radial component in the ionised gas kinematics, with velocities up to 50 km/s towards the nucleus. In the region where in owing gas meets the gas following the galactic disk, we nd equivalent widths of the Ha line of up to 32 A, compatible stellar populations with ages smaller than 107 years.

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.

Tese (doutorado)—Universidade de Brasília, Instituto de Física, 2011. / Submitted by Jaqueline Ferreira de Souza (jaquefs.braz@gmail.com) on 2012-06-27T13:42:28Z No. of bitstreams: 1 2012_LeandroRibeiroAndradeBelo.pdf: 533910 bytes, checksum: bb1c61cf939d45b093b841d4a500e005 (MD5) / Approved for entry into archive by Jaqueline Ferreira de Souza(jaquefs.braz@gmail.com) on 2012-06-27T13:42:36Z (GMT) No. of bitstreams: 1 2012_LeandroRibeiroAndradeBelo.pdf: 533910 bytes, checksum: bb1c61cf939d45b093b841d4a500e005 (MD5) / Made available in DSpace on 2012-06-27T13:42:36Z (GMT). No. of bitstreams: 1 2012_LeandroRibeiroAndradeBelo.pdf: 533910 bytes, checksum: bb1c61cf939d45b093b841d4a500e005 (MD5) / Aplicando o procedimento de Dirac, para tratar sistemas dinâmicos vinculados, ao Equivalente Teleparalelo da Relatividade Geral (ETRG) investigamos, a partir dos vínculos de primeira classe, as transformações de calibre no campo fundamental: as componentes do campo de tetradas. As dificuldades envolvidas na obtenção de uma. formulação hamiltoniana através de uma simples transformada de Legendre foram evidenciadas. Ao fazer uma escolha apropriada, as transformações de calibre obtidas permitiram uma analogia direta com as transformações de calibre da teoria de Yang-Mills. Além disso, para o caso assintoticamente plano em que o índice de álgebra, é fixado, foi possível recuperar as transformações do Eletromagnetismo. Considerando ainda o limite assintoticamente plano, evidenciamos também a dependência do parâmetro de transformação de calibre nas variáveis de espaço-tempo. Obtivemos ainda, através das transformações de calibre de segundo gênero, as transformações mais fundamentais, a saber, as de primeiro gênero. Mostramos que, considerando a possibilidade de decompor as componentes do campo de tetradas como uma parte trivial, mais algum potencial, além dos usuais potenciais de translação e de Lorentz, há também a possibilidade de que o grupo de simetria, do espaço interno seja uma generalização do grupo de Poincaré. Além disso, para o caso em que a decomposição das componentes do campo de tetradas inclui apenas uma parte trivial somada a um potencial translacional, recuperamos o grupo de transição. Por fim, o trabalho permitiu corroborar recentes definições para os campos Gravitoeletromagnéticos; fazendo uso dessas definições investigamos seu comportamento sob a óptica, de diferentes observadores. ______________________________________________________________________________ ABSTRACT / Applying the Dirac procedure to treat constrained dynamical systems to the Teleparallel Equivalent of General Relativity (TEGR) we have investigated, from the first class constraints, the gauge transformations in the fundamental field: the tetrad field components. The difficulties involved in obtaining a Hamiltonian formulation by a simple Legendre transformation were found. By making an appropriate choice, the gauge transformations obtained enabled a direct analogy with the gauge transformations of the Yang-Mills theory. In addition, for the asymptotically flat case in which the algebra index is fixed, it was possible to recover the transformations of Electromagnet ism. Considering yet the asymptotically flat limit, we found the dependence of the gauge transformation parameter in the space-time variables. We have also obtained, through the second kind gauge transformations, the most fundamental transformations, namely those of the first kind. We show that, considering the possibility to decompose the components of the tetrad field as a trivial part, plus some potential- beyond the translational and Lorentz potentials, there is also the possibility that the symmetry group of the internal space be a generalization of Poincaré group. In addition, for the case where the decomposition of the tetrad field components includes only a trivial part plus a translational potential, we retrieve the translation group. Finally, the work allowed, in some sense, to corroborate recent Gravitoelectromagnetic field definitions; using these definitions we investigate its behavior from the perspective of different observers.

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.

O paradigma atual para as galáxias de núcleo ativo sustenta que a emissão nuclear provém da acresçam de matéria a um buraco negro super massivo (SMBH), envolto em uma distribuição toroidal de nuvens de alta profundidade ótica. É crescente a percepção de que a evolução do SMBH deve estar ligada a evolução da galáxia que o hospeda, porém os mecanismos que geram as correlações que vemos hoje entre propriedades do bojo galático e o SMBH ainda não são completamente compreendidos. A formação estelar circum-nuclear é um dos fenômenos que poderia constituir o elo de ligação para a coevolução entre galáxia e SMBH. Começamos este trabalho discutindo as propriedades do toroide de poeira, conhecíveis através de seu espectro na região do infravermelho médio. Demonstramos, através do ajuste dos modelos de transmissão radiativa clumpy, que os toróides das galáxias Sy2 Compton-thick NGC 1386 e Mrk 3 são intrinsecamente diferentes do toroide da Sy1 NGC 7213. Com base nos mesmos modelos calculamos densidades de coluna para NGC 1386 e Mrk 3, e encontramos valores de NH = 2:0+1:2 1:6 _1024 cm2, e NH = 9:5+4:9 7:1_1023 respectivamente. Ambos resultados são compatíveis com a classificação Compton-thick baseada em raios-X. A formação estelar em regiões selecionadas de NGC 1386 e NGC 7213 é estimada a partir da luminosidade em 8 m e na linha de [Neii] em 12.8 m. Verificamos que estes indicadores são correlacionados, mas apresentam um fator 10 entre as estimativas de taxa de formação estelar (SFR). Através de fotometria de alta resolução angular e espectros do telescópio Spitzer, demonstramos que pode existir uma correlação entre a SFR circum-nuclear e a taxa de acresção do buraco negro (BHAR), para AGNs com Lbol > 1042 ergs1, em uma amostra de 16 galáxias ativas. Estimamos a SFR com base na emissão em 11.3 _m de PAH, e a BHAR a partir da luminosidade em raios-X e uma transformação para luminosidade bolométrica. A maioria das galáxias que se encaixa nesta correlação apresenta SFR entre 10 e 100 vezes maior do que a BHAR. O gás ionizado, na galáxia principal do par em interação AM2306-721, _e estudado através de espectroscopia de campo integral com o instrumento GMOS. Demonstramos que o eixo de rotação da região nuclear está desalinhado cerca de 20_ com relação a rotação do disco galático. Comparando os dois movimentos identificamos uma componente radial no movimento do gás ionizado, com velocidades de 50 km/s no sentido do núcleo. Na região de encontro entre o gás que ui na direção do núcleo com o gás que acompanha a rotação do disco, verificamos larguras equivalentes de Ha de até 32 A, compatíveis com a presença de populações estelares com idades 107 anos. / The current paradigm for galaxies with active nuclei holds that the nuclear emission is due to accretion to a super massive black hole (SMBH), enshrouded in a toroidal distribution of clouds of high optical depth. There is a growing consensus that the evolution of the SMBH is linked to the evolution of its host galaxy, although the mechanisms responsible for the correlations we see today are not entirely understood. The circumnuclear star formation is one possible link to the above mentioned co-evolution. We begin this thesis discussing the propreties of the dusty torus, known through their spectrum in the mid-infrared. We show, by tting of the clumpy radiative models, that the tori of the Sy2 Galaxies NGC 1386 and Mrk 3 are intrinsically distinct from the torus of NGC 7213. Using the same models we derive the column densities for the Sy2 galaxies, nding values of NH = 2:0+1:2 1:6 1024 cm2, e NH = 9:5+4:9 7:1 1023. Both results are compatible with the Compton-thick classi cation based on X-Rays. Star formation in selected regions of NGC 1386 and NGC 7213 is assessed based on the 8 m luminosity and the [Neii] line at 12.8 m. These indicators are correlated, although they di er by a factor of 10 in the star formation rate (SFR). Through the use of high angular resolution photometry and spectra from the Spitzer telescope, we show that there might be a correlation between the SFR and black hole accretion rate (BHAR), for AGNs with Lbol >1042 ergs1, in a sample of 16 active galaxies. We estimate the SFR based on the emission at the 11.3 m PAH band, and the BHAR from the X-Ray luminosity and a transformation to the bolometric luminosity. The majority of galaxies that t this correlation show SFR between 10 and 100 times larger than the BHAR. The ionised gas, in the main galaxy of the interacting pair AM2306-721, is studied via integral eld spectroscopy with the GMOS instrument. We show that the rotation axis of the nuclear region is misaligned by 20 with respect to the rotation of the galactic disk. Comparing both movements we nd a radial component in the ionised gas kinematics, with velocities up to 50 km/s towards the nucleus. In the region where in owing gas meets the gas following the galactic disk, we nd equivalent widths of the Ha line of up to 32 A, compatible stellar populations with ages smaller than 107 years.

Apresentamos a investigação das características morfológicas, cinemáticas e dinâmicas das interações menores AM1219-430, AM2058-381 e AM1228-260. Estas características foram obtidas através de uma nova metodologia desenvolvida durante o trabalho de doutorado, para o estudo de sistemas em interação menor. As observações utilizadas são imagens nas bandas g¹ e r¹, e espectros com fenda longa no intervalo obtidos com o Gemini Multi-Object Spectrograph do Telescópio Gemini Sul. As magnitudes aparentes e absolutas das componentes A e B dos pares estudados foram calculadas. A razão de luminosidade entre as componentes do par AM1219-430 é de 1:3, de AM2058-381 é de 1:5, e de AM1228-260 é de 1:20. Detectamos e quantificamos diferentes tipos de estruturas de maré nos pares estudados. No par AM1219-430, foram encontrados uma ponte de interação conectando as galáxias, além de longas caudas de maré na galáxia secundária. Para a galáxia principal de AM2058-381 foram encontradas duas longas caudas de maré. No sistema AM1228-260, encontramos uma estrutura de maré envolvendo as duas componentes. Utilizamos um método de simetrização para separar as partes assimétricas e simétricas das galáxias dos pares estudados. As estruturas encontradas nas imagens assimétricas podem ser associadas `as perturbações morfológicas causadas pela interação. Por outro lado, as imagens simétricas mostram o que pode ser considerado como o “disco original” e o padrão espiral não perturbado. Empregando as imagens simétricas das galáxias dos pares, fizemos a decomposição do perfil de brilho superficial de cada uma delas. A galáxia AM1219A foi decomposta nas componentes bojo e disco. Porém, seu perfil de brilho superficial tem um excesso de luz de ~ 53%. Por outro lado, a decomposição do brilho superficial de AM1219B, além de conter as componentes do bojo e o disco, revela a existência de uma lente. A decomposição do perfil de brilho superficial das galáxias principais dos pares AM2058-381 e AM1228- 260 também apresenta subestruturas, como barras e anéis. Enquanto o perfil de brilho das galáxias secundárias só foi decomposto nas componentes bojo e disco. As escalas de comprimento e as magnitudes centrais da componente do disco das galáxias estudados concordam com os valores médios derivados para galáxias isoladas. No entanto, os discos das galáxias principais dos pares AM2058-381 e AM1228-260 estão fora da correlação entre estes parâmetros. Por outro lado, os índices de Sérsic (n) são menores que 2 para todas as galáxias, valores típicos de pseudo-bojos. Os perfis de velocidade radiais (PVRs) são derivados das linhas de emissão do gás ionizado. Eles apresentam irregularidades em todas as galáxias. Em particular, as galáxias principais dos pares AM1219-430, AM2058-381 têm PVRs assimétricos, com um aumento de velocidade dos lados próximos `as galáxias secundárias. Por outro lado, há uma forte evidência que a galáxia secundária do par AM2058-381 sofreu uma inversão do seu eixo de rotação, enquanto que o PVR de AM1228B está totalmente perturbado. Utilizamos um método de força bruta para explorar todas as possíveis distribuições entre as matérias estelar e escura nas galáxias principais dos pares estudados. Os parâmetros do halo (M200 and c) encontrados para AM1219A e AM2058A são similares aos reportados para a Via láctea, entretanto, os parâmetros de AM1228A são totalmente diferentes. As massas dos halos das galáxias AM1219A e AM2058A são ~ 10 vezes maiores que o halo de AM1228A. As razões M/Lr encontradas para as galáxias AM1219A, AM2058A, e AM1228A são 2.19, 3.05 e 1.37, respectivamente. O valor encontrado de M/Lr para AM2058A está de acordo com o valor médio, M/Lr = 4.5 ± 1.8, reportado para galáxias isoladas do tipo tardio estudadas por Broeils & Courteau (1997). Os baixos valores de M/Lr para as galáxias AM1219A e AM1228A podem ser devidos `a intensa atividade de formação estelar desencadeada pela interação. Foi reconstruída a historia dinâmica do sistema AM1219-430 através de simulações numéricas de N-corpos e hidrodinâmicas usando o código GADGET-2. A órbita que melhor reproduz as características observadas é uma órbita parabólica com uma passagem perigaláctica de q = 9.2 kpc; O estágio atual do sistema indica que este pode estar a ~ 220 Myr depois da passagem perigaláctica. / We present an observational study of the interaction effect on the photometric, morphology and dynamics of the minor mergers AM1219-430, AM2058-381 and AM1228- 260. This work is based on r¹ and g¹ images and long-slit spectra obtained with the Gemini Multi-Object Spectrograph at the Gemini South Telescope. Apparent and absolute magnitudes were determined for the A and B components of the pairs. The luminosity ratio between A and B components of AM1219-381 is 1:3, of AM2058-381 is 1:5, and of AM1228-260 is 1:20. We detected different kind of tidal structures in these pairs. We detected tidal tails in AM1219B and a bridge of material connecting the galaxies. Tidal features in the form of a common surface brightness envelope for AM1228-260 and two long symmetric tails for AM2058A, were detected. It was applied a method to separate both the two-fold symmetric and non-symmetric parts of the spiral galaxy pattern. The decomposition of the surface brightness profile is performed in the symmetrized images. The surface brightness profile of AM1219A was decomposed into bulge and disk components. The profile shows a light excess of ~ 53%. On the other hand, the surface brightness profile of AM1219B shows a lens structure in addition to the bulge and disk. The surface brightness profiles of the main galaxies of the pairs AM2058-381 e AM1228-260 show a bar and a ring structures in addition to the bulge and disk, while the secondary galaxies of these pairs are decomposed only in bulge and disk structures. The scale lengths and central magnitudes of the disk structure of all the studied galaxies agree with the average values derived for galaxies with no sign of ongoing interaction or disturbed morphology. The Sérsic index (n < 2) and the effective and scale radii of the bulge of the 6 galaxies are typical of pseudo-bulges. The observed radial velocities profiles (RVPs) derived from the emission line of ionized gas present several irregularities. The RPV of AM1219A is quite asymmetric, suggesting a gas perturbed by interaction. The receding side of the RVP of AM2058A is displaced with respect to the velocity field model, which can be interpreted as if this part of the galaxy is speeding up, and/or as if it is being deviated from the galactic plane due to interaction with AM2058B, while there is a strong evidence that the latter galaxy is a tumbling body rotating along its major axis. The RVPs for AM1228A indicate a misalignment between the kinematic and photometric major axes. The RVP for AM1228B is quite perturbed, very likely due to the interaction with AM1228A. We explore all possible values of stellar mass and dark matter. The overall best-fitting solution for the halo parameters (M200 and c) for both AM1219A and AM2058A are similar to those of the Milky Way and M31. The halo mass of AM1228A is roughly ten times smaller than those of AM1219A and AM2058A. We derive mass-to-light (M/L) ratios of 2.19, 3.05 and 1.37 for AM1219A, AM2058A and AM1228A, respectively. The M/L of AM2058 agrees with the mean value derived for late-type spirals, while the low M/L values for AM1219A and AM2058A may be due to the intense star formation ongoing in those galaxies. We reconstructed the history of the AM1219-430 system through numerical Nbody/ hydrodynamical simulations by using GADGET-2 code, with the result indicating that the current stage of the merger would be about 220 Myr after perigalacticum passage.

Quasares Post-Starburst (PSQs) são considerados como um estágio na evolução de galáxias massivas em que se observa uma formação estelar com idade de centenas de milhões de anos (população post-starburst) simultaneamente a um episódio de atividade nuclear. A presença desta população post-starburst nestes quasares pode ser explicada por um dos seguintes cenários: (1) cessão repentina da atividade nuclear (há centenas de milhões de anos atrás, consistente com a idade da população post-starburst) devido ao feedback do AGN; ou (2) um fluxo de gás em direção ao núcleo dispara a formação estelar na região circumnuclear, a qual cessa devido ao esgotamento do gás é e seguida pela ignição posterior da atividade nuclear. Tendo em vista a ausência de estudos espacialmente resolvidos em PSQs e com a finalidade de distinguir entre esses dois cenários, apresentamos um mapeamento espacial das diferentes componentes da população estelar bem como do gás e sua cinemática para dois PSQs: PSQJ0210-0903 e PSQJ0330-0532. Este mapeamento foi realizado utilizando observações com a unidade de campo integral GMOS-IFU dos telescópios Gemini Norte e Sul. Para o PSQJ0210-0903 encontramos que a população estelar é dominada por estrelas velhas nos 300 pc internos em torno do núcleo, enquanto que a população post-starburst é encontrada desde o núcleo até um anel a 800 pc do núcleo, onde encontramos também grande contribuição ao fluxo ótico de uma população jovem (starburst). Para o PSQJ0330-0532 também encontramos que a população velha domina na região nuclear (dentro dos 260 pc centrais) e que a população post-starburst, juntamente com uma população starburst domina na região circumnuclear. No entanto, no caso do PSQJ0330-0532 não há contribuição da população post-starburst no núcleo, apenas em um semi-anel a cerca de 500 pc do núcleo. A cinemática do gás emissor é semelhante nos dois PSQs e pode ser descrita por uma combinação de rotação e um outow observado dentro dos 300 pc internos, com blueshifts alcançando ≈ 600 kms−1. A partir do fluxo das linhas de emissão, geometria da distribuição do gás emissor e de sua densidade, estimamos a massa de gás bem como a taxa de ejeção do outow. O estudo do PSQJ0210-0903 sugere que tanto o cenário evolutivo como o cenário de interrupção ao da formação estelar são válidos para esta galáxia. Ocorre que a população post-starburst encontra-se tanto na região circumnuclear quanto no núcleo, indicando que não há novos surtos de formação onde há influência do feedback do AGN. A formação estelar, no entanto, seguiu ativa onde não há influência do feedback do AGN. Por outro lado, os resultados para o PSQJ03300532 desfavorecem o cenário de supressão repentina da formação estelar, uma vez que há formação estelar ativa na região de influência feedback do AGN, sem haver, entretanto, população post-starburst. Esta população encontra-se somente a ≈500 pc do núcleo, onde não há influência do feedback do AGN. / Post-Starburst Quasars (PSQs) are hypothesized to represent a stage in the evolution of massive galaxies in which a post-starburst population (age of hundreds of Myr) are observed simultaneously with the nuclear activity. The presence of this population in PSQs can be explained by one of the following scenarios: (1) quenching of the star formation (which occurred hundreds of millions of years ago, consistent with the age of the post-starburst population) due to AGN feedback; or (2) a scenario in which a gas flow towards the nucleus triggers star formation in the circumnuclear region, which ceases due to exhaustion of gas and is followed by the ignition of nuclear activity. Considering the lack of spatially resolved studies of PSQ spectra and in order to distinguish between these two scenarios, we present a spatially resolved mapping of the different components of the stellar population and of the emitting gas flux distribution as well as the kinematics of stars and gas for two PSQs: PSQJ0210-0903 e PSQJ0330-0532. The mapping of these properties was done via observations with the Integral Field Units of the Gemini GMOS instruments. For the PSQJ0210-0903 we found that the stellar population is dominated by old stars in the inner ≈300 pc, while the post-starburst population is distributed from the nucleus up to a ring at ≈ 800 pc from it, where we also find a large contribution of a young (starburst) stellar population to the optical flux. For the PSQJ0330-0532 we also found that the old population dominates the optical flux within the inner 260 pc and that both the post-starburst and the starburst population dominate the circumnuclear region. However, in the case of the PSQJ0330-0532 there is no contribution of the post-starburst population in the nucleus, just in a half-ring at ≈500 pc from the nucleus. The kinematics of the emitting gas is similar in both PSQs and can be described by a combination of rotation and an outflow, observed with blueshifts of up to ≈600 kms−1 in the inner 300 pc. From the emission-line fluxes, the observed geometry for gas distribution and the gas density, we have estimated the mass of ionized gas and the mass outflow rate. Our study of the PSQJ0210-0903 suggests that both the evolutionary and quenching scenarios are supported for this galaxy, as follows. The post-starburst population is found both at the nucleus (within the inner 300 pc) and in the circumnuclear region, while a starburst population is found only in the circumnuclear region. There is thus no further episodes of star formation in the inner 300 pc region where the AGN feedback is observed, what supports the quenching scenario. However, the star formation has remained active in the region where the AGN feedback has no influence. On the other hand, the results for the PSQJ03300532 do not support the quenching scenario, since a young starburst population is observed in the inner 260 pc but no post-starburst population is found in this region, where the AGN feedback is active. A post-starburst population is found only at ≈500 pc from the nucleus, where there is no influence of the AGN feedback.

Orientador: Alberto Cliquet Junior / Tese (doutorado) - Universidade Estadual de Campinas, Faculdade de Ciências Médicas / Made available in DSpace on 2018-08-16T19:04:20Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Cacho_EnioWalkerAzevedo_D.pdf: 1807435 bytes, checksum: 38ebb707d0aa2cd9d8808391db1f768e (MD5) Previous issue date: 2010 / Resumo: Vários são os instrumentos de avaliação dedicados aos tetraplégicos. A compreensão de suas relações é de fundamental importância para o desenvolvimento e elaboração de abordagens terapêuticas voltadas à reabilitação da extremidade superior desses indivíduos. Assim, o objetivo deste estudo foi analisar as correlações entre as avaliações clínicas, funcionais e cinemáticas da extremidade superior durante os movimentos de alcance-preensão em tetraplégicos. Vinte tetraplégicos crônicos e vinte participantes controles foram selecionados para o estudo. Os instrumentos utilizados para a avaliação foram: o padrão de classificação da Associação Americana de Lesão Medular - ASIA, a Medida de Independência Funcional - MIF, a Mensuração de Independência da Medula espinhal - SCIM II, e a avaliação cinemática do movimento de alcance-preensão. Foram utilizadas as seguintes variáveis cinemáticas: deslocamento anterior do tronco e protração do ombro, amplitude articular do ombro, cotovelo e punho nos planos sagital e horizontal, índice de curvatura, pico de velocidade máxima, razão do pico de velocidade máxima, tempo de movimento e número de picos. O deslocamento anterior do tronco, protração do ombro e as amplitudes articulares do ombro e cotovelo não apresentaram diferenças significativas entre os tetraplégicos e os controles. Apenas a amplitude de flexoextensão do punho foi significativamente maior em tetraplégicos. Os movimentos dos tetraplégicos foram mais lentos, segmentados e menos harmoniosos, quando comparados com os controles. Foi encontrada uma correlação positiva entre o índice motor total e a MIF (r = 0.6089; p = 0.0044) e SCIM II (r = 0.5229; p = 0.018). As avaliações funcionais apresentaram correlação positiva entre si (r = 0.8283; p < 0.0001). Foi encontrada também correlação entre o índice motor direito e esquerdo, a MIF motora e o SCIM II, com várias variáveis cinemáticas estudadas (pico de velocidade máxima, tempo de movimento, índice de curvatura, número de picos e razão do pico de velocidade máxima de velocidade). Dentre as amplitudes articulares de movimento (ombro, cotovelo e punho), apenas a amplitude do punho demonstrou correlação com a variável clínica. Este estudo demonstra que a força muscular avaliada pelo índice motor da ASIA se correlaciona moderadamente com as variáveis cinemáticas relacionadas à harmonia de trajetória dos movimentos de alcance-preensão em tetraplégicos. Já as avaliações funcionais apresentaram forte correlação entre si e moderada correlação com o índice motor direito, esquerdo e total, mas não apresentaram uma correlação constante com as variáveis cinemáticas avaliadas à direita e à esquerda. / Abstract: Several assessment tools are dedicated to understanding tetraplegics. The understanding of their relationships has a fundamental importance for the development and elaboration of therapeutic approaches aiming rehabilitation of the upper extremity of these individuals. The objective of this study is to analyze the correlations between clinical, functional and kinematics assessments of upper extremity during reaching-grasping movements in tetraplegics. Twenty chronic tetraplegic patients and 20 control participants were selected for this study. The instruments used for evaluation were the standard classification of the American Association of Spinal Cord Injury - ASIA, the Functional Independence Measure - FIM, the Spinal Cord of Independence Measurement - SCIM II and the kinematics evaluation of the reach-grasp movement. The following kinematic variables were used: anterior displacement of the trunk and protraction of the shoulder, joint range of motion of shoulder, elbow and wrist in sagittal and horizontal planes, curvature index, peak speed, ratio of peak speed, movement time and peak number. The anterior displacement of the trunk, shoulder protraction and range of motion of shoulder and elbow showed no significant differences between groups of tetraplegic patients and controls. Only the flexion-extension amplitude of the wrist was significantly greater in tetraplegics. The movements in quadriplegic patients were slower, targeted and less harmonious when compared with controls. There was a positive correlation between the total motor index and functional FIM (r = 0.6089; p = 0.0044) and SCIM II (r = 0.5229; p = 0.018). Both functional scores showed positive correlation within each other (r = 0.8283; p < 0.0001). There was also correlation between the right and left motor indices, the motor FIM and the SCIM with most of the kinematics studied (peak of velocity, movement time, index of curvature, number of peaks and peak velocity ratio of the maximum velocity). On the other hand, for the joint range of motion (shoulder, elbow and wrist), only the wrist in the horizontal plane demonstrated correlation with clinical variables. This study demonstrates that muscle strength assessed by the ASIA motor index correlates moderately with the kinematic variables related to the harmony and the trajectory of the reaching-grasping movement in tetraplegics. Yet, functional assessments showed strong correlation among themselves, and moderate correlation with right, left and total motor index, but did not show a constant correlation with kinematic variables measured on the right and left. / Doutorado / Pesquisa Experimental / Doutor em Cirurgia

Orientador: Rene Brenzikofer / Dissertação (mestrado) - Universidade Estadual de Campinas, Faculdade de Educação Fisica / Made available in DSpace on 2018-08-05T22:53:16Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Campos_MarioHebling_M.pdf: 2061471 bytes, checksum: 39d5ceb09f825acac9aeacf0c912245b (MD5) Previous issue date: 2005 / Resumo: O propósito deste estudo foi desenvolver e testar um método para discriminar e quantificar duas características cinemáticas da coluna vertebral durante a marcha: a Curva Neutra e o Componente Oscilatório. Considerou-se que a primeira expressa características predominantemente individuais, sendo uma configuração de referência em torno da qual a forma geométrica da coluna oscila durante a marcha. Esta oscilação em torno da Curva Neutra representa o Componente Oscilatório, o qual deve caracterizar a marcha. O comportamento destes componentes foi observado em quatro homens assintomáticos caminhando numa esteira ergométrica em seis velocidades. A coluna vertebral foi representada por uma curva contínua definida a partir de marcadores retro-refletivos aderidos à pele no alinhamento dos processos vertebrais. A posição tridimensional dos marcadores foi reconstruída por videogrametria convencional, ao longo do tempo. Em cada instante do ciclo da passada, esta curva foi projetada nos planos sagital e frontal e sua forma foi quantificada pelo conceito de curvatura geométrica bidimensional. A Curva Neutra foi definida como a curva média das posturas dinâmicas apresentadas durante o ciclo da marcha. O Componente Oscilatório foi calculado pela subtração da Curva Neutra de cada uma das curvas medidas ao longo do ciclo da locomoção. Os resultados confirmaram as suposições deste método. A Curva Neutra se comporta como uma característica individual que não depende da velocidade da marcha e é distinta da curva estática. A variabilidade inter-individual da Curva Neutra foi cerca de sete vezes maior que a variabilidade intra-individual. Por outro lado, na região lombar, a amplitude total de variação da curvatura do Componente Oscilatório aumentou com a velocidade da marcha nos dois planos, sagital e frontal. No plano frontal, quantificamos a propagação de sinais na região lombar. O conjunto de resultados evidenciou o potencial do método para análise da postura humana / Abstract: The purpose of this study was to develop and to test a method that discriminates between two kinematical characteristics of the spine during walking and quantifies them: the neutral curve and the oscillatory component. We considered that the neutral curve expresses characteristics, which are predominantly individual, being a reference configuration around which the geometrical form of the spine oscillates during the walk. The oscillation around the neutral curve represents the oscillatory component, which should characterize the gait. The behavior of these two components was observed in four asymptomatic men walking on an ergometric treadmill at six different speeds. The spine?s contour was represented by a continuous curve obtained from reflective markers adhered to the skin surface along the alignment of the spinous processes. The three-dimensional localization of the markers was reconstructed over time by conventional videogrammetry. At each instant of the gait cycle, the curve was projected in sagittal and frontal planes and quantified using the concept of two-dimensional geometrical curvature. The neutral curve was defined as the average curve from the observed dynamic curvatures during the gait cycle. The oscillatory component was calculated by the subtraction of the neutral curve from each one of the curves measured along the gait cycle. The results confirmed the assumptions about the method. The neutral curve carries individual characteristics that do not depend on the speed of the walk and that are distinct from the curve obtained in a static posture. The inter-individual variability of the neutral curve was about seven times greater than the intra-individual variabilities. On the other hand, in the lumbar spine, the total amplitude of variation of the curvature of the oscillatory component increased along with the speed of the walk in both projection planes, sagittal and frontal. In the frontal plane, we quantify the propagation of signals in the lumbar region. The results evidenced the potential of the method for analysis of the human posture / Mestrado / Mestre em Educação Física

Orientador: Ricardo Machado Leite de Barro / Tese doutorado) - Universidade Estadual de Campinas, Faculdade de Educação / Made available in DSpace on 2018-08-08T04:29:09Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Fernandes_LucianeFernandaRodriguesMartinho_D.pdf: 3317171 bytes, checksum: d8ce2a6b3254d65d49c5bd204aa6c559 (MD5) Previous issue date: 2005 / Resumo: Este trabalho teve como objetivo a análise quantitativa dos padrões de preensão palmar de pianistas durante a realização de tarefas em função do tipo de preensão e da velocidade de execução. Vinte e cinco voluntários (11 pianistas e 14 não pianistas) realizaram 4 tipos de tarefas com a mão direta: Preensão grossa em velocidade rápida (T1); Preensão grossa em velocidade lenta (T2); Preensão em gancho em velocidade rápida (T3) e Preensão em gancho em velocidade lenta (T4). No dorso da mão foram colocados 16 marcadores nas extremidades proximais e distais dos ossos metacarpianos e falanges proximais do 2° ao 5° dedos. Para a captura das imagens foram utilizadas quatro câmeras de vídeo digital, conectadas a quatro microcomputadores. A medição das coordenadas e a reconstrução tridimensional dos marcadores foram realizadas através do sistema ¿Dvideow ¿ Digital Vídeo for Biomechanics¿, desenvolvido no Laboratório de Instrumentação para Biomecânica da Faculdade de Educação Física da UNICAMP. Os ângulos de flexão e extensão das articulações metacarpofalangeanas foram calculados a partir da medida das coordenadas dos marcadores. Foram utilizados diagramas de fase para caracterização do padrão e da regularidade das repetições. A Análise por Componentes Principais foi utilizada para quantificar o padrão e a regularidade dos ciclos de movimento e a correlação entre as curvas dos ângulos das articulações dedos foi utilizada para avaliar sinergia dos dedos durante a tarefa. A partir dos resultados, foram observados que as diferenças mais evidentes entre os grupos controle e pianista foram identificadas na regularidade da curva para tarefa T2, através da Análise por Componentes Principais e para todas as tarefas na análise da correlação entre os ângulos das articulações metacarpofalangeanas. Na comparação entre as tarefas foram encontradas diferenças significativas entre as realizadas com a preensão grossa e gancho, em todas as análises. Através da metodologia empregada e das análises foi possível caracterizar os padrões de preensão palmar de pianistas e evidenciar diferenças entre pianistas e não pianistas / Abstract: This work describes an experimental study that aimed to quantitatively analyze the palmer gripping patterns of pianists during the execution of function tasks relating to gripping and speed of execution. Twenty-five subjects (11 pianists and 14 non-pianists) carried out 4 tasks with their right hand: Gross gripping at fast speed (T1); Gross gripping at low speed (T2); Hook gripping at fast speed (T3); Hook gripping at low speed (T4). Sixteen markers were put on the dorsal surface of the hand, on the proximal and distal extremities of the metacarpian bones and proximal phalanges of the 2nd and 5th fingers. Four digital video cameras connected to two microcomputers were used to capture the images. The measurement of the coordinates and the three-dimensional reconstruction of the markers were carried out through the ¿Dvideow ¿Digital Video for Biomechanics¿ system, developed at the Instrumentation Laboratory for Biomechanics at the Physical Training College at UNICAMP. The flexion and extension angles of the metacarpophalangeal articulations were calculated from the measurement of the marker coordinates. The phase diagram movement cycles were used to analyze the alteration in the palmer gripping patterns in pianists. The Principal Components Analysis was used to quantify the movement patterns and the regularity of the the phase diagram movement cycles which were built from the position and angular speed curves; the correlation between the angle curves of finger joints was used to evaluate the finger synergy during the task. With these results as a starting point, it was possible to observe that the most evident differences between the control and pianist groups were identified in the regularity of the curve for the second task (T2) through the Principal Components Analysis, and for all the tasks, in the analysis of the correlation between the angles of the metacarpophalangeal joints. In the comparison between the tasks, a difference was observed among those carried out in gross and hook gripping in all the analysis.Through the methodology employed and the form of analysis, it was possible to estimate the alterations in the palmer gripping patterns of pianists and compare pianists with non-pianists / Doutorado / Biodinamica do Movimento Humano / Doutor em Educação Física