O trabalho tem como objetivo analisar os parâmetros físicos do toroide para uma amostra que compreende todos os dados públicos do IRS/Spitzer para galáxias Seyfert, no intervalo espectral do infravermelho médio (5.2-38 μm). Comparamos as distribuições espectrais de energia (SEDs), com ∼ 106 SEDs teóricas que consideram o toroide composto por nuvens de poeira através dos métodos de χ2r ed e Bayes- CLUMPY. Os resultados são apresentados para os parâmetros do modelo clumpy: ângulo de inclinação relativo ao observador, i, número de nuvens no plano equatorial, N, profundidade óptica individual das nuvens, τV , índice da lei de potência para a distribuição espacial da nuvens, q, largura angular do toroide, σ e extensão radial, Y , além de outros parâmetros relacionados com a geometria derivados dos modelos. Para todos os objetos estudados, parece haver uma diferença na distribuição de i, que requer maiores ângulos para Seyfert 2 (Sy 2,¯i = 64◦) e encontramos uma ampla distribuição de i para as galáxias Seyfert 1 (Sy 1, ¯i = 49◦) da amostra, resultados que estão de acordo com o Modelo Unificado de AGNs. Nós encontramos pequenas diferenças no parâmetro σ, indicando que Sy 1 pode ter hospedar um toroide mais estreito que Sy 2, os valores típicos são ¯σ(Sy 1)=37◦ and ¯σ(Sy 2)=44◦. O parâmetros N e q são praticamente os mesmos para ambos as classes e estes resultados implicam que a distribuição das nuvens no toroide é semelhante para objetos de tipo 1 e tipo 2. Entretanto, galáxias de tipo 2 requerem um maior número de nuvens ao longo da linha de visada do observador, Nobs, e, consequentemente, a extinção devida `a profundidade óptica é maior nas Sy 2 do que nas Sy 1, uma vez que temos mais obscurecimento `a medida que a linha de visada do observador se aproxima do equador. Para a massa do toroide encontramos para ambas as classes valores Mtor ∼104−107M⊙ e para seu tamanho físico derivamos que deve estar entre ∼ 1 − 6 pc, indicando um toroide bastante compacto, o que concorda com observações interferométricas. Finalmente, os resultados seguem a dependência de orientação sugerida pelos modelos de unificação, entretanto, algumas propriedades de obscurecimento das nuvens não são intrinsecamente as mesmas para ambos os tipos de atividade. A geometria toroidal e as propriedades das nuvens, juntamente com efeitos de orientação, podem ser cruciais para caracterizar as diferenças entre Sy 1 e Sy 2. / We aim to analyse the torus physical parameters of a sample comprising all Spitzer/IRS public data of Seyfert galaxies in the mid infrared spectral range (5.2- 38 μm). We compare the spectral energy distributions (SEDs) with ∼ 106 theoretical SEDs which consider the torus arranged in a distribution of dusty clouds using the χ2r ed and BayesCLUMPY approaches. We present the results for the clumpy model parameters: the observers viewing angle, i, the number of clouds in the torus equatorial plane, N, the clouds individual optical depth, τV , the power law index for the spatial distribution of the clouds, q, the torus angular width, σ and the radial extension, Y , of the clumpy distribution, besides other geometry-related parameters derived from the models. For all the studied objects, it appears to have a difference in the distribution of i, requiring larger angles for Seyfert 2 (Sy 2, ¯i=64◦) and a broad distribution for Seyfert 1 (Sy 1, ¯i =49◦), in agreement with the Unified Model for AGN. We found small differences in the σ parameter, indicating that Sy 1 may host a narrower torus than Sy 2, which typical values of ¯σ(Sy 1)=37◦ and ¯σ(Sy 2)=44◦. The parameters N and q are practically the same for both types and these results implying that the clouds distribution are nearly the same for type 1 and type 2 objects, however type 2 galaxies requires a larger number of clouds along the observer line of sight, Nobs, and consequently, the extinction due to optical depth is higher for Sy 2 than Sy 1, since we have more obscuration when the observer line of sight is closer to edge-on views. We found in both cases the torus masses in the range of Mtor ∼104−107M⊙ and the derived physical torus sizes (∼ 1−6 pc) indicates that the torus is very compact, in agreement with interferometric observations. Finally, the results follow the orientation dependency suggested by unification schemes, however, some properties concerning the clouds obscuration are not intrinsically the same for both types of activity. The torus geometry and clouds properties, along with orientation effects, may be crucial to characterize the differences between Sy 1 and Sy 2.

Apresentamos mapas bidimensionais (2D) do campo de velocidades estelar e do gás dos 5 segundos de arco (00) centrais de seis galáxias ativas próximas, usando espectros obtidos com o IFU (Integral Field Unit) do instrumento GMOS do telescópio Gemini Norte. Os dados cobrem o intervalo espectral de 8000 a 9500 Å com resolução espectral 3000 e cobertura espacial de 6.008 × 4.009 (3.004 × 4.009 para duas galáxias) com resoluções angulares 100. As observações são amostradas espacialmente com lentes de 0.002, correspondendo a extensões espaciais de 10 a 30 pc nas galáxias. A resolução espacial vai de 20 a 180 pc, e o campo observado cobre algumas poucas centenas de parsecs ao redor dos núcleos. As linhas de absorção do triplete do Ca II em 8500Å foram usadas para medir as velocidades radiais e dispersões de velocidades estelares. O campo de velocidade radial é dominado por rotação em todas as gal áxias. Um modelo cinemático simples assumindo um sistema que possui apenas rotação em órbitas circulares em um plano foi ajustado às medidas de velocidade radial. O turnover da curva de rotação ocorre a apenas 50 pc do núcleo para NGC4051 e entre 200 e 700 pc para as outras 5 gal áxias. O mapa de dispersão de velocidades ( ) mostra os maiores valores (100 150 km s−1) no centro. No caso de NGC2273 e NGC3227, existe uma redução para 70 80 km s−1 a 200 300 pc do núcleo, delineando anéis parciais de baixos valores de . Um anel parcial similar parece estar presente a 400 pc do núcleo, também em NGC4593. Interpretamos estes anéis de baixos valores de como sinais de uma população estelar recentemente formada que mantém parcialmente a cinemática (mais fria ) do gás original a partir do qual as estrelas se formaram. Em NGC3516 também detectamos uma redução de em direção à periferia da galáxia onde o assume valores de 80 90 km s−1 a 400 pc do núcleo na direção do eixo maior da galáxia. A linha de emissão em [S iii] 9069 foi usada para obter a distribuição e os campos de velocidade do gás. As velocidades radiais e dispersões de velocidade 2D foram obtidas ajustando um per l gaussiano simples à linha de emissão [S iii]. Os per s da linha de emissão foram fatiados em bins de velocidade, permitindo a obtenção de mapas mostrando a distribuição do gás no espaço de velocidades, o que mostrou-se uma ferramenta útil para identi car diferentes componentes cinemáticas do gás. Comparamos nossos mapas com imagens em uxo rádio obtidos com o Very Large Array VLA em 3.6 e 20 cm e encontramos boa correspondência das estruturas cinemáticas e em uxo dos mapas em [S iii] com às dos mapas rádio. Em diversos casos encontramos estruturas em uxo [S iii] estendidas associadas a regiões blueshifted ou redshifted que foram interpretadas como out ows do gás a partir do núcleo. Estes out ows parecem ser o resultado da intera ção do jato rádio com o meio interestelar (ISM) da região nuclear da galáxia hospedeira. Estruturas com altos valor de são também vistas em associação com estes out ows permitindo o cálculo da variação da energia cinética do gás resultante da energia depositada pelo jato rádio no ISM circumnuclear. Encontramos regiões de alto com velocidades em excesso de 500 ou mesmo 900 km s−1 nestas regiões em relação às regiões vizinhas. A comparação entre o do gás e das estrelas mostra que a cinemática do gás e das estrelas não são correlacionadas. Enquanto que o estelar não varia muito dentro de cada galáxia, o do gás pode variar bastante, desde 100 km s−1 até várias centenas de km s−1. Como a cinemática estelar é dominada pelo potencial gravitacional do bojo galáctico, pode ser concluído que o mesmo não vale para a cinemática do gás. Tanto gás mais frio quanto gás mais quente que as estrelas são observados. A principal inovação do trabalho aqui apresentado é a resolução espacial sem precedentes alcancada em um estudo 2D de cinemática estelar e do gás da região nuclear de galáxias Seyfert usando um IFU. Os poucos estudos similares disponiveis na literatura para galáxias Seyfert tem uma resolução bastante pior do que a nossa e/ou são restritos ao estudo da cinemática do gás. / We present two-dimensional (2D) mapping of the stellar and gas velocity eld of the inner 5 arcseconds (00) of six nearby active galaxies, using spectra obtained with the Integral Field Unit of the GMOS instrument at the Gemini North telescope. The data covers the spectral range 8000 to 9500 Å with spectral resolution 3000 and spatial coverage of 6.008 × 4.009 (3.004 × 4.009 in two galaxies) with arcsecond and subarcsecond angular resolutions. The sampling of the observations is 0.002, corresponding at the galaxies to spatial extents ranging from 10 to 30 pc. The spatial resolution ranges from 20 to about 180 pc, and the observed eld of view covers a few hundred parsecs around the nuclei. The Calcium II triplet absorption features at 8500Å were used to measure the stellar radial velocities and velocity dispersions. The radial velocity elds are dominated by rotation in all galaxies. A simple kinematical model assuming a purely rotating system with circular orbits in a plane was tted to the radial velocity data. The turnover of the rotation curve occurs at only 50 pc from the nucleus for NGC4051 and between 200 and 700 pc for the other 5 galaxies. The velocity dispersion ( ) maps show the largest values (100 150 kms−1) at the centre. In the cases of NGC2273 and NGC3227, there is a decrease to 70 80 kms−1 at 200 300 pc from the nucleus, delineating partial rings of low values. A similar partial ring seems to be present at 400 pc from the nucleus also in NGC4593. We interpret these low rings as traces of recently formed stars that partially keep the cold kinematics of the original gas from which they have formed. In NGC3516 there is a decrease of outwards along the direction of the galaxy major axis, where reaches 80 90 kms−1 at 400 pc from the nucleus. The [S iii] 9069 emission line was used to obtain the gas distributions and velocity elds. The 2D radial velocity and velocity dispersion were obtained by tting a single gaussian pro le to the [S iii] emission line. The emission line pro les were also sliced into velocity bins, a useful tool which alowed a better discrimination of the di erent kinematic gas components. We compared our results against VLA radio 3.6 and 20 cm ux images and found good correspondence of the kinematical and ux structures seen in our [S iii] maps with those seen in radio. In several cases we found elongated [S iii] ux structures associated to blue or redshifted regions interpreted as one- or two-sided gas out ows. These out ows seem to be the result of the interaction of the radio jet with the circumnuclear interstellar medium (ISM) of the host galaxy. High velocity dispersion structures are also seen in association with these out ows allowing the calculation of the variation of the gas kinetic energy as a result of the energy deposited by the radio jet on the circumnuclear ISM. We found high regions with velocities in excess of 500 or even 900 km s−1 in those regions. The comparison of the [S iii] and stellar velocity dispersions shows that they are not correlated at all. While the stellar do not vary much within each galaxy, the gasous may vary a lot, from under 100 km s−1 to several hundred km s−1. As the stellar kinematics is dominated by the galaxy bulge gravitational potential, it can be concluded that the gas kinematics is not. Both gas "colder" and "hotter" than the stars are observed. The main novelty of the present work is the unprecedented spatial resolution reached by a 2D study of stellar and gas kinematics in the circumnuclear region of Seyfert galaxies using an IFU. The few similar IFU studies available in the literature for Seyfert galaxies have a much poorer spatial resolution and/or are restricted to the study of emission line kinematics.

Neste trabalho investigamos o comportamento dos gradientes de metalicidade, o histórico da formação estelar e do gás ionizado nas galáxias elípticas NGC5903, NGC6868, NGC5044 e da galáxia lenticular NGC3607. Cada objeto é membro mais brilhante do seu grupo. Os índices Mg2λ5176, FeIλ5270, FeIλ5335, FeIλ5406, FeIλ5709, FeIλ5782, NaIλ5895 e TiOλ6237 medidos nesses objetos apresentam um considerável gradiente negativo. Os índices Mg2 e FeI5270,5335 medidos em NGC6868 apresentam uma boa correlação entre si indicando que o mecanismo reponsável pelo enriquecimento químico possivelmente é o mesmo. Esse mesmo comportamento do gradiente não foi observado nos demais objetos. Os gradientes dMg2/dlog r calculados para NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 são (dMg2/dlog r)6868 = −0.08, (dMg2/dlog r)5903 = −0.04, (dMg2/dlog r)NGC 3607 = −0.02 e (dMg2/dlog r)NGC 5044 = −0.07, respectivamente. A massa estimada para cada objeto foi MNGC 6868 = (3.2±0.1)×1011M, MNGC 5903 = (1.8±0.1)×1011M, MNGC 3607 = (0.9±0.1)×1011M e MNGC 5044 = (2.0±0.1)×1011M. A não correlação entre a massa e o gradiente (dMg2/dlog r) indica que NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 tiveram, pelo menos, um evento de fusão com outra galáxia. A dispersão de velocidades das estrelas e a luminosidade das galáxias estudadas satisfazem o plano fundamental. A síntese de população estelar revela que NGC6868 e NGC5903 possuem dois tipos de populações: uma com idade de aproximadamente 13 bilhões de anos e outra com 5 bilhões de anos. NGC5044 converteu todo seu gás em estrelas em um único evento ocorrido há cerca de 10 bilhões de anos. NGC3607 teve 3 eventos de formação estelar: um há aproximadamente 13 bilhões de anos e se concentra na região central da galáxia, e os outros dois mais recentes, onde converteram o gás restante em estrelas há cerca de 1 a 5 bilhões de anos ocorrendo nas regiões mais externas. Os modelos SSP (single-aged stellar population) indicam que NGC6868, NGC5903 e NGC5044 apresentam núcleos metálicos ([Z/Z⊙] ≥ +0.33). O excesso de elementos α em relação a ferro nas regiões externas de NGC6868 and NGC5903 sugere eventos de supernovas do tipo II nessa região. Por outro lado, NGC5044 apresenta excesso de elementos α em relação a ferro no seu núcleo. NGC3607 possui metalicidade menor que solar (−0.67 < [Z/Z⊙] < −0.35) e os resultados indicam ainda que não há excesso de elementos α em relação a ferro nesse objeto. NGC5044 é uma galáxia metálica ([Z/Z⊙] ~ +0.33). O excesso de elementos α em relação a ferro sugere supernovas de tipo II no núcleo desse objeto. NGC6868, NGC3607 e NGC5044 apresentam fortes linhas de emissão ([NII], [SII], [OI] e Hα ). As razões [NII]/Hα , [SII]/Hα e [OI]6300/Hα vs. [SII]6731/Hα medidos no núcleo desses objetos mostram que elas possuem um núcleo ativo do tipo LINERs. / In this work we investigate the metalicity gradients, stellar population history and ionized gas in the elliptical galaxies NGC5903, NGC6868 and NGC5044, and the lenticular galaxy NGC3607. Objects belong to different galaxy groups. Mg2λ5176, FeIλ5270, FeIλ5335, FeIλ5406, FeIλ5709, FeIλ5782, NaIλ5895 and TiOλ6237 indices measured in these objects present a negative gradient. The Mg2 and FeI5270,5335 indices, measured in NGC6868 are well correlated. This result suggests that these elements underwent the same enrichment process. dMg2/dlog r gradients computed for NGC6868, NGC5903, NGC3607 and NGC5044 are (dMg2/dlog r)6868 = −0.08, (dMg2/dlog r)5903 = −0.04, (dMg2/dlog r)NGC 3607 = −0.02 and (dMg2/dlog r)NGC 5044 = −0.07, respectively. The estimated mass for each object is MNGC 6868 = (3.2 ± 0.1) × 1011M⊙, MNGC 5903 = (1.8±0.1)×1011M⊙, MNGC 3607 = (0.9±0.1)×1011M⊙ and MNGC 5044 = (2.0±0.1)×1011M⊙. The non correlation between mass and dMg2/dlog r indicates that NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 had at least one merger event. The stellar velocity dispersion and luminosity of NGC6868, NGC5903 and NGC5044 are consistent with the fundamental plane of the elliptical galaxies. The stellar population synthesis shows two different populations for NGC6868 and NGC5903, one with 13 Gyr and the other with 5 Gyr. In NGC5044 the gas was converted into stars in a single star formation event approximately 10 Gyr ago. The synthesis shows three different stellar populations in NGC3607. In the central parts the 13 Gyr population dominates, while in the external parts, the 5Gyr and 1 Gyr populations dominate. SSP (single-aged stellar population) models indicate that NGC6868, NGC5903 and NGC5044 have metallicity [Z/Z0] ≥ +0.33 in the nuclear regions. The ratio [α/Fe] suggests that there was a large number of type II supernovae in the external parts of NGC6868 and NGC5903. However, in NGC5044, the explosions took place in the nuclear region. NGC3607 has metallicity −0.67 < [Z/Z⊙] < −0.35. The emission lines [NII], [SII], [OI] and Hα are strong in NGC6868, NGC3607 and NGC5044. The [NII]/Hα and [SII]/Hα ratios measured in the nuclear region in these galaxies show that they are LINERs.

Apresentamos mapas bidimensionais (2D) do campo de velocidades estelar e do gás dos 5 segundos de arco (00) centrais de seis galáxias ativas próximas, usando espectros obtidos com o IFU (Integral Field Unit) do instrumento GMOS do telescópio Gemini Norte. Os dados cobrem o intervalo espectral de 8000 a 9500 Å com resolução espectral 3000 e cobertura espacial de 6.008 × 4.009 (3.004 × 4.009 para duas galáxias) com resoluções angulares 100. As observações são amostradas espacialmente com lentes de 0.002, correspondendo a extensões espaciais de 10 a 30 pc nas galáxias. A resolução espacial vai de 20 a 180 pc, e o campo observado cobre algumas poucas centenas de parsecs ao redor dos núcleos. As linhas de absorção do triplete do Ca II em 8500Å foram usadas para medir as velocidades radiais e dispersões de velocidades estelares. O campo de velocidade radial é dominado por rotação em todas as gal áxias. Um modelo cinemático simples assumindo um sistema que possui apenas rotação em órbitas circulares em um plano foi ajustado às medidas de velocidade radial. O turnover da curva de rotação ocorre a apenas 50 pc do núcleo para NGC4051 e entre 200 e 700 pc para as outras 5 gal áxias. O mapa de dispersão de velocidades ( ) mostra os maiores valores (100 150 km s−1) no centro. No caso de NGC2273 e NGC3227, existe uma redução para 70 80 km s−1 a 200 300 pc do núcleo, delineando anéis parciais de baixos valores de . Um anel parcial similar parece estar presente a 400 pc do núcleo, também em NGC4593. Interpretamos estes anéis de baixos valores de como sinais de uma população estelar recentemente formada que mantém parcialmente a cinemática (mais fria ) do gás original a partir do qual as estrelas se formaram. Em NGC3516 também detectamos uma redução de em direção à periferia da galáxia onde o assume valores de 80 90 km s−1 a 400 pc do núcleo na direção do eixo maior da galáxia. A linha de emissão em [S iii] 9069 foi usada para obter a distribuição e os campos de velocidade do gás. As velocidades radiais e dispersões de velocidade 2D foram obtidas ajustando um per l gaussiano simples à linha de emissão [S iii]. Os per s da linha de emissão foram fatiados em bins de velocidade, permitindo a obtenção de mapas mostrando a distribuição do gás no espaço de velocidades, o que mostrou-se uma ferramenta útil para identi car diferentes componentes cinemáticas do gás. Comparamos nossos mapas com imagens em uxo rádio obtidos com o Very Large Array VLA em 3.6 e 20 cm e encontramos boa correspondência das estruturas cinemáticas e em uxo dos mapas em [S iii] com às dos mapas rádio. Em diversos casos encontramos estruturas em uxo [S iii] estendidas associadas a regiões blueshifted ou redshifted que foram interpretadas como out ows do gás a partir do núcleo. Estes out ows parecem ser o resultado da intera ção do jato rádio com o meio interestelar (ISM) da região nuclear da galáxia hospedeira. Estruturas com altos valor de são também vistas em associação com estes out ows permitindo o cálculo da variação da energia cinética do gás resultante da energia depositada pelo jato rádio no ISM circumnuclear. Encontramos regiões de alto com velocidades em excesso de 500 ou mesmo 900 km s−1 nestas regiões em relação às regiões vizinhas. A comparação entre o do gás e das estrelas mostra que a cinemática do gás e das estrelas não são correlacionadas. Enquanto que o estelar não varia muito dentro de cada galáxia, o do gás pode variar bastante, desde 100 km s−1 até várias centenas de km s−1. Como a cinemática estelar é dominada pelo potencial gravitacional do bojo galáctico, pode ser concluído que o mesmo não vale para a cinemática do gás. Tanto gás mais frio quanto gás mais quente que as estrelas são observados. A principal inovação do trabalho aqui apresentado é a resolução espacial sem precedentes alcancada em um estudo 2D de cinemática estelar e do gás da região nuclear de galáxias Seyfert usando um IFU. Os poucos estudos similares disponiveis na literatura para galáxias Seyfert tem uma resolução bastante pior do que a nossa e/ou são restritos ao estudo da cinemática do gás. / We present two-dimensional (2D) mapping of the stellar and gas velocity eld of the inner 5 arcseconds (00) of six nearby active galaxies, using spectra obtained with the Integral Field Unit of the GMOS instrument at the Gemini North telescope. The data covers the spectral range 8000 to 9500 Å with spectral resolution 3000 and spatial coverage of 6.008 × 4.009 (3.004 × 4.009 in two galaxies) with arcsecond and subarcsecond angular resolutions. The sampling of the observations is 0.002, corresponding at the galaxies to spatial extents ranging from 10 to 30 pc. The spatial resolution ranges from 20 to about 180 pc, and the observed eld of view covers a few hundred parsecs around the nuclei. The Calcium II triplet absorption features at 8500Å were used to measure the stellar radial velocities and velocity dispersions. The radial velocity elds are dominated by rotation in all galaxies. A simple kinematical model assuming a purely rotating system with circular orbits in a plane was tted to the radial velocity data. The turnover of the rotation curve occurs at only 50 pc from the nucleus for NGC4051 and between 200 and 700 pc for the other 5 galaxies. The velocity dispersion ( ) maps show the largest values (100 150 kms−1) at the centre. In the cases of NGC2273 and NGC3227, there is a decrease to 70 80 kms−1 at 200 300 pc from the nucleus, delineating partial rings of low values. A similar partial ring seems to be present at 400 pc from the nucleus also in NGC4593. We interpret these low rings as traces of recently formed stars that partially keep the cold kinematics of the original gas from which they have formed. In NGC3516 there is a decrease of outwards along the direction of the galaxy major axis, where reaches 80 90 kms−1 at 400 pc from the nucleus. The [S iii] 9069 emission line was used to obtain the gas distributions and velocity elds. The 2D radial velocity and velocity dispersion were obtained by tting a single gaussian pro le to the [S iii] emission line. The emission line pro les were also sliced into velocity bins, a useful tool which alowed a better discrimination of the di erent kinematic gas components. We compared our results against VLA radio 3.6 and 20 cm ux images and found good correspondence of the kinematical and ux structures seen in our [S iii] maps with those seen in radio. In several cases we found elongated [S iii] ux structures associated to blue or redshifted regions interpreted as one- or two-sided gas out ows. These out ows seem to be the result of the interaction of the radio jet with the circumnuclear interstellar medium (ISM) of the host galaxy. High velocity dispersion structures are also seen in association with these out ows allowing the calculation of the variation of the gas kinetic energy as a result of the energy deposited by the radio jet on the circumnuclear ISM. We found high regions with velocities in excess of 500 or even 900 km s−1 in those regions. The comparison of the [S iii] and stellar velocity dispersions shows that they are not correlated at all. While the stellar do not vary much within each galaxy, the gasous may vary a lot, from under 100 km s−1 to several hundred km s−1. As the stellar kinematics is dominated by the galaxy bulge gravitational potential, it can be concluded that the gas kinematics is not. Both gas "colder" and "hotter" than the stars are observed. The main novelty of the present work is the unprecedented spatial resolution reached by a 2D study of stellar and gas kinematics in the circumnuclear region of Seyfert galaxies using an IFU. The few similar IFU studies available in the literature for Seyfert galaxies have a much poorer spatial resolution and/or are restricted to the study of emission line kinematics.

Neste trabalho investigamos o comportamento dos gradientes de metalicidade, o histórico da formação estelar e do gás ionizado nas galáxias elípticas NGC5903, NGC6868, NGC5044 e da galáxia lenticular NGC3607. Cada objeto é membro mais brilhante do seu grupo. Os índices Mg2λ5176, FeIλ5270, FeIλ5335, FeIλ5406, FeIλ5709, FeIλ5782, NaIλ5895 e TiOλ6237 medidos nesses objetos apresentam um considerável gradiente negativo. Os índices Mg2 e FeI5270,5335 medidos em NGC6868 apresentam uma boa correlação entre si indicando que o mecanismo reponsável pelo enriquecimento químico possivelmente é o mesmo. Esse mesmo comportamento do gradiente não foi observado nos demais objetos. Os gradientes dMg2/dlog r calculados para NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 são (dMg2/dlog r)6868 = −0.08, (dMg2/dlog r)5903 = −0.04, (dMg2/dlog r)NGC 3607 = −0.02 e (dMg2/dlog r)NGC 5044 = −0.07, respectivamente. A massa estimada para cada objeto foi MNGC 6868 = (3.2±0.1)×1011M, MNGC 5903 = (1.8±0.1)×1011M, MNGC 3607 = (0.9±0.1)×1011M e MNGC 5044 = (2.0±0.1)×1011M. A não correlação entre a massa e o gradiente (dMg2/dlog r) indica que NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 tiveram, pelo menos, um evento de fusão com outra galáxia. A dispersão de velocidades das estrelas e a luminosidade das galáxias estudadas satisfazem o plano fundamental. A síntese de população estelar revela que NGC6868 e NGC5903 possuem dois tipos de populações: uma com idade de aproximadamente 13 bilhões de anos e outra com 5 bilhões de anos. NGC5044 converteu todo seu gás em estrelas em um único evento ocorrido há cerca de 10 bilhões de anos. NGC3607 teve 3 eventos de formação estelar: um há aproximadamente 13 bilhões de anos e se concentra na região central da galáxia, e os outros dois mais recentes, onde converteram o gás restante em estrelas há cerca de 1 a 5 bilhões de anos ocorrendo nas regiões mais externas. Os modelos SSP (single-aged stellar population) indicam que NGC6868, NGC5903 e NGC5044 apresentam núcleos metálicos ([Z/Z⊙] ≥ +0.33). O excesso de elementos α em relação a ferro nas regiões externas de NGC6868 and NGC5903 sugere eventos de supernovas do tipo II nessa região. Por outro lado, NGC5044 apresenta excesso de elementos α em relação a ferro no seu núcleo. NGC3607 possui metalicidade menor que solar (−0.67 < [Z/Z⊙] < −0.35) e os resultados indicam ainda que não há excesso de elementos α em relação a ferro nesse objeto. NGC5044 é uma galáxia metálica ([Z/Z⊙] ~ +0.33). O excesso de elementos α em relação a ferro sugere supernovas de tipo II no núcleo desse objeto. NGC6868, NGC3607 e NGC5044 apresentam fortes linhas de emissão ([NII], [SII], [OI] e Hα ). As razões [NII]/Hα , [SII]/Hα e [OI]6300/Hα vs. [SII]6731/Hα medidos no núcleo desses objetos mostram que elas possuem um núcleo ativo do tipo LINERs. / In this work we investigate the metalicity gradients, stellar population history and ionized gas in the elliptical galaxies NGC5903, NGC6868 and NGC5044, and the lenticular galaxy NGC3607. Objects belong to different galaxy groups. Mg2λ5176, FeIλ5270, FeIλ5335, FeIλ5406, FeIλ5709, FeIλ5782, NaIλ5895 and TiOλ6237 indices measured in these objects present a negative gradient. The Mg2 and FeI5270,5335 indices, measured in NGC6868 are well correlated. This result suggests that these elements underwent the same enrichment process. dMg2/dlog r gradients computed for NGC6868, NGC5903, NGC3607 and NGC5044 are (dMg2/dlog r)6868 = −0.08, (dMg2/dlog r)5903 = −0.04, (dMg2/dlog r)NGC 3607 = −0.02 and (dMg2/dlog r)NGC 5044 = −0.07, respectively. The estimated mass for each object is MNGC 6868 = (3.2 ± 0.1) × 1011M⊙, MNGC 5903 = (1.8±0.1)×1011M⊙, MNGC 3607 = (0.9±0.1)×1011M⊙ and MNGC 5044 = (2.0±0.1)×1011M⊙. The non correlation between mass and dMg2/dlog r indicates that NGC6868, NGC5903, NGC3607 e NGC5044 had at least one merger event. The stellar velocity dispersion and luminosity of NGC6868, NGC5903 and NGC5044 are consistent with the fundamental plane of the elliptical galaxies. The stellar population synthesis shows two different populations for NGC6868 and NGC5903, one with 13 Gyr and the other with 5 Gyr. In NGC5044 the gas was converted into stars in a single star formation event approximately 10 Gyr ago. The synthesis shows three different stellar populations in NGC3607. In the central parts the 13 Gyr population dominates, while in the external parts, the 5Gyr and 1 Gyr populations dominate. SSP (single-aged stellar population) models indicate that NGC6868, NGC5903 and NGC5044 have metallicity [Z/Z0] ≥ +0.33 in the nuclear regions. The ratio [α/Fe] suggests that there was a large number of type II supernovae in the external parts of NGC6868 and NGC5903. However, in NGC5044, the explosions took place in the nuclear region. NGC3607 has metallicity −0.67 < [Z/Z⊙] < −0.35. The emission lines [NII], [SII], [OI] and Hα are strong in NGC6868, NGC3607 and NGC5044. The [NII]/Hα and [SII]/Hα ratios measured in the nuclear region in these galaxies show that they are LINERs.

O trabalho tem como objetivo analisar os parâmetros físicos do toroide para uma amostra que compreende todos os dados públicos do IRS/Spitzer para galáxias Seyfert, no intervalo espectral do infravermelho médio (5.2-38 μm). Comparamos as distribuições espectrais de energia (SEDs), com ∼ 106 SEDs teóricas que consideram o toroide composto por nuvens de poeira através dos métodos de χ2r ed e Bayes- CLUMPY. Os resultados são apresentados para os parâmetros do modelo clumpy: ângulo de inclinação relativo ao observador, i, número de nuvens no plano equatorial, N, profundidade óptica individual das nuvens, τV , índice da lei de potência para a distribuição espacial da nuvens, q, largura angular do toroide, σ e extensão radial, Y , além de outros parâmetros relacionados com a geometria derivados dos modelos. Para todos os objetos estudados, parece haver uma diferença na distribuição de i, que requer maiores ângulos para Seyfert 2 (Sy 2,¯i = 64◦) e encontramos uma ampla distribuição de i para as galáxias Seyfert 1 (Sy 1, ¯i = 49◦) da amostra, resultados que estão de acordo com o Modelo Unificado de AGNs. Nós encontramos pequenas diferenças no parâmetro σ, indicando que Sy 1 pode ter hospedar um toroide mais estreito que Sy 2, os valores típicos são ¯σ(Sy 1)=37◦ and ¯σ(Sy 2)=44◦. O parâmetros N e q são praticamente os mesmos para ambos as classes e estes resultados implicam que a distribuição das nuvens no toroide é semelhante para objetos de tipo 1 e tipo 2. Entretanto, galáxias de tipo 2 requerem um maior número de nuvens ao longo da linha de visada do observador, Nobs, e, consequentemente, a extinção devida `a profundidade óptica é maior nas Sy 2 do que nas Sy 1, uma vez que temos mais obscurecimento `a medida que a linha de visada do observador se aproxima do equador. Para a massa do toroide encontramos para ambas as classes valores Mtor ∼104−107M⊙ e para seu tamanho físico derivamos que deve estar entre ∼ 1 − 6 pc, indicando um toroide bastante compacto, o que concorda com observações interferométricas. Finalmente, os resultados seguem a dependência de orientação sugerida pelos modelos de unificação, entretanto, algumas propriedades de obscurecimento das nuvens não são intrinsecamente as mesmas para ambos os tipos de atividade. A geometria toroidal e as propriedades das nuvens, juntamente com efeitos de orientação, podem ser cruciais para caracterizar as diferenças entre Sy 1 e Sy 2. / We aim to analyse the torus physical parameters of a sample comprising all Spitzer/IRS public data of Seyfert galaxies in the mid infrared spectral range (5.2- 38 μm). We compare the spectral energy distributions (SEDs) with ∼ 106 theoretical SEDs which consider the torus arranged in a distribution of dusty clouds using the χ2r ed and BayesCLUMPY approaches. We present the results for the clumpy model parameters: the observers viewing angle, i, the number of clouds in the torus equatorial plane, N, the clouds individual optical depth, τV , the power law index for the spatial distribution of the clouds, q, the torus angular width, σ and the radial extension, Y , of the clumpy distribution, besides other geometry-related parameters derived from the models. For all the studied objects, it appears to have a difference in the distribution of i, requiring larger angles for Seyfert 2 (Sy 2, ¯i=64◦) and a broad distribution for Seyfert 1 (Sy 1, ¯i =49◦), in agreement with the Unified Model for AGN. We found small differences in the σ parameter, indicating that Sy 1 may host a narrower torus than Sy 2, which typical values of ¯σ(Sy 1)=37◦ and ¯σ(Sy 2)=44◦. The parameters N and q are practically the same for both types and these results implying that the clouds distribution are nearly the same for type 1 and type 2 objects, however type 2 galaxies requires a larger number of clouds along the observer line of sight, Nobs, and consequently, the extinction due to optical depth is higher for Sy 2 than Sy 1, since we have more obscuration when the observer line of sight is closer to edge-on views. We found in both cases the torus masses in the range of Mtor ∼104−107M⊙ and the derived physical torus sizes (∼ 1−6 pc) indicates that the torus is very compact, in agreement with interferometric observations. Finally, the results follow the orientation dependency suggested by unification schemes, however, some properties concerning the clouds obscuration are not intrinsically the same for both types of activity. The torus geometry and clouds properties, along with orientation effects, may be crucial to characterize the differences between Sy 1 and Sy 2.

No description available.

No description available.

Estudamos as bandas de hidrocarbonetos aromáticos policíclicos (PAHs), linhas iônicas e contínuo de uma amostra composta por 98 galáxias com núcleo ativo (AGNs) e 88 galáxias Starburst (SB) usando espectros na região do infravermelho médio (MIR) observados com o telescópio espacial Spitzer. A forma do contínuo dessas galáxias aumenta para comprimentos de ondas maiores (_ 15μm) e segue uma distribuição de corpo-negro com temperaturas T_150 - 300K. As bandas de PAHs em 6.2, 7.7, 8.6, 11.3, 12.7μm e linhas em emissão de [Si ii] 34.8μm, [Ar ii] 6.9μm, [S iii] 18.7 e 33.4μm são detectadas em todas as galáxias SB e em _80% das galáxias Seyfert 2. Considerando apenas os PAHs em 7.7μm, 11.3μm e 12.7μm, encontramos que elas estão presentes em 80% das Seyfert 1, enquanto que apenas _50% delas apresentam as bandas de PAHs em 6.2μm e 8.6μm. As razões das bandas de PAHs neutros para ionizados (6.2μm/7.7μm×11.3μm/7.7μm) foram comparados com modelos teóricos e mostraram que as moléculas de PAHs em AGNs são maiores (> 180 átomos de carbono) que nas galáxias SB, além disso, os AGNs possuem alta fração de PAHs ionizados, enquanto que nas galáxias SB os PAHs tem baixo grau de ionização. Os valores da razão 7.7μm/11.3μm são aproximadamente constantes com o aumento de [Ne iii] 15.5μm/[Ne ii] 12.8μm, indicando que a fração das bandas de PAHs ionizados para neutros não depende da dureza do campo de radiação. Entretanto, as larguras equivalentes de ambos os PAHs diminuem com [Ne iii]/[Ne ii], sugerindo que as moléculas de PAHs, ionizadas (7.7μm) ou neutras (11.3μm), podem ser destruídas com o aumento da dureza do campo de radiação. Analisamos espectros com alta resolução espacial na banda N, observados com o Thermal- Region Camera Spectrograph (T-ReCS) e Michelle instalados nos telescópios Gemini, e comparamos com dados do Spitzer. Encontramos que AGNs com formação estelar circum-nuclear possuem bandas de PAHs e AGNs com intensa emissão de raio-X apresentam profunda absorção de silicato em 9.7μm. Também vemos que os espectros observados com o Gemini tem o mesmo comportamento que aqueles observados com o Spitzer. Entretanto, as bandas de PAHs nos dados do Spitzer são mais intensas que nos dados do Gemini. Além disso, existe emissão de PAHs próximo do núcleo ativo da NGC1808 (_ 26 pc), sugerindo que essas moléculas poderiam sobreviver próximas do AGN. Também realizamos um estudo com espectro no MIR, das galáxias Seyfert 2 NGC3281 e Mrk 3 classificadas como Compton-thick, obtidos com o T-ReCS e Michelle. Ambos espectros apresentam absorção de silicato em 9.7μm e linhas em emissão do [S iv] 10.5μm e [Ne ii] 12.7μm, porém, os espectros dessas galáxias não apresentam bandas de PAHs. Inferimos que a extin¸c˜ao no visual dessas gal´axias ´e AV _83mag (NGC3281) e AV _5.5mag (Mrk 3). Descrevemos os espectros nucleares dessas galáxias usando modelos de torus formados por nuvens. Os resultados sugerem que o núcleo dessas galáxias possui uma estrutura toroidal composta por poeira. Entretanto, as propriedades físicas do torus de NGC3281 e Mrk 3 são muito diferentes. Em NGC3281 o torus tem um raio de R0 _11 pc, 10 nuvens no equador, _V =40mag cada e estaríamos olhando na direção do equador (i = 60_). Na Mrk 3 o torus tem R0 _34 pc, 14 nuvens com _V =30mag e i = 90_. Usando estes modelos determinamos os valores da densidade colunar de hidrogênio (NH > 1024 cm−2) que são similares as inferidas a partir de dados do raio-X, que classificaram as galáxias NGC3281 e Mrk 3 como fontes Compton-thick. Este fato pode indicar que o material que absorve luz em raio-X também pode ser o responsável pela absorção em 9.7μm, além disso, também mostra uma forte evidência que a poeira de silicato, responsável por essa absorção, está localizada no torus. / We study polycyclic aromatic hydrocarbon (PAH) bands, ionic emission lines, and mid-infrared (MIR) continuum properties in a sample of 98 active galactic nucleus (AGNs) and 88 Starburst (SB) with Spitzer spectra. The continuum rises steeply for longer wavelengths ( 15μm) and follow a warm blackbody distribution of T 150 - 300K. The brightest PAH spectral bands (6.2, 7.7, 8.6, 11.3, and 12.7μm) and the forbidden emission lines [Si ii] 34.8μm, [Ar ii] 6.9μm [S iii] 18.7 and 33.4μm were detected in all the SB and in 80% of the Seyfert 2s. Considering only the PAH bands at 7.7μm, 11.3μm, and 12.7μm, we find that they are present in 80% of the Seyfert 1s, but only half of them shows the 6.2μm and 8.6μm PAH bands. The observed intensity line ratios for neutral and ionized PAHs (6.2μm/7.7μm×11.3μm/7.7μm) were compared to theoretical ratios, showing that AGNs have higher ionization fraction and larger PAH molecules (> 180 carbon atoms) than SB galaxies. The ratios between the ionized (7.7μm) and the neutral PAH bands (8.6μm and 11.3μm) are distributed over different ranges in AGNs and SB galaxies, suggesting that these ratios depend on the ionization fraction, and on the hardness of the radiation field. The ratio between the 7.7μm and 11.3μm bands is nearly constant with the increase of [Ne iii] 15.5μm/[Ne ii] 12.8μm, indicating that the fraction of ionized to neutral PAH bands does not depend on the hardness of the radiation field. The equivalent widths of both PAH features show the same dependence (strongly decreasing) with [Ne iii]/[Ne ii], suggesting that the PAH molecules, emitting either ionized (7.7μm) or neutral (11.3μm) bands, may be destroyed with the increase of the hardness of the radiation field. We investigate Seyfert galaxies that are powered by starburst and AGN emission using N band high resolution spectra taken with the Thermal-Region Camera Spectrograph (T-ReCS) and Michelle at the Gemini South and North telescopes. Also, Spitzer observations including emission of the nucleus and most of the host galaxy are compared with Gemini spectra of the nuclear region. We find that AGNs with circum-nuclear star formation show stronger PAHs than those with hard X-ray emission, the latter presenting deep silicate features at 9.7μm. We also find that Gemini spectra follow the same feature observed in Spitzer spectra. However, Spitzer data show stronger PAH bands than Gemini’s. In addition, we find PAH bands close ( 26 pc) to the NGC1808 active nucleus, suggesting that these molecules survive near an AGN. We also analyse MIR spectra of the Compton-thick Seyfert 2 galaxies NGC3281 and Mrk 3, obtained with T-ReCS and Michelle. Both spectra present silicate absorption at 9.7μm, as well as [S iv] 10.5μm and [Ne ii] 12.7μm ionic lines, but with no evidence of PAH emission. We find that the nuclear optical extinctions are AV 83mag (NGC3281) and AV 5.5mag (Mrk 3). We describe their nuclear spectra with a clumpy torus model. However, the torus physical properties in NGC3281 and Mrk 3 are very different. While in NGC3281 the torus has a radius of R0 11 pc, 10 clouds in the equatorial radius with optical depth of V =40mag each, and we would be looking in the direction of the torus equatorial radius (i = 60 ), in Mrk 3 it has R0 34 pc, 14 clouds in the equator with each cloud having V =30mag. In addition, according to these models, Mrk 3 torus would be “edge-on” with observer angle equal i = 90. Using silicate absorption modeling with a clumpy torus model we also retrieve the values of hydrogen column density (NH > 1024 cm−2) that classify NGC3281 and Mrk 3 as Compton-thick sources from X-ray data. Our findings indicate that the X-ray absorbing column densities, which classify NGC3281 and Mrk 3 as a Compton-thick sources, may also be responsible for the absorption at 9.7μm, providing strong evidence that the silicate dust responsible for this absorption is located in the AGN torus.

Estudamos as bandas de hidrocarbonetos aromáticos policíclicos (PAHs), linhas iônicas e contínuo de uma amostra composta por 98 galáxias com núcleo ativo (AGNs) e 88 galáxias Starburst (SB) usando espectros na região do infravermelho médio (MIR) observados com o telescópio espacial Spitzer. A forma do contínuo dessas galáxias aumenta para comprimentos de ondas maiores (_ 15μm) e segue uma distribuição de corpo-negro com temperaturas T_150 - 300K. As bandas de PAHs em 6.2, 7.7, 8.6, 11.3, 12.7μm e linhas em emissão de [Si ii] 34.8μm, [Ar ii] 6.9μm, [S iii] 18.7 e 33.4μm são detectadas em todas as galáxias SB e em _80% das galáxias Seyfert 2. Considerando apenas os PAHs em 7.7μm, 11.3μm e 12.7μm, encontramos que elas estão presentes em 80% das Seyfert 1, enquanto que apenas _50% delas apresentam as bandas de PAHs em 6.2μm e 8.6μm. As razões das bandas de PAHs neutros para ionizados (6.2μm/7.7μm×11.3μm/7.7μm) foram comparados com modelos teóricos e mostraram que as moléculas de PAHs em AGNs são maiores (> 180 átomos de carbono) que nas galáxias SB, além disso, os AGNs possuem alta fração de PAHs ionizados, enquanto que nas galáxias SB os PAHs tem baixo grau de ionização. Os valores da razão 7.7μm/11.3μm são aproximadamente constantes com o aumento de [Ne iii] 15.5μm/[Ne ii] 12.8μm, indicando que a fração das bandas de PAHs ionizados para neutros não depende da dureza do campo de radiação. Entretanto, as larguras equivalentes de ambos os PAHs diminuem com [Ne iii]/[Ne ii], sugerindo que as moléculas de PAHs, ionizadas (7.7μm) ou neutras (11.3μm), podem ser destruídas com o aumento da dureza do campo de radiação. Analisamos espectros com alta resolução espacial na banda N, observados com o Thermal- Region Camera Spectrograph (T-ReCS) e Michelle instalados nos telescópios Gemini, e comparamos com dados do Spitzer. Encontramos que AGNs com formação estelar circum-nuclear possuem bandas de PAHs e AGNs com intensa emissão de raio-X apresentam profunda absorção de silicato em 9.7μm. Também vemos que os espectros observados com o Gemini tem o mesmo comportamento que aqueles observados com o Spitzer. Entretanto, as bandas de PAHs nos dados do Spitzer são mais intensas que nos dados do Gemini. Além disso, existe emissão de PAHs próximo do núcleo ativo da NGC1808 (_ 26 pc), sugerindo que essas moléculas poderiam sobreviver próximas do AGN. Também realizamos um estudo com espectro no MIR, das galáxias Seyfert 2 NGC3281 e Mrk 3 classificadas como Compton-thick, obtidos com o T-ReCS e Michelle. Ambos espectros apresentam absorção de silicato em 9.7μm e linhas em emissão do [S iv] 10.5μm e [Ne ii] 12.7μm, porém, os espectros dessas galáxias não apresentam bandas de PAHs. Inferimos que a extin¸c˜ao no visual dessas gal´axias ´e AV _83mag (NGC3281) e AV _5.5mag (Mrk 3). Descrevemos os espectros nucleares dessas galáxias usando modelos de torus formados por nuvens. Os resultados sugerem que o núcleo dessas galáxias possui uma estrutura toroidal composta por poeira. Entretanto, as propriedades físicas do torus de NGC3281 e Mrk 3 são muito diferentes. Em NGC3281 o torus tem um raio de R0 _11 pc, 10 nuvens no equador, _V =40mag cada e estaríamos olhando na direção do equador (i = 60_). Na Mrk 3 o torus tem R0 _34 pc, 14 nuvens com _V =30mag e i = 90_. Usando estes modelos determinamos os valores da densidade colunar de hidrogênio (NH > 1024 cm−2) que são similares as inferidas a partir de dados do raio-X, que classificaram as galáxias NGC3281 e Mrk 3 como fontes Compton-thick. Este fato pode indicar que o material que absorve luz em raio-X também pode ser o responsável pela absorção em 9.7μm, além disso, também mostra uma forte evidência que a poeira de silicato, responsável por essa absorção, está localizada no torus. / We study polycyclic aromatic hydrocarbon (PAH) bands, ionic emission lines, and mid-infrared (MIR) continuum properties in a sample of 98 active galactic nucleus (AGNs) and 88 Starburst (SB) with Spitzer spectra. The continuum rises steeply for longer wavelengths ( 15μm) and follow a warm blackbody distribution of T 150 - 300K. The brightest PAH spectral bands (6.2, 7.7, 8.6, 11.3, and 12.7μm) and the forbidden emission lines [Si ii] 34.8μm, [Ar ii] 6.9μm [S iii] 18.7 and 33.4μm were detected in all the SB and in 80% of the Seyfert 2s. Considering only the PAH bands at 7.7μm, 11.3μm, and 12.7μm, we find that they are present in 80% of the Seyfert 1s, but only half of them shows the 6.2μm and 8.6μm PAH bands. The observed intensity line ratios for neutral and ionized PAHs (6.2μm/7.7μm×11.3μm/7.7μm) were compared to theoretical ratios, showing that AGNs have higher ionization fraction and larger PAH molecules (> 180 carbon atoms) than SB galaxies. The ratios between the ionized (7.7μm) and the neutral PAH bands (8.6μm and 11.3μm) are distributed over different ranges in AGNs and SB galaxies, suggesting that these ratios depend on the ionization fraction, and on the hardness of the radiation field. The ratio between the 7.7μm and 11.3μm bands is nearly constant with the increase of [Ne iii] 15.5μm/[Ne ii] 12.8μm, indicating that the fraction of ionized to neutral PAH bands does not depend on the hardness of the radiation field. The equivalent widths of both PAH features show the same dependence (strongly decreasing) with [Ne iii]/[Ne ii], suggesting that the PAH molecules, emitting either ionized (7.7μm) or neutral (11.3μm) bands, may be destroyed with the increase of the hardness of the radiation field. We investigate Seyfert galaxies that are powered by starburst and AGN emission using N band high resolution spectra taken with the Thermal-Region Camera Spectrograph (T-ReCS) and Michelle at the Gemini South and North telescopes. Also, Spitzer observations including emission of the nucleus and most of the host galaxy are compared with Gemini spectra of the nuclear region. We find that AGNs with circum-nuclear star formation show stronger PAHs than those with hard X-ray emission, the latter presenting deep silicate features at 9.7μm. We also find that Gemini spectra follow the same feature observed in Spitzer spectra. However, Spitzer data show stronger PAH bands than Gemini’s. In addition, we find PAH bands close ( 26 pc) to the NGC1808 active nucleus, suggesting that these molecules survive near an AGN. We also analyse MIR spectra of the Compton-thick Seyfert 2 galaxies NGC3281 and Mrk 3, obtained with T-ReCS and Michelle. Both spectra present silicate absorption at 9.7μm, as well as [S iv] 10.5μm and [Ne ii] 12.7μm ionic lines, but with no evidence of PAH emission. We find that the nuclear optical extinctions are AV 83mag (NGC3281) and AV 5.5mag (Mrk 3). We describe their nuclear spectra with a clumpy torus model. However, the torus physical properties in NGC3281 and Mrk 3 are very different. While in NGC3281 the torus has a radius of R0 11 pc, 10 clouds in the equatorial radius with optical depth of V =40mag each, and we would be looking in the direction of the torus equatorial radius (i = 60 ), in Mrk 3 it has R0 34 pc, 14 clouds in the equator with each cloud having V =30mag. In addition, according to these models, Mrk 3 torus would be “edge-on” with observer angle equal i = 90. Using silicate absorption modeling with a clumpy torus model we also retrieve the values of hydrogen column density (NH > 1024 cm−2) that classify NGC3281 and Mrk 3 as Compton-thick sources from X-ray data. Our findings indicate that the X-ray absorbing column densities, which classify NGC3281 and Mrk 3 as a Compton-thick sources, may also be responsible for the absorption at 9.7μm, providing strong evidence that the silicate dust responsible for this absorption is located in the AGN torus.