Submitted by Filipe dos Santos (fsantos@pucsp.br) on 2018-11-26T10:53:41Z No. of bitstreams: 1 Davi Junqueira Marin.pdf: 4237779 bytes, checksum: cfec1db3ec20ddca7dbf3060f65d2808 (MD5) / Made available in DSpace on 2018-11-26T10:53:42Z (GMT). No. of bitstreams: 1 Davi Junqueira Marin.pdf: 4237779 bytes, checksum: cfec1db3ec20ddca7dbf3060f65d2808 (MD5) Previous issue date: 2018-10-02 / Pontifícia Universidade Católica de São Paulo - PUCSP / The present dissertation aims to arrive at a concept of narrator that embraces all the complexity of electronic networks writing. In order to do so, Facebook was chosen as an object of study to illustrate the rationale presented together with the concepts debated not only by their amplitude in terms of diversity of use, but as a product that also symbolizes some unanimity in our research context within an even larger environment, which we call here the Galaxy of Zuckerberg in the wake of the works of Marshal McLuhan. Since Walter Benjamin establishes his criticism in The narrator, we seek an analysis of classic concepts from the typographic universe brought by authors such as Paul Ricoeur, mainly, and Gérard Genette and Roland Barthes in the background, along with Todorov. Although our chronology of work beeing ultra contemporary and very current, the debate of concepts goes back to classical antiquity, the Middle Ages and modern times marked by the emergence of the Gutenberg press, when begins the process Benjamin will call death of the experience or death of the narrator. In illustrating the analysis of what we are calling networked writing, of real time narrative through examples drawn from Facebook profiles, we mark the birth of this new media galaxy emerging at the apex of the twentieth century and that made the typography mature while shining at the same time new mechanical-electrical techniques of reproduction of arts and storytelling, or artificial reproduction of experience, as Benjamin puts it. Thus, by pairing great authors in their great works, such as McLuhan and Benjamin, we get an overview of what can be the new electronic age precisely from the study of the transposition of the mŷthos in Paul Ricoeur, through concepts such as point of view and time in the composition of narratives. The central idea is that new faces do not change old habits and that although new media bring in its core the need to review themes and conceptual updates, the core of questions and habits are timeless and always obey the same structure, regardless of their context or their technological support. Concluding poetically as the question is worked in the same way through the course, we will agree with Walter Benjamin on the death of the narrator, but we will also agree with Marshal McLuhan in saying that he may be reborn in his new global village / A presente dissertação tem por objetivo chegar a um conceito de narrador que abrace toda a complexidade das escritas nas redes eletrônicas. Para tanto, o Facebook foi eleito como objeto de estudo para ilustrar o raciocínio apresentado juntamente com os conceitos debatidos não apenas pela sua amplitude em termos de diversidade de uso, mas enquanto produto que também simboliza certa unanimidade em nosso contexto de pesquisa dentro de um ambiente ainda maior, o que chamamos aqui de Galáxia de Zuckerberg na esteira das obras de Marshal McLuhan. A partir da crítica que Walter Benjamin estabelece em O narrador, buscamos uma análise de conceitos clássicos provenientes do universo tipográfico trazidos por autores como Paul Ricoeur, principalmente, e Gérard Genette e Roland Barthes em segundo plano, juntamente com Todorov. Embora nossa cronologia de trabalho seja ultra contemporânea, atualíssima, o debate dos conceitos remonta a antiguidade clássica, a Idade Média e os tempos modernos marcados pelo surgimento da prensa de Gutenberg, quando se inicia o processo que Benjamin vai chamar de morte da experiência, ou morte do narrador. Ao ilustrarmos uma análise do que estamos chamando de escrita em rede, de narrativa real time através de exemplos extraídos de perfis do Facebook, demarcamos o nascimento dessa nova galáxia de mídia que surge no ápice do século XX e que fez amadurecer a tipografia ao mesmo tempo em que brilharam novas técnicas mecânico-elétricas de reprodução de artes e de contação de histórias, ou de reprodução artificial da experiência, como coloca Benjamin. Assim, ao emparelharmos grandes autores em suas grandes obras, como McLuhan e Benjamin, conseguimos uma visão de conjunto sobre o que pode ser a nova era eletrônica justamente a partir do estudo da transposição do mŷthos em Paul Ricoeur através de conceitos como ponto de vista e tempo na composição das narrativas. A ideia central é a de que novas faces não mudam os velhos hábitos, e que apesar de novas mídias trazerem em seu bojo a necessidade da revisão de temas e atualizações conceituais, o cerne das questões e os hábitos são atemporais e obedecem sempre a uma mesma estrutura, independente de seu contexto ou de seu suporte tecnológico. Concluindo de forma poética assim como é trabalhada a questão durante todo o percurso, vamos concordar com Walter Benjamin sobre a morte do narrador, mas vamos também concordar com Marshal McLuhan ao dizermos que ele pode estar renascido em sua nova aldeia global

A curva de rotação da Galáxia apresenta uma anomalia perto do raio da órbita solar R0, caracterizada pela presença de um mínimo. Existem trabalhos que, embora não façam uma afirmação categórica, interpretam o mínimo como sendo o resultado do decréscimo do efeito do disco, combinado com o aumento do efeito de um hipotético halo de matéria escura. A existência de tal interpretação reforça a importância de um estudo detalhado sobre sua natureza. No presente trabalho nós mapeamos a curva de rotação entre os raios galáticos 5 < R < 12 kpc usando diversas estrelas como traçadoras, por exemplo, Cefeidas, C-Miras, etc. Através de um método original realizamos o estudo cinemático para 322 Cefeidas. A partir desse estudo determinamos os melhores valores para os parâmetros da Galáxia, V0=202 +- 15 km/s e R0=7.5 +- 0.5 kpc. A melhor escolha possível para tais parâmetros é de fundamental importância, pois estes afetam a curva de rotação deduzida a partir de dados observacionais. Após determinarmos os valores de R0 e V0, analisamos as curvas de rotação obtidas por nós e vimos que elas apresentam um mínimo a uma distância de 1.5 +- 0.3 kpc de R0. O mínimo apresenta uma velocidade de 30 +- 10 km/s menor que a velocidade encontrada no raio galático igual a R0. Simulações computacionais mostraram que esse mínimo pode ser explicado por um déficit gaussiano na densidade superficial de matéria (gás + estrelas) do disco, com um decréscimo máximo de 30% do valor da densidade superficial total próxima a R0. Esse déficit pode ser explicado pelo efeito da co-rotação. / The Galaxy rotation curve shows an anomaly near the solar radius orbit R0, characterized by the presence of a minimum. There are works that implicitly interpret the minimum as the result of the decrease of the effect of the disk, combined with increasing of effect of a hypothetical dark matter halo. The existence of this interpretation reinforces the importance of a detailed study about its nature. In this work we obtained the rotation curve between Galactic radius, 5 < R < 12 kpc, using several stars as tracers, for instance, Cepheids, C-Miras, etc. Through a new method, we studied the kinematic of 322 Cepheids. From this study we determined the best values for the Galaxy parameters, V0=202 +- 15 km/s, and R0=7.5 +- 0.5 kpc. The best possible choice for such parameters is of fundamental importance since they affect the rotation curve inferred from observational data. After determining the values of R0, and V0, we analyzed the rotation curves obtained by us, and we saw that they have a minimum at a distance of 1.5 +- 0.3 kpc from R0. The minimum shows a velocity of 30 +- 10 km/s less than the velocity found at galactic radius R0. Computational simulations showed that this minimum can be explained by a Gaussian deficit of surface density of matter (gas + stars) of disk, with a maximum decrease of 30% of the value of surface density total arround R0. This deficit is explained by the effect of co-rotation.

O espectro no núcleo da galáxia Seyfert 1 NGC 7469 apresenta linhas de emissão intensas e largas, com assimetria para o vermelho no caso das linhas de Balmer do HI, e para o azul no caso de linhas proibidas. / The nuclear spectrum of the Seyfert 1 galaxy NGC 7469 exhibits intense and broad emission lines: the HI Balmer lines areasymmetric to the blue.

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.

O espectro no núcleo da galáxia Seyfert 1 NGC 7469 apresenta linhas de emissão intensas e largas, com assimetria para o vermelho no caso das linhas de Balmer do HI, e para o azul no caso de linhas proibidas. / The nuclear spectrum of the Seyfert 1 galaxy NGC 7469 exhibits intense and broad emission lines: the HI Balmer lines areasymmetric to the blue.

O espectro no núcleo da galáxia Seyfert 1 NGC 7469 apresenta linhas de emissão intensas e largas, com assimetria para o vermelho no caso das linhas de Balmer do HI, e para o azul no caso de linhas proibidas. / The nuclear spectrum of the Seyfert 1 galaxy NGC 7469 exhibits intense and broad emission lines: the HI Balmer lines areasymmetric to the blue.

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.

A curva de rotação da Galáxia apresenta uma anomalia perto do raio da órbita solar R0, caracterizada pela presença de um mínimo. Existem trabalhos que, embora não façam uma afirmação categórica, interpretam o mínimo como sendo o resultado do decréscimo do efeito do disco, combinado com o aumento do efeito de um hipotético halo de matéria escura. A existência de tal interpretação reforça a importância de um estudo detalhado sobre sua natureza. No presente trabalho nós mapeamos a curva de rotação entre os raios galáticos 5 < R < 12 kpc usando diversas estrelas como traçadoras, por exemplo, Cefeidas, C-Miras, etc. Através de um método original realizamos o estudo cinemático para 322 Cefeidas. A partir desse estudo determinamos os melhores valores para os parâmetros da Galáxia, V0=202 +- 15 km/s e R0=7.5 +- 0.5 kpc. A melhor escolha possível para tais parâmetros é de fundamental importância, pois estes afetam a curva de rotação deduzida a partir de dados observacionais. Após determinarmos os valores de R0 e V0, analisamos as curvas de rotação obtidas por nós e vimos que elas apresentam um mínimo a uma distância de 1.5 +- 0.3 kpc de R0. O mínimo apresenta uma velocidade de 30 +- 10 km/s menor que a velocidade encontrada no raio galático igual a R0. Simulações computacionais mostraram que esse mínimo pode ser explicado por um déficit gaussiano na densidade superficial de matéria (gás + estrelas) do disco, com um decréscimo máximo de 30% do valor da densidade superficial total próxima a R0. Esse déficit pode ser explicado pelo efeito da co-rotação. / The Galaxy rotation curve shows an anomaly near the solar radius orbit R0, characterized by the presence of a minimum. There are works that implicitly interpret the minimum as the result of the decrease of the effect of the disk, combined with increasing of effect of a hypothetical dark matter halo. The existence of this interpretation reinforces the importance of a detailed study about its nature. In this work we obtained the rotation curve between Galactic radius, 5 < R < 12 kpc, using several stars as tracers, for instance, Cepheids, C-Miras, etc. Through a new method, we studied the kinematic of 322 Cepheids. From this study we determined the best values for the Galaxy parameters, V0=202 +- 15 km/s, and R0=7.5 +- 0.5 kpc. The best possible choice for such parameters is of fundamental importance since they affect the rotation curve inferred from observational data. After determining the values of R0, and V0, we analyzed the rotation curves obtained by us, and we saw that they have a minimum at a distance of 1.5 +- 0.3 kpc from R0. The minimum shows a velocity of 30 +- 10 km/s less than the velocity found at galactic radius R0. Computational simulations showed that this minimum can be explained by a Gaussian deficit of surface density of matter (gas + stars) of disk, with a maximum decrease of 30% of the value of surface density total arround R0. This deficit is explained by the effect of co-rotation.

Este trabalho constituiu-se da análise de abundâncias químicas de nebulosas planetárias localizadas na conexão bojo-disco, onde se dá o encontro das características do bojo, tais como a diversidade de abundâncias, com as do disco, tais como o limite interno do gradiente radial de abundâncias. Em particular, o estudo de nebulosas planetárias nesta região traz informações importantes a respeito das abundâncias de elementos tais como He, O, Ne, Ar, S e de sua evolução associada à evolução das estrelas de massa intermediária. Novas abundâncias foram derivadas a partir de observações espectrofotométricas no telescópio Perkin-Elmer de 1.60 m do Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA) em Minas Gerais, Brasil. Foram observadas nebulosas planetárias selecionadas através da localização na direção do centro da Galáxia, diâmetro angular no óptico e fluxo em rádio. A comparação entre as abundâncias obtidas neste trabalho com outros trabalhos da literatura mostrou que as distribuições das abundâncias são compatíveis. Para o estudo da distribuição das abundâncias na conexão utilizou-se as escalas de distância de Maciel & Pottasch (1980), Cahn et al. (1992) e Zhang (1995). A separação das nebulosas planetárias do bojo e do disco mostrou que em média as do bojo apresentam menores abundâncias se comparadas as disco interno, para as escalas de Cahn et al. (1992) e Zhang (1995). Contudo esta separação não é superior aos erros na obtenção das abundâncias, indicando apenas uma tendência. Através deste estudo encontrou-se uma distância de separação entre as propriedades químicas destas regiões. Para a primeira escala esta distância é de 2.9 kpc e para a segunda de 1.5 kpc. Sendo que o valor de 2.9 kpc concorda com resultados independentes. A escala de Maciel & Pottasch (1980) não apresentou resultados conclusivos a respeito da distribuição das abundâncias entre estas estruturas. / This project consisted in a spectrophotometric investigation of planetary nebulae located at the bulge-disk connection of the Milk Way, where the bulge and disk characteristics such as chemical and kinematic properties should intersect. In particular, the study of planetary nebulae in the bulge-disk connection brings important informations about the chemical abundances of elements such as He,N,O,S,Ar,Ne and the evolution of these abundances, associated with the evolution of intermediate-mass stars, as well as for the chemical evolution of the Galaxy. New abundances were derived from spectrophotometric observations at the Perkin-Elmer 1.6 m telescope of Laboratório Nacional de Astrofísica - Brazil. The objects were selected according to their location toward the Galactic center, angular diameter, and radio flux. The data show a good agreement with some other results in the literature, in the sense that the distribution of the abundances is similar to those works. Statistical distance scales from Maciel & Pottasch (1980), Cahn et al. (1992), and Zhang (1995) were used to study the distribution of chemical abundances in the bulge-disk connection. Making use of Cahn et al. (1992) and Zhang (1995) scales, the separation between PNe belonging to the disk and bulge showed that on the average those from the bulge have a slight underabundance compared to those from the inner disk. Nevertheless this separation is not larger than the errors in the abundance determinations, showing only a tendency. This study allowed to find the distance in which the chemical properties of these regions are distinct. For the former scale the distance is 2.9 kpc and for the latter is 1.5 kpc. The value of 2.9 kpc agree with other results for the disk-bulge separation. The same study with Maciel & Pottasch (1980) distance scale did not show any conclusive result about the distribution of chemical abundances between these structures.