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

Abstract

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.

In this work we discuss the excitation, gas and stellar kinematics, as well as the study of the stellar populations in the inner kpc of 20 active galaxies, which are part of a complete sample of 29 active galaxies, 16 of which comprise a “Large and Long Program” (LLP) of the Brazilian participation in the Gemini Telescope: “NIFS survey of feeding and feedback processes in nearby Active Galaxies”, where the NIFS instrument was used, with observations in the J and Kl spectral bands, with spectral resolution of R≈ 5000 and angular of ≈ 0.15”. The project goal is to map the feeding and feedback processes in nearby active galaxies to investigate the effect of these processes in the evolution of the galaxies. We found feedbacks powerful enough to have significant influence in the evolution of the host galaxy in ≈ 20% of the cases. The gas shows extended emission in both the molecular and ionized phases. However, the molecular gas is usually more evenly distributed in the galaxy plane, while the ionized gas is more concentrated or colimated along the ionization axis of the AGN. In the kinematics, there are also distinctions: while the molecular gas is usually in rotation in the galaxy plane with low velocity dispersions, the ionized gas shows other componentes associated with high velocity dispersions. It is verified an anticorrelation between the Gauss-Hermite moment h3 and the velocity field, where positive values of h3 are associated to blueshifts and negative values of h3 to redshits, what we attribute to the effect known as “asymmetric drift”. The integrated mass of ionized hydrogen ranges from 2.2×104 to 3.2×107 M⊙, while the mass of warm (≈ 2000K) molecular hydrogen ranges from 29 to 3300 M⊙. The mass of cold molecular hydrogen is estimated between 2×107 to 2.4×109 M⊙. The average surface mass density of the molecular gas ranges from 7.6×10−4 to 1.8×10−2 M⊙/pc2, while for the cold molecular it ranges from 526 to 20682 M⊙/pc2. The average surface mass density for the ionized gas ranges from 4.8 to 244M⊙/pc2. The excitation shows 3 main behaviors: i) nucleus with Seyfert excitation surrounded by LINER excitation; ii) nucleus with Starburst excitation surrounded by Seyfert and/or LINER excitation; iii) only LINER excitation. It was found evidence of inflow in warm molecular gas for 4 galaxies, with rates ranging from 4×10−5 to 4×10−3 M⊙ per year. Most outflows were found in ionized gas with values ranging from 6×10−2 to 10.7 M⊙ per year, and the power of the outflows was estimated between 9.5×1037 ergs/s and 5.7×1041 ergs/s. Only in three galaxies we found the power of the outflow in the order of 0.5% LBol , for which the feedback can have a significant influence in the evolution of the galaxy. The stellar kinematics can be well descibed by models of rotating disks, and once more we find the “asymmetric drift” effect, like the one found for the gas. In 4 galaxies of the sample for which we studied the stellar population, we found young stars (t < 50Myr) at distances ranging from 200 to 300 pc from the nucleus, while intermediate age stars (50 Myr ≤ t < 2 Gyr) are found farther away, while old stars dominate in the inner ≈ 250 pc.