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

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

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

Apresentamos mapas bidimensionais (2D) para os fluxos e razões de linhas de emissão, cinemática do gás e das estrelas na região central (≈ 100 − 300 pc de raio em torno do núcleo) das galáxias Seyfert ESO428-G14, NGC7582, NGC4051 e NGC4258 a partir de dados espectroscópicos obtidos com a Unidade de Campo Integral (IFU) do instrumento GNIRS (Gemini Near-Infrared Spectrograph) e com o instrumento NIFS (Near-infrared Integral Field Spectrograph) instaladas nos telescópios Gemini. Obtivemos medidas da cinemática estelar a partir de ajustes das bandas de absorção do CO em λ ≈ 2, 3 μm por templates estelares e mapas para as distribuições e cinemática do gás a partir de ajustes de curvas gaussianas aos perfis das linhas de emissão. A alta resolução espectral dos dados ainda nos permitiu obter a “tomografia” do gás a partir de cortes ao longo dos perfis das linhas, fornecendo um mapeamento “tridimensional”. Os campos de velocidades das estrelas são dominados por rotação no disco da galáxia. Modelamos estes campos através de rotação num potencial de Plummer. O campo de velocidades de NGC4051 é bem representado pelo modelo e apresenta um potencial gravitacional bastante concentrado, atribu´ıdo ao bojo. NGC7582 apresenta algumas distorções no campo de velocidades que não são bem representadas pelo modelo, as quais podem ser atribuídas a uma barra nuclear presente nesta galáxia. Para NGC4258 tivemos que incluir, além do potencial do bojo, uma componente para o potencial gravitacional do buraco negro supermassivo, uma vez que seu raio de influência está resolvido, o que é confirmado pelo aumento do valor da dispersão de velocidades estelar (σ*) dentro de 11 pc do núcleo. Os mapas de σ* em NGC4051 e NGC7582 apresentam regiões de baixos valores imersas num bojo de maiores valores. Estes baixos valores de σ* foram atribuídos a estrelas jovens, formadas a partir de um gás frio recentemente acretado à região nuclear, as quais ainda preservam a cinemática do gás que as formou. Os campos de velocidades do gás apresentam componentes que diferem de rotação pura. Em ESO428-G14 e NGC7582 estas componentes são observadas como outflows do núcleo. Para ESO428-G14 os outflows são devido á interação entre o jato rádio e o meio interestelar (ISM) circundante. Já em NGC7582 os outflows são atribuídos a ventos do disco de acreção. Em NGC4051 observamos inflows em direção ao núcleo ao longo de braços espirais nucleares. Em geral, observamos também que o gás emissor de H2 apresenta cinemática diferente da observada para o gás ionizado – enquanto que o H2 está mais restrito ao plano das galáxias, onde componentes de rotação são importantes, o gás de maior ionização estende-se a altas latitudes galáticas, onde são mais importantes os movimentos de outflows. A partir das distribuições de fluxos e razões de linhas concluímos que a emissão de H2 observada em NGC4051 é principalmente devida a excitação por raios X oriundos do núcleo, enquanto que em ESO428-G14 o mecanismo de excitação dominante é a interação do jato rádio com o ISM. A emissão do [Fe ii] em ESO428-G14 também é produzida por choques devido ao jato rádio. Determinamos massas de H2 quente que variam de 72 a 2700 M e de Hii entre 1,4×105 e 3,9×106M, as quais são comparáveis a valores publicados na literatura. Estimamos também as taxas de outflow e de inflow para NGC7582 e NGC4051, respectivamente. Obtivemos uma taxa de outflow de MHII ≈ 6, 3 × 10−2M ano−1 para o hidrogênio ionizado e de MH2 ≈ 8, 3 × 10−5M ano−1 para o H2 quente. Para NGC4051 obtivemos uma taxa de inflow de ˙MH2 ≈ 8 × 10−5M ano−1 para o H2 quente, a qual é aproximadamente 100 vezes menor do que o valor necessário para produzir a emissão observada. Concluímos que a taxa de inflow total de gás molecular deve ser muito maior, considerando que estamos amostrando apenas uma pequena parcela do gás molecular presente na região nuclear das galáxias ativas – o gás molecular quente. A principal inovação do presente trabalho é a riqueza de detalhes com que foi mapeada a distribuição e cinemática do gás, bem como a cinemática das estrelas na região central de galáxias Seyfert, com resoluções espaciais sem precedentes na literatura. Tal resolução espacial, combinada com a alta resolução espectral, permitiram uma comparação detalhada entre os mapas de emissão em rádio com os mapas de fluxo, razão de fluxos e principalmente da cinemática “tridimensional”. Através deste trabalho foi possível, pela primeira vez em comprimentos de onda infravermelho, mapear um inflow de gás molecular em uma galáxia ativa dentro dos 300 pc. Contribuímos também para o primeiro mapeamento de inflows no ótico nestas mesmas escalas. / We present two-dimensional (2D) maps for emission line fluxes and ratios, gaseous kinematics and stellar kinematics for the central regions of the Seyfert galaxies ESO428-G14, NGC7582, NGC4051 and NGC4258 using spectroscopic data obtained with the Gemini Near-Infrared Spectrograph (GNIRS) Integral Field Unit (IFU) and with the Near-infrared Integral Field Spectrograph (NIFS) at the Gemini telescopes. We have obtained measurements for the stellar kinematics by fitting the CO absorption bandheads around ≈ 2, 3 μm by stellar templates and have obtained maps for the gaseous distribution and kinematics from the fit of gaussian curves to the emission-line profiles. The high spectral resolution of the data allowed us to obtain a gaseous “tomography” by performing cuts in velocity bins along the emission line profiles, which provide a “tri-dimensional” map of the gas emission. The stellar velocity fields are dominated by rotation in the galactic disk. We have modelled these velocities by circular orbits in a Plummer potential. The velocity field of NGC4051 is well reproduced by the model and presents a highly concentrated gravitational potential, atributed to a compact stellar bulge. NGC7582 presents some distortions in its velocity field, which are not reproduced by the model and are atributed to a nuclear bar observed in this galaxy. For NGC4258 we needed to include, besides the bulge potential, the supermassive black hole potential, since its sphere of influence is resolved in our observations, what is confirmed by the increase in the stellar velocity dispersions (σ*) within 11 pc from the nucleus. The σ* maps for NGC4051 and NGC7582 present regions of low values immersed in a background of higher values. These low ∗ values were atributed to young stars, formed from cold gas recently accreted to the nuclear region, which still preserve the kinematics of the gas from which they have formed. The gaseous velocity fields present components that differ from pure rotation. For ESO428-G14 and NGC7582 these components are outflows from the nucleus. The outflows for ESO428-G14 are due to the interaction of the radio jet with the circumnuclear interstellar medium (ISM) and for NGC7582 the outflows are atributed to winds from the accretion disk. For NGC4051 we observe inflows towards the nucleus along nuclear spiral arms. We also observe that in general, the H2 emitting gas presents a distinct kinematics from that of the ionized gas – while the H2 is restricted to the galactic plane, where rotation is important, the higher ionization gas extends to high galactic latitudes, where the outflows are more important. From the flux distributions and line ratios we conclude that the H2 emission in NGC4051 is dominated by X rays heating, while for ESO428-G14 the main excitation mechanism is shocks due to the radio jet. The [Fe ii] emission observed in ESO428- G14 is also dominated by excitation by the radio jet. We have obtained masses for the hot H2 gas varying from 72 to 2700 M⊙ and for the ionized gas (Hii) varying from 1.4×105 to 3.9×106M⊙, which are in agreement with previously published values for active galaxies. We also derive thegas outflow and inflow rates for NGC7582 and NGC4051, respectively. For NGC7582 we obtained an outflow rate of MHII ≈ 6, 3 × 10−2M yr−1 for the ionized hydrogen and of MH2 ≈ 8, 3×10−5M yr−1 for the hot H2. For NGC4051 the hot H2 inflow rate is MH2 ≈ 8 × 10−5M yr−1, which is approximately 100 times smaller than the value necessary to produce the observed emission. We conclude that the total inflow rate of molecular gas must be much higher, as we are sampling only a small part of the molecular gas present in the nuclear region of the active galaxies – the hot emitting gas.

No presente trabalho estudamos aglomerados abertos e/ou grupos estelares não tão densos com o objetivo de identificar prováveis estágios dinâmicos evoluídos de aglomerados abertos. A seleção dos grupos estelares partiu de uma lista de candidatos relativamente concentrados mas pouco povoados que seriam prováveis candidatos ao fenômeno dinâmico buscado (Bica et aI. 2001 [7]). Estes candidatos estão localizados a latitudes Galáticas relativamente altas (Ibl > 15°). Os grupos estelares NGC 1252 e NGC 1901 foram estudados nas bandas B e V através de fotometria CCD. O aglomerado aberto clássico velho M67 (NGC 2682) e o grupo estelar NGC 2664 foram estudados nas bandas J e H com dados do catálogo infravermelho 2MASS. NGC 1252 é uma concentração com aproximadamente 20 estrelas localizada a 20' ao norte das coordenadas originais no New General Catalogue, e a sudoeste da extensa região previamente indicada como sendo o objeto na literatura. O diagrama cor-magnitude de NGC 1252 sugere um turnoff e uma sequência principal, e um total de 12 prováveis membros. Simulamos um diagrama cor-magnitude do campo Galático na direção de cada um dos grupos estelares. Para NGC 1252 a simulação não apresentou semelhanças com o mesmo, e sugere que NGC 1252 não se trate de uma flutuação de campo. O ajuste de isócronas para os prováveis membros é consistente com um avermelhamento E(B-V) = 0.02, uma distância ao Sol d0 = 0.64 ± 0.07 kpc (Z = -0.46 kpc) e uma idade de 3 ± 1 Gano. Os dados disponíveis indicam que não podemos descartar a possibilidade de NGC 1252 ser um grupo físico, e se o for as evidências apontam não para um aglomerado aberto clássico mas sim um aglomerado aberto remanescente. NGC 1901 é freqüentemente descrito como um aglomerado aberto, encontramos uma clara sequência principal e similaridade com as Hyades. Obtivemos um avermelhamento de E(B-V) = 0.04, d0 = 0.45 ± 0.04kpc (Z = -0.23 kpc) e uma idade de 0.6 ± 1Gano. NGC 1901 é conclusivamente um sistema físico, dinamicamente comparável ou mais evoluído que as Hyades. Como análises com o catálogo 2MASS apenas começam a ser feitas, utilizamos M67 como objeto de comparação. Investigamos também se existe alguma relação entre M67 e NGC 2664, pois estão projetados próximos (~ 1°). Para obtenção dos parâmetros fundamentais de M67 partimos de valores presentes na literatura, que constatamos não estarem perfeitamente estabelecidos. Obtivemos para M67 um avermelhamento E(J-H) = 0.0, d0 = 0.72 ± 0.07kpc, e idade de 3.5 ± 0.5Ganos. Para NGC 2664 obtivemos um diagrama cor-magnitude sugerindo uma sequência principal, e a ocorrência pelo menos de 9 prováveis membros. O ajuste de isócronas é compatível com um avermelhamento E(J-H) = 0.0, d0= 0.69 ± 0.1kpc e idade de 1.5 ± 0.5 Gano. Subtrações estatísticas no diagrama cormagnitude de estrelas de campos circundantes dão apoio a NGC 2664 como um sistema físico. Ele parece ser um remanescente de aglomerado aberto do disco velho com aproximadamente metade da idade de M67. Para uma análise conclusiva são necessários astrometria, velocidades radiais e tipos espectrais para todos os prováveis membros.Aglomerados abertos evoluemdinamicamente e modelos de N-corpos têm indicado que um grande número de remanescentes são esperados próximos à dissolução. Só recentemente iniciaram-se esforços sistemáticos para detectá-Ios observacionalmente. O presente estudo, baseado no diagrama cor-magnitude indica que NGC1252 e NGC 2664 são prováveis candidatos ao fenômeno. NGC 1901 parece ser um elo entre um aglomerado aberto clássico e seus remanecentes. / ln the present work we study open clusters andjor loose stelIar groups in view of identifying probable late stages of open cluster dynamical evolution. The selection of stelIar groups was from a list of relatively concentrated and poorly populated probable candidates to open cluster remnants (Bica et aI. 2001 [7]). These candidates are located at relatively high galactic latitudes (lbl > 15°). The stelIar groups NGC 1252 and NGC 1901 are studied in the B and V bands with CCD photometry. The classical old open cluster M67 (NGC 2682) and the stelIar group NGC 2664 are studied in the J and H bands from the 2MASS survey. NGC 1252 consists of a concentration of about 20 stars centered ~ 20' north of the original New General Catalogue coordinates, and at the southwest edge ofthe large region previously assigned to this object in the literature. The colour-magnitude diagram of NGC 1252 suggests a turnoff and main sequence, and a total of 12 probable members.We simulated the Galactic field colour-magnitude diagrams in the directions of both stelIar groups. The field simulation for NGC 1252 is a poor match, suggesting that NGC 1252 is not a field fluctuation. lsochrone fitting to the probable members is consistent with a reddening E(B- V) = 0.02, a distance from the Sun de:)= 0.64 ± 0.07 Kpc (Z = -0.46 kpc) and an age 3 ± 1 Gyr. NGC 1252 connot be ruled out as a physical group with the available data. If so, evidence is found that it is not a classical open cluster, but rather an open cluster remnant. NGC 1901 is often described as an open cluster. We find a clear main sequence and NGC 1901 shares similarities with the Hyades. We derive E(B- V) = 0.04, de:)= 0.45 ± 0.04 kpc (Z= -0.23 kpc) and an age 0.6 ± 1 Gyr. NGC 1901 is conclusively a physical system, dynamicalIy comparable to or more evolved than the Hyades. The 2MASS infrared photometry is very recent, so we explore it by means of M67, which is used as comparison object. We investigate whether M67 and NGC2664 are related owing to the their angular proximity (~1°). To derive fundamental parameters for M67 we tested literature values, which we realized not to be perfectly established. We obtained for M67 E(J-H) = 0.0, de:) = 0.72 ± 0.07 kpc, and an age 3.5 ± Gyr. For NGC 2664 the colour-magnitude diagram suggests a main sequence, and 9 probable members. lsochrone fitting is compatible with E(J-H) = 0.0, de:)=0.69 ± 1, and an age 1.5 ± 0.5 Gyr. Statistical subtractions of surrounding field color-magnitude diagrams further support NGC 2664 as a physical stelIar group. If so, it appears to be an old disc open cluster remnant with about half the age of M67. For a more conclusive analysis astrometry, radial velocities and spectral types for alI probable members are required. Open clusters dynamically evolve and N-body simulations suggested that many remnants are expected close to dissolution. Only recently more systematic efforts have been made to observationalIy detect open cluster remnants. The present study based on the analysis of colour-magnitude diagrams indicates that NGC 1252 and NGC 2664 are probable candidates to the phenomenon. NGC 1901 appears to be a link between classical open clusters and their remnants.

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

Há evidências contundentes de que u ma parcela significativa das galáxias no universo presente hospedam buracos negros supermassivos que acretam gás a baixas taxas. Tal acreção origina os núcleos ativos de baixa luminosidade (LLAGNs), que constituem a população dominante de AGNs nas galáxias próximas. O objetivo deste trabalho é elucidar a natureza da fonte central dos LLAGNs, comparando diversos vínculos observacionais com as previsões de modelos para o processo de acreção. Para este fim, adotamos o modelo de escoamento acretivo favorecido para buracos negros "subalimentados", o ADAF (advectiondominated accretion fiow), que possui baixa eficiência radiativa ao contrário do disco de acreção fino que ocorre nos quasares distantes. Analisamos dois modelos físicos para a produção dos jatos nos ADAFs, nos quais a potência dos jatos depende do spin do buraco negro - o modelo de Blandford-Znajek e o modelo híbrido proposto por Meier - incorporando efeitos de relatividade geral. A nossa análise indica que a potência do jato é uma fração significativa da energia de repouso associada à massa acretada, quando o spin do buraço negro é alto. Aplicamos tais modelos a galáxias elípticas gigantes que hospedam LLAGNs e obtemos que os modelos explicam a natureza da correlação observada entre a taxa de acreção de Bondi e a potência do jato. Nossos resultados indicam que os buracos negros centrais nas galáxias elípticas próximas devem estar rotando rapidamente (a/M > 0.9). Nós modelamos as distribuições espectrais de energia (SEDs) de um conjunto de 17 LINERs (low ionization emission-line region). A partir da nossa modelagem, concluímos que a natureza das fontes centrais dos LINERs pode ser interpretada com sucesso no contexto do modelo ADAF, com a contribuição da emissão de um jato relativístico. Nossos resultados indicam que os LLAGNs produzem jatos intensos, nos quais. a potência cinética é maior que a luminosidade bolométrica. O seguinte cenário físico é favorecido para a origem da emissão nuclear dos LINERs. A emissão rádio (λ>1 mm) origina-se da radiação síncrotron do jato; no intervalo 1 mm - 100 µm, a emissão é dominada pela radiação síncrotron do ADAF; no intervalo 10µm - 1 µm,a radiação provém da emissão térmica do disco fino truncado. Dada a incerteza atual no conhecimento sobre a física dos plasmas nos ADAFs e jatos, diferentes cenários físicos são possíveis para explicar a origem da emissão raios X em LLAGNs: o ADAF, o jato ou uma combinação de ambos. Apresentamos também uma nova implementação do feedback devido aos jatos dos AGNs em simulações da formação de galáxias. Consideramos dois regimes de acreção dependendo da taxa de acreção: disco fino padrão e ADAF; apenas os ADAFs são responsáveis pela produção de jatos intensos. A nossa metodologia para o feedback foi implementada para simular a coevolução entre o buraco negro central e a sua galáxia hospedeira. Obtemos que para z > 1 o AGN é relativamente brilhante (acreção via disco fino) em relação à galáxia e produz jatos fracos. Para z < 1, a falta de gás para alimentar o buraco negro central faz com que o AGN torne-se praticamente "invisível" (acreção via ADAF) e a galáxia torna-se urna galáxia disco hospedando um LLAGN. Neste estágio, a produção de jatos intensos suprime parte da formação estelar na galáxia e regula a acreção de gás ao centro, criando ciclos de atividade do buraco negro central, onde há períodos em que a galáxia é inativa como a Via Láctea. As propriedades da galáxia simulada e da sua atividade nuclear estão em amplo acordo com as propriedades inferidas de observações. / There is compellíng evidence that a significant fraction of the present-day galaxies host supermassive black holes, which are accretíng gas at low rates. The accretion onto these black holes originates the low-Iuminosity active galactic nudei (LLAGNs), which constitute the dominant population of AGNs in nearby galaxies. Our goal in this thesis is to explain the nature of the central engines of LLAGNs, by comparing models for the black hole accretion with different observations. To trus end, we adopt the accretion model favored for "underfed" black holes, the advection-dominated accretion flow (ADAF), which has a low radiative efficíency unlike the standard thin accretion disks that explain distant quasars. We investigate two physical models for the jet production from ADAFs, in which the jet power is a function of the black hole spin - the dassical Blandford-Znajek model and a hybrid model developed by Meier - accoímting for relativistic effects. Our analysis indicates that when the black hole spin is high, the jet power is a significant fraction of the energy associated with the rest mass of material accreting onto the black hole. We apply these models to giant ellíptical galaxies hosting LLAGNs, and obtain that the models can explain the observed correlation between the Bondi accretion rates and the jet powers. Our results indicate that the central black holes in ellíptical galaxies are rapidly spinning (a/M > 0.9). We model the spectral energy distributions (SEDs) of a sample of 17 LINERs (low ionization emission-line regions). Our modeling shows that the observed SEDs are explained by ADAFs assocíated with relativistic jets, and that LLAGNs produce powerful jets for which the kinetic power exceeds the bolometric luminosity. The following physical scenario is favored to explain the nature of the nuclear emission of LINERs. The radio emission (λ>1 mm) is originated in the jet synchrotron radiation; in the wavelenght range 1 mm - 100 µm,the emission is dominated by the ADAF synchrotron radiation; over the range 10 µm- 1 µm,the main source of light is the thermal emission of the truncated thin disk. Given the uncertainties currently affecting our knowledge of the plasma physics of ADAFs and jets, different scenarios are possible to explain the origin of X-rays in LLAGNs: the ADAF, the jet or a combination of both. Finally, we present a new implementation of feedback due to black holes in simulations of galaxy formation. The novelty of our approach is that v/e consider two distinct accretion modes depending on the black hole accretion rate: thin accretion disks and ADAFs, the latter mode being able to produce powerful jets, which are a source of feedback. This prescription for the AGN feedback was incorporated in a cosmological simulation to investigate the interplay between galaxies and their central black holes during the formation of a disc galaxy. We find that for z > 1 the AGN is relatively bright (thin disk regime) compared to the galaxy and produces weak jets. For z < 1 the accretion rate onto the central black hole drops, the AGN is almost invisible (ADAF regime) and the galaxy becomes a disc galaxy hosting a LLAGN. At this point, the AGN feedback becomes efficient and suppresses star forination, regulating the mass accretion onto the black hole. As a result, the LLAGN has an "on-off" cycle of activity, in which the "off" phase corresponds to an inactive galaxy as our Milky Way. Several properties of the simulated galaxy and its nuclear activity are in broad agreement with observations.

No presente trabalho, revisamos o bem estabelecido formalismo de formação de estruturas no universo e a fundamentação teórica do espectro de potência da matéria Revisamos então a literatura atual sobre estimação do espectro de potência, focando nos mêtodos de análise de Fourier que possuem conexão com o formalismo da matriz de Fisher. Com a mesma motivação, desenvolvemos um conjunto de estimadores para levantamentos de galáxias com múltiplas espécies e testamos eficientemente nossas previsões em catálogos artificias simplificados. Esse método é adequado parar tratar levantamentos contendo diferentes espécies de traçadores da estrutura em larga escala, como galáxias, quasares, sistemas de absorção de Lyman-alfa, etc. Encontramos boa concordância entre nossas expectativas e os resultados numéricos, e uma notável superioridade do nosso método quando comparado a outros pré-existentes. / In the present work, we review the well established formalism of structure formation in the universe and the theoretical foundation for the matter power spectrum. We then review the current literature on power spectrum estimation, focusing on Fourier methods that have a close connection to the Fisher matrix formalism. With the same motivation, we develop a set of estimators for surveys with multiple galaxy species and efficiently test our predictions in simple mock catalogs. This method is suitable for treating surveys containing different species of tracers of large-scale structure, such as galaxies, quasars, Lyman-alpha absorption systems, etc. We find good agreement between our expectations and the numerical results, and a remarkable superiority of our method when compared to pre-existing ones.

O objetivo deste trabalho foi determinar a massa do aglomerado de galáxias RXC J1504-0248, localizado em z = 0.215, através da análise de lentes fracas, e comparar os resultados com aqueles obtidos em trabalhos anteriores através da análise de raios-X. Imagens do aglomerado foram obtidos nas bandas r\', g\' e i\' com o detector GMOS do telescópio Gemini Sul. A partir dessas imagens, contruímos um catálogo de objetos no campo usando o software Sextractor (SE) (Bertin e Arnouts, 1996). Este software também foi utilizado para classificá-los como galáxias ou estrelas. Foram identificadas 172 galáxias neste campo, que também foram detectadas no Data Release 7 do Sloan Digital Sky Survey (SDSS). Estas galáxias foram então usadas para obter uma calibração fotométrica das imagens, comparando as magnitudes instrumentais e do SDSS nas mesmas bandas. Após a calibração fotométrica, e através da comparação com imagens do CFHTLS obtidas em cores semelhantes, as galáxias foram classificadas como membros de cluster, foreground ou background, a partir de sua posição nos diagramas cor-cor e cor-magnitude. A reconstrução da massa do aglomerado através da análise de lentes gravitacionais foi realizada em duas etapas. Na primeira, foi utilizado o software IM2SHAPE, desenvolvido por Bridle et al. (1998), que modela os objetos, adicionando até três gaussianas, cada uma definida por seis parâmetros: as coordenadas do centro do objeto, x0 e y0, a elipticidade e, o ângulo de posição , o produto dos semi-eixos maior e menor ab, e a amplitude A. Inicialmente, o programa foi executado apenas para as estrelas do campo, com o objetivo de se obter uma estimativa da distribuição da PSF. A estimativa foi então utilizado como entrada para a análise das galáxias. Na segunda etapa, para estimar a massa do aglomerado foi utilizado o programa LENSENT, desenvolvido por Marshall et al. (2002), cujos parâmetros de entrada são a elipticidade das galáxias de fundo e seus erros. Na técnica de lentes gravitacionais fracas, a dependência radial da deformação das galáxias de fundo permite determinar o perfil de massa do aglomerado. Para estimar a massa, ajustamos um perfil de uma Esfera Isotérmica Singular (SIS, na sigla em inglês), e determinamos o valor da massa dentro de um raio de 3Mpc, 1.3 ± 0.6 x 10¹ Msol. O resultado é consistente com o obtido por Bohringer et al., 2005, 1.7 x 10¹ Msol, através da análise em raios-X. Comparando o mapa de distribuição de luminosidade e da emissão de raios-X concluímos que eles são muito semelhantes à distribuição superficial de massa, resultado que indica equilíbrio. / In this work we studied the galaxy cluster RXC J1504-0248, at z=0.215, from images in the bands r\', g\' and i\' obtained with Gemini South telescope. The photometric calibration was performed by comparison with field objects identified in the Sloan Digital Sky Survey (SDSS). From the analysis of color-color and color-magnitude diagrams, galaxies in the field were then divided into cluster members, background and foreground objects. We determined the PSF using the IM2SHAPE program \\cite{Bridle98}. These results enabled us to obtain the cluster projected mass distribution through a weak lensing analysis performed with the LENSENT program \\cite{Marshall02}. We also shown that the cluster luminosity distribution and the X-ray emission are consistent with the mass map. Using a SIS model, we estimated the mass of the cluster, obtaining 1.3 x 10¹ Msun, consistent with the mass obtained in a previous X-ray analysis, 1.7 x 10¹ Msun, by \\cite{Bohringer05}.

Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico / In this work, we investigated differences between stellar populations of galaxies that are part of a cluster with and without substructures. We used optical spectra obtained from Sloan Digital Sky Servey III DR10 for the galaxies of a sample of 1052 clusters selected from Wen et al. (2012) and Tempel et al. (2012) catalogues. For the Wen et al. (2012) catalog, we excluded interlopers by applying the method Shifting gapper to the coordinates and redshifts of all extended sources inside 5 Mpc of radial distance to the center of each system. In order to detect substructure and to estimate the velocity dispersion of individual structures, we used the LocKE algorithm. The individual systems inside clusters with substructure have been classified between primary and secondary, according to their mass dominance. We used the stellar populations synthesis program starlight from Cid Fernandes et al. (2005) to characterize the stellar populations of the galaxies in each structure, and we compared the average results obtained for different types of structure. Substructures have been found in 44% of our sample. The average masses of individual structures, estimated by virial analysis, is 4.5×1014M⊙. The mean stellar age and the mean metallicity obtained for the galaxies is 8.7 ± 2.0×109 years and Z=0.023 ± 0.009, respectively. The mean stellar age distribution for the clusters without substructure, and the primary and secondary structures, show some significant differences. Investigating the stellar populations according to the galaxy luminosity, we found that, in any type of structure, the mean stellar age grows with luminosity, while the fraction of galaxies with mean stellar age less than 6×109 years, decreases. For clusters without substructures, primary and secondary with less mass than 1014.5M⊙, the mean stellar age and luminosity do not show significant differences; however, in massive structures, the mean stellar age increases in the order secondary-primary-without substructure, while the fraction of galaxies with mean stellar age less than 6×109 years decreases. This result suggests that, although the main parameter that affects the stellar age of a galaxy is its mass, the environment also play a significant role, particularly in massive systems. / Neste trabalho, investigamos diferenças entre populações estelares de galáxias que fazem parte de aglomerados com e sem subestruturas. Para isso, utilizamos espectros óticos obtidos pelo Sloan Digital Sky Survey III DR10 para as galáxias de uma amostra de 1052 aglomerados oriundos dos catálogosWen et al. (2012) e Tempel et al. (2012). Para os aglomerados do catálogoWen et al. (2012), realizamos a exclusão de galáxias intrusas aplicando o método shifting gapper às coordenadas e redshifts de todas as fontes extensas a 5 Mpc de distância radial ao centro de cada sistema. Para detectar subestruturas e estimar a dispersão de velocidades das estruturas individuais, utilizamos o algoritmo LocKE. Os sistemas individuais de aglomerados com subestruturas foram separados entre estrutura primária e secundária, de acordo com sua dominância em massa. Utilizamos o programa de síntese de populações estelares Starlight de Cid Fernandes et al. (2005) para caracterizar as populações estelares das galáxias de cada estrutura, e comparamos os resultados médios obtidos entre os diferentes tipos de estrutura. Foram detectadas subestruturas em 44% de nossa amostra. O valor médio das massas das estruturas individuais, estimadas via análise virial, é de 4.5×1014M⊙. A idade estelar média e a metalicidade média obtidas para as galáxias da amostra são de 8.7 ± 2.0×109 anos e Z=0.023 ± 0.009 respectivamente. As distribuições de idade estelar média entre aglomerados desprovidos de subestrutura, e as estruturas primária e secundária, apresentam diferenças pouco significativas. Investigando as populações estelares em função da luminosidade das galáxias, encontramos que, em qualquer tipo de estrutura, a idade estelar média cresce com a luminosidade, enquanto que a fração de objetos com idade estelar média menor do que 6×109 anos diminui. Para aglomerados sem subestrutura, primários e secundários e com massa inferior a 1014.5 M⊙, a idade estelar média e a luminosidade não apresentam diferenças significativas; porém, em estruturas mais massivas, a idade estelar média aumenta no sentido secundária-primária-sem subestrutura, enquanto que a fração de galáxias com idade estelar média menor do que 6×109 anos diminui. Esse resultado sugere que, embora o principal parâmetro que afeta a idade estelar de uma galáxia seja sua massa, o ambiente também desempenha um papel significativo, em particular em sistemas mais massivos.