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.

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.

Orientador: Fabio Iocco / Banca: Edurado Ponton Bayona / Banca: Carola Dobrigkeit Chinellato / Banca: Luis Raul Weber Abramo / Abstract: The detailed knowledge of the dark matter (DM) distribution in the Milky Way (MW) is important for understanding the interplay between baryons and DM in the processes involved in galaxy formation and evolution. It is further a key element for experiments that aim to directly or indirectly detect the DM particle due to theoretically predicted non-negligible, weak interactions between DM and Standard Model particles. In this thesis, we aim to determine the distribution of DM in our Galaxy. First, we constrain the density profile of the DM halo by means of kinematical tracers of the total gravitational potential. We use objects in circular orbits around the Galactic centre (GC) as tracers of the total dynamical mass. By subtracting from the observed rotation velocities the velocities predicted for the visible component of the Galaxy (stars plus gas) -under the assumption of Newtonian gravity- we derive constraints on the DM distribution in the MW once a given parameterisation for the DM density profile is adopted. For the distribution of the visible, baryonic component of the Galaxy, we adopt a large array of observationally inferred, three-dimensional density profiles. In this way, we bracket current uncertainties on the shape and the normalisation of the Galactic visible component. Our determination of the DM density profile in the MW proceeds from astrophysical observations. These observations have sizeable uncertainties that need to be properly taken into account. We further... (Complete abstract click electronic access below) / Resumo: O conhecimento detalhado da distribuição da matéria escura na Via Láctea é importante para a compreensão da interação entre bariões e matéria escura nos processos envolvidos na formação e evolução das galáxias. Além disso, é um elemento-chave para experimentos que objetivam detectar direta ou indiretamente a partícula de matéria escura devido a interações fracas, desprezíveis e teoricamente previstas entre as partículas de matéria escura e Modelo Padrão. Nesta tese, pretendemos determinar a distribuição da matéria escura na nossa galáxia. Primeiro, restringimos o perfil de densidade do halo matéria escura por meio de traçadores cinemáticos do potencial gravitacional total. Usamos objetos em órbitas circulares ao redor do centro galáctico como traçadores da massa dinâmica total. Ao subtrair das velocidades de rotação observadas as velocidades previstas para o componente visível da galáxia (estrelas mais gás) - sob a hipótese da gravidade newtoniana - derivamos restrições na distribuição da matéria escura na nossa Galáxia, uma vez que uma dada parametrização para o perfil de densidade da matéria escura é adotado. Para a distribuição do componente visível e bariônico da Galáxia, adotamos uma grande variedade de perfis de densidade tridimensionais observados e inferidos. Desta forma, colocamos as incertezas atuais na forma e na normalização do componente visível Galáctico. Nossa determinação do perfil de densidade da matéria escura na Galáxia provém de observações astrofísicas. Essas observações têm incertezas consideráveis que precisam ser devidamente levadas em conta. Além disso, apresentamos uma análise que quantifica as incertezas astrofísicas que afetam a determinação da distribuição da matéria escura na Via Láctea e, portanto, a interpretação dos... (Resumo completo, clicar acesso eletrônico abaixo) / Doutor

Caracterizamos estatisticamente a estrutura dos halos de matéria escura extraídos da Simulação do Millennium, uma das maiores simulações do modelo cosmológico CDM realizadas até hoje, com 10 bilhões de partículas num volume de 500h−1Mpc3. Nossos resultados confirmam que na época atual, z = 0, o parâmetro de concentração dos halos se correlaciona com a massa. Esta correlação é ajustada por uma lei de potência no intervalo de massas que corresponde a halos de galáxias (1012h−1M) até aglomerados de galáxias (1015h−1M), log10 c ∞ −α log10M, com α = 0.1. Comparamos a previsão de três modelos existentes na literatura para esta correlação. Medimos a distribuição de probilidade do parâmetro de concentração, que é ajustada com boa aproximação por uma função lognormal com dispersão σlog10 c = 0.1 em todo o intervalo de massas. Verificamos que o parâmetro de concentração é independente do spin do halo quando sistemas claramente fora de equilíbrio são removidos da análise. Comparamos modelos que relacionam o parÂmetro de concentração com histórico de formação extraído da simulação. Mostramos que quando definimos a época de formação levando em conta a distribuição de progenitores do halo e não apenas o progenitor mais massivo, obtemos uma correlação melhor entre densidade média do universo nessa época e a densidade característica do halo. Finalmente, testamos a validade de dois modelos que predizem o parâmetro de concentração a z = 0 com base no histórico de acreção de massa do progenitor mais massivo do halo. / We use the Millennium Simulation (MS) to study the statistics of CDM halo concentrations at z = 0. Our results confirm that the average halo concentration declines monotonically with mass; the concentration-mass relation is well fit by a power-law over 3 decades in mass, up to the most massive objects that form in a CDM universe (~1015h−1M). We compare this relation with three models in the literature. The large volume surveyed, together with the unprecedented numerical resolution of the MS, allow us to estimate with confidence the distribution of concentrations and, consequently, the abundance of systems with unusual properties. We find that halo concentrations are independent of spin once haloes manifestly out of equilibrium have been removed from the sample. The concentrations of out-ofequilibrium haloes tend to be lower and have more scatter, while their spins tend to be higher. A number of previously noted trends within the halo population are induced primarily by these properties of unrelaxed systems. Finally, we compare the result of predicting halo concentrations using the mass assembly history of the main progenitor with predictions based on simple arguments regarding the assembly time of all progenitors. The latter are typically as good or better than the former, suggesting that halo concentration depends not only on the evolutionary path of a halo’s main progenitor, but on how and when all of its constituents collapsed to form non-linear objects.

Lentes gravitacionais são uma ferramenta importante para uma variedade de,aplicações astrofísicas e cosmológicas. Em particular, arcos gravitacionais' produzidos por aglomerados de galáxias podem ser utilizados para investigar a distribuição central, de massa destes. Desta forma, eles podem fornecer informações indiretas sobre a cosmologia e a formação de estruturas. Sondagens futuras de grande campo com.excelente qualidade de imagem, como o Dark Energy Survey, fornecerão grandes amostras de sistemas de arcos gravitacionais, permitindo a realização de vários estudos estatísticos. Devido às grandes áreas, algoritmos de detecção e caracterização de arcos são absolutamente necessários. Além disso, é extremamente importante desenvolver métodos de pré-processamento de imagens que evidenciem estes objetos • de interesse em meio a outros objetos e à luz difusa das galáxias que estão à' sua volta. Neste trabalho apresentamos ferramentas relacionadas ao pré-processamento, simulação e caracterização de arcos gravitacionaià em imagens de aglomeradoS de galáxias. A primeira dessas ferramentas, chamada PAINTARCS, realiza simulações de objetos, com , morfologia de arcos, utilizando uma prescrição simples para a forma do arco, no qual esta é dada pela deformação de uma elipse sobre um segmento de arco de círculo, e os adiciona a imagens de aglomerados de galáxias. A segunda ferramenta, denominada ARCFITTING, utiliza a mesma expressão analítica que descreve os arcos no PAINTARCS para ajustar os parâmetros do arco a partir de uma imagem. Este método leva em conta a distribuição .de brilho dos arcos e foi desenvolvido para fornecer medidas mais robustas. Resultados do ARCFITTING mostram'que os arcos gerados pelo PAINTARCS são minimamente realistas para serem usados em simulações. Assim, uma importante aplicação dessas duas ferramentas e a simulação de arcos para os Data Challenges do Dark Energy Survey. A terceira ferramenta, chamada GALCLEAN, consiste em um método de pré-processamento de imagens de aglomerados de galáxias que subtrai de maneira automatizada a distribuição de brilho superficial das galáxias utilizando perfis de Sérsic. Esta ferramenta tem por objetivo evidenciar a eventual presença de arcos gravitacionais em meio a outros objetos da imagem. Para determinar a eficiência e o impacto do GALCLEAN realizamos um estudo sistemático da detectabilidade dos arcos em imagens simulàas de aglomerados de galáxias onde arcos com parâmetros conhecidos diferentes foram adicionados com o algOritmo PAINTARCS. Os resultados deste estudo indicam que o GALCLEAN apresenta um impacto maior na detectabilidade dos arcos para os casos de arcos de magnitudes mais tênues e aglomeradbs de alto desvio para o vermelho, embora introduza um grande número de detecções espúrias. O GALCLEAN também gera um catálogo com os parâmetros morfológicos e estruturais das galáxias subtraídas, que tem aplicações no estudo da estrutura e evolução das galáxias. Também apresentamos neste trabalho a sondagem de arcos gravItacionais SOAR Gravitational Arc Survey, um levantamento de 47 aglomerados de galáxias que tem como objetivo • de buscar novos sistemas de lentes gravitacionais e estudar a variação da eficiência do lenteamento forte em função do desvio para o vermelho do aglomerado, de forma a comparar os resultados com as expectativas teóricas. Os dados desta sondagem foram reduzidos e analisados. Identificamos nas imagens de 8 aglomerados, 16 candidatos a arco gravitacional. Estes resultados preliminares sugerem que 10% de aglomerados tem arcos, consistente com ' estudos anteriores da literatura. / Gravitational lensing is-an important tool for a variety of astrophysical and cosmological applications. In particular, gravitational ares produced by galaxy clusters can be used to investigate their central mass distribution. Therefore, they can provide indirect information about cosmology and structure formation. Wide field surveys with excellent image quality, such as the Dark Energy Survey, will provide large samples of gravitational arc systems, aliowing statistical studies. Due to thé large areal, automated algorithms for arc detectioh and characterization are absolutely necessary. Moreover, it is extremely important to develop meti ods for pre-processing images in order to enhance these objects of interest among other objects and. the difuse light of the gala,xies that surround thern. In this work we present tools related to pre-processing, simulation and characterization of gravitational ares in galaxy cluster images. The first tool, named PAINTARCS, simulates objects with arc morphology, using a sirnple prescription for the arc shape, which is given by the deformation of an ellipse into an are circle segment, and adds them to galaxy cluster images. The second tool, called ARcEITTING, uses the same analytical expression for arc shape as PAINTARcs to fit the arc parameters from an image. This rnethod takes into account the surface brightness distribution of ares and it was developed to provide more robust measurements. Results from ARGFITTING show that the ares created by PAINTARCS are minimally realistic to- be used in simulatiOns. Therefore, an important application of these tools is the simulation of ares for the Dark Energy Survey Data"Challen.ges. The third tool, .named GALCLEAN, consists in a method for pre-processing galaxy cluster images by subtracting the surface brightness distribution of galaxies in an automated way using Sérsic profiles. Gravitational lensing is-an important tool for a variety of astrophysical and cosmological applications. In particular, gravitational ares produced by galaxy clusters can be used to investigate their central mass distribution. Therefore, they can provide indirect information about cosmology and structure formation. Wide field surveys with excellent image quality, such as the Dark Energy Survey, will provide large samples of gravitational arc systems, aliowing statistical studies. Due to thé large areal, automated algorithms for arc detectioh and characterization are absolutely necessary. Moreover, it is extremely important to develop meti ods for pre-processing images in order to enhance these objects of interest among other objects and. the difuse light of the gala,xies that surround thern. In this work we present tools related to pre-processing, simulation and characterization of gravitational ares in galaxy cluster images. The first tool, named PAINTARCS, simulates objects with arc morphology, using a sirnple prescription for the arc shape, which is given by the deformation of an ellipse into an are circle segment, and adds them to galaxy cluster images. The second tool, called ARcEITTING, uses the same analytical expression for arc shape as PAINTARcs to fit the arc parameters from an image. This rnethod takes into account the surface brightness distribution of ares and it was developed to provide more robust measurements. Results from ARGFITTING show that the ares created by PAINTARCS are minimally realistic to- be used in simulatiOns. Therefore, an important application of these tools is the simulation of ares for the Dark Energy Survey Data"Challen.ges. The third tool, .named GALCLEAN, consists in a method for pre-processing galaxy cluster images by subtracting the surface brightness distribution of galaxies in an automated way using Sérsic profiles.

In this study, options for restoring fish populations in Hamilton City (37.47'S, 175.19'E) were explored. Habitat and fish populations in Hamilton urban streams were manipulated using a two-fold experimental design. Firstly, habitat was enhanced in ten urban streams with three continuous treatments in a 60-m reach at each site (20 m with 10 ponga logs, 20 m with 20 hollow clay pipes, and 20 m with no added structure). Secondly, juvenile farm-reared giant kokopu (Galaxias argenteus), were stocked into five of the enhanced stream sections. Giant kokopu are threatened and occur naturally in Hamilton urban streams in sparse populations. The abundance of wild fish was monitored before and after enhancement and fish release from November 2006 to November 2007. Stocked fish were monitored for eight months, from April to November 2007. Over this time electric fishing was conducted three times, trap nets (Gee minnow and fyke nets) were set monthly and spotlighting was conducted monthly at three release sites where water clarity allowed. Anticipated outcomes of this research were; to determine whether giant kokopu abundance in Hamilton urban streams is limited by recruitment or by habitat, and to assist with the development of methods to restore fish populations in Hamilton City urban streams. Logs used as enhancement structures in Hamilton urban streams provided more stable habitat for fish and created more suitable microhabitat than pipe structures. Pipes moved considerably during high flows, and their instability made them less effective at providing habitat. Within the study sites there appeared to be complex interactions with turbidity, stream width and depth, which complicated the effect of the habitat structures. The limited replication and variability among sites contributed to statistically insignificant results using analysis of variance. Retention and recapture rates of stocked juvenile giant kokopu were greatest at Site M11, where the stream was narrow, shallow, clear and had lower numbers and biomass of shortfin eels, compared to other survey sites. Marked and released giant kokopu were retained in the release reaches at four of the five sites, for a minimum of four months, and exhibited substantial growth. Daily growth of juvenile giant kokopu ranged from 0.19 to 0.33 mm day-1 and from 0.03 to 0.11 g day-1, exhibiting substantial growth over winter. Giant kokopu appeared to have a slight bias to the log section of enhanced habitat, but habitat selection appeared to be overwhelmingly controlled by initial habitat selection. The stocking of farm-reared fish into urban streams was largely successful, but the success of the habitat enhancement was variable and further work is required to determine better techniques for habitat enhancement in these urban environments. It is concluded that releasing farm-reared giant kokopu can be used to restore populations especially where recruitment limitations control fish abundance and diversity.

Dos escenarios intentan explicar la formación de las galaxias: el clásico de “colapso monolítico” (Arimoto y Yoshii, 1987; Eggen et al., 1962; Larson, 1974), y el de “merging jerárquico” (Steinmetz y Navarro, 2002; Toomre, 1977; White y Rees, 1987). En el primero, los esferoides se forman a partir de un brote inicial global de formación estelar y evolucionan en forma pasiva hasta el presente. Si se dan las condiciones locales, pueden acretar gas que dará origen a la formación de discos. En el modelo “jerárquico”, los esferoides se forman a partir de la disrupción de discos, en eventos de fusión (“mergers”). El modelo monolítico permitiría explicar, por ejemplo, parte de las relaciones entre parámetros físicos de las galaxias elípticas (E), como la relación color-magnitud (en adelante RCM) o el plano fundamental (Kodama et al., 1998; van Dokkum y Stanford, 2003). Por otra parte, numerosas publicaciones sobre simulaciones numéricas han mostrado aciertos del esquema que propone el modelo jerárquico. La incorporación detallada de procesos relacionados con el gas, como son la formación estelar, el enriquecimiento químico, “feed-back” (devolución de gas y energía al medio interestelar e intergaláctico) de supernovas y núcleos de galaxias activas (AGNs), ha dado lugar a modelos más realistas como los basados en las simulaciones “Millenium” (Croton et al. 2006; Springel y White 2005 y referencias allí citadas), que sostienen el escenario de formación de galaxias en cosmologías dominadas por materia oscura fría (CDM). / Información extraída de <a href="http://fcaglp.fcaglp.unlp.edu.ar/~scellone/CGGE/Cast/cgge_papers.html">Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas</a>

Información extraída de <a href="http://www.iar.unlp.edu.ar/biblio/index.html">http://www.iar.unlp.edu.ar/biblio/index.html</a>

El estudio realizado en la presente Tesis de Doctorado se focaliza en la detección y primera caracterización de los objetos individuales que constituyen la nueva generación de estrellas de gran masa de la región Hii gigante, NGC 604. NGC 604 se encuentra ubicada en la galaxia M33 a 840 kpc de distancia, y es la segunda región Hii gigante más luminosa del Grupo Local, después de 30 Doradus. El cúmulo central ionizante contiene, al menos, 200 estrellas de tipos espectrales OB y presenta una estructura conocida como “Scale OB Association”, caracterizada por una distribución de objetos muy extendida, sin un núcleo central definido. En la población estelar de NGC 604 también se han identificado estrellas tipo Wolf-Rayet, una gigante roja confirmada y varias candidatas y una estrella en la fase de ‘Luminous Blue Variable’. La edad estimada para el cúmulo central es 2.5-5 millones de años. En cuanto al medio interestelar de la región, se observa que presenta una estructura muy compleja: regiones con distinto grado de excitación conformando cavidades interconectadas, filamentos y cáscaras en expansión cuya cinemática refleja dicha complejidad. Las nubes moleculares rodean al cúmulo central por la parte sur extendiéndose en esa dirección.

The spotted minnow, Galaxias maculatus has a widespread southern hemisphere and circum-polar distribution including south-western and south-eastern Australia. It was sampled at monthly intervals over 12-18 months, by seine and plankton netting at three localities including a freshwater lake, Moates Lake, and two intermittently flowing, naturally saline rivers, the Jerdacuttup and the Oldfield rivers on the south coast of Western Australia. The resulting data provided an opportunity to describe the biology of G. maculatus in some detail including; environmental variables, life cycle, larval development, diet and parasitism by platyhelminth and nematode worms. Comparisons were made with other studies in south-east Australia, including Tasmania, and New Zealand. The present study confirmed that, at least throughout most of its range in Western Australia, G. maculatus has established a self-sustaining land-locked reproductive strategy. It is hypothesised that the development of land-locked breeding is an adaptive response to changing coastal geomorphology in the Holocene period that restricted ocean access of rivers and their fauna and caused estuaries to become non-tidal. The principal conclusion arising is that the local biology differs largely in degree rather than kind from elsewhere it has been studied; differences in degree are interpreted as local adaptations to an environment that is both variable and unpredictable Field measurement of environmental variables revealed G. maculatus will withstand salinities to approximately 46 ppt and surface water temperatures to 280 c. Very low dissolved oxygen concentrations to <1.0 mg r1 are accommodated by practicing secondary aerial respiration at the water surface. Galaxias maculatus on the south coast of Western Australia were smaller than those reported from populations elsewhere. Overall tota11engths of Western Australian males and females ranged 23-132 mm compared to 38-187 mm length to caudal fork for south-west Victoria, 31-185 mm standard length for Tasmania and 40-152 mm length to caudal fork for New Zealand fish. In the present study, size varied between the lake and one river population that was smaller. It is hypothesised that reduction in size of Western Australian G. maculatus generally is an adaptive response to avoid predation by piscivorous birds in shallow, confined river pools and lakes. There was a well defined, albeit extended, breeding season between autumn and spring with peak spawning in winter. The season was longer in the relatively stable lake situation and shorter ~ the very variable river situation partly due to the influence of river flow, which is continuous into the lake and intermittent and variable in the rivers. A flow dependent upstream spawning migration was part of the reproductive strategy but there was also the capacity, in certain circumstances, of spawning on falling water levels in years of nil or little flow. There was an almost complete cessation of reproductive activity during summer. Fecundity ranged from 296-2 874 eggs with a mean of 912 and was positively correlated with total length. The overall total lengths at which 50% of females and males and attain sexual maturity were estimated at 52 and 49 mm total length, respectively. For 95% of females and males the total lengths were estimated at 74 and 62mm total length, respectively. Ageing by counting annual growth rings was successful for lake inhabiting fish only, the lack of consistency in growth rings in the river environments was attributed to the extreme variability of these environments. The von Bertalanffy growth equation predicted that, on average, at the end of their first, second and third years females were 61, 81 and 88 mm total length respectively. Male predictions were 56, 74 and 80 mm, respectively. Approximately 75% of males and 62% of females attained sexual maturity at the end of their first year. Excluding larval fish, 73.1, 22.7, 4.1 and 0.1 % were 0+, 1+, 2+ and 3+ fish, respectively. The overall sex ratio females:males was 1.09:1.0, the ratio favoured males for very small fish but favoured females as fish aged and grew. Larval development was described in detail for the first time for Australian G. maculatus. The sequence of fin development was the same as that reported for galaxiids elsewhere, i.e. caudal, dorsal, anal, pectoral and pelvic. Adult fin ray counts were; cauda1 16, dorsa1 9, anal 13, pectoral 12 and pelvic 6-7. Myomeres ranged from 45-50. Development of pigmentation and dentition were described; caniniform teeth began to develop during the late postflexion larval stage. Dietary analysis confirmed a previous description of G. maculatus as an euryphagic carnivore. A wide range of invertebrate food groups including copepods, amphipods and ostracods, aquatic insects as well as terrestrial invertebrates (spiders, winged ants and orthopterans) were consumed. Most variation in diet was explained by site, i.e whether fish were from river or lake environments or which river environment. A lack of replicate samples precluded a rigorous statistical analysis of the influence of either fish size or season on diet. However, a provisional analysis suggested these variables have minimal influence. Larval diets comprised copepods, cladocerans and unicellular algae; with the attainment of postflexion larval stage and development of caniniform dentition, a wider range of dietary items were ingested. One cestode, one trematode and two nematode larval worms infected river and lake inhabiting fish. The cestode, Ligula intestinalis, infected 13% of lake inhabiting fish causing gross disfiguration and probably reduced reproductive success, particularly of males. The degree and severity of cestode infection was much less in rivers, perhaps due to their saline waters. The worms' adult hosts in all cases were piscivorous waterfowl particularly the white-faced heron. At present G. maculatus is widespread and abundant throughout its range in Western Australia. As most of its range is in rivers and lakes which are, and will in the future be influenced by clearing for agriculture, it is likely that increased river recharge due to clearing will initially benefit G. maculatus. However long term change, particularly changes to riparian vegetation structure and species composition, are likely eventually to be inimical as the shading value of vegetation and its habitat value for terrestrial invertebrate food are diminished.