Esta tese apresenta o estudo da população estelar nuclear e extranuclear de uma amostra de galáxias ativas próximas (trinta e sete galáxias Seyfert 2 e vinte e quatro rádio-galáxias); e de uma amostra de controle de galáxias não ativas (onze elípticas: sete lenticulares e dezoito espirais). Foram para isto utilizados espectros óticos de fenda longa com boa razão sinal-ruído obtidos em telescôpios com aberturas de 1;5m a 4m. As regiões amostradas nas extrações correspomlem nas galáxias a 100-2000 parsecs (pc), com um valor mediano de 800 pc. A fim de verificar se existe relação entre a presença de formação estelar recente e a atividade nuclear; foram determinadas as idades das populações estelares da região nuclear e circumnuclear destas galáxias; utilizando o método de síntese espectral. Também foi verificada a infiuência do núcleo ativo sobre a população circunmclear; através do estudo da diluição das larguras equivalentes nucleares em relação àquelas de fora do núcleo. Um dos aspectos mais relevantes do presente estudo é a inclusão de uma amostra de controle de galáxias não ativas em um nÚmero comparável ao de galáxias ativas. O estudo conjunto de uma amostra de controle serviu para quantificar as diferenças obtidas dos espectros - em particular no contínuo e na população estelar das galáxias devido a existência da atividade nuclear. Os principais resultados são os que seguem: Uma grande fração de galáxias Seyfert 2 apresenta formação estelar recente (com idades iguais ou inferiores a 100 milhões de anos), tanto no núcleo quanto fora dele. Por outro lado, as rádio-galáxias em geral são dominadas por populações velhas e de idade intermediária (10 e 1 bilhão de anos); as populações jovens são significativas em apenas 10% destes objetos Em vários aspectos, galáxias Seyfert 2 e rádio-galáxias apresentam características diferentes. As primeiras apresentam resultados da síntese bem mais diversificados do que as últimas; tanto em termos de contribuição das populações de diferentes idades, quanto em relação ao comportamento dos gradientes de população estelar e dos avermelhamentos internos das galáxias. As galáxias Seyfert 2 apresentam uma diversidade de populações bastallte grande; e em geral essas populações são muito diferentes daquelas encontradas em galáxias não ativas lenticulares e espirais. Apesar das rádio-galáxias apresentarem uma pequena diversidade de populações estelares e, aparentemente, populações semelhantes àquelas encontradas em galáxias não ativas elípticas e lenticulares, elas têm populações levemente mais jovens do que as encontradas nas galáxias não ativas, sob a forma de uma contribuição maior da população de 1 bilhão de anos. Nenhuma rádio-galáxia Fanaroff-Riley tipo I apresenta contribuição significativa de populações mais jovem; do que 1 bilhão de anos: enquanto que em uma ou duas rádio-galáxias FRI isso ocorre. Esse resultàdo sugere que existe uma pequena diferença entre a população estelar das rádio-galáxias FRI e FGII estudadas. Essa diferença precisa ser melhor estudada, através de uma amostra de rádio-galáxias maior, para se verificar se não é originada apenas pelo pequeno número de objetos analisados em cada grupo Para as galáxias Seyfert 2, os resultados encontrados são consistentes com um cenário evolutivo 1 onde uma interação provocaria a queda do gás na direção do núcleo provocando um ou mais episódios de formação estelar e iniciando também a atividade nuclear. Enquanto a formação estelar é dominante, as assinaturas da interação são ainda visíveis e o espectro apresenta as características de uma população jovem e linhas de emissão intemediárias entre aquelas de galáxias Seyfert 2 e de galáxias "Starlmrst". A partir do momento em que o episóidio de formação estelar se enfraquece, o espectro passa a ser dominado por características de uma população mais velha e com linhas de emissão típicas de uma galáxia Seyfert. Dentro do cenário acima, a diversidade de populações encontrada pode então ser explicada como sendo devida a diferentes estágios evolutivos da interação; além disso: um outro fator importante parece ser a quantidade de gás disponível; se esta quantidade for muito pequena, pode não ocorrer o disparo de formação estelar. No caso das rádio-galáxias, as interações que teriam originado a atividade nuclear parecem ter ocorrido há mais tempo (1 bilhão de anos atrás para a maioria dos objetos estudados), sugerindo um maior intervalo de tempo entre a interação e o disparo da atividade rádio do que entre a interação e a atividade Seyfert.

O foco deste trabalho é estudar a influência de buracos negros supermassivos (BNSs) nucleares na dinâmica e na cinemática estelar da região central das galáxias e determinar a massa destes BNSs. Assumindo que a função de distribuição (DF) que descreve a dinâmica da galáxia depende de duas integrais de movimento (f = f(E;Lz), onde E é a energia do sistema e Lz é a componente z do momento angular), construiu-se um modelo dinâmico de Jeans anisotrópico para reproduzir as distribuições de velocidades estelares observadas nas regiões centrais das galáxias ativas NGC4258 e NGC1052. A cinemática estelar das galáxias foi obtida através de observações espectroscópicas na banda-K do infravermelho próximo realizadas com o instrumento NIFS (Near-infrared Integral Field Spectrograph) no telescópio GEMINI Norte, e mostram que a distribuição de velocidades na região nuclear, em particular dentro do raio de influência do BNS, é dominada por uma alta dispersão de velocidades. Esta observação é consistente com a hipótese da presença de BNSs. Foram usadas imagens no infravermelho próximo obtidas com os instrumentos NICMOS (Near-Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer) a bordo do HST (Hubble Space Telescope) e do 2MASS (Two Micron All-Sky Survey) para construir modelos de expansão multi-gaussiana (MGE) para parametrizar a distribuição superficial de brilho das galáxias. A partir destes modelos MGE foi possível obter as distribuições de matéria e os potenciais gravitacionais das galáxias. A estes potenciais adicionou-se o potencial de uma fonte pontual representando o BNS central. Estes pares potencial-densidade descritos como funções gaussianas bidimensionais foram então usados para resolver as equações de Jeans semi-isotrópicas com simetria axial e modelar as distribuições de velocidades das galáxias. Comparando a cinemática modelada com as observações concluímos que o BNS no núcleo da galáxia NGC4258 possui uma massa de 4, 8+0,9 -0,8M e que o BNS no núcleo da galáxia NGC1052 possui uma massa de 3,6 108M. / The focus of this work is the study of the in uence of nuclear supermassive black holes (SMBHs) in the dynamics and stellar kinematics of the central region of galaxies and determine the masses of these SMBHs. Assuming that the distribution function (DF) that describes the galaxy dynamics depends of two integrals of motion (f = f(E;Lz), where E is the energy of the system and Lz is the z-component of the angular momentum), we have constructed a Jeans anisotropic dynamical model to t the observed stellar velocity distributions of the central regions of the active galaxies NGC4258 and NGC1052. The stellar kinematics of the galaxies was obtained from near-infrared spectroscopic observations in the K-band performed with the instrument NIFS (Near-infrared Integral Field Spectrograph) of the GEMINI North telescope. The observations show that the velocity distributions in the nuclear regions, particularly inside the black hole sphere of in uence, of the galaxies is dominated by high velocity dispersions. These observations are consistent with the hypothesis of the presence of SMBHs at the nucleus. We have used near-infrared K-band and H-band images obtained with the NICMOS instrument (Near-Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer) aboard the HST (Hubble Space Telescope) and from 2MASS (Two Micron All-Sky Survey) to build multi-gaussian expansion models (MGE) to parametrise the surface brightness distributions of the galaxies. From these MGE models it was possible to obtain the mass distributions and the gravitational potentials of the galaxies. To these potentials we added the potential of a point source representing the SMBH. These densitypotential pairs described as two-dimensional gaussian functions were then used to obtain the solutions of the semi-isotropic axisymmetric Jeans equations and to model the velocity distributions of the galaxies. By comparing the modelled kinematics with the observed one we concluded that the SMBH in the nucleus of the galaxy NGC4258 has a mass of 4, 8+0,9 -0,8M and that the SMBH in the nucleus of the galaxy NGC1052 has a mass of 3,6 108M.

Foram analisados espectros óticos de fenda longa de 29 galáxias que hospedam núcleos ativos (AGNs), sendo 6 galáxias Seyfert 1, 18 galáxias Seyfert 2, 4 Rádio-galáxias de linhas estreitas (NLRG) e 1 Rádio-galáxia de linhas largas (BLRG). Estas galáxias apresentam emissão por gás de alta excitação que se estende em alguns casos a 10 kpc do núcleo. O objetivo do presente trabalho consiste em estudar e caracterizar as propriedades físicas da região estendida de linhas estreitas (ENLR) destes objetos bem como propriedades da fonte central. A distribuição radial de parâmetros que caracterizam o gás emissor em cada galáxia, tais como brilho superficial das linhas de emissão, densidade do gás, massa, extinção e excitação são obtidos. Estes valores característicos são comparados entre as diferentes classes de atividade nuclear presentes em nossa amostra, bem como às propriedades de galáxias normais com o mesmo tipo de Hubble quando possível. Nós encontramos que a massa de gás ionizado é consistente com a hipótese de que o gás é “originado” na fotoionização pela fonte central das nuvens de HI préexistentes na galáxia hospedeira. Os valores observados das razões entre as linhas estreitas de emissão são comparados com os obtidos através de modelos de fotoionização gerados com o código MAPPINGS Ic, obtendo os parâmetros do modelo – densidade, índice espectral da distribuição de energia e da metalicidade do gás – que melhor reproduzem as observações. Observamos que a variação da abundância química do gás é necessária para explicar o espalhamento nos valores observados. Adicionalmente, comparamos os valores observados com os obtidos com modelos de choques gerados por Dopita & Sutherland. Investigamos também a influência da emissão proveniente de regiões HII ao espectro observado – a qual concluímos ser importante particularmente nas regiões emissoras mais distantes do que 2 kpc do núcleo. Nós determinamos a luminosidade ionizante da fonte central nos AGNs usando a aproximação de que as nuvens de gás são limitadas por radiação, e obtivemos os correspondentes valores para o fator de cobertura do gás. Esta luminosidade ionizante foi então comparada com a luminosidade observada em raios-X na banda 2 –10 keV, através de aproximações para a distribuição espectral de energia (SED). Para 9 galáxias Seyfert 2 a luminosidade observada está disponível, e verificamos que nosso método recupera a luminosidade do AGN em raios-X – assim como obtida dos dados do satélite ASCA – bem como identifica os 3 casos Compton espessos. Por fim, investigamos a natureza do contínuo infravermelho (IR) médio e distante – comparandose a luminosidade observada no IR, calculada a partir dos fluxos IRAS, com a luminosidade predita para um toro que envolve a fonte central absorvendo a radiação incidente e re-emitindo esta no infravermelho. Encontramos que a luminosidade observada no IR é consistente com a luminosidade predita para o torus.

Foram analisados espectros óticos de fenda longa de 29 galáxias que hospedam núcleos ativos (AGNs), sendo 6 galáxias Seyfert 1, 18 galáxias Seyfert 2, 4 Rádio-galáxias de linhas estreitas (NLRG) e 1 Rádio-galáxia de linhas largas (BLRG). Estas galáxias apresentam emissão por gás de alta excitação que se estende em alguns casos a 10 kpc do núcleo. O objetivo do presente trabalho consiste em estudar e caracterizar as propriedades físicas da região estendida de linhas estreitas (ENLR) destes objetos bem como propriedades da fonte central. A distribuição radial de parâmetros que caracterizam o gás emissor em cada galáxia, tais como brilho superficial das linhas de emissão, densidade do gás, massa, extinção e excitação são obtidos. Estes valores característicos são comparados entre as diferentes classes de atividade nuclear presentes em nossa amostra, bem como às propriedades de galáxias normais com o mesmo tipo de Hubble quando possível. Nós encontramos que a massa de gás ionizado é consistente com a hipótese de que o gás é “originado” na fotoionização pela fonte central das nuvens de HI préexistentes na galáxia hospedeira. Os valores observados das razões entre as linhas estreitas de emissão são comparados com os obtidos através de modelos de fotoionização gerados com o código MAPPINGS Ic, obtendo os parâmetros do modelo – densidade, índice espectral da distribuição de energia e da metalicidade do gás – que melhor reproduzem as observações. Observamos que a variação da abundância química do gás é necessária para explicar o espalhamento nos valores observados. Adicionalmente, comparamos os valores observados com os obtidos com modelos de choques gerados por Dopita & Sutherland. Investigamos também a influência da emissão proveniente de regiões HII ao espectro observado – a qual concluímos ser importante particularmente nas regiões emissoras mais distantes do que 2 kpc do núcleo. Nós determinamos a luminosidade ionizante da fonte central nos AGNs usando a aproximação de que as nuvens de gás são limitadas por radiação, e obtivemos os correspondentes valores para o fator de cobertura do gás. Esta luminosidade ionizante foi então comparada com a luminosidade observada em raios-X na banda 2 –10 keV, através de aproximações para a distribuição espectral de energia (SED). Para 9 galáxias Seyfert 2 a luminosidade observada está disponível, e verificamos que nosso método recupera a luminosidade do AGN em raios-X – assim como obtida dos dados do satélite ASCA – bem como identifica os 3 casos Compton espessos. Por fim, investigamos a natureza do contínuo infravermelho (IR) médio e distante – comparandose a luminosidade observada no IR, calculada a partir dos fluxos IRAS, com a luminosidade predita para um toro que envolve a fonte central absorvendo a radiação incidente e re-emitindo esta no infravermelho. Encontramos que a luminosidade observada no IR é consistente com a luminosidade predita para o torus.

Foram analisados espectros óticos de fenda longa de 29 galáxias que hospedam núcleos ativos (AGNs), sendo 6 galáxias Seyfert 1, 18 galáxias Seyfert 2, 4 Rádio-galáxias de linhas estreitas (NLRG) e 1 Rádio-galáxia de linhas largas (BLRG). Estas galáxias apresentam emissão por gás de alta excitação que se estende em alguns casos a 10 kpc do núcleo. O objetivo do presente trabalho consiste em estudar e caracterizar as propriedades físicas da região estendida de linhas estreitas (ENLR) destes objetos bem como propriedades da fonte central. A distribuição radial de parâmetros que caracterizam o gás emissor em cada galáxia, tais como brilho superficial das linhas de emissão, densidade do gás, massa, extinção e excitação são obtidos. Estes valores característicos são comparados entre as diferentes classes de atividade nuclear presentes em nossa amostra, bem como às propriedades de galáxias normais com o mesmo tipo de Hubble quando possível. Nós encontramos que a massa de gás ionizado é consistente com a hipótese de que o gás é “originado” na fotoionização pela fonte central das nuvens de HI préexistentes na galáxia hospedeira. Os valores observados das razões entre as linhas estreitas de emissão são comparados com os obtidos através de modelos de fotoionização gerados com o código MAPPINGS Ic, obtendo os parâmetros do modelo – densidade, índice espectral da distribuição de energia e da metalicidade do gás – que melhor reproduzem as observações. Observamos que a variação da abundância química do gás é necessária para explicar o espalhamento nos valores observados. Adicionalmente, comparamos os valores observados com os obtidos com modelos de choques gerados por Dopita & Sutherland. Investigamos também a influência da emissão proveniente de regiões HII ao espectro observado – a qual concluímos ser importante particularmente nas regiões emissoras mais distantes do que 2 kpc do núcleo. Nós determinamos a luminosidade ionizante da fonte central nos AGNs usando a aproximação de que as nuvens de gás são limitadas por radiação, e obtivemos os correspondentes valores para o fator de cobertura do gás. Esta luminosidade ionizante foi então comparada com a luminosidade observada em raios-X na banda 2 –10 keV, através de aproximações para a distribuição espectral de energia (SED). Para 9 galáxias Seyfert 2 a luminosidade observada está disponível, e verificamos que nosso método recupera a luminosidade do AGN em raios-X – assim como obtida dos dados do satélite ASCA – bem como identifica os 3 casos Compton espessos. Por fim, investigamos a natureza do contínuo infravermelho (IR) médio e distante – comparandose a luminosidade observada no IR, calculada a partir dos fluxos IRAS, com a luminosidade predita para um toro que envolve a fonte central absorvendo a radiação incidente e re-emitindo esta no infravermelho. Encontramos que a luminosidade observada no IR é consistente com a luminosidade predita para o torus.

Ventos (em inglês outflows) de ampla abertura e larga escala sâo uma característica comum em galáxias ativas, como as galáxias Seyfert. Em sistemas como este, onde buracos negros supermassivos (em inglês super massive black holes, SMBHs) de núcleos galácticos ativos de galáxias (em inglês active galactic nuclei, AGN) coexistem com regiões de formação estelar (em inglês star forming, SF), nâo está claro das observações se o AGN SMBH ou o SF (ou ambos) são responsaveis pela indução desses ventos. Neste trabalho, estudamos como ambos podem influenciar a evolução da galáxia hospedeira e seus outflows, considerando galáxias tipo Seyfert nas escalas de kilo-parsec (kpc). Para este objetivo, estendemos o trabalho anterior desenvolvido por Melioli & de Gouveia Dal Pino (2015), que considerou ventos puramente hidrodinâmicos impulsionados tanto pela SF quanto pelo AGN, mas levando em conta para este último apenas ventos bem estreitos (colimados). A fim de obter uma melhor compreensão da influencia (feedback) desses mecanismos sobre a evolução da galáxia e seus outflows, incluímos também os efeitos de ventos de AGN com maior ângulo de abertura, já que ventos em forma de cone podem melhorar a interação com o meio interestelar da galáxia e assim, empurrar mais gás nos outflows. Além disso, incluímos também os efeitos dos campos magnéticos no vento, já que estes podem, potencialmente, ajudar a preservar as estruturas e acelerar os outflows. Realizamos simulações tridimensionais magneto-hidrodinâmicas (MHD) considerando o resfriamento radiativo em equilíbrio de ionização e os efeitos dos ventos do AGN com dois diferentes ângulos de abertura (0º e 10º) e razões entre a pressão térmica e a pressão magnética beta=infinito, = 300 e 30, correspondentes a campos magnéticos 0, 0,76 micro-Gauss e 2,4 micro-Gauss respectivamente. Os resultados de nossas simulações mostram que os ventos impulsionados pelos produtos de SF (isto é, pelas explosões de supernovas, SNe) podem direcionar ventos com velocidades 100-1000 km s¹, taxas de perda de massa da ordem de 50 Massas solares/ano, densidades de ~1-10 cm-3 e temperaturas entre 10 e 10 K, que se assemelham às propriedades dos denominados absorvedores de calor (em inglês warm absorbers, WAs) e também são compatíveis com as velocidades dos outflows moleculares observadas. No entanto, as densidades obtidas nas simulações são muito pequenas e as temperaturas são muito grandes para explicar os valores observados nos outflows moleculares (que têm n ~150-300 cm³ e T<1000 K). Ventos colimados de AGN (sem a presença de ventos SF) também são incapazes de conduzir outflows, mas podem acelerar estruturas a velocidades muito altas, da ordem de ~10.000 km s¹ e temperaturas T> 10 K, tal como observado em ventos ultra rapidos (em inglês, ultra-fast outflows, UFOs). A introdução do vento de AGN, particularmente com um grande ângulo de abertura, causa a formação de estruturas semelhantes a fontes galácticas. Isso faz com que parte do gás em expansão (que está sendo empurrado pelo vento de SF) retorne para a galáxia, produzindo um feedback \'positivo\' na evolução da galáxia hospedeira. Descobrimos que esses efeitos são mais pronunciados na presença de campos magnéticos, devido à ação de forças magnéticas extras pelo vento AGN, o qual intensifica o efeito de retorno do gás (fallback), e ao mesmo tempo reduz a taxa de perda de massa nos outflows por fatores de até 10. Além disso, a presença de um vento de AGN colimado (0º) causa uma remoção significativa da massa do núcleo da galáxia em poucos 100.000 anos, mas este é logo reabastecido pelo de gás acretante proveniente do meio interestelar (ISM) à medida que as explosões de SNe se sucedem. Por outro lado, um vento de AGN com um grande ângulo de abertura, em presença de campos magnéticos, remove o gás nuclear inteiramente em alguns 100.000 anos e não permite o reabastecimento posterior pelo ISM. Portanto, extingue a acreção de combustível e de massa no SMBH. Isso indica que o ciclo de trabalho desses outflows é de cerca de alguns 100.000 anos, compatível com as escalas de tempo inferidas para os UFOs e outflows moleculares observados. Em resumo, os modelos que incluem ventos de AGN com um ângulo de abertura maior e campos magnéticos, levam a velocidades médias muito maiores que os modelos sem vento de AGN, e também permitem que mais gás seja acelerado para velocidades máximas em torno de ~10 km s¹, com densidades e temperaturas compatíveis com aquelas observadas em UFOs. No entanto, as estruturas com velocidades intermediárias de vários ~100 km s¹ e densidades até uns poucos 100 cm³, que de fato poderiam reproduzir os outflows moleculares observados, têm temperaturas que são muito grandes para explicar as características observadas nos outflows moleculares, que tem temperaturas T< 1000 K. Além disso, estes ventos de AGN não colimados em presença de campos magnéticos entre T< 1000 K. Alem disso, estes grandes ventos AGN de angulo de abertura em fluxos magnetizados reduzem as taxas de perda de massa dos outflows para valores menores que aqueles observados tanto em outflows moleculares quanto em UFOs. Em trabalhos futuros, pretendemos estender o espaço paramétrico aqui investigado e também incluir novos ingredientes em nossos modelos, como o resfriamento radioativo fora do equilíbrio, a fim de tentar reproduzir as características acima que não foram explicadas pelo modelo atual. / Large-scale broad outflows are a common feature in active galaxies, like Seyfert galaxies. In systems like this, where supermassive black hole (SMBH) active galactic nuclei (AGN) coexist with star-forming (SF) regions it is unclear from the observations if the SMBH AGN or the SF (or both) are driving these outflows. In this work, we have studied how both may influence the evolution of the host galaxy and its outflows, considering Seyfert-like galaxies at kilo-parsec (kpc) scales. For this aim, we have extended previous work developed by Melioli & de Gouveia Dal Pino (2015), who considered purely hydrodynamical outflows driven by both SF and AGN, but considering for the latter only very narrow (collimated) winds. In order to achieve a better understanding of the feedback of these mechanisms on the galaxy evolution and its outflows, here we have included the effects of AGN winds with a larger opening angle too, since conic-shaped winds can improve the interaction with the interstellar medium of the galaxy and thus push more gas into the outflows. Besides, we have also included the effects of magnetic fields in the flow, since these can potentially help to preserve the structures and speed up the outflows. We have performed three-dimensional magneto-hydrodynamical (MHD) simulations considering equilibrium radiative cooling and the effects of AGN-winds with two different opening angles (0º and 10º), and thermal pressure to magnetic pressure ratios of beta=infinite, 300 and 30 corresponding to magnetic fields 0, 0.76 micro-Gauss and 2.4 micro-Gauss, respectively. The results of our simulations show that the winds driven by the products of SF (i.e., by explosions of supernovae, SNe) alone can drive outflows with velocities ~100-1000 km s¹, mass outflow rates of the order of 50 Solar Masses yr¹, densities of ~1-10 cm³, and temperatures between 10 and 10 K, which resemble the properties of warm absorbers (WAs) and are also compatible with the velocities of the observed molecular outflows. However, the obtained densities from the simulations are too small and the temperatures too large to explain the observed values in molecular outflows (which have n ~ 150-300 cm³ and T<1000 K). Collimated AGN winds alone (without the presence of SF-winds) are also unable to drive hese outflows, but they can accelerate structures to very high speeds, of the order of ~ 10.000 km s¹, and temperatures T> 10 K as observed in ultra-fast outflows (UFOs). The introduction of an AGN wind, particularly with a large opening angle, causes the formation of fountain-like structures. This makes part of the expanding gas (pushed by the SF-wind) to fallback into the galaxy producing a \'positive\' feedback on the host galaxy evolution. We have found that these effects are more pronounced in presence of magnetic fields, due to the action of extra magnetic forces by the AGN wind producing enhanced fallback that reduces the mass loss rate in the outflows by factors up to 10. Furthermore, the presence of a collimated AGN wind (0º) causes a significant removal of mass from the core region in a few 100.000 yr, but this is soon replenished by gas inflow from the interstellar medium (ISM) when the SNe explosions fully develop. On the other hand, an AGN wind with a large opening angle in presence of magnetic fields is able to remove the nuclear gas entirely within a few 100.000 yr and does not allow for later replenishment. Therefore, it quenches the fueling and mass accretion onto the SMBH. This indicates that the duty cycle of these outflows is around a few 100.000 yr, compatible with the time-scales inferred for the observed UFOs and molecular outflows. In summary, models that include AGN winds with a larger opening angle and magnetic fields, lead to to be accelerated to maximum velocities around 10 km s¹ (than models with collimated AGN winds), with densities and temperatures which are compatible with those observed in UFOs. However, the structures with intermediate velocities of several ~100 km s¹ and densities up to a few 100 cm3, that in fact could reproduce the observed molecular outflows, have temperatures which are too large to explain the observed molecular features, which have temperatures T<1000 K. Besides, these large opening angle AGN winds in magnetized flows reduce the mass loss rates of the outflows to values smaller than those observed both in molecular outflows and UFOs. In future work, we intend to extend the parametric space here investigated and also include new ingredients in our models, such as non-equilibrium radiative cooling, in order to try to reproduce the features above that were not explained by the current model.

Ventos (em inglês outflows) de ampla abertura e larga escala sâo uma característica comum em galáxias ativas, como as galáxias Seyfert. Em sistemas como este, onde buracos negros supermassivos (em inglês super massive black holes, SMBHs) de núcleos galácticos ativos de galáxias (em inglês active galactic nuclei, AGN) coexistem com regiões de formação estelar (em inglês star forming, SF), nâo está claro das observações se o AGN SMBH ou o SF (ou ambos) são responsaveis pela indução desses ventos. Neste trabalho, estudamos como ambos podem influenciar a evolução da galáxia hospedeira e seus outflows, considerando galáxias tipo Seyfert nas escalas de kilo-parsec (kpc). Para este objetivo, estendemos o trabalho anterior desenvolvido por Melioli & de Gouveia Dal Pino (2015), que considerou ventos puramente hidrodinâmicos impulsionados tanto pela SF quanto pelo AGN, mas levando em conta para este último apenas ventos bem estreitos (colimados). A fim de obter uma melhor compreensão da influencia (feedback) desses mecanismos sobre a evolução da galáxia e seus outflows, incluímos também os efeitos de ventos de AGN com maior ângulo de abertura, já que ventos em forma de cone podem melhorar a interação com o meio interestelar da galáxia e assim, empurrar mais gás nos outflows. Além disso, incluímos também os efeitos dos campos magnéticos no vento, já que estes podem, potencialmente, ajudar a preservar as estruturas e acelerar os outflows. Realizamos simulações tridimensionais magneto-hidrodinâmicas (MHD) considerando o resfriamento radiativo em equilíbrio de ionização e os efeitos dos ventos do AGN com dois diferentes ângulos de abertura (0º e 10º) e razões entre a pressão térmica e a pressão magnética beta=infinito, = 300 e 30, correspondentes a campos magnéticos 0, 0,76 micro-Gauss e 2,4 micro-Gauss respectivamente. Os resultados de nossas simulações mostram que os ventos impulsionados pelos produtos de SF (isto é, pelas explosões de supernovas, SNe) podem direcionar ventos com velocidades 100-1000 km s¹, taxas de perda de massa da ordem de 50 Massas solares/ano, densidades de ~1-10 cm-3 e temperaturas entre 10 e 10 K, que se assemelham às propriedades dos denominados absorvedores de calor (em inglês warm absorbers, WAs) e também são compatíveis com as velocidades dos outflows moleculares observadas. No entanto, as densidades obtidas nas simulações são muito pequenas e as temperaturas são muito grandes para explicar os valores observados nos outflows moleculares (que têm n ~150-300 cm³ e T<1000 K). Ventos colimados de AGN (sem a presença de ventos SF) também são incapazes de conduzir outflows, mas podem acelerar estruturas a velocidades muito altas, da ordem de ~10.000 km s¹ e temperaturas T> 10 K, tal como observado em ventos ultra rapidos (em inglês, ultra-fast outflows, UFOs). A introdução do vento de AGN, particularmente com um grande ângulo de abertura, causa a formação de estruturas semelhantes a fontes galácticas. Isso faz com que parte do gás em expansão (que está sendo empurrado pelo vento de SF) retorne para a galáxia, produzindo um feedback \'positivo\' na evolução da galáxia hospedeira. Descobrimos que esses efeitos são mais pronunciados na presença de campos magnéticos, devido à ação de forças magnéticas extras pelo vento AGN, o qual intensifica o efeito de retorno do gás (fallback), e ao mesmo tempo reduz a taxa de perda de massa nos outflows por fatores de até 10. Além disso, a presença de um vento de AGN colimado (0º) causa uma remoção significativa da massa do núcleo da galáxia em poucos 100.000 anos, mas este é logo reabastecido pelo de gás acretante proveniente do meio interestelar (ISM) à medida que as explosões de SNe se sucedem. Por outro lado, um vento de AGN com um grande ângulo de abertura, em presença de campos magnéticos, remove o gás nuclear inteiramente em alguns 100.000 anos e não permite o reabastecimento posterior pelo ISM. Portanto, extingue a acreção de combustível e de massa no SMBH. Isso indica que o ciclo de trabalho desses outflows é de cerca de alguns 100.000 anos, compatível com as escalas de tempo inferidas para os UFOs e outflows moleculares observados. Em resumo, os modelos que incluem ventos de AGN com um ângulo de abertura maior e campos magnéticos, levam a velocidades médias muito maiores que os modelos sem vento de AGN, e também permitem que mais gás seja acelerado para velocidades máximas em torno de ~10 km s¹, com densidades e temperaturas compatíveis com aquelas observadas em UFOs. No entanto, as estruturas com velocidades intermediárias de vários ~100 km s¹ e densidades até uns poucos 100 cm³, que de fato poderiam reproduzir os outflows moleculares observados, têm temperaturas que são muito grandes para explicar as características observadas nos outflows moleculares, que tem temperaturas T< 1000 K. Além disso, estes ventos de AGN não colimados em presença de campos magnéticos entre T< 1000 K. Alem disso, estes grandes ventos AGN de angulo de abertura em fluxos magnetizados reduzem as taxas de perda de massa dos outflows para valores menores que aqueles observados tanto em outflows moleculares quanto em UFOs. Em trabalhos futuros, pretendemos estender o espaço paramétrico aqui investigado e também incluir novos ingredientes em nossos modelos, como o resfriamento radioativo fora do equilíbrio, a fim de tentar reproduzir as características acima que não foram explicadas pelo modelo atual. / Large-scale broad outflows are a common feature in active galaxies, like Seyfert galaxies. In systems like this, where supermassive black hole (SMBH) active galactic nuclei (AGN) coexist with star-forming (SF) regions it is unclear from the observations if the SMBH AGN or the SF (or both) are driving these outflows. In this work, we have studied how both may influence the evolution of the host galaxy and its outflows, considering Seyfert-like galaxies at kilo-parsec (kpc) scales. For this aim, we have extended previous work developed by Melioli & de Gouveia Dal Pino (2015), who considered purely hydrodynamical outflows driven by both SF and AGN, but considering for the latter only very narrow (collimated) winds. In order to achieve a better understanding of the feedback of these mechanisms on the galaxy evolution and its outflows, here we have included the effects of AGN winds with a larger opening angle too, since conic-shaped winds can improve the interaction with the interstellar medium of the galaxy and thus push more gas into the outflows. Besides, we have also included the effects of magnetic fields in the flow, since these can potentially help to preserve the structures and speed up the outflows. We have performed three-dimensional magneto-hydrodynamical (MHD) simulations considering equilibrium radiative cooling and the effects of AGN-winds with two different opening angles (0º and 10º), and thermal pressure to magnetic pressure ratios of beta=infinite, 300 and 30 corresponding to magnetic fields 0, 0.76 micro-Gauss and 2.4 micro-Gauss, respectively. The results of our simulations show that the winds driven by the products of SF (i.e., by explosions of supernovae, SNe) alone can drive outflows with velocities ~100-1000 km s¹, mass outflow rates of the order of 50 Solar Masses yr¹, densities of ~1-10 cm³, and temperatures between 10 and 10 K, which resemble the properties of warm absorbers (WAs) and are also compatible with the velocities of the observed molecular outflows. However, the obtained densities from the simulations are too small and the temperatures too large to explain the observed values in molecular outflows (which have n ~ 150-300 cm³ and T<1000 K). Collimated AGN winds alone (without the presence of SF-winds) are also unable to drive hese outflows, but they can accelerate structures to very high speeds, of the order of ~ 10.000 km s¹, and temperatures T> 10 K as observed in ultra-fast outflows (UFOs). The introduction of an AGN wind, particularly with a large opening angle, causes the formation of fountain-like structures. This makes part of the expanding gas (pushed by the SF-wind) to fallback into the galaxy producing a \'positive\' feedback on the host galaxy evolution. We have found that these effects are more pronounced in presence of magnetic fields, due to the action of extra magnetic forces by the AGN wind producing enhanced fallback that reduces the mass loss rate in the outflows by factors up to 10. Furthermore, the presence of a collimated AGN wind (0º) causes a significant removal of mass from the core region in a few 100.000 yr, but this is soon replenished by gas inflow from the interstellar medium (ISM) when the SNe explosions fully develop. On the other hand, an AGN wind with a large opening angle in presence of magnetic fields is able to remove the nuclear gas entirely within a few 100.000 yr and does not allow for later replenishment. Therefore, it quenches the fueling and mass accretion onto the SMBH. This indicates that the duty cycle of these outflows is around a few 100.000 yr, compatible with the time-scales inferred for the observed UFOs and molecular outflows. In summary, models that include AGN winds with a larger opening angle and magnetic fields, lead to to be accelerated to maximum velocities around 10 km s¹ (than models with collimated AGN winds), with densities and temperatures which are compatible with those observed in UFOs. However, the structures with intermediate velocities of several ~100 km s¹ and densities up to a few 100 cm3, that in fact could reproduce the observed molecular outflows, have temperatures which are too large to explain the observed molecular features, which have temperatures T<1000 K. Besides, these large opening angle AGN winds in magnetized flows reduce the mass loss rates of the outflows to values smaller than those observed both in molecular outflows and UFOs. In future work, we intend to extend the parametric space here investigated and also include new ingredients in our models, such as non-equilibrium radiative cooling, in order to try to reproduce the features above that were not explained by the current model.