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.

Neste trabalho investigamos o comportamento dos gradientes de metalicidade, o histórico da formação estelar e do gás ionizado nas galáxias elípticas NGC5903, NGC6868, NGC5044 e da galáxia lenticular NGC3607. Cada objeto é membro mais brilhante do seu grupo. Os índices Mg2λ5176, FeIλ5270, FeIλ5335, FeIλ5406, FeIλ5709, FeIλ5782, NaIλ5895 e TiOλ6237 medidos nesses objetos apresentam um considerável gradiente negativo. Os índices Mg2 e FeI5270,5335 medidos em NGC6868 apresentam uma boa correlação entre si indicando que o mecanismo reponsável pelo enriquecimento químico possivelmente é o mesmo. Esse mesmo comportamento do gradiente não foi observado nos demais objetos. Os gradientes dMg2/dlog r calculados para NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 são (dMg2/dlog r)6868 = −0.08, (dMg2/dlog r)5903 = −0.04, (dMg2/dlog r)NGC 3607 = −0.02 e (dMg2/dlog r)NGC 5044 = −0.07, respectivamente. A massa estimada para cada objeto foi MNGC 6868 = (3.2±0.1)×1011M, MNGC 5903 = (1.8±0.1)×1011M, MNGC 3607 = (0.9±0.1)×1011M e MNGC 5044 = (2.0±0.1)×1011M. A não correlação entre a massa e o gradiente (dMg2/dlog r) indica que NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 tiveram, pelo menos, um evento de fusão com outra galáxia. A dispersão de velocidades das estrelas e a luminosidade das galáxias estudadas satisfazem o plano fundamental. A síntese de população estelar revela que NGC6868 e NGC5903 possuem dois tipos de populações: uma com idade de aproximadamente 13 bilhões de anos e outra com 5 bilhões de anos. NGC5044 converteu todo seu gás em estrelas em um único evento ocorrido há cerca de 10 bilhões de anos. NGC3607 teve 3 eventos de formação estelar: um há aproximadamente 13 bilhões de anos e se concentra na região central da galáxia, e os outros dois mais recentes, onde converteram o gás restante em estrelas há cerca de 1 a 5 bilhões de anos ocorrendo nas regiões mais externas. Os modelos SSP (single-aged stellar population) indicam que NGC6868, NGC5903 e NGC5044 apresentam núcleos metálicos ([Z/Z⊙] ≥ +0.33). O excesso de elementos α em relação a ferro nas regiões externas de NGC6868 and NGC5903 sugere eventos de supernovas do tipo II nessa região. Por outro lado, NGC5044 apresenta excesso de elementos α em relação a ferro no seu núcleo. NGC3607 possui metalicidade menor que solar (−0.67 < [Z/Z⊙] < −0.35) e os resultados indicam ainda que não há excesso de elementos α em relação a ferro nesse objeto. NGC5044 é uma galáxia metálica ([Z/Z⊙] ~ +0.33). O excesso de elementos α em relação a ferro sugere supernovas de tipo II no núcleo desse objeto. NGC6868, NGC3607 e NGC5044 apresentam fortes linhas de emissão ([NII], [SII], [OI] e Hα ). As razões [NII]/Hα , [SII]/Hα e [OI]6300/Hα vs. [SII]6731/Hα medidos no núcleo desses objetos mostram que elas possuem um núcleo ativo do tipo LINERs. / In this work we investigate the metalicity gradients, stellar population history and ionized gas in the elliptical galaxies NGC5903, NGC6868 and NGC5044, and the lenticular galaxy NGC3607. Objects belong to different galaxy groups. Mg2λ5176, FeIλ5270, FeIλ5335, FeIλ5406, FeIλ5709, FeIλ5782, NaIλ5895 and TiOλ6237 indices measured in these objects present a negative gradient. The Mg2 and FeI5270,5335 indices, measured in NGC6868 are well correlated. This result suggests that these elements underwent the same enrichment process. dMg2/dlog r gradients computed for NGC6868, NGC5903, NGC3607 and NGC5044 are (dMg2/dlog r)6868 = −0.08, (dMg2/dlog r)5903 = −0.04, (dMg2/dlog r)NGC 3607 = −0.02 and (dMg2/dlog r)NGC 5044 = −0.07, respectively. The estimated mass for each object is MNGC 6868 = (3.2 ± 0.1) × 1011M⊙, MNGC 5903 = (1.8±0.1)×1011M⊙, MNGC 3607 = (0.9±0.1)×1011M⊙ and MNGC 5044 = (2.0±0.1)×1011M⊙. The non correlation between mass and dMg2/dlog r indicates that NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 had at least one merger event. The stellar velocity dispersion and luminosity of NGC6868, NGC5903 and NGC5044 are consistent with the fundamental plane of the elliptical galaxies. The stellar population synthesis shows two different populations for NGC6868 and NGC5903, one with 13 Gyr and the other with 5 Gyr. In NGC5044 the gas was converted into stars in a single star formation event approximately 10 Gyr ago. The synthesis shows three different stellar populations in NGC3607. In the central parts the 13 Gyr population dominates, while in the external parts, the 5Gyr and 1 Gyr populations dominate. SSP (single-aged stellar population) models indicate that NGC6868, NGC5903 and NGC5044 have metallicity [Z/Z0] ≥ +0.33 in the nuclear regions. The ratio [α/Fe] suggests that there was a large number of type II supernovae in the external parts of NGC6868 and NGC5903. However, in NGC5044, the explosions took place in the nuclear region. NGC3607 has metallicity −0.67 < [Z/Z⊙] < −0.35. The emission lines [NII], [SII], [OI] and Hα are strong in NGC6868, NGC3607 and NGC5044. The [NII]/Hα and [SII]/Hα ratios measured in the nuclear region in these galaxies show that they are LINERs.

A síntese de população estelar é uma técnica amplamente utilizada para estimar propriedades como idade e metalicidade de populações estelares não resolvidas em estrelas individuais. A região do infravermelho próximo (NIR) apresenta diversas características relevantes para o estudo de populações estelares, principalmente quando estas se encontram em regiões obscurecidas por poeira ou densas nuvens de gás. Além disso, estudos pancromáticos podem contribuir para levantar a conhecida degenerescência idade-metalicidade nos estudos de populações estelares no óptico. Fases evolutivas que dominam a luz no NIR são de grande ajuda para restringir a estimativa de idade, e as bandas moleculares do CO são especialmente úteis para a determinação da metalicidade. Neste trabalho utilizamos espectros integrados de 12 aglomerados globulares da Galáxia, entre os comprimentos de onda 1,2 e 2,35 m, para testar a precisão dos modelos de síntese evolutiva de população (EPS) estelar no NIR. Um código para a redução de espectros de dispersão cruzada foi desenvolvido durante este trabalho, e seus principais aspectos são discutidos. Linhas de absorção atômicas e bandas moleculares foram identificadas e medidas nos espectros observados, e também em espectros ópticos obtidos na literatura. Larguras equivalentes destas linhas foram comparadas às previsões teóricas dos modelos EPS de Maraston (2005). Os resultados da síntese espectral com quatro diferentes bases EPS são discutidos, bem como os ajustes de populações estelares simples. Concluímos que os modelos estudados ainda são incipientes nesta região do espectro eletromagnético, mas que existe uma razoável coerência entre as diferentes bases. As previsões sobre linhas de absorção na região óptica estão muito mais avançadas, e a adição de estrelas térmicamente pulsantes do ramo assintótico das gigantes tem grande impacto sobre as linhas do NIR. / Stellar population synthesis is a technique vastly employed to estimate properties, such as age and metallicity, of stellar populations that are not resolved in individual stars. The near infrared (NIR) region shows many characteristics that are relevant to the study of stellar populations, specially for those found in regions obscured by dust or dense gaseous clouds. Furthermore, panchromatic studies can help to remove the well known age-metallicity degenerescence in optical stellar population studies. Evolutionary phases that dominate the light in the NIR are of great value to guide age estimates, and the CO molecular bands are instrumental for determining the metalicity. In this work we use the integrated spectra of 12 Galactic globular clusters, beween the wavelengths 1,2 e 2,35 m, to test the accuracy of evolutionary population synthesis (EPS) models in the NIR. A reduction code for cross-dispersed spectroscopy was developed during this work, and its main aspects are discussed. Atomic absorption lines and molecular bands were identified and measured in the observed spectra, and also in optical spectra obtained from the literature. Equivalent widths of these lines were compared to theoretical predictions of the EPS models of Maraston (2005). Spectral synthesis results of four different EPS bases are discussed, as well as simple stellar population fits. We conclude that the studied models are still incipient, although there is a significant coherence among different bases. Predictions concerning optical absorption lines are much more mature, and addition of thermally pulsating asymptotic giant branch stars has a large impact over NIR lines.

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.

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.

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.

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.

A síntese de população estelar é uma técnica amplamente utilizada para estimar propriedades como idade e metalicidade de populações estelares não resolvidas em estrelas individuais. A região do infravermelho próximo (NIR) apresenta diversas características relevantes para o estudo de populações estelares, principalmente quando estas se encontram em regiões obscurecidas por poeira ou densas nuvens de gás. Além disso, estudos pancromáticos podem contribuir para levantar a conhecida degenerescência idade-metalicidade nos estudos de populações estelares no óptico. Fases evolutivas que dominam a luz no NIR são de grande ajuda para restringir a estimativa de idade, e as bandas moleculares do CO são especialmente úteis para a determinação da metalicidade. Neste trabalho utilizamos espectros integrados de 12 aglomerados globulares da Galáxia, entre os comprimentos de onda 1,2 e 2,35 m, para testar a precisão dos modelos de síntese evolutiva de população (EPS) estelar no NIR. Um código para a redução de espectros de dispersão cruzada foi desenvolvido durante este trabalho, e seus principais aspectos são discutidos. Linhas de absorção atômicas e bandas moleculares foram identificadas e medidas nos espectros observados, e também em espectros ópticos obtidos na literatura. Larguras equivalentes destas linhas foram comparadas às previsões teóricas dos modelos EPS de Maraston (2005). Os resultados da síntese espectral com quatro diferentes bases EPS são discutidos, bem como os ajustes de populações estelares simples. Concluímos que os modelos estudados ainda são incipientes nesta região do espectro eletromagnético, mas que existe uma razoável coerência entre as diferentes bases. As previsões sobre linhas de absorção na região óptica estão muito mais avançadas, e a adição de estrelas térmicamente pulsantes do ramo assintótico das gigantes tem grande impacto sobre as linhas do NIR. / Stellar population synthesis is a technique vastly employed to estimate properties, such as age and metallicity, of stellar populations that are not resolved in individual stars. The near infrared (NIR) region shows many characteristics that are relevant to the study of stellar populations, specially for those found in regions obscured by dust or dense gaseous clouds. Furthermore, panchromatic studies can help to remove the well known age-metallicity degenerescence in optical stellar population studies. Evolutionary phases that dominate the light in the NIR are of great value to guide age estimates, and the CO molecular bands are instrumental for determining the metalicity. In this work we use the integrated spectra of 12 Galactic globular clusters, beween the wavelengths 1,2 e 2,35 m, to test the accuracy of evolutionary population synthesis (EPS) models in the NIR. A reduction code for cross-dispersed spectroscopy was developed during this work, and its main aspects are discussed. Atomic absorption lines and molecular bands were identified and measured in the observed spectra, and also in optical spectra obtained from the literature. Equivalent widths of these lines were compared to theoretical predictions of the EPS models of Maraston (2005). Spectral synthesis results of four different EPS bases are discussed, as well as simple stellar population fits. We conclude that the studied models are still incipient, although there is a significant coherence among different bases. Predictions concerning optical absorption lines are much more mature, and addition of thermally pulsating asymptotic giant branch stars has a large impact over NIR lines.

Neste trabalho investigamos o comportamento dos gradientes de metalicidade, o histórico da formação estelar e do gás ionizado nas galáxias elípticas NGC5903, NGC6868, NGC5044 e da galáxia lenticular NGC3607. Cada objeto é membro mais brilhante do seu grupo. Os índices Mg2λ5176, FeIλ5270, FeIλ5335, FeIλ5406, FeIλ5709, FeIλ5782, NaIλ5895 e TiOλ6237 medidos nesses objetos apresentam um considerável gradiente negativo. Os índices Mg2 e FeI5270,5335 medidos em NGC6868 apresentam uma boa correlação entre si indicando que o mecanismo reponsável pelo enriquecimento químico possivelmente é o mesmo. Esse mesmo comportamento do gradiente não foi observado nos demais objetos. Os gradientes dMg2/dlog r calculados para NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 são (dMg2/dlog r)6868 = −0.08, (dMg2/dlog r)5903 = −0.04, (dMg2/dlog r)NGC 3607 = −0.02 e (dMg2/dlog r)NGC 5044 = −0.07, respectivamente. A massa estimada para cada objeto foi MNGC 6868 = (3.2±0.1)×1011M, MNGC 5903 = (1.8±0.1)×1011M, MNGC 3607 = (0.9±0.1)×1011M e MNGC 5044 = (2.0±0.1)×1011M. A não correlação entre a massa e o gradiente (dMg2/dlog r) indica que NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 tiveram, pelo menos, um evento de fusão com outra galáxia. A dispersão de velocidades das estrelas e a luminosidade das galáxias estudadas satisfazem o plano fundamental. A síntese de população estelar revela que NGC6868 e NGC5903 possuem dois tipos de populações: uma com idade de aproximadamente 13 bilhões de anos e outra com 5 bilhões de anos. NGC5044 converteu todo seu gás em estrelas em um único evento ocorrido há cerca de 10 bilhões de anos. NGC3607 teve 3 eventos de formação estelar: um há aproximadamente 13 bilhões de anos e se concentra na região central da galáxia, e os outros dois mais recentes, onde converteram o gás restante em estrelas há cerca de 1 a 5 bilhões de anos ocorrendo nas regiões mais externas. Os modelos SSP (single-aged stellar population) indicam que NGC6868, NGC5903 e NGC5044 apresentam núcleos metálicos ([Z/Z⊙] ≥ +0.33). O excesso de elementos α em relação a ferro nas regiões externas de NGC6868 and NGC5903 sugere eventos de supernovas do tipo II nessa região. Por outro lado, NGC5044 apresenta excesso de elementos α em relação a ferro no seu núcleo. NGC3607 possui metalicidade menor que solar (−0.67 < [Z/Z⊙] < −0.35) e os resultados indicam ainda que não há excesso de elementos α em relação a ferro nesse objeto. NGC5044 é uma galáxia metálica ([Z/Z⊙] ~ +0.33). O excesso de elementos α em relação a ferro sugere supernovas de tipo II no núcleo desse objeto. NGC6868, NGC3607 e NGC5044 apresentam fortes linhas de emissão ([NII], [SII], [OI] e Hα ). As razões [NII]/Hα , [SII]/Hα e [OI]6300/Hα vs. [SII]6731/Hα medidos no núcleo desses objetos mostram que elas possuem um núcleo ativo do tipo LINERs. / In this work we investigate the metalicity gradients, stellar population history and ionized gas in the elliptical galaxies NGC5903, NGC6868 and NGC5044, and the lenticular galaxy NGC3607. Objects belong to different galaxy groups. Mg2λ5176, FeIλ5270, FeIλ5335, FeIλ5406, FeIλ5709, FeIλ5782, NaIλ5895 and TiOλ6237 indices measured in these objects present a negative gradient. The Mg2 and FeI5270,5335 indices, measured in NGC6868 are well correlated. This result suggests that these elements underwent the same enrichment process. dMg2/dlog r gradients computed for NGC6868, NGC5903, NGC3607 and NGC5044 are (dMg2/dlog r)6868 = −0.08, (dMg2/dlog r)5903 = −0.04, (dMg2/dlog r)NGC 3607 = −0.02 and (dMg2/dlog r)NGC 5044 = −0.07, respectively. The estimated mass for each object is MNGC 6868 = (3.2 ± 0.1) × 1011M⊙, MNGC 5903 = (1.8±0.1)×1011M⊙, MNGC 3607 = (0.9±0.1)×1011M⊙ and MNGC 5044 = (2.0±0.1)×1011M⊙. The non correlation between mass and dMg2/dlog r indicates that NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 had at least one merger event. The stellar velocity dispersion and luminosity of NGC6868, NGC5903 and NGC5044 are consistent with the fundamental plane of the elliptical galaxies. The stellar population synthesis shows two different populations for NGC6868 and NGC5903, one with 13 Gyr and the other with 5 Gyr. In NGC5044 the gas was converted into stars in a single star formation event approximately 10 Gyr ago. The synthesis shows three different stellar populations in NGC3607. In the central parts the 13 Gyr population dominates, while in the external parts, the 5Gyr and 1 Gyr populations dominate. SSP (single-aged stellar population) models indicate that NGC6868, NGC5903 and NGC5044 have metallicity [Z/Z0] ≥ +0.33 in the nuclear regions. The ratio [α/Fe] suggests that there was a large number of type II supernovae in the external parts of NGC6868 and NGC5903. However, in NGC5044, the explosions took place in the nuclear region. NGC3607 has metallicity −0.67 < [Z/Z⊙] < −0.35. The emission lines [NII], [SII], [OI] and Hα are strong in NGC6868, NGC3607 and NGC5044. The [NII]/Hα and [SII]/Hα ratios measured in the nuclear region in these galaxies show that they are LINERs.

A síntese de população estelar é uma técnica amplamente utilizada para estimar propriedades como idade e metalicidade de populações estelares não resolvidas em estrelas individuais. A região do infravermelho próximo (NIR) apresenta diversas características relevantes para o estudo de populações estelares, principalmente quando estas se encontram em regiões obscurecidas por poeira ou densas nuvens de gás. Além disso, estudos pancromáticos podem contribuir para levantar a conhecida degenerescência idade-metalicidade nos estudos de populações estelares no óptico. Fases evolutivas que dominam a luz no NIR são de grande ajuda para restringir a estimativa de idade, e as bandas moleculares do CO são especialmente úteis para a determinação da metalicidade. Neste trabalho utilizamos espectros integrados de 12 aglomerados globulares da Galáxia, entre os comprimentos de onda 1,2 e 2,35 m, para testar a precisão dos modelos de síntese evolutiva de população (EPS) estelar no NIR. Um código para a redução de espectros de dispersão cruzada foi desenvolvido durante este trabalho, e seus principais aspectos são discutidos. Linhas de absorção atômicas e bandas moleculares foram identificadas e medidas nos espectros observados, e também em espectros ópticos obtidos na literatura. Larguras equivalentes destas linhas foram comparadas às previsões teóricas dos modelos EPS de Maraston (2005). Os resultados da síntese espectral com quatro diferentes bases EPS são discutidos, bem como os ajustes de populações estelares simples. Concluímos que os modelos estudados ainda são incipientes nesta região do espectro eletromagnético, mas que existe uma razoável coerência entre as diferentes bases. As previsões sobre linhas de absorção na região óptica estão muito mais avançadas, e a adição de estrelas térmicamente pulsantes do ramo assintótico das gigantes tem grande impacto sobre as linhas do NIR. / Stellar population synthesis is a technique vastly employed to estimate properties, such as age and metallicity, of stellar populations that are not resolved in individual stars. The near infrared (NIR) region shows many characteristics that are relevant to the study of stellar populations, specially for those found in regions obscured by dust or dense gaseous clouds. Furthermore, panchromatic studies can help to remove the well known age-metallicity degenerescence in optical stellar population studies. Evolutionary phases that dominate the light in the NIR are of great value to guide age estimates, and the CO molecular bands are instrumental for determining the metalicity. In this work we use the integrated spectra of 12 Galactic globular clusters, beween the wavelengths 1,2 e 2,35 m, to test the accuracy of evolutionary population synthesis (EPS) models in the NIR. A reduction code for cross-dispersed spectroscopy was developed during this work, and its main aspects are discussed. Atomic absorption lines and molecular bands were identified and measured in the observed spectra, and also in optical spectra obtained from the literature. Equivalent widths of these lines were compared to theoretical predictions of the EPS models of Maraston (2005). Spectral synthesis results of four different EPS bases are discussed, as well as simple stellar population fits. We conclude that the studied models are still incipient, although there is a significant coherence among different bases. Predictions concerning optical absorption lines are much more mature, and addition of thermally pulsating asymptotic giant branch stars has a large impact over NIR lines.