Realizamos um estudo observacional sobre a cinemática e o histórico de formação estelar das galáxias do par AM2058-381. Os dados utilizados consistem de espectros de fenda longa obtidos com Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) anexado ao telescópio Gemini Sul e cobrem um intervalo espectral de 3300 a 6930 À. Foram extraídos e analisados 69 espectros unidimensionais. A região observada em cada espectro representa uma área de 918 x 785 pc2 para AM2058A e 930 x 795 pc2 para AM2058B. Construímos as curvas de rotação para as galáxias do par através das linhas de emissão mais brilhantes do espectro. A velocidade sistêmica encontrada para AM2058A foi v8=12178 km s-1 e para AM2058B foi v8=12316 km s-1. adotando Ho=75 km s-1Mpc-1, encontramos que a galáxia principal está a uma distância de 162 Mpc e a companheira de 164 Mpc. Determinamos que a galáxia principal está inclinada a um ângulo i=68° e estimamos sua velocidade circular máxima em vc=314 km s-1 através do ajuste de mínimo quadrados não-linear para curva de rotação, assumindo que o gás se move sob um potencial gravitacional logarítmico. Para a galáxia companheira não foi possível realizar o ajuste, pois o campo de velocidades é muito complexo. A velocidade circular máxima desprojetada nos permitiu obter a massa dinâmica para a galáxia AM2058A em MA(r) = 2.1 x 1011M0. A massa da galáxia companheira foi estimada em MB(r)= 4.6x 1010 Mo através de parâmetros fotométricos. A razão entre as massas de LM'l-Aa = 0.21 confirma que o par é uma fusão menor (minor merger). Realizamos um estudo da população estelar para as diferentes orientações da fenda de ambas galáxias. Encontramos que a região central da galáxia principal AM2058A, por onde passam as fendas nas posições P.\ 12' (, PA=350°, é dominada pela população estelar velha com metalicidade solar e subsolar. A síntese de população estelar do disco e braços espirais da galáxia principal apresenta diferentes distribuições de idades pesadas em luz. Na direção do PA=42°, a contribuição dominante é de idade intermediária com a metalicidade maior que solar. Já a população dominante na direção do PA=350° é jovem com metalicidade subsolar. Considerando que PA=350° passa pelo centro das duas galáxias, o excesso de formação estelar recente, observado nesta direção, poderia ser o resultado da passagem da galáxia companheira através da galáxia principal. Além disso, observamos que a população estelar da galáxia companheira também apresenta metalicidade subsolar. A população estelar encontrada através da síntese para as três regiões H11 estudadas neste trabalho tem idade de 5 Manos e metalicidade subsolar. É importante salientar que estas regiões apresentam uma cinemática diferenciada em relação ao disco da galáxia, como se infere das curvas de rotação. A região Hii n° 4 mostra que o último evento de formação estelar da galáxia principal ocorreu há 1 Manos. / We carried out an observational study of the kinematics and star formation history of the galaxy pair AM2058-381. The data used consist of long slit spectra obtained with the Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) attached to the Gemini South Telescope, covering the spectral range from 3300 to 6930 À. 69 onedimensional spectra were extracted and analyzed. The observed region in each spectrum represents an area of 918 x 785 pc2 for AM2058A and 930 x 795 pc2 for AM2058B. We construct the rotation curve for the galaxies using the brightest emission lines in the spectra. The systemic velocity for the galaxies was found to be 14=12178 km s-1 and v3=12316 km s-1 for the main and secondary components. Adopting H0=75 km s-1Mpc-1, we determind that the main galaxy is distant 162 Mpc and the companion 164 Mpc. The inclination of the main galaxy was estimated as i=68°. Assuming that the gas of the main component moves under a logarithmic gravitational potential, the maximum circular velocity was found to be vc=314 km s-1. The deprojected maximum circular velocity provides the dynamical mass for the galaxy AM2058A as MA(r) = 2.1 x 1011M0. The mass of the companion galaxy was estimated from photometric parameters as MB(r)= 4.6 x101° Mo . The mass ratio= 0.21 confirms that the pair is a minor merger. We perfor- ,A med a stellar population study for the different slit orientations in both galaxies. We found that the central region of the main galaxy AM2058A is dominated by an old stellar population with metallicity <Zo. The stellar population synthesis of the disk and spiral arms of the main galaxy shows different age distributions. At the direction PA=42°, the dominant contribution comes from the.intermediate age with metallicity >Zo. The dominant population in the direction PA=350° is young with subsolar metallicity. Since PA=350° passes through the center of both galaxies, the excess of recent star formation observed in this direction may be due to the passage of the companion galaxy through the main galaxy. In addition, the main galaxy (along PA=350°) and the secondary show subsolar metallicity. The stellar population found by the synthesis for all three Hii regions studied in this work is 5 Myear old with subsolar metallicity. It is important to note that these regions show a different kinematics with respect to the galactic disk kinematics, as inferred from rotation curves. The Hii region n° 4 shows that the last event of star formation in the main galaxy occurred about 1 Myears ago.

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.

Realizamos um estudo observacional sobre a cinemática e o histórico de formação estelar das galáxias do par AM2058-381. Os dados utilizados consistem de espectros de fenda longa obtidos com Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) anexado ao telescópio Gemini Sul e cobrem um intervalo espectral de 3300 a 6930 À. Foram extraídos e analisados 69 espectros unidimensionais. A região observada em cada espectro representa uma área de 918 x 785 pc2 para AM2058A e 930 x 795 pc2 para AM2058B. Construímos as curvas de rotação para as galáxias do par através das linhas de emissão mais brilhantes do espectro. A velocidade sistêmica encontrada para AM2058A foi v8=12178 km s-1 e para AM2058B foi v8=12316 km s-1. adotando Ho=75 km s-1Mpc-1, encontramos que a galáxia principal está a uma distância de 162 Mpc e a companheira de 164 Mpc. Determinamos que a galáxia principal está inclinada a um ângulo i=68° e estimamos sua velocidade circular máxima em vc=314 km s-1 através do ajuste de mínimo quadrados não-linear para curva de rotação, assumindo que o gás se move sob um potencial gravitacional logarítmico. Para a galáxia companheira não foi possível realizar o ajuste, pois o campo de velocidades é muito complexo. A velocidade circular máxima desprojetada nos permitiu obter a massa dinâmica para a galáxia AM2058A em MA(r) = 2.1 x 1011M0. A massa da galáxia companheira foi estimada em MB(r)= 4.6x 1010 Mo através de parâmetros fotométricos. A razão entre as massas de LM'l-Aa = 0.21 confirma que o par é uma fusão menor (minor merger). Realizamos um estudo da população estelar para as diferentes orientações da fenda de ambas galáxias. Encontramos que a região central da galáxia principal AM2058A, por onde passam as fendas nas posições P.\ 12' (, PA=350°, é dominada pela população estelar velha com metalicidade solar e subsolar. A síntese de população estelar do disco e braços espirais da galáxia principal apresenta diferentes distribuições de idades pesadas em luz. Na direção do PA=42°, a contribuição dominante é de idade intermediária com a metalicidade maior que solar. Já a população dominante na direção do PA=350° é jovem com metalicidade subsolar. Considerando que PA=350° passa pelo centro das duas galáxias, o excesso de formação estelar recente, observado nesta direção, poderia ser o resultado da passagem da galáxia companheira através da galáxia principal. Além disso, observamos que a população estelar da galáxia companheira também apresenta metalicidade subsolar. A população estelar encontrada através da síntese para as três regiões H11 estudadas neste trabalho tem idade de 5 Manos e metalicidade subsolar. É importante salientar que estas regiões apresentam uma cinemática diferenciada em relação ao disco da galáxia, como se infere das curvas de rotação. A região Hii n° 4 mostra que o último evento de formação estelar da galáxia principal ocorreu há 1 Manos. / We carried out an observational study of the kinematics and star formation history of the galaxy pair AM2058-381. The data used consist of long slit spectra obtained with the Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) attached to the Gemini South Telescope, covering the spectral range from 3300 to 6930 À. 69 onedimensional spectra were extracted and analyzed. The observed region in each spectrum represents an area of 918 x 785 pc2 for AM2058A and 930 x 795 pc2 for AM2058B. We construct the rotation curve for the galaxies using the brightest emission lines in the spectra. The systemic velocity for the galaxies was found to be 14=12178 km s-1 and v3=12316 km s-1 for the main and secondary components. Adopting H0=75 km s-1Mpc-1, we determind that the main galaxy is distant 162 Mpc and the companion 164 Mpc. The inclination of the main galaxy was estimated as i=68°. Assuming that the gas of the main component moves under a logarithmic gravitational potential, the maximum circular velocity was found to be vc=314 km s-1. The deprojected maximum circular velocity provides the dynamical mass for the galaxy AM2058A as MA(r) = 2.1 x 1011M0. The mass of the companion galaxy was estimated from photometric parameters as MB(r)= 4.6 x101° Mo . The mass ratio= 0.21 confirms that the pair is a minor merger. We perfor- ,A med a stellar population study for the different slit orientations in both galaxies. We found that the central region of the main galaxy AM2058A is dominated by an old stellar population with metallicity <Zo. The stellar population synthesis of the disk and spiral arms of the main galaxy shows different age distributions. At the direction PA=42°, the dominant contribution comes from the.intermediate age with metallicity >Zo. The dominant population in the direction PA=350° is young with subsolar metallicity. Since PA=350° passes through the center of both galaxies, the excess of recent star formation observed in this direction may be due to the passage of the companion galaxy through the main galaxy. In addition, the main galaxy (along PA=350°) and the secondary show subsolar metallicity. The stellar population found by the synthesis for all three Hii regions studied in this work is 5 Myear old with subsolar metallicity. It is important to note that these regions show a different kinematics with respect to the galactic disk kinematics, as inferred from rotation curves. The Hii region n° 4 shows that the last event of star formation in the main galaxy occurred about 1 Myears ago.

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.

Realizamos um estudo observacional sobre a cinemática e o histórico de formação estelar das galáxias do par AM2058-381. Os dados utilizados consistem de espectros de fenda longa obtidos com Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) anexado ao telescópio Gemini Sul e cobrem um intervalo espectral de 3300 a 6930 À. Foram extraídos e analisados 69 espectros unidimensionais. A região observada em cada espectro representa uma área de 918 x 785 pc2 para AM2058A e 930 x 795 pc2 para AM2058B. Construímos as curvas de rotação para as galáxias do par através das linhas de emissão mais brilhantes do espectro. A velocidade sistêmica encontrada para AM2058A foi v8=12178 km s-1 e para AM2058B foi v8=12316 km s-1. adotando Ho=75 km s-1Mpc-1, encontramos que a galáxia principal está a uma distância de 162 Mpc e a companheira de 164 Mpc. Determinamos que a galáxia principal está inclinada a um ângulo i=68° e estimamos sua velocidade circular máxima em vc=314 km s-1 através do ajuste de mínimo quadrados não-linear para curva de rotação, assumindo que o gás se move sob um potencial gravitacional logarítmico. Para a galáxia companheira não foi possível realizar o ajuste, pois o campo de velocidades é muito complexo. A velocidade circular máxima desprojetada nos permitiu obter a massa dinâmica para a galáxia AM2058A em MA(r) = 2.1 x 1011M0. A massa da galáxia companheira foi estimada em MB(r)= 4.6x 1010 Mo através de parâmetros fotométricos. A razão entre as massas de LM'l-Aa = 0.21 confirma que o par é uma fusão menor (minor merger). Realizamos um estudo da população estelar para as diferentes orientações da fenda de ambas galáxias. Encontramos que a região central da galáxia principal AM2058A, por onde passam as fendas nas posições P.\ 12' (, PA=350°, é dominada pela população estelar velha com metalicidade solar e subsolar. A síntese de população estelar do disco e braços espirais da galáxia principal apresenta diferentes distribuições de idades pesadas em luz. Na direção do PA=42°, a contribuição dominante é de idade intermediária com a metalicidade maior que solar. Já a população dominante na direção do PA=350° é jovem com metalicidade subsolar. Considerando que PA=350° passa pelo centro das duas galáxias, o excesso de formação estelar recente, observado nesta direção, poderia ser o resultado da passagem da galáxia companheira através da galáxia principal. Além disso, observamos que a população estelar da galáxia companheira também apresenta metalicidade subsolar. A população estelar encontrada através da síntese para as três regiões H11 estudadas neste trabalho tem idade de 5 Manos e metalicidade subsolar. É importante salientar que estas regiões apresentam uma cinemática diferenciada em relação ao disco da galáxia, como se infere das curvas de rotação. A região Hii n° 4 mostra que o último evento de formação estelar da galáxia principal ocorreu há 1 Manos. / We carried out an observational study of the kinematics and star formation history of the galaxy pair AM2058-381. The data used consist of long slit spectra obtained with the Gemini Multi-Object Spectrograph (GMOS) attached to the Gemini South Telescope, covering the spectral range from 3300 to 6930 À. 69 onedimensional spectra were extracted and analyzed. The observed region in each spectrum represents an area of 918 x 785 pc2 for AM2058A and 930 x 795 pc2 for AM2058B. We construct the rotation curve for the galaxies using the brightest emission lines in the spectra. The systemic velocity for the galaxies was found to be 14=12178 km s-1 and v3=12316 km s-1 for the main and secondary components. Adopting H0=75 km s-1Mpc-1, we determind that the main galaxy is distant 162 Mpc and the companion 164 Mpc. The inclination of the main galaxy was estimated as i=68°. Assuming that the gas of the main component moves under a logarithmic gravitational potential, the maximum circular velocity was found to be vc=314 km s-1. The deprojected maximum circular velocity provides the dynamical mass for the galaxy AM2058A as MA(r) = 2.1 x 1011M0. The mass of the companion galaxy was estimated from photometric parameters as MB(r)= 4.6 x101° Mo . The mass ratio= 0.21 confirms that the pair is a minor merger. We perfor- ,A med a stellar population study for the different slit orientations in both galaxies. We found that the central region of the main galaxy AM2058A is dominated by an old stellar population with metallicity <Zo. The stellar population synthesis of the disk and spiral arms of the main galaxy shows different age distributions. At the direction PA=42°, the dominant contribution comes from the.intermediate age with metallicity >Zo. The dominant population in the direction PA=350° is young with subsolar metallicity. Since PA=350° passes through the center of both galaxies, the excess of recent star formation observed in this direction may be due to the passage of the companion galaxy through the main galaxy. In addition, the main galaxy (along PA=350°) and the secondary show subsolar metallicity. The stellar population found by the synthesis for all three Hii regions studied in this work is 5 Myear old with subsolar metallicity. It is important to note that these regions show a different kinematics with respect to the galactic disk kinematics, as inferred from rotation curves. The Hii region n° 4 shows that the last event of star formation in the main galaxy occurred about 1 Myears ago.

o presente trabalho busca ampliar o conhecimento das relações entre aglomerados abertos de estrelas e seus remanescentes. Do ponto de vista observacional, um remanescente pode ser definido como uma concentração pouco povoada de estrelas resultante da evolução dinâmica de um sistema inicialmente mais massivo. Apesar do avanços no conhecimento teórico a respeito desses objetos e, nos últimos anos, da busca pela identificação observacional dos mesmos ter aumep.tado, muitas questões permanecem em aberto. Assim, no presente estudo serão analisados 23 candidatos a remanescentes através de dados fotométricos, espectroscópicos e de movimentos próprios. Esses dados fornecem informações sobre os objetos e seus campos. Por meio destas, buscam-se estabelecer critérios de definição de remanescentes de aglomerados abertos, levando-se em conta incertezas observacionais. Os dados fotométricos no infravermelho oriundos do catálogo The Two Micron Ali sky Survey possibilitam, nesse estudo, (i) estudar as propriedades estruturais dos objetos por meio dos perfis de densidade radial de estrelas; (ii) testar a semelhanças entre objetos e campos através de um método estatístico de comparação entre distribuições de estrelas no plano do diagrama cor-magnitude e, (iii) obter idades, avermelhamentos e distâncias com o uso de diagramas cor-magnitude, além de distinguir os objetos em função de um índice de ajuste de isócronas. Os dados espectroscópicos obtidos através de observações óticas no Complejo Astronómico EI Leoncito (Argentina) fornecem para 12 objetos da amostra informações adicionais de avermelhamentos e idades. Os dados cinemáticos extraídos do The Second U. S. Naval Observatory CCD Astrograph Catalog permitem, por sua vez, uma comparação objetiva entre a distribuição de movimentos próprios dos objetos e campos próximos de grande ângulo sólido O emprego desses métodos complementares se mostra essencial no estudo em função da carência de dados completos para os candidatos a remanescentes. No que diz respeito à amostra, em geral não é possível afirmar individualmente qual objeto caracteriza-se de forma definitiva como um remanescente de aglomerado aberto devido à incompleteza dos dados, às incertezas observacionais e à baixa estatística. Entretanto, os métodos desenvolvidos permitem uma análise objetiva e sugerem a presença de remanescentes de aglomerados abertos na amostra. Além disso, há evidência da presença de binarismo, o que é esperado para sistemas evoluídos dinamicamente. Portanto, pode-se inferir sobre estágios evolutivos para remanescentes a partir das distribuições de movimento próprio de suas estrelas e de seu mapeamento no diagrama cor-magnitude.

o presente trabalho busca ampliar o conhecimento das relações entre aglomerados abertos de estrelas e seus remanescentes. Do ponto de vista observacional, um remanescente pode ser definido como uma concentração pouco povoada de estrelas resultante da evolução dinâmica de um sistema inicialmente mais massivo. Apesar do avanços no conhecimento teórico a respeito desses objetos e, nos últimos anos, da busca pela identificação observacional dos mesmos ter aumep.tado, muitas questões permanecem em aberto. Assim, no presente estudo serão analisados 23 candidatos a remanescentes através de dados fotométricos, espectroscópicos e de movimentos próprios. Esses dados fornecem informações sobre os objetos e seus campos. Por meio destas, buscam-se estabelecer critérios de definição de remanescentes de aglomerados abertos, levando-se em conta incertezas observacionais. Os dados fotométricos no infravermelho oriundos do catálogo The Two Micron Ali sky Survey possibilitam, nesse estudo, (i) estudar as propriedades estruturais dos objetos por meio dos perfis de densidade radial de estrelas; (ii) testar a semelhanças entre objetos e campos através de um método estatístico de comparação entre distribuições de estrelas no plano do diagrama cor-magnitude e, (iii) obter idades, avermelhamentos e distâncias com o uso de diagramas cor-magnitude, além de distinguir os objetos em função de um índice de ajuste de isócronas. Os dados espectroscópicos obtidos através de observações óticas no Complejo Astronómico EI Leoncito (Argentina) fornecem para 12 objetos da amostra informações adicionais de avermelhamentos e idades. Os dados cinemáticos extraídos do The Second U. S. Naval Observatory CCD Astrograph Catalog permitem, por sua vez, uma comparação objetiva entre a distribuição de movimentos próprios dos objetos e campos próximos de grande ângulo sólido O emprego desses métodos complementares se mostra essencial no estudo em função da carência de dados completos para os candidatos a remanescentes. No que diz respeito à amostra, em geral não é possível afirmar individualmente qual objeto caracteriza-se de forma definitiva como um remanescente de aglomerado aberto devido à incompleteza dos dados, às incertezas observacionais e à baixa estatística. Entretanto, os métodos desenvolvidos permitem uma análise objetiva e sugerem a presença de remanescentes de aglomerados abertos na amostra. Além disso, há evidência da presença de binarismo, o que é esperado para sistemas evoluídos dinamicamente. Portanto, pode-se inferir sobre estágios evolutivos para remanescentes a partir das distribuições de movimento próprio de suas estrelas e de seu mapeamento no diagrama cor-magnitude.

o presente trabalho busca ampliar o conhecimento das relações entre aglomerados abertos de estrelas e seus remanescentes. Do ponto de vista observacional, um remanescente pode ser definido como uma concentração pouco povoada de estrelas resultante da evolução dinâmica de um sistema inicialmente mais massivo. Apesar do avanços no conhecimento teórico a respeito desses objetos e, nos últimos anos, da busca pela identificação observacional dos mesmos ter aumep.tado, muitas questões permanecem em aberto. Assim, no presente estudo serão analisados 23 candidatos a remanescentes através de dados fotométricos, espectroscópicos e de movimentos próprios. Esses dados fornecem informações sobre os objetos e seus campos. Por meio destas, buscam-se estabelecer critérios de definição de remanescentes de aglomerados abertos, levando-se em conta incertezas observacionais. Os dados fotométricos no infravermelho oriundos do catálogo The Two Micron Ali sky Survey possibilitam, nesse estudo, (i) estudar as propriedades estruturais dos objetos por meio dos perfis de densidade radial de estrelas; (ii) testar a semelhanças entre objetos e campos através de um método estatístico de comparação entre distribuições de estrelas no plano do diagrama cor-magnitude e, (iii) obter idades, avermelhamentos e distâncias com o uso de diagramas cor-magnitude, além de distinguir os objetos em função de um índice de ajuste de isócronas. Os dados espectroscópicos obtidos através de observações óticas no Complejo Astronómico EI Leoncito (Argentina) fornecem para 12 objetos da amostra informações adicionais de avermelhamentos e idades. Os dados cinemáticos extraídos do The Second U. S. Naval Observatory CCD Astrograph Catalog permitem, por sua vez, uma comparação objetiva entre a distribuição de movimentos próprios dos objetos e campos próximos de grande ângulo sólido O emprego desses métodos complementares se mostra essencial no estudo em função da carência de dados completos para os candidatos a remanescentes. No que diz respeito à amostra, em geral não é possível afirmar individualmente qual objeto caracteriza-se de forma definitiva como um remanescente de aglomerado aberto devido à incompleteza dos dados, às incertezas observacionais e à baixa estatística. Entretanto, os métodos desenvolvidos permitem uma análise objetiva e sugerem a presença de remanescentes de aglomerados abertos na amostra. Além disso, há evidência da presença de binarismo, o que é esperado para sistemas evoluídos dinamicamente. Portanto, pode-se inferir sobre estágios evolutivos para remanescentes a partir das distribuições de movimento próprio de suas estrelas e de seu mapeamento no diagrama cor-magnitude.

Dois filtros interferenciais, de 208 e 37 A centrados em Hα forma usados para definir um sistema padrão baseado em 168 estrelas brilhantes distribuídas uniformemente pelo hemisfério celeste sul, de tipos espectrais entre B0 e G5 e de classes I a V. / Two Hα-interference filters with half-widht of 208 and 37 A were used to define a standard system of 168 bright stars uniformly distributed in the northern sky, with spectral types from B0 to G5 and classes I to V.

Dois filtros interferenciais, de 208 e 37 A centrados em Hα forma usados para definir um sistema padrão baseado em 168 estrelas brilhantes distribuídas uniformemente pelo hemisfério celeste sul, de tipos espectrais entre B0 e G5 e de classes I a V. / Two Hα-interference filters with half-widht of 208 and 37 A were used to define a standard system of 168 bright stars uniformly distributed in the northern sky, with spectral types from B0 to G5 and classes I to V.