In this thesis work we will explore and discuss the properties of the gamma-ray sources included in the first Fermi-LAT catalog of sources above 10 GeV (1FHL), by considering both blazars and the non negligible fraction of still unassociated gamma-ray sources (UGS, 13%). We perform a statistical analysis of a complete sample of hard gamma-ray sources, included in the 1FHL catalog, mostly composed of HSP blazars, and we present new VLBI observations of the faintest members of the sample. The new VLBI data, complemented by an extensive search of the archives for brighter sources, are essential to gather a sample as large as possible for the assessment of the significance of the correlation between radio and very high energy (E>100 GeV) emission bands. After the characterization of the statistical properties of HSP blazars and UGS, we use a complementary approach, by focusing on an intensive multi-frequency observing VLBI and gamma-ray campaign carried out for one of the most remarkable and closest HSP blazar Markarian 421.

We have used high-resolution spectra, acquired with UVES@ESO-VLT, to determine the chemical abundances of different samples of AGB and RGB stars in 4 Galactic globular clusters, namely 47Tuc, NGC3201, M22 and M62. For almost all the analyzed AGB stars we found a clear discrepancy between the iron abundance measured from neutral lines and that obtained from single ionized lines, while this discrepancy is not obtained for the RGB samples observed in the same clusters and analyzed with the same procedure. Such a behavior exactly corresponds to what expected in the case of Non-Local Thermodynamical Equilibrium (NLTE) in the star atmosphere. These results have a huge impact on the proper determination of GC chemistry. In fact, one of the most intriguing consequences is that, at odds with previous claims, no iron spread is found in NGC3201 and M22 if the iron abundance is obtained from ionized lines only.

The way mass is distributed in galaxies plays a major role in shaping their evolution across cosmic time. The galaxy's total mass is usually determined by tracing the motion of stars in its potential, which can be probed observationally by measuring stellar spectra at different distances from the galactic centre, whose kinematics is used to constrain dynamical models. A class of such models, commonly used to accurately determine the distribution of luminous and dark matter in galaxies, is that of equilibrium models. In this Thesis, a novel approach to the design of equilibrium dynamical models, in which the distribution function is an analytic function of the action integrals, is presented. Axisymmetric and rotating models are used to explain observations of a sample of nearby early-type galaxies in the Calar Alto Legacy Integral Field Area survey. Photometric and spectroscopic data for round and flattened galaxies are well fitted by the models, which are then used to get the galaxies' total mass distribution and orbital anisotropy. The time evolution of massive early-type galaxies is also investigated with numerical models. Their structural properties (mass, size, velocity dispersion) are observed to evolve, on average, with redshift. In particular, they appear to be significantly more compact at higher redshift, at fixed stellar mass, so it is interesting to investigate what drives such evolution. This Thesis focuses on the role played by dark-matter haloes: their mass-size and mass-velocity dispersion correlations evolve similarly to the analogous correlations of ellipticals; at fixed halo mass, the haloes are more compact at higher redshift, similarly to massive galaxies; a simple model, in which all the galaxy's size and velocity-dispersion evolution is due to the cosmological evolution of the underlying halo population, reproduces the observed size and velocity-dispersion of massive compact early-type galaxies up to redshift of about 2.

The kinematics is a fundamental tool to infer the dynamical structure of galaxies and to understand their formation and evolution. Spectroscopic observations of gas emission lines are often used to derive rotation curves and velocity dispersions. It is however difficult to disentangle these two quantities in low spatial-resolution data because of beam smearing. In this thesis, we present 3D-Barolo, a new software to derive the gas kinematics of disk galaxies from emission-line data-cubes. The code builds tilted-ring models in the 3D observational space and compares them with the actual data-cubes. 3D-Barolo works with data at a wide range of spatial resolutions without being affected by instrumental biases. We use 3D-Barolo to derive rotation curves and velocity dispersions of several galaxies in both the local and the high-redshift Universe. We run our code on HI observations of nearby galaxies and we compare our results with 2D traditional approaches. We show that a 3D approach to the derivation of the gas kinematics has to be preferred to a 2D approach whenever a galaxy is resolved with less than about 20 elements across the disk. We moreover analyze a sample of galaxies at z~1, observed in the H-alpha line with the KMOS/VLT spectrograph. Our 3D modeling reveals that the kinematics of these high-z systems is comparable to that of local disk galaxies, with steeply-rising rotation curves followed by a flat part and H-alpha velocity dispersions of 15-40 km/s over the whole disks. This evidence suggests that disk galaxies were already fully settled about 7-8 billion years ago. In summary, 3D-Barolo is a powerful and robust tool to separate physical and instrumental effects and to derive a reliable kinematics. The analysis of large samples of galaxies at different redshifts with 3D-Barolo will provide new insights on how galaxies assemble and evolve throughout cosmic time.

The study of supermassive black hole (SMBH) accretion during their phase of activity (hence becoming active galactic nuclei, AGN), and its relation to the host-galaxy growth, requires large datasets of AGN, including a significant fraction of obscured sources. X-ray data are strategic in AGN selection, because at X-ray energies the contamination from non-active galaxies is far less significant than in optical/infrared surveys, and the selection of obscured AGN, including also a fraction of heavily obscured AGN, is much more effective. In this thesis, I present the results of the Chandra COSMOS Legacy survey, a 4.6 Ms X-ray survey covering the equatorial COSMOS area. The COSMOS Legacy depth (flux limit f=2x10^(-16) erg/s/cm^(-2) in the 0.5-2 keV band) is significantly better than that of other X-ray surveys on similar area, and represents the path for surveys with future facilities, like Athena and X-ray Surveyor. The final Chandra COSMOS Legacy catalog contains 4016 point-like sources, 97% of which with redshift. 65% of the sources are optically obscured and potentially caught in the phase of main BH growth. We used the sample of 174 Chandra COSMOS Legacy at z>3 to place constraints on the BH formation scenario. We found a significant disagreement between our space density and the predictions of a physical model of AGN activation through major-merger. This suggests that in our luminosity range the BH triggering through secular accretion is likely preferred to a major-merger triggering scenario. Thanks to its large statistics, the Chandra COSMOS Legacy dataset, combined with the other multiwavelength COSMOS catalogs, will be used to answer questions related to a large number of astrophysical topics, with particular focus on the SMBH accretion in different luminosity and redshift regimes.

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-Graduação em Física. / Made available in DSpace on 2012-10-22T17:59:39Z (GMT). No. of bitstreams: 1 231351.pdf: 1388661 bytes, checksum: e4a871f6810343edfc340f13b60454f7 (MD5) / Este trabalho apresenta um ferramental construído para ajustar espectros teóricos de discos de acréscimo. O programa de cálculo dos espectros, xcal, é apresentado no capítulo 4. Assumindo equilíbrio termodinâmico local ele calcula o espectro emergente de um anel de gás em movimento circular em torno de um objeto central, ignorando a dependência vertical dos parâmetros físicos que descrevem a atmosfera. Todo o ferramental desenvolvido é aplicado em um objeto de estudo, V2051 Ophiuchi, que é apresentado no capítulo 3. Neste capítulo também são apresentados os dados, espectros espacialmente resolvidos obtidos por Saito & Baptista 2006. No capítulo 5 é apresentada a análise dos dados. Esta é a parte mais extensa do trabalho, e também a principal. Está dividida em duas seções bem distintas. Na primeira (5.2), são apresentados os ajustes feitos usando o Algoritmo Simplex. Foi construída uma grade discreta de espectros, 98280 ao todo, que cobre uma ampla faixa de parâmetros físicos. A grade de cinco dimensões representa todas as combinações possíveis entre os cinco parâmetros que representam um espectro: temperatura, densidade de coluna, espessura do disco, ângulo de visada e velocidade de turbulência. A segunda parte do capítulo 5, a seção 5.4, apresenta os resultados dos ajustes dos mesmos dados da seção anterior, mas agora usando Algoritmos Genéticos. Mais do que uma mudança de algoritmo de optimização, esta seção representa uma guinada prática nos ajustes. Deixa-se a grade de espectros de lado, e passa-se a usar um espaço contínuo. Os espectros são calculados em tempo de execução, à medida que o algoritmo de optimização avança sobre o espaço de parâmetros. Em ambas as abordagens, os resultados indicam uma dependência radial da temperatura mais plana do que a prevista para um modelo de disco em estado estacionário T R-3/4. Além disso, em contradição com o previsto teoricamente, as temperaturas ajustadas são sistematicamente mais altas do que a temperatura crítica, acima da qual o disco deveria estar em erupção. O que não pode ser explicado pelo modelo padrão de instabilidade no disco, uma vez que V2051 Oph estava num estado de baixo brilho na época das observações. Os ajustes também indicam que a parte da frente do disco é mais quente do que a do fundo e que, além disso, é observada sob um ângulo sólido menor. Aliado a outras evidências observacionais, como a presença de linhas de fotoionização no ultravioleta, estes ajustes nos levam a propor um cenário em que estamos observando uma cromosfera quente sobre um disco mais frio. O fato de não podermos modelar a intensidade das linhas da série de Balmer é vista, neste cenário, como uma evidência contra a hipótese de equilíbrio termodinâmico local. Por fim, na seção 6 são resumidos e discutidos mais a fundo os principais resultados, e apresentadas as perspectivas para o doutorado.

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-Graduação em Física. / Made available in DSpace on 2012-10-23T00:54:49Z (GMT). No. of bitstreams: 1 249118.pdf: 367460 bytes, checksum: 50f2a2b41afe4b36681000d9594af5dc (MD5) / Neste trabalho apresentamos os resultados do desenvolvimento de um código de síntese de curvas de luz para estrelas secundárias em Variáveis Cataclísmicas. Utilizando a modulação elipsoidal característica das secundárias destes sistemas desenvolvemos um código capaz de recuperar os parâmetros orbitais do sistema. Por fim apresentamos a aplicação deste código a curvas de luz nas bandas $J$, $H$ e $K$ da nova anã eclipsante IP Peg. Realizamos simulações de Monte Carlo em curvas artificiais, obtidas com o programa de síntese, a fim de testar a capacidade do programa de reconstrução em obter os parâmetros de um dado sistema. As simulações mostram que podemos recuperar a inclinação $i$ e a razão de massa $q$ com boa precisão, bem como obter boas estimativas para a contribuição da secundária em relação ao fluxo total. As curvas de IP Peg, obtidas enquanto o sistema estava em quiescência, são dominadas pela modulação elipsoidal da estrela secundária, emissão do disco de acréscimo e emissão anisotrópica da mancha brilhante ({\it ``bright spot''}). Dois eclipses podem ser vistos nas curvas de luz. O eclipse secundário, coberto apenas pelas curvas em $J$ e $H$, possui $\sim 2\%$ e $\sim 3\%$ de fluxo desaparecendo em minima luz, respectivamente. Ajustando a modulação elipsoidal da secundária (incluindo possíveis efeitos de iluminação) obtemos $q = 0.42$ e $i = 84^{o}$, consistente nas tres bandas, dentro das incertezas. Efeitos de iluminação são desprezíveis. A secundária é responsável por $83\%$, $84\%$ e $88\%$ do fluxo total em $J$ $H$ e $K$, respectivamente. Ajustamos um espectro de corpo negro aos fluxos em $JHK$ da secundária e encontramos uma distância $d = 115\pm30 pc$ até o sistema. Subtraimos a contribuição da secundária e aplicamos técnicas de mapeamento por eclipse 3-D às curvas resultantes para mapear o brilho superficial de um disco com um angulo de abertura $\alpha$ e uma borda circular na posição radial da mancha brilhante ($R = 0.58R_{L1}$). A distribuição radial de temperatura é plana para $R < 0.1R_{L1}$, com temperaturas de $\sim 5000K$ no centro, caindo para $\sim 2000K$ nas partes externas do disco. Modelamos o eclipse secundário e descobrimos que o disco deve ser oticamente expesso para $R < 0.23R_{L1}.

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-Graduação em Física. / Made available in DSpace on 2012-10-23T20:35:07Z (GMT). No. of bitstreams: 1 260681.pdf: 7502436 bytes, checksum: bb103ff35c9dec234602fbe99957b6f1 (MD5) / Nesta tese de doutorado, apresenta-se um amplo estudo dos eclipses da nova-anã HT Cassiopeiae em quiescência e erupção, com dados obtidos por fotometria de banda larga no ótico. Inicialmente reporta-se a identificação de variações cíclicas de período orbital no objeto. Foram medidos novos instantes de meio-eclipse da anã-branca que foram combinados com os existentes na literatura para construção de um diagrama observado-menos-calculado que compreende 29 anos de observações. Os dados exibem uma modulação com período de 36 anos e amplitude ~40 s. Esses resultados foram combinados com aqueles da literatura com objetivo de revisar o tema de variações cíclicas de período orbital em variáveis cataclísmicas e sua interpretação em termos de um ciclo magnético do tipo solar na estrela secundária. Um diagrama da variação fracional de período orbital ?P/P versus a velocidade angular da estrela ativa (?) para variáveis cataclísmicas, RS CVn, W UMa, e Algols, revela que binárias compactas com período orbital acima do period gap satisfazem uma relação ?P/P ?-0.7±0.1. Variáveis cataclísmicas abaixo do period gap estão mais de 3-? distantes dessa relação, com variação fracional de período orbital média ~6 vezes menor que aqueles sistemas acima do period gap. A seguir, foi analisada a curva histórica de HT Cas construída a partir de observações de astrônomos amadores. O tempo médio de recorrência das erupções TC do objeto é de 800 dias. Porém, o diagrama O-C dos instantes de máximo brilho revela que tempo de recorrência sofre variações bruscas. Foi aplicada uma concepção tridimensional do método de mapeamento por eclipse aos dados do objeto coletados por 3 noites durante uma erupção em novembro de 1995. A implementação desse método permitiu, além de obter as distribuições superficiais de intensidade de brilho do disco e da borda, estimar também os ângulos ? de semi-abertura do disco de acréscimo ao longo da erupção, que variam entre 3° e 5°. Os mapas de eclipse revelam que ao longo da primeira e da terceira noite de observações surge uma componente assimétrica no lado do disco onde está o gas stream. Na segunda noite, os progressivos adiantamentos do instante de mínimo do eclipse revelam uma assimetria que se torna cada vez mais evidente no lado oposto ao gas stream no disco. As distribuições radiais de intensidade obtidas sugerem a presença de uma onda de aquecimento que se propaga para fora do disco durante a subida e uma onda de resfriamento que se move no sentido da primária durante o declínio. Estima-se uma velocidade da onda de aquecimento de vheat = +1.4 km/s e o valor da velocidade da onda de resfriamento calculado foi de vcool = -0.4 km/s. Não existe evidência de desaceleração da frente de onda de resfriamento como previsto pelo modelo de instabilidade no disco. A distribuição radial de temperatura de brilho do disco de acréscimo do objeto evolui de um perfil plano nas regiões centrais na subida ao máximo, para uma distribuição que segue a lei T(r) r-3/4 no declínio. Os resultados sugerem que as erupções de HT Cas são causadas por pulsos de transferência aumentada de matéria proveniente da estrela secundária.

Anãs brancas são o final evolutivo de quase 98% de todas as estrelas. O objetivo desta tese foi determinar a estrutura interna das estrelas ZZ Cetis, anãs brancas pulsantes com atmosfera de hidrogênio. Nossa primeira tarefa foi a descoberta, junto com nossos colaboradores, de 43 novas variáveis, 1/3 de todas as ZZ Cetis conhecidas. Na seqüência, nós demonstramos observacionalmente que a faixa de instabilidade é muito provavelmente um estágio evolucionário da vida das estrelas, ou seja, todas as anãs brancas com atmosfera de H na faixa de temperatura 12300 ~ Tef ~ 10850K são pulsantes. Para tanto, nós obtivemos espectros com razão sinal-ruído maior que 70 com o telescópio Gemini para 12 estrelas com Tef '" 12000 K, concluindo que as temperaturas obtidas com os espectros do SDSS estão sub-estimadas por 300:1::220K e que as massas estão super-estimadas por O,10 :I::0,03 M0. Nós também obtivemos séries temporais de fotometria com razão sinal-ruído maior que 500, atingindo limites de detecção de variabilidade de 2 mma, o que permitiu are-classificação de 4 estrelas previamente classificadas como não variáveis em ZZ Cetis. Ainda existem 3 estrelas para as quais não foi detectado variabilidade em 2mma, que estão contaminando a faixa de instabilidade. A fim de fazer o primeiro grande estudo sismológico das ZZ Cetis, eu calculei uma grade fina de modelos adiabáticos variando Tef, M, MH e MHe para determinar quais os períodos normais em cada um destes modelos. Por fim, eu comparei os modos observados aos modelos, determinando a estrutura interna de 72 ZZ Cetis. Antes deste trabalho,só existiam 12 ZZ Cetis que haviam sido estudadas sismologicamente. A minha maior contribuição foi a inclusão de pesos relativos proporcionais às amplitudes observadas dos modos. Embora eu usasse as determinações espectroscópicas como guia, eu jamais restringi a procura das soluções nesta região, buscando em toda a grade, para evitar mínimos locais. Nós encontramos que a massa de hidrogênio média é 1O-6,3:J:l,6M* e a de hélio é 10-2,5:1:0,6M*, e não encontramos forte evidência de acresção ou perda de massa enquanto as estrelas evoluem pela faixa de instabilidade. O valor médio para a espessura da massa da camada de H é diferente do valor canônico de 10-4 M*, derivado por cálculos evolucionários. Este resultado indica que algumas anãs brancas com massa próxima ao valor mais provável se formaram com massa de H cem vezes menor que o valor predito pela teoria, ou seja, é provável que a perda de massa durante sua evolução tenha sido mais eficiente do que assumem os modelos. Minha tese demonstrou que é possível fazer sismologia, desde que tenhamos alguns modos e/ou temperatura e massa confiáveis, totalizando um mínimo de 5 parâmetros. A nossa conclusão é que a sismologia é uma poderosa ferramenta para o estudo da estrutura estelar das anãs brancas, mesmo quando poucos modos estão excitados. / White dwarfs are the evolutionary end point of almost 98% of all stars. The goal of this thesis is to determine the internal structure of the ZZ Ceti stars, pulsating white dwarfs with hydrogen atmosphere. Our first task was the discovery,together with our collaborators, of 43 new variables, 1/3 of all known ZZ Cetis. In the sequence we demonstrated observationally that the instability strip is probably an evolutionary stage of stellar life, which means, all white dwarfs with H atmospheres in the temperature range of 12300 ~ Teff ~ 10850K pulsate. We obtained spectra with signal-to-noise ratio higher than 70 with the Gemini telescope for 12 stars with Teff '" 12000 K, concluding that temperatures obtained with SDSS spectra are underestimated by 300:i220 K, and that the masses are over estimated by O,10:i 0,03 M0. We also obtained time series photometry with signal-to-noise ratio higher than 500, reaching detection limits of variability of 2mma, that allowed the re-classification of 4 stars as ZZ Cetis previously classified as non variables. There are still 3 stars for which it was not possible to detect variability at 2mma, that are contaminating the instability strip. In order to do the first large seismologicalstudy of ZZ Cetis, I calculated a fine grid of adiabatic models varying Teff, M, MH e MHe to determine which are the normal periods in each model. Finally, I compared the observed modes to the models, determining the internal structure of 72 ZZ Cetis. Prior to this work there were only 12 ZZ Cetis that had been studied seismologically. My main contribution was the inclusion of relative weightsproportional to the observed amplitudes in the fits. Even though I used the spectrocopic determinations as a guide, I never restrict the search for the solutions within this region, searching in the whole grid, to avoid local minima. We found that the average hydrogen mass is 1O-6.3:H.6M. and that the helium is 10-2,5:1:0,6M., and we have found strong evidence neither for accretion nor mass loss while the stars evolve through the instability strip. The average value for the H mass layer thickness is different than the canonic 10-4 M., derived by evolutionary calculations. This result indicates that some white dwarfs formed with H mass about hundred times smaller than the theoretical value, Le., it is likely that mass loss during their evolution has been more efficient than what is assumed by models. My thesis demonstrated that it is possible to do seismology, provided that there are some modes and/or the temperature and mass are reliable, with a total of 5 parameters. Our conclusion is that seismology is a powerful tool to study of internal stellar structure, even thought only a few modes are excited.

Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2009. / Made available in DSpace on 2012-10-24T08:51:23Z (GMT). No. of bitstreams: 1 271166.pdf: 26322236 bytes, checksum: 368eebb6f2ff011c650a2b4405fce7ee (MD5) / A síntese espectral decompõe misturas de contribuições estelares em galáxias. Nosso grupo, SEAGal (Semi Empirical Analysis of Galaxies), derivou a história de formação estelar de todas as galáxias da Sloan Digital Sky Survey (SDSS) com o código STARLIGHT, obtendo vários resultados de interesse astrofísico. Os resultados se apoiam fortemente em modelos de síntese evolutiva com alta resolução espectral. Para testar esta dependência com os modelos, rodamos o STARLIGHT em amostras de star-forming e galáxias passivas da SDSS usando diferentes conjuntos de modelos, explorando-os usando Padova 1994 e caminhos evolutivos modificados de Padova com diferentes receitas para a fase do ramo assintótico das gigantes, como também diferentes bibliotecas estelares (STELIB versus MILES + Granada). Comparamos propriedades derivadas como idade média, metalicidade média, extinção, histórias de formação estelar e evolução química. Distintos caminhos evolutivos usados levam aos mesmos resultados, pelo menos ao utilizarmos o espectro na região do óptico. Bibliotecas estelares, por outro lado, possuem um impacto maior. Novos modelos produzem melhores ajustes quantificados e eliminam algumas patologias (como combinações suspeitas de elementos da base, resíduos espectrais sistemáticos em algumas janelas, e, por vezes, extinções negativas) dos ajustes derivados com modelos baseados no STELIB. Além de diferenças em modelos de populações estelares, temos outras fontes de erros. A SDSS possui diferentes liberações de dados calibradas distintamente, tendo como resultado variações nos produtos da síntese. Investigaremos as modificações dos espectros, bem como as idades e metalicidades médias e as histórias de formação estelar da síntese para o Data Release 7 (DR7) em comparação com o Data Release 5(DR5). Por último, testaremos a aproximação das histórias de formação estelar por bursts instantâneos pelo nosso método. Usaremos modelos de populações estelares compostas e contínuas (CSP) com uma única metalicidade e taxa de formação estelar y(t0) = t..1e..t0=t , onde observaremos galáxias que começaram a formar estrelas a 1, 5 e 13 Ga atrás e escalas de tempo para formação estelar y, escolhidas para ser 1, 5, 10 e 99 Ga. Quando t for pequeno em comparação à idade da galáxia, temos um burst elo 10 vezes, com distintas relações sinal/ruído iguais a 10, 15 e 30 em 4020 Å. Estes foram inseridos em nosso código para verificar como bursts instantâneos lidam com modelos contínuos de populações estelares compostas de galáxias. Nossos modelos de CSP podem ser facilmente integrados analiticamente e/ou numericamente. Então, derivamos teoreticamente a fração de massa estelar cumulativa h(t), a fim destas serem facilmente comparáveis com medidas diretas da síntese com o STARLIGHT. A função h(t) pode ser muito bem reproduzida para galáxias com 1 e 13 Ga, porém galáxias com idades intermediárias (5 Ga) sofrem desvios mais altos em comparação com as curvas reais. Comparamos os valores da idade média e metalicidade média teóricas pesadas pela luz e massa com os valores da síntese. Após estes testes, realizamos uma aplicação com o DR7, revisando o trabalho de Stasi´nska et al. (2008), onde algumas galáxias classificadas como AGNs, de acordo com o diagrama clássico de diagnóstico ([O III]l5007/Hb, [N II]l6584/Ha), são na realidade ionizadas por populações estelares velhas, que imitam a presença de uma fonte de ionização não estelar, atribuída, em geral, para estes sistemas. Nosso argumento é baseado na relação entre luminosidade em Ha observada e luminosidade esperada para populações estelares velhas. As galáxias que satisfazem estas propriedades são consideradas galáxias aposentadas. Estes resultados mostram que muitos dos trabalhos referentes à atividades nucleares em galáxias têm que ser revisados. / Spectral synthesis decompose mixtures of stellar contributions in galaxies. Our group, the SEAGal (Semi Empirical Analysis of Galaxies), has derived the star formation history of all galaxies in the SDSS with the STARLIGHT code, obtaining various results of astrophysical interest. The results rely heavily on high spectral resolution evolutionary synthesis models. To test this model dependence we run STARLIGHT on samples of star-forming and passive galaxies from the SDSS using different sets of models. We explore models using "Padova 1994"and modified "Padova"evolutionary tracks with a different receipt for the asymptotic giant branch phase, as well as different stellar libraries (STELIB versus MILES + Granada). We then compare derived properties such as mean age, mean metallicity, extinction, star-formation and chemical histories. Despite a broad brush agreement, systematic differences emerge from this comparison. The different evolutionary tracks used lead to essentially the same results, at least insofar as optical spectra are concerned. Different stellar libraries, on the other hand, have a much bigger impact. The newer models produce quantifiably better fits and eliminate some pathologies (like suspicious combinations of base elements, systematical spectral residuals in some windows, and, sometimes, negative extinction) of fits derived with STELIB-based models. Besides differences in simple stellar population models, we have other sources of errors. The SDSS has several different data realeases that have been calibrated distinctly, therefore the products can suffer variatons. We investigate the modifications of the spectra, mean stellar age and mean stellar metallicity and star formation histories for Data Release 7 (DR7) with respect to Data Release 5(DR5). Last but not least, we test the approximation of the star formation histories by single bursts done by our method. We have decided to use continuous composite stellar models (CSP) with a single metallicity with the star formation rate y(t) = t..1e..t=t , where t stands for the time that we are observing the model (1, 5 and 13 Gyr) and t is the time scale for the star formation rate y, chosen to be 1, 5, 10 and 99 Gyr. When the attenuation with respect to the time t that we are observing is very low, this mimics a single burst, and when we choose it to be very large (99 Gyr), this is roughly a constant star formation rate. We have perturbed each composite model spectrum 10 times with three distinct signal/noise ratios equal to 10, 15 and 30. These models were inserted into our code to verify how a picture of single bursts deal with continuous composite models of galaxies. Our CSP models can be easily integrated in an analytical form. So, we have derived theoretically the cumulative mass stellar fraction h(t), in order to be easily compared with the direct measurements from the STARLIGHT synthesis. The h(t) function may be reproduced very well for a given metallicity, if we have young and old CSP galaxies, but the intermediate models suffer higher deviations from the real curve. We also compare the input values of the mean stellar age and metallicity weighted by light and mass with the output derived by the synthesis. After these tests, we do some applications with the DR7, revising the work of Stasi ´nska et al. (2008), where some of the galaxies classified as AGN, accordingly to the classical diagnostic diagram ([O III]l5007/Hb, [N II]l6584/Ha), are in fact ionized by old stellar populations, which mimics the presence of a non-stellar ionization source, usually attributed to these systems. Our argument is based on the relation between observed and expected Ha luminosities, where we take the Ha luminosities from old populations only. The galaxies that match these properties are considered retired galaxies with the main source of ionization coming from old stellar populations. These achievements show that some of the work concerning nuclear activity in galaxies have to be revised.