Realizamos um estudo das propriedades espectroscópicas das linhas de emissão e do contínuo, na região do infravermelho próximo (NIR), de uma amostra de 51 galáxias de núcleo ativo do universo local. A forma do contínuo dos quasares e das galáxias Sy 1 é similar, sendo essencialmente plano nas bandas H e K, e com grandes variações na banda J. Nas Sy 2 o contínuo decresce suavemente a partir de 1.2 μm e na banda J é varíavel. Os espectros de todas as fontes são dominados por intensas linhas de emissão, tais como: Hi, He i, He ii, [S iii], além de notáveis linhas proibidas de alto e baixo grau de ionização. A ausência de linhas de Oi e Fe ii nos espectros das galáxias Sy 2, dão suporte observacional ao modelo que prediz que estas linhas são formadas na região de linhas largas (BLR). A presença de linhas coronais em ambos os tipos de atividade e os maiores valores de FWHM destas linhas relativas ás da região de linhas estreitas (NLR), indicam que as linhas coronais são formadas na parte interna da NLR. A razão de fluxos do [Fe ii] 12570°A/16436°A é um indicador confiável de avermelhamento para a NLR em galáxias Seyfert. As linhas do H2 são comuns á maioria das fontes. Estas linhas são sistematicamente mais estreitas que linhas típicas da NLR, sugerindo que as linhas H2 não são formadas na mesma parcela de gás onde se originam as linhas da NLR. Razões de linhas de emissão do H2 favorecem mecanismos de excitação térmicos para esta molécula em AGNs. As razões de linhas de emissão H2/Brγ e [Fe ii]Paβ são úteis para separar objetos com linhas de emissão no NIR de acordo com o seu nível de atividade nuclear. O histórico de formação estelar das galáxias Seyfert no NIR é heterogeneo, com populações estelares dominantes jovens, velhas e com formação estelar continua. Todas aparecem em frações significativas. A presença da banda do ~1.1μmCN no espectro de uma galáxia é uma evidência clara da presença de populações estelares com idades entre ~0.3 e ~2Ganos. A presença de um contínuo não térmico (lei de potência-PL, Fλ αλ−1.5) é observado em todas as galáxias Sy 1 e em 60% das Sy 2. Para uma fração significativa dos objetos a soma das componentes estelar e não térmica não é capaz de descrever o contínuo na banda K. O excesso observado nesta banda deve-se à poeira quente próxima a temperatura de sublimação, composta por grãos de grafite, localizada à ~1 pc da fonte central e com massa média de ¯M HD ≈0.3M. / We carried out a study of the spectrophotometric properties of the emission lines and continuum, in the near infrared region (NIR), of a sample of 51 active galaxies of the local universe. The shape of the continuum of the quasars and Seyfert 1 (Sy 1) galaxies are similar, beeing essentially flat in the H and K bands, with strong variations detected in the J band. In Seyfert 2 (Sy 2) the continuum decreases smoothly from 1.2 μm redwards and is variable in the J band. The spectra are dominated by strong emission lines like: Hi, He i, He ii, [S iii] and by conspicuous forbidden lines of low and high ionization species. The absence of Oi and Fe ii lines in the spectra of the Sy 2 gives observational support to the model which predicts that these lines are formed in the broad line region (BLR). The presence of coronal lines in both Seyfert type and the broader FWHM of these lines relatively to those observed in the narrow line region (NLR) indicate that the coronal lines are formed in the inner part of the NLR. The emission line ratio [Fe ii] 12570°A/16436°A is a reliable reddening indicator for the NLR of Seyfert galaxies. The H2 lines are common to almost all sources. These lines are systematically narrower than typical NLR lines, which suggests that the H2 lines do not originate from the same parcel of gas that forms the NLR. Line ratios between H2 lines favour thermal excitation mechanisms for the molecular gas in active galactic nuclei. The emission line ratios H2/Brγ and [Fe ii]Paβ are useful for separating emission-line objects by their degree of nuclear activity. The star formation history of Seyfert galaxies in the NIR is heterogeneous, with young and old stellar populations and continuous star formation. All of them appear in significant fractions. The presence of the ~1.1μmCN band in the spectrum of a galaxy is an unambiguous evidence of stellar populations with ages between ~ 0.3 and ~2Gyr. A non-thermal continuum (Power Law- PL, Fλ α λ−1.5) is observed in all Sy 1 and in 60% of the Sy 2. In a significant fraction of the objects, the sum of the stellar and non-thermal continua is not capable of describing the continuum in the K band. The excess observed in this band is due to hot dust near its sublimation temperature, composed by graphite grains, located at ~1 pc from the central source and with a mean mass of ¯MHD ≈0.3M.

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

Ao longo das últimas décadas, observações no IR obtidas pelo telescópio espacial Spitzer aumentaram significantemente a população conhecida de YSOs associados as nuvens moleculares próximas. Com tal censo, estudos recentes têm caracterizado estelas PMS e deteminado parâmetros em diferentes comprimentos de onda. Dada a cobertura restrita de algumas destas nuvens, relativo às suas regiões estendidas, estas populações de YSOs podem representar uma visão limitada da formação estelar nestas regiões. Diante disso, aproveitamos observações no IR médio do WISE, que fornece uma cobertura maior do céu, podendo assim apresentar uma maior população representativa de YSO. Nós estendemos o método de classificação bem estabelecido por Allen et al.(2004) para observações do Spitzer e WISE. Adotamos a fotometria 2MASS como sistema padrão para comparações. Além do aglomerado embebido IC 5146, nós fornecemos uma visão em diversas bandas fotométricas dos 5 novos aglomerados estelares embebidos e sua vizinhança. Em suma, a análise da amostra envolve os seguintes passos: (i) extração fotométricas (2MASS, Spitzer e WISE) de uma região circular; (ii) descontaminação de estrelas de campo para reforçar a morfologia intrínseca do diagrama Cor-magnitude (CMD) (essencial para determinar o avermelhamento, idade e distância do Sol); e (iii) construção de filtros cor-magnitude, para os perfis radiais de densidade estelar (RDPs). Os perfis foram construídos com estrelas selecionadas após a aplicação filtro cor-magnitude (CM) sobre a fotometria observada, o qual isola estrelas com grande probabilidade de serem membros do aglomerado. A distância do IC 5146 foi estimada num valor de 1190 ± 70 pc do Sol. Tal distância tem sido questão de debate na literatura. Entretanto, as distâncias e as incertezas fotométricas dos 5 NBBs sugerem que eles estão associados fisicamente. Estes novos YSOs descobertos, IC 5146 e Streamer possuem idade de 5 ± 3Myr. Concluímos que todo o complexo IC5146 sugere-nos uma concordância morfológica associada com o processo de formação estelar. / Throughout the last decade sensitive infrared observations obtained by the Spitzer Space Telescope signi cantly increased the known population of YSOs associated with nearby molecular clouds. With such a census recent studies have characterized pre-main sequence stars (PMS) and determined parameters from di erent wavelengths. Given the restricted Spitzer coverage of some of these clouds, relative to their extended regions, these YSO populations may represent a limited view of star formation in these regions. We are taking advantage of mid-infrared observations from the NASA Wide Field Infrared Survey Explorer (WISE), which provides an all sky view and therefore full coverage of the nearby clouds, to assess the degree to which their currently known YSO population may be representative of a more complete population. We extend the well established classi cation method of the Spitzer Legacy teams to archived WISE observations. We have adopted 2MASS photometry as a "standard catalogue" for comparisons. Besides the massive embedded cluster IC 5146 we provide a multiband view of ve new embedded clusters in its surroundings that we discovered with WISE. In short, the analysis involves the following for the presently studied cluster sample: (i) extraction of 2MASS/WISE/Spitzer photometry in a wide circular region; (ii) eld-star decontamination to enhance the intrinsic Colour-magnitude diagram (CMD) morphology (essential for a proper derivation of reddening, age, and distance from the Sun); and (iii) construction of Colour-magnitude lters, for more contrasted stellar radial density pro les (RDPs).

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.

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

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

Realizamos um estudo das propriedades espectroscópicas das linhas de emissão e do contínuo, na região do infravermelho próximo (NIR), de uma amostra de 51 galáxias de núcleo ativo do universo local. A forma do contínuo dos quasares e das galáxias Sy 1 é similar, sendo essencialmente plano nas bandas H e K, e com grandes variações na banda J. Nas Sy 2 o contínuo decresce suavemente a partir de 1.2 μm e na banda J é varíavel. Os espectros de todas as fontes são dominados por intensas linhas de emissão, tais como: Hi, He i, He ii, [S iii], além de notáveis linhas proibidas de alto e baixo grau de ionização. A ausência de linhas de Oi e Fe ii nos espectros das galáxias Sy 2, dão suporte observacional ao modelo que prediz que estas linhas são formadas na região de linhas largas (BLR). A presença de linhas coronais em ambos os tipos de atividade e os maiores valores de FWHM destas linhas relativas ás da região de linhas estreitas (NLR), indicam que as linhas coronais são formadas na parte interna da NLR. A razão de fluxos do [Fe ii] 12570°A/16436°A é um indicador confiável de avermelhamento para a NLR em galáxias Seyfert. As linhas do H2 são comuns á maioria das fontes. Estas linhas são sistematicamente mais estreitas que linhas típicas da NLR, sugerindo que as linhas H2 não são formadas na mesma parcela de gás onde se originam as linhas da NLR. Razões de linhas de emissão do H2 favorecem mecanismos de excitação térmicos para esta molécula em AGNs. As razões de linhas de emissão H2/Brγ e [Fe ii]Paβ são úteis para separar objetos com linhas de emissão no NIR de acordo com o seu nível de atividade nuclear. O histórico de formação estelar das galáxias Seyfert no NIR é heterogeneo, com populações estelares dominantes jovens, velhas e com formação estelar continua. Todas aparecem em frações significativas. A presença da banda do ~1.1μmCN no espectro de uma galáxia é uma evidência clara da presença de populações estelares com idades entre ~0.3 e ~2Ganos. A presença de um contínuo não térmico (lei de potência-PL, Fλ αλ−1.5) é observado em todas as galáxias Sy 1 e em 60% das Sy 2. Para uma fração significativa dos objetos a soma das componentes estelar e não térmica não é capaz de descrever o contínuo na banda K. O excesso observado nesta banda deve-se à poeira quente próxima a temperatura de sublimação, composta por grãos de grafite, localizada à ~1 pc da fonte central e com massa média de ¯M HD ≈0.3M. / We carried out a study of the spectrophotometric properties of the emission lines and continuum, in the near infrared region (NIR), of a sample of 51 active galaxies of the local universe. The shape of the continuum of the quasars and Seyfert 1 (Sy 1) galaxies are similar, beeing essentially flat in the H and K bands, with strong variations detected in the J band. In Seyfert 2 (Sy 2) the continuum decreases smoothly from 1.2 μm redwards and is variable in the J band. The spectra are dominated by strong emission lines like: Hi, He i, He ii, [S iii] and by conspicuous forbidden lines of low and high ionization species. The absence of Oi and Fe ii lines in the spectra of the Sy 2 gives observational support to the model which predicts that these lines are formed in the broad line region (BLR). The presence of coronal lines in both Seyfert type and the broader FWHM of these lines relatively to those observed in the narrow line region (NLR) indicate that the coronal lines are formed in the inner part of the NLR. The emission line ratio [Fe ii] 12570°A/16436°A is a reliable reddening indicator for the NLR of Seyfert galaxies. The H2 lines are common to almost all sources. These lines are systematically narrower than typical NLR lines, which suggests that the H2 lines do not originate from the same parcel of gas that forms the NLR. Line ratios between H2 lines favour thermal excitation mechanisms for the molecular gas in active galactic nuclei. The emission line ratios H2/Brγ and [Fe ii]Paβ are useful for separating emission-line objects by their degree of nuclear activity. The star formation history of Seyfert galaxies in the NIR is heterogeneous, with young and old stellar populations and continuous star formation. All of them appear in significant fractions. The presence of the ~1.1μmCN band in the spectrum of a galaxy is an unambiguous evidence of stellar populations with ages between ~ 0.3 and ~2Gyr. A non-thermal continuum (Power Law- PL, Fλ α λ−1.5) is observed in all Sy 1 and in 60% of the Sy 2. In a significant fraction of the objects, the sum of the stellar and non-thermal continua is not capable of describing the continuum in the K band. The excess observed in this band is due to hot dust near its sublimation temperature, composed by graphite grains, located at ~1 pc from the central source and with a mean mass of ¯MHD ≈0.3M.

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.

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.

No presente trabalho estudamos aglomerados abertos e/ou grupos estelares não tão densos com o objetivo de identificar prováveis estágios dinâmicos evoluídos de aglomerados abertos. A seleção dos grupos estelares partiu de uma lista de candidatos relativamente concentrados mas pouco povoados que seriam prováveis candidatos ao fenômeno dinâmico buscado (Bica et aI. 2001 [7]). Estes candidatos estão localizados a latitudes Galáticas relativamente altas (Ibl > 15°). Os grupos estelares NGC 1252 e NGC 1901 foram estudados nas bandas B e V através de fotometria CCD. O aglomerado aberto clássico velho M67 (NGC 2682) e o grupo estelar NGC 2664 foram estudados nas bandas J e H com dados do catálogo infravermelho 2MASS. NGC 1252 é uma concentração com aproximadamente 20 estrelas localizada a 20' ao norte das coordenadas originais no New General Catalogue, e a sudoeste da extensa região previamente indicada como sendo o objeto na literatura. O diagrama cor-magnitude de NGC 1252 sugere um turnoff e uma sequência principal, e um total de 12 prováveis membros. Simulamos um diagrama cor-magnitude do campo Galático na direção de cada um dos grupos estelares. Para NGC 1252 a simulação não apresentou semelhanças com o mesmo, e sugere que NGC 1252 não se trate de uma flutuação de campo. O ajuste de isócronas para os prováveis membros é consistente com um avermelhamento E(B-V) = 0.02, uma distância ao Sol d0 = 0.64 ± 0.07 kpc (Z = -0.46 kpc) e uma idade de 3 ± 1 Gano. Os dados disponíveis indicam que não podemos descartar a possibilidade de NGC 1252 ser um grupo físico, e se o for as evidências apontam não para um aglomerado aberto clássico mas sim um aglomerado aberto remanescente. NGC 1901 é freqüentemente descrito como um aglomerado aberto, encontramos uma clara sequência principal e similaridade com as Hyades. Obtivemos um avermelhamento de E(B-V) = 0.04, d0 = 0.45 ± 0.04kpc (Z = -0.23 kpc) e uma idade de 0.6 ± 1Gano. NGC 1901 é conclusivamente um sistema físico, dinamicamente comparável ou mais evoluído que as Hyades. Como análises com o catálogo 2MASS apenas começam a ser feitas, utilizamos M67 como objeto de comparação. Investigamos também se existe alguma relação entre M67 e NGC 2664, pois estão projetados próximos (~ 1°). Para obtenção dos parâmetros fundamentais de M67 partimos de valores presentes na literatura, que constatamos não estarem perfeitamente estabelecidos. Obtivemos para M67 um avermelhamento E(J-H) = 0.0, d0 = 0.72 ± 0.07kpc, e idade de 3.5 ± 0.5Ganos. Para NGC 2664 obtivemos um diagrama cor-magnitude sugerindo uma sequência principal, e a ocorrência pelo menos de 9 prováveis membros. O ajuste de isócronas é compatível com um avermelhamento E(J-H) = 0.0, d0= 0.69 ± 0.1kpc e idade de 1.5 ± 0.5 Gano. Subtrações estatísticas no diagrama cormagnitude de estrelas de campos circundantes dão apoio a NGC 2664 como um sistema físico. Ele parece ser um remanescente de aglomerado aberto do disco velho com aproximadamente metade da idade de M67. Para uma análise conclusiva são necessários astrometria, velocidades radiais e tipos espectrais para todos os prováveis membros.Aglomerados abertos evoluemdinamicamente e modelos de N-corpos têm indicado que um grande número de remanescentes são esperados próximos à dissolução. Só recentemente iniciaram-se esforços sistemáticos para detectá-Ios observacionalmente. O presente estudo, baseado no diagrama cor-magnitude indica que NGC1252 e NGC 2664 são prováveis candidatos ao fenômeno. NGC 1901 parece ser um elo entre um aglomerado aberto clássico e seus remanecentes. / ln the present work we study open clusters andjor loose stelIar groups in view of identifying probable late stages of open cluster dynamical evolution. The selection of stelIar groups was from a list of relatively concentrated and poorly populated probable candidates to open cluster remnants (Bica et aI. 2001 [7]). These candidates are located at relatively high galactic latitudes (lbl > 15°). The stelIar groups NGC 1252 and NGC 1901 are studied in the B and V bands with CCD photometry. The classical old open cluster M67 (NGC 2682) and the stelIar group NGC 2664 are studied in the J and H bands from the 2MASS survey. NGC 1252 consists of a concentration of about 20 stars centered ~ 20' north of the original New General Catalogue coordinates, and at the southwest edge ofthe large region previously assigned to this object in the literature. The colour-magnitude diagram of NGC 1252 suggests a turnoff and main sequence, and a total of 12 probable members.We simulated the Galactic field colour-magnitude diagrams in the directions of both stelIar groups. The field simulation for NGC 1252 is a poor match, suggesting that NGC 1252 is not a field fluctuation. lsochrone fitting to the probable members is consistent with a reddening E(B- V) = 0.02, a distance from the Sun de:)= 0.64 ± 0.07 Kpc (Z = -0.46 kpc) and an age 3 ± 1 Gyr. NGC 1252 connot be ruled out as a physical group with the available data. If so, evidence is found that it is not a classical open cluster, but rather an open cluster remnant. NGC 1901 is often described as an open cluster. We find a clear main sequence and NGC 1901 shares similarities with the Hyades. We derive E(B- V) = 0.04, de:)= 0.45 ± 0.04 kpc (Z= -0.23 kpc) and an age 0.6 ± 1 Gyr. NGC 1901 is conclusively a physical system, dynamicalIy comparable to or more evolved than the Hyades. The 2MASS infrared photometry is very recent, so we explore it by means of M67, which is used as comparison object. We investigate whether M67 and NGC2664 are related owing to the their angular proximity (~1°). To derive fundamental parameters for M67 we tested literature values, which we realized not to be perfectly established. We obtained for M67 E(J-H) = 0.0, de:) = 0.72 ± 0.07 kpc, and an age 3.5 ± Gyr. For NGC 2664 the colour-magnitude diagram suggests a main sequence, and 9 probable members. lsochrone fitting is compatible with E(J-H) = 0.0, de:)=0.69 ± 1, and an age 1.5 ± 0.5 Gyr. Statistical subtractions of surrounding field color-magnitude diagrams further support NGC 2664 as a physical stelIar group. If so, it appears to be an old disc open cluster remnant with about half the age of M67. For a more conclusive analysis astrometry, radial velocities and spectral types for alI probable members are required. Open clusters dynamically evolve and N-body simulations suggested that many remnants are expected close to dissolution. Only recently more systematic efforts have been made to observationalIy detect open cluster remnants. The present study based on the analysis of colour-magnitude diagrams indicates that NGC 1252 and NGC 2664 are probable candidates to the phenomenon. NGC 1901 appears to be a link between classical open clusters and their remnants.