Academic literature on the topic 'Núcleos de galáxias'

Este artigo pretende abordar a obra Galáxias, de Haroldo de Campos, a partir do exame de sua reconstrução metonímica de imagens jornalísticas e artísticas referentes a acontecimentos relevantes do período de elaboração desse texto (décadas de 1960 e 1970), tais como as mortes de Che Guevara e Marilyn Monroe. Alquimista do léxico, o escritor paulista produziu um texto labiríntico, com séries permutantes e estruturas circulares, em que a imagem ocupa o centro das atenções, segundo ressaltaremos em nosso trabalho. Como essa obra opera com múltiplas possibilidades de leitura, o leitor assume papel de destaque: associando fragmentos, ele monta o seu próprio painel mutável da realidade reconfigurada na narrativa, criando novas relações, já que o caleidoscópio-texto se estrutura por princípios de metamorfose, multiplicidade, encaixe e mobilidade de núcleos significativos.

Uma galáxia pode ser definida como um grande sistema onde a força da gravidadedesempenha o papel fundamental dentre as demais forças fundamentais da natureza. Suacomposição pode ser descrita pela presença de estrelas, remanescentes de estrelas, um meiointerestelar de gás, poeira e raios cósmicos, e ainda de matéria escura, que parececorresponder com cerca de 90% da massa da maioria das galáxias. Exemplos de galáxiasvariam desde as anãs, com até 10 milhões (107) de estrelas (ex.: a galáxia elíptica anã deSargitário, uma satélite da Via Láctea), até gigantes com cem trilhões (1014) de estrelas(como a elíptica gigante Messier 87). Dados observacionais de alta resolução sugerem quepodem existir buracos negros supermassivos no centro de muitas delas. Desse modo, acreditase,com base na evidências desses resultados observacionais, que os buracos negros sejam oimpulsionador principal dos AGN (“Active Galactic Nuclei” ou “Núcleo Galáctico Ativo”),i.e., uma região compacta no centro de algumas galáxias que tem uma luminosidade muitomaior do que a comum. A Via Láctea parece possuir pelo menos um desses objetos.As galáxias foram historicamente classificadas segundo sua forma aparente,usualmente referida como sua morfologia visual. Excetuando os fatores que interferem naobservação de solo (sobretudo atmosféricos), as galáxias possuem características bemdiferentes quando comparados em termos de suas composições estelares, taxas de formaçãoestelar, composições químicas, gás, poeira, etc (Kenicutt 1998). As galáxias atualmenteconhecidas, cujas constituições são, por exemplo, semelhantes as da Via Láctea (ummorfologia espiral barrada com bojo, disco estelar e gasoso, halo estelar e de matéria escura),apresentam aspectos diversos resultantes não apenas da distribuição das estrelas que ascompõem, mas também dos processos dinâmicos intrínsecos das mesmas.De acordo com as observações no visível, as galáxias podem ser alocadas em umasequência morfológica bem definida que, de forma simplificada, são agrupadas em trêscategorias, conforme definido por Hubble (1926) e atualizado posteriormente: elípticas,lenticulares, espirais e irregulares (ver Figura 1). O processo de interação gravitacionalenvolvendo galáxias no universo local representa, atualmente, um fenômeno bastante comum.Os diversos tipos morfológicos observados (incluindo nestes as galáxias peculiares) podemter sua origem, parcial ou total, associado ao fenômeno de interação, e não na evoluçãodinâmica do objeto em um estado físico isolado. Esta propriedade perturbativa e os resultadosobtidos sugerem fortemente uma revisão do nosso ponto de vista sobre a classificação e aevolução destes objetos. De forma simplificada, a interação gravitacional entre galáxias podese dividida em três classes: (i) colisão (“collision”), onde uma galáxia atravessa a outracaracterizando uma seção eficaz de impacto, (ii) fusão (“merging”), onde os objetosenvolvidos combinam-se em um único e, (iii) efeito de maré (“tidal interaction”), onde umagaláxia passa próxima de uma companheira.Neste trabalho, iremos estudar a galáxia espiral IC 2007, considerada como um objetoisolado segundo os critérios descritos anteriormente. Uma hipótese para essa característicapode está associada ao processo de fusão (de 2 ou mais objetos), onde as técnicas defotometria e de espectroscopia podem fornecer importantes pistas sobre a natureza destesobjetos.

Este trabalho consiste no estudo de cubos de dados das regiões centrais de quatro galáxias com mesmo tipo morfológico da Via Láctea: NGC 1566, NGC 6744, NGC 613 e NGC 134. As observações foram feitas no período de 2013 a 2015 com o Integral Field Unit do Gemini Multi-Object Spectrograph do telescópio Gemini Sul. Foram utilizadas técnicas de análise de dados como Tomografia PCA, síntese espectral e Penalized Pixel Fitting. Além disso, para todos objetos, foram calculadas razões de linhas de emissão dos espectros das regiões centrais, imagens da emissão de [SII] 6716, 6731 das nuvens de alta e baixa densidades foram feitas e, em dois casos (NGC 1566 e NGC 613), analisaram-se imagens do Hubble Space Telescope para melhor entendimento do ambiente circumnuclear. Foram encontrados 6 espectros com emissão compatível com a de AGNs na amostra, sendo que, em duas galáxias, existe a possibilidade de AGNs duplos: NGC 6744 e NGC 613. No geral, todas as galáxias apresentaram populações estelares de idades variadas em suas regiões centrais, porém, predominantemente, com metalicidades altas (0.02 e 0.05). Todas as galáxias apresentaram cinemática estelar compatível com discos de rotação em torno do núcleo e, em duas galáxias (NGC 1566 e NGC 6744), foi observado um decréscimo da dispersão de velocidades estelar em direção ao núcleo, possivelmente devido à presença de estrelas jovens massivas. A emissão do featureless continuum do núcleo da galáxia de Seyfert NGC 1566 foi, pela primeira vez, isolada e estudada, sendo que foi encontrado um índice espectral igual 1.7. Uma amostra de quatro galáxias não é estatisticamente conclusiva e será necessário ampliar a amostra para um melhor entendimento global dos núcleos de galáxias de mesmo tipo morfológico da Via Láctea.
This work involved the analysis of data cubes of four nuclear regions of galaxies that have the same morphological type of the Milky Way: NGC 1566, NGC 6744, NGC 613 and NGC 134. The observations were taken in the period of 2013 to 2015 with the Integral Field Unit of Gemini Multi-object Spectrograph on the Gemini South telescope. The data were analyzed using techniques like PCA Tomography, spectral synthesis and the Penalized Pixel Fitting process. Besides that, for all the objects, emission-line ratios of the central regions were calculated, images of the emission-lines [SII]6716, 6731 of clouds of high and low densities were made and, in two cases (NGC 1566 and NGC 6744), their Hubble Space Telescope images were analyzed for better understanding of their circumnuclear regions. 6 spectra of the sample had emission compatible with that of AGNs, in two galaxies, there is a possibility of double AGN: NGC 613 and NGC 6744. In general, all the galaxies presented stellar populations with varying ages in their central regions, however mainly with high metallicities (0.02 and 0.05). All the galaxies presented stellar kinematics compatible with rotation disks around the central source and, in two galaxies (NGC 1566 and NGC 6744), there was a stellar dispersion velocity decrease toward the nuclei, possibly due to the presence of massive young stars. The featureless continuum emission of the Seyfert galaxy NGC 1566 was, for the rst time, isolated and studied. It was found that its spectral index is equal to 1.7. A sample of four galaxies is not conclusive and it is necessary to enlarge this sample to a better global understanding of the nuclei of galaxies with the same morphological type of the Milky Way.

Dissertação (Mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-graduação em Física
Made available in DSpace on 2012-10-22T04:42:56Z (GMT). No. of bitstreams: 1 212961.pdf: 5778038 bytes, checksum: 59ecf76ec4028b0239de66c73107eb24 (MD5)
Apresentamos um espectros nucleares de 59 galáxias (a maioria com núcleos do tipo Seyfert 2) na faixa das linhas estelares do tripleto do cálcio em 8600 Å (CaT) e a linha nebular [SIII] em 9069 Å. Estes espectros são usados tanto para determinar dispersões de velocidades estelares e gasosa, quanto para o estudo das populações estelares. Além disso, testamos a utilidade das larguras equivalentes do CaT e de CaII em 3933 Å para diagnosticar a presença de Starbursts em núcleos Seyfert. Estes dados nos permitirão estimar a razão entre a massa do bojo galáctico e sua luminosidade estelar, que serve para distinguir Starburst em núcleos de galáxias.
Apresentamos um espectros nucleares de 59 galáxias (a maioria com núcleos do tipo Seyfert 2) na faixa das linhas estelares do tripleto do cálcio em 8600 Å (CaT) e a linha nebular [SIII] em 9069 Å. Estes espectros são usados tanto para determinar dispersões de velocidades estelares e gasosa, quanto para o estudo das populações estelares. Além disso, testamos a utilidade das larguras equivalentes do CaT e de CaII em 3933 Å para diagnosticar a presença de Starbursts em núcleos Seyfert. Estes dados nos permitirão estimar a razão entre a massa do bojo galáctico e sua luminosidade estelar, que serve para distinguir Starburst em núcleos de galáxias.

Submitted by repositorio repositorio (repositorio@unifei.edu.br) on 2015-11-25T12:30:17Z No. of bitstreams: 1 dissertacao_oliveira2_2015.pdf: 2098885 bytes, checksum: cf6b676a49fa6e0ab204d6035ec8de76 (MD5)
Made available in DSpace on 2015-11-25T12:30:17Z (GMT). No. of bitstreams: 1 dissertacao_oliveira2_2015.pdf: 2098885 bytes, checksum: cf6b676a49fa6e0ab204d6035ec8de76 (MD5) Previous issue date: 2015-02
Apresentamos, pela primeira vez, um estudo da emissão de Fe II na região do infravermelho próximo (NIR) em uma amostra de 25 núcleos ativos de galáxias (AGN) com o objetivo de obter informações sobre a física desta emissão, particularmente sobre os mecanismos de excitação e a localização mais provável da sua região de formação. Para a análise da emissão de Fe II foi utilizado o template desenvolvido por Garcia-Rissmann et al. (2012), que foi convoluído em FWHM e escalonado em fluxo para cada objeto da amostra. O template se mostrou eficiente na modelagem e subtração da emissão de Fe II na NIR, particularmente para as região das linhas de 1 μm, sugerindo a existência de um mecanismo de excitação dominante a todos os objetos da amostra. A presença do bump de Fe II em λ9200 foi observada em toda a amostra confirmando a presença do processo de fluorescência de Lyα em AGNs. Foi encontrada uma forte correlação entre a emissão do bump de λ9200, as linhas de 1 μm e a emissão óptica de Fe II, indicando que o processo de fluorescência de Lyα é um mecanismo importante na produção de Fe II em AGNs. Utilizando os resultados acima e os fluxos medidos de Fe II foi estimado um limite inferior para a contribuição do processo de flourescência de Lyα na produção de Fe II no óptico. Os resultados mostram que cerca de 18% dos fótons observados no óptico são produzidos por esse processo. Foram comparados os perfis das linhas de Fe II λ10502, O I λ11287, Ca II λ8664 e Paβ λ12812 a fim de obter informações sobre a região de formação destes íons. Os resultados mostram que as linhas de Fe II, O I e Ca II possuem larguras similares e em média 30% mais estreitas que as Paβ. Isto significa que as três primeiras são formadas em uma mesma região, mais externa à aquela onde é produzida as linhas de Hidrogênio. Supondo que o movimento das nuvens emissoras dessas linhas é virializado, os resultados obtidos neste trabalho mostram que o Fe II (bem como o O I e o Ca II) é produzido em uma região, em média, duas vezes mais distante da fonte central que Paβ. As distâncias encontradas para a regiões emissoras de Fe II variam com grande amplitude: de 8,5 dias-luz para NGC4051 até 198,2 dias-luz para Mrk 509. Os resultados derivados deste estudo ressaltam a importância do estudo do Fe II na NIR para vincular parâmetros fundamentais da física deste íon.

Núcleos ativos de galáxia (AGNs) apresentam em seus espectros linhas proibidas de alta ionização ou linhas coronais (CLs). Devido à energia necessária para sua produção (> 100 eV), as CLs traçam uma parte importante do contínuo ionizante que nem sempre é diretamente acessível a partir de observações devido à absorção Galáctica e interna. Sabe-se que as CLs são geralmente emitidas em regiões compactas próximas à fonte central, mas as condições físicas do gás e os mecanismos associados a sua produção ainda estão em debate. Neste trabalho analisamos os parsecs mais internos de uma amostra de 4 galáxias ativas próximas com emissão coronal proeminente para estudar os mecanismos físicos responsáveis pela produção das CLs. Com este intuito, observações de alta resolução angular ( 0.1/px) coletadas com espectrógrafos de campo integral e óptica adaptativa permitem estudar a distribuição espacial do gás de alta ionização assim como modelar as razões [Si vi]/Br , [S ix]/Pa, [Ca viii]/Br e [Si vii]/Br usando o código de fotoionização CLOUDY. Encontramos que a emissão coronal nos objetos estudados é estendida, até distâncias da ordem de 150-200 pc. O gás distribui-se preferencialmente ao longo do jato rádio em cada uma das galáxias. A distribuição do gás é altamente inhomogênea, com múltiplos knots em emissão. Mapas de canais mostram que a emissão coronal é turbulenta, com velocidades de dispersão acima dos 900 km s−1. Modelos de fotoionização realizados com CLOUDY comprovam que a fotoionização não é o único mecanismo físico responsável pela emissão das linhas coronais. Processos energéticos tais como choques são necessários para explicar a emissão do gás de alta ionização. De modo geral, o nosso trabalho demonstra a utilidade de observações IFUs de alta resolução angular para entender, de forma mais acurada, os processos físicos nos parsecs mais internos dos AGNs.
Active galactic nuclei (AGNs) present, in their spectra, lines of high ionization or coronal lines (CLs). Due to the potential necessary for its production (> 100 eV), the CLs trace a part of the ionizing continuum which is not always directly accessible from observations due to Galactic and internal absorption. It is known that CLs are generally emitted in compact regions near the central source, but the physical conditions of the gas and the mechanisms associated with their productio are under discussion. In this work we analyze the most internal parsecs of a sample of 4 nearby active galaxies with prominent coronal emission to study the physical mechanisms responsible for the production of CLs. For this purpose, observations of high angular resolution ( 0.1/px) collected with integral field spectroscopy and adaptive optics allowed the study of the spatial distribution of the high ionization gas and model the emission line flux ratios [Si vi]/Br , [S ix]/Pa, [Ca viii]/Br and [Si vii]/Br using CLOUDY. We find that the coronal emission in the studied objects is extended to distances of up to 150-200 pc. The gas is distributed along the radio jet in each of the galaxies. The gas distribution is highly inhomogeneous, with multiple knots in emission. Channel maps show that coronal emission is turbulent, with high velocity dispersion, reaching values of 900 km s−1. Photoionization models of CLOUDY show that photoionization is not the only physical mechanism responsible for the emission of coronal lines. Another processes such as shocks are necessary to explain the emission of the high ionization gas. Overall, our work highlights the need of high angular IFU observations to understand, more accurately, the physical processes associated to the central few parsecs in AGNs.

São investigadas as características do espectro de emissão e absorção de seis galáxias com nucleos ativos que apresentam linhas de emissão de nitrogénio ionizado[OII] muito intensas. Em diagramas de diagnostico de atividade nuclear envolvendo as linhas de emissão dos ions [011], 1011I3 e quatro destas galáxias se localizam na região ocupada por nucleos Seyfert 2 de baixa atividade e duas na região ocupada por L1NER5. Forem, quando se considera as Linhas do 1N111, se afastam para uma posição extrema, devido a alta intensidade destas linhas. W partir da decomposição dos perfis das linhas de emissão, verifica-se que as quatro galáxias com atividade tipo 5eyfert 2 apresentam duas regibes com diferentes propriedades cinemáticas: uma região mais interna, de alta turbulência (600 km/s) e uma mais externa, corri menor velocidade de turbulência (3L km/s). Em duas destas foi detectado fluxo radial do gás de alta velocidade de turbulência; para NGC1386 o desvio da componente larga e para o vermelho. Para as galáxias com atividade tipo LINER, os perfis das linhas de emissão apresentam só uma componente. A analise do espectro de absorção indica a ocorrência de formação estelar no nucleo de Nb277A3 havendo indícios de que em outras duas galáxias isto também esteja ocorrendo, porém com menor intensidade. H classificação das galáxias como 5eyferts 2 ou LINERS, a obtenção de larguras equivalentes menores do que as de galáxias normais e as emissões em raios-X detectada para NI5C1358 e NISC6300 e no infravermelho para N61:3312, N6Lb300 e N6L7743, indicam a presença de um continuo ionizante não-térmico. A comparação das intensidades das linhas de emissão com valores fornecidos por modelos de totoionização indica a presença de um continuo não-térmico tipo lei de potência com índice espectral de 1,5, parámetro de ionização entre E-J-i e E-3, densidade de E+2 para a região das linhas estreitas e E+0 para a região das linhas largas. Embora os modelos reproduzam bem os valores das intensidades das linhas do [0II], [UIII] e [SII], eles falham em reproduzir as intensidades das linhas do LNII), que apresentam valores sempre mais altos do que os dos modelos. conclui-se que este resultado indica uma sobre abundância de nitrogênio em relação aos demais elementos pesados no nôcleo destas galáxias.
The characteristics of the nuclear spectrum of b galaxies with low activity and strong tines of ionized nitrogen are investigated. In the diagnostic diagrams involving lines of [OII], [OIII], and HB, 4 of these galaxies ocupy the locus defined by low activity Seyfert galaxies and the other two, the locus of the LINERS. But, in the diagrams involving the [NII] lines, these galaxies move to an extreme position, due to the high intensities of these lines. From the decomposition of the emission profiles, it was found that the four galaxies with Seyfert 2 activity present two regions with distinct kinematic properties: an internai region, highly turbulent (FWHM of 600 km/s), and an externai region, with lower turbulence (300 km/s). For two of these galaxies, it was detected a radial flow of the higher turbulence gas, and for one of these, this flow moves the broad component to the red. The two galaxies with LINER spectra show only one component in the emission lines. fhe analysis of the absorption spectra showed the presence of steilar formation in the nucleus of NGC17743, and possibly in two other galaxies, although with lower intensity. The equivalent widths of the absorption lines of most of the galaxies are lower than the values obtained for normal galaxies. From the literature, ít was found that NGC1358 and NBC6300 were detected in X-rays and NGC3312, NGC6300 and NGC7743, were detected in the infrared by the satetite. These facts indicate the presence of 3 non-thermal ionizing continuom in the nucleos of these galaxies. Comparing the intensities of the emission lines with values predicted by photoionization models, it is shown that the best agreement is obtained for following model parameters: power-law ionizing source with spectral index of 1.5; ionization parameter between E-4 and E-3 and gas density of E+2 for the narrow line region and E+4 for the broad line region. Although the models reproduce the intensities observed for the lines [OII], [OIII] and [SII], they fail to reproduce the [NII] intensity, which is always higher than the model values. It is conclude that there is an overabundance of nitrogen relative to the other heavy elements in the nucleus of these galaxies.

Neste trabalho estudamos a dinâmica de discos torcidos finos e espessos para compreender melhor a propagação da deformação nestes discos. No caso dos discos finos, estudamos a física do efeito Bardeen-Petterson e aplicamos este modelo para explicar o jato em escalas de parsec e kilo-parsec da galáxia NGC 1275. Encotramos que o efeito Bardeen-Petterson reproduziu muito bem a forma do jato e com isto derivamos os parâmetros do disco como raio, valores das viscosidades azimutal e vertical, lei de potência da densidade superficial e spin do buraco negro. Para uma melhor compreensão da física destes discos, realizamos simulações GRMHD de discos moderadamente finos tanto planos como inclinados para estudar a evolução do ângulo de inclinação entre os momentos angular do buraco negro e do disco de acresção assim como o ângulo de torção que está associado com a precessão do disco. Encontramos que quando o disco de acresção e o buraco negro rotacionam no mesmo sentido, o ângulo de inclinação entre os momentos angular apresentou um comportamento oscilatório na parte interna do disco e permaneceu constante na parte externa em acordo com as previsões teóricas. Já quando o buraco negro rotacina no sentido oposto ao disco de acresção, encontramos pela primeira vez numa simulação GRMHD evidências de alinhamento, ocorrendo um alinhamento de 10\\% do angulo entre os momentos angulares do disco e buraco negro. Além disso, comprovamos pela primeira vez numa simulação GRMHD a não isotropia do stress. Utilizando um modelo semi-analítico, comparamos os resultados de nossas simulações com este modelo, utilizando os dados da simulações de disco plano como entrada e obitivemos os mesmos comportamentos das simulações tanto no caso prógrado quanto no caso retrógrado mostrando que o alinhamento é devido ao regime onda.
In this work we studied the dynamics of twisted thin and thick disks to better understand how the warp propagates in these discs. In the case of thin discs, we studied the physics of the Bardeen-Petterson effect and we applied this model to explain the shape of the jet in both parsec and kilo-parsec scales of the galaxy NGC 1275. We found that the Bardeen-Petterson effect could explain very well the shape of the jet and with that we derived the disc parameters such as its radius, the values of the kinematic azimutal and vertical viscosities, the power-law of the surface density and the spin of the black hole. To better understand the physics of such discs, we have performed GRMHD simulations of moderatelly thin tilted disks to study the evolution of the tilt angle between the angular momentum of the accretion disk and black hole and also the twist angle which is associated with the precession of the disc. We found that when the accretion disc and the black hole are rotating in the same direction, the tilt angle showed an oscillatory behavior in the inner parts of the disk while in the outer parts it remained constant in agreement with the theorical modelos. However, when both rotate in the opposite direction, we found for the very first time in a GRMHD simulation, evidences of alignment of 10\\% of the tilt angle. Besides that, we prove for the first time in a GRMHD simulation that the stress is far from being isotropic. Using a semi-analitic model, we compared the results of our simulations with this model, using the datas of the untilted simulations as inputs and we found the same behaviors found in the simulations even in prograde case as in the retrograde case showing that the alignment is due to bending waves.

Dissertação (Mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas.
Made available in DSpace on 2012-10-17T23:22:04Z (GMT). No. of bitstreams: 0Bitstream added on 2014-09-25T19:06:34Z : No. of bitstreams: 1 161224.pdf: 3025050 bytes, checksum: e63156ede159fbc661d8bcfde9a47649 (MD5)
A variabilidade de Núcleos Ativos de Galáxias é estudada no contexto de um modelo Poissoniano, os quais descrevem as variações observadas como sendo devidas à superposição randômica de pulsos independentes. Incluiu-se também uma componente não variável na luminosidade total do sistema para dar conta dos efeitos da galáxia hospedeira sobre a variabilidade observada. Uma das maneiras de se estudar a variabilidade é através de ferramentas estatísticas. Assim, uma teoria onde são previstos os quatro primeiros momentos de uma distribuição é desenvolvida para ser posteriormente testada através de simulações de Monte Carlo que levam a valores ideais para parâmetros não físicos (e.g. intervalo entre observações, duração total da curva de luz) permitindo ao modelo uma comparação adequada com as curvas de luz observadas. Esta teoria é também aplicada a 40 quasares do catálogo Palomar-Green. Por fim, se analisa dados recentes para a galáxia Seyfert 1, NGC 5548, com o objetivo de testar a sugestão de que padrões de variabilidade se repetem em sua curva de luz.

Submitted by repositorio repositorio (repositorio@unifei.edu.br) on 2017-05-17T17:41:30Z No. of bitstreams: 1 dissertacao_rodrigues1_2017.pdf: 21963497 bytes, checksum: 68f5d61d2583c1a7267cfe957040b825 (MD5)
Made available in DSpace on 2017-05-17T17:41:30Z (GMT). No. of bitstreams: 1 dissertacao_rodrigues1_2017.pdf: 21963497 bytes, checksum: 68f5d61d2583c1a7267cfe957040b825 (MD5) Previous issue date: 2017-04
Este estudo situa-se no contexto de núcleos ativos de galáxias (AGNs). Na tentativa de compreender os mecanismos físicos que levam à atividade nuclear é importante estabelecer vínculos entre a evolução do AGN e sua galáxia hospedeira. Entender os processos de escoamentos de matéria do núcleo em direção ás regiões mais externas da galáxia ou da galáxia em direção ao núcleo é um passo fundamental. A análise da linha de [O III] nesses objetos tem sido amplamente utilizada, mas a essa linha se impõem algumas restrições. Neste trabalho investiga-se a hipótese de se utilizar linhas coronais (CLs) como [Fe VII] λ6086.6 e [Ne V] λ3425.5 para identificar e caracterizar escoamentos em AGNs. São analisados os espectros de uma amostra de 15 AGNs próximos (z < 0.03), sendo 7 do tipo Seyfert 1 e 8 do tipo Seyfert 2. Os objetos foram observados com espectrógrafo Goodman do telescópio SOAR, com resolução superior àquela obtida com dados SDSS (R = 3500) e excelente razão S/R (> 50). Com o código pPXF (penalized Pixel Fitting) foram feitos ajustes às linhas em emissão e elas foram parametrizadas por polinômios de Gauss-Hermite. Através dos dados assim obtidos foram analisadas a cinemática do gás e as razões de fluxos destas linhas. Entre os resultados, encontrou-se que as linhas coronais citadas sempre mostram valores indicadores de escoamentos mais claros que a própria linha de [O III]. Este resultado é mais claro nas Seyfert 1, indicando que as medidas são afetadas por efeitos de orientação. Por outro lado, concluiu-se que as razões de fluxo não são modificadas por esses efeitos, de tal forma que encontramos razões semelhantes para os dois tipos de Seyfert. Comparamos os resultados de nossa amostra com aqueles encontrados na literatura para as CLiFs (Coronal Line Forest AGNs), e nota-se que estas apresentam um maior fluxo para as CLs de ferro. De forma geral, conclui-se também que as linhas coronais de [Fe VII] λ6086.6 e [Ne V] λ3425.5 podem ser utilizadas em substituição da linha de [O III] λ5007 como indicadoras da presença de escoamentos.

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.

Nesse trabalho, foi feito o tratamento e a análise de cubos de dados de 8 núcleos ativos de galáxias próximos, no óptico e no infravermelho. O tratamento e a análise de todos os cubos de dados foram feitos utilizando-se uma série de metodologias específicas, muitas das quais foram desenvolvidas nos últimos anos pelo grupo de trabalho do autor. A análise de todos os cubos de dados foi feita com quatro objetivos principais: análise da fenomenologia geral nos arredores do AGN com a Tomografia PCA; análise das populações estelares, da emissão térmica de poeira e do featureless continuum nos arredores do AGN com uma síntese espectral feita com o software Starlight; análise da cinemática estelar e do gás ao redor do buraco negro central e, em alguns casos, simulação com o objetivo de se determinar a massa do buraco negro; análise dos mecanismos de excitação e ionização do gás ou da emissão de hidrogênio molecular.
In this work, we have treated and analyzed data cubes of 8 nearby active galactic nuclei, in the optical and in the infrared. All data cube treatment and analysis were performed using a series of specific methodologies, many of which were developed in the last few years by the author\'s working group. The analysis of all data cubes was performed with four main objectives: analysis of the general phenomenology of the AGN environment, using PCA Tomography; analysis of the stellar populations, of the thermal emission from dust and of the featureless continuum in the vicinity of the AGN, with a spectral synthesis performed with the Starlight software; analysis of the stellar and gas kinematics around the central black hole and, in some cases, simulations with the purpose of determining the mass of the black hole; analysis of the excitation and ionization mechanisms of the gas or of the emission from molecular hydrogen.