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.

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.

Neste trabalho investigamos um dos processos que pode levar a formação de aglomerados abertos, focando-nos nas interações ocorridas durante a passagem de um aglomerado globular através do disco Galáctico, cujos efeitos podem resultar no surgimentos daqueles. Tais interações podem ser uma alternativa aos cenários convencionais de formação estelar. Há diversos trabalhos explorando os efeitos, em nossa Galáxia, de impactos de nuvens HI, explosões de supernovas, galáxias canibalizadas ou aglomerados globulares, estes podendo inclusive ser núcleos de galáxias anãs capturadas pela Via Láctea, como parece ser o caso de ω Centauri. Trabalhos sobre interações de aglomerados globulares com o disco Galáctico invariavelmente tratam dos efeitos da Galáxia sobre o aglomerado globular, mas pouco tem sido feito com relação a análise de como os impactos de aglomerados globulares podem gerar o nascimento de aglomerados no disco Galáctico. O presente trabalho investiga o caso envolvendo o aglomerado globular ω Centauri como projétil e os aglomerados abertos massivos BDSB122 e Stephenson 2 como alvos resultantes do impacto de ω Centauri no disco Galáctico. ω Centauri é bem estudado na literatura, além de ser um dos mais massivos aglomerados globulares, tornando-o uma excelente escolha. A partir de seus dados de posição e movimento próprio fizemos diversas simulações numéricas com o método matemático leap frog implementado num código em linguagem C, o qual contém potenciais que representam a Galáxia com as componentes bojo, disco e halo. No caso particular dos aglomerados abertos, estimamos suas velocidades em torno do centro Galáctico pela curva de rotação da Via Láctea e consideramos que não possuem componente de velocidade perpendicular ao plano Galáctico. A partir das simulações realizadas e das considerações sobre a perturbação causada por ω Centauri no disco Galáctico, mostramos a coincidência espacial e temporal existente entre os aglomerados envolvidos. / In this work we investigate one of the processes that can lead to open cluster formation, focusing our analysis on the interactions occurring during a globular cluster crossing through Galactic disc. These interactions can be an alternative to conventional scenarios of star formation. There are a number of papers exploring e ects, in our Galaxy, such as HI cloud infall, supernovas explosions, cannibalized galaxies or globular clusters. The latter can be dwarf galaxy nuclei captured by the Milky Way. In particular this appears to be the case of ω Centauri. In general those works focus on the e ects of the Galaxy on the globular cluster, but few deal with the e ects of the impacts on generating cluster formation. The present work investigates the case involving the globular cluster ω Centauri as a projectile and the open clusters BDSB122 and Stephenson 2 as targets resulting from the impact of ω Centauri on the Galactic disk. ω Centauri is well studied, also being one of the most massive globular clusters, making it a good choice. From its position and proper motion data we made several numerical simulations using the leap frog method, implemented in a program on C language, which has potentials that describe the Galaxy with the bulge, disk and halo components. For the latter we estimated their velocities around Galactic center using the rotation curve, and assuming no velocity perpendicularly to the Galactic disk. From our simulations and assumptions about perturbations generated by ! Centauri crossing the disc, we demonstrated the spatial and temporal coincidences between the studied clusters.

Uma das vertentes de estudo da evolução de galáxias se concentra nos processos de alimentação (feeding) e de retroalimentação (feedback) do núcleo ativo de galáxias (active galactic nucleus; AGN). AGNs são fenômenos muito energéticos, podendo alterar a distribuição de matéria (estelar e gasosa) no seu entorno. Neste trabalho apresentamos mapas de populações estelares espacialmente resolvidos, perfis radiais médios e gradientes destes para as primeiras 62 galáxias com núcleo ativo, observadas no Mapping Nearby Galaxies at APO do Sloan Digital Sky Survey IV, para estudar os efeitos de AGNs no histórico de formação estelar das galáxias hospedeiras. Esses resultados, derivados com síntese de populações estelares (utilizando o código starlight), são comparados com os derivados para uma amostra de galáxias inativas cujas propriedades foram pareadas com as ativas. A fração de populações estelares jovens (t < 40:1Myr) em AGNs de alta luminosidade e maior nas regiões mais internas (R 0:5Re) quando comparadas com a amostra de controle; AGNs de baixa luminosidade, por outro lado, apresentam frações muito similares de estrelas jovens as das galáxias de controle para toda a região estudada (1Re A fração de populações estelares de idade intermediária (40:1Myr < t 2:6 Gyr) em galáxias ativas aumenta radialmente, com um aumento significativo se comparadas com as galáxias de controle. As regiões centrais das galáxias (tanto ativas quanto inativas) são dominadas por populações velhas (t > 2:6 Gyr), cuja fração diminui com o raio. Também comparamos os resultados (diferenças entre AGNs e controles) de galáxias hospedeiras early e late-type e não encontramos nenhuma diferença significativa. Em resumo, nossos resultados sugerem que a atividade dos AGNs mais luminosas seja alimentada por um suprimento recente de gás, que, por sua vez, também ativou formação estelar recente (t 40Myr) nas regiões centrais. / One of the main open problems in galaxy evolution's studies concentrates on the feeding and feedback processes generated by the active galactic nuclei (AGN). AGN are very energetic phenomena that can alter their surrounding environment (stellar or gaseous). In this work, we present spatially resolved stellar population age maps, average radial pro les and gradients for the rst 62 Active Galactic Nuclei observed with SDSS-IV's Mapping Nearby Galaxies at APO survey (MaNGA) to study the e ects of the active nuclei on the star formation history of the host galaxies. These results, derived with stellar population synthesis (using the starlight code), are compared with a control sample of non-active galaxies matching the properties of the AGN hosts. We nd that the fraction of young stellar populations (t < 40:1Myr) in high-luminosity AGN is higher in the inner (R 0:5Re) regions when compared with the control sample; low-luminosity AGN, on the other hand, present very similar fractions of young stars to the control sample hosts for the entire studied range (1Re). The fraction of intermediate age stellar populations (40:1Myr < t 2:6 Gyr) of the AGN hosts increases outwards, with a clear enhancement when compared with the control sample. The inner region of the galaxies (AGN and control galaxies) presents a dominant old stellar population (t > 2:6 Gyr), whose fraction decreases outwards. We also compare our results (di erences between AGN and control galaxies) for the early and late-type hosts and nd no signi cant di erences. In summary, our results suggest that the most luminous AGN seems to have been triggered by a recent supply of gas that has also triggered recent star formation (t 40Myr) in the central region.

Nossa amostra de trabalho consistiu das cercanias das Nuvens de Magalhães dentro da area amostrada pelo Dark Energy Survey. Nos concentramos na amostra de aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães e na descoberta de uma sobredensidade estelar associada a Pequena Nuvem de Magalhães, sobre as quais faremos aqui uma breve descrição, baseada nos resumos já publicados. A Grande Nuvem de Magalhães possui um sistema rico e diversificado de aglomerados estelares, cujas idades, abundâncias químicas e posições oferecem informação a respeito do histórico de formação estelar desta galáxia. Nós usamos as imagens dos dados de verificação científica do Dark Energy Survey para aumentar o censo de aglomerados conhecidos na região externa da Grande Nuvem de Magalhães e para determinar os parâmetros físicos de uma grande número destes objetos usando uma amostra homogênea, tanto fotom elétrica quanto espacialmente. Nossa amostra contém 255 aglomerados identificados visualmente, dos quais 109 não estão listados em nenhum catálogo prévio. Nós quantificamos o efeito de adensamento estelar para a amostra produzida pela equipe de gerenciamento dos dados do Dark Energy Survey e concluímos que a completeza da amostra estelar e < 10% no centro de aglomerados típicos da Grande Nuvem de Magalhães. Desenvolvemos então um arranjo de tarefas para amostrar e medir as magnitudes e posições das estrelas nos candidatos a aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães utilizando o conjunto de pacotes daophot. Tamb em implementamos um método de máxima probabilidade para ajustar perfis de densidade individuais, bem como diagramas cor-magnitude. Para 117 aglomerados (de um total de 255) dos candidatos, sendo 28 aglomerados até então não catalogados, obtivemos idades, metalicidades, m odulo de distância e parâmetros estruturais confiáveis, confirmando sua natureza de sistemas físicos. The distribution of cluster metallicities shows a radial dependence, with no clusters more metal-rich than [Fe/H] ' 0:7 beyond 8 kpc from the center of that galaxy. The age distribution has two peaks at ' 1.2 Gyr and ' 2.7 Gyr. The age-metallicity relation shows that even with an external sample, there is a global agreement with other studies that sampled more central regions of the Large Magellanic Cloud. In addition, this age-metallicity relation is well described as bounded by the analytical model from Pagel & Tautvaisiene (1998) and the empirical model from Harris & Zaritsky (2009). But neither of them describes accurately the clusters set. We also report here the discovery of a stellar over-density 8 north of the center of the Small Magellanic Cloud, baptized as SMCNOD (Small Magellanic Cloud Northern Over-Density), using data from the rst two years of the Dark Energy Survey (DES) and the rst year of the MAGellanic SatelLITEs Survey (MagLiteS). The SMCNOD is indistinguishable in age, metallicity and distance from the nearby SMC stars, being primarly composed of intermediate-age stars (6 Gyr, Z=0.001), with a small fraction of young stars (1 Gyr, Z=0.01). The SMCNOD has an elongated shape with an ellipticity = 0:6 and a size of 6x2 deg. It has an absolute magnitude of MV = 7:7, rh = 2:1 kpc, and V (r < rh) = 31.2 mag arcsec2. We estimate a stellar mass of 105 M , following a Kroupa mass function. The SMCNOD was probably removed from the SMC disk by tidal stripping, since it is located near the head of the Magellanic Stream, and the literature indicates likely recent LMC-SMC encounters. This scenario is supported by the lack of signi cant HI gas. Other potential scenarios for the SMCNOD origin are a transient over-density within the Small Magellanic Cloud tidal radius or a primordial SMC satellite in advanced stage of disruption. Estimamos uma massa estelar de 105 massas solares, seguindo uma função de massa inicial de Kroupa. A SMCNOD foi provavelmente removida do disco da Pequena Nuvem de Magalhães via tidal stripping, pois e localizada próximo da extremidade da Corrente de Magalhães (Magellanic Stream) e, segundo a literatura, houve recentes encontros entre a LMC e a SMC. Este cenário e apoiado pela significante falta de Hidrogênio neutro. Outros cenários potenciais para a origem da SMCNOD são: uma sobredensidade transitória dentro do raio de mar e ou uma satélite primordial em estado avançado de ruptura. / Our working sample comprised the outskirts of the Magellanic Clouds encompassed by the Dark Energy Survey. We focused in the star cluster system of the Large Magellanic Cloud and on the discovery of a stellar over-density associated to the Small Magellanic Cloud, which we will brie y describe here, based on already published abstracts. The Large Magellanic Cloud harbors a rich and diverse system of star clusters, whose ages, chemical abundances, and positions provide information about the Large Magellanic Cloud history of star formation. We use Science Veri cation imaging data from the Dark Energy Survey to increase the census of known star clusters in the outer Large Magellanic Cloud and to derive physical parameters for a large sample of such objects using a spatially and photometrically homogeneous data set. Our sample contains 255 visually identi ed cluster candidates, of which 109 were not listed in any previous catalog. We quantify the crowding e ect for the stellar sample produced by the Dark Energy Survey Data Management pipeline and conclude that the stellar completeness is < 10% inside typical Large Magellanic cluster cores. We therefore develop a pipeline to sample and measure stellar magnitudes and positions around the cluster candidates using daophot. We also implement a maximumlikelihood method to t individual density pro les and colour-magnitude diagrams. For 117 (from a total of 255) of the cluster candidates (28 uncatalogued clusters), we obtain reliable ages, metallicities, distance moduli and structural parameters, con rming their nature as physical systems.

Nossa amostra de trabalho consistiu das cercanias das Nuvens de Magalhães dentro da area amostrada pelo Dark Energy Survey. Nos concentramos na amostra de aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães e na descoberta de uma sobredensidade estelar associada a Pequena Nuvem de Magalhães, sobre as quais faremos aqui uma breve descrição, baseada nos resumos já publicados. A Grande Nuvem de Magalhães possui um sistema rico e diversificado de aglomerados estelares, cujas idades, abundâncias químicas e posições oferecem informação a respeito do histórico de formação estelar desta galáxia. Nós usamos as imagens dos dados de verificação científica do Dark Energy Survey para aumentar o censo de aglomerados conhecidos na região externa da Grande Nuvem de Magalhães e para determinar os parâmetros físicos de uma grande número destes objetos usando uma amostra homogênea, tanto fotom elétrica quanto espacialmente. Nossa amostra contém 255 aglomerados identificados visualmente, dos quais 109 não estão listados em nenhum catálogo prévio. Nós quantificamos o efeito de adensamento estelar para a amostra produzida pela equipe de gerenciamento dos dados do Dark Energy Survey e concluímos que a completeza da amostra estelar e < 10% no centro de aglomerados típicos da Grande Nuvem de Magalhães. Desenvolvemos então um arranjo de tarefas para amostrar e medir as magnitudes e posições das estrelas nos candidatos a aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães utilizando o conjunto de pacotes daophot. Tamb em implementamos um método de máxima probabilidade para ajustar perfis de densidade individuais, bem como diagramas cor-magnitude. Para 117 aglomerados (de um total de 255) dos candidatos, sendo 28 aglomerados até então não catalogados, obtivemos idades, metalicidades, m odulo de distância e parâmetros estruturais confiáveis, confirmando sua natureza de sistemas físicos. The distribution of cluster metallicities shows a radial dependence, with no clusters more metal-rich than [Fe/H] ' 0:7 beyond 8 kpc from the center of that galaxy. The age distribution has two peaks at ' 1.2 Gyr and ' 2.7 Gyr. The age-metallicity relation shows that even with an external sample, there is a global agreement with other studies that sampled more central regions of the Large Magellanic Cloud. In addition, this age-metallicity relation is well described as bounded by the analytical model from Pagel & Tautvaisiene (1998) and the empirical model from Harris & Zaritsky (2009). But neither of them describes accurately the clusters set. We also report here the discovery of a stellar over-density 8 north of the center of the Small Magellanic Cloud, baptized as SMCNOD (Small Magellanic Cloud Northern Over-Density), using data from the rst two years of the Dark Energy Survey (DES) and the rst year of the MAGellanic SatelLITEs Survey (MagLiteS). The SMCNOD is indistinguishable in age, metallicity and distance from the nearby SMC stars, being primarly composed of intermediate-age stars (6 Gyr, Z=0.001), with a small fraction of young stars (1 Gyr, Z=0.01). The SMCNOD has an elongated shape with an ellipticity = 0:6 and a size of 6x2 deg. It has an absolute magnitude of MV = 7:7, rh = 2:1 kpc, and V (r < rh) = 31.2 mag arcsec2. We estimate a stellar mass of 105 M , following a Kroupa mass function. The SMCNOD was probably removed from the SMC disk by tidal stripping, since it is located near the head of the Magellanic Stream, and the literature indicates likely recent LMC-SMC encounters. This scenario is supported by the lack of signi cant HI gas. Other potential scenarios for the SMCNOD origin are a transient over-density within the Small Magellanic Cloud tidal radius or a primordial SMC satellite in advanced stage of disruption. Estimamos uma massa estelar de 105 massas solares, seguindo uma função de massa inicial de Kroupa. A SMCNOD foi provavelmente removida do disco da Pequena Nuvem de Magalhães via tidal stripping, pois e localizada próximo da extremidade da Corrente de Magalhães (Magellanic Stream) e, segundo a literatura, houve recentes encontros entre a LMC e a SMC. Este cenário e apoiado pela significante falta de Hidrogênio neutro. Outros cenários potenciais para a origem da SMCNOD são: uma sobredensidade transitória dentro do raio de mar e ou uma satélite primordial em estado avançado de ruptura. / Our working sample comprised the outskirts of the Magellanic Clouds encompassed by the Dark Energy Survey. We focused in the star cluster system of the Large Magellanic Cloud and on the discovery of a stellar over-density associated to the Small Magellanic Cloud, which we will brie y describe here, based on already published abstracts. The Large Magellanic Cloud harbors a rich and diverse system of star clusters, whose ages, chemical abundances, and positions provide information about the Large Magellanic Cloud history of star formation. We use Science Veri cation imaging data from the Dark Energy Survey to increase the census of known star clusters in the outer Large Magellanic Cloud and to derive physical parameters for a large sample of such objects using a spatially and photometrically homogeneous data set. Our sample contains 255 visually identi ed cluster candidates, of which 109 were not listed in any previous catalog. We quantify the crowding e ect for the stellar sample produced by the Dark Energy Survey Data Management pipeline and conclude that the stellar completeness is < 10% inside typical Large Magellanic cluster cores. We therefore develop a pipeline to sample and measure stellar magnitudes and positions around the cluster candidates using daophot. We also implement a maximumlikelihood method to t individual density pro les and colour-magnitude diagrams. For 117 (from a total of 255) of the cluster candidates (28 uncatalogued clusters), we obtain reliable ages, metallicities, distance moduli and structural parameters, con rming their nature as physical systems.

Atualmente, é amplamente aceito que os aglómerados abertos e as associações estelares se originam da evolução dos aglomerados embebidos. Entretanto, somente alguns poucos destes objetos sobrevivem aos Primeiros milhões de anos de existência. Diversos trabalhos de pesquisa tem sido conduzidos nos últimos anos a fim de esclarecer sob quais condições um aglomerado embebido sobrevive como um sistema gravitacionalmente ligado ou inicia um processo de expansão que pode levar à completa dissolução. Este trabalho aborda os casos dos sistemas estelares embebidos nas regiões Hn Sh2-132 e IC 1396. A análise do conteúdo estelar de ambos os objetos é feita com dados fotornétricos no infravermelho disponibilizados pelo 2MASS. Um procedimento de descontarninação por estrelas de campo é, executado para identificaias estrelas que tem maior probabilidade de serem membros dos aglomerados da amostra. A Seguir, são construidos diagramas cor-magnitude nos quais são identificadas as sequências evolutivas e posicionadas curvas isócronas teóricas para a determinação dos parâmetros de cada aglomerado. Uma análise estrutural também é conduzida por meio de perfis radiais de densidade estelar que são comparados com um modelo baseado em uma esfera isotérmica. Os resultados revelam a existência de quatro jovens aglomerados não catalogados previamente na área de Sh2-132. O cenário que se apresenta tem evidências de formação estelar sequencial numa grande estrutura hierárquica que pode fundir-se num aglomerado massivo caso suas estrelas não sejam. completamente dispersadas em consequência da expulsão do gás residual. Por outro lado. a análise do complexo Trumpler 37/IC 1396 resulta em parâmetros similares aos de aglomerados caracterizados em outros trabalhos como sistemas em dissolução. O perfil radial de densidade estelar de Trumpler 37 desvia do modelo para distâncias muito afastadas do seu centro, sugerindo um processo de expansão que pode levar o sistema a tornar-se uma associação. Finalmente, os parâmetros aqui obtidos podem servir como vínculos em modelos evolutivos de agloMerados embebidos. / Currently, it is widely accepted that open star clusters and stellar associations result from the evolution of embedded star clusters. However, only a small fraction of these objects survive to the initial million years of age. A number of research works have been carried in the last years in order to explain the conditions in that an embedded cluster survives as a gravitationally bound system or begins an expansion process that may lead to a complete dissolution. This work addresses the cases of the embedded star systern,s in the H il regions Sh2-132 and IC 1396. The analysis of the stellar content of both objects is made with infrared photometric data frorri 2MASS. A procedure of field star decontamination is performed to identify the stars that are most probable niembers of the clusters. Subsequently, colour-magnitude diagrams are built and theoretical isochrones are fixed to the evolutionary sequences. It is made a structural analysis also by means of stellar radial density profiles to compare with an isothermal sphere model. The results reveal the existence of four previously noncatalogued young clusters in the Sh2-132 area. The scenarió presented has evidente of sequential star forniation in a large hierarchical structure that may merge in to a massive cluster if its stars are not completely dispersed as a consequente of the residual gas expulsion. On the other hand, an analysis of the Trumpler 37/IC 1396 complex yields parameters similar to the oves of clusters characterized in other works as dissolving systems. The stellar radial density profile of Trumpler 37 deviates from the model for large distances from the center, suggesting an expansion process that may lead the system to become an association. Finally, the obtained pararneters can be used asconstraints to evolutionary models of embedded clusters.

Utilizamos espectros obtidos com o espectrógrafo SpeX (em 0.8-2.4μm), anexado ao telescópio de 3m IRTF (Infrared Telescope Facility) da NASA, para investigar a distribuição espacial das populações estelares (SPs) em quatro galáxias Starburst: NGC34, NGC1614, NGC3310 e NGC7714. O código usado neste trabalho foi o starlight, atualizado com os modelos de populações estelares simples calculados por Maraston (2005). Nossos principais resultados são: a luz do infravermelho próximo, no entorno da região nuclear das galáxias, é dominada por SPs de idade jovem (t ≤ 50×106 anos) a intermediária (50×106 < t ≤ 2×109 anos), somando de 40% a 100% da contribuição em luz. O predomínio de SPs de idade jovem a intermediária também é observado na região central das galáxias, com exceção de NGC1614, para a qual a contribuição da SP velha (t ≥ 2 × 109 anos) prevalece no núcleo. Além disso, encontramos evidências de uma estrutura em forma de anel circumnuclear de formação estelar e de um núcleo secundário em NGC1614, em concordância com resultados da literatura. Também sugerimos que o processo de interação e/ou fusão em três das galáxias da amostra (NGC1614, NGC3310 e NGC7714) pode explicar os baixos valores de metalicidade derivados para a componente jovem de SP dessas fontes. Nesse cenário, o gás não processado, pobre em metais, da galáxia companheira teria escoado para a região central das galáxias e diluído o gás já presente nessa região, antes de começar o ´ultimo surto de formação estelar. No intuito de aprofundarmos nossa análise, aplicamos o mesmo procedimento de síntese de SP para os novos modelos de síntese evolutiva de SP de Maraston & Strömbäck (2011). Nossos resultados mostram que os novos modelos, de mais alta resolução espectral, tendem a realçar a contribuição da componente velha e intermediária da SP, em detrimento das idades mais jovens. / We employ the NASA 3m Infrared Telescope Facility’s near-infrared spectrograph SpeX at 0.8-2.4μm to investigate the spatial distribution of the stellar populations (SPs) in four well known Starburst galaxies: NGC34, NGC1614, NGC3310 and NGC7714. We use the starlight code updated with the synthetic simple stellar populations models computed by Maraston (2005). Our main result is that the NIR light in the nuclear surroundings of the galaxies is dominated by young (t ≤ 50×106 yr) to intermediate age (50×106 < t ≤ 2×109 yr) SPs, summing from ∼40% up to 100% of the light contribution. A predominance of young to intermediate age SP is also observed in the central region of the galaxies, except for NGC1614 in which the old SP (t ≥ 2 × 109 yr) prevails in the nucleus. Furthermore, we find evidence of a circumnuclear star-forming ring-like structure and a secondary nucleus in NGC1614, in agreement with previous studies. We also suggest that the merger/interaction experienced by three of the galaxies studied (NGC1614, NGC3310 and NGC7714) can explain the lower metallicity values derived for the young SP component in these sources. In this scenario, the fresh unprocessed metal poor gas from the destroyed/interacting companion galaxy is driven to the centre of the galaxies and mixed with the central region gas, before star formation takes place. In order to deepen our analysis, we apply the same procedure of SP synthesis using Maraston & Strömbäck (2011) the evolutionary population synthesis models. Our results show that the newer and higher resolution models tend to enhance the old/intermediate age SP contribution over the younger ages.

Nossa amostra de trabalho consistiu das cercanias das Nuvens de Magalhães dentro da area amostrada pelo Dark Energy Survey. Nos concentramos na amostra de aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães e na descoberta de uma sobredensidade estelar associada a Pequena Nuvem de Magalhães, sobre as quais faremos aqui uma breve descrição, baseada nos resumos já publicados. A Grande Nuvem de Magalhães possui um sistema rico e diversificado de aglomerados estelares, cujas idades, abundâncias químicas e posições oferecem informação a respeito do histórico de formação estelar desta galáxia. Nós usamos as imagens dos dados de verificação científica do Dark Energy Survey para aumentar o censo de aglomerados conhecidos na região externa da Grande Nuvem de Magalhães e para determinar os parâmetros físicos de uma grande número destes objetos usando uma amostra homogênea, tanto fotom elétrica quanto espacialmente. Nossa amostra contém 255 aglomerados identificados visualmente, dos quais 109 não estão listados em nenhum catálogo prévio. Nós quantificamos o efeito de adensamento estelar para a amostra produzida pela equipe de gerenciamento dos dados do Dark Energy Survey e concluímos que a completeza da amostra estelar e < 10% no centro de aglomerados típicos da Grande Nuvem de Magalhães. Desenvolvemos então um arranjo de tarefas para amostrar e medir as magnitudes e posições das estrelas nos candidatos a aglomerados da Grande Nuvem de Magalhães utilizando o conjunto de pacotes daophot. Tamb em implementamos um método de máxima probabilidade para ajustar perfis de densidade individuais, bem como diagramas cor-magnitude. Para 117 aglomerados (de um total de 255) dos candidatos, sendo 28 aglomerados até então não catalogados, obtivemos idades, metalicidades, m odulo de distância e parâmetros estruturais confiáveis, confirmando sua natureza de sistemas físicos. The distribution of cluster metallicities shows a radial dependence, with no clusters more metal-rich than [Fe/H] ' 0:7 beyond 8 kpc from the center of that galaxy. The age distribution has two peaks at ' 1.2 Gyr and ' 2.7 Gyr. The age-metallicity relation shows that even with an external sample, there is a global agreement with other studies that sampled more central regions of the Large Magellanic Cloud. In addition, this age-metallicity relation is well described as bounded by the analytical model from Pagel & Tautvaisiene (1998) and the empirical model from Harris & Zaritsky (2009). But neither of them describes accurately the clusters set. We also report here the discovery of a stellar over-density 8 north of the center of the Small Magellanic Cloud, baptized as SMCNOD (Small Magellanic Cloud Northern Over-Density), using data from the rst two years of the Dark Energy Survey (DES) and the rst year of the MAGellanic SatelLITEs Survey (MagLiteS). The SMCNOD is indistinguishable in age, metallicity and distance from the nearby SMC stars, being primarly composed of intermediate-age stars (6 Gyr, Z=0.001), with a small fraction of young stars (1 Gyr, Z=0.01). The SMCNOD has an elongated shape with an ellipticity = 0:6 and a size of 6x2 deg. It has an absolute magnitude of MV = 7:7, rh = 2:1 kpc, and V (r < rh) = 31.2 mag arcsec2. We estimate a stellar mass of 105 M , following a Kroupa mass function. The SMCNOD was probably removed from the SMC disk by tidal stripping, since it is located near the head of the Magellanic Stream, and the literature indicates likely recent LMC-SMC encounters. This scenario is supported by the lack of signi cant HI gas. Other potential scenarios for the SMCNOD origin are a transient over-density within the Small Magellanic Cloud tidal radius or a primordial SMC satellite in advanced stage of disruption. Estimamos uma massa estelar de 105 massas solares, seguindo uma função de massa inicial de Kroupa. A SMCNOD foi provavelmente removida do disco da Pequena Nuvem de Magalhães via tidal stripping, pois e localizada próximo da extremidade da Corrente de Magalhães (Magellanic Stream) e, segundo a literatura, houve recentes encontros entre a LMC e a SMC. Este cenário e apoiado pela significante falta de Hidrogênio neutro. Outros cenários potenciais para a origem da SMCNOD são: uma sobredensidade transitória dentro do raio de mar e ou uma satélite primordial em estado avançado de ruptura. / Our working sample comprised the outskirts of the Magellanic Clouds encompassed by the Dark Energy Survey. We focused in the star cluster system of the Large Magellanic Cloud and on the discovery of a stellar over-density associated to the Small Magellanic Cloud, which we will brie y describe here, based on already published abstracts. The Large Magellanic Cloud harbors a rich and diverse system of star clusters, whose ages, chemical abundances, and positions provide information about the Large Magellanic Cloud history of star formation. We use Science Veri cation imaging data from the Dark Energy Survey to increase the census of known star clusters in the outer Large Magellanic Cloud and to derive physical parameters for a large sample of such objects using a spatially and photometrically homogeneous data set. Our sample contains 255 visually identi ed cluster candidates, of which 109 were not listed in any previous catalog. We quantify the crowding e ect for the stellar sample produced by the Dark Energy Survey Data Management pipeline and conclude that the stellar completeness is < 10% inside typical Large Magellanic cluster cores. We therefore develop a pipeline to sample and measure stellar magnitudes and positions around the cluster candidates using daophot. We also implement a maximumlikelihood method to t individual density pro les and colour-magnitude diagrams. For 117 (from a total of 255) of the cluster candidates (28 uncatalogued clusters), we obtain reliable ages, metallicities, distance moduli and structural parameters, con rming their nature as physical systems.