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.

Foram analisados espectros óticos de fenda longa das galáxias Seyfert 1 ESO362-G18 e Seyfert 2 ESO362-G8. Estas duas galáxias apresentam emissão por gás de alta excitação em forma anisotrópica, possivelmente devido a colimação por um tóro de poeira. O objetivo do presente trabalho consiste em estudar o contínuo e a região estendida de linhas de emissão (ENLR) destes objetos. Este trabalho constitui-se no primeiro estudo detalhado realizado sobre estas galáxias. A população estelar em cada galáxia e caracterizada em função da distância ao núcleo. O contínuo nuclear e estudado em termos de duas componentes: a população estelar e a componente AGN (\Active Galatic Nuclei"). Observa-se a presença desta componente AGN na gal axia Seyfert 1 ESO362-G18. A galáxia Seyfert 2 não permite observar esta componente AGN mesmo depois de subtraída a componente de população estelar. Nas duas galáxias observa-se importante contribuição de população de idade intermediária ( 5 108 anos). A partir das linhas estreitas de emissão, mapeamos a excitação do gás interestelar ao longo da ENLR. As razões entre estas linhas de emissão são reproduzidas a partir de um modelo de fotoionização de duas componentes - uma componente limitada por matéria ("matter-bounded") e uma componente limitada por ionização ("ionization-bounded"). Este modelo, construído utilizando o código de fotoionização MAPPINGS Ic, se propõe a resolver os problemas apresentados pelos modelos tradicionais de uma componente apenas. A partir dos resultados obtidos com o modelo de duas componentes, determinamos o fator de preenchimento e o fator de cobertura do gás em função da distância ao núcleo. Utilizamos estes parâmetros para testar a consistência do modelo proposto. Por fim realizase o cálculo de balanço de fótons e estuda-se a natureza do contínuo infravermelho (IR) médio e distante - comparando-se a luminosidade observada no IR, calculada a partir dos fluxos IRAS, com a luminosidade predita para um tóro que envolve a fonte modelada e re-emite a radiação incidente no infravermelho.

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.

Foram analisados espectros óticos de fenda longa das galáxias Seyfert 1 ESO362-G18 e Seyfert 2 ESO362-G8. Estas duas galáxias apresentam emissão por gás de alta excitação em forma anisotrópica, possivelmente devido a colimação por um tóro de poeira. O objetivo do presente trabalho consiste em estudar o contínuo e a região estendida de linhas de emissão (ENLR) destes objetos. Este trabalho constitui-se no primeiro estudo detalhado realizado sobre estas galáxias. A população estelar em cada galáxia e caracterizada em função da distância ao núcleo. O contínuo nuclear e estudado em termos de duas componentes: a população estelar e a componente AGN (\Active Galatic Nuclei"). Observa-se a presença desta componente AGN na gal axia Seyfert 1 ESO362-G18. A galáxia Seyfert 2 não permite observar esta componente AGN mesmo depois de subtraída a componente de população estelar. Nas duas galáxias observa-se importante contribuição de população de idade intermediária ( 5 108 anos). A partir das linhas estreitas de emissão, mapeamos a excitação do gás interestelar ao longo da ENLR. As razões entre estas linhas de emissão são reproduzidas a partir de um modelo de fotoionização de duas componentes - uma componente limitada por matéria ("matter-bounded") e uma componente limitada por ionização ("ionization-bounded"). Este modelo, construído utilizando o código de fotoionização MAPPINGS Ic, se propõe a resolver os problemas apresentados pelos modelos tradicionais de uma componente apenas. A partir dos resultados obtidos com o modelo de duas componentes, determinamos o fator de preenchimento e o fator de cobertura do gás em função da distância ao núcleo. Utilizamos estes parâmetros para testar a consistência do modelo proposto. Por fim realizase o cálculo de balanço de fótons e estuda-se a natureza do contínuo infravermelho (IR) médio e distante - comparando-se a luminosidade observada no IR, calculada a partir dos fluxos IRAS, com a luminosidade predita para um tóro que envolve a fonte modelada e re-emite a radiação incidente no infravermelho.

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.

Foram analisados espectros óticos de fenda longa das galáxias Seyfert 1 ESO362-G18 e Seyfert 2 ESO362-G8. Estas duas galáxias apresentam emissão por gás de alta excitação em forma anisotrópica, possivelmente devido a colimação por um tóro de poeira. O objetivo do presente trabalho consiste em estudar o contínuo e a região estendida de linhas de emissão (ENLR) destes objetos. Este trabalho constitui-se no primeiro estudo detalhado realizado sobre estas galáxias. A população estelar em cada galáxia e caracterizada em função da distância ao núcleo. O contínuo nuclear e estudado em termos de duas componentes: a população estelar e a componente AGN (\Active Galatic Nuclei"). Observa-se a presença desta componente AGN na gal axia Seyfert 1 ESO362-G18. A galáxia Seyfert 2 não permite observar esta componente AGN mesmo depois de subtraída a componente de população estelar. Nas duas galáxias observa-se importante contribuição de população de idade intermediária ( 5 108 anos). A partir das linhas estreitas de emissão, mapeamos a excitação do gás interestelar ao longo da ENLR. As razões entre estas linhas de emissão são reproduzidas a partir de um modelo de fotoionização de duas componentes - uma componente limitada por matéria ("matter-bounded") e uma componente limitada por ionização ("ionization-bounded"). Este modelo, construído utilizando o código de fotoionização MAPPINGS Ic, se propõe a resolver os problemas apresentados pelos modelos tradicionais de uma componente apenas. A partir dos resultados obtidos com o modelo de duas componentes, determinamos o fator de preenchimento e o fator de cobertura do gás em função da distância ao núcleo. Utilizamos estes parâmetros para testar a consistência do modelo proposto. Por fim realizase o cálculo de balanço de fótons e estuda-se a natureza do contínuo infravermelho (IR) médio e distante - comparando-se a luminosidade observada no IR, calculada a partir dos fluxos IRAS, com a luminosidade predita para um tóro que envolve a fonte modelada e re-emite a radiação incidente no infravermelho.

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.

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.