A panchromatic spatially resolved study of the inner 500pc of NGC1052

Com o objetivo de entender as limitações de modelos de população estelar no infravermelho próximo (NIR), realizamos na presente tese um teste extensivo de bibliotecas de modelos de populações estelares simples no NIR em comparação com o óptico. Tal estudo foi feito ajustando o espectro inteiro com o programa starlight e através da comparação de índices espectrais. Os principais resultados obtidos foram (i) bibliotecas de modelos NIR com baixa resolução espectral produzem resultados que dependem da escolha da biblioteca estelar e não produzem resultados consistentes entre si (ii) de maneira geral, bibliotecas no NIR com baixa resolucão espectral tendem a superestimar a extinção por poeira e a quantidade de população estelar jovem e (iii) para bibliotecas com alta resolução espectral, este cenário é consideravelmente melhor, com as duas bibliotecas testadas produzindo resultados mais compátíveis com os resultados encontrados no óptico. Com a metodologia consolidada, utilizamos cubos de dados no óptico e no NIR, ambos obtidos com o telescópio Gemini, para mapearmos a população estelar da galáxia elíptica NGC1052. A partir dos dados ópticos, a galáxia NGC1052 apresenta população estelar velha em todos os pontos do cubo de dados. No entanto, a partir de dados no NIR, os mesmos pontos apresentam uma contribuição de população estelar de idade intermediária. Afim de detectar populações sensíveis aos dois intervalos de comprimento de onda, combinamos os dois conjuntos de dados em um único cubo de dados, analisando assim simultaneamente o óptico e o NIR. Os resultados obtidos nesta análise pancromática mostram que a população estelar que domina a luz desta galáxia é predominantemente velha. Argumentamos que a divergência entre os resultados ópticos e NIR pode ser explicada pela baixa razão sinal-ruído da banda J e a ausência de dados na banda H, a qual contém grande parte das absorções estelares no NIR. Também mapeamos as propriedades do gás desta galáxia, encontrando 5 componentes cinemáticas nas linhas de emissão: (1 e 2) Duas componentes espacialmente não resolvidas, sendo uma componente larga em Hα, com um FWHM~de 3200kms-¹ e uma componente intermediária-larga no dubleto [Oiii] λλ4959,5007; (3) uma componente estendida de largura intermediária com 280