A natureza da emissão ultravioleta proveniente das regiões centrais de galáxias Seyfert ainda não é bem entendida e é assunto para grandes discussões. Com o objetivo de caracterizar essas regiões, apresentamos uma análise comparativa de uma amostra que contém 28 galáxias Seyfert 1–1.9 com uma amostra que contém 28 galáxias Seyfert 2. As amostras estão relacionadas pelas seguintes propriedades de suas galáxias hospedeiras: distância, morfologia, razão axial e luminosidade. As imagens foram obtidas com a camâra ACS do Telescópio Espacial Hubble (HST) no ultravioleta próximo. A principal contribuição do presente trabalho é a subtração da fonte puntual nuclear nas imagens das galáxias Seyfert 1–1.9, que permite uma análise comparativa da morfologia e dos resultados fotométricos das regiões circumnucleares. Sem a presença do núcleo brilhante não resolvido nas imagens das galáxias de tipo 1, encontramos estruturas similares em ambas amostras tais como nós, filamentos, anéis de formação estelar, espirais, emissão difusa, etc. Utilizando tarefas do IRAF, estimamos o tamanho e a luminosidade da emissão. Ao contrário de trabalhos prévios, nós encontramos extensões similares (~ 1 − 2 kpc) para a emissão das galáxias Seyfert 1 e Seyfert 2, bem como luminosidade e distribuição dos perfis de brilho superficial similares. Nossos resultados não são compatíveis com qualquer tipo de diferença entre as galáxias hospedeiras ou nas regiões circumnucleares de ambos tipos de núcleo. / The nature of the ultraviolet light emitted by the central regions of the Seyfert galaxies is a matter of current debate. With the goal of characterize these regions, we present a comparative analysis of ACS/HST images in the near-UV of a sample of 28 Seyfert 1–1.9 galaxies and a paired sample of 28 Seyfert 2 galaxies, matched according to the following properties of the host galaxies: distance, morphology, axial ratio and luminosity. The main contribution of the present work is the subtraction of the nuclear point source in the Seyfert 1–1.9 subsample which allows the comparative analysis of the morphology and the photometry of the circumnuclear regions. Without the presence of a bright unresolved nuclei for type 1, we find similar structures in both subsamples such as knots, filaments, star-forming rings, spirals, clumpy diffuse light emission, etc. We use use IRAF tasks to estimate the size and the luminosity of the emission. Contrary to the previous works, we find similar extends (~ 1−2 kpc) for the emission in the Seyfert 1 and Seyfert 2 galaxies, as well as similar luminosity and surface brightness distributions. Our results do not support any difference between the host galaxies or circumnuclear environment of both 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.

Propriedades fotométricas no infravermelho médio são apresentadas para uma amostra de 28 galáxias esferoidais, observadas em 6.75, 9.63 e 15 jlk com o instrumento ISOCAM a bordo do satélite ISO. As distribuições espectrais de energia (DEE) das galáxias foram derivadas usando dados do infravermelho médio junto com dados do UV, do ótico e do infravermelho próximo, previamente publicados. Estas DEE mostram duas componentes: a poeira quente aquecida até T ~ 260 K dominando a emissão no infravermelho médio e a população estelar com T ~ 4000 K, que domina no ótico. Da emissão no infravermelho médio pode ser visto que a morfologia em 6.75 μm, onde a contribuição estelar é importante, é esferoidal. Em comprimentos de onda mais longos, onde há majoritariamente emissão da poeira, a morfologia é menos suave, mostrando nuvens, filamentos e discos de poeira. Também pode ser inferido que há um gradiente de temperatura da poeira, que cresce em direção ao centro da galáxia. Os perfis de energia mostram bojos R¼ simples, composição de bojos e discos e perfis irregulares. As luminosidades no infravermelho médio estão na faixa de(3 - 42) x 10 L. As propriedades dos grãos de poeira são inferidos das cores no infravermelho médio. A emissão no infravermelho vem principalmente de grãos muito pequenos, que estão num equilíbrio térmico oscilante. As massas para a componente quente da poeira estão na faixa de 10 - 400 M.

Apresentamos mapas bidimensionais (2D) para os fluxos e razões de linhas de emissão, cinemática do gás e das estrelas na região central (≈ 100 − 300 pc de raio em torno do núcleo) das galáxias Seyfert ESO428-G14, NGC7582, NGC4051 e NGC4258 a partir de dados espectroscópicos obtidos com a Unidade de Campo Integral (IFU) do instrumento GNIRS (Gemini Near-Infrared Spectrograph) e com o instrumento NIFS (Near-infrared Integral Field Spectrograph) instaladas nos telescópios Gemini. Obtivemos medidas da cinemática estelar a partir de ajustes das bandas de absorção do CO em λ ≈ 2, 3 μm por templates estelares e mapas para as distribuições e cinemática do gás a partir de ajustes de curvas gaussianas aos perfis das linhas de emissão. A alta resolução espectral dos dados ainda nos permitiu obter a “tomografia” do gás a partir de cortes ao longo dos perfis das linhas, fornecendo um mapeamento “tridimensional”. Os campos de velocidades das estrelas são dominados por rotação no disco da galáxia. Modelamos estes campos através de rotação num potencial de Plummer. O campo de velocidades de NGC4051 é bem representado pelo modelo e apresenta um potencial gravitacional bastante concentrado, atribu´ıdo ao bojo. NGC7582 apresenta algumas distorções no campo de velocidades que não são bem representadas pelo modelo, as quais podem ser atribuídas a uma barra nuclear presente nesta galáxia. Para NGC4258 tivemos que incluir, além do potencial do bojo, uma componente para o potencial gravitacional do buraco negro supermassivo, uma vez que seu raio de influência está resolvido, o que é confirmado pelo aumento do valor da dispersão de velocidades estelar (σ*) dentro de 11 pc do núcleo. Os mapas de σ* em NGC4051 e NGC7582 apresentam regiões de baixos valores imersas num bojo de maiores valores. Estes baixos valores de σ* foram atribuídos a estrelas jovens, formadas a partir de um gás frio recentemente acretado à região nuclear, as quais ainda preservam a cinemática do gás que as formou. Os campos de velocidades do gás apresentam componentes que diferem de rotação pura. Em ESO428-G14 e NGC7582 estas componentes são observadas como outflows do núcleo. Para ESO428-G14 os outflows são devido á interação entre o jato rádio e o meio interestelar (ISM) circundante. Já em NGC7582 os outflows são atribuídos a ventos do disco de acreção. Em NGC4051 observamos inflows em direção ao núcleo ao longo de braços espirais nucleares. Em geral, observamos também que o gás emissor de H2 apresenta cinemática diferente da observada para o gás ionizado – enquanto que o H2 está mais restrito ao plano das galáxias, onde componentes de rotação são importantes, o gás de maior ionização estende-se a altas latitudes galáticas, onde são mais importantes os movimentos de outflows. A partir das distribuições de fluxos e razões de linhas concluímos que a emissão de H2 observada em NGC4051 é principalmente devida a excitação por raios X oriundos do núcleo, enquanto que em ESO428-G14 o mecanismo de excitação dominante é a interação do jato rádio com o ISM. A emissão do [Fe ii] em ESO428-G14 também é produzida por choques devido ao jato rádio. Determinamos massas de H2 quente que variam de 72 a 2700 M e de Hii entre 1,4×105 e 3,9×106M, as quais são comparáveis a valores publicados na literatura. Estimamos também as taxas de outflow e de inflow para NGC7582 e NGC4051, respectivamente. Obtivemos uma taxa de outflow de MHII ≈ 6, 3 × 10−2M ano−1 para o hidrogênio ionizado e de MH2 ≈ 8, 3 × 10−5M ano−1 para o H2 quente. Para NGC4051 obtivemos uma taxa de inflow de ˙MH2 ≈ 8 × 10−5M ano−1 para o H2 quente, a qual é aproximadamente 100 vezes menor do que o valor necessário para produzir a emissão observada. Concluímos que a taxa de inflow total de gás molecular deve ser muito maior, considerando que estamos amostrando apenas uma pequena parcela do gás molecular presente na região nuclear das galáxias ativas – o gás molecular quente. A principal inovação do presente trabalho é a riqueza de detalhes com que foi mapeada a distribuição e cinemática do gás, bem como a cinemática das estrelas na região central de galáxias Seyfert, com resoluções espaciais sem precedentes na literatura. Tal resolução espacial, combinada com a alta resolução espectral, permitiram uma comparação detalhada entre os mapas de emissão em rádio com os mapas de fluxo, razão de fluxos e principalmente da cinemática “tridimensional”. Através deste trabalho foi possível, pela primeira vez em comprimentos de onda infravermelho, mapear um inflow de gás molecular em uma galáxia ativa dentro dos 300 pc. Contribuímos também para o primeiro mapeamento de inflows no ótico nestas mesmas escalas. / We present two-dimensional (2D) maps for emission line fluxes and ratios, gaseous kinematics and stellar kinematics for the central regions of the Seyfert galaxies ESO428-G14, NGC7582, NGC4051 and NGC4258 using spectroscopic data obtained with the Gemini Near-Infrared Spectrograph (GNIRS) Integral Field Unit (IFU) and with the Near-infrared Integral Field Spectrograph (NIFS) at the Gemini telescopes. We have obtained measurements for the stellar kinematics by fitting the CO absorption bandheads around ≈ 2, 3 μm by stellar templates and have obtained maps for the gaseous distribution and kinematics from the fit of gaussian curves to the emission-line profiles. The high spectral resolution of the data allowed us to obtain a gaseous “tomography” by performing cuts in velocity bins along the emission line profiles, which provide a “tri-dimensional” map of the gas emission. The stellar velocity fields are dominated by rotation in the galactic disk. We have modelled these velocities by circular orbits in a Plummer potential. The velocity field of NGC4051 is well reproduced by the model and presents a highly concentrated gravitational potential, atributed to a compact stellar bulge. NGC7582 presents some distortions in its velocity field, which are not reproduced by the model and are atributed to a nuclear bar observed in this galaxy. For NGC4258 we needed to include, besides the bulge potential, the supermassive black hole potential, since its sphere of influence is resolved in our observations, what is confirmed by the increase in the stellar velocity dispersions (σ*) within 11 pc from the nucleus. The σ* maps for NGC4051 and NGC7582 present regions of low values immersed in a background of higher values. These low ∗ values were atributed to young stars, formed from cold gas recently accreted to the nuclear region, which still preserve the kinematics of the gas from which they have formed. The gaseous velocity fields present components that differ from pure rotation. For ESO428-G14 and NGC7582 these components are outflows from the nucleus. The outflows for ESO428-G14 are due to the interaction of the radio jet with the circumnuclear interstellar medium (ISM) and for NGC7582 the outflows are atributed to winds from the accretion disk. For NGC4051 we observe inflows towards the nucleus along nuclear spiral arms. We also observe that in general, the H2 emitting gas presents a distinct kinematics from that of the ionized gas – while the H2 is restricted to the galactic plane, where rotation is important, the higher ionization gas extends to high galactic latitudes, where the outflows are more important. From the flux distributions and line ratios we conclude that the H2 emission in NGC4051 is dominated by X rays heating, while for ESO428-G14 the main excitation mechanism is shocks due to the radio jet. The [Fe ii] emission observed in ESO428- G14 is also dominated by excitation by the radio jet. We have obtained masses for the hot H2 gas varying from 72 to 2700 M⊙ and for the ionized gas (Hii) varying from 1.4×105 to 3.9×106M⊙, which are in agreement with previously published values for active galaxies. We also derive thegas outflow and inflow rates for NGC7582 and NGC4051, respectively. For NGC7582 we obtained an outflow rate of MHII ≈ 6, 3 × 10−2M yr−1 for the ionized hydrogen and of MH2 ≈ 8, 3×10−5M yr−1 for the hot H2. For NGC4051 the hot H2 inflow rate is MH2 ≈ 8 × 10−5M yr−1, which is approximately 100 times smaller than the value necessary to produce the observed emission. We conclude that the total inflow rate of molecular gas must be much higher, as we are sampling only a small part of the molecular gas present in the nuclear region of the active galaxies – the hot emitting gas.

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.

Os aglomerados de galáxias são as maiores estruturas gravitacionais em situação de quase-equilíbrio, mas apesar dos esforços de pesquisa das últimas décadas, pouco conhecemos de suas estruturas e composição. Os recentes avanços teóricos e observacionais associados aos aglomerados de galáxias motivam essa proposta de pesquisa. Nosso foco é no entendimento da componente não-observada em aglomerados de galáxias. Especificamente, investigamos uma teoria de gravitação alternativa denominada Gravitação Newtonina Modificada (MOND) que pretende substituir o paradigma da matéria escura, mas que apresenta problemas quando aplicada aos centros dos aglomerados. Revisamos e sintetizamos o estado da arte na modelagem da Matéria Escura no centro desses objetos e testamos, em especial, uma proposta de solução dos problemas da MOND: a inclusão de neutrinos massivos. Ao mesmo tempo que testamos a teoria MOND + v,fazemos uma análise critica de como os limites às massas de neutrino são obtidos a partir de aglomerados. / Clusters of galaxies are the largest structures in the universe in a quasi-equilibrium state, but, despite research efforts in the past decades, their structure and composition are still poorly understood. Recent theoretical and abservational advances in the understanding of these structures motivate the present research work. Our focus lies on the understanding of the non-luminous component af galaxy clusters. Specifically, we investigate an alternative gravitational theory named MOND, or Madified Newtonian Dynamics, which aims at replacing the dark matter (DM) paradigm, but presents problems when applied to the centers of galaxy clusters. We have reviewed and summarized the state of the art on the modeling of the dark matter in the centers of clusters of galaxies and tested a proposal of solution: the inclusion of massive neutrinos in the MOND scenario. Besides testing MOND + v, we have analised how limits are imposed on the neutrino mass via the study of clusters of galaxies.

Doctor en Ciencias, Mención Astronomía / En este trabajo presento un estudio acerca de la historia de formación estelar de galaxias del Grupo Local y su aplicación para el caso de la galaxia enana esferoidal, Carina. La primera sección de este trabajo presenta un cat ́alogo de alta precisión de satélites del Halo externo de la Vía Láctea. Este catálogo va a proveer información muy importante acerca de los parámetros estructurales y poblaciones estelares de los satélites de la Vía Láctea. Esta tesis también presenta el estudio de estrellas azules rezagadas encontradas en satélites de la Vía Láctea. Con esta información en mano derivamos una técnica para discriminar entre el número de estrellas azules rezagadas y el numero de estrellas jóvenes. Esta técnica ayudará significativamente a derivar fracciones de estrellas jovenes sin el sesgo que producen las azules rezagadas, al momento de derivar las historias de formación estelar. Luego, presento nuestro método para derivar la historia de formacion estelar, llamado Talos. Esta rutina presenta varias ventajas con respecto a otras implementaciones, principalmente porque usa la informacion de todas las regiones del CMD, usa también la distribución de metalicidad del sistema como input y por tanto no es necesario hacer suposiciones previas acerca de la relación entre la metalicidad y la edad, y finalmente porque considera varias propiedades de los datos observados al momento de construir los modelos sintéticos, y de esta forma estos modelos son directamente comparables con los datos. Finalmente presento mi implementación de la rutina Talos para derivar la historia de formación estelar espacialmente resuelta de la galaxia enana esferoidal Carina. Gracias a la alta calidad de los datos usados, las ventajas del método usado para derivar la historia de formación estelar y la implementación de nuestra técnica para disciminar entre estrellas azules rezagadas y estrellas jóvenes, los resultados aquí presentados alcanzan una altísima precisión con respecto a trabajos previos. En este trabajo pudimos descifrar que la población de estrellas jóvenes comúnmente encontradas en Carina, son en realidad estrellas azules rezagadas que han sido mal clasificadas. A partir de los resultados obtenidos concluimos que la formación estelar de Carina está dominada por un proceso de evolucin interna, y no por la influencia de marea que le ejerce la Vía Láctea, como mayoritariamente se concluye acerca de esta galaxia.

Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / La observación de emisión Lyman alpha (Lyα) proveniente de galaxias es una técnica ampliamente utilizada para el estudio del universo a alto redshift (e.g. Shapley et al. 2003, Ouchi et al. 2008, Stark et al. 2010, Blanc et al. 2011). Sin embargo, a pesar de su importancia, los estudios estadísticos de esta emisión no abordan posibles sesgos al elaborar las muestras de objetos, induciendo discrepancias. Diferentes metodologías inducen selecciones en masa estelar (M∗), tasa de formación estelar (SFR) y metalicidad. Los perjuicios asociados a la forma actual de estudiar la emisión Lyα no solamente se restringen a sesgos en los resultados obtenidos, sino que también limitan nuestro entendimiento de este proceso radiativo en la población de galaxias. En consecuencia, nuestra comprensión de la emisión Lyα en dicha población es actualmente altamente especulativo. Todas estas razones justifican la necesidad de llevar a cabo un estudio de emisión Lyα en la población de galaxias, lo cual es el objetivo de esta tesis. El presente trabajo detalla los resultados de un exhaustivo análisis de emisión Lyα a alto redshift. Para ello, primero diseñamos una muestra de 629 galaxias observadas por CANDELS (Koekemoer et al. 2011, Grogin et al. 2011). Dicha muestra se encuentra especialmente di- señada para abarcar el rango de masa estelar 7.6 < log (M∗[M⊙]) < 10.6 y rango de redshift 3 < z < 4.6. Tras esta selección, realizamos espectroscopía de los objetos con el Michigan/- Magellan Fiber System (M2FS; Mateo et al. 2012). De esta forma, contamos con mediciones de flujo de Lyα, además de la fotometría CANDELS, la cual permite obtener masa estelar, luminosidad, tasa de formación estelar, y extinción para cada galaxia. Observamos que el Ancho Equivalente y Fracción de escape de Lyα decrecen con la masa estelar, luminosidad en el UV, tasa de formación estelar, y extinción de las galaxias. Además, introducimos aplica- ciones de estadística Bayesiana en este campo de la astrofísica. Esto nos permite concluir que un modelo de distribución exponencial es el más apropiado para reproducir nuestras distri- buciones de Ancho Equivalente de Lyα, además de caracterizar la completitud y significancia de las correlaciones que observamos. También estudiamos los impactos que tienen diferentes técnicas de selección de galaxias en las estadísticas observadas de Lyα. Lyman Break Galaxies y estudios de Lyα emitters seleccionan preferentemente galaxias de baja masa estelar y poco polvo interestelar. Finalmente, realizamos la primera predicción semi-analítica de la fracción de Lyα emitters hasta redshift 7, la cual se puede utilizar para restringir observacionalmente la época de reionización. Todos estos resultados no solamente contribuyen a comprender de mejor manera este tipo de radiación, sino que también establecen un nuevo marco para el análisis estadístico de este trazador del universo temprano.

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.

Magíster en Ciencias, Mención Computación / Actualmente la astronomía se enfrenta al reto de manejar y analizar el gran volumen de información que se genera cada día. Muchas de las preguntas sin respuesta que existen en la actualidad requieren medidas de alta precisión de los diversos componentes del universo. Por esta razón, se necesitan algoritmos de procesamiento de datos, que sean capaces de tomar la cantidad masiva de datos y procesarla para obtener catálogos enriquecidos de información que sean de fácil acceso. Los cúmulos de galaxias, siendo altamente masivos, nos permiten trazar las regiones de alta densidad de distribución de la materia, por lo que una muestra completa proporciona entre otros, una descripción de la formación de estructuras en el universo temprano. Vocludet es un algoritmo de detección de cúmulos de galaxias, que detecta estos objetos utilizando las propiedades geométricas y astrofísicas de las galaxias. Este trabajo describe el análisis, validación y optimización de Vocludet, a través del uso de los datos artificiales, obtenidos a partir de una simulación de distribución de materia. Para la validación, los resultados del algoritmo se comparan con el catálogo de datos simulados, en términos de tasa de recuperación y pureza, es decir, qué fracción del catálogo de referencia se recupera y qué fracción de los grupos detectados son reales, respectivamente. La simulación de datos utilizada consiste en un catálogo artificial del Milennium Run, una gran simulación del universo. Este catálogo contiene información acerca del agrupamiento de galaxias que puede ser usado para comparar con los resultados obtenidos por Vocludet. Además, una herramienta de visualización se desarrolla para mostrar de forma interactiva los grupos en cualquier plataforma que posea un navegador de Internet moderno. Esto último con el propósito de realizar debugging, así como también presentar el resultado final. Los resultados finales indican que Vocludet tiene una tasa de recuperación de 59% en general y 66% de pureza. Sin embargo, cuando se restringe el análisis sólo a los cúmulos con más de 10 galaxias, las tasas de recuperación y pureza son 75% y 90% respectivamente. Además, otras propiedades de interés de los cúmulos tales como dispersiones de velocidad presentan un estrecho acuerdo con los valores correspondientes para los cúmulos de referencia, lo que refuerza aún más la evidencia de Vocludet como un detector de clúster fiable.