No description available.

The efficiency of the Bowen fluorescence mechanism in models of planetary nebulae and Seyfert galaxy nuclei has been calculated by solving the equation of transfer for He II Ly -o( and the Bowen lines using the Feautrier method. The calculated efficiencies, which do not show significant differences between planetary nebulae and Seyfert galaxies, range from about 40% to 50% for realistic models. These values are somewhat higher than recent empirical determinations of Bowen conversion in planetary nebulae. Certain discrepancies between theoretical and observed line ratios are noted, however, which make the comparison with observation ambiguous. The efficiencies are shown to be rather insensitive to changes in various parameters. It is also noted that observations do not necessarily show that the Bowen lines are systematically weaker in Seyfert galaxy nuclei than in planetary nebulae.

No description available.

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.

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.

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.

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.

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.

We present and analyse quasi-simultaneous multi-epoch spectral energy distributions (SEDs) of seven reverberation-mapped active galactic nuclei (AGNs) for which accurate black hole mass measurements and suitable archival data are available from the 'AGNWatch' monitoring programs. We explore the potential of optical-UV and X-ray data, obtained within 2 d, to provide more accurate SED-based measurements of individual AGN and quantify the impact of source variability on key measurements typically used to characterize the black hole accretion process plus on bolometric correction factors at 5100 angstrom, 1350 angstrom and for the 2-10 keV X-ray band, respectively. The largest SED changes occur on long time-scales (greater than or similar to 1 year). For our small sample, the 1 mu m to 10 keV integrated accretion luminosity typically changes by 10 per cent on short time-scales (over 20 d), by similar to 30 per cent over a year, but can change by 100 per cent or more for individual AGN. The extreme ultraviolet (EUV) gap is the most uncertain part of the intrinsic SED, introducing a similar to 25 per cent uncertainty in the accretion-induced luminosity, relative to the model independent interpolation method that we adopt. That aside, our analysis shows that the uncertainty in the accretion-induced luminosity, the Eddington luminosity ratio and the bolometric correction factors can be reduced (by a factor of two or more) by use of the SEDs built from data obtained within 20 d. However, (M) over dot and eta are mostly limited by the unknown EUV emission and the unknown details of the central engine and our aspect angle.