O paradigma atual para as galáxias de núcleo ativo sustenta que a emissão nuclear provém da acresçam de matéria a um buraco negro super massivo (SMBH), envolto em uma distribuição toroidal de nuvens de alta profundidade ótica. É crescente a percepção de que a evolução do SMBH deve estar ligada a evolução da galáxia que o hospeda, porém os mecanismos que geram as correlações que vemos hoje entre propriedades do bojo galático e o SMBH ainda não são completamente compreendidos. A formação estelar circum-nuclear é um dos fenômenos que poderia constituir o elo de ligação para a coevolução entre galáxia e SMBH. Começamos este trabalho discutindo as propriedades do toroide de poeira, conhecíveis através de seu espectro na região do infravermelho médio. Demonstramos, através do ajuste dos modelos de transmissão radiativa clumpy, que os toróides das galáxias Sy2 Compton-thick NGC 1386 e Mrk 3 são intrinsecamente diferentes do toroide da Sy1 NGC 7213. Com base nos mesmos modelos calculamos densidades de coluna para NGC 1386 e Mrk 3, e encontramos valores de NH = 2:0+1:2 1:6 _1024 cm2, e NH = 9:5+4:9 7:1_1023 respectivamente. Ambos resultados são compatíveis com a classificação Compton-thick baseada em raios-X. A formação estelar em regiões selecionadas de NGC 1386 e NGC 7213 é estimada a partir da luminosidade em 8 m e na linha de [Neii] em 12.8 m. Verificamos que estes indicadores são correlacionados, mas apresentam um fator 10 entre as estimativas de taxa de formação estelar (SFR). Através de fotometria de alta resolução angular e espectros do telescópio Spitzer, demonstramos que pode existir uma correlação entre a SFR circum-nuclear e a taxa de acresção do buraco negro (BHAR), para AGNs com Lbol > 1042 ergs1, em uma amostra de 16 galáxias ativas. Estimamos a SFR com base na emissão em 11.3 _m de PAH, e a BHAR a partir da luminosidade em raios-X e uma transformação para luminosidade bolométrica. A maioria das galáxias que se encaixa nesta correlação apresenta SFR entre 10 e 100 vezes maior do que a BHAR. O gás ionizado, na galáxia principal do par em interação AM2306-721, _e estudado através de espectroscopia de campo integral com o instrumento GMOS. Demonstramos que o eixo de rotação da região nuclear está desalinhado cerca de 20_ com relação a rotação do disco galático. Comparando os dois movimentos identificamos uma componente radial no movimento do gás ionizado, com velocidades de 50 km/s no sentido do núcleo. Na região de encontro entre o gás que ui na direção do núcleo com o gás que acompanha a rotação do disco, verificamos larguras equivalentes de Ha de até 32 A, compatíveis com a presença de populações estelares com idades 107 anos. / The current paradigm for galaxies with active nuclei holds that the nuclear emission is due to accretion to a super massive black hole (SMBH), enshrouded in a toroidal distribution of clouds of high optical depth. There is a growing consensus that the evolution of the SMBH is linked to the evolution of its host galaxy, although the mechanisms responsible for the correlations we see today are not entirely understood. The circumnuclear star formation is one possible link to the above mentioned co-evolution. We begin this thesis discussing the propreties of the dusty torus, known through their spectrum in the mid-infrared. We show, by tting of the clumpy radiative models, that the tori of the Sy2 Galaxies NGC 1386 and Mrk 3 are intrinsically distinct from the torus of NGC 7213. Using the same models we derive the column densities for the Sy2 galaxies, nding values of NH = 2:0+1:2 1:6 1024 cm2, e NH = 9:5+4:9 7:1 1023. Both results are compatible with the Compton-thick classi cation based on X-Rays. Star formation in selected regions of NGC 1386 and NGC 7213 is assessed based on the 8 m luminosity and the [Neii] line at 12.8 m. These indicators are correlated, although they di er by a factor of 10 in the star formation rate (SFR). Through the use of high angular resolution photometry and spectra from the Spitzer telescope, we show that there might be a correlation between the SFR and black hole accretion rate (BHAR), for AGNs with Lbol >1042 ergs1, in a sample of 16 active galaxies. We estimate the SFR based on the emission at the 11.3 m PAH band, and the BHAR from the X-Ray luminosity and a transformation to the bolometric luminosity. The majority of galaxies that t this correlation show SFR between 10 and 100 times larger than the BHAR. The ionised gas, in the main galaxy of the interacting pair AM2306-721, is studied via integral eld spectroscopy with the GMOS instrument. We show that the rotation axis of the nuclear region is misaligned by 20 with respect to the rotation of the galactic disk. Comparing both movements we nd a radial component in the ionised gas kinematics, with velocities up to 50 km/s towards the nucleus. In the region where in owing gas meets the gas following the galactic disk, we nd equivalent widths of the Ha line of up to 32 A, compatible stellar populations with ages smaller than 107 years.

O trabalho tem como objetivo analisar os parâmetros físicos do toroide para uma amostra que compreende todos os dados públicos do IRS/Spitzer para galáxias Seyfert, no intervalo espectral do infravermelho médio (5.2-38 μm). Comparamos as distribuições espectrais de energia (SEDs), com ∼ 106 SEDs teóricas que consideram o toroide composto por nuvens de poeira através dos métodos de χ2r ed e Bayes- CLUMPY. Os resultados são apresentados para os parâmetros do modelo clumpy: ângulo de inclinação relativo ao observador, i, número de nuvens no plano equatorial, N, profundidade óptica individual das nuvens, τV , índice da lei de potência para a distribuição espacial da nuvens, q, largura angular do toroide, σ e extensão radial, Y , além de outros parâmetros relacionados com a geometria derivados dos modelos. Para todos os objetos estudados, parece haver uma diferença na distribuição de i, que requer maiores ângulos para Seyfert 2 (Sy 2,¯i = 64◦) e encontramos uma ampla distribuição de i para as galáxias Seyfert 1 (Sy 1, ¯i = 49◦) da amostra, resultados que estão de acordo com o Modelo Unificado de AGNs. Nós encontramos pequenas diferenças no parâmetro σ, indicando que Sy 1 pode ter hospedar um toroide mais estreito que Sy 2, os valores típicos são ¯σ(Sy 1)=37◦ and ¯σ(Sy 2)=44◦. O parâmetros N e q são praticamente os mesmos para ambos as classes e estes resultados implicam que a distribuição das nuvens no toroide é semelhante para objetos de tipo 1 e tipo 2. Entretanto, galáxias de tipo 2 requerem um maior número de nuvens ao longo da linha de visada do observador, Nobs, e, consequentemente, a extinção devida `a profundidade óptica é maior nas Sy 2 do que nas Sy 1, uma vez que temos mais obscurecimento `a medida que a linha de visada do observador se aproxima do equador. Para a massa do toroide encontramos para ambas as classes valores Mtor ∼104−107M⊙ e para seu tamanho físico derivamos que deve estar entre ∼ 1 − 6 pc, indicando um toroide bastante compacto, o que concorda com observações interferométricas. Finalmente, os resultados seguem a dependência de orientação sugerida pelos modelos de unificação, entretanto, algumas propriedades de obscurecimento das nuvens não são intrinsecamente as mesmas para ambos os tipos de atividade. A geometria toroidal e as propriedades das nuvens, juntamente com efeitos de orientação, podem ser cruciais para caracterizar as diferenças entre Sy 1 e Sy 2. / We aim to analyse the torus physical parameters of a sample comprising all Spitzer/IRS public data of Seyfert galaxies in the mid infrared spectral range (5.2- 38 μm). We compare the spectral energy distributions (SEDs) with ∼ 106 theoretical SEDs which consider the torus arranged in a distribution of dusty clouds using the χ2r ed and BayesCLUMPY approaches. We present the results for the clumpy model parameters: the observers viewing angle, i, the number of clouds in the torus equatorial plane, N, the clouds individual optical depth, τV , the power law index for the spatial distribution of the clouds, q, the torus angular width, σ and the radial extension, Y , of the clumpy distribution, besides other geometry-related parameters derived from the models. For all the studied objects, it appears to have a difference in the distribution of i, requiring larger angles for Seyfert 2 (Sy 2, ¯i=64◦) and a broad distribution for Seyfert 1 (Sy 1, ¯i =49◦), in agreement with the Unified Model for AGN. We found small differences in the σ parameter, indicating that Sy 1 may host a narrower torus than Sy 2, which typical values of ¯σ(Sy 1)=37◦ and ¯σ(Sy 2)=44◦. The parameters N and q are practically the same for both types and these results implying that the clouds distribution are nearly the same for type 1 and type 2 objects, however type 2 galaxies requires a larger number of clouds along the observer line of sight, Nobs, and consequently, the extinction due to optical depth is higher for Sy 2 than Sy 1, since we have more obscuration when the observer line of sight is closer to edge-on views. We found in both cases the torus masses in the range of Mtor ∼104−107M⊙ and the derived physical torus sizes (∼ 1−6 pc) indicates that the torus is very compact, in agreement with interferometric observations. Finally, the results follow the orientation dependency suggested by unification schemes, however, some properties concerning the clouds obscuration are not intrinsically the same for both types of activity. The torus geometry and clouds properties, along with orientation effects, may be crucial to characterize the differences between Sy 1 and Sy 2.

O paradigma atual para as galáxias de núcleo ativo sustenta que a emissão nuclear provém da acresçam de matéria a um buraco negro super massivo (SMBH), envolto em uma distribuição toroidal de nuvens de alta profundidade ótica. É crescente a percepção de que a evolução do SMBH deve estar ligada a evolução da galáxia que o hospeda, porém os mecanismos que geram as correlações que vemos hoje entre propriedades do bojo galático e o SMBH ainda não são completamente compreendidos. A formação estelar circum-nuclear é um dos fenômenos que poderia constituir o elo de ligação para a coevolução entre galáxia e SMBH. Começamos este trabalho discutindo as propriedades do toroide de poeira, conhecíveis através de seu espectro na região do infravermelho médio. Demonstramos, através do ajuste dos modelos de transmissão radiativa clumpy, que os toróides das galáxias Sy2 Compton-thick NGC 1386 e Mrk 3 são intrinsecamente diferentes do toroide da Sy1 NGC 7213. Com base nos mesmos modelos calculamos densidades de coluna para NGC 1386 e Mrk 3, e encontramos valores de NH = 2:0+1:2 1:6 _1024 cm2, e NH = 9:5+4:9 7:1_1023 respectivamente. Ambos resultados são compatíveis com a classificação Compton-thick baseada em raios-X. A formação estelar em regiões selecionadas de NGC 1386 e NGC 7213 é estimada a partir da luminosidade em 8 m e na linha de [Neii] em 12.8 m. Verificamos que estes indicadores são correlacionados, mas apresentam um fator 10 entre as estimativas de taxa de formação estelar (SFR). Através de fotometria de alta resolução angular e espectros do telescópio Spitzer, demonstramos que pode existir uma correlação entre a SFR circum-nuclear e a taxa de acresção do buraco negro (BHAR), para AGNs com Lbol > 1042 ergs1, em uma amostra de 16 galáxias ativas. Estimamos a SFR com base na emissão em 11.3 _m de PAH, e a BHAR a partir da luminosidade em raios-X e uma transformação para luminosidade bolométrica. A maioria das galáxias que se encaixa nesta correlação apresenta SFR entre 10 e 100 vezes maior do que a BHAR. O gás ionizado, na galáxia principal do par em interação AM2306-721, _e estudado através de espectroscopia de campo integral com o instrumento GMOS. Demonstramos que o eixo de rotação da região nuclear está desalinhado cerca de 20_ com relação a rotação do disco galático. Comparando os dois movimentos identificamos uma componente radial no movimento do gás ionizado, com velocidades de 50 km/s no sentido do núcleo. Na região de encontro entre o gás que ui na direção do núcleo com o gás que acompanha a rotação do disco, verificamos larguras equivalentes de Ha de até 32 A, compatíveis com a presença de populações estelares com idades 107 anos. / The current paradigm for galaxies with active nuclei holds that the nuclear emission is due to accretion to a super massive black hole (SMBH), enshrouded in a toroidal distribution of clouds of high optical depth. There is a growing consensus that the evolution of the SMBH is linked to the evolution of its host galaxy, although the mechanisms responsible for the correlations we see today are not entirely understood. The circumnuclear star formation is one possible link to the above mentioned co-evolution. We begin this thesis discussing the propreties of the dusty torus, known through their spectrum in the mid-infrared. We show, by tting of the clumpy radiative models, that the tori of the Sy2 Galaxies NGC 1386 and Mrk 3 are intrinsically distinct from the torus of NGC 7213. Using the same models we derive the column densities for the Sy2 galaxies, nding values of NH = 2:0+1:2 1:6 1024 cm2, e NH = 9:5+4:9 7:1 1023. Both results are compatible with the Compton-thick classi cation based on X-Rays. Star formation in selected regions of NGC 1386 and NGC 7213 is assessed based on the 8 m luminosity and the [Neii] line at 12.8 m. These indicators are correlated, although they di er by a factor of 10 in the star formation rate (SFR). Through the use of high angular resolution photometry and spectra from the Spitzer telescope, we show that there might be a correlation between the SFR and black hole accretion rate (BHAR), for AGNs with Lbol >1042 ergs1, in a sample of 16 active galaxies. We estimate the SFR based on the emission at the 11.3 m PAH band, and the BHAR from the X-Ray luminosity and a transformation to the bolometric luminosity. The majority of galaxies that t this correlation show SFR between 10 and 100 times larger than the BHAR. The ionised gas, in the main galaxy of the interacting pair AM2306-721, is studied via integral eld spectroscopy with the GMOS instrument. We show that the rotation axis of the nuclear region is misaligned by 20 with respect to the rotation of the galactic disk. Comparing both movements we nd a radial component in the ionised gas kinematics, with velocities up to 50 km/s towards the nucleus. In the region where in owing gas meets the gas following the galactic disk, we nd equivalent widths of the Ha line of up to 32 A, compatible stellar populations with ages smaller than 107 years.

Realizamos um estudo das propriedades espectroscópicas das linhas de emissão e do contínuo, na região do infravermelho próximo (NIR), de uma amostra de 51 galáxias de núcleo ativo do universo local. A forma do contínuo dos quasares e das galáxias Sy 1 é similar, sendo essencialmente plano nas bandas H e K, e com grandes variações na banda J. Nas Sy 2 o contínuo decresce suavemente a partir de 1.2 μm e na banda J é varíavel. Os espectros de todas as fontes são dominados por intensas linhas de emissão, tais como: Hi, He i, He ii, [S iii], além de notáveis linhas proibidas de alto e baixo grau de ionização. A ausência de linhas de Oi e Fe ii nos espectros das galáxias Sy 2, dão suporte observacional ao modelo que prediz que estas linhas são formadas na região de linhas largas (BLR). A presença de linhas coronais em ambos os tipos de atividade e os maiores valores de FWHM destas linhas relativas ás da região de linhas estreitas (NLR), indicam que as linhas coronais são formadas na parte interna da NLR. A razão de fluxos do [Fe ii] 12570°A/16436°A é um indicador confiável de avermelhamento para a NLR em galáxias Seyfert. As linhas do H2 são comuns á maioria das fontes. Estas linhas são sistematicamente mais estreitas que linhas típicas da NLR, sugerindo que as linhas H2 não são formadas na mesma parcela de gás onde se originam as linhas da NLR. Razões de linhas de emissão do H2 favorecem mecanismos de excitação térmicos para esta molécula em AGNs. As razões de linhas de emissão H2/Brγ e [Fe ii]Paβ são úteis para separar objetos com linhas de emissão no NIR de acordo com o seu nível de atividade nuclear. O histórico de formação estelar das galáxias Seyfert no NIR é heterogeneo, com populações estelares dominantes jovens, velhas e com formação estelar continua. Todas aparecem em frações significativas. A presença da banda do ~1.1μmCN no espectro de uma galáxia é uma evidência clara da presença de populações estelares com idades entre ~0.3 e ~2Ganos. A presença de um contínuo não térmico (lei de potência-PL, Fλ αλ−1.5) é observado em todas as galáxias Sy 1 e em 60% das Sy 2. Para uma fração significativa dos objetos a soma das componentes estelar e não térmica não é capaz de descrever o contínuo na banda K. O excesso observado nesta banda deve-se à poeira quente próxima a temperatura de sublimação, composta por grãos de grafite, localizada à ~1 pc da fonte central e com massa média de ¯M HD ≈0.3M. / We carried out a study of the spectrophotometric properties of the emission lines and continuum, in the near infrared region (NIR), of a sample of 51 active galaxies of the local universe. The shape of the continuum of the quasars and Seyfert 1 (Sy 1) galaxies are similar, beeing essentially flat in the H and K bands, with strong variations detected in the J band. In Seyfert 2 (Sy 2) the continuum decreases smoothly from 1.2 μm redwards and is variable in the J band. The spectra are dominated by strong emission lines like: Hi, He i, He ii, [S iii] and by conspicuous forbidden lines of low and high ionization species. The absence of Oi and Fe ii lines in the spectra of the Sy 2 gives observational support to the model which predicts that these lines are formed in the broad line region (BLR). The presence of coronal lines in both Seyfert type and the broader FWHM of these lines relatively to those observed in the narrow line region (NLR) indicate that the coronal lines are formed in the inner part of the NLR. The emission line ratio [Fe ii] 12570°A/16436°A is a reliable reddening indicator for the NLR of Seyfert galaxies. The H2 lines are common to almost all sources. These lines are systematically narrower than typical NLR lines, which suggests that the H2 lines do not originate from the same parcel of gas that forms the NLR. Line ratios between H2 lines favour thermal excitation mechanisms for the molecular gas in active galactic nuclei. The emission line ratios H2/Brγ and [Fe ii]Paβ are useful for separating emission-line objects by their degree of nuclear activity. The star formation history of Seyfert galaxies in the NIR is heterogeneous, with young and old stellar populations and continuous star formation. All of them appear in significant fractions. The presence of the ~1.1μmCN band in the spectrum of a galaxy is an unambiguous evidence of stellar populations with ages between ~ 0.3 and ~2Gyr. A non-thermal continuum (Power Law- PL, Fλ α λ−1.5) is observed in all Sy 1 and in 60% of the Sy 2. In a significant fraction of the objects, the sum of the stellar and non-thermal continua is not capable of describing the continuum in the K band. The excess observed in this band is due to hot dust near its sublimation temperature, composed by graphite grains, located at ~1 pc from the central source and with a mean mass of ¯MHD ≈0.3M.

Quasares Post-Starburst (PSQs) são considerados como um estágio na evolução de galáxias massivas em que se observa uma formação estelar com idade de centenas de milhões de anos (população post-starburst) simultaneamente a um episódio de atividade nuclear. A presença desta população post-starburst nestes quasares pode ser explicada por um dos seguintes cenários: (1) cessão repentina da atividade nuclear (há centenas de milhões de anos atrás, consistente com a idade da população post-starburst) devido ao feedback do AGN; ou (2) um fluxo de gás em direção ao núcleo dispara a formação estelar na região circumnuclear, a qual cessa devido ao esgotamento do gás é e seguida pela ignição posterior da atividade nuclear. Tendo em vista a ausência de estudos espacialmente resolvidos em PSQs e com a finalidade de distinguir entre esses dois cenários, apresentamos um mapeamento espacial das diferentes componentes da população estelar bem como do gás e sua cinemática para dois PSQs: PSQJ0210-0903 e PSQJ0330-0532. Este mapeamento foi realizado utilizando observações com a unidade de campo integral GMOS-IFU dos telescópios Gemini Norte e Sul. Para o PSQJ0210-0903 encontramos que a população estelar é dominada por estrelas velhas nos 300 pc internos em torno do núcleo, enquanto que a população post-starburst é encontrada desde o núcleo até um anel a 800 pc do núcleo, onde encontramos também grande contribuição ao fluxo ótico de uma população jovem (starburst). Para o PSQJ0330-0532 também encontramos que a população velha domina na região nuclear (dentro dos 260 pc centrais) e que a população post-starburst, juntamente com uma população starburst domina na região circumnuclear. No entanto, no caso do PSQJ0330-0532 não há contribuição da população post-starburst no núcleo, apenas em um semi-anel a cerca de 500 pc do núcleo. A cinemática do gás emissor é semelhante nos dois PSQs e pode ser descrita por uma combinação de rotação e um outow observado dentro dos 300 pc internos, com blueshifts alcançando ≈ 600 kms−1. A partir do fluxo das linhas de emissão, geometria da distribuição do gás emissor e de sua densidade, estimamos a massa de gás bem como a taxa de ejeção do outow. O estudo do PSQJ0210-0903 sugere que tanto o cenário evolutivo como o cenário de interrupção ao da formação estelar são válidos para esta galáxia. Ocorre que a população post-starburst encontra-se tanto na região circumnuclear quanto no núcleo, indicando que não há novos surtos de formação onde há influência do feedback do AGN. A formação estelar, no entanto, seguiu ativa onde não há influência do feedback do AGN. Por outro lado, os resultados para o PSQJ03300532 desfavorecem o cenário de supressão repentina da formação estelar, uma vez que há formação estelar ativa na região de influência feedback do AGN, sem haver, entretanto, população post-starburst. Esta população encontra-se somente a ≈500 pc do núcleo, onde não há influência do feedback do AGN. / Post-Starburst Quasars (PSQs) are hypothesized to represent a stage in the evolution of massive galaxies in which a post-starburst population (age of hundreds of Myr) are observed simultaneously with the nuclear activity. The presence of this population in PSQs can be explained by one of the following scenarios: (1) quenching of the star formation (which occurred hundreds of millions of years ago, consistent with the age of the post-starburst population) due to AGN feedback; or (2) a scenario in which a gas flow towards the nucleus triggers star formation in the circumnuclear region, which ceases due to exhaustion of gas and is followed by the ignition of nuclear activity. Considering the lack of spatially resolved studies of PSQ spectra and in order to distinguish between these two scenarios, we present a spatially resolved mapping of the different components of the stellar population and of the emitting gas flux distribution as well as the kinematics of stars and gas for two PSQs: PSQJ0210-0903 e PSQJ0330-0532. The mapping of these properties was done via observations with the Integral Field Units of the Gemini GMOS instruments. For the PSQJ0210-0903 we found that the stellar population is dominated by old stars in the inner ≈300 pc, while the post-starburst population is distributed from the nucleus up to a ring at ≈ 800 pc from it, where we also find a large contribution of a young (starburst) stellar population to the optical flux. For the PSQJ0330-0532 we also found that the old population dominates the optical flux within the inner 260 pc and that both the post-starburst and the starburst population dominate the circumnuclear region. However, in the case of the PSQJ0330-0532 there is no contribution of the post-starburst population in the nucleus, just in a half-ring at ≈500 pc from the nucleus. The kinematics of the emitting gas is similar in both PSQs and can be described by a combination of rotation and an outflow, observed with blueshifts of up to ≈600 kms−1 in the inner 300 pc. From the emission-line fluxes, the observed geometry for gas distribution and the gas density, we have estimated the mass of ionized gas and the mass outflow rate. Our study of the PSQJ0210-0903 suggests that both the evolutionary and quenching scenarios are supported for this galaxy, as follows. The post-starburst population is found both at the nucleus (within the inner 300 pc) and in the circumnuclear region, while a starburst population is found only in the circumnuclear region. There is thus no further episodes of star formation in the inner 300 pc region where the AGN feedback is observed, what supports the quenching scenario. However, the star formation has remained active in the region where the AGN feedback has no influence. On the other hand, the results for the PSQJ03300532 do not support the quenching scenario, since a young starburst population is observed in the inner 260 pc but no post-starburst population is found in this region, where the AGN feedback is active. A post-starburst population is found only at ≈500 pc from the nucleus, where there is no influence of the AGN feedback.

Uma das vertentes de estudo da evolução de galáxias se concentra nos processos de alimentação (feeding) e de retroalimentação (feedback) do núcleo ativo de galáxias (active galactic nucleus; AGN). AGNs são fenômenos muito energéticos, podendo alterar a distribuição de matéria (estelar e gasosa) no seu entorno. Neste trabalho apresentamos mapas de populações estelares espacialmente resolvidos, perfis radiais médios e gradientes destes para as primeiras 62 galáxias com núcleo ativo, observadas no Mapping Nearby Galaxies at APO do Sloan Digital Sky Survey IV, para estudar os efeitos de AGNs no histórico de formação estelar das galáxias hospedeiras. Esses resultados, derivados com síntese de populações estelares (utilizando o código starlight), são comparados com os derivados para uma amostra de galáxias inativas cujas propriedades foram pareadas com as ativas. A fração de populações estelares jovens (t < 40:1Myr) em AGNs de alta luminosidade e maior nas regiões mais internas (R 0:5Re) quando comparadas com a amostra de controle; AGNs de baixa luminosidade, por outro lado, apresentam frações muito similares de estrelas jovens as das galáxias de controle para toda a região estudada (1Re A fração de populações estelares de idade intermediária (40:1Myr < t 2:6 Gyr) em galáxias ativas aumenta radialmente, com um aumento significativo se comparadas com as galáxias de controle. As regiões centrais das galáxias (tanto ativas quanto inativas) são dominadas por populações velhas (t > 2:6 Gyr), cuja fração diminui com o raio. Também comparamos os resultados (diferenças entre AGNs e controles) de galáxias hospedeiras early e late-type e não encontramos nenhuma diferença significativa. Em resumo, nossos resultados sugerem que a atividade dos AGNs mais luminosas seja alimentada por um suprimento recente de gás, que, por sua vez, também ativou formação estelar recente (t 40Myr) nas regiões centrais. / One of the main open problems in galaxy evolution's studies concentrates on the feeding and feedback processes generated by the active galactic nuclei (AGN). AGN are very energetic phenomena that can alter their surrounding environment (stellar or gaseous). In this work, we present spatially resolved stellar population age maps, average radial pro les and gradients for the rst 62 Active Galactic Nuclei observed with SDSS-IV's Mapping Nearby Galaxies at APO survey (MaNGA) to study the e ects of the active nuclei on the star formation history of the host galaxies. These results, derived with stellar population synthesis (using the starlight code), are compared with a control sample of non-active galaxies matching the properties of the AGN hosts. We nd that the fraction of young stellar populations (t < 40:1Myr) in high-luminosity AGN is higher in the inner (R 0:5Re) regions when compared with the control sample; low-luminosity AGN, on the other hand, present very similar fractions of young stars to the control sample hosts for the entire studied range (1Re). The fraction of intermediate age stellar populations (40:1Myr < t 2:6 Gyr) of the AGN hosts increases outwards, with a clear enhancement when compared with the control sample. The inner region of the galaxies (AGN and control galaxies) presents a dominant old stellar population (t > 2:6 Gyr), whose fraction decreases outwards. We also compare our results (di erences between AGN and control galaxies) for the early and late-type hosts and nd no signi cant di erences. In summary, our results suggest that the most luminous AGN seems to have been triggered by a recent supply of gas that has also triggered recent star formation (t 40Myr) in the central region.

Esta investigación se realizo para reforzar el proyecto escuelas de calidad gestionado por Plan internacional y ejecutado por el Gobierno Municipal de Achacachi implementándose en los 19 Núcleos que tiene el distrito educativo Achacachi. Los directores como piezas fundamentales de las unidades educativas tienen la responsabilidad de dirigir, guiar, administrar y ser ejemplos de los docentes, pero en realidad en su mayoría tenemos: directores improvisadores, irresponsables autoritarios, desordenados y sin visión, estos factores repercuten en el proceso de la calidad educativa. Asimismo el director en algunos casos se ha convertido solo el que controla el horario de salida y entrada y no así el que capacita, motiva y incentiva para que exista calidad educativa. También existe despreocupación de parte de los directores en su formación como líderes y administradores de recursos humanos. Estos factores contribuyeron en la motivación para realizar esta investigación. Como sugerencia es la de motivar a los directores y docentes a buscar centros de formación y capacitación en el tema de liderazgo educativo, por otro lado sugerir al sistema educativo nacional para el diseño de programas de preparación y desarrollo de lideres educativos así de esa manera fortalecer la calidad educativa El presente estudio revela que el director se constituye en el garante de la calidad y generador de intereses educativos aunque no es el único factor que influye en la calidad educativa, por otro lado tiene existir capacitación dirigida a los docentes potenciales para asumir cargos de dirección a fin de involucrarles en proyectos educativos que garanticen altos niveles de rendimiento escolar. La siguiente tesis LIDERAZGO DEL DIRECTOR EN EL PROCESO DE GESTION DE LA CALIDAD EDUACTIVA se resume en estas palabras: Para que exista calidad educativa en las instituciones de nuestro país es necesario la participación activa de toda la sociedad como ser directores con conocimientos sobre liderazgo, docentes actualizados, padres de familia fortaleciendo con buena nutrición, ministerio de educación con diversificación curricular y el estado con la dotación de equipamiento e infraestructura, solo así lograremos el desarrollo social, económico y cultural.

A energia emitida pelos núcleos ativos de galáxias (AGN’s) ´e provida através do escoamento acretivo de matéria em direção ao buraco negro super massivo central (SMBH). Tal escoamento se da sob a forma de um disco de acreção. As principais evidências observacionais da presença do disco são: (i) sua emissão térmica nos AGN’s mais luminosos, que d´a origem ao chamado big blue bump observado na região espectral do ultravioleta e (ii) a emissão de linhas largas com duplo-pico, entendidas como provenientes da recombinação do Hidrogênio nas regiões mais externas do disco de acreção. Os AGN’s menos luminosos, LLAGN’s, não apresentam o big blue bump, o que sugere que o disco de acreção tem uma natureza diferente; sua distribuição espectral de energia tem sido modelada através de um disco que é espesso na região interna, num regime de acreção de gás “radiativamente ineficiente”(RIAF), que é responsável pela emissão de fótons de mais alta energia (raios-X). Neste trabalho, apresentamos o monitoramento espectral de 2 LLAGN’s que apresentam linhas de emissão largas de Hα (FWHM _10.000 km/s) com duplo-pico: NGC1097 e NGC7213. Acredita-se que estas linhas sejam emitidas pelo g´as que se encontra na parte mais externa do disco de acreção, que ´e ionizado pelos raios-X emitidos pelo RIAF central. No caso de NGC1097, monitoramos o AGN em raios-X e UV – usando o satélite Swift, e também o perfil em duplo-pico – usando o telescópio SOAR entre agosto de 2012 e fevereiro de 2013. Este monitoramento permitiu que estudássemos a amplitude variacional de cada uma das curvas de luz obtidas e também aplicássemos a técnica de correlação cruzada entre as curvas de luz de raio-X e do ótico com o objetivo de elucidar se as variações no perfil em duplo-pico são reverberações das variações do contínuo ionizante de alta energia. Através deste monitoramento conseguimos colocar vínculos do limite superior para a escala de variabilidade mais curta do perfil, _ 5 dias, assim como através da modelagem dos perfis colocar vínculos na estrutura da região emissora. No caso de NGC7213 monitoramos o perfil em duplopico do AGN entre setembro de 2011 e julho de 2013. Observamos variabilidades do perfil em duas escalas de tempo: (1) a mais curta, entre 7 e 28 dias, associada as variações do fluxo total integrado do perfil e outra (2) mais longa & 3 meses, nas variações da intensidade relativa dos fluxos dos lados azul e vermelho do perfil e associada a escala de tempo dinâmica do disco de acreção. Modelamos a emissão em duplo-pico deste objeto como originária de um disco de acreção Kepleriano e relativístico, cujas características de variabilidade observadas podem ser explicadas através da rotação de um braço espiral no disco cuja emissão ´e maior do que a do disco subjacente. Por fim, estendemos a modelagem dos perfis de emissão largos de Hα para as galáxias Seyfet 1 do Palomar Sky Survey of Nearby Galaxies que apresentam emissão em duplo-pico: NGC3516, NGC4151, NGC4235, NGC5273, NGC5548. Concluímos que os perfis de emissão largos nesses objetos mais luminosos requerem uma modelagem com duas componentes: (1) uma muito larga e de duplo-pico que ´e originária da emissão do gás no disco de acreção; (2) e outra componente Gaussian de mais baixa velocidade para reproduzir a parte mais central do perfil, associada ao gás localizado além do disco. Identificamos que a componente disco é dominante em relação a emissão e que o angulo de inclinação do disco é o parâmetro mais importante na modelagem do perfil desses objetos. A geometria tipo disco tem implicações para a determinação da massa do buraco negro em galáxias ativas através do produto virial e identificando a relação entre o fator f e a largura da linha propomos um aprimoramento na obtenção de M• em galáxias ativas. / The energy emitted by active galactic nuclei (AGN) is powered via accretion flows onto the central supermassive black hole (SMBH), usually in the form of an “accretion disk”in which the gas slowly spirals towards the SMBH. The most clear spectral signatures of accretion disks are: (i) their thermal emission in the most luminous AGN, which originates the so called big blue bump observed in the ultravaviolet and (ii) the emission of broad double-peaked lines, which are thought to originate via recombination of H and He atoms in the outer parts of the accretion disk. The low luminosity AGN’s (LLAGN), usually do not show the big blue bump, suggesting that their accretion flows are distinct; indeed, their spectral energy distribution have been modeled by an accretion disk in which the innermost part is geometrically thick, accreting in a radiativelly inefficient regime (RIAF) that emits high energy fotons (X-rays). In this work, we present the spectral monitoring of 2 LLAGN – NGC1097 and NGC7213 – that show broad (10,000 kms−1) double-peaked Hα emission lines, thought to be emitted by the gas in the outer parts of the accretion disk, which is ionized by the Xrays emitted by the central RIAF. In the case of NGC1097, we monitored the AGN in X-rays and UV – using the Swift satellite, and also the double-peaked profile – using the SOAR telescope between 2012 August and 2013 February. This monitoring allowed us to study the variability amplitude of each light curve as well as to apply the cross correlation technique to the light curves in X-rays and optical in order to investigate if the variations in the double-peaked profile are a reverberation of the variations in X-rays and UV (ionizing radiation). The monitoring allowed us to put constraints on the minimum variability timescale and on the structure of the line-emiting region. In the case of NGC7213 we monitired the broad double-peaked profile between 2011 September and 2013 July. We detected variabiliy of the profile in two timescales: (1) the shortest, beween 7 and 28 days, associated with vatiations in the integrated flux of the double-peaked line and another (2) larger, & 3 months, associated with variations in the relative intensity of the fluxes of the blue and red sides of the profile and identified with the dynamical timescale of the accretion disk. We modeled the double-peaked emission of this object as due the gas emission in a Keplerian and relativistic accretion disk, whose the variability features can be explained via rotation of a spiral arm in the disk which is brigther than the underlying disk. Finally, we extended the study of the modeling of broad Hα profiles to Seyfet 1 galaxies that display double-peaked profiles in the Palomar Sky Surver of Nearby Galaxies, namely NGC3516, NGC4151, NGC4235, NGC5273, NGC5548. We concluded that the broad Hα emission profiles of these galaxies require a two component modeling: (1) a very broad and double-peaked component originating from the gas in the accretion disk and another (2) low-velocity Gaussian component required to reproduce the center of the profile, associated with gas at lower velocities probably beyond the disk. We concluded that the disk component dominates at highest velocities and the inclination is the most important parameter in the determination of the width of the double-peaked profiles. The disk-like geometry has implications for the determination of the mass of the central SMBH in AGN via the virial product M• = and by identifying a relation between the factor f and the width of the broad line we propose an improvement in the estimate of the SMBH masses in Type 1 AGN.

A galáxia espiral barrada NGC 1097 possui um núcleo ativo do tipo LINER (do inglês, Low-lonization Nuclear Emission Line Region) de baixa luminosidade, o qual em 1991, através de observações espectroscópicas, foi descoberto como o primeiro LINER emissor de linhas da série de Balmer largas (FWHM -10.000 km s-1) com duplo-pico. Após a sua descoberta, o perfil de duplo-pico foi monitorado pelos 11 anos seguintes e a sua variabilidade foi atribuída à emissão de gás de um disco em rotação Kepleriana não axialmente simétrico. Durante o monitoramento, a presença d perfil ficou gradativamente menos evidente, quase desaparecendo nas observações de 2001. Em 2006 Nemmen et al. modelou a distribuição espectral de energia deste núcleo ativo como devido à emissão por um "toróide de íons" que estaria localizado na parte interna do disco, num regime de acreção radiativamente ineficiente (RIAF), que seria a fonte responsável pela ionização da parte mais externa do disco (que emite a linha de duplopico). Neste trabalho apresentamos onze novas observações espectroscópicas do núcleo da galáxia NGC 1097 obtidas com o Telescópio Gemini Sul, entre Março de 2010 e Março de 2011. A partir destas observações constatamos que a emissão da linha em duplo-pico não desapareceu; pelo contrário, tornou-se mais intensa em Dezembro de 2010 do que nas observações anteriores, e sua variabilidade está novamente presente. Utilizamos dois modelos de discos de acreção para modelar a variabilidade no perfil observado. Ambos os modelos consistem de gás em rotação em um disco Kepleriano, cuja porção emissora de linhas é delimitada por um raio interno e um externo. Além disso, possui uma emissividade axialmente assimétrica sob a forma de um braço espiral. Através dos modelos vinculamos um período de rotação para o braço espiral entre 17 e 18 meses. A observação dos perfis revelou duas escalas de tempo de variação: (1) a primeira, de 7 dias, que interpretamos como a escala de tempo de viagem dos fótons emitidos pela fonte ionizante central até o disco de acreção. (2) a segunda, de 5 - 6 meses, é atribuída à escala de tempo de rotação do braço espiral no disco. Este trabalho reforça as evidêncidas obtidas em trabalhos anteriores de que as linhas de emissão de duplo-pico da série de Balmer observadas em NGC 1097, e possivelmente também em outros LINERs, são provenientes de gás em rotação num disco de acreção ionizado por um RIAF central. / The spiral barred galaxy NGC 1097 has a low luminous active galactic nucleus classified as LINER, which in 1991, through spectroscopic observations, was found to be the first LINER emitting broad double-peaked Balmer lines (FWHM - 10,000 km s-1). After the discovery, the double-peaked profile was monitored for the following 11 years, and its variability was attributed to the rotation of gas in a non-axisymmetric Keplerian disk. During the monitoring, the presence of the profile became gradually less evident, nearly disappearing from the spectra in 2001. In 2006, Nemmenl et al. modelled the spectral energy distribution for this active nucleus as due the emission from an "ion torus" located in the inner parts of the disk, in a radiatively inefficient accretion flow regime (RIAF), which would be the ionizing source of the gas in the disk. In this work we present eleven new spectroscopic observations of the nucleus of the galaxy NGC 1097 obtained with the Gemini South Telescope, from March 2010 to March 2011. From our observations we found that the profile did not disappear; on the contrary, in December 2010, it became even stronger than in previous observations, and its variability is present again. We used two accretion disk models to fit theoretical profiles to our data. Both models consist of gas rotating in a Keplerian disk, in which the line emitting portion is bound by an inner and an outer radius, having a non-axisymmetric emissivity in the form of a spiral arm. From our modelling we constrained a rotation period for the spiral arm between 17 and 18 months. The observations of the profiles displayed variation on two time scales: (1) the first, of 7 days, was interpreted as the Iight travel time between the central ionizing source and the accretion disk. (2) the second, from 5 to 6 months, was attributed to the rotation time scale of the spiral arm. This work supports the evidence from previous works that broad double-peaked Balmer emission lines in NGC 1097 and possibly in other LINERs originate from an accretion disk ionized by a central RIAF.

Apresentamos mapas bidimensionais (2D) para a cinemática do gás na região central (algumas centenas de parsecs) das galáxias ativas NGC 1566, M81, NGC 3982 e NGC 4450, e para a cinemática estelar para a galáxia' M81. As observações foram feitas com a Unidade de Campo Integral (IFU) do GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph) nos telescópios Gemini. Obtivemos campos de velocidades e mapas de dispersão de velocidades pelo ajuste das linhas de emissão do gás Hα, [NII]λ6584 e [SIl] λλ6717,31. Nosso objetivo foi procurar a assinatura de movimentos de queda do gás em direção ao núcleo da galáxia para alimentar o buraco negro central. Para a galáxia NGC 1566, foi possível ajustar um modelo de rotação para o gás no plano da galáxia. o que possibilitou a construção de um mapa de resíduos através da subtração do campo de velocidades modelado do campo de velocidades do gás. Nós comparamos estes mapas de resíduos e dispersão de velocidades com mapas de estrutura, construídos a partir de observações com o telescópio espacial Hubble, em busca de uma relação entre os filamentos de poeira vistos nos mapas de estrutura e fluxos de gás, no intuito de testar a hipótese de que espirais nucleares são canais pelos quais a matéria é levada de escalas galácticas até a região nuclear para alimentar o buraco negro central. Para a galáxia M81, foi possível obter o campo de velocidades estelar, que foi subtraído do campo de velocidades do gás para isolar movimentos não circulares. Para as demais galáxias, o campo de velocidades e o mapa de dispersão de velocidades foram comparados diretamente ao mapa de estrutura, uma vez que não foi possível ajustar um modelo de rotação no plano. Todas as galáxias mostram associação entre movimentos não circulares e aumentos de dispersão de velocidades com filamentos escuros observados nos mapas de estrutura. Além disso, estimamos a taxa de acreção necessária para reproduzir a luminosidade do núcleo e, também, a massa do buraco negro central para todas as galáxias da amostra e, no caso de NGC 1566 e M81, estimamos também a taxa de infiow de gás em regiões onde encontramos fluxos de gás em direção ao núcleo e comparamos esta taxa com a taxa de acreção.