Estudo da alimentação e retro-alimentação de núcleos ativos de galáxias a partir de observações no infravermelho próximo

• Ano de defesa: 2017
• Autor(a) principal: Schönell Júnior, Astor João
• Orientador(a): Storchi-Bergmann, Thaisa
• Tipo de documento: Tese
• Tipo de acesso: Acesso aberto
• Idioma: por
• Palavras-chave em Português: Galáxias ativas; Observacoes astronomicas; Populacoes estelares
• Link de acesso: http://hdl.handle.net/10183/173881

Neste trabalho discutimos a excitação, cinemática e distribuição do gás e das estrelas, bem como um estudo das populações estelares nos kpc centrais de 20 galáxias ativas, que fazem parte de uma amostra estatisticamente completa de 29 galaxias ativas, 16 das quais estão sendo observada através de um Large and Long Program (LLP) do telescópio Gemini: “NIFS survey of feeding and feedback processes in nearby Active Galaxies”, onde foi usado o instrumento NIFS nas bandas J e Kl com resolução espectral de R≈ 5000 e angular de ≈ 0,15”. A finalidade do projeto é mapear os processos de feeding e feedback em galáxias ativas próximas para investigar o efeito destes processos na evolução de galáxias. Encontramos feedbacks potentes o suficiente para influenciar significativamente na galáxia hospodeira em ≈ 20% dos casos. O gás apresenta emissão estendida tanto para a fase molecular quanto para a fase ionizada. Porém, o gás molecular é muitas vezes mais uniformemente distribuído no plano da galáxia, enquanto que o gás ionizado é mais concentrado ou colimado ao longo do eixo de ionização do AGN. Na cinemática, também observa-se distinções: enquanto o gás molecular está normalmente em rotação no plano da galáxia com baixa dispersão de velocidades, o gás ionizado apresenta outras componentes associadas a altas dispersões de velocidades. Verifica-se uma anticorrelação entre o momento de Gauss-Hermite h3 e os campos de velocidade, em que valores positivos de h3 são associados a blueshifts e valores negativos de h3 à redshifts, o que atribuímos ao efeito conhecido como “asymmetric drift”. A massa integrada de hidrogênio ionizado varia de 2,2×104 a 3,2×107 M⊙, enquanto a massa de hidrogênio molecular quente (≈ 2000K) varia de 29 a 3300 M⊙. A massa de hidrogênio molecular frio é estimada entre 2×107 e 2,4×109 M⊙. A densidade superficial média de massa de gás molecular quente varia de 7,6×10−4 a 1,8×10−2 M⊙/pc2, enquanto para o gás molecular frio varia de 526 a 20682 M⊙/pc2. A densidade superficial média de massa para o gás ionizado varia de 4,8 a 244 M⊙/pc2. A excitação mostra 3 comportamentos principais: i) núcleo com excitação tipo Seyfert circundado por excitação LINER; ii) núcleo com valores de excitação típica de Starbursts circundado por valores Seyfert e/ou LINER; iii) somente valores de Seyfert/somente valores de LINER. Constatou-se evidências de inflow em gás quente para 4 galáxias, com as taxas variando de 4×10−5 a 4×10−3 M⊙ por ano. A maioria dos outflows encontrados foram em gás ionizado com valores para as taxas de outflow variando entre 6×10−2 a 10,7 M⊙ por ano e a potência desses outflows foi estimada entre 9,5×1037 ergs/s e 5,7×1041 ergs/s. Somente em 3 galáxias encontramos potências da ordem de 0,5% Lbol , para as quais o feedback pode influenciar de forma significativa a evolução do bojo da galáxia. A cinemática estelar pode ser bem descrita através de modelos de discos em rotação e mais uma vez encontramos o efeito do “asymmetric drift”, como encontrado para o gás. Em 4 galáxias da amostra em que estudamos a população estelar, encontramos estrelas jovens (t < 50×106 anos) a distâncias do n´ucleo entre 200 e 300 pc, estrelas de idade intermediária (50×106 ≤ t < 2×109 anos) mais afastadas e populações mais velhas dominando nos 250 pc centrais das galáxias.