Este trabalho se ocupa do problema da localização de sítios adequados para a operação de observatórios astronômicos. O constante crescimento das cidades e a urbanização de grandes áreas vizinhas é acompanhada por um aumento proporcional da iluminação artificial, o que resulta em níveis maiores de brilho do céu noturno. Isto tem consequências extremas para a astronomia óptica, a qual exige um céu escuro, e justifica buscas de novos sítios para a instalação de futuros telescópios ópticos. Um dos critérios mais importantes para sítios astronômicos, além de céu escuro, é uma alta proporção de céu claro, sem nuvens. Buscas de sítios astronômicos são estudos conduzidos ao longo de períodos de tempo de anos. É sugerido que imagens de satélites meteorológicos podem ser úteis para a seleção preliminar destes sítios. A metodologia utilizada é fundamentada em correções geométricas de imagens de dados orbitais das naves NOAA12 e NOAA14 e na soma de imagens obtidas em datas diferentes. As imagens foram coletadas pela estação de recepção instalada no Centro Estadual de Pesquisas em Sensoriamento Remoto e Meteorologia da UFRGS. Somando, pixel por pixel, imagens colhidas em datas diferentes, após correções geométricas, obtém-se médias temporais de cobertura de nuvens, o que é o equivalente moderno da construção de médias a partir de uma série temporal de dados meteorológicos de estações terrestres. Nós demonstramos que esta metodologia é factível para este tipo de dado, originário de órbitas de menor altitude e melhor resolução, se comparado com imagens vindas de satélites de órbitas altas, geoestacionários, com menor resolução, imagens estas de manipulação muito mais fácil, pois o ponto de observação tende a ser estável no tempo.

Este trabalho se ocupa do problema da localização de sítios adequados para a operação de observatórios astronômicos. O constante crescimento das cidades e a urbanização de grandes áreas vizinhas é acompanhada por um aumento proporcional da iluminação artificial, o que resulta em níveis maiores de brilho do céu noturno. Isto tem consequências extremas para a astronomia óptica, a qual exige um céu escuro, e justifica buscas de novos sítios para a instalação de futuros telescópios ópticos. Um dos critérios mais importantes para sítios astronômicos, além de céu escuro, é uma alta proporção de céu claro, sem nuvens. Buscas de sítios astronômicos são estudos conduzidos ao longo de períodos de tempo de anos. É sugerido que imagens de satélites meteorológicos podem ser úteis para a seleção preliminar destes sítios. A metodologia utilizada é fundamentada em correções geométricas de imagens de dados orbitais das naves NOAA12 e NOAA14 e na soma de imagens obtidas em datas diferentes. As imagens foram coletadas pela estação de recepção instalada no Centro Estadual de Pesquisas em Sensoriamento Remoto e Meteorologia da UFRGS. Somando, pixel por pixel, imagens colhidas em datas diferentes, após correções geométricas, obtém-se médias temporais de cobertura de nuvens, o que é o equivalente moderno da construção de médias a partir de uma série temporal de dados meteorológicos de estações terrestres. Nós demonstramos que esta metodologia é factível para este tipo de dado, originário de órbitas de menor altitude e melhor resolução, se comparado com imagens vindas de satélites de órbitas altas, geoestacionários, com menor resolução, imagens estas de manipulação muito mais fácil, pois o ponto de observação tende a ser estável no tempo.

Este trabalho se ocupa do problema da localização de sítios adequados para a operação de observatórios astronômicos. O constante crescimento das cidades e a urbanização de grandes áreas vizinhas é acompanhada por um aumento proporcional da iluminação artificial, o que resulta em níveis maiores de brilho do céu noturno. Isto tem consequências extremas para a astronomia óptica, a qual exige um céu escuro, e justifica buscas de novos sítios para a instalação de futuros telescópios ópticos. Um dos critérios mais importantes para sítios astronômicos, além de céu escuro, é uma alta proporção de céu claro, sem nuvens. Buscas de sítios astronômicos são estudos conduzidos ao longo de períodos de tempo de anos. É sugerido que imagens de satélites meteorológicos podem ser úteis para a seleção preliminar destes sítios. A metodologia utilizada é fundamentada em correções geométricas de imagens de dados orbitais das naves NOAA12 e NOAA14 e na soma de imagens obtidas em datas diferentes. As imagens foram coletadas pela estação de recepção instalada no Centro Estadual de Pesquisas em Sensoriamento Remoto e Meteorologia da UFRGS. Somando, pixel por pixel, imagens colhidas em datas diferentes, após correções geométricas, obtém-se médias temporais de cobertura de nuvens, o que é o equivalente moderno da construção de médias a partir de uma série temporal de dados meteorológicos de estações terrestres. Nós demonstramos que esta metodologia é factível para este tipo de dado, originário de órbitas de menor altitude e melhor resolução, se comparado com imagens vindas de satélites de órbitas altas, geoestacionários, com menor resolução, imagens estas de manipulação muito mais fácil, pois o ponto de observação tende a ser estável no tempo.

Neste trabalho discutimos a excitação, cinemática e distribuição do gás e das estrelas, bem como um estudo das populações estelares nos kpc centrais de 20 galáxias ativas, que fazem parte de uma amostra estatisticamente completa de 29 galaxias ativas, 16 das quais estão sendo observada através de um Large and Long Program (LLP) do telescópio Gemini: “NIFS survey of feeding and feedback processes in nearby Active Galaxies”, onde foi usado o instrumento NIFS nas bandas J e Kl com resolução espectral de R≈ 5000 e angular de ≈ 0,15”. A finalidade do projeto é mapear os processos de feeding e feedback em galáxias ativas próximas para investigar o efeito destes processos na evolução de galáxias. Encontramos feedbacks potentes o suficiente para influenciar significativamente na galáxia hospodeira em ≈ 20% dos casos. O gás apresenta emissão estendida tanto para a fase molecular quanto para a fase ionizada. Porém, o gás molecular é muitas vezes mais uniformemente distribuído no plano da galáxia, enquanto que o gás ionizado é mais concentrado ou colimado ao longo do eixo de ionização do AGN. Na cinemática, também observa-se distinções: enquanto o gás molecular está normalmente em rotação no plano da galáxia com baixa dispersão de velocidades, o gás ionizado apresenta outras componentes associadas a altas dispersões de velocidades. Verifica-se uma anticorrelação entre o momento de Gauss-Hermite h3 e os campos de velocidade, em que valores positivos de h3 são associados a blueshifts e valores negativos de h3 à redshifts, o que atribuímos ao efeito conhecido como “asymmetric drift”. A massa integrada de hidrogênio ionizado varia de 2,2×104 a 3,2×107 M⊙, enquanto a massa de hidrogênio molecular quente (≈ 2000K) varia de 29 a 3300 M⊙. A massa de hidrogênio molecular frio é estimada entre 2×107 e 2,4×109 M⊙. A densidade superficial média de massa de gás molecular quente varia de 7,6×10−4 a 1,8×10−2 M⊙/pc2, enquanto para o gás molecular frio varia de 526 a 20682 M⊙/pc2. A densidade superficial média de massa para o gás ionizado varia de 4,8 a 244 M⊙/pc2. A excitação mostra 3 comportamentos principais: i) núcleo com excitação tipo Seyfert circundado por excitação LINER; ii) núcleo com valores de excitação típica de Starbursts circundado por valores Seyfert e/ou LINER; iii) somente valores de Seyfert/somente valores de LINER. Constatou-se evidências de inflow em gás quente para 4 galáxias, com as taxas variando de 4×10−5 a 4×10−3 M⊙ por ano. A maioria dos outflows encontrados foram em gás ionizado com valores para as taxas de outflow variando entre 6×10−2 a 10,7 M⊙ por ano e a potência desses outflows foi estimada entre 9,5×1037 ergs/s e 5,7×1041 ergs/s. Somente em 3 galáxias encontramos potências da ordem de 0,5% Lbol , para as quais o feedback pode influenciar de forma significativa a evolução do bojo da galáxia. A cinemática estelar pode ser bem descrita através de modelos de discos em rotação e mais uma vez encontramos o efeito do “asymmetric drift”, como encontrado para o gás. Em 4 galáxias da amostra em que estudamos a população estelar, encontramos estrelas jovens (t < 50×106 anos) a distâncias do n´ucleo entre 200 e 300 pc, estrelas de idade intermediária (50×106 ≤ t < 2×109 anos) mais afastadas e populações mais velhas dominando nos 250 pc centrais das galáxias. / In this work we discuss the excitation, gas and stellar kinematics, as well as the study of the stellar populations in the inner kpc of 20 active galaxies, which are part of a complete sample of 29 active galaxies, 16 of which comprise a “Large and Long Program” (LLP) of the Brazilian participation in the Gemini Telescope: “NIFS survey of feeding and feedback processes in nearby Active Galaxies”, where the NIFS instrument was used, with observations in the J and Kl spectral bands, with spectral resolution of R≈ 5000 and angular of ≈ 0.15”. The project goal is to map the feeding and feedback processes in nearby active galaxies to investigate the effect of these processes in the evolution of the galaxies. We found feedbacks powerful enough to have significant influence in the evolution of the host galaxy in ≈ 20% of the cases. The gas shows extended emission in both the molecular and ionized phases. However, the molecular gas is usually more evenly distributed in the galaxy plane, while the ionized gas is more concentrated or colimated along the ionization axis of the AGN. In the kinematics, there are also distinctions: while the molecular gas is usually in rotation in the galaxy plane with low velocity dispersions, the ionized gas shows other componentes associated with high velocity dispersions. It is verified an anticorrelation between the Gauss-Hermite moment h3 and the velocity field, where positive values of h3 are associated to blueshifts and negative values of h3 to redshits, what we attribute to the effect known as “asymmetric drift”. The integrated mass of ionized hydrogen ranges from 2.2×104 to 3.2×107 M⊙, while the mass of warm (≈ 2000K) molecular hydrogen ranges from 29 to 3300 M⊙. The mass of cold molecular hydrogen is estimated between 2×107 to 2.4×109 M⊙. The average surface mass density of the molecular gas ranges from 7.6×10−4 to 1.8×10−2 M⊙/pc2, while for the cold molecular it ranges from 526 to 20682 M⊙/pc2. The average surface mass density for the ionized gas ranges from 4.8 to 244M⊙/pc2. The excitation shows 3 main behaviors: i) nucleus with Seyfert excitation surrounded by LINER excitation; ii) nucleus with Starburst excitation surrounded by Seyfert and/or LINER excitation; iii) only LINER excitation. It was found evidence of inflow in warm molecular gas for 4 galaxies, with rates ranging from 4×10−5 to 4×10−3 M⊙ per year. Most outflows were found in ionized gas with values ranging from 6×10−2 to 10.7 M⊙ per year, and the power of the outflows was estimated between 9.5×1037 ergs/s and 5.7×1041 ergs/s. Only in three galaxies we found the power of the outflow in the order of 0.5% LBol , for which the feedback can have a significant influence in the evolution of the galaxy. The stellar kinematics can be well descibed by models of rotating disks, and once more we find the “asymmetric drift” effect, like the one found for the gas. In 4 galaxies of the sample for which we studied the stellar population, we found young stars (t < 50Myr) at distances ranging from 200 to 300 pc from the nucleus, while intermediate age stars (50 Myr ≤ t < 2 Gyr) are found farther away, while old stars dominate in the inner ≈ 250 pc.

Apresentamos mapas bidimensionais (2D) para a cinemática do gás e das estrelas e fluxo das linhas de emissão na região central (algumas centenas de parsecs) das galáxias ativas M 81, NGC 1667, NGC 2110 e NGC 7213. As observações foram feitas com a Unidade de Campo Integral (IFU) do GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph) nos telescópios Gemini. Obtivemos campos de velocidades, mapas de dispersão de velocidades e mapas de fluxos pelo ajuste das linhas de emissão do gás Hα, [NII] λ6584˚A e [SII] λλ6717,31˚A. Obtivemos medidas da cinemática estelar a partir da aplicação da técnica pPXF. Utilizamos modelagens da cinemática estelar e do gás, além de técnicas de PCA, com o objetivo de detectar movimentos não circulares do gás e investigar a natureza desses movimentos. Detectamos influxos de gás em todas as quatro galáxias e ejeções de gás nas galáxias NGC 2110 e M 81. Verificamos que movimentos não circulares interpretados como influxos de gás se relacionam a espirais e filamentos associados a poeira vista em mapas de estrutura. Obtivemos taxas de influxo de massa para todas as galáxias e taxas de ejeções de massa para a galáxia NGC 2110 e comparamos estes resultados à taxa de acreção de matéria de cada galáxia. Encontramos que as taxas de influxo de gás ionizado variam de 0,01 a 1 M⊙/ano e são, em todos os casos, maiores que a taxa de acreção, o que sugere que a maior parte desse gás se acumulará na região central.

Neste trabalho discutimos a excitação, cinemática e distribuição do gás e das estrelas, bem como um estudo das populações estelares nos kpc centrais de 20 galáxias ativas, que fazem parte de uma amostra estatisticamente completa de 29 galaxias ativas, 16 das quais estão sendo observada através de um Large and Long Program (LLP) do telescópio Gemini: “NIFS survey of feeding and feedback processes in nearby Active Galaxies”, onde foi usado o instrumento NIFS nas bandas J e Kl com resolução espectral de R≈ 5000 e angular de ≈ 0,15”. A finalidade do projeto é mapear os processos de feeding e feedback em galáxias ativas próximas para investigar o efeito destes processos na evolução de galáxias. Encontramos feedbacks potentes o suficiente para influenciar significativamente na galáxia hospodeira em ≈ 20% dos casos. O gás apresenta emissão estendida tanto para a fase molecular quanto para a fase ionizada. Porém, o gás molecular é muitas vezes mais uniformemente distribuído no plano da galáxia, enquanto que o gás ionizado é mais concentrado ou colimado ao longo do eixo de ionização do AGN. Na cinemática, também observa-se distinções: enquanto o gás molecular está normalmente em rotação no plano da galáxia com baixa dispersão de velocidades, o gás ionizado apresenta outras componentes associadas a altas dispersões de velocidades. Verifica-se uma anticorrelação entre o momento de Gauss-Hermite h3 e os campos de velocidade, em que valores positivos de h3 são associados a blueshifts e valores negativos de h3 à redshifts, o que atribuímos ao efeito conhecido como “asymmetric drift”. A massa integrada de hidrogênio ionizado varia de 2,2×104 a 3,2×107 M⊙, enquanto a massa de hidrogênio molecular quente (≈ 2000K) varia de 29 a 3300 M⊙. A massa de hidrogênio molecular frio é estimada entre 2×107 e 2,4×109 M⊙. A densidade superficial média de massa de gás molecular quente varia de 7,6×10−4 a 1,8×10−2 M⊙/pc2, enquanto para o gás molecular frio varia de 526 a 20682 M⊙/pc2. A densidade superficial média de massa para o gás ionizado varia de 4,8 a 244 M⊙/pc2. A excitação mostra 3 comportamentos principais: i) núcleo com excitação tipo Seyfert circundado por excitação LINER; ii) núcleo com valores de excitação típica de Starbursts circundado por valores Seyfert e/ou LINER; iii) somente valores de Seyfert/somente valores de LINER. Constatou-se evidências de inflow em gás quente para 4 galáxias, com as taxas variando de 4×10−5 a 4×10−3 M⊙ por ano. A maioria dos outflows encontrados foram em gás ionizado com valores para as taxas de outflow variando entre 6×10−2 a 10,7 M⊙ por ano e a potência desses outflows foi estimada entre 9,5×1037 ergs/s e 5,7×1041 ergs/s. Somente em 3 galáxias encontramos potências da ordem de 0,5% Lbol , para as quais o feedback pode influenciar de forma significativa a evolução do bojo da galáxia. A cinemática estelar pode ser bem descrita através de modelos de discos em rotação e mais uma vez encontramos o efeito do “asymmetric drift”, como encontrado para o gás. Em 4 galáxias da amostra em que estudamos a população estelar, encontramos estrelas jovens (t < 50×106 anos) a distâncias do n´ucleo entre 200 e 300 pc, estrelas de idade intermediária (50×106 ≤ t < 2×109 anos) mais afastadas e populações mais velhas dominando nos 250 pc centrais das galáxias. / In this work we discuss the excitation, gas and stellar kinematics, as well as the study of the stellar populations in the inner kpc of 20 active galaxies, which are part of a complete sample of 29 active galaxies, 16 of which comprise a “Large and Long Program” (LLP) of the Brazilian participation in the Gemini Telescope: “NIFS survey of feeding and feedback processes in nearby Active Galaxies”, where the NIFS instrument was used, with observations in the J and Kl spectral bands, with spectral resolution of R≈ 5000 and angular of ≈ 0.15”. The project goal is to map the feeding and feedback processes in nearby active galaxies to investigate the effect of these processes in the evolution of the galaxies. We found feedbacks powerful enough to have significant influence in the evolution of the host galaxy in ≈ 20% of the cases. The gas shows extended emission in both the molecular and ionized phases. However, the molecular gas is usually more evenly distributed in the galaxy plane, while the ionized gas is more concentrated or colimated along the ionization axis of the AGN. In the kinematics, there are also distinctions: while the molecular gas is usually in rotation in the galaxy plane with low velocity dispersions, the ionized gas shows other componentes associated with high velocity dispersions. It is verified an anticorrelation between the Gauss-Hermite moment h3 and the velocity field, where positive values of h3 are associated to blueshifts and negative values of h3 to redshits, what we attribute to the effect known as “asymmetric drift”. The integrated mass of ionized hydrogen ranges from 2.2×104 to 3.2×107 M⊙, while the mass of warm (≈ 2000K) molecular hydrogen ranges from 29 to 3300 M⊙. The mass of cold molecular hydrogen is estimated between 2×107 to 2.4×109 M⊙. The average surface mass density of the molecular gas ranges from 7.6×10−4 to 1.8×10−2 M⊙/pc2, while for the cold molecular it ranges from 526 to 20682 M⊙/pc2. The average surface mass density for the ionized gas ranges from 4.8 to 244M⊙/pc2. The excitation shows 3 main behaviors: i) nucleus with Seyfert excitation surrounded by LINER excitation; ii) nucleus with Starburst excitation surrounded by Seyfert and/or LINER excitation; iii) only LINER excitation. It was found evidence of inflow in warm molecular gas for 4 galaxies, with rates ranging from 4×10−5 to 4×10−3 M⊙ per year. Most outflows were found in ionized gas with values ranging from 6×10−2 to 10.7 M⊙ per year, and the power of the outflows was estimated between 9.5×1037 ergs/s and 5.7×1041 ergs/s. Only in three galaxies we found the power of the outflow in the order of 0.5% LBol , for which the feedback can have a significant influence in the evolution of the galaxy. The stellar kinematics can be well descibed by models of rotating disks, and once more we find the “asymmetric drift” effect, like the one found for the gas. In 4 galaxies of the sample for which we studied the stellar population, we found young stars (t < 50Myr) at distances ranging from 200 to 300 pc from the nucleus, while intermediate age stars (50 Myr ≤ t < 2 Gyr) are found farther away, while old stars dominate in the inner ≈ 250 pc.

Apresentamos mapas bidimensionais (2D) para a cinemática do gás e das estrelas e fluxo das linhas de emissão na região central (algumas centenas de parsecs) das galáxias ativas M 81, NGC 1667, NGC 2110 e NGC 7213. As observações foram feitas com a Unidade de Campo Integral (IFU) do GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph) nos telescópios Gemini. Obtivemos campos de velocidades, mapas de dispersão de velocidades e mapas de fluxos pelo ajuste das linhas de emissão do gás Hα, [NII] λ6584˚A e [SII] λλ6717,31˚A. Obtivemos medidas da cinemática estelar a partir da aplicação da técnica pPXF. Utilizamos modelagens da cinemática estelar e do gás, além de técnicas de PCA, com o objetivo de detectar movimentos não circulares do gás e investigar a natureza desses movimentos. Detectamos influxos de gás em todas as quatro galáxias e ejeções de gás nas galáxias NGC 2110 e M 81. Verificamos que movimentos não circulares interpretados como influxos de gás se relacionam a espirais e filamentos associados a poeira vista em mapas de estrutura. Obtivemos taxas de influxo de massa para todas as galáxias e taxas de ejeções de massa para a galáxia NGC 2110 e comparamos estes resultados à taxa de acreção de matéria de cada galáxia. Encontramos que as taxas de influxo de gás ionizado variam de 0,01 a 1 M⊙/ano e são, em todos os casos, maiores que a taxa de acreção, o que sugere que a maior parte desse gás se acumulará na região central.

Neste trabalho discutimos a excitação, cinemática e distribuição do gás e das estrelas, bem como um estudo das populações estelares nos kpc centrais de 20 galáxias ativas, que fazem parte de uma amostra estatisticamente completa de 29 galaxias ativas, 16 das quais estão sendo observada através de um Large and Long Program (LLP) do telescópio Gemini: “NIFS survey of feeding and feedback processes in nearby Active Galaxies”, onde foi usado o instrumento NIFS nas bandas J e Kl com resolução espectral de R≈ 5000 e angular de ≈ 0,15”. A finalidade do projeto é mapear os processos de feeding e feedback em galáxias ativas próximas para investigar o efeito destes processos na evolução de galáxias. Encontramos feedbacks potentes o suficiente para influenciar significativamente na galáxia hospodeira em ≈ 20% dos casos. O gás apresenta emissão estendida tanto para a fase molecular quanto para a fase ionizada. Porém, o gás molecular é muitas vezes mais uniformemente distribuído no plano da galáxia, enquanto que o gás ionizado é mais concentrado ou colimado ao longo do eixo de ionização do AGN. Na cinemática, também observa-se distinções: enquanto o gás molecular está normalmente em rotação no plano da galáxia com baixa dispersão de velocidades, o gás ionizado apresenta outras componentes associadas a altas dispersões de velocidades. Verifica-se uma anticorrelação entre o momento de Gauss-Hermite h3 e os campos de velocidade, em que valores positivos de h3 são associados a blueshifts e valores negativos de h3 à redshifts, o que atribuímos ao efeito conhecido como “asymmetric drift”. A massa integrada de hidrogênio ionizado varia de 2,2×104 a 3,2×107 M⊙, enquanto a massa de hidrogênio molecular quente (≈ 2000K) varia de 29 a 3300 M⊙. A massa de hidrogênio molecular frio é estimada entre 2×107 e 2,4×109 M⊙. A densidade superficial média de massa de gás molecular quente varia de 7,6×10−4 a 1,8×10−2 M⊙/pc2, enquanto para o gás molecular frio varia de 526 a 20682 M⊙/pc2. A densidade superficial média de massa para o gás ionizado varia de 4,8 a 244 M⊙/pc2. A excitação mostra 3 comportamentos principais: i) núcleo com excitação tipo Seyfert circundado por excitação LINER; ii) núcleo com valores de excitação típica de Starbursts circundado por valores Seyfert e/ou LINER; iii) somente valores de Seyfert/somente valores de LINER. Constatou-se evidências de inflow em gás quente para 4 galáxias, com as taxas variando de 4×10−5 a 4×10−3 M⊙ por ano. A maioria dos outflows encontrados foram em gás ionizado com valores para as taxas de outflow variando entre 6×10−2 a 10,7 M⊙ por ano e a potência desses outflows foi estimada entre 9,5×1037 ergs/s e 5,7×1041 ergs/s. Somente em 3 galáxias encontramos potências da ordem de 0,5% Lbol , para as quais o feedback pode influenciar de forma significativa a evolução do bojo da galáxia. A cinemática estelar pode ser bem descrita através de modelos de discos em rotação e mais uma vez encontramos o efeito do “asymmetric drift”, como encontrado para o gás. Em 4 galáxias da amostra em que estudamos a população estelar, encontramos estrelas jovens (t < 50×106 anos) a distâncias do n´ucleo entre 200 e 300 pc, estrelas de idade intermediária (50×106 ≤ t < 2×109 anos) mais afastadas e populações mais velhas dominando nos 250 pc centrais das galáxias. / In this work we discuss the excitation, gas and stellar kinematics, as well as the study of the stellar populations in the inner kpc of 20 active galaxies, which are part of a complete sample of 29 active galaxies, 16 of which comprise a “Large and Long Program” (LLP) of the Brazilian participation in the Gemini Telescope: “NIFS survey of feeding and feedback processes in nearby Active Galaxies”, where the NIFS instrument was used, with observations in the J and Kl spectral bands, with spectral resolution of R≈ 5000 and angular of ≈ 0.15”. The project goal is to map the feeding and feedback processes in nearby active galaxies to investigate the effect of these processes in the evolution of the galaxies. We found feedbacks powerful enough to have significant influence in the evolution of the host galaxy in ≈ 20% of the cases. The gas shows extended emission in both the molecular and ionized phases. However, the molecular gas is usually more evenly distributed in the galaxy plane, while the ionized gas is more concentrated or colimated along the ionization axis of the AGN. In the kinematics, there are also distinctions: while the molecular gas is usually in rotation in the galaxy plane with low velocity dispersions, the ionized gas shows other componentes associated with high velocity dispersions. It is verified an anticorrelation between the Gauss-Hermite moment h3 and the velocity field, where positive values of h3 are associated to blueshifts and negative values of h3 to redshits, what we attribute to the effect known as “asymmetric drift”. The integrated mass of ionized hydrogen ranges from 2.2×104 to 3.2×107 M⊙, while the mass of warm (≈ 2000K) molecular hydrogen ranges from 29 to 3300 M⊙. The mass of cold molecular hydrogen is estimated between 2×107 to 2.4×109 M⊙. The average surface mass density of the molecular gas ranges from 7.6×10−4 to 1.8×10−2 M⊙/pc2, while for the cold molecular it ranges from 526 to 20682 M⊙/pc2. The average surface mass density for the ionized gas ranges from 4.8 to 244M⊙/pc2. The excitation shows 3 main behaviors: i) nucleus with Seyfert excitation surrounded by LINER excitation; ii) nucleus with Starburst excitation surrounded by Seyfert and/or LINER excitation; iii) only LINER excitation. It was found evidence of inflow in warm molecular gas for 4 galaxies, with rates ranging from 4×10−5 to 4×10−3 M⊙ per year. Most outflows were found in ionized gas with values ranging from 6×10−2 to 10.7 M⊙ per year, and the power of the outflows was estimated between 9.5×1037 ergs/s and 5.7×1041 ergs/s. Only in three galaxies we found the power of the outflow in the order of 0.5% LBol , for which the feedback can have a significant influence in the evolution of the galaxy. The stellar kinematics can be well descibed by models of rotating disks, and once more we find the “asymmetric drift” effect, like the one found for the gas. In 4 galaxies of the sample for which we studied the stellar population, we found young stars (t < 50Myr) at distances ranging from 200 to 300 pc from the nucleus, while intermediate age stars (50 Myr ≤ t < 2 Gyr) are found farther away, while old stars dominate in the inner ≈ 250 pc.

Apresentamos mapas bidimensionais (2D) para a cinemática do gás e das estrelas e fluxo das linhas de emissão na região central (algumas centenas de parsecs) das galáxias ativas M 81, NGC 1667, NGC 2110 e NGC 7213. As observações foram feitas com a Unidade de Campo Integral (IFU) do GMOS (Gemini Multi-Object Spectrograph) nos telescópios Gemini. Obtivemos campos de velocidades, mapas de dispersão de velocidades e mapas de fluxos pelo ajuste das linhas de emissão do gás Hα, [NII] λ6584˚A e [SII] λλ6717,31˚A. Obtivemos medidas da cinemática estelar a partir da aplicação da técnica pPXF. Utilizamos modelagens da cinemática estelar e do gás, além de técnicas de PCA, com o objetivo de detectar movimentos não circulares do gás e investigar a natureza desses movimentos. Detectamos influxos de gás em todas as quatro galáxias e ejeções de gás nas galáxias NGC 2110 e M 81. Verificamos que movimentos não circulares interpretados como influxos de gás se relacionam a espirais e filamentos associados a poeira vista em mapas de estrutura. Obtivemos taxas de influxo de massa para todas as galáxias e taxas de ejeções de massa para a galáxia NGC 2110 e comparamos estes resultados à taxa de acreção de matéria de cada galáxia. Encontramos que as taxas de influxo de gás ionizado variam de 0,01 a 1 M⊙/ano e são, em todos os casos, maiores que a taxa de acreção, o que sugere que a maior parte desse gás se acumulará na região central.

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