Post-starbursts (PSBs) are candidate for rapidly transitioning from starbursting to quiescent galaxies. We study the molecular gas evolution of PSBs at z similar to 0.03-0.2. We undertook new CO (2-1) observations of 22 Seyfert PSB candidates using the Arizona Radio Observatory Submillimeter Telescope. This sample complements previous samples of PSBs by including green-valley PSBs with Seyfert-like emission, allowing us to analyse for the first time the molecular gas properties of 116 PSBs with a variety of AGN properties. The distribution of molecular gas to stellar mass fractions in PSBs is significantly different from normal star-forming galaxies in the CO Legacy Database (COLD) GASS survey. The combined samples of PSBs with Seyfert-like emission line ratios have a gas fraction distribution that is even more significantly different and is broader (similar to 0.03-0.3). Most of them have lower gas fractions than normal star-forming galaxies. We find a highly significant correlation between the WISE 12 and 4.6 mu m flux ratios and molecular gas fractions in both PSBs and normal galaxies. We detect molecular gas in 27 per cent of our Seyfert PSBs. Taking into account the upper limits, the mean and the dispersion of the distribution of the gas fraction in our Seyfert PSB sample are much smaller (mu = 0.025, sigma = 0.018) than previous samples of Seyfert PSBs or PSBs in general (mu similar to 0.1-0.2, sigma similar to 0.1-0.2).

The wide-area XMM-XXL X-ray survey is used to explore the fraction of obscured active galactic nuclei (AGNs) at high accretion luminosities, L-X(2-10 keV) greater than or similar to 10(44) erg s(-1), and out to redshift z approximate to 1.5. The sample covers an area of about 14 deg(2) and provides constraints on the space density of powerful AGNs over a wide range of neutral hydrogen column densities extending beyond the Compton-thick limit, N-H approximate to 10(24) cm(-2). The fraction of obscured Compton-thin (N-H = 10(22) - 10(24) cm(-2)) AGNs is estimated to be approximate to 0.35 for luminosities L-X(2-10 keV) > 10(44) erg s(-1), independent of redshift. For less luminous sources, the fraction of obscured Compton-thin AGNs increases from 0.45 +/- 0.10 at z = 0.25 to 0.75 +/- 0.05 at z = 1.25. Studies that select AGNs in the infrared via template fits to the observed spectral energy distribution of extragalactic sources estimate space densities at high accretion luminosities consistent with the XMM-XXL constraints. There is no evidence for a large population of AGNs (e.g. heavily obscured) identified in the infrared and missed at X-ray wavelengths. We further explore the mid-infrared colours of XMM-XXL AGNs as a function of accretion luminosity, column density and redshift. The fraction of XMM-XXL sources that lie within the mid-infrared colour wedges defined in the literature to select AGNs is primarily a function of redshift. This fraction increases from about 20-30 per cent at z = 0.25 to about 50-70 per cent at z = 1.5.

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Malgré l’existence de modèles précis, notre connaissance des structures à petite échelle des galaxies est toujours limitée par le manque de preuves observationnelles. Les progrès instrumentaux ont permis d’atteindre une haute résolution angulaire à l’aide des nouvelles générations de télescopes, mais celle-ci est restreinte à un faible nombre de cibles extragalactiques à causes des besoins de l’Optique Adaptative (OA). En effet, afin de permettre une mesure efficace du front d’onde, l’OA requiert une source brillante et ponctuelle proche de la cible scientifique, typiquement en dessous de 30 . La partie principale de cette thèse porte sur l’analyse de la dizaine de parsecs centrale des Galaxies à Noyaux Actifs (NAG) à l’aide de différentes techniques observationnelles et numériques. Nous avons dans ce contexte développé un code de transfert radiatif nous permettant d’analyser les données polarimétriques. La seconde partie de ce travail est dédiée à l’analyse d’images en proche infrarouges de galaxies à flambée d’étoiles afin de contraindre les paramètres décrivant les super amas stellaires, jeunes cocons de poussière très massifs abritant une formation d’étoiles très soutenue, à l’aide de données obtenues avec l’instrument CANARY, démonstrateur de nouvelles technologies d’OA. / Despite having strong theoretical models, the current limitation in our understanding of the small-scale structures of galaxies is linked to the lack of observational evidences. Many powerful telescopes and instruments have been developed in the last decades, however one of these strongest tools, namely Adaptive Optics (AO), can only be used on a very limited number of targets. Indeed, for AO to be efficient, a bright star is required close to the scientific target, typically under 30 . This is mandatory for the AO systems to be able to measure the atmospheric turbulence and this condition is rarely satisfied for extended extragalactic targets such as galaxies. The main part of this thesis work consisted in going deeper in the analysis of the inner tens of parsecs of Active Nuclei (AGN) by combining different techniques to obtain and to interpret new data. In this context, we developed a new radiative transfer code to analyse the polarimetric data. A second part of my work was dedicated to a high angular resolution study of Super Star Clusters (SSC) in a new system, thanks to data obtained with the AO demonstrator CANARY instrument.

Foram analisados espectros óticos de fenda longa de 29 galáxias que hospedam núcleos ativos (AGNs), sendo 6 galáxias Seyfert 1, 18 galáxias Seyfert 2, 4 Rádio-galáxias de linhas estreitas (NLRG) e 1 Rádio-galáxia de linhas largas (BLRG). Estas galáxias apresentam emissão por gás de alta excitação que se estende em alguns casos a 10 kpc do núcleo. O objetivo do presente trabalho consiste em estudar e caracterizar as propriedades físicas da região estendida de linhas estreitas (ENLR) destes objetos bem como propriedades da fonte central. A distribuição radial de parâmetros que caracterizam o gás emissor em cada galáxia, tais como brilho superficial das linhas de emissão, densidade do gás, massa, extinção e excitação são obtidos. Estes valores característicos são comparados entre as diferentes classes de atividade nuclear presentes em nossa amostra, bem como às propriedades de galáxias normais com o mesmo tipo de Hubble quando possível. Nós encontramos que a massa de gás ionizado é consistente com a hipótese de que o gás é “originado” na fotoionização pela fonte central das nuvens de HI préexistentes na galáxia hospedeira. Os valores observados das razões entre as linhas estreitas de emissão são comparados com os obtidos através de modelos de fotoionização gerados com o código MAPPINGS Ic, obtendo os parâmetros do modelo – densidade, índice espectral da distribuição de energia e da metalicidade do gás – que melhor reproduzem as observações. Observamos que a variação da abundância química do gás é necessária para explicar o espalhamento nos valores observados. Adicionalmente, comparamos os valores observados com os obtidos com modelos de choques gerados por Dopita & Sutherland. Investigamos também a influência da emissão proveniente de regiões HII ao espectro observado – a qual concluímos ser importante particularmente nas regiões emissoras mais distantes do que 2 kpc do núcleo. Nós determinamos a luminosidade ionizante da fonte central nos AGNs usando a aproximação de que as nuvens de gás são limitadas por radiação, e obtivemos os correspondentes valores para o fator de cobertura do gás. Esta luminosidade ionizante foi então comparada com a luminosidade observada em raios-X na banda 2 –10 keV, através de aproximações para a distribuição espectral de energia (SED). Para 9 galáxias Seyfert 2 a luminosidade observada está disponível, e verificamos que nosso método recupera a luminosidade do AGN em raios-X – assim como obtida dos dados do satélite ASCA – bem como identifica os 3 casos Compton espessos. Por fim, investigamos a natureza do contínuo infravermelho (IR) médio e distante – comparandose a luminosidade observada no IR, calculada a partir dos fluxos IRAS, com a luminosidade predita para um toro que envolve a fonte central absorvendo a radiação incidente e re-emitindo esta no infravermelho. Encontramos que a luminosidade observada no IR é consistente com a luminosidade predita para o torus.

We present a study of high-resolution long-slit spectra of the Narrow-Line Regions (NLRs) of NGC 4151 (a Seyfert 1 galaxy) and NGC 1068 (a Seyfert 2 galaxy) obtained with the Space Telescope Imaging Spectrograph (STIS) aboard the Hubble Space Telescope (HST). The spectra were retrieved from the Multimission Archive at Space Telescope (MAST) and were obtained from five and seven orbits of HST time resulting in five and seven parallel slit configurations at position angles of 52 degrees and 38 degrees for NGC 4151 and NGC 1068 respectively. The spectra have a spatial resolution of 0.2 arcsecond across and 0.1 arcsecond along each slit. Observations of [O III] emission from the NLRs were made using the medium resolution G430M grating aboard HST. The spectral resolving power of the grating, R~9000, resulted in the detection of multiple kinematic components of the [O III] emission line gas along each slit. Radial velocities of the components were measured using a Gaussian fitting procedure. Biconical outflow models were generated to match the data and for comparison to previous models done with lower dispersion observations. The general trend is an increase in radial velocity roughly proportional to distance from the nucleus, followed by a linear decrease after roughly 100 pc. This is similar to that seen in other Seyfert galaxies, indicating common acceleration and deceleration mechanisms. The full-width at half-maximum (FWHM) of the emission lines reaches a maximum of 1000 km/s near the nucleus, and generally decreases with increasing distance to about 100 km/s in the extended narrow-line region (ENLR), starting at about 400 pc from the nucleus. In addition to the bright emission knots, which generally fit our model, there are faint high velocity clouds that do not fit the biconical outflow pattern of our kinematic model. A comparison of our observations with high-resolution radio maps shows that the kinematics of the faint NLR clouds may be affected by the radio lobes that comprise the inner jet. However, the bright NLR clouds show a smooth transition across the radio knots in radial velocity and velocity dispersion plots and remain essentially undisturbed in their vicinity, indicating that the radio jet is not the principal driving force on the outflowing NLR clouds. A dynamical model was developed for NGC 1068; it includes forces of radiation pressure, gravity, and drag due an ambient medium, simultaneously acting on the NLR clouds. The velocity profile from this model was too steep to fit the data, which show a more slowly increasing velocity profile. Gravity alone was not able to slow down the clouds but with the drag forces included, the clouds could slow down, reaching systemic velocities at distances that depend on the column densities of the NLR gas and density of the intercloud medium. A biconical model using the geometric parameters from our kinematic fit, and the velocity law from the dynamic fit, was used to match the data. The resulting dynamic model represented a poor fit to the data, indicating the need for additional dynamical considerations.

Through the work on X-ray and gamma-ray data of AGN I contributed significantly to the progress in the unification of AGN since I finished my PhD in 2000. <p> The study of the evolutionary behaviour of X-ray selected blazars (Beckmann & Wolter 2001; Beckmann et al. 2002, 2003b; Beckmann 2003) shows that their evolution is not as strongly negative as indicated by previous studies. The overall luminosity function is consistent with no evolution in the 0.1−2.4 keV band as seen by ROSAT/PSPC. There is still a difference compared to the luminosity function of FSRQ and LBL, which seem to show a positive evolution, indicating that they have been more luminous and/or numerous at cosmological distances. We indicated a scenario in order to explain this discrepancy, in which the high luminous FSRQ develop into the fainter LBL and finally into the BL Lac objects with high frequency peaks in their spectral energy distribution but overall low bolometric luminosity. <p> Studying the variability pattern of hard X-ray selected Seyfert galaxies, we actually found differences between type 1 and type 2 objects, in the sense that type 2 seemed to be more variable (Beckmann et al. 2007a). This breaking of the unified model is caused by the different average luminosity of the absorbed and unabsorbed sources, as discussed in Sect. 4.7.3. This can be explained by a larger inner disk radius when the AGN core is most active (the so-called receding disc model). <p> The work on the sample characteristics of hard X-ray detected AGN also led to the proof that the average intrinsic spectra of type 1 and type 2 objects are the same when reflection processes are taken into account (Beckmann et al. 2009d). This also explains why in the past Seyfert 2 objects were seen to have harder X-ray spectra than Seyfert 1, as the stronger reflection hump in the type 2 objects makes the spectra appear to be flatter, although the underlying continuum is the same. <p> Further strong evidence for the unification scheme comes from the observation of a fundamental plane which connects type 1 and type 2 objects smoothly (Beckmann et al. 2009d). In addition, in the case of the Seyfert 1.9 galaxy MCG-05-23-016 I showed that the spectral energy distribution of this source and its accretion rate is similar to that of a Galactic binary (Beckmann et al. 2008a). <p> Throughout the studies I have shown that the intrinsic spectral shape appears to be very stable on weeks to year time scale (Beckmann et al. 2004d, 2005b, 2007b, 2008a). This implies that the overall geometry of the AGN over these time scales did not change dramatically. The variations in intensity can then be explained in two ways: either the amount of material emitting the hard X-rays varies, or the amount of plasma visible to the observer varied, e.g. through different orientation of the disk with respect to the observer. In an upcoming paper we will show though, that NGC 4151 indeed also shows different spectral states, similar to the low-hard versus high-soft spectra in Galactic black hole binaries (Lubinski et al. 2010). A similar result seems to emerge from our INTEGRAL studies on NGC 2110 (Beckmann & Do Cao 2011). For INTEGRAL's AO-8 I have submitted a proposal in order to study spectral states in the Seyfert 2 galaxy NGC 2992, which seems to show a state change over the past 5 years as seen in Swift/BAT longterm monitoring. <p> The work on the luminosity function of AGN at hardest X-rays (Beckmann et al. 2006d) had a large impact on our understanding of the cosmic X-ray background. As this was the first study of its kind, it showed for the first time that indeed the fraction of highly obscured Compton thick AGN is much lower than expected before the launch of INTEGRAL and Swift. The X-ray luminosity function we revealed is indeed not consistent with the source population seen by INTEGRAL (Beckmann et al. 2006a, 2009d; Sazonov et al. 2007) and Swift (Tueller et al. 2008) being the only contributors to the cosmic hard X-ray background. Thus other sources outside the parameter space observable by these missions have to contribute significantly to the cosmic X-ray background. Our work on the luminosity function triggered several other studies on this issue. The subsequent derived luminosity functions by other groups (Sazonov et al. 2007; Tueller et al. 2008; Paltani et al. 2008) are consistent with our findings. <p> This also gave rise to an increased interest in the exact shape of the Cosmic X-ray background around its peak at 30 keV, triggering several attempts to a new measurement. Background studies were presented based on a Earth-occultation observation by INTEGRAL (Churazov et al. 2007, 2008; Türler et al. 2010) and by Swift (Ajello et al. 2008). <p> The understanding of the emission processes in AGN requires knowledge over a wide range of the spectral energy distribution (SED). In studies using CGRO/EGRET and Fermi/LAT data I derived the SED for blazars and non-blazars towards the gamma-ray range (Beckmann 2003; Beckmann et al. 2004b, 2010b). The work on the LAT data not only presented the gamma-ray detection of five gamma-ray blazars (QSO B0836+710, RX J1111.5+3452, H 1426+428, RX J1924.8-2914, and PKS 2149-306) for the first time, but also showed the potential in the combination of INTEGRAL and Fermi data. In the case of Cen A I derived the total energy output of the inverse Compton component based on the combined LAT, ISGRI, and JEM-X data, showing evidence for a spectral break at several hundred keV (Beckmann et al. 2010b). <br> In addition I successfully showed that gamma-ray blazars can be predicted through the study of their synchrotron branch at energies below 2 keV (Beckmann 2003 and this work). <p> Contributions of mine to research in fields other than AGN include the study of INTEGRAL detected gamma-ray bursts (e.g. Beckmann et al. 2003a, 2004a, 2008b, 2009a). Here and in collaboration with other colleagues I showed the potential of INTEGRAL data on GRB research. In the field of Galactic X-ray binaries I published one of the first Swift results on a newly discovered highly absorbed HMXB, IGR J16283-4838 (Beckmann et al. 2005a, 2006b). I also contributed significantly to analysis of many other Galactic sources, as shown in Section 4.6.1.

Foram analisados espectros óticos de fenda longa de 29 galáxias que hospedam núcleos ativos (AGNs), sendo 6 galáxias Seyfert 1, 18 galáxias Seyfert 2, 4 Rádio-galáxias de linhas estreitas (NLRG) e 1 Rádio-galáxia de linhas largas (BLRG). Estas galáxias apresentam emissão por gás de alta excitação que se estende em alguns casos a 10 kpc do núcleo. O objetivo do presente trabalho consiste em estudar e caracterizar as propriedades físicas da região estendida de linhas estreitas (ENLR) destes objetos bem como propriedades da fonte central. A distribuição radial de parâmetros que caracterizam o gás emissor em cada galáxia, tais como brilho superficial das linhas de emissão, densidade do gás, massa, extinção e excitação são obtidos. Estes valores característicos são comparados entre as diferentes classes de atividade nuclear presentes em nossa amostra, bem como às propriedades de galáxias normais com o mesmo tipo de Hubble quando possível. Nós encontramos que a massa de gás ionizado é consistente com a hipótese de que o gás é “originado” na fotoionização pela fonte central das nuvens de HI préexistentes na galáxia hospedeira. Os valores observados das razões entre as linhas estreitas de emissão são comparados com os obtidos através de modelos de fotoionização gerados com o código MAPPINGS Ic, obtendo os parâmetros do modelo – densidade, índice espectral da distribuição de energia e da metalicidade do gás – que melhor reproduzem as observações. Observamos que a variação da abundância química do gás é necessária para explicar o espalhamento nos valores observados. Adicionalmente, comparamos os valores observados com os obtidos com modelos de choques gerados por Dopita & Sutherland. Investigamos também a influência da emissão proveniente de regiões HII ao espectro observado – a qual concluímos ser importante particularmente nas regiões emissoras mais distantes do que 2 kpc do núcleo. Nós determinamos a luminosidade ionizante da fonte central nos AGNs usando a aproximação de que as nuvens de gás são limitadas por radiação, e obtivemos os correspondentes valores para o fator de cobertura do gás. Esta luminosidade ionizante foi então comparada com a luminosidade observada em raios-X na banda 2 –10 keV, através de aproximações para a distribuição espectral de energia (SED). Para 9 galáxias Seyfert 2 a luminosidade observada está disponível, e verificamos que nosso método recupera a luminosidade do AGN em raios-X – assim como obtida dos dados do satélite ASCA – bem como identifica os 3 casos Compton espessos. Por fim, investigamos a natureza do contínuo infravermelho (IR) médio e distante – comparandose a luminosidade observada no IR, calculada a partir dos fluxos IRAS, com a luminosidade predita para um toro que envolve a fonte central absorvendo a radiação incidente e re-emitindo esta no infravermelho. Encontramos que a luminosidade observada no IR é consistente com a luminosidade predita para o torus.

Foram analisados espectros óticos de fenda longa de 29 galáxias que hospedam núcleos ativos (AGNs), sendo 6 galáxias Seyfert 1, 18 galáxias Seyfert 2, 4 Rádio-galáxias de linhas estreitas (NLRG) e 1 Rádio-galáxia de linhas largas (BLRG). Estas galáxias apresentam emissão por gás de alta excitação que se estende em alguns casos a 10 kpc do núcleo. O objetivo do presente trabalho consiste em estudar e caracterizar as propriedades físicas da região estendida de linhas estreitas (ENLR) destes objetos bem como propriedades da fonte central. A distribuição radial de parâmetros que caracterizam o gás emissor em cada galáxia, tais como brilho superficial das linhas de emissão, densidade do gás, massa, extinção e excitação são obtidos. Estes valores característicos são comparados entre as diferentes classes de atividade nuclear presentes em nossa amostra, bem como às propriedades de galáxias normais com o mesmo tipo de Hubble quando possível. Nós encontramos que a massa de gás ionizado é consistente com a hipótese de que o gás é “originado” na fotoionização pela fonte central das nuvens de HI préexistentes na galáxia hospedeira. Os valores observados das razões entre as linhas estreitas de emissão são comparados com os obtidos através de modelos de fotoionização gerados com o código MAPPINGS Ic, obtendo os parâmetros do modelo – densidade, índice espectral da distribuição de energia e da metalicidade do gás – que melhor reproduzem as observações. Observamos que a variação da abundância química do gás é necessária para explicar o espalhamento nos valores observados. Adicionalmente, comparamos os valores observados com os obtidos com modelos de choques gerados por Dopita & Sutherland. Investigamos também a influência da emissão proveniente de regiões HII ao espectro observado – a qual concluímos ser importante particularmente nas regiões emissoras mais distantes do que 2 kpc do núcleo. Nós determinamos a luminosidade ionizante da fonte central nos AGNs usando a aproximação de que as nuvens de gás são limitadas por radiação, e obtivemos os correspondentes valores para o fator de cobertura do gás. Esta luminosidade ionizante foi então comparada com a luminosidade observada em raios-X na banda 2 –10 keV, através de aproximações para a distribuição espectral de energia (SED). Para 9 galáxias Seyfert 2 a luminosidade observada está disponível, e verificamos que nosso método recupera a luminosidade do AGN em raios-X – assim como obtida dos dados do satélite ASCA – bem como identifica os 3 casos Compton espessos. Por fim, investigamos a natureza do contínuo infravermelho (IR) médio e distante – comparandose a luminosidade observada no IR, calculada a partir dos fluxos IRAS, com a luminosidade predita para um toro que envolve a fonte central absorvendo a radiação incidente e re-emitindo esta no infravermelho. Encontramos que a luminosidade observada no IR é consistente com a luminosidade predita para o torus.

L'observation, dans le spectre des galaxies de Seyfert, d'une coupure exponentielle aux alentours de quelques centaines de keV et la non-détection d'une forte raie d'annihilation semblent favoriser les modèles thermiques. Néanmoins, je montre, à travers cette étude, qu'un modèle non-thermique peut aussi être à l'origine de l'émission haute énergie de ces objets. Ce modèle suppose la présence d'une source de particules relativistes placée à quelques rayons de Schwarzschild au-dessus d'un disque d'accrétion. Cette source aurait pour origine le choc terminal d'un jet avorté. Le rayonnement X qu'elle libère est produit par diffusion Compton Inverse des photons UV émis par le disque sur les particules relativistes. Inversement, les photons UV proviennent du rayonnement thermique du disque chauffé par la source X. La géométrie de ce modèle impose une forte anisotropie du rayonnement UV perçu par la source X et donne, en retour, une émission Compton Inverse fortement anisotrope. L'équilibre radiatif entre la source et le disque permet de remonter aux principales caractéristiques de ce système. L'ajout de composantes en réflexion permet, ensuite, d'ajuster le spectre de différents objets. La forte anisotropie de l'émission X nécessite alors des angles d'inclinaison bien supérieurs au cas d'une illumination isotrope standard. Finalement, l'étude cinétique du choc donnant naissance à la source X, et prenant en compte les processus de Fermi du premier et du second ordre ainsi que les pertes radiatives, permet de définir plus précisément la source de haute énergie. Ces différents travaux théoriques sont complétés par l'observation optique d'une vingtaine de galaxies de Seyfert, à la recherche de microvariabilités. Les limites supérieures obtenues donnent, dans le cadre de ce modèle non-thermique, de nouvelles contraintes sur les différents paramètres caractérisant la région centrale de ces objets.