O presente trabalho apresenta uma análise morfológica de imagens de 8 galáxias Seyfert nas linhas de emissão infravermelhas [Fe ii] 1.257 μm, [Fe ii] 1.644 μm e/ou H2 2.122 μm, bem como de imagens no contínuo nas bandas J, H e K, estas últimas para o estudo da população estelar e avermelhamento por poeira. O estudo morfológico nas linhas visa determinar o mecanismo que as origina. Estudos espectroscópicos anteriores e modelos teóricos sugerem que o [Fe ii] está associado com jatos de matéria observados em ondas de rádio (ou simplesmente jatos rádio), regiões de formação estelar e cones de ionização. Encontramos para cinco galáxias da amostra, morfologias aproximadamente cônicas associadas a regiões de gás ionizado onde se encontram, também, cones ou bicones em [O iii] e/ou H e/ou rádio em 6 cm. Estes resultados estão em excelente acordo com as previsões do Modelo Uni cado, tanto no que se refere aos mecanismos de colimação como no que se refere aos processos envolvidos na formação do cone de ionização. Uma das proposições do Modelo Uni cado para explicar a colimação da radiação nuclear e o obscurecimento da fonte de radiação é a de um toro molecular, rico em poeira que circunda o AGN (Active Galactic Nucleus). Se tal toro existir o Modelo prevê que ele deve emitir H2, portanto um importante teste seria procurar por emissão de H2 não resolvida ou estendida perpendicularmente ao cone ou jato rádio. Encontramos emissão H2 não resolvida em um caroço, que poderia indicar emissão por um toro não resolvido. Nos demais casos em que a emissão é estendida não se pode concluir que seja devida ao toro por que apresenta orientação diferente da esperada, sendo que em um caso ela delineia uma bolha soprada por super-ventos de um starburst nuclear. Construímos diagramas J−H versus H−K e J−K como função da distância ao núcleo para estudar a população estelar quanto às contribuições de população de bojo, populações jovens e quanto ao conteúdo de poeira da região nuclear. Encontramos evidências conclusivas de contribui- ção de radiação de corpo negro devido à poeira em 2 casos, em que as cores nucleares indicam a contribuição de um corpo negro de temperatura 1000 K, que é aproximadamente a temperatura prevista do toro. Encontra-se também a contribuição de estrelas jovens e/ou de idade intermedi ária em 4 galáxias. Imagens na cor J−K permitiram um mapeamento da poeira em grande escala. Apresentamos, também, conclusões e sujestões referentes ao processo de imageamento/redução no sentido de melhorar a qualidade das imagens nais. / This work presents a morphological analysis of the central region of eight Seyfert galaxies in the infrared in both line emission and continuum. We studied images in [Fe ii] 1.257 μm, [Fe ii] 1.644 μm and/or H2 2.122 μm lines as well as J, H and K band continuum images, the latter ones to study the stellar population and dust absorption. The morphological study in the emission lines was done in order to investigate the mechanism producing these lines. Previous spectroscopic studies and theoretical models suggest that [Fe ii] emission is associated with radio jets, star forming regions and ionization cones. In ve out of six objects of our sample for which we obtained [Fe ii] images, we found elongated structures associated with ionized gas regions traced by [O iii], H and radio 6-cm emission with conical and biconical morphology. These results are in excellent agreement with the Uni ed Model predictions concerning the collimation process and gas ionization in the conical structure. In the Uni ed Model, the collimation of the radiation and obscuration of the central source is produced by a dusty molecular torus surrounding the nuclear engine. If this is true we should observe H2 emission from such a torus either unresolved or extended perpendicular to the cone or radio jet. In one galaxy we found unresolved H2 emission, while in the remaining ve galaxies for which we have H2 images, we found extended emission we could not conclude was only emitted by the torus because the extent is not in the expected direction. We also found that one of the galaxies shows extended H2 emission in a cavity in ated by starburst winds. We constructed J−H and H−K diagrams and graphs of J−K colors versus distance from the nucleus to study the dust content in the nuclear region and the age of the stellar population. We found conclusive evidences of the contribution of dust black body radiation in the nucleus of two galaxies with colors compatible with emission from dust with temperature T 1000 K (this is the temperature predicted by torus models). We have also found young/intermediate age stellar population contribution in the nuclear region of four galaxies. The large scale dust distribution was mapped by J−K images. Conclusions and proposals concerning the imaging and reduction process in order to achieve better image quality have also been presented.

O presente trabalho apresenta uma análise morfológica de imagens de 8 galáxias Seyfert nas linhas de emissão infravermelhas [Fe ii] 1.257 μm, [Fe ii] 1.644 μm e/ou H2 2.122 μm, bem como de imagens no contínuo nas bandas J, H e K, estas últimas para o estudo da população estelar e avermelhamento por poeira. O estudo morfológico nas linhas visa determinar o mecanismo que as origina. Estudos espectroscópicos anteriores e modelos teóricos sugerem que o [Fe ii] está associado com jatos de matéria observados em ondas de rádio (ou simplesmente jatos rádio), regiões de formação estelar e cones de ionização. Encontramos para cinco galáxias da amostra, morfologias aproximadamente cônicas associadas a regiões de gás ionizado onde se encontram, também, cones ou bicones em [O iii] e/ou H e/ou rádio em 6 cm. Estes resultados estão em excelente acordo com as previsões do Modelo Uni cado, tanto no que se refere aos mecanismos de colimação como no que se refere aos processos envolvidos na formação do cone de ionização. Uma das proposições do Modelo Uni cado para explicar a colimação da radiação nuclear e o obscurecimento da fonte de radiação é a de um toro molecular, rico em poeira que circunda o AGN (Active Galactic Nucleus). Se tal toro existir o Modelo prevê que ele deve emitir H2, portanto um importante teste seria procurar por emissão de H2 não resolvida ou estendida perpendicularmente ao cone ou jato rádio. Encontramos emissão H2 não resolvida em um caroço, que poderia indicar emissão por um toro não resolvido. Nos demais casos em que a emissão é estendida não se pode concluir que seja devida ao toro por que apresenta orientação diferente da esperada, sendo que em um caso ela delineia uma bolha soprada por super-ventos de um starburst nuclear. Construímos diagramas J−H versus H−K e J−K como função da distância ao núcleo para estudar a população estelar quanto às contribuições de população de bojo, populações jovens e quanto ao conteúdo de poeira da região nuclear. Encontramos evidências conclusivas de contribui- ção de radiação de corpo negro devido à poeira em 2 casos, em que as cores nucleares indicam a contribuição de um corpo negro de temperatura 1000 K, que é aproximadamente a temperatura prevista do toro. Encontra-se também a contribuição de estrelas jovens e/ou de idade intermedi ária em 4 galáxias. Imagens na cor J−K permitiram um mapeamento da poeira em grande escala. Apresentamos, também, conclusões e sujestões referentes ao processo de imageamento/redução no sentido de melhorar a qualidade das imagens nais. / This work presents a morphological analysis of the central region of eight Seyfert galaxies in the infrared in both line emission and continuum. We studied images in [Fe ii] 1.257 μm, [Fe ii] 1.644 μm and/or H2 2.122 μm lines as well as J, H and K band continuum images, the latter ones to study the stellar population and dust absorption. The morphological study in the emission lines was done in order to investigate the mechanism producing these lines. Previous spectroscopic studies and theoretical models suggest that [Fe ii] emission is associated with radio jets, star forming regions and ionization cones. In ve out of six objects of our sample for which we obtained [Fe ii] images, we found elongated structures associated with ionized gas regions traced by [O iii], H and radio 6-cm emission with conical and biconical morphology. These results are in excellent agreement with the Uni ed Model predictions concerning the collimation process and gas ionization in the conical structure. In the Uni ed Model, the collimation of the radiation and obscuration of the central source is produced by a dusty molecular torus surrounding the nuclear engine. If this is true we should observe H2 emission from such a torus either unresolved or extended perpendicular to the cone or radio jet. In one galaxy we found unresolved H2 emission, while in the remaining ve galaxies for which we have H2 images, we found extended emission we could not conclude was only emitted by the torus because the extent is not in the expected direction. We also found that one of the galaxies shows extended H2 emission in a cavity in ated by starburst winds. We constructed J−H and H−K diagrams and graphs of J−K colors versus distance from the nucleus to study the dust content in the nuclear region and the age of the stellar population. We found conclusive evidences of the contribution of dust black body radiation in the nucleus of two galaxies with colors compatible with emission from dust with temperature T 1000 K (this is the temperature predicted by torus models). We have also found young/intermediate age stellar population contribution in the nuclear region of four galaxies. The large scale dust distribution was mapped by J−K images. Conclusions and proposals concerning the imaging and reduction process in order to achieve better image quality have also been presented.

O presente trabalho apresenta uma análise morfológica de imagens de 8 galáxias Seyfert nas linhas de emissão infravermelhas [Fe ii] 1.257 μm, [Fe ii] 1.644 μm e/ou H2 2.122 μm, bem como de imagens no contínuo nas bandas J, H e K, estas últimas para o estudo da população estelar e avermelhamento por poeira. O estudo morfológico nas linhas visa determinar o mecanismo que as origina. Estudos espectroscópicos anteriores e modelos teóricos sugerem que o [Fe ii] está associado com jatos de matéria observados em ondas de rádio (ou simplesmente jatos rádio), regiões de formação estelar e cones de ionização. Encontramos para cinco galáxias da amostra, morfologias aproximadamente cônicas associadas a regiões de gás ionizado onde se encontram, também, cones ou bicones em [O iii] e/ou H e/ou rádio em 6 cm. Estes resultados estão em excelente acordo com as previsões do Modelo Uni cado, tanto no que se refere aos mecanismos de colimação como no que se refere aos processos envolvidos na formação do cone de ionização. Uma das proposições do Modelo Uni cado para explicar a colimação da radiação nuclear e o obscurecimento da fonte de radiação é a de um toro molecular, rico em poeira que circunda o AGN (Active Galactic Nucleus). Se tal toro existir o Modelo prevê que ele deve emitir H2, portanto um importante teste seria procurar por emissão de H2 não resolvida ou estendida perpendicularmente ao cone ou jato rádio. Encontramos emissão H2 não resolvida em um caroço, que poderia indicar emissão por um toro não resolvido. Nos demais casos em que a emissão é estendida não se pode concluir que seja devida ao toro por que apresenta orientação diferente da esperada, sendo que em um caso ela delineia uma bolha soprada por super-ventos de um starburst nuclear. Construímos diagramas J−H versus H−K e J−K como função da distância ao núcleo para estudar a população estelar quanto às contribuições de população de bojo, populações jovens e quanto ao conteúdo de poeira da região nuclear. Encontramos evidências conclusivas de contribui- ção de radiação de corpo negro devido à poeira em 2 casos, em que as cores nucleares indicam a contribuição de um corpo negro de temperatura 1000 K, que é aproximadamente a temperatura prevista do toro. Encontra-se também a contribuição de estrelas jovens e/ou de idade intermedi ária em 4 galáxias. Imagens na cor J−K permitiram um mapeamento da poeira em grande escala. Apresentamos, também, conclusões e sujestões referentes ao processo de imageamento/redução no sentido de melhorar a qualidade das imagens nais. / This work presents a morphological analysis of the central region of eight Seyfert galaxies in the infrared in both line emission and continuum. We studied images in [Fe ii] 1.257 μm, [Fe ii] 1.644 μm and/or H2 2.122 μm lines as well as J, H and K band continuum images, the latter ones to study the stellar population and dust absorption. The morphological study in the emission lines was done in order to investigate the mechanism producing these lines. Previous spectroscopic studies and theoretical models suggest that [Fe ii] emission is associated with radio jets, star forming regions and ionization cones. In ve out of six objects of our sample for which we obtained [Fe ii] images, we found elongated structures associated with ionized gas regions traced by [O iii], H and radio 6-cm emission with conical and biconical morphology. These results are in excellent agreement with the Uni ed Model predictions concerning the collimation process and gas ionization in the conical structure. In the Uni ed Model, the collimation of the radiation and obscuration of the central source is produced by a dusty molecular torus surrounding the nuclear engine. If this is true we should observe H2 emission from such a torus either unresolved or extended perpendicular to the cone or radio jet. In one galaxy we found unresolved H2 emission, while in the remaining ve galaxies for which we have H2 images, we found extended emission we could not conclude was only emitted by the torus because the extent is not in the expected direction. We also found that one of the galaxies shows extended H2 emission in a cavity in ated by starburst winds. We constructed J−H and H−K diagrams and graphs of J−K colors versus distance from the nucleus to study the dust content in the nuclear region and the age of the stellar population. We found conclusive evidences of the contribution of dust black body radiation in the nucleus of two galaxies with colors compatible with emission from dust with temperature T 1000 K (this is the temperature predicted by torus models). We have also found young/intermediate age stellar population contribution in the nuclear region of four galaxies. The large scale dust distribution was mapped by J−K images. Conclusions and proposals concerning the imaging and reduction process in order to achieve better image quality have also been presented.

Propriedades fotométricas no infravermelho médio são apresentadas para uma amostra de 28 galáxias esferoidais, observadas em 6.75, 9.63 e 15 jlk com o instrumento ISOCAM a bordo do satélite ISO. As distribuições espectrais de energia (DEE) das galáxias foram derivadas usando dados do infravermelho médio junto com dados do UV, do ótico e do infravermelho próximo, previamente publicados. Estas DEE mostram duas componentes: a poeira quente aquecida até T ~ 260 K dominando a emissão no infravermelho médio e a população estelar com T ~ 4000 K, que domina no ótico. Da emissão no infravermelho médio pode ser visto que a morfologia em 6.75 μm, onde a contribuição estelar é importante, é esferoidal. Em comprimentos de onda mais longos, onde há majoritariamente emissão da poeira, a morfologia é menos suave, mostrando nuvens, filamentos e discos de poeira. Também pode ser inferido que há um gradiente de temperatura da poeira, que cresce em direção ao centro da galáxia. Os perfis de energia mostram bojos R¼ simples, composição de bojos e discos e perfis irregulares. As luminosidades no infravermelho médio estão na faixa de(3 - 42) x 10 L. As propriedades dos grãos de poeira são inferidos das cores no infravermelho médio. A emissão no infravermelho vem principalmente de grãos muito pequenos, que estão num equilíbrio térmico oscilante. As massas para a componente quente da poeira estão na faixa de 10 - 400 M.

Propriedades fotométricas no infravermelho médio são apresentadas para uma amostra de 28 galáxias esferoidais, observadas em 6.75, 9.63 e 15 jlk com o instrumento ISOCAM a bordo do satélite ISO. As distribuições espectrais de energia (DEE) das galáxias foram derivadas usando dados do infravermelho médio junto com dados do UV, do ótico e do infravermelho próximo, previamente publicados. Estas DEE mostram duas componentes: a poeira quente aquecida até T ~ 260 K dominando a emissão no infravermelho médio e a população estelar com T ~ 4000 K, que domina no ótico. Da emissão no infravermelho médio pode ser visto que a morfologia em 6.75 μm, onde a contribuição estelar é importante, é esferoidal. Em comprimentos de onda mais longos, onde há majoritariamente emissão da poeira, a morfologia é menos suave, mostrando nuvens, filamentos e discos de poeira. Também pode ser inferido que há um gradiente de temperatura da poeira, que cresce em direção ao centro da galáxia. Os perfis de energia mostram bojos R¼ simples, composição de bojos e discos e perfis irregulares. As luminosidades no infravermelho médio estão na faixa de(3 - 42) x 10 L. As propriedades dos grãos de poeira são inferidos das cores no infravermelho médio. A emissão no infravermelho vem principalmente de grãos muito pequenos, que estão num equilíbrio térmico oscilante. As massas para a componente quente da poeira estão na faixa de 10 - 400 M.

Propriedades fotométricas no infravermelho médio são apresentadas para uma amostra de 28 galáxias esferoidais, observadas em 6.75, 9.63 e 15 jlk com o instrumento ISOCAM a bordo do satélite ISO. As distribuições espectrais de energia (DEE) das galáxias foram derivadas usando dados do infravermelho médio junto com dados do UV, do ótico e do infravermelho próximo, previamente publicados. Estas DEE mostram duas componentes: a poeira quente aquecida até T ~ 260 K dominando a emissão no infravermelho médio e a população estelar com T ~ 4000 K, que domina no ótico. Da emissão no infravermelho médio pode ser visto que a morfologia em 6.75 μm, onde a contribuição estelar é importante, é esferoidal. Em comprimentos de onda mais longos, onde há majoritariamente emissão da poeira, a morfologia é menos suave, mostrando nuvens, filamentos e discos de poeira. Também pode ser inferido que há um gradiente de temperatura da poeira, que cresce em direção ao centro da galáxia. Os perfis de energia mostram bojos R¼ simples, composição de bojos e discos e perfis irregulares. As luminosidades no infravermelho médio estão na faixa de(3 - 42) x 10 L. As propriedades dos grãos de poeira são inferidos das cores no infravermelho médio. A emissão no infravermelho vem principalmente de grãos muito pequenos, que estão num equilíbrio térmico oscilante. As massas para a componente quente da poeira estão na faixa de 10 - 400 M.

A aplicabilidade e usos de propagadores de glúon modificados na Cromodinâmica Quântica (QCD) em diferentes espécies de processos é analisada. Os propagadores modificados de glúon são obtidos por diversos métodos, em especial, as equações de Dyson-Schwinger e simulações numéricas em teoria de campos na rede. Os processos em que estes propagadores são empregados em QCD podem ser divididos em duas classes: os difrativos e os perturbativos. Nos primeiros, a troca do pomeron é relevante e as propriedades infravermelhas da teoria são importantes, como no espalhamento elástico próton-próton e na produção de mésons vetoriais massivos. Os processos perturbativos, como o decaimento de mésons massivos e fatores de forma de mésons, aparentemente não permitem o uso de um propagador modificado, entretanto, o uso destes permite uma melhor descrição dos dados experimentais, assim como no caso dos processos difrativos.

Galáxias ativas emitem fortemente no infra-vermelho. Grãos de poeira, aquecidos por fótons Ultra-Violeta e ópticos absorvem estes fótons e os re-emitem no infra-vermelho. Atualmente, esta é a interpretação mais provável para esta emissão no infra-vermelho. Neste trabalho, desenvolvemos um modelo para a emissão e distribuição espacial dos graõs de poeira, incluindo a contribuição de uma lei-de-potência. Usamos galáxias com observações no óptico e no infra-vermelho, separando-as em Seyfert tipo 1 e 2, para analisar as relações entre luminosidades de linhas de emissão no óptico e a luminosidade no infra-vermelho (LIR). Contando o número de galáxias com L r.. dentro de um determinado intervalo, mostramos que as distribuições de LIR de Seyferts tipo 1 e 2 são quase idênticas. Através da análise dos índices de cor no infra-vermelho e de razões entre L IR e LHE,, e LIR e L[arin, mostramos como os dois tipos de galáxias Seyfert podem ser interpretados pelo mesmo modelo, apenas variando as condições do modelo para diferenciá-las. / Active galaxies do emit strongly in the infra-red. Dust grains heated by Ultra-Violet and optical photons absorb these photons and re-emit them in the infra-red. Presently, this is the most probable interpretation for the infra-red emission. In this work, we develop a model for the dust grains emission and spatial distribution, including the contribution from a power-law. We study galaxies with optical and infra-red observations, separating them in type 1 and 2 Seyferts, in order to analyse the relationships between the luminosity of optical emission lines and the infra-red luminosity (L, R). By counting the number of galaxies with L IR within a given bin, we show that the L IR, distributions of type 1 and 2 Seyferts are almost identical. Through the analysis of infra-red color indices and the ratios between LIR and LHa, and L[oiijJ, we show how the two types of Seyfert galaxies can be interpreted by the same model, just allowing variation of the model conditions to separate them.

Galáxias ativas emitem fortemente no infra-vermelho. Grãos de poeira, aquecidos por fótons Ultra-Violeta e ópticos absorvem estes fótons e os re-emitem no infra-vermelho. Atualmente, esta é a interpretação mais provável para esta emissão no infra-vermelho. Neste trabalho, desenvolvemos um modelo para a emissão e distribuição espacial dos graõs de poeira, incluindo a contribuição de uma lei-de-potência. Usamos galáxias com observações no óptico e no infra-vermelho, separando-as em Seyfert tipo 1 e 2, para analisar as relações entre luminosidades de linhas de emissão no óptico e a luminosidade no infra-vermelho (LIR). Contando o número de galáxias com L r.. dentro de um determinado intervalo, mostramos que as distribuições de LIR de Seyferts tipo 1 e 2 são quase idênticas. Através da análise dos índices de cor no infra-vermelho e de razões entre L IR e LHE,, e LIR e L[arin, mostramos como os dois tipos de galáxias Seyfert podem ser interpretados pelo mesmo modelo, apenas variando as condições do modelo para diferenciá-las. / Active galaxies do emit strongly in the infra-red. Dust grains heated by Ultra-Violet and optical photons absorb these photons and re-emit them in the infra-red. Presently, this is the most probable interpretation for the infra-red emission. In this work, we develop a model for the dust grains emission and spatial distribution, including the contribution from a power-law. We study galaxies with optical and infra-red observations, separating them in type 1 and 2 Seyferts, in order to analyse the relationships between the luminosity of optical emission lines and the infra-red luminosity (L, R). By counting the number of galaxies with L IR within a given bin, we show that the L IR, distributions of type 1 and 2 Seyferts are almost identical. Through the analysis of infra-red color indices and the ratios between LIR and LHa, and L[oiijJ, we show how the two types of Seyfert galaxies can be interpreted by the same model, just allowing variation of the model conditions to separate them.

A aplicabilidade e usos de propagadores de glúon modificados na Cromodinâmica Quântica (QCD) em diferentes espécies de processos é analisada. Os propagadores modificados de glúon são obtidos por diversos métodos, em especial, as equações de Dyson-Schwinger e simulações numéricas em teoria de campos na rede. Os processos em que estes propagadores são empregados em QCD podem ser divididos em duas classes: os difrativos e os perturbativos. Nos primeiros, a troca do pomeron é relevante e as propriedades infravermelhas da teoria são importantes, como no espalhamento elástico próton-próton e na produção de mésons vetoriais massivos. Os processos perturbativos, como o decaimento de mésons massivos e fatores de forma de mésons, aparentemente não permitem o uso de um propagador modificado, entretanto, o uso destes permite uma melhor descrição dos dados experimentais, assim como no caso dos processos difrativos.