Usando imagens do arquivo do Hubble Space Telescope, do New Technology Tele-scope e do telescópio de 0,9 m do Cerro Tololo Inter-American Observatory, foi feito um estudo morfológico e dinâmico da galáxia NGC 5427. Através da transformada de Fourier bidimensional foi determinado um angulo de inclinação de 34° ± 2° e um angulo de posição de 58° + 2°. Esta galáxia apresenta um sistema de bravos espirais interno ou circum-nuclear que estende-se ate ti 1, 2 kpc e um outro externo ou grand design, que estende-se ate a borda do disco. As espirais externa e interna apresentam um modo rn = 2 predominante. A espiral externa sofre uma forte modulação da componente m = 1 na sua periferia provavelmente devido a interação com NGC 5426. Foi demonstrado que os padrões internos e externos estao desacoplados nesta galáxia. O padrão grand design tem uma velocidade angular de 18.5 ± 3, 7 km s-1 kpc-1 e um raio de corro tacão de 7, 3 ± 0, 9 kpc, enquanto que o padrão circum-nuclear tern uma velocidade angular de 88, 6 + 5, 5 km s-1 kpc-1 e um raio de cor-rotação de 1, 05 ± 0, 15 kpc. Em uma aproximação linear para os aglomerados localizados no braço Leste da espiral circum-nuclear foi calculado uma media do tempo do gatilho de formação estelar de 11, 9 Myr com um desvio padrão de 4, 2 Myr. A partir da forma da espiral e de uma distribuição de massa na equação de dispersão da onda de densidade, pudemos estabelecer um critério independente para o calculo do raio de corrotação. / Using images from the database of the Hubble Space Telescope, the New Technology Telescope and the 0.9 m telescope of the Cerro Tololo Inter-American Observatory, we studied the dynamics and morphology of the galaxy NGC 5427. Through the bidimensional Fourier transforrri an inclination angle of 34° ± 2° and a position angle of 58° ± 2° has been determined. This galaxy presents an internal or circum-nuclear spiral arm system which extends to 1.2 kpc, and another external or grand design which extends to the end of the disc. Both spirals show a predominant mode m = 2. The external spiral suffers a strong modulation of the m = 1 component in its outskirts due to interaction with NGC 5426. It has been shown that external and internal patterns are uncoupled in this galaxy. The grand design pattern has an angular speed of 18.6 1 3.7 km s-1 kpc-1 and a corotation radius of 7.3 ± 0.9 kpc, while the circum-nuclear patterns has an angular speed of 88.6 ± 5.5 km s-1 kpc-1 and a corotation radius of 1.05 ± 0.15 kpc. Through a linear approximation for the clusters located at the eastern arm of the circum-nuclear spiral we have computed a median of trigger star formation time of 11.9 Myr with a standard deviation of 4.2 Myr. From the spiral form and the mass distribution in the wave density dispersion equation, we were able to stablish an independent criteria to calculate the corotation radius.

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2014 / Made available in DSpace on 2015-02-05T21:05:12Z (GMT). No. of bitstreams: 1 330576.pdf: 2171200 bytes, checksum: 48946a1814a66279ef381d823e2123f3 (MD5) Previous issue date: 2014 / Galáxias post-starburst (PSB) apresentam espectros com fortes linhas de absorção na série de Balmer e fracas linhas de emissão associadas a formação estelar, indicando uma predominância de populações estelares jovens e nenhum sinal de formação estelar atual. Combinando dados do Sloan Digital Sky Survey comos resultados da aplicação de um método de síntese espectral, selecionamos 427 galáxias PSB a partir de uma amostra limitada em volume de 162 538 objetos com redshift entre 0,04 e 0,095. Nossos resultados mostram que galáxias post-starburst têm um desenvolvimento extremamente tardio quando comparadas com outras galáxias. Suas massas estelares atuais são comparáveis às de galáxias star-forming. Por outro lado, enquanto galáxias star-forming formam sua massa de maneira contínua, galáxias PSB apresentam uma forte descontinuidade em sua taxa deformação estelar por volta de 3 Ganos atrás, formando até 40% de sua massa no período entre 3 bilhões e 150 milhões de anos atrás e cessando sua formação estelar em seguida. A alta quantidade de massa formada nos últimos 3 Ganos pode indicar que estas galáxias são remanescentes de fusões com galáxias de massa comparável, o que é verificado em redshifts mais altos. Dados morfológicos do Galaxy Zoo mostram que apenas 14,5% das galáxias PSB em nossa amostra apresentam vestígios de fusões e menos de 1% apresentam sinais evidentes de fusões. Uma justificativa para este resultado é que o tempo característico para que o espectro de uma galáxia apresente características PSB após uma fusão é maior do que o tempo necessário para o desaparecimento dos vestígios desta fusão. Esta hipótese é compatível coma baixa incidência de galáxias espirais em nossa amostra de galáxias PSB.<br> / Abstract: Post-starburst (PSB) galaxies are characterized by strong Balmer absorption lines and weak emission lines associated with star formation in their spectra. These characteristics indicate a predominance of young stellar populations and no ongoing star formation. Combining data from the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) with results from a spectral synthesis code, we selected 427 PSB galaxies in a volume limited sample containing 162 538 objects from the SDSS DR7 with redshift between 0.04 and 0.095. From the spectral synthesis we recovered the star formation histories (SFH) of these galaxies, showing that they assembled stellar mass later than the average galaxy population (in a % basis). Stellar masses of PSB galaxies are comparable to those of star-forming galaxies, but while star-forming galaxies assemble their stellar mass in a continuous way, PSB galaxies show a strong slope in their SFH, forming up to 40% of their stellar mass in the period between 150 Myrand 3 Gyr ago. This strong slope can be associated to major-mergers, although these events are not detectable using Galaxy Zoo data. According to Galaxy Zoo, only 14.5% of PSB galaxies show traces of mergers and less than 1% show strong morphological evidences of mergers. We briefly discuss the timescales involved in merger induced star formation and the lifetime of merger features, showing that the PSB phenomena may in fact be merger related, but by the time we detect the PSB spectral features, the merger evidences are already undetectable in SDSS photometry. This idea is compatible with the low incidence of spiral galaxies in the PSB sample.

Usando imagens do arquivo do Hubble Space Telescope, do New Technology Tele-scope e do telescópio de 0,9 m do Cerro Tololo Inter-American Observatory, foi feito um estudo morfológico e dinâmico da galáxia NGC 5427. Através da transformada de Fourier bidimensional foi determinado um angulo de inclinação de 34° ± 2° e um angulo de posição de 58° + 2°. Esta galáxia apresenta um sistema de bravos espirais interno ou circum-nuclear que estende-se ate ti 1, 2 kpc e um outro externo ou grand design, que estende-se ate a borda do disco. As espirais externa e interna apresentam um modo rn = 2 predominante. A espiral externa sofre uma forte modulação da componente m = 1 na sua periferia provavelmente devido a interação com NGC 5426. Foi demonstrado que os padrões internos e externos estao desacoplados nesta galáxia. O padrão grand design tem uma velocidade angular de 18.5 ± 3, 7 km s-1 kpc-1 e um raio de corro tacão de 7, 3 ± 0, 9 kpc, enquanto que o padrão circum-nuclear tern uma velocidade angular de 88, 6 + 5, 5 km s-1 kpc-1 e um raio de cor-rotação de 1, 05 ± 0, 15 kpc. Em uma aproximação linear para os aglomerados localizados no braço Leste da espiral circum-nuclear foi calculado uma media do tempo do gatilho de formação estelar de 11, 9 Myr com um desvio padrão de 4, 2 Myr. A partir da forma da espiral e de uma distribuição de massa na equação de dispersão da onda de densidade, pudemos estabelecer um critério independente para o calculo do raio de corrotação. / Using images from the database of the Hubble Space Telescope, the New Technology Telescope and the 0.9 m telescope of the Cerro Tololo Inter-American Observatory, we studied the dynamics and morphology of the galaxy NGC 5427. Through the bidimensional Fourier transforrri an inclination angle of 34° ± 2° and a position angle of 58° ± 2° has been determined. This galaxy presents an internal or circum-nuclear spiral arm system which extends to 1.2 kpc, and another external or grand design which extends to the end of the disc. Both spirals show a predominant mode m = 2. The external spiral suffers a strong modulation of the m = 1 component in its outskirts due to interaction with NGC 5426. It has been shown that external and internal patterns are uncoupled in this galaxy. The grand design pattern has an angular speed of 18.6 1 3.7 km s-1 kpc-1 and a corotation radius of 7.3 ± 0.9 kpc, while the circum-nuclear patterns has an angular speed of 88.6 ± 5.5 km s-1 kpc-1 and a corotation radius of 1.05 ± 0.15 kpc. Through a linear approximation for the clusters located at the eastern arm of the circum-nuclear spiral we have computed a median of trigger star formation time of 11.9 Myr with a standard deviation of 4.2 Myr. From the spiral form and the mass distribution in the wave density dispersion equation, we were able to stablish an independent criteria to calculate the corotation radius.

O presente trabalho apresenta uma análise morfológica de imagens de 8 galáxias Seyfert nas linhas de emissão infravermelhas [Fe ii] 1.257 μm, [Fe ii] 1.644 μm e/ou H2 2.122 μm, bem como de imagens no contínuo nas bandas J, H e K, estas últimas para o estudo da população estelar e avermelhamento por poeira. O estudo morfológico nas linhas visa determinar o mecanismo que as origina. Estudos espectroscópicos anteriores e modelos teóricos sugerem que o [Fe ii] está associado com jatos de matéria observados em ondas de rádio (ou simplesmente jatos rádio), regiões de formação estelar e cones de ionização. Encontramos para cinco galáxias da amostra, morfologias aproximadamente cônicas associadas a regiões de gás ionizado onde se encontram, também, cones ou bicones em [O iii] e/ou H e/ou rádio em 6 cm. Estes resultados estão em excelente acordo com as previsões do Modelo Uni cado, tanto no que se refere aos mecanismos de colimação como no que se refere aos processos envolvidos na formação do cone de ionização. Uma das proposições do Modelo Uni cado para explicar a colimação da radiação nuclear e o obscurecimento da fonte de radiação é a de um toro molecular, rico em poeira que circunda o AGN (Active Galactic Nucleus). Se tal toro existir o Modelo prevê que ele deve emitir H2, portanto um importante teste seria procurar por emissão de H2 não resolvida ou estendida perpendicularmente ao cone ou jato rádio. Encontramos emissão H2 não resolvida em um caroço, que poderia indicar emissão por um toro não resolvido. Nos demais casos em que a emissão é estendida não se pode concluir que seja devida ao toro por que apresenta orientação diferente da esperada, sendo que em um caso ela delineia uma bolha soprada por super-ventos de um starburst nuclear. Construímos diagramas J−H versus H−K e J−K como função da distância ao núcleo para estudar a população estelar quanto às contribuições de população de bojo, populações jovens e quanto ao conteúdo de poeira da região nuclear. Encontramos evidências conclusivas de contribui- ção de radiação de corpo negro devido à poeira em 2 casos, em que as cores nucleares indicam a contribuição de um corpo negro de temperatura 1000 K, que é aproximadamente a temperatura prevista do toro. Encontra-se também a contribuição de estrelas jovens e/ou de idade intermedi ária em 4 galáxias. Imagens na cor J−K permitiram um mapeamento da poeira em grande escala. Apresentamos, também, conclusões e sujestões referentes ao processo de imageamento/redução no sentido de melhorar a qualidade das imagens nais. / This work presents a morphological analysis of the central region of eight Seyfert galaxies in the infrared in both line emission and continuum. We studied images in [Fe ii] 1.257 μm, [Fe ii] 1.644 μm and/or H2 2.122 μm lines as well as J, H and K band continuum images, the latter ones to study the stellar population and dust absorption. The morphological study in the emission lines was done in order to investigate the mechanism producing these lines. Previous spectroscopic studies and theoretical models suggest that [Fe ii] emission is associated with radio jets, star forming regions and ionization cones. In ve out of six objects of our sample for which we obtained [Fe ii] images, we found elongated structures associated with ionized gas regions traced by [O iii], H and radio 6-cm emission with conical and biconical morphology. These results are in excellent agreement with the Uni ed Model predictions concerning the collimation process and gas ionization in the conical structure. In the Uni ed Model, the collimation of the radiation and obscuration of the central source is produced by a dusty molecular torus surrounding the nuclear engine. If this is true we should observe H2 emission from such a torus either unresolved or extended perpendicular to the cone or radio jet. In one galaxy we found unresolved H2 emission, while in the remaining ve galaxies for which we have H2 images, we found extended emission we could not conclude was only emitted by the torus because the extent is not in the expected direction. We also found that one of the galaxies shows extended H2 emission in a cavity in ated by starburst winds. We constructed J−H and H−K diagrams and graphs of J−K colors versus distance from the nucleus to study the dust content in the nuclear region and the age of the stellar population. We found conclusive evidences of the contribution of dust black body radiation in the nucleus of two galaxies with colors compatible with emission from dust with temperature T 1000 K (this is the temperature predicted by torus models). We have also found young/intermediate age stellar population contribution in the nuclear region of four galaxies. The large scale dust distribution was mapped by J−K images. Conclusions and proposals concerning the imaging and reduction process in order to achieve better image quality have also been presented.

Usando imagens do arquivo do Hubble Space Telescope, do New Technology Tele-scope e do telescópio de 0,9 m do Cerro Tololo Inter-American Observatory, foi feito um estudo morfológico e dinâmico da galáxia NGC 5427. Através da transformada de Fourier bidimensional foi determinado um angulo de inclinação de 34° ± 2° e um angulo de posição de 58° + 2°. Esta galáxia apresenta um sistema de bravos espirais interno ou circum-nuclear que estende-se ate ti 1, 2 kpc e um outro externo ou grand design, que estende-se ate a borda do disco. As espirais externa e interna apresentam um modo rn = 2 predominante. A espiral externa sofre uma forte modulação da componente m = 1 na sua periferia provavelmente devido a interação com NGC 5426. Foi demonstrado que os padrões internos e externos estao desacoplados nesta galáxia. O padrão grand design tem uma velocidade angular de 18.5 ± 3, 7 km s-1 kpc-1 e um raio de corro tacão de 7, 3 ± 0, 9 kpc, enquanto que o padrão circum-nuclear tern uma velocidade angular de 88, 6 + 5, 5 km s-1 kpc-1 e um raio de cor-rotação de 1, 05 ± 0, 15 kpc. Em uma aproximação linear para os aglomerados localizados no braço Leste da espiral circum-nuclear foi calculado uma media do tempo do gatilho de formação estelar de 11, 9 Myr com um desvio padrão de 4, 2 Myr. A partir da forma da espiral e de uma distribuição de massa na equação de dispersão da onda de densidade, pudemos estabelecer um critério independente para o calculo do raio de corrotação. / Using images from the database of the Hubble Space Telescope, the New Technology Telescope and the 0.9 m telescope of the Cerro Tololo Inter-American Observatory, we studied the dynamics and morphology of the galaxy NGC 5427. Through the bidimensional Fourier transforrri an inclination angle of 34° ± 2° and a position angle of 58° ± 2° has been determined. This galaxy presents an internal or circum-nuclear spiral arm system which extends to 1.2 kpc, and another external or grand design which extends to the end of the disc. Both spirals show a predominant mode m = 2. The external spiral suffers a strong modulation of the m = 1 component in its outskirts due to interaction with NGC 5426. It has been shown that external and internal patterns are uncoupled in this galaxy. The grand design pattern has an angular speed of 18.6 1 3.7 km s-1 kpc-1 and a corotation radius of 7.3 ± 0.9 kpc, while the circum-nuclear patterns has an angular speed of 88.6 ± 5.5 km s-1 kpc-1 and a corotation radius of 1.05 ± 0.15 kpc. Through a linear approximation for the clusters located at the eastern arm of the circum-nuclear spiral we have computed a median of trigger star formation time of 11.9 Myr with a standard deviation of 4.2 Myr. From the spiral form and the mass distribution in the wave density dispersion equation, we were able to stablish an independent criteria to calculate the corotation radius.

O presente trabalho apresenta uma análise morfológica de imagens de 8 galáxias Seyfert nas linhas de emissão infravermelhas [Fe ii] 1.257 μm, [Fe ii] 1.644 μm e/ou H2 2.122 μm, bem como de imagens no contínuo nas bandas J, H e K, estas últimas para o estudo da população estelar e avermelhamento por poeira. O estudo morfológico nas linhas visa determinar o mecanismo que as origina. Estudos espectroscópicos anteriores e modelos teóricos sugerem que o [Fe ii] está associado com jatos de matéria observados em ondas de rádio (ou simplesmente jatos rádio), regiões de formação estelar e cones de ionização. Encontramos para cinco galáxias da amostra, morfologias aproximadamente cônicas associadas a regiões de gás ionizado onde se encontram, também, cones ou bicones em [O iii] e/ou H e/ou rádio em 6 cm. Estes resultados estão em excelente acordo com as previsões do Modelo Uni cado, tanto no que se refere aos mecanismos de colimação como no que se refere aos processos envolvidos na formação do cone de ionização. Uma das proposições do Modelo Uni cado para explicar a colimação da radiação nuclear e o obscurecimento da fonte de radiação é a de um toro molecular, rico em poeira que circunda o AGN (Active Galactic Nucleus). Se tal toro existir o Modelo prevê que ele deve emitir H2, portanto um importante teste seria procurar por emissão de H2 não resolvida ou estendida perpendicularmente ao cone ou jato rádio. Encontramos emissão H2 não resolvida em um caroço, que poderia indicar emissão por um toro não resolvido. Nos demais casos em que a emissão é estendida não se pode concluir que seja devida ao toro por que apresenta orientação diferente da esperada, sendo que em um caso ela delineia uma bolha soprada por super-ventos de um starburst nuclear. Construímos diagramas J−H versus H−K e J−K como função da distância ao núcleo para estudar a população estelar quanto às contribuições de população de bojo, populações jovens e quanto ao conteúdo de poeira da região nuclear. Encontramos evidências conclusivas de contribui- ção de radiação de corpo negro devido à poeira em 2 casos, em que as cores nucleares indicam a contribuição de um corpo negro de temperatura 1000 K, que é aproximadamente a temperatura prevista do toro. Encontra-se também a contribuição de estrelas jovens e/ou de idade intermedi ária em 4 galáxias. Imagens na cor J−K permitiram um mapeamento da poeira em grande escala. Apresentamos, também, conclusões e sujestões referentes ao processo de imageamento/redução no sentido de melhorar a qualidade das imagens nais. / This work presents a morphological analysis of the central region of eight Seyfert galaxies in the infrared in both line emission and continuum. We studied images in [Fe ii] 1.257 μm, [Fe ii] 1.644 μm and/or H2 2.122 μm lines as well as J, H and K band continuum images, the latter ones to study the stellar population and dust absorption. The morphological study in the emission lines was done in order to investigate the mechanism producing these lines. Previous spectroscopic studies and theoretical models suggest that [Fe ii] emission is associated with radio jets, star forming regions and ionization cones. In ve out of six objects of our sample for which we obtained [Fe ii] images, we found elongated structures associated with ionized gas regions traced by [O iii], H and radio 6-cm emission with conical and biconical morphology. These results are in excellent agreement with the Uni ed Model predictions concerning the collimation process and gas ionization in the conical structure. In the Uni ed Model, the collimation of the radiation and obscuration of the central source is produced by a dusty molecular torus surrounding the nuclear engine. If this is true we should observe H2 emission from such a torus either unresolved or extended perpendicular to the cone or radio jet. In one galaxy we found unresolved H2 emission, while in the remaining ve galaxies for which we have H2 images, we found extended emission we could not conclude was only emitted by the torus because the extent is not in the expected direction. We also found that one of the galaxies shows extended H2 emission in a cavity in ated by starburst winds. We constructed J−H and H−K diagrams and graphs of J−K colors versus distance from the nucleus to study the dust content in the nuclear region and the age of the stellar population. We found conclusive evidences of the contribution of dust black body radiation in the nucleus of two galaxies with colors compatible with emission from dust with temperature T 1000 K (this is the temperature predicted by torus models). We have also found young/intermediate age stellar population contribution in the nuclear region of four galaxies. The large scale dust distribution was mapped by J−K images. Conclusions and proposals concerning the imaging and reduction process in order to achieve better image quality have also been presented.

Dados los avances en la tecnología, la astronomía es capaz de recolectar del orden de terabytes de datos por noche. El análisis manual de ésta es prácticamente imposible, por lo que es constante la necesidad de nuevos y mejores algoritmos para realizar análisis automático. Por otro lado, la computación paralela provee herramientas para realizar análisis de datos masivos, las que incrementan la capacidad total de procesamiento y disminuyen el tiempo requerido. Existe un software para la búsqueda de cúmulos de galaxias, el cual funciona de forma secuencial. Hacer que este software funcione en forma paralela sería de gran utilidad, dada la cantidad de datos que existen y existirán para analizar. El objetivo de esta memoria es diseñar e implementar una solución computacional que permita efectuar la detección de cúmulos de galaxias en forma paralela. La paralelización del algoritmo se hizo sobre el framework Hadoop, utilizando la herramienta Streaming con el lenguaje Python para el desarrollo del software. Se construyó una aplicación que divide los datos de entrada de forma inteligente, ejecuta el algoritmo de detección de cúmulos de galaxias en varias máquinas de forma paralela, y re ensambla los resultados parciales obtenidos. Se estudiaron estrategias para el particionamiento de los datos, utilizando celdas con distintas geometrías. También se estudiaron e implementaron estrategias para el re ensamblado de los resultados. En base a conocimientos astronómicos y experimentación se determinó la utilidad, dado el contexto, de cada estrategia, y los valores límites para sus parámetros. Los resultados son los siguientes: (1) un software paralelo para la detección de cúmulos de galaxias; (2) al correr el programa paralelo con dos particiones, el tiempo de ejecución se reduce a la mitad; (3) el software secuencial de detección de cúmulos se observa altamente dependiente de las particiones utilizadas, encontrándose para una partición de 2 celdas sólo un 11% de los cúmulos que se detectaban en la versión secuencial. Como trabajo futuro se propone: (1) modificar el software secuencial de búsqueda de cúmulos de galaxias para que detecte cúmulos sin miembros repetidos; (2) ejecutar este software en un clúster de computadores o con cloud computing, para medir las mejoras en tiempo; (3) la ejecución de este software con sets de datos más grandes, para medir la escalabilidad de éste; (4) crear una partición ad-hoc al set de datos.

Tesis para optar al grado de Magíster en Ciencias, Mención Astronomía / Buscamos estrellas tipo RR Lyrae en zonas distantes del halo de la Vía Láctea utilizando datos ya existentes: UltraVISTA, una campaña con observaciones en el infrarojo cercano diseñada para obtener imágenes profundas del campo COSMOS, y SUDSS, una extensión del Dark Energy Survey (DES) que añade observaciones en los extremos del tiempo de obser- vación de DES en varios filtros, con la finalidad de observar las curvas de luz de supernovas a alto redshift. Los resultados de la búsqueda de RR Lyrae con estos datos fueron nulos. Ante estos resultados realizamos observaciones simuladas de RR Lyrae, bajo las mismas condi- ciones de los datos observados, demostrando que la cadencia utilizada en las observaciones no permite la identificación del período de las estrellas RR Lyrae. Finalmente probamos el método desarrollado con datos de HiTS (High Cadence Tran- sient Survey), una campaña dedicada a detectar transientes en el óptico, principalmente las primeras horas de las explosiones de supernovas. Luego de responder favorablemente a las observaciones simuladas, logramos identificar en los datos de HiTS 2015A un total de 106 RR Lyrae 7 de las cuales se encuentran a una distancia mayor a 100 kpc.

El estudio de las galaxias ha permanecido restringido durante muchos al de aquellos objetos que presentan un diámetro aparente notable en una placa fotográfica de larga exposición. Desde nuestra ubicación dentro de una galaxia relativamente brillante como lo es la Vía Láctea, a lo cual se agregan las contribuciones por luz dispersada en el Sistema Solar y en la atmósfera terrestre, el brillo del cielo nocturno alcanza alrededor de 21.5 mag<SUB>(B)</SUB> para buenos sitios de observación. La detección de galaxias de bajo brillo superficial, o sea aquellas cuya luminosidad provenga en mayor parte, o totalmente, de zonas de brillo superficial por debajo de este nivel, se verá muy dificultada por el hecho de que sus isofotas quedarán sumergidas en el ruido del cielo. Según Disney (1980), "...somos como prisioneros en una celda iluminada tratando de discernir nuestros alrededores observando a través de una pequeña ventana hacia la oscuridad exterior. Podemos ver con suficiente facilidad las luces de la calle, y las ventanas iluminadas, pero ¿podemos ver, o inferir correctamente, las casas y los árboles?". Tiempo atrás, Arp (1965) ya había llamado la atención sobre los efectos de selección que dificultarían el descubrimiento de galaxias de bajo brillo superficial, así como también, en el otro extremo, de galaxias suficientemente compactas como para no distinguirse de las estrellas. El resultado es que las galaxias llamadas "normales" serían en realidad una muestra no muy representativa de la población total de objetos extragalácticos.

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.