Realizamos um estudo observacional sobre a cinemática e o histórico de formação estelar das galáxias do par AM2058-381. Os dados utilizados consistem de espectros de fenda longa obtidos com Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) anexado ao telescópio Gemini Sul e cobrem um intervalo espectral de 3300 a 6930 À. Foram extraídos e analisados 69 espectros unidimensionais. A região observada em cada espectro representa uma área de 918 x 785 pc2 para AM2058A e 930 x 795 pc2 para AM2058B. Construímos as curvas de rotação para as galáxias do par através das linhas de emissão mais brilhantes do espectro. A velocidade sistêmica encontrada para AM2058A foi v8=12178 km s-1 e para AM2058B foi v8=12316 km s-1. adotando Ho=75 km s-1Mpc-1, encontramos que a galáxia principal está a uma distância de 162 Mpc e a companheira de 164 Mpc. Determinamos que a galáxia principal está inclinada a um ângulo i=68° e estimamos sua velocidade circular máxima em vc=314 km s-1 através do ajuste de mínimo quadrados não-linear para curva de rotação, assumindo que o gás se move sob um potencial gravitacional logarítmico. Para a galáxia companheira não foi possível realizar o ajuste, pois o campo de velocidades é muito complexo. A velocidade circular máxima desprojetada nos permitiu obter a massa dinâmica para a galáxia AM2058A em MA(r) = 2.1 x 1011M0. A massa da galáxia companheira foi estimada em MB(r)= 4.6x 1010 Mo através de parâmetros fotométricos. A razão entre as massas de LM'l-Aa = 0.21 confirma que o par é uma fusão menor (minor merger). Realizamos um estudo da população estelar para as diferentes orientações da fenda de ambas galáxias. Encontramos que a região central da galáxia principal AM2058A, por onde passam as fendas nas posições P.\ 12' (, PA=350°, é dominada pela população estelar velha com metalicidade solar e subsolar. A síntese de população estelar do disco e braços espirais da galáxia principal apresenta diferentes distribuições de idades pesadas em luz. Na direção do PA=42°, a contribuição dominante é de idade intermediária com a metalicidade maior que solar. Já a população dominante na direção do PA=350° é jovem com metalicidade subsolar. Considerando que PA=350° passa pelo centro das duas galáxias, o excesso de formação estelar recente, observado nesta direção, poderia ser o resultado da passagem da galáxia companheira através da galáxia principal. Além disso, observamos que a população estelar da galáxia companheira também apresenta metalicidade subsolar. A população estelar encontrada através da síntese para as três regiões H11 estudadas neste trabalho tem idade de 5 Manos e metalicidade subsolar. É importante salientar que estas regiões apresentam uma cinemática diferenciada em relação ao disco da galáxia, como se infere das curvas de rotação. A região Hii n° 4 mostra que o último evento de formação estelar da galáxia principal ocorreu há 1 Manos. / We carried out an observational study of the kinematics and star formation history of the galaxy pair AM2058-381. The data used consist of long slit spectra obtained with the Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) attached to the Gemini South Telescope, covering the spectral range from 3300 to 6930 À. 69 onedimensional spectra were extracted and analyzed. The observed region in each spectrum represents an area of 918 x 785 pc2 for AM2058A and 930 x 795 pc2 for AM2058B. We construct the rotation curve for the galaxies using the brightest emission lines in the spectra. The systemic velocity for the galaxies was found to be 14=12178 km s-1 and v3=12316 km s-1 for the main and secondary components. Adopting H0=75 km s-1Mpc-1, we determind that the main galaxy is distant 162 Mpc and the companion 164 Mpc. The inclination of the main galaxy was estimated as i=68°. Assuming that the gas of the main component moves under a logarithmic gravitational potential, the maximum circular velocity was found to be vc=314 km s-1. The deprojected maximum circular velocity provides the dynamical mass for the galaxy AM2058A as MA(r) = 2.1 x 1011M0. The mass of the companion galaxy was estimated from photometric parameters as MB(r)= 4.6 x101° Mo . The mass ratio= 0.21 confirms that the pair is a minor merger. We perfor- ,A med a stellar population study for the different slit orientations in both galaxies. We found that the central region of the main galaxy AM2058A is dominated by an old stellar population with metallicity <Zo. The stellar population synthesis of the disk and spiral arms of the main galaxy shows different age distributions. At the direction PA=42°, the dominant contribution comes from the.intermediate age with metallicity >Zo. The dominant population in the direction PA=350° is young with subsolar metallicity. Since PA=350° passes through the center of both galaxies, the excess of recent star formation observed in this direction may be due to the passage of the companion galaxy through the main galaxy. In addition, the main galaxy (along PA=350°) and the secondary show subsolar metallicity. The stellar population found by the synthesis for all three Hii regions studied in this work is 5 Myear old with subsolar metallicity. It is important to note that these regions show a different kinematics with respect to the galactic disk kinematics, as inferred from rotation curves. The Hii region n° 4 shows that the last event of star formation in the main galaxy occurred about 1 Myears ago.

Neste trabalho analisamos imagens nas cores g (ou r) e i de 18 gal axias grand design, obtidas com telescópios no Monte Palomar, USA e nas ilhas Canárias, Espanha. As bandas espectrais das imagens das galáxias foram escolhidas porque na banda i se destaca o padrão espiral ou perturbação original do disco, enquanto que a banda g está dominada pela emissão dos aglomerados ionizantes e as estrelas jovens, formados pela ação do padrão perturbador. Caracterizamos as estruturas espirais através de m etodos objetivos com fundamentação matemática. O primeiro é o de transformada de Fourier bi-dimensional com uma base de espirais logarítmicas, o segundo o método de simetrização de Elmegreen, Elmegreen e Montenegro (1992) (doravante EEM92) e finalmente a transformada de Fourier unidimensional de perfis azimutais dos braços espirais. A posição da ressonância de corrotação e determinada, entre outras propriedades. Optamos preferencialmente por galáxias vistas de frente (face-on) ou com pequeno ângulo de inclinação em relação ao plano do céu para minimizar o efeito da deprojeção e porque a metodologia não contempla o uso de dados cinemáticos. Além da posição da ressonância de corrotação, as transformadas de Fourier bi-dimensionais e o método de simetrização EEM92 fornecem outras informações, tais como a presençaa de diversos padrões, a extensão e importância relativa dos mesmos, etc. Por serem as galáxias da amostra vistas de frente, praticamente não existem curvas de rotação para as mesmas. Esta e uma tarefa de extrema dificuldade, que deveria ser atacada para aquelas galáxias que apresentam alguma possibilidade de serem estudadas cinematicamente. Devido ao grande número de guras necessárias a análise de cada galáxia, apresentamos as figuras impressas somente para cinco casos que consideramos paradigmáticos. As outras treze galáxias são apresentadas como apêndice no CD em anexo. / In this work we analyze g and i images of 18 grand design galaxies, obtained with telescopes in Monte Palomar, at the USA and at the Canary islands, Spain. These photometric bands were chosed because the i band dettachs the spiral pattern density wave or original disk perturbation, while the g band is dominated by the emission of the ionizing clusters and young stars, formed by the action of this perturbation on the molecular clouds. We characterized the spiral structures through objective mathematical methods. The rst one is that of bi-dimensional Fourier transform with a base of logarithmic spirals, the second one is the method of simetrization of Elmegreen, Elmegreen and Montenegro (1992, from now on EEM92) and nally, the third one is that of one-dimensional Fourier transform of the spiral arms azimuthal pro les. We preferentially treated face-on galaxies or galaxies with small inclination angle in relation to the plan of the sky to minimize the e ect of deprojection and because the methodology does not use kinematic data. Besides the position of the corrotation resonance, we can discriminate the presence of several spiral patterns, when present, the intensity, extension and relative importance of these patterns. There are no rotation curves for the galaxies of the sample. It would be be an important contribution to determine rotation curves for the galaxies that present some inclination. Due to the large number of illustrations for each galaxy, we illustrate ve paradigmatic cases, and the other thirteen galaxies are shown as appendices in an attached CD.

Con el telescopio de 30 metros del Instituto Argentino de Radioastronomía y utilizando un receptor de 56 canales se hicieron observaciones en la línea de 21 cm. del hidrógeno neutro en la región de longitudes galácticas entre 302º y 310º y latirudes galácticas entre 2º e 12º.

Neste trabalho analisamos imagens nas cores g (ou r) e i de 18 gal axias grand design, obtidas com telescópios no Monte Palomar, USA e nas ilhas Canárias, Espanha. As bandas espectrais das imagens das galáxias foram escolhidas porque na banda i se destaca o padrão espiral ou perturbação original do disco, enquanto que a banda g está dominada pela emissão dos aglomerados ionizantes e as estrelas jovens, formados pela ação do padrão perturbador. Caracterizamos as estruturas espirais através de m etodos objetivos com fundamentação matemática. O primeiro é o de transformada de Fourier bi-dimensional com uma base de espirais logarítmicas, o segundo o método de simetrização de Elmegreen, Elmegreen e Montenegro (1992) (doravante EEM92) e finalmente a transformada de Fourier unidimensional de perfis azimutais dos braços espirais. A posição da ressonância de corrotação e determinada, entre outras propriedades. Optamos preferencialmente por galáxias vistas de frente (face-on) ou com pequeno ângulo de inclinação em relação ao plano do céu para minimizar o efeito da deprojeção e porque a metodologia não contempla o uso de dados cinemáticos. Além da posição da ressonância de corrotação, as transformadas de Fourier bi-dimensionais e o método de simetrização EEM92 fornecem outras informações, tais como a presençaa de diversos padrões, a extensão e importância relativa dos mesmos, etc. Por serem as galáxias da amostra vistas de frente, praticamente não existem curvas de rotação para as mesmas. Esta e uma tarefa de extrema dificuldade, que deveria ser atacada para aquelas galáxias que apresentam alguma possibilidade de serem estudadas cinematicamente. Devido ao grande número de guras necessárias a análise de cada galáxia, apresentamos as figuras impressas somente para cinco casos que consideramos paradigmáticos. As outras treze galáxias são apresentadas como apêndice no CD em anexo. / In this work we analyze g and i images of 18 grand design galaxies, obtained with telescopes in Monte Palomar, at the USA and at the Canary islands, Spain. These photometric bands were chosed because the i band dettachs the spiral pattern density wave or original disk perturbation, while the g band is dominated by the emission of the ionizing clusters and young stars, formed by the action of this perturbation on the molecular clouds. We characterized the spiral structures through objective mathematical methods. The rst one is that of bi-dimensional Fourier transform with a base of logarithmic spirals, the second one is the method of simetrization of Elmegreen, Elmegreen and Montenegro (1992, from now on EEM92) and nally, the third one is that of one-dimensional Fourier transform of the spiral arms azimuthal pro les. We preferentially treated face-on galaxies or galaxies with small inclination angle in relation to the plan of the sky to minimize the e ect of deprojection and because the methodology does not use kinematic data. Besides the position of the corrotation resonance, we can discriminate the presence of several spiral patterns, when present, the intensity, extension and relative importance of these patterns. There are no rotation curves for the galaxies of the sample. It would be be an important contribution to determine rotation curves for the galaxies that present some inclination. Due to the large number of illustrations for each galaxy, we illustrate ve paradigmatic cases, and the other thirteen galaxies are shown as appendices in an attached CD.

Observações fotomítricas em UBV com multidiafragma, e observações espectrofotomítricas da região central das galãxias espirais são apresentadas para NGC 5530, 5643 e 6699, com núcleo normal; NGC 1097, 2997 e 5236, com núcleo peculiar; e NGC 1566, 3783 e IC4329A, com núcleo Seyfert. Um algoritmo matemãtico, uti lizando dados das larguras equivalentes das linhas de absorção, í desenvolvido para obter a composição estelar dos núcleos. Na solução do algoritmo são usados métodos de programação não linear vinculada. Os contínuos estelares e as observações UBV sio usados para obter valores independentes da absorção e do avermelhamento interno do núcleo. Os resultados teõricos permitem detectar três ciclos de formação de estrelas nos três tipos de nú cleos. O último destes ciclos é mais recente nos núcleos Seyfert, seguido dos peculiares e finalmente dos normais. As relações teõ ricas M/L e HCaII/KCaII, assim como a absorção interna, mostram diferenças entre os três tipos de núcleos. / Multidiaphragm UBV photometry and spectrophotometry of the central region for spiral galaxies are given for NGC 5530, 5643 and 6699, with normal nucleus; NGC 1097, 2997 and 5236, with peculiar nucleus; and NGC 1566, 3783 and IC4329A, with Seyfert nucleus. A mathematical algorithm, to treat data of the equivalent width of the absorption lines, was developped in order to obtain the stellar composition of the nuclei. The solution of this problem was found by the method of constrained non-linear. programming. The spectral continua and the UBV observations were compared with the theoretical results to obtain the internal absorption and the reddening of the nuclei. The age of the last cicle of formation of stars, the internal absorption and the theoretical relations M/L and HCaII/KCaII, show differences among the three types of nuclei.

Realizamos um estudo observacional sobre a cinemática e o histórico de formação estelar das galáxias do par AM2058-381. Os dados utilizados consistem de espectros de fenda longa obtidos com Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) anexado ao telescópio Gemini Sul e cobrem um intervalo espectral de 3300 a 6930 À. Foram extraídos e analisados 69 espectros unidimensionais. A região observada em cada espectro representa uma área de 918 x 785 pc2 para AM2058A e 930 x 795 pc2 para AM2058B. Construímos as curvas de rotação para as galáxias do par através das linhas de emissão mais brilhantes do espectro. A velocidade sistêmica encontrada para AM2058A foi v8=12178 km s-1 e para AM2058B foi v8=12316 km s-1. adotando Ho=75 km s-1Mpc-1, encontramos que a galáxia principal está a uma distância de 162 Mpc e a companheira de 164 Mpc. Determinamos que a galáxia principal está inclinada a um ângulo i=68° e estimamos sua velocidade circular máxima em vc=314 km s-1 através do ajuste de mínimo quadrados não-linear para curva de rotação, assumindo que o gás se move sob um potencial gravitacional logarítmico. Para a galáxia companheira não foi possível realizar o ajuste, pois o campo de velocidades é muito complexo. A velocidade circular máxima desprojetada nos permitiu obter a massa dinâmica para a galáxia AM2058A em MA(r) = 2.1 x 1011M0. A massa da galáxia companheira foi estimada em MB(r)= 4.6x 1010 Mo através de parâmetros fotométricos. A razão entre as massas de LM'l-Aa = 0.21 confirma que o par é uma fusão menor (minor merger). Realizamos um estudo da população estelar para as diferentes orientações da fenda de ambas galáxias. Encontramos que a região central da galáxia principal AM2058A, por onde passam as fendas nas posições P.\ 12' (, PA=350°, é dominada pela população estelar velha com metalicidade solar e subsolar. A síntese de população estelar do disco e braços espirais da galáxia principal apresenta diferentes distribuições de idades pesadas em luz. Na direção do PA=42°, a contribuição dominante é de idade intermediária com a metalicidade maior que solar. Já a população dominante na direção do PA=350° é jovem com metalicidade subsolar. Considerando que PA=350° passa pelo centro das duas galáxias, o excesso de formação estelar recente, observado nesta direção, poderia ser o resultado da passagem da galáxia companheira através da galáxia principal. Além disso, observamos que a população estelar da galáxia companheira também apresenta metalicidade subsolar. A população estelar encontrada através da síntese para as três regiões H11 estudadas neste trabalho tem idade de 5 Manos e metalicidade subsolar. É importante salientar que estas regiões apresentam uma cinemática diferenciada em relação ao disco da galáxia, como se infere das curvas de rotação. A região Hii n° 4 mostra que o último evento de formação estelar da galáxia principal ocorreu há 1 Manos. / We carried out an observational study of the kinematics and star formation history of the galaxy pair AM2058-381. The data used consist of long slit spectra obtained with the Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) attached to the Gemini South Telescope, covering the spectral range from 3300 to 6930 À. 69 onedimensional spectra were extracted and analyzed. The observed region in each spectrum represents an area of 918 x 785 pc2 for AM2058A and 930 x 795 pc2 for AM2058B. We construct the rotation curve for the galaxies using the brightest emission lines in the spectra. The systemic velocity for the galaxies was found to be 14=12178 km s-1 and v3=12316 km s-1 for the main and secondary components. Adopting H0=75 km s-1Mpc-1, we determind that the main galaxy is distant 162 Mpc and the companion 164 Mpc. The inclination of the main galaxy was estimated as i=68°. Assuming that the gas of the main component moves under a logarithmic gravitational potential, the maximum circular velocity was found to be vc=314 km s-1. The deprojected maximum circular velocity provides the dynamical mass for the galaxy AM2058A as MA(r) = 2.1 x 1011M0. The mass of the companion galaxy was estimated from photometric parameters as MB(r)= 4.6 x101° Mo . The mass ratio= 0.21 confirms that the pair is a minor merger. We perfor- ,A med a stellar population study for the different slit orientations in both galaxies. We found that the central region of the main galaxy AM2058A is dominated by an old stellar population with metallicity <Zo. The stellar population synthesis of the disk and spiral arms of the main galaxy shows different age distributions. At the direction PA=42°, the dominant contribution comes from the.intermediate age with metallicity >Zo. The dominant population in the direction PA=350° is young with subsolar metallicity. Since PA=350° passes through the center of both galaxies, the excess of recent star formation observed in this direction may be due to the passage of the companion galaxy through the main galaxy. In addition, the main galaxy (along PA=350°) and the secondary show subsolar metallicity. The stellar population found by the synthesis for all three Hii regions studied in this work is 5 Myear old with subsolar metallicity. It is important to note that these regions show a different kinematics with respect to the galactic disk kinematics, as inferred from rotation curves. The Hii region n° 4 shows that the last event of star formation in the main galaxy occurred about 1 Myears ago.

Con el telescopio de 30 metros del Instituto Argentino de Radioastronomía y utilizando un receptor de 56 canales se hicieron observaciones en la línea de 21 cm. del hidrógeno neutro en la región de longitudes galácticas entre 302º y 310º y latirudes galácticas entre 2º e 12º.

Estudamos os sistemas de aglomerados estelares de duas galáxias early-type: NGC5846 e NGC1380 com a finalidade de encontrar características que possam vincular suas histórias evolutivas. Utilizamos imagens da Wide Field and Planetary Camera 2 do arquivo píblico do Telescópio Espacial Hubble, nos filtros V e I para a primeira e B e V para a segunda. A galáxia NGC5846 é uma elíptica gigante centro de um grupo de galáxias, com (m − M) = 32.32 . Seu sistema de aglomerados globulares foi previamente estudado por Forbes et al. (1996, 1997b). Ela contém uma alta porcentagem de aglomerados vermelhos. Criamos um modelo da distribuição de luz das partes mais internas da galáxia e o subtraímos das imagens observadas. Identificamos e estudamos os aglomerados globulares localizados nas regiões centrais da NGC5846, medindo magnitudes, cores e distâncias projetadas ao centro da galáxia. Detectamos 23 aglomerados não conhecidos previamente. Combinamos os objetos aqui medidos com a amostra de Forbes et al. (1996, 1997b) resultando num total de 777 objetos e tentamos medir tamanhos para todos eles, tendo sucesso para apenas 61. Seus raios efetivos típicos estão no intervalo de 3 − 5 pc. Observamos que os maiores aglomerados parecem estar localizados na região central. Sete aglomerados globulares têm contrapartidas em raios-X, estas fontes estão entre as mais luminosas da galáxia com 4.2 × 1038 < LX(erg s−1) < 9.2 × 1039. Os aglomerados aos quais pertencem são opticamente muito luminosos, compactos, têm preferência de se localizarem nas regiões mais centrais e pertencem à subpopulação vermelha. A galáxia NGC1380 é uma lenticular localizada próxima ao centro do aglomerado de Fornax, com (m − M) = 31.4. Seu sistema de aglomerados estelares foi previamente estudado apenas por telescópios localizados na Terra. Estudos recentes de galáxias early- type similares a esta mostram a existência de aglomerados estelares que quebram, aparentemente, a dicotomia tradicional aglomerado aberto/globular. Selecionamos uma amostra de candidatos a aglomerados estelares na NGC1380 através de uma análise de magnitudes, cores, tamanhos e distâncias projetadas ao centro da galáxia. Construímos diagramas cormagnitude e analisamos sua distribuição de cores. Estimamos as probabilidades dos aglomerados selecionados serem globulares típicos como os encontrados na Via Láctea baseados em sua localização no diagrama tamanho-luminosidade. Um total de 570 aglomerados estelares foi encontrado na NGC1380 até V . 26.5. Medimos tamanhos para aproximadamente 200 destes. A distribuição de cores tem aparentemente três picos: (B − V ) ≃ 0.8, 1.1, 1.5. O mesmo parece ser verdadeiro para a distribuição de tamanhos, que apresenta dois picos bem definidos em Reff ∼ 3 e 5 pc e alguns objetos com 7.5 < Reff < 13 pc. Identificamos a população de aglomerados menores como sendo tíıpica de globulares enquanto que os mais estendidos têm menor probabilidade de serem tais objetos. Diferentes correlações entre magnitudes absolutas, tamanhos, cores e localização ao centro da galáxia foram obtidas para estas subpopulações de aglomerados. A maior parte dos aglomerados grandes (Reff > 4 pc) compartilham das propriedades dos aglomerados estelares difusos, encontrados em galáxias early-type do aglomerado de Virgo, como o baixo brilho superficial e magnitudes mais fracas que MV ∼ −8. Encontramos um pequeno grupo de aglomerados com Reff ≃ 10 pc, −8 <MV < −6, vermelhos e localizados próximos ao centro da NGC1380. Estes objetos podem ser interpretados como Faint Fuzzies, encontrados recentemente nas galáxias lenticulares NGC1023, NGC3384 e NGC5195. / We studied the globular cluster systems of two early-type galaxies: NGC5846 and NGC1380 with the purpose of finding features that can constrain their evolutionary histories. We used Wide Field and Planetary Camera 2 images from the Hubble Space Telescope public archive, in the V and I filters for the former and in B and V filters for the latter. NGC5846 is a giant elliptical located in the centre of a galaxy group, with (m − M) = 32.32. Its globular cluster system was previously studied by (Forbes et al., 1996, 1997b). It contains a remarkably high fraction of red globular clusters. We modelled the central light distribution and subtracted it from the observed images. We identified and studied the globular clusters located towards the center of the galaxy measuring magnitudes, colours and projected galactocentric distances. We detected 23 new clusters. By combining the objects measured here with the sample of Forbes et al. (1996, 1997b) we obtained a total of 777 globular clusters. We tried to measure sizes for all of them, having succeeded for only 61. Their typical effective radii are in the range 3 − 5 pc. We note that the largest clusters tend to be located in the central regions. We found 7 X-ray counterparts to the globular clusters, these sources are among the most luminous of NGC5846 with 4.2 × 1038 < LX(erg s−1) < 9.2 × 1039. The globular clusters to which they belong are optically luminous, compact, tend to inhabit the most central regions and belong to the red subpopulation. NGC1380 is a lenticular galaxy located near the centre of the Fornax Cluster, with (m − M) = 31.4. The globular cluster system of this galaxy was previously studied only from the ground. Recent studies of similar early-type galaxies reveal the existence of star clusters that apparently break up the traditional open/globular cluster dichotomy. To select a sample of star clusters in NGC1380 we measured magnitudes, colours, sizes and projected distances to the center of the host galaxy. We built colour-magnitude diagrams and analysed its colour distribution. Based on their location in the luminosity-size diagram we estimated probabilities of them being typical globular clusters as those found in the Galaxy. A total of about 570 cluster candidates were found down to V = 26.5. We measured sizes for approximately 200 of them. The observed colour distribution has three apparent peaks:(B − V ) ≃ 0.8, 1.1, 1.5. Likewise for the size distribution which shows two well defined peaks at Reff ∼ 3 e 5 pc and some objects with 7.5 < Reff < 13 pc. We identified the smaller population as being mainly typical globular clusters, while the more extended objects have small probabilities of being such objects. Different correlations between absolute magnitudes, sizes, colours and location were inferred for these cluster subpopulations. Most extended clusters (Reff > 4 pc) share similar properties to the diffuse star clusters reported to inhabit luminous early-type galaxies in the Virgo galaxy cluster such as having low surface brightness and magnitudes fainter than MV ≃ −8. We also report on a small group of Reff ≃ 10 pc, −8 < MV < −6, red clusters located near the centre of NGC1380, which may be interpreted as Faint Fuzzies which were recently found in the lenticulars NGC1023, NGC3384 and NGC5195.

Observações fotomítricas em UBV com multidiafragma, e observações espectrofotomítricas da região central das galãxias espirais são apresentadas para NGC 5530, 5643 e 6699, com núcleo normal; NGC 1097, 2997 e 5236, com núcleo peculiar; e NGC 1566, 3783 e IC4329A, com núcleo Seyfert. Um algoritmo matemãtico, uti lizando dados das larguras equivalentes das linhas de absorção, í desenvolvido para obter a composição estelar dos núcleos. Na solução do algoritmo são usados métodos de programação não linear vinculada. Os contínuos estelares e as observações UBV sio usados para obter valores independentes da absorção e do avermelhamento interno do núcleo. Os resultados teõricos permitem detectar três ciclos de formação de estrelas nos três tipos de nú cleos. O último destes ciclos é mais recente nos núcleos Seyfert, seguido dos peculiares e finalmente dos normais. As relações teõ ricas M/L e HCaII/KCaII, assim como a absorção interna, mostram diferenças entre os três tipos de núcleos. / Multidiaphragm UBV photometry and spectrophotometry of the central region for spiral galaxies are given for NGC 5530, 5643 and 6699, with normal nucleus; NGC 1097, 2997 and 5236, with peculiar nucleus; and NGC 1566, 3783 and IC4329A, with Seyfert nucleus. A mathematical algorithm, to treat data of the equivalent width of the absorption lines, was developped in order to obtain the stellar composition of the nuclei. The solution of this problem was found by the method of constrained non-linear. programming. The spectral continua and the UBV observations were compared with the theoretical results to obtain the internal absorption and the reddening of the nuclei. The age of the last cicle of formation of stars, the internal absorption and the theoretical relations M/L and HCaII/KCaII, show differences among the three types of nuclei.

Realizamos um estudo observacional sobre a cinemática e o histórico de formação estelar das galáxias do par AM2058-381. Os dados utilizados consistem de espectros de fenda longa obtidos com Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) anexado ao telescópio Gemini Sul e cobrem um intervalo espectral de 3300 a 6930 À. Foram extraídos e analisados 69 espectros unidimensionais. A região observada em cada espectro representa uma área de 918 x 785 pc2 para AM2058A e 930 x 795 pc2 para AM2058B. Construímos as curvas de rotação para as galáxias do par através das linhas de emissão mais brilhantes do espectro. A velocidade sistêmica encontrada para AM2058A foi v8=12178 km s-1 e para AM2058B foi v8=12316 km s-1. adotando Ho=75 km s-1Mpc-1, encontramos que a galáxia principal está a uma distância de 162 Mpc e a companheira de 164 Mpc. Determinamos que a galáxia principal está inclinada a um ângulo i=68° e estimamos sua velocidade circular máxima em vc=314 km s-1 através do ajuste de mínimo quadrados não-linear para curva de rotação, assumindo que o gás se move sob um potencial gravitacional logarítmico. Para a galáxia companheira não foi possível realizar o ajuste, pois o campo de velocidades é muito complexo. A velocidade circular máxima desprojetada nos permitiu obter a massa dinâmica para a galáxia AM2058A em MA(r) = 2.1 x 1011M0. A massa da galáxia companheira foi estimada em MB(r)= 4.6x 1010 Mo através de parâmetros fotométricos. A razão entre as massas de LM'l-Aa = 0.21 confirma que o par é uma fusão menor (minor merger). Realizamos um estudo da população estelar para as diferentes orientações da fenda de ambas galáxias. Encontramos que a região central da galáxia principal AM2058A, por onde passam as fendas nas posições P.\ 12' (, PA=350°, é dominada pela população estelar velha com metalicidade solar e subsolar. A síntese de população estelar do disco e braços espirais da galáxia principal apresenta diferentes distribuições de idades pesadas em luz. Na direção do PA=42°, a contribuição dominante é de idade intermediária com a metalicidade maior que solar. Já a população dominante na direção do PA=350° é jovem com metalicidade subsolar. Considerando que PA=350° passa pelo centro das duas galáxias, o excesso de formação estelar recente, observado nesta direção, poderia ser o resultado da passagem da galáxia companheira através da galáxia principal. Além disso, observamos que a população estelar da galáxia companheira também apresenta metalicidade subsolar. A população estelar encontrada através da síntese para as três regiões H11 estudadas neste trabalho tem idade de 5 Manos e metalicidade subsolar. É importante salientar que estas regiões apresentam uma cinemática diferenciada em relação ao disco da galáxia, como se infere das curvas de rotação. A região Hii n° 4 mostra que o último evento de formação estelar da galáxia principal ocorreu há 1 Manos. / We carried out an observational study of the kinematics and star formation history of the galaxy pair AM2058-381. The data used consist of long slit spectra obtained with the Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) attached to the Gemini South Telescope, covering the spectral range from 3300 to 6930 À. 69 onedimensional spectra were extracted and analyzed. The observed region in each spectrum represents an area of 918 x 785 pc2 for AM2058A and 930 x 795 pc2 for AM2058B. We construct the rotation curve for the galaxies using the brightest emission lines in the spectra. The systemic velocity for the galaxies was found to be 14=12178 km s-1 and v3=12316 km s-1 for the main and secondary components. Adopting H0=75 km s-1Mpc-1, we determind that the main galaxy is distant 162 Mpc and the companion 164 Mpc. The inclination of the main galaxy was estimated as i=68°. Assuming that the gas of the main component moves under a logarithmic gravitational potential, the maximum circular velocity was found to be vc=314 km s-1. The deprojected maximum circular velocity provides the dynamical mass for the galaxy AM2058A as MA(r) = 2.1 x 1011M0. The mass of the companion galaxy was estimated from photometric parameters as MB(r)= 4.6 x101° Mo . The mass ratio= 0.21 confirms that the pair is a minor merger. We perfor- ,A med a stellar population study for the different slit orientations in both galaxies. We found that the central region of the main galaxy AM2058A is dominated by an old stellar population with metallicity <Zo. The stellar population synthesis of the disk and spiral arms of the main galaxy shows different age distributions. At the direction PA=42°, the dominant contribution comes from the.intermediate age with metallicity >Zo. The dominant population in the direction PA=350° is young with subsolar metallicity. Since PA=350° passes through the center of both galaxies, the excess of recent star formation observed in this direction may be due to the passage of the companion galaxy through the main galaxy. In addition, the main galaxy (along PA=350°) and the secondary show subsolar metallicity. The stellar population found by the synthesis for all three Hii regions studied in this work is 5 Myear old with subsolar metallicity. It is important to note that these regions show a different kinematics with respect to the galactic disk kinematics, as inferred from rotation curves. The Hii region n° 4 shows that the last event of star formation in the main galaxy occurred about 1 Myears ago.