[en] Abstract. The study of galaxies and their composition was born in the times of the Greeks, when they began to wonder about the composition of the luminous band of the sky known as the Milky Way. This study has evolved with the passage of the epochs until arriving at the present time, where the galactic and extragalactic astrophysics form great fields of investigation. Among them, the study of the interstellar medium and its components takes on great relevance because this medium is one of the most important parts of a galaxy. In this work, we will focus on the study of one of the most important components of the interstellar medium, dust. The importance of it does not lie in the amount present in the galaxies but in their interaction and effects that it produces in the light that crosses it. The dust absorbs and scatters the light coming from the stars in a galaxy, it mainly absorb the light at wavelengths similar or smaller than their size. Both process produce extinction. In this study, we seek to map extinction in nearby galaxies and study how it varies within them. In addition, we will use the same data to study the Hii regions fluxes of the galaxy at wavelengths of Hα and Hβ. And with this, we will also obtain the star formation rate of different zones in the interior of the galaxy. The data used to meet these objectives have been taken under the projects 20170109 and 20170110 using the William Herschel telescope (4.2 m) on La Palma, with the ACAM camera with an 8 arcmin field of view. Images of the galaxies NGC628 and NGC5194 were taken during the nights of January 9th and 10th, 2017 using four different narrow filters, two of them containing the emission lines studied (Hα and Hβ) and the other two the continuum of the galaxy close to them. Due to a problem with the filters during the observation nights, we have not been able to use the images of the galaxy NGC5194 for our study, hence we will focus mainly on NGC628. The raw data of the galaxy were reduced following the standard procedures in IRAF [2] except for the calibration. The bias was subtracted from all the images using the overscans present in each of them. Then, they were corrected from flat-field using the images taken during the observing nights for each filter and after that, all the images of the same filter were combined to increase the quotient between the signal and the noise of the image. As the images were observed under different seeing conditions, each image was smoothed to match with image with worst seeing in order to compare them with each other. The next step consisted of subtracting the galaxy's continuum to obtain a single image for each emission line. Finally, these images were calibrated in flux using a cross-calibration with data obtained from the bibliography, specifically S´anchez et al. (2010) [25]. After this calibration we obtain the scale factor to have our images in appropriate units. The result of the reduction process were two images, one for each emission line (Hα and Hβ) of the NGC628 galaxy. Starting from the expression of radiative transport, we calculated the extinction coefficient using the usual reddening curve for extragalactic studies extracted from Calzetti et al. (2000) [5]. With this we can calculate the extinction map of the galaxy. In addition, we also obtain the equation to correct the integrated fluxes for extinction for each emission line. Finally we will obtain the rate of massive star formation following Kennicutt et al. (1980) [17], using the flux in the Hα emission line corrected of extinction. Using the obtained relations, we calculated the extinction map for the galaxy NGC628, the obtained map presents a mean extinction of AV = 0.98 ± 0.62, this result is comparable with other values found in the bibliography. Although, because the map does not present much information in many parts of the galaxy (due to the sensitivity of the image for Hβ), we decided to study different Hii regions of the galaxy in order to study in more detail the extinction in different points of the image. For this, we selected 38 Hii regions distributed throughout the galaxy. From these regions we obtain the fluxes in both lines of emission, also the extinction and the star formation rate. The mean extinction in this case is AV = 1.54 ± 0.62, it is still a value comparable to those found in the bibliography, although higher than the obtained in the extinction map. This discrepancy is mainly due to the fact that in the extinction map, we only have information from parts outside the Hii regions where the emission coefficient is lower while in the table we calculate the extinction mainly in regions of the spiral arms where the extinction is usually greater. The fluxes obtained are comparable and in some cases identical to others found in the bibliography. The star formation rate varies between 0.003 and 0.116 [M /yr] being this variation the usual for this galaxy (Gusev et al. 2015 [14]), we also find the existence of a maximum in the star formation rate at a distance from the centre similar to other distances discussed in other articles for the same maximum. The rate of star formation for the galaxy is 0.9 [M odot/yr], a value lower than that found in other articles because we have not considered all the existing regions in the galaxy.

[es] El estudio de las galaxias y sus componentes nace en los tiempos de los griegos, cuando empezaron a preguntarse por la composici´on de la banda luminosa del cielo conocida como la V´ıa L´actea. Este estudio ha ido evolucionando con el paso de las ´epocas hasta llegar a la actualidad, donde la astrof´ısica gal´actica y extragal´actica forman grandes campos de investigaci´on. Dentro de ellos, el estudio del medio interestelar y sus componentes cobra una gran relevancia debido a que este medio es una de las partes m´as importantes de una galaxia. En este trabajo nos centraremos en el estudio de uno de los componentes m´as importantes del medio interestelar, el polvo. La importancia del mismo no radica en la cantidad presente en las galaxias sino en su interacci´on y efectos que produce en la luz que lo atraviesa. El polvo, principalmente, produce extinci´on en la luz provenientes de las estrellas de una galaxia a trav´es de la absorci´on y difusi´on de la misma, siendo mayor la extinci´on en longitudes de onda m´as peque˜nas. Con este estudio, buscamos realizar mapas de extinci´on de galaxias cercanas y estudiar como var´ıa esta dentro de ellas. Adem´as, utilizaremos los mismos datos para estudiar los flujos de las regiones Hii de dicha galaxia en longitudes de onda de Hα y Hβ y con ello, obtendremos tambi´en la tasa de formaci´on estelar de distintas zonas en el interior de la galaxia. Los datos utilizados para cumplir dichos objetivos han sido tomados en los proyectos 20170109 y 20170110, utilizando el telescopio William Herschel (4.2 m) en la Palma, con la c´amara ACAM con un campo de visi´on de 8 arcmin. Se tomaron im´agenes de la galaxia NGC628 y NGC5194 durante las noches del 9 y 10 de enero del 2017 usando cuatro filtros estrechos distintos, dos de ellos conteniendo las l´ıneas de emisi´on estudiadas (Hα y Hβ) y los otros dos el continuo de la galaxia cercano a las mismas. Debido a un problema con los filtros durante las noches de observaci´on, no se han podido utilizar las im´agenes de la galaxia NGC5194 para nuestro estudio, con lo que nos centraremos principalmente en el estudio de NGC628. Las im´agenes de la galaxia fueron reducidas utilizando IRAF [2] siguiendo el procedimiento habitual para este tipo de im´agenes salvo por la calibraci´on de las mismas. El "bias" fue substra´ıdo de todas las im´agenes usando los "overscans" presentes en cada una de ellas, seguidamente, se corrigieron de "flat-field" utilizando para ello las im´agenes tomadas en las noches de observaci´on para cada filtro y tras esto, fueron combinadas todas las im´agenes de un mismo filtro para aumentar el cociente entre la se˜nal y el ruido de la imagen. Al tener distintos "seeings" por ser im´agenes provenientes de distintas noches de observaci´on, cada imagen fue suavizada para igualar el "seeing" de la peor y con ello poder comparar las im´agenes entre s´ı. El siguiente paso consisti´o en la substracci´on del continuo de la galaxia para obtener as´ı una ´unica imagen para cada l´ınea de emisi´on. Finalmente, estas im´agenes fueron calibradas en flujo, pero debido a un problema con los datos para la calibraci´on tomados esas noches, decidimos realizar una calibraci´on cruzada con datos obtenidos de la bibliograf´ıa, en concreto de S´anchez et al. (2010) [25]. Tras esta calibraci´on obtenemos el factor de escala para tener nuestras im´agenes en unidades apropiadas. Con lo que el resultado del proceso de reducci´on son dos im´agenes, una de cada l´ınea de emisi´on (Hα y Hβ) de la galaxia NGC628. Partiendo de la expresi´on del transporte radiativo, calculamos el coeficiente de extinci´on utilizando para ello la curva de enrojecimiento usual para estudios extragal´acticos extra´ıda de Calzetti et al. (2000) [5]. Con esto podemos calcular el mapa de extinci´on de la galaxia. Adem´as, tambi´en obtenemos la expresi´on para corregir de dicha extinci´on los flujos obtenidos de las im´agenes para cada l´ınea de emisi´on. Finalmente obtendremos la expresi´on para la tasa de formaci´on estelar siguiendo a Kennicutt et al. (1980) [17], utilizando para ello el flujo en la l´ınea de emisi´on de Hα corregido de extinci´on. Utilizando las expresiones comentadas, calculamos el mapa de extinci´on para la galaxia NGC628, el mapa obtenido presenta un coeficiente de extinci´on medio de AV = 0.98 ± 0.62, siendo este resultado comparable con otros valores encontrados en la bibliograf´ıa. Aunque, debido a que el mapa no presenta mucha informaci´on en gran parte de la galaxia (causado por los problemas con la imagen para Hβ), decidimos estudiar distintas regiones Hii de la galaxia para poder estudiar m´as en detalle la extinci´on en distintos puntos de la misma. Para ello, seleccionamos 38 regiones Hii repartidas por la galaxia. De estas regiones obtenemos los flujos en ambas l´ıneas de emisi´on, tambi´en la extinci´on y la tasa de formaci´on estelar presentes en ellas. La media de extinci´on en este caso es de AV = 1.54 ± 0.62, sigue siendo un valor comparable a los encontrados en la bibliograf´ıa aunque mayor que el obtenido en el mapa de extinci´on. Esta discrepancia esta debida principalmente a que en el mapa de extinci´on, solo tenemos informaci´on de las partes exteriores a las regiones Hii donde el coeficiente de emisi´on es menor mientras que en la tabla calculamos la extinci´on principalmente en regiones de los brazos espirales donde la extinci´on suele ser mayor. Los flujos obtenidos son comparables y en algunos casos id´enticos a otros encontrados en la bibliograf´ıa. La tasa de formaci´on estelar var´ıa entre 0.003 y 0.116 [M /yr] siendo esta variaci´on lo usual para esta galaxia (Gusev et al. 2015 [14]), adem´as encontramos la existencia de un m´aximo en la tasa de formaci´on a una distancia del centro similar a otras distancias comentadas en otros art´ıculos para el mismo m´aximo. La tasa de formaci´on estelar para la galaxia es de 0.9 [M /yr], un valor menor al encontrado en otros art´ıculos debido a que no hemos considerado todas las regiones existentes en la galaxia. Concluimos este trabaja comentando la posibilidad de obtener este tipo de mapas de extinci´on utilizando metodos de imagen, donde el detalle de los mismos est´a limitado a la dificultad para obtener im´agenes en Hβ usando la fotometr´ıa tradicional, y d´andonos cuenta de que resulta m´as sencillo estudiar regiones Hii por separado que estudiar flujos p´ıxel por p´ıxel en las im´agenes.