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Universidade de S˜ao Paulo
Instituto de Astronomia, Geof´ısica e Ciˆencias Atmosf´ericas
Departamento de Astronomia
Tiago Vecchi Ricci
Espectroscopia IFU das gal´axias
“Seyfert/starburst” NGC 6221 e NGC 7582
S˜ao Paulo
2008
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Tiago Vecchi Ricci
Espectroscopia IFU das gal´axias
“Seyfert/starburst” NGC 6221 e NGC 7582
Disserta¸c˜ao apresentada ao Departamento de Astronomia
do Instituto de Astronomia, Geof´ısica e Ciˆencias Atmosf´ericas
da Universidade de S˜ao Paulo como parte dos requisitos
para a obten¸c˜ao do t´ıtulo de Mestre em Ciˆencias.
´
Area de Concentra¸c˜ao: Astronomia
Orientador: Prof. Dr. Jo˜ao Evangelista Steiner
S˜ao Paulo
2008
Ao meu pai Douglas e minha m˜ae Nadir.
Agradecimentos
Gostaria de agradecer primeiramente `a minha fam´ılia (meus pais Douglas e Nadir, meus
irm˜aos Erico e Bruno, minha cunhada Heydde, minha sobrinha Larissa, meus avˆos Ivo e
Francisco e minhas av´os Irene e Elvira) por sempre estarem ao meu lado.
Agrade¸co meu orientador Jo˜ao Evangelista Steiner por ajudar a construir o caminho
de meu conhecimento na astronomia que vem desde a inicia¸c˜ao cient´ıfica e que continuar´a
a ser trilhado durante o doutorado.
`
A Roberto Cid Fernandes, pela ajuda com o programa “Starlight” e por coment´arios
importantes sobre as gal´axias alvo dessa disserta¸c˜ao e `a
´
Aurea Garcia-Rissmann por permi-
tir a utiliza¸c˜ao dos dados analisados nesta disserta¸c˜ao. Agrade¸co tamb´em `a Laerte Sodr´e
Jr. pelos coment´arios nos relat´orios do departamento.
`
A Alexandre Soares de Oliveira
pelas in´umeras ajudas principalmente na redu¸c˜ao de dados do Gemini. Agrade¸co tamb´em
meu colega Roberto Menezes pelas ajudas sempre importantes no desenvolvimento do tra-
balho. E um grande agradecimento ao Raimundo Lop es de Oliveira pela paciˆencia que ele
teve em ler a primeira vers˜ao de minha disserta¸c˜ao, o que n˜ao deve ter sido nada agrad´avel.
`
A F´atima e ao Aziz do IEA, ambos sempre me deram uma m˜ao nas horas certas.
Aos bons amigos que fiz durante a p´os-gradua¸c˜ao: Patr´ıcia Cruz, Rodrigo Vieira, Os-
caaaaaaaaaaaaaaaaaaar (o cara mais peligroso do IAG), Felipe Santos, Marcio Avelar,
Marcio Barreto, S´ergio (gringo), Grazi, Tatiana Lagan´a, Z´e Colm´eia (esse j´a ´e do tempo
da gradua¸c˜ao) e bem, ao Pedro Paulo tamb´em. E a todos os colegas do IAG que me
ajudaram durante esses dois anos do mestrado.
Agrade¸co a FAPESP, pelo apoio financeiro, sob o projeto n
o
2005/03323-9.
“And in the end, the love you take is equal to the love you make”
Lennon/McCartney
“A mente que se abre a uma nova id´eia jamais voltar´a ao seu tamanho original”
Albert Einstein
Resumo
Gal´axias Seyfert s˜ao associados a objetos com presen¸ca de atividade nuclear (AGN, de
“active galatic nuclei”). Seus espectros no ´optico possuem linhas em emiss˜ao permitidas
e proibidas e s˜ao mais alargadas em rela¸c˜ao `as linhas observadas em “starbursts” ou em
nebulosas planet´arias, indicando um g´as de baixa densidade rotacionando em torno de
um objeto massivo, provavelmente um buraco negro com massa na faixa de 10
6−9
M
. As
gal´axias Seyfert s˜ao divididas em tipo 1 (presen¸ca de asas largas nas linhas permitidas) e
tipo 2 (ausˆencia de asas largas nas linhas permitidas). NGC 6221 e NGC 7582 s˜ao gal´axias
cujos espectros na faixa do ´optico s˜ao caracter´ısticos de regi˜oes H II. Por´em, as linhas
de [O III]λ4959,5007
˙
A sugerem a presen¸ca de uma Seyfert 2 e os espectros em raio-x s˜ao
peculiares a uma Seyfert 1.
Atrav´es da espectroscopia de campo integral (IFU), estudamos as propriedades dessas
gal´axias “Seyfert/starburst”. Neste trabalho utilizamos a t´ecnica da tomografia PCA. Para
uma an´alise mais precisa, fizemos um estudo sobre deconvolu¸c˜ao de imagens atrav´es do
m´etodo de Richardson-Lucy. Apresentamos um m´etodo de corre¸c˜ao do efeito da refra¸c˜ao
atmosf´erica em cubo de dados, onde revisamos teorias sobre este efeito.
Na gal´axia NGC 6221, a an´alise com o PCA revelou a presen¸ca de duas regi˜oes H II,
dois “clusters” de estrelas do tipo Wolf-Rayet (WR) e restos de supernovas, observados
principalmente na linha de [N I]λ5198
˙
A e He II. Esta gal´axia possui um pico duplo nas
linhas de [O III]λ4959,5007
˙
A, que, junto com as imagens referentes a cada pico de [O III],
revela a presen¸ca de uma atividade nuclear dupla, talvez o resultado mais surpreendente
deste trabalho. Em NGC 7582, a an´alise com o PCA mostrou tamb´em a presen¸ca de duas
regi˜oes H II, o AGN e restos de supernovas.
Analisamos, ainda, uma amostra de gal´axias Seyfert pr´oximas; mostramos que a va-
rian¸ca ´e dominada pela taxa de acre¸c˜ao de mat´eria no buraco negro. A segunda componente
´e explicada pela massa do buraco negro central, revelando um efeito de “downsizing” no
universo local, dada a correla¸c˜ao da massa do bojo da gal´axia, que ´e proporcional a massa
do buraco negro, com a atividade nuclear e a anticorrela¸c˜ao entre a massa e a presen¸ca de
regi˜oes de forma¸c˜ao estelar.
O desenvolvimento da metodologia apresentada nesta disserta¸c˜ao foi testada e aper-
fei¸coada ao longo do mestrado. Com ela, conseguimos revelar caracter´ısticas importantes
nas gal´axias NGC 6221 e NGC 7582, como a presen¸ca de restos de supernovas, de duas
regi˜oes H II em cada gal´axia e a localiza¸c˜ao, bem como a caracteriza¸c˜ao, de seus AGNs.
Abstract
Seyfert Galaxies are associated to objects having nuclear activity (AGN, from “active
galatic nuclei”). Their spectra in the optical have permited and forbidden emission lines
and they are broader than those observed in starbursts or in planetary nebulae, indicating
low density gas rotating around a massive object, probably a black hole with mass in
the range of 10
6−9
M
. Seyfert galaxies are divided in type 1 (presence of broad wings in
permitted lines) and type 2 (absence of broad wings in permitted lines). NGC 6221 and
NGC 7582 are galaxies whose optical spectra have characteristics of H II regions. However,
[O III]λ4959,5007
˙
A lines suggest the presence of a Seyfert 2 and the x-ray spectra are similar
to Seyfert 1.
We studied the properties of these Seyfert/staburst galaxies with the integral field
spectroscopy (IFU). In this work, we used the PCA tomography technique. To improve
the analysis, we made the image deconvolution using the Richardson-Lucy method. We
present a way of correcting the effect of atmospheric refraction in datacubes.
In NGC 6221, the PCA analisys revealed the presence of two H II regions, two clusters of
Wolf-Rayet (WR) stars and supernovae remnants, observed mainly in the [N I]λ5198
˙
A and
He II. This galaxy has a double-peaked profile in [O III]λ4959,5007
˙
A lines that, together
with the images referent to each peak of [O III], shows a double nuclear activity. In NGC
7582, the PCA tomography showed also the presence of two H II regions, the AGN and
supernovae remnants.
In addition, we analysed a sample of near Seyfert galaxies; we showed that the variance
is dominated by the acretion rate of matter into the black hole. The second component is
explained by the central black hole mass, revealing a downsizing effect in the local universe,
given the correlation between the galaxy’s bulge mass, which is proportional to the black
hole mass, with the nuclear activity and the anti-correlation between this mass and the
presence of starburst regions.
The development of the methodoly presented in this dissertation was tested and im-
proved throught the master course. With it, we were able to show important features in
NGC 6221 and NGC 7582 galaxies, like the presence of supernovae remnants, two H II
regions in each galaxy and the location as well as the characterization of their AGNs.
Lista de Figuras
1.1 Esquema conceitual para a unifica¸c˜ao entre as Sy1 e Sy2. Um toro de poeira
esconde a fonte do cont´ınuo (ponto preto no centro) e a BLR (nuvens perto
do centro). No entanto, as NLR est˜ao fora do toro, por isso apenas as linhas
estreitas s˜ao observadas nas Sy2. No eixo do toro, o n´ucleo n˜ao ´e obstru´ıdo
e a mesma gal´axia ´e classificada como Sy1. Figura de Peterson (1997) . . 31
1.2 Espectro de NGC 1068. O espectro acima n˜ao ´e polarizado e possui apenas
linhas estreitas. O espectro abaixo, polarizado, apresenta evidˆencias de
linhas permitidas largas, indicando que a gal´axia ´e uma Sy1 intr´ınseca.
Figura de Osterbrock e Ferland (2006) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
1.3 Observa¸c˜ao da fonte H1649-595. Caixas de erro com tamanhos 3.60 e 0.84
em graus
2
. O asterisco ´e a posi¸c˜ao da poss´ıvel fonte, no caso NGC 6221.
Figura de Marshall et al. (1979) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
1.4 Espectro de NGC 6221, de Veron et al. (1981). As linhas em emiss˜ao de [O
III] s˜ao claramente mais largas que Hβ. Figura de Veron et al. (1981) . . . 35
1.5 Compara¸c˜ao entre os perfis de linhas de [O III] e Hβ. Est˜ao plotadas na
mesma escala de velocidade relativa `a velocidade m´edia nuclear. Figura de
Pence e Blackman (1984) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
1.6 Raz˜ao das linhas nucleares de [O III]λ5007A e as linhas de Hβ da figura 1.5.
A raz˜ao varia no pico de aproximadamente 0.2 correspondem a regi˜oes HII
at´e aproximadamente 3 na asa azul indicando uma Sy2. Figura de Pence e
Blackman (1984) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
1.7 Esquematiza¸c˜ao do modelo de “starburst” obscurecendo o AGN. A linha
de visada A ´e o que acontece com NGC 6221, onde a BLR e a NLR s˜ao
escondidas pelo “starburst”. Como a coluna de densidade do AGN medido
no raio-x ´e da ordem de 10
22
cm
−2
, as caracter´ısticas de Sy1 nesta faixa do
espectro n˜ao ´e uma surpresa. A linha de visada B mostraria uma Sy2 ver-
dadeira, com absor¸c˜oes devido ao “starburst” e ao toro. Figura de Levenson
et al. (2001) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39
1.8 Distribui¸c˜ao espectral de energia de NGC 6221, modelados por contribui¸c˜oes
de AGN e de “starburst”. O componente AGN ´e medido no raio-x e em
medidas fotom´etricas de imagens do HST (losangos preenchidos). O “star-
burst”, com imageamento e espectroscopia, engloba uma maior faixa (lo-
sangos vazios). O modelo de AGN est´a em linhas pontilhadas, enquanto o
modelo de “starburst” em linha cheia. A extin¸c˜ao do AGN ´e medida no raio-
x, no “starburst” ´e medida no ´optico. Nota-se o dom´ınio do “starburst” no
´optico e do AGN no raio-x, sendo que o “starburst” contribui com a maior
parte da luminosidade bolom´etrica e o AGN com apenas 1%, praticamente
todo no raio-x. Figura de Levenson et al. (2001) . . . . . . . . . . . . . . . 40
1.9 Observa¸c˜ao da fonte em raio-x 2A 2315-428. Caixa de erro com confiabili-
dade de 90%. Note que somente uma gal´axia est´a dentro da caixa, no caso
NGC 7582. Norte para cima e leste para a esquerda. Figura de Ward et al.
(1978) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 42
1.10 Espectro de NGC 7582. Linhas mais estreitas se comparadas com Seyferts,
por´em linhas de alta ioniza¸c˜ao como por exemplo [Ne V]λ3426 est˜ao pre-
sentes, sugerindo uma fonte n˜ao t´ermica. Figura de Ward et al. (1978) . . 42
1.11 Esquema de NGC 7582. O asterisco no centro ´e o cont´ınuo nuclear, emissora
de raios-x com ∼ 0.05pc e fonte r´adio compacta. A regi˜ao quadriculada ´e
o g´as ionizado. A regi˜ao pontilhada ´e o material obscurecedor. A cruz ´e
componente estelar, com algumas estrelas quentes presentes por causa das
altas s´eries de absor¸c˜ao de Balmer observadas . . . . . . . . . . . . . . . . 43
1.12 Espectros de NGC 7582.
´
E poss´ıvel notar o aparecimento das linhas nos
espectros mais recentes, mostrando a transi¸c˜ao de Sy2 para Sy1. Figura de
Aretxaga et al. (1999) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45
1.13 Imagens de NGC 7582. Em cima, da esquerda para a direita: HST/WFPC2
F606W e HST/NICMOS F160W. Embaixo, da esquerda para a direita:
VLT/VISIR e mapa r´adio, feito com o ACTA, em 3 cm. Os c´ırculos ao
sul indica a posi¸c˜ao das duas fontes MIR. As duas flechas nas imagens HST
foram estrelas utilizadas para alinhamento. Norte para cima, leste para a
esquerda. Cada marca maior nos eixos equivalem a 1 arcsec. Figura de
Wold e Galliano (2006) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
1.14 Esquerda: raz˜ao entre as imagens NIR e ´optico do HST, mapeando a quan-
tidade de poeira na regi˜ao cincunuclear de NGC 7582. O contorno branco
refere a emiss˜ao do Chandra abaixo de 0.8 keV, enquanto o contorno ver-
melho ´e a raz˜ao 0.8-1.3/0.3-0.8 keV. Os contornos vermelhos referem-se `a
imagem da direita, por´em em outra escala, como mostrado pelo retˆangulo
tracejado. A cruz preta informa a posi¸c˜ao do n´ucleo. Figura de Bianchi
et al. (2007) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 49
2.1 FWHM (pixeis) pelo n´umero de itera¸c˜oes. O FWHM ´e medido com o IDL
atrav´es de um ajuste gaussiano do perfil radial. . . . . . . . . . . . . . . . 55
2.2 Calibra¸c˜ao do FWHM em fun¸c˜ao do comprimento de onda para o GMOS - S. 56
2.3 Imagens de CAL 83 em 4774.65
˙
A; 5309.54
˙
A e 6168.64
˙
A (da esquerda para
a direita) original (acima) e deconvolu´ıda com 9 itera¸c˜oes (abaixo). Imagens
com 2.4 x 3.9 arcsec com tamanho do pixel igual a 0.1 arcsec. . . . . . . . 58
2.4 NGC 4579 original (esquerda) e deconvolu´ıda 7 vezes (direita) com uma PSF
gaussiana e FWHM = 0.05 arcsec. A deconvolu¸c˜ao revela duas estruturas
no objeto central, que n˜ao est˜ao presentes na imagem original. . . . . . . . 59
2.5 NGC 6221 deconvolu´ıda 7 vezes com uma PSF gaussiana com FWHM =
0,1 arcsec. Note os an´eis de Airy. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
2.6 NGC 6221 deconvolu´ıda 7 vezes com uma PSF de Airy. Comparando-se
com a figura 2.5, note que o anel mais externo est´a bem mais fraco. . . . . 60
2.7 NGC 404, deconvolu´ıda com uma PSF de Airy (esquerda) e uma PSF gaus-
siana (direita). Note que apesar das franjas na imagem deconvolu´ıda com a
PSF gaussiana, aparecem maiores detalhes nesta imagem do que na decon-
volu¸c˜ao com uma PSF de Airy . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60
2.8 Disposi¸c˜ao dos eixos S, W, x , y e dispers˜ao dos centr´oides. O centr´oide
da parte mais vermelha do espectro estar´a sempre mais perto do objeto,
enquanto o centr´oide da parte mais azul do espectro estar´a mais perto do
zˆenite. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
2.9 Compara¸c˜ao entre os resultados te´oricos e os pontos experimentais de CAL
83. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
2.10 Exemplos de aplica¸c˜ao do PCA. Figura de Fukunaga (1990) . . . . . . . . 78
3.1 Distribui¸c˜ao de idade e metalicidade da popula¸c˜ao estelar superposta `a H
II A. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
3.2 Distribui¸c˜ao de idade e metalicidade da popula¸c˜ao estelar superposta `a H
II B. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
3.3 Distribui¸c˜ao de idade e metalicidade da popula¸c˜ao estelar superposta ao AGN 84
3.4 Distribui¸c˜ao de idade e metalicidade da popula¸c˜ao estelar n˜ao nuclear da
gal´axia. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 84
3.5 Mapa de rota¸c˜ao estelar de NGC 6221 em km/s . . . . . . . . . . . . . . . 85
3.6 Mapa da dispers˜ao de velocidades de NGC 6221 em km/s . . . . . . . . . . 85
3.7 Tomogramas e autoespectros 1 a 3 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 87
3.8 Imagem centrada na linha de [N I]λ5198A obtida com o cubo constru´ıdo
atrav´es dos autovetores 10, 13 e 14 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88
3.9 Espectro da regi˜ao do AGN. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 92
3.10 Espectro da regi˜ao H II B. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93
3.11 Figura RGB de Hβ `a esquerda e de regi˜oes de alta densidade em R e baixa
densidade (Steiner et al, 2008, em anexo com o relat´orio) em B `a direita.
Nota-se que a asa azul de Hβ est´a localizada no AGN, enquanto a emiss˜ao
estreita, na cor G, representa as duas regi˜oes H II. A emiss˜ao em R ´e mais
extensa em dire¸c˜ao a regi˜ao H II A. Na imagem de baixa densidade aparece
o AGN e na de alta densidade as duas regi˜oes H II. . . . . . . . . . . . . . 94
3.12
`
A esquerda: Imagem em R da linha de [O III]λ5007A e em B de N IIIλ4640A.
A linha de [O III] corresponde ao AGN e a de N III corresponde `a WR. A
separa¸c˜ao entre as duas ´e de 0.7 arcsec.
`
A direita: Emiss˜ao da componente
larga azul de Hα em R e da linha de C III em B. Novamente o AGN na
emiss˜ao larga de Hα, no entanto na linha de C III h´a uma emiss˜ao extensa
dentro das regi˜oes H II e em alguns “spots” . . . . . . . . . . . . . . . . . 95
3.13 Espectro da regi˜ao da Wolf-Rayet. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 96
3.14 Espectro de 3 hot-spots presentes na figura 3.15. . . . . . . . . . . . . . . . 97
3.15 Imagem RGB, com a linha de [O I]λ6300 em R, [N I]λ 5198 em G e He II
em B. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 98
4.1 Espectro do AGN de NGC 6221. A linha cheia ´e [O II I]λ5007A enquanto a
linha pontilhada ´e Hβ. A velocidade ´e calculada em rela¸c˜ao ao λ de repouso
de cada uma das linhas. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102
4.2 Acima: Imagem em RB dos dois picos de [O III]λ5007A e em G da linha
de N III/He II `a esquerda e do HST-WFPC `a direita. Abaixo: Imagem em
RB dos dois picos de [O III]λ5007A e do cont´ınuo estelar de NGC 6221 `a
esquerda e HST-NICMOS `a direita. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 104
5.1 Distribui¸c˜ao de idade e metalicidade da popula¸c˜ao estelar superposta `a H
II A. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
5.2 Distribui¸c˜ao de idade e metalicidade da popula¸c˜ao estelar superposta `a H
II B. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
5.3 Distribui¸c˜ao de idade e metalicidade da popula¸c˜ao estelar superposta ao AGN108
5.4 Distribui¸c˜ao de idade e metalicidade da popula¸c˜ao estelar n˜ao nuclear da
gal´axia. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
5.5 Espectro das regi˜oes HII de NGC 7582 e imagem centrada na linha de Hα 109
5.6 Mapa de rota¸c˜ao estelar de NGC 7582 em km/s . . . . . . . . . . . . . . . 111
5.7 Mapa da dispers˜ao de velocidades de NGC 7582 em km/s . . . . . . . . . . 111
5.8 Tomograma e autoespectro 1 da primeira an´alise. Note a presen¸ca das duas
regi˜oes H II e o espectro caracter´ıstico deste tipo de objeto . . . . . . . . . 111
5.9 Tomogramas e autoespectros 1 a 3 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113
5.10 Tomogramas e autoespectros 4 a 6 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 114
5.11 Tomogramas e autoespectros 7 a 9 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115
5.12 Acima: Imagens do HST - NICMOS `a esquerda e WFPC `a direita, com o
AGN indicado. Abaixo: Imagem da linha de [O I]λ6300A `a esquerda e RGB
da linha de [O III]λ5007A `a direita . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 117
5.13 Espectro da regi˜ao do AGN de NGC 7582. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 118
5.14 Imagem da linha de He IIλ4686A. Note a presen¸ca de 6 hot-spots, identifi-
cados de 1 a 6, ao longo do cone de ioniza¸c˜ao. . . . . . . . . . . . . . . . . 119
5.15 Espectros do HS 1 dividido nos 3 CCDs. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 120
5.16 Espectros dos HS 3, 4 e 5 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121
5.17 Espectros do HS 6 dividido nos 3 CCDs. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 122
5.18 RGB da emiss˜ao de g´as de baixa densidade (esquerda) e alta densidade
(direita). A parte azul ´e a emiss˜ao de -243 a -82 km/s, verde ´e de 82 a 0
km/s e vermelho ´e de 0 a 81 km/s, todas as velocidades em rela¸c˜ao ao pico
da emiss˜ao de [S II]. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 125
6.1 Rela¸c˜ao entre a massa do buraco negro central e k(M
SMB H
). . . . . . . . . 133
6.2 Autovetor 1 x Autovetor 2 para a amostra de gal´axias de Seyfert . . . . . . 139
6.3 Observacionais - Autovetor 1 x Autovetor 2 . . . . . . . . . . . . . . . . . 139
6.4 Autovetor 1 x Autovetor 3 para a amostra de gal´axias de Seyfert. Destaque
para as Seyferts 2b . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 140
6.5 Observacionais - Autovetor 1 x Autovetor 3 . . . . . . . . . . . . . . . . . 140
6.6 Autovetor 2 x Autovetor 3 para a amostra de gal´axias de Seyfert . . . . . . 141
6.7 Observacionais - Autovetor 2 x Autovetor 3 . . . . . . . . . . . . . . . . . 141
Lista de Tabelas
2.1 Medidas da FWHM para as imagens apresentadas na figura 2.3 . . . . . . 57
2.2 Centr´oide de CAL 83 nos eixos x e y. Medidas de ∆R no zˆenite feita em
rela¸c˜ao `a posi¸c˜ao dos centr´oides em 5000 A . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
2.3 Exemplo de dados para c´alculo das componentes principais. Dados de en-
trada e dados com m´edia subtra´ıda . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 74
3.1 Varian¸ca dos dados explicado por cada autovetor . . . . . . . . . . . . . . 86
3.2 Linhas fracas identificadas no autovetor 1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89
3.3 Linhas fracas identificadas no autovetor 3 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90
5.1 Contribui¸c˜ao de cada autovetor para a variˆan¸ca dos dados . . . . . . . . . 112
5.2 Linhas de emiss˜ao para o HS 1 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 123
5.3 Linhas de emiss˜ao para o HS 6 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124
6.1 Contribui¸c˜ao da componente disco para os diferentes tipos morfol´ogicos de
gal´axias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 132
6.2 Parˆametros analisados no PCA. (1) Nome da gal´axia (NGC); (2) Lumino-
sidade da linha de Hα em erg/s; (3) Largura da linha de Hα (0 - linha
estreita. 1 - linha larga); (4) “Full Width at Half Maximum” na linha de [N
II]; (5) Largura equivalente da linha de Hα ; (6) e (7) Raz˜oes das linhas de
[OIII]/Hβ e [N II]/Hα, respectivamente . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134
6.3 Parˆametros analisados no PCA. (1) Nome da gal´axia (NGC); (8) Raz˜oes das
linhas de [SII]/Hα; (9) Magnitude absoluta da gal´axia na banda K dentro
da isofota de 20 mag/arcsec
2
; (10) Massa do buraco negro central em M
;
(11) Raz˜ao entre as linhas de [O I]/[O III]; (12) Luminosidade em raio-
x na banda 2-10 keV do n´ucleo da gal´axia em erg/s.; (13) Raz˜ao entre a
luminosidade em raio-x e a luminosidade da linha de Hα . . . . . . . . . . 135
6.4 Parˆametros analisados no PCA. (1) Nome da gal´axia (NGC); (14) Tipo
morfol´ogico da gal´axia; (15) Raz˜ao de Eddington; (16) Raz˜ao da intensidade
das linhas proibidas e Hα ; (17) Raz˜ao entre as luminosidades em FIR e em
Hα; (18) Raz˜ao entre as luminosidades em FIR e em Lx; (19) Raz˜ao entre
as luminosidades em FIR e de Eddington. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 136
6.5 Coordenadas dos parˆametros observados nos autovetores 1, 2 e 3. . . . . . 137
6.6 Coordenadas das gal´axias observadas nos autovetores 1, 2 e 3. . . . . . . . 138
6.7 Contribui¸c˜ao dos autovetores 1, 2 e 3 na varian¸ca dos dados da amostra de
Seyferts. Note que o autovetor 1 explica a maior parte da variˆancia dos
dados, seguido pelos autovetores 2 e 3. A contribui¸c˜ao somada dos trˆes
autovetores ´e de 63,7%. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 143
6.8 - An´alise manual da amostra de Seyfert. Algumas gal´axias n˜ao entraram
efetivamente no PCA por faltarem alguns dados, como por exemplo NGC
3941 e NGC 4138, mas foi poss´ıvel fazer uma an´alise manual delas. (1)
Nome da gal´axia (NGC); (2) Raz˜ao do fluxo FIR com o fluxo em r´adio; (3)
Morfologia r´adio (A - Amb´ıgua, C - Compacto, E - Extenso. Quando h´a
complemento ´e a morfologia da regi˜ao extensa L - Linear e D - Difusa); (4)
´
Indice espectral no r´adio; (5) Raz˜ao entre a luminosidade FIR e luminosi-
dade da linha de Hα; (6) Raz˜ao entre a luminosidade FIR e luminosidade
em raio-x; (7) Raz˜ao entre a luminosidade FIR e luminosidade de Edding-
ton; (8) Comptonthick. A fonte ´e comptonthick quando N
H
> 1024cm
−3
.
(s - Sim, n - N˜ao e d - duvidoso); (9) Parˆametro de virializa¸c˜ao; (10) Massa
do g´as uma vez ionizado . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 145
Sum´ario
1. Introdu¸c˜ao . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
1.1 Gal´axias de Seyfert: Aspectos hist´oricos. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
1.2 Seyferts 1 e 2: O modelo unificado . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
1.3 Alvos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
1.3.1 NGC 6221 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 34
1.3.2 NGC 7582 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41
1.4 Objetivos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
2. Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
2.1 Deconvolu¸c˜ao de imagens . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
2.1.1 “Point Spread Function” . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
2.1.2 O n´umero de itera¸c˜oes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
2.1.3 Deconvolu¸c˜ao com PSF vari´avel . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
2.1.4 Deconvolu¸c˜ao de imagens do HST . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 57
2.1.5 Discuss˜ao dos resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
2.2 Refra¸c˜ao diferencial da atmosfera . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 61
2.2.1 Aspectos te´oricos da refra¸c˜ao atmosf´erica . . . . . . . . . . . . . . . 61
2.2.2 Transforma¸c˜ao de coordenadas da refra¸c˜ao atmosf´erica . . . . . . . 66
2.2.3 Compara¸c˜ao das equa¸c˜oes com os dados experimentais. . . . . . . . 67
2.2.4 Discuss˜oes e conclus˜oes sobre a refra¸c˜ao atmosf´erica . . . . . . . . . 69
2.3 An´alise em componentes principais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70
2.3.1 A expans˜ao discreta de Karhunen-Lo´eve . . . . . . . . . . . . . . . 70
2.3.2 Propriedades da expans˜ao de Karhunen-Lo´eve . . . . . . . . . . . . 73
2.3.3 Procedimento de c´alculo das componentes principais . . . . . . . . 74
2.3.4 Discuss˜oes sobre a an´alise das componentes principais . . . . . . . . 76
3. NGC 6221 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81
3.1 Observa¸c˜oes e redu¸c˜ao dos dados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81
3.2 Resultados e an´alise de dados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
3.2.1 Hist´oria qu´ımica e de forma¸c˜ao estelar da regi˜ao central . . . . . . . 83
3.2.2 Cinem´atica estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85
3.2.3 An´alise de componentes principais aplicada ao cubo de dados . . . 85
3.2.4 AGN . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90
3.2.5 As regi˜oes H II . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91
3.2.6 A componente Wolf-Rayet . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 93
3.2.7 Restos de supernovas (SNR) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 95
3.2.8 HS - 1. Uma estrela LBV? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 98
3.2.9 Meio Interestelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 98
3.3 Conclus˜oes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 99
4. Atividade nuclear dupla em NGC 6221 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 101
4.1 Resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102
4.2 Discuss˜ao . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
4.2.1 AGN duplo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 103
4.2.2 Trˆes buracos negros? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 105
4.2.3 Jatos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106
4.2.4 Disco? . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106
5. NGC 7582 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107
5.1 Resultados e an´alise de dados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 107
5.1.1 Hist´oria qu´ımica e de forma¸c˜ao estelar da regi˜ao central . . . . . . . 107
5.1.2 Cinem´atica estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 110
5.1.3 An´alise em componentes principais aplicada ao cubo de dados . . . 111
5.1.4 AGN . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 112
5.1.5 “Hot-spots” . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 116
5.1.6 Emiss˜ao do g´as de baixa e de alta densidade . . . . . . . . . . . . . 117
5.2 Discuss˜ao . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124
6. An´alise de uma amostra de Gal´axias de Seyfert . . . . . . . . . . . . . . . . . . 129
6.1 Defini¸c˜ao da amostra de Gal´axias Seyferts . . . . . . . . . . . . . . . . . . 130
6.2 C´alculo de parˆametros para o PCA . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 130
6.3 A massa do buraco negro central . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131
6.4 An´alise dos dados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 133
6.4.1 Resultados dos parˆametros calculados para o PCA. . . . . . . . . . 133
6.4.2 C´alculo das componentes principais e resultados . . . . . . . . . . . 137
6.4.3 An´alise comparativa de parˆametros . . . . . . . . . . . . . . . . . . 144
6.5 NGC 6221 e NGC 7582 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 144
6.6 Discuss˜ao dos resultados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 146
7. Conclus˜oes e perspectivas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 147
Referˆencias
. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .
151
Apˆendice 165
A. Primeira p´agina de artigos publicados de minha co-autoria . . . . . . . . . . . . 167
Cap´ıtulo 1
Introdu¸c˜ao
1.1 Gal´axias de Seyfert: Aspectos hist´oricos.
A hist´oria das gal´axias Seyfert come¸cou em 1909, quando Fath (1909), interessado em
estudos sobre a natureza de “nebulosas espirais”, fez observa¸c˜oes no observat´orio de Lick,
procurando saber se esses objetos eram pr´oximos, se eram gasosos como a nebulosa de
´
Orion ou se eram distantes conjuntos de estrelas que n˜ao podiam ser resolvidas. Na maio-
ria dos objetos estudados, Fath encontrou espectros com cont´ınuos e linhas em absor¸c˜ao
caracter´ısticos de conjuntos de estrelas n˜ao resolvidas do tipo solar. No entanto, em NGC
1068 ele verificou um espectro composto, com linhas em emiss˜ao e em absor¸c˜ao. 6 linhas
brilhantes foram reconhecidas como as mesmas que eram observadas em nebulosas gasosas.
As linhas em emiss˜ao e absor¸c˜ao de NGC 1068 foram confirmadas por Slipher (1917), que
mostrou que as linhas s˜ao alargadas. Por´em, ele rejeitou uma interpreta¸c˜ao de velocidade
radial ordin´aria no alargamento das linhas. Nos anos seguintes, v´arios astrˆonomos nota-
ram a presen¸ca de linhas em emiss˜ao em algumas nebulosas espirais. Um exemplo foi dado
por Hubble (1926), que mencionou que espirais relativamente raras, com n´ucleos estelares,
apresentam um espectro de nebulosas planet´arias, notadamente NGC 1068, 4051 e 4151.
Por´em nenhum estudo sistem´atico foi feito com essas gal´axias at´e o trabalho de Seyfert
(1943). Seyfert obteve espectrogramas de 6 gal´axias, NGC 1068, 1275, 3516, 4051, 4151 e
7469, com n´ucleos estelares e linhas em emiss˜ao superpostas ao espectro de estrelas do tipo
G. As duas mais brilhantes (NGC 1068 e NGC 4151) mostravam fortes linhas em emiss˜ao,
como ´e o caso nebulosa planet´aria NGC 7027. Seyfert atribuiu as larguras das linhas ao
desvio Doppler, alcan¸cando 8500 km/s para as linhas de hidrogˆenio de NGC 3516 e 7469.
Os perfis das linhas em emiss˜ao variam de linha para linha e de objeto para objeto. Por´em
26 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
dois padr˜oes tornaram t´ıpicos dessa classe de gal´axia. As linhas proibidas e permitidas
em NGC 1068 tˆem perfis similares, com larguras de 3000 km/s. Em contraste, NGC
4151 mostrava linhas proibidas e regi˜oes mais centrais das linhas permitidas relativamente
estreitas. No entanto, as linhas de hidrogˆenio tinham asas largas (7500 km/s), ausentes
nas linhas proibidas. Gal´axias com linhas em emiss˜ao com alta excita¸c˜ao nuclear s˜ao
chamadas de gal´axias de Seyfert. No entanto, o trabalho de Seyfert n˜ao dava indica¸c˜oes
sobre a natureza desses objetos e do seu papel para o futuro da astronomia. J´a poderia
ser mostrado em 1942, segundo Weedman (1976), que o n´ucleo de gal´axias Seyferts s˜ao
objetos muito luminosos e uma r´apida investiga¸c˜ao da gal´axia atrav´es do telesc´opio poderia
mostrar que as Seyferts s˜ao bem diferentes de gal´axias comuns. Enquanto as gal´axias
comuns s˜ao gradualmente mais brilhantes em dire¸c˜ao ao centro, o n´ucleo de uma Seyfert
parece como que se uma estrela brilhante estivesse colo cada bem no centro de uma gal´axia
convencional. Essa propriedade de uma alta luminosidade em um volume compacto ´e a
principal semelhan¸ca entre o n´ucleo de uma Seyfert e um quasar. Se essas investiga¸c˜oes
tivessem sido feitas em 1942, provavelmente a relevˆancia do estudo das gal´axias Seyferts n˜ao
passasse tanto tempo sem ser notada. Com a descoberta da variabilidade do n´ucleo de NGC
4151 em 1968 foi demonstrado que essa regi˜ao era compacta, o que j´a poderia ser mostrado
em qualquer momento com um pequeno telesc´opio, uma vez que sua magnitude no vis´ıvel ´e
11. Depois do trabalho de 1943, as gal´axias Seyferts s´o foram citadas na literatura em 1954,
quando NGC 1068 e 1275 foram re-descobertas no r´adio por Baade e Minkowski (1954).
Em 1959, a curva de rota¸c˜ao de NGC 1068 foi determinada por Burbidge et al. (1959),
em uma tentativa de se medir a massa do n´ucleo. A raz˜ao massa/luminosidade era t˜ao
baixo que concluiu-se que as estrelas possu´ıam alta massa e alta luminosidade. Tamb´em
sugeriu-se que essas estrelas massivas estimulavam a alta velocidade no g´as ionizado. Essas
interpreta¸c˜oes ainda podem ser feitas para uma Seyfert, por´em o n´ucleo da maioria destes
objetos n˜ao ´e composto por estrelas. Como o trabalho de Seyfert apenas apresentava
observa¸c˜oes, o estudo de Woltjer (1959) foi a primeira tentativa te´orica de entendimento
da natureza da atividade nuclear. Estudando NGC 1068, 4051 e 4151 e assumindo que
a luminosidade era provenientes de estrelas, ele derivou massas nucleares extremamente
elevadas. Assim, ele concluiu que as linhas largas de emiss˜ao s˜ao consequˆencia da alta
velocidade de rota¸c˜ao do g´as ao redor dessas grandes massas. Ele derivou uma densidade
Se¸c˜ao 1.1. Gal´axias de Seyfert: Aspectos hist´oricos. 27
eletrˆonica de N
e
= 10
4
cm
−3
e uma temperatura T ≈ 20000K a partir das raz˜oes das
linhas de [S II] e [O III].
A distin¸c˜ao entre os dois tipos de Seyferts surgiu com Khachikian e Weedman (1974),
que propuseram que as Seyfert 1 (Sy1) s˜ao as gal´axias com as asas largas nas linhas
permitidas, ao passo que as Seyfert 2 (Sy2) n˜ao possuem essa caracter´ıstica. A regi˜ao
que emite as linhas mais estreitas foi resolvida para as Seyferts mais pr´oximas e tem
um diˆametro t´ıpico da ordem de 100 pc (Walker 1968 e Oke e Sargent 1968). Oke &
Sargent derivaram uma massa de ∼ 10
5
M
e um pequeno volume de preenchimento do
espa¸co pelo g´as que emite as linhas estreitas (daqui em diante NLR de “Narrow Line
Regions”) em NGC 4151. No entanto, a pergunta que surgiu foi: por que essas asas
largas eram vistas apenas nas linhas permitidas e n˜ao nas linhas proibidas? Woltjer (1959)
postulou a existˆencia de uma regi˜ao separada com movimento r´apido, possivelmente um
g´as ligado gravitacionalmente, que produzisse as asas largas nas linhas de Balmer. Uma
alternativa seria que as asas largas das linhas de Balmer poderiam ser produzidas por
espalhamento de el´etrons (Burbidge et al. 1966). No entanto, apenas o trabalho de Oke
e Sargent (1968) apoiava essa possibilidade. O trabalho de Weymann (1970) sobre perfis
de espalhamento de el´etrons, o de Anderson (1971) sobre perfis das asas das linhas de
Balmer irregulares favorecendo o movimento de massas e o trabalho de Shklovskii (1964)
sobre profundidade ´optica de espalhamento de el´etrons no quasar 3C273 favoreceram a
hip´otese de tratar-se de uma p equena regi˜ao densa, com nuvens de movimento r´apido
(regi˜ao de linhas largas, ou BLR de “broad line region”) composto com as NLR, que
s˜ao regi˜oes menos densas e mais lentas em rela¸c˜ao `a BLR. Esse modelo ganhou for¸ca
com os modos de fotoioniza¸c˜ao (Shields 1974) e mais tarde com modelos detalhados de
nuvens de g´as fotoionizados por cont´ınuos com lei de potˆencia, calculados com a ajuda
de computadores, com aplica¸c˜oes na nebulosa de Caranguejo, estrelas bin´arias de raios-x
e AGNs (Williams 1967, Tarter e Salpeter 1969, Davidson 1972, MacAlpine 1972). Na
geometria das BLR, era claro que eram regi˜oes com pequeno volume de preenchimento de
g´as no espa¸co e uma tradicional figura de nebulosa de nuvens ou filamentos espalhados ao
longo da BLR. Os modelos de fotoioniza¸c˜ao tipicamente assumem uma geometria fatiada
plana, ou casca de cebola (esf´erica), representando a face ionizada de uma nuvem que ´e
opticamente espessa no cont´ınuo de Lyman. A densidade eletrˆonica da BLR foi estimada
28 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
como N
e
≈ 10
11
cm
−3
, necess´aria para explicar a raz˜ao Hα/Hβ (Wills et al. 1985) e tamb´em
atrav´es da emiss˜ao de Fe II por causa da regi˜ao aquecida por raios-x (Collin-Souffrin et al.
1980). Por´em, ferramentas poderosas como o mapa de reverbera¸c˜ao, que ´e o mapeamento
dos atrasos de tempo entre varia¸c˜oes observadas no cont´ınuo e os efeitos desta mudan¸ca
nas linhas de emiss˜ao causado pela viagem da luz ao longo da BLR (Blandford e McKee
1982), mostraram que a BLR era menor e mais densa do que o indicado pelos modelos de
fotoioniza¸c˜ao (Ulrich et al. 1984; Peterson et al. 1985). Massas do objeto central, nessa
´epoca j´a assumido como sendo um buraco negro, po de ser derivada com maior precis˜ao. O
raio menor implicou em menores massas, as quais assumiram valores razo´aveis. Levando
em conta outras considera¸c˜oes, a id´eia de movimentos gravitacionais para a BLR ganhou
popularidade.
A concep¸c˜ao de r´adio-gal´axias como gal´axias em colis˜ao mostrou que os n´ucleos gal´acticos
s˜ao regi˜oes de atividade violenta e concentrada. Burbidge (1961) sugeriu uma rea¸c˜ao em
cadeia de supernovas, que poderia ocorrer em um aglomerado estelar denso no n´ucleo. Ou-
tras id´eias envolvendo aglomerados estelares densos foram sugeridas por Cameron (1962),
Spitzer e Saslaw (1966) e Arons et al. (1975) e modelos de starbursts por Terlevich e
Melnick (1985). Hoyle e Fowler (1963) discutiram a id´eia de uma estrela supermassiva
(∼ 10
8
M
) como fonte de energia gravitacional e termonuclear. Logo depois, Salpeter
(1964) propˆos que a energia dos quasares seriam pro duzidas atrav´es de acre¸c˜ao em um
buraco negro supermassivo (SMBH, de “supermassive black hole”). Para um material es-
piralando gradualmente em uma ´orbita interna est´avel de um buraco negro n˜ao rotativo em
r = 6GM/c
2
, onde M ´e a massa do buraco negro, a energia emitida por unidade de massa
seria de 0.057c
2
e em princ´ıpio suficiente para suprir de energia um quasar luminoso com
uma massa razo´avel. Essa id´eia ganhou aten¸c˜ao quando Lynden-Bell (1969) argumentou
que quasares mortos em forma de corpos colapsados (buracos negros) seriam comuns em
n´ucleos gal´acticos, dando um tempo de vida para a energia dos quasares e a prevalˆencia dos
mesmos nos prim´ordios do universo. Linden-Bell explorou a radia¸c˜ao t´ermica e a emiss˜ao
de part´ıculas r´apidas esperadas por um disco de g´as orbitando o SMBH. Com diferentes
valores de massa e de taxa de acre¸c˜ao, esses discos s˜ao capazes de prover uma explica¸c˜ao
para uma grande fra¸c˜ao de fenˆomenos de astrof´ısica de altas energias, como Seyferts e
quasares. Ali´as, o paralelo entre as gal´axias de Seyferts e os quasares foi muito discutido,
Se¸c˜ao 1.1. Gal´axias de Seyfert: Aspectos hist´oricos. 29
devido `as linhas em emiss˜ao, `a presen¸ca de linhas mais alargadas, um cont´ınuo n˜ao estelar
e mesmo `a variabilidade na luminosidade, sugerindo-se assim um fenˆomeno f´ısico comum
para as duas classes de objetos. Por´em no caso dos quasares era necess´ario resolver o
problema de estarem em altos redshifts, o qual foi sendo aceito ao longo dos anos (ver
Weedman 1976 e Shields 1999 para uma revis˜ao).
Grande parte do desenvolvimento dos AGNs baseou-se em informa¸c˜oes no ´optico. No
entanto, o estudo em outros comprimentos de onda foi de essencial importˆancia para uma
melhor compreens˜ao desses objetos. No caso dos raios-x, Elvis et al. (1978) mostraram
que as Sy1 possuem uma forte emiss˜ao nesta banda, onde luminosidades t´ıpicas eram de
∼ 10
42.5
−10
44.5
erg/s. A potˆencia dos raios-x est´a correlacionada com o cont´ınuo no ´optico
e no infravermelho e com a intensidade da linha de Hα. Elvis et al. consideraram modelos
de bremsstrahlung t´ermico (∼ 10
7
K), synchrotron e “synchrotron self-compton” para a
emiss˜ao de raios-x. Estudos posteriores com o HEAO 1 e o “Einstein Observatory” (HEAO
2) trouxeram novos resultados, como um novo limite para a massa do buraco negro. No
r´adio, as informa¸c˜oes permitiram determinar suas fun¸c˜oes de luminosidade nesta faixa do
espectro, compara¸c˜oes entre as propriedades dos subtipos de Seyferts e destas em geral com
outras classes de AGNs (ver Ho e Ulvestad 2001 para mais referˆencias). No infravermelho e
no ultravioleta, medidas ap´os os lan¸camentos do International Ultraviolet Explorer (IUE) e
do Infrared Astronomical Satellite (IRAS) mostravam um “bump” entre 3-5µm na maioria
das Seyferts e quasares, com 40% da luminosidade entre 2.5 e 10µm. Sanders et al. (1989)
mostraram medidas de 109 quasares de 0.9 nm at´e 6 cm, indicando que a distribui¸c˜ao t´ıpica
de energia poderia ser ajustada por um disco de acre¸c˜ao quente em comprimentos de onda
mais curtos e por poeira quente nos comprimentos maiores. O sat´elite IRAS mostrou que
uma grande popula¸c˜ao de gal´axias ´e fortemente dominado pelo infravermelho long´ınquo,
o que indica uma emiss˜ao de poeira aquecida por um “starburst” ou por um AGN.
Mais detalhes sobre a hist´oria dos AGNs podem ser vistos em Shields (1999) e Weedman
(1976). Um bom artigo sobre linhas de emiss˜ao ´e V´eron-Cetty e V´eron (2000). Para AGNs
pr´oximos, Ho (2004) ´e recomendado.
30 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
1.2 Seyferts 1 e 2: O modelo unificado
As caracter´ısticas observadas de um AGN podem estar fortemente relacionadas com
a orienta¸c˜ao da gal´axia em rela¸c˜ao `a nossa linha de visada. Assim, os diferentes tipos
de AGNs podem ser fun¸c˜ao do ˆangulo de visada. Essa ´e a base do modelo unificado,
o qual tenta associar os diferentes tipos de AGNs a um fenˆomeno ´unico (orienta¸c˜ao da
gal´axia: “face-on” ou “edge-on”). Os modelos de unifica¸c˜ao podem ser caracterizados de
duas maneiras: fracos e fortes. Os modelos de unifica¸c˜ao fracos permitem a compara¸c˜ao
entre dois parˆametros intr´ınsecos, por exemplo luminosidade no ´optico e luminosidade no
r´adio. Nesses modelos h´a dois tipos de AGNs, os “radio loud” e os “radio quiet”. Em
cada tipo ´e visto uma faixa de fenˆomenos relacionados com as varia¸c˜oes entre esses dois
parˆametros b´asicos mais diferen¸cas aparentes devido a orienta¸c˜ao do sistema em rela¸c˜ao
ao observador. O modelo de unifica¸c˜ao forte ´e complementar ao modelo fraco e assume
apenas um parˆametro intr´ınseco, a luminosidade (estas caracter´ısticas no ´optico e no r´adio
seriam correlacionadas). Todas as outras diferen¸cas que se observa, incluindo a diferen¸ca
nas propriedades no ´optico e no r´adio, s˜ao consequˆencias da orienta¸c˜ao do objeto.
No ´optico, os cen´arios de unifica¸c˜ao surgiram com a tentativa de compreens˜ao da na-
tureza das Seyferts 2. O reconhecimento de que o fenˆomeno poderia estar relacionado com
a orienta¸c˜ao devido ao obscurecimento das regi˜oes mais centrais come¸cou com Osterbrock
(1978). No caso das fontes em r´adio, os modelos convencionais de radia¸c˜ao synchrotron
mostram um alto grau de anisotropia. Blandford e Rees (1978) foram os primeiros a recon-
hecer que o fenˆomeno de Blazar seria devido a observa¸c˜ao do objeto ao longo do eixo do
r´adio, assim o fluxo ´e dominado pelo “doppler beaming”. Os elementos chaves s˜ao o toro
de poeira, respons´avel pelo obscurecimento no ´optico e o jato emissor de synchrotron no
r´adio. No caso das Sy1 e Sy2, se o toro ´e visto “face on”, a visada `as regi˜oes centrais n˜ao ´e
obstru´ıda e as linhas largas s˜ao detectadas (Sy1). Por outro lado, se o objeto ´e orientado
“edge on”, as regi˜oes centrais n˜ao po dem ser vistas, resultando em um espectro apenas
com linhas estreitas. A figura 1.1 ilustra o conceito b´asico dos modelos de unifica¸c˜ao mais
simples.
As diferen¸cas entre os dois tipos de Seyferts s˜ao a falta de linhas largas em emiss˜ao nas
Sy2 e o fato de que o “featureless continuum” ´e mais fraco relativo ao cont´ınuo estelar.
A primeira suspeita foi que s´o existiria um tipo de gal´axia Seyfert, por´em em alguns
Se¸c˜ao 1.2. Seyferts 1 e 2: O modelo unificado 31
Figura 1.1: Esquema conceitual para a unifica¸c˜ao entre as Sy1 e Sy2. Um toro de poeira
esconde a fonte do cont´ınuo (ponto preto no centro) e a BLR (nuvens perto do centro). No
entanto, as NLR est˜ao fora do toro, por isso apenas as linhas estreitas s˜ao observadas nas
Sy2. No eixo do toro, o n´ucleo n˜ao ´e obstru´ıdo e a mesma gal´axia ´e classificada como Sy1.
Figura de Peterson (1997)
casos a regi˜ao nuclear era atenuada por algum meio. Como a atenua¸c˜ao se daria em uma
grande faixa do espectro, poeira ´e o candidato mais forte para o obscurecimento das regi˜oes
centrais. No entanto, o “featureless continuum” na Sy2 ainda ´e uma lei de potˆencia pura,
o que n˜ao deveria ser verdade se o espectro fosse altamente avermelhado. Outro problema
´e que o espectro no UV possui o mesmo formato na Sy2 e na Sy1. E a magnitude t´ıpica
de uma Sy2 ´e apenas uma ordem de magnitude menor do que a magnitude de uma Sy1.
Uma hip´otese ´e que as Sy2 seriam Sy1 por´em em um estado em que o cont´ınuo ´e mais
fraco, no entanto essa explica¸c˜ao ´e pouco prov´avel. Blandford e Rees (1978) propuseram
o modelo do toro que obscurece o n´ucleo, resolvendo os problemas acima (com exce¸c˜ao
do avermelhamento do cont´ınuo). Como a densidade espacial de Sy2 ´e cerca de 3 vezes
maior que a densidade espacial de Sy1, isso significa que o toro deve bloquear cerca de
3/4 do c´eu, como seria visto pela fonte central, consistente com os ˆangulos de abertura
dos cones de ioniza¸c˜ao (ver cap´ıtulo 6 de Peterson 1997). O que torna o modelo de
Blandford e Rees vi´avel ´e um componente adicional, um meio espalhador, que estaria
32 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
situado acima do buraco do toro, espalhando a luz nuclear ao observador no plano do disco.
Isso foi corroborado por Antonucci e Miller (1985), que detectaram linhas permitidas mais
largas no espectro polarizado de NGC 1068, como ´e visto na figura 1.2. A polariza¸c˜ao do
“featureless continuum” em NGC 1068 ´e independente do comprimento de onda, ao menos
at´e aproximadamente 1500
˚
A, o que indica que as part´ıculas espalhadoras s˜ao el´etrons,
ao inv´es de poeira. O vetor de polariza¸c˜ao E ´e perpendicular ao eixo do r´adio da fonte,
como seria esperado por um modelo de simples espalhamento. A NLR ´e polarizado em
∼< 1%, uma vez que ela ´e observada diretamente e n˜ao ap´os o espalhamento. Assim, os
componentes nucleares do espectro s˜ao fracos e polarizados, mas n˜ao avermelhados.
Figura 1.2: Espectro de NGC 1068. O espectro acima n˜ao ´e polarizado e possui apenas
linhas estreitas. O espectro abaixo, polarizado, apresenta evidˆencias de linhas permitidas
largas, indicando que a gal´axia ´e uma Sy1 intr´ınseca. Figura de Osterbrock e Ferland (2006)
O caso de NGC 1068 mostra que algumas Sy2 s˜ao Sy1 obscurecidas, por´em a pergunta
se todas as Sy2 s˜ao Sy1 intr´ınsecas ainda ´e v´alida. Peterson (1997) apresenta testes em
que n˜ao ´e poss´ıvel argumentar contra o modelo do toro, por´em esses testes devem ser feitos
com mais cuidado. Uma delas ´e a raz˜ao entre o n´umero de f´otons ionizantes previsto e o
Se¸c˜ao 1.2. Seyferts 1 e 2: O modelo unificado 33
observado, que depende do fator de preenchimento do espa¸co pelo g´as e de propriedades
individuais das nuvens (uma primeira aproxima¸c˜ao ap´oia o modelo unificado). Outra raz˜ao
´e a compara¸c˜ao entre o IR e altas energias, onde assume-se que o toro absorve as radia¸c˜oes
mais energ´eticas e as reemite no IR. No entanto, c´alculos envolvendo essa an´alise s˜ao
incertos, devido ao fato de ser dif´ıcil isolar a parte nuclear da emiss˜ao extensa no IR.
Testes estat´ısticos s˜ao sugeridos em Peterson (1997). Um deles, que ser´a discutido no
cap´ıtulo 6 , ´e o estudo de amostra de Seyferts limitada em distˆancia, onde ´e poss´ıvel a
compara¸c˜ao de parˆametros observados de diferentes gal´axias em um volume fixo. Outro
teste ´e estudar parˆametros que independam do ˆangulo de visada. Algumas sugest˜oes s˜ao a
emiss˜ao extensa em r´adio, emiss˜ao em raios-x duros, emiss˜ao no infravermelho long´ınquo
e emiss˜ao da NLR extensa.
As investiga¸c˜oes acerca dos modelos de unifica¸c˜ao mostram que algumas Sy2 s˜ao real-
mente Sy1 obscurecidas. Por exemplo, as propriedades de linhas estreitas em Sy1 e Sy2
s˜ao estatisticamente indistingu´ıveis, embora muitas linhas estreitas de alta ioniza¸c˜ao s´o
s˜ao encontradas em Sy1. Por´em n˜ao h´a raz˜ao para se acreditar que os espectros de linhas
estreitas s˜ao provenientes de diferentes regi˜oes. No entanto, alguns resultados sugerem que
h´a Sy2 intr´ınsecas, como o cont´ınuo de Sy2 n˜ao ser polarizado, o que sugeriria a ausˆencia
de meios de espalhamento nessas fontes, mas n˜ao a ausˆencia de BLR. N˜ao h´a nenhuma Sy2
com alta polariza¸c˜ao, onde em um sistema em “edge on”, polariza¸c˜ao no cont´ınuo deveria
alcan¸car at´e 50 %, longe de qualquer outra fonte detectada. Outro resultado interessante
´e que todos os quasares possuem espectro do tipo 1. Alternativas para explicar isso s˜ao
que a alta luminosidade destr´oi a poeira, ou sen˜ao o toro em objetos de alta luminosidade
´e mais fino. Em qualquer um dos casos, a BLR seria vis´ıvel em qualquer ˆangulo de visada.
Na grande unifica¸c˜ao (ou seja, no modelo forte), a diferen¸ca prim´aria entre Seyferts e qua-
sares ´e a luminosidade. Propostas de se unir “radio loud” e “radio quiet” n˜ao produziram
resultados conclusivos com estudos estat´ısticos e de propriedades das fontes.
Mais detalhes sobre a unifica¸c˜ao pode ser visto no cap´ıtulo 7 de Peterson (1997), em
Osterbrock e Ferland (2006) e em Antonucci (1993).
34 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
1.3 Alvos
1.3.1 NGC 6221
NGC6221 ´e classificada pelo “Nasa Extragalatic Database”
1
(NED) como uma gal´axia
SB(s)bc pec; Sy1Sy2, com uma velocidade radial heliocˆentrica de 1499(5) km/s. Martin
(1976) descreveu o n´ucleo como sendo pontual, com um espectro em linhas em emiss˜ao
de baixa excita¸c˜ao. De acordo com de Vaucouleurs (1975), NGC 6221, NGC 6215 e NGC
6300 s˜ao os membros mais brilhantes de um grupo de aproximadamente 8 gal´axias.
No entanto, as curiosidades com essa gal´axia aparecem com Marshall et al. (1979),
que relaciona NGC 6221 com a fonte H1649-595, observada em raios-x duros pelo HEAO
A-2, dentro de uma caixa de erro de 90%. Phillips (1979) realizou observa¸c˜oes no ´optico
mostrando linhas de emiss˜ao moderadamente fortes, superposto em um cont´ınuo gal´actico
dominado por linhas estelares “late-type” em absor¸c˜ao. Uma an´alise mais profunda das
linhas em emiss˜ao e mesmo a ausˆencia de algumas linhas n˜ao permitiram a Phillips classi-
ficar NGC 6221 como uma Sy2, talvez por causa da baixa resolu¸c˜ao de suas observa¸c˜oes.
Ele argumenta que suas observa¸c˜oes descrevem um espectro de g´as ionizado por estrelas
jovens e quentes e que n˜ao sugere a presen¸ca de um componente n˜ao t´ermico no UV e no
raio-x, mas que n˜ao exclui a associa¸c˜ao de NGC 6221 com a emiss˜ao em raio-x detectada
pelo HEAO A-2.
Veron et al. (1981), com uma resolu¸c˜ao espectral melhor que Phillips, perceberam que
os perfis das linhas de Hβ e [O III] n˜ao se assemelham aos perfis de outras linhas e notaram
que o espectro, apresentado na figura 1.4 prov´em de duas regi˜oes: uma com a linha de
Hβ forte por´em estreita e linhas de [O III] mais fracas; e caracterizada por linhas mais
largas de [O III] e com um limite superior para a largura da linha de Hβ de um quarto
da largura de [O III] λ5007, sendo essa regi˜ao de mais alta excita¸c˜ao. Levando em conta
esses novos resultados, a gal´axia pode ser considerada uma Sy2, tornando assim mais
prov´avel a identifica¸c˜ao de NGC 6221 com a fonte H1649-595. Pence e Blackman (1984)
tamb´em encontraram as linhas de [O III] mais largas do que as outras linhas em emiss˜ao,
especialmente na asa azul. As figuras 1.5 e 1.6 mostram a compara¸c˜ao do perfil de [O III]
1
This research has made use of the NASA/IPAC Extragalactic Database (NED) which is operated
by the Jet Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, under contract with the National
Aeronautics and Space Administration.
Se¸c˜ao 1.3. Alvos 35
Figura 1.3: Observa¸c˜ao da fonte H1649-595. Caixas de erro com tamanhos 3.60 e 0.84 em
graus
2
. O asterisco ´e a posi¸c˜ao da poss´ıvel fonte, no caso NGC 6221. Figura de Marshall
et al. (1979)
com Hβ e a raz˜ao entre [O III] e Hβ no pico e outras regi˜oes at´e a asa azul, mostrando
evidˆencias de duas regi˜oes respons´aveis pelas.
Figura 1.4: Espectro de NGC 6221, de Veron et al. (1981). As linhas em emiss˜ao de [O III]
s˜ao claramente mais largas que Hβ. Figura de Veron et al. (1981)
D´ıaz et al. (1997) atrav´es de medidas das linhas em emiss˜ao e do FWHM do espec-
tro classificou o n´ucleo de NGC 6221 como uma Sy2. Eles encontraram movimentos
n˜ao circulares em alguns setores e uma importante diferen¸ca de velocidade entre as ve-
36 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
Figura 1.5: Compara¸c˜ao entre os perfis de linhas de [O II I] e Hβ. Est˜ao plotadas na mesma
escala de velocidade relativa `a velocidade m´edia nuclear. Figura de Pence e Blackman (1984)
Figura 1.6: Raz˜ao das linhas nucleares de [O III]λ5007A e as linhas de Hβ da figura 1.5. A
raz˜ao varia no pico de aproximadamente 0.2 correspondem a regi˜oes HII at´e aproximadamente
3 na asa azul indicando uma Sy2. Figura de Pence e Blackman (1984)
locidades sistˆemicas derivadas de dados de regi˜oes internas (1442(10)km/s) e externas
(1505(10)km/s). Essas caracter´ısticas foram explicadas como sendo uma consequˆencia da
Se¸c˜ao 1.3. Alvos 37
presen¸ca de um fluxo de g´as ionizado expandindo do n´ucleo. Esse fenˆomeno ´e aumentado
na fonte central, cujo diˆametro ´e r ≈ 100pc, onde as linhas em emiss˜ao mostram uma com-
ponente escondida com F W HM ≈ 600km/s. Forbes e Norris (1998), a partir de an´alises
no r´adio, mostraram que NGC 6221 possui um ´ındice espectral n˜ao t´ermico com α ∼ −0.6 -
t´ıpico de remanescentes de supernovas. A raz˜ao entre os fluxos no infravermelho long´ınquo
(FIR) e em r´adio em 4.8 GHz ´e de 2.21, caracter´ıstico de “starbursts” (essa raz˜ao ´e discu-
tida no cap´ıtulo 6) . Essas informa¸c˜oes possibilitaram a conclus˜ao de que a morfologia em
r´adio e outras propriedades s˜ao consistentes com a forma¸c˜ao estelar ser a fonte dominante
da emiss˜ao em r´adio. Oddone et al. (1999), com an´alises de cubo de dados utilizando-se
Fabry-Perot mostraram uma distor¸c˜ao no centro do campo de velocidades. De acordo com
as larguras de linhas e fluxos relativos, os autores conclu´ıram que NGC 6221 possui um
n´ucleo Seyfert, rodeado por uma regi˜ao circumnuclear de violenta forma¸c˜ao estelar.
Levenson et al. (2001a) argumentaram que NGC 6221 ´e detectado em raios-x pelos
sat´elites ROSAT HRI e ASCA GIS, com caracter´ısticas de uma Sy1. Com uma absor¸c˜ao
baixa, N
H
= 1 × 10
22
cm
−2
, a emiss˜ao no raio-x mole inclui uma contribui¸c˜ao de 80%
do AGN intr´ınseco. A linha de Fe em 6.7 keV ´e larga. A largura equivalente ´e 400
eV, relativamente larga se comparada com as linhas em emiss˜ao de Sy1 e a energia ´e
alta, sugerindo uma regi˜ao ionizada. As observa¸c˜oes do HRI demonstram que a regi˜ao de
emiss˜ao em raios-x moles ´e extensa (at´e um raio de 4.8 kpc) e contribui com metade das
contagens observadas, em contraste `a pequena fra¸c˜ao de raio-x mole t´ermico detectado
espectroscopicamente. Varia¸c˜oes no fluxo em raio-x foram detectados entre as observa¸c˜oes
do ROSAT e do ASCA e podem ser devidas a mudan¸cas no AGN, ou em sua luminosidade
intr´ınseca ou na varia¸c˜ao da coluna de densidade. Uma mudan¸ca na potˆencia do AGN
por um fator de 5 entre as observa¸c˜oes ´e consistente com os dados. Outra alternativa
´e a diminui¸c˜ao de N
H
. Nos dados de 1997, N
H
= 1.1 × 10
22
cm
−2
´e baixo. Se fosse o
valor t´ıpico das Sy2/starburst, N
H
≈ 10
23
cm
−2
na epoca dos dados do ROSAT, o fluxo
detectado pelo satelite n˜ao deveria ser do AGN intr´ınseco. A supernova 1990W, presente
em NGC 6221, provavelmente n˜ao foi a fonte dessa varia¸c˜ao medida. Em Levenson et al.
(2001b), ´e confirmada a caracter´ıstica de Sy1 de NGC 6221 e discutidos os resultados de
Levenson et al. (2001a).
Um artigo espec´ıfico sobre NGC 6221 foi escrito por Levenson et al. (2001). Com ob-
38 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
serva¸c˜oes no ´optico os autores confirmaram as conclus˜oes de Veron et al. (1981) e Pence e
Blackman (1984). A componente larga
2
de [O III] produz uma F W HM ∼ 600km/s. As
raz˜oes das linhas em emiss˜ao s˜ao consistentes com a classifica¸c˜ao de um “starburst” nos dia-
gramas convencionais: [OIII]/Hβ = 0.89, [NII]λ6584/Hα = 0.56, [OI]λ6300/Hα = 0.02
e [SII]λλ(6717 + 6731)/Hα = 0.21.
´
E notado que [NII]/Hα cai no limite entre AGN e
regi˜ao HII, quando comparado com [OIII]/Hβ (Veilleux e Osterbrock 1987). Enquanto a
raz˜ao [OIII]/Hβ para as componentes largas e estreitas produzem NLR e regi˜ao HII (2.1
e 0.2, respectivamente), as raz˜oes [NII]/Hα e [SII]/Hα s˜ao apenas ligeiramente maiores
para a componente larga. Esse comportamento ´e esperado, uma vez que [O III] ´e a linha
mais brilhante da NLR. Atrav´es da linha de [S II], inferiu-se a densidade eletrˆonica, que de-
cresce de dentro pra fora, sendo n
e
∼ 700cm
−3
no n´ucleo e n
e
∼ 100 −300cm
−3
em 500 pc,
comum em outros sistemas de “starburst” (Lehnert e Heckman 1996). Tamb´em se resolveu
espacialmente a regi˜ao que produz a componente mais larga, pois [O III] ´e facilmente detec-
tada com observa¸c˜oes centrada em 3”(290 pc) longe do n´ucleo e marginalmente detectada
em espectros de fenda mais larga (e mais ruidosos). O tamanho de 300-500 pc projetado
´e t´ıpico de NLR em gal´axias Seyferts (Lehnert e Heckman 1996). Levenson et al n˜ao en-
contram sinais de BLR, apesar que ajustes de linhas largas com FWHM entre 2500 e 7000
km/s permitem estimativas de largura equivalente m´axima da linha de Hβ proveniente da
BLR de 10
˙
A. Em compara¸c˜ao, a medida da largura equivalente de Hβ ´e de 21.5
˙
A. Em
termos de fluxo, esse limite corresponde `a F
BLR
Hβ
< 1.1 ×10
−14
ergs/cm
2
/s, que, corrigindo
para A
V
= 3 mag, implica em um limite para a luminosidade de L
BLR
Hβ
< 1.3 ×10
40
ergs/s.
A extin¸c˜ao foi calculada atrav´es da raz˜ao Hα/Hβ com a lei de extin¸c˜ao de Cardelli et al.
(1989), com R
V
= 3.1 e assumindo a raz˜ao te´orica de Hα/Hβ de 2.86 (Osterbrock e Ferland
2006), apropriada a uma nebulosa “starburst”. Assim, para a regi˜ao nuclear A
V
= 3.0mag.
A raz˜ao Hα/Hβ para a NLR ´e de 7.9, enquanto para o “starburst” ´e de 7.2, sugerindo
que a NLR sofre uma extin¸c˜ao adicional de 0.3 mag com respeito `as linhas do “starburst”.
Se a Via L´actea possui A
V
= 0.5 mag (Schlegel et al. 1998), a extin¸c˜ao intr´ınseca de NGC
6221 ´e de 2.5. O “starburst” possui uma taxa de forma¸c˜ao estelar (SFR) no n´ucleo de
0.17M
/ano, o que qualifica NGC 6221 como uma gal´axia “starburst”. A forma¸c˜ao este-
2
considere aqui componente larga em compara¸c˜ao `a largura de linhas provenientes de “starburst”, sendo
uma medida de linha originada na NLR
Se¸c˜ao 1.3. Alvos 39
lar forte se concentra no n´ucleo e se estende a um raio de aproximadamente 400-500 pc.
Dentro da regi˜ao circumnuclear, a forma¸c˜ao estelar ocorre em v´arios lugares, como mo-
strado pelas an´alises espectrais e por imagens do Hubble. A luminosidade no infravermelho
long´ınquo de NGC 6221 ´e de L
F IR
= 2.7 × 10
10
L
, o que indica uma luminosidade bo-
lom´etrica L
bol
= 3.7 ×10
10
L
. Em termos de taxa de forma¸c˜ao estelar, um modelo de taxa
constante prevˆe L
bol
∼ 1.1 × 10
10
L
(M
ano
−1
)
−1
, implicando numa SFR = 3.3M
/ano.
Em raio-x ´e detectado uma variabilidade em uma escala de tempo de 5 × 10
4
s. An´alises
mais robustas mostraram que essa variabilidade est´a associada a gal´axias Sy1. Baseado
nas informa¸c˜oes do ´optico e de raios-x, Levenson et al sugerem um cen´ario onde o g´as e
a poeira associado ao starburst obscurece o AGN. A figura 1.7 mostra um esquema desse
cen´ario. A regi˜ao de forma¸c˜ao estelar ´e grande o suficiente para cobrir inclusive a NLR,
enquanto o modelo do toro obscurece apenas a BLR. O pr´oprio “starburst” ´e empoeirado,
como mostra observa¸c˜oes no ´optico. O efeito de obscurecimento ilustra bem como o “star-
burst” pode ser dominante no ´optico e o AGN mais pronunciado no raio-x. A figura 1.8
mostra o ajuste de modelos calculados atrav´es de uma gal´axia “starburst” n˜ao obscurecida
(Schmitt et al. 1997) e de um quasar “radio-quiet” normalizado em 5000
˙
A (Elvis et al.
1994) em pontos medidos por Levenson et al.
Figura 1.7: Esquematiza¸c˜ao do modelo de “starburst” obscurecendo o AGN. A linha de
visada A ´e o que acontece com NGC 6221, onde a BLR e a NLR s˜ao escondidas pelo “star-
burst”. Como a coluna de densidade do AGN medido no raio-x ´e da ordem de 10
22
cm
−2
,
as caracter´ısticas de Sy1 nesta faixa do espectro n˜ao ´e uma surpresa. A linha de visada B
mostraria uma Sy2 verdadeira, com absor¸c˜oes devido ao “starburst” e ao toro. Figura de
Levenson et al. (2001)
40 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
Figura 1.8: Distribui¸c˜ao espectral de energia de NGC 6221, modelados por contribui¸c˜oes de
AGN e de “starburst”. O componente AGN ´e medido no raio-x e em medidas fotom´etricas de
imagens do HST (losangos preenchidos). O “starburst”, com imageamento e esp ectroscopia,
engloba uma maior faixa (losangos vazios). O modelo de AGN est´a em linhas pontilhadas,
enquanto o modelo de “starburst” em linha cheia. A extin¸c˜ao do AGN ´e medida no raio-x,
no “starburst” ´e medida no ´optico. Nota-se o dom´ınio do “starburst” no ´optico e do AGN
no raio-x, sendo que o “starburst” contribui com a maior parte da luminosidade bolom´etrica
e o AGN com apenas 1%, praticamente todo no raio-x. Figura de Levenson et al. (2001)
Com medidas no raio-x, Levenson et al fazem previs˜oes de fluxo para a linha larga de
Hβ. O ASCA mede L
2−10keV
= 6.3 ×10
41
ergs/s, implicando em L
BLR
Hβ
= 8.5 ×10
39
ergs/s
ou um fluxo de F
BLR
Hβ
= 1.8 ×10
−13
ergs/s/cm
2
, do AGN intr´ınseco, uma vez que a m´edia
da raz˜ao entre esses dois valores ´e L
BLR
Hβ
/L
2−10keV
= 0.013, obtido atrav´es de medidas no
raio-x de Xu et al. (1999) e de medidas de Hβ em Whittle (1992) e Dahari e De Robertis
(1988). Se A
V
= 5.0 para a BLR, o fluxo esperado ´e de F
BLR
Hβ
= 1.8 × 10
−15
ergs/s/cm
2
,
abaixo do limite previsto estimado do espectro ´optico. Uma estimativa para a luminosidade
da linha de [O III]λ5007, produzida pelo NLR, ´e de L
NLR
[OIII]
= 5.7 ×10
39
ergs/s ou fluxo de
F
NLR
[OIII]
= 1.2 × 10
−13
ergs/s/cm
2
, com a m´edia da raz˜ao entre esses dois valores para Sy1
de L
NLR
[OIII]
/L
2−10keV
8.7 × 10−3 (Xu et al. 1999). Com corre¸c˜ao para o avermelhamento, a
previs˜ao ´e de F
NLR
[OIII]
= 4.2 ×10
−13
ergs/s/cm
2
na abertura central 1.5” ×1.5” ou F
NLR
[OIII]
=
8.1 × 10
−13
ergs/s/cm
2
integrado em toda a fenda.
Se¸c˜ao 1.3. Alvos 41
1.3.2 NGC 7582
NGC 7582 ´e uma gal´axia SB(s)ab Sy2, com uma velocidade radial heliocˆentrica de
1575(7) km/s, de acordo com o “Nasa Extragalatic Database”. Faz parte do grupo de
gal´axias “Grus”, em um quarteto envolvendo NGC 7552, 7590, 7599 al´em da pr´opria 7582.
Shobbrook (1966) descreve a gal´axia como tendo um pequeno n´ucleo brilhante com fortes
linhas em emiss˜ao estreitas ([O II], [O III], [N I], [N II], Hβ, Hγ, He II e Ne III), sugerindo
uma regi˜ao H II de alta excita¸c˜ao. Glass (1973) encontrou valores da medida da cor (K-L)
compar´aveis a de gal´axias Seyferts e identificou a fonte r´adio PKS 2313-428 como sendo
NGC 7582, com potˆencia da ordem de magnitude de Seyferts. Glass (1976) comentou que
sua posi¸c˜ao anˆomala no diagrama (J-H)/(H-K) indica a presen¸ca de poeira mais quente que
o normal para uma gal´axia espiral e uma composi¸c˜ao estelar diferente, argumentando que
a gal´axia de Seyfert IC4329A tem a mesma contribui¸c˜ao de luz estelar e de poeira. Martin
(1976) relatou um n´ucleo tipo estelar e linhas em emiss˜ao de Balmer, [O II], [O III], [S II]
e [N II]. Ward et al. (1978) identifica NGC 7582 como sendo a fonte em raio-x 2A 2315-
428, do cat´alogo 2A, feito com observa¸c˜oes do Ariel 5 Sky Survey Instrument e do sat´elite
Uhuru. Apesar de haver quatro gal´axias em “Grus”, apenas NGC 7582 est´a dentro da caixa
de erro da observa¸c˜ao, como mostra a figura 1.9. A figura 1.10 mostra o espectro ´optico
de NGC 7582. Ward et al argumentam que as linhas s˜ao muito estreitas se comparadas
com Seyferts, por´em algumas linhas como He IIλ4686 em 16%(5) em rela¸c˜ao a Hβ e [Ne
V]λ3426 aparecem no espectro, indicando uma poss´ıvel fonte n˜ao t´ermica. Estimativas
de A
V
=4.0 e N
H
= 7.4 × 10
21
cm
−2
s˜ao apresentadas. A curva de luz em raio-x mostra
uma variabilidade ao longo de 60 dias, t´ıpico de uma Sy1, implicando que a fonte emissora
dos raios-x n˜ao deve ter mais do que 0.05 pc. A variabilidade foi tamb´em detectada pelo
“Einstein Observatory” por Maccacaro et al. (1981). As caracter´ısticas no infravermelho
mostram que NGC 7582 est´a na posi¸c˜ao de uma Seyfert, conclus˜ao confirmada por Glass
(1979).
Clavel et al. (1980), com observa¸c˜oes no UV, mostraram um cont´ınuo nesta faixa em
lei de potˆencia com ´ındice espectral α
uv
= 3.4(4). Clavel et al calcularam uma absor¸c˜ao
de A
V
= 1 .35(9) da banda de extin¸c˜ao em λ = 2300
˙
A. Ward et al. (1980) confirmaram
NGC 7582 como uma fonte r´adio, descrito como sendo possivelmente uma fonte pontual
mais uma componente extensa. Ajustes no cont´ınuo mostraram uma fonte n˜ao t´ermica,
42 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
Figura 1.9: Observa¸c˜ao da fonte em raio-x 2A 2315-428. Caixa de erro com confiabilidade
de 90%. Note que somente uma gal´axia est´a dentro da caixa, no caso NGC 7582. Norte para
cima e leste para a esquerda. Figura de Ward et al. (1978)
Figura 1.10: Espectro de NGC 7582. Linhas mais estreitas se comparadas com Seyferts,
por´em linhas de alta ioniza¸c˜ao como por exemplo [Ne V]λ3426 est˜ao presentes, sugerindo
uma fonte n˜ao t´ermica. Figura de Ward et al. (1978)
com ´ındice espectral α = 2.1(1). Foi estimado que estrelas quentes contribuem com 1/3
da energia observada na faixa entre 3600 e 4200
˙
A. O valor de N
H
= 2.5(1.7) × 10
21
cm
−2
implica um corte na faixa do raio-x em 0.75 keV. An´alises feitas por Ward et al. , a
partir de espectros com baixa disp ers˜ao, mostram que a regi˜ao que absorve o cont´ınuo s˜ao
possivelmente nuvens de HI longe de regi˜oes fortemente ionizantes, que podem ser estrelas
Se¸c˜ao 1.3. Alvos 43
OB, por exemplo, explicando a diferen¸ca no valor de A
V
estimado naquele trabalho e
no trabalho de Clavel et al. Assim, na regi˜ao de linha de emiss˜ao tem-se o valor para
A
V
de 3.5 a 4 e para o cont´ınuo de aproximadamente 1. No ´optico, o ´ındice espectral ´e
aproximadamente o mesmo daquele do UV. A figura 1.11 mostra o mo delo para NGC 7582,
onde o avermelhamento para o cont´ınuo ´e diferente do avermelhamento para a regi˜ao de
linhas de emiss˜ao. As conclus˜oes s˜ao de que a distribui¸c˜ao da energia espectral ´e t´ıpica de
uma Sy2, com um modelo de “Synchrotron Self Comptom”. O ´ındice espectral do raio-x
encontrado em Maccacaro et al. (1981) ´e de α ∼ 0.9, t´ıpico de uma Sy1.
Figura 1.11: Esquema de NGC 7582. O asterisco no centro ´e o cont´ınuo nuclear, emissora
de raios-x com ∼ 0.05pc e fonte r´adio compacta. A regi˜ao quadriculada ´e o g´as ionizado.
A regi˜ao pontilhada ´e o material obscurecedor. A cruz ´e componente estelar, com algumas
estrelas quentes presentes por causa das altas s´eries de absor¸c˜ao de Balmer observadas
Veron et al. (1981), em um espectro ´optico com prevalˆencia de linhas de uma regi˜ao
H II encontram caracter´ısticas de uma Seyfert atrav´es da linha de [O III]λ5007, an´aloga
a an´alise feita em NGC 6221. Com as linhas n˜ao resolvidas, os autores obtiveram I([O
III]λ5007)/I(Hβ)=0.9 e com as linhas resolvidas I([O III]λ5007)/I(Hβ)=6.5. Para as linhas
de Hβ, tem-se I(Hβ
broad
)/I(Hβ
narrow
)=0.34. Esses resultados mostram a superposi¸c˜ao no
espectro ´optico de uma regi˜ao H II (linhas estreitas) com uma regi˜ao emissora de linhas
mais largas de alta excita¸c˜ao, caracter´ıstica de uma Sy2. Ver´on et al. tamb´em argumentam
sobre a possibilidade de gal´axias de raios-x com linhas estreitas (NELG) poderem ser
Seyferts 1, se as componentes largas das linhas de H forem dif´ıceis de serem detectadas por
causa da absor¸c˜ao da mat´eria interestelar. Como n˜ao foi detectada essa componente mais
larga, Ver´on et al. propuseram que se h´a uma componente Sy1, ela ´e extremamente fraca.
44 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
Mushotzky (1982), com observa¸c˜oes no raio-x concluiu que NGC 7582 ´e uma NELG, e que
este tipo de gal´axia est´a associado a uma Sy1 de baixa luminosidade. No entanto em todas
as gal´axias estudadas por Mushotzky (1982), apenas NGC 7582 n˜ao apresenta ind´ıcios de
linhas largas de Hα. Consistente com os resultados de Ver´on et al, Morris et al. (1985)
detectaram um anel de regi˜oes H II atrav´es da linha de Hα.
Storchi-Bergmann e Bonatto (1991) detectaram um cone de ioniza¸c˜ao atrav´es da linha
de [O III]λ5007 na dire¸c˜ao sudoeste de NGC 7582, com o centro da emiss˜ao deslocado em
0.7 arcsec. Uma pequena emiss˜ao na linha de Hα tamb´em ´e detectada como proveniente do
cone, p or´em a evidˆencia ´e menor, pois outras regi˜oes emitem neste comprimento de onda.
Storchi-Bergmann e Bonatto (1991) discutem que outras gal´axias Seyferts tamb´em tiveram
cones detectados, e sugerem que campos de radia¸c˜ao bicˆonicos podem ser produzidos ou por
colima¸c˜ao da parede do toro ou se a fonte central ´e intrinsecamente anisotr´opica. Antonucci
e Miller (1985) sugeriram que um jato de plasma forma um canal por onde a radia¸c˜ao do
motor central escapa ao longo de um cone, possivelmente alcan¸cando grandes distˆancias.
Esse resultado foi uma importante evidˆencia a favor dos modelos de unifica¸c˜ao das Seyfets.
Forbes e Norris (1998), atrav´es de observa¸c˜oes no r´adio, sugerem uma morfologia de um
jato linear Seyfert, por´em o ´ındice espectral, a raz˜ao r´adio/FIR e a raz˜ao [Fe II]/r´adio
indicam que a forma¸c˜ao estelar ´e a fonte dominante de emiss˜ao nesta faixa do espectro.
Heisler et al. (1997) n˜ao detectaram a BLR atrav´es da espectropolarimetria. Por ou-
tro lado, Aretxaga et al. (1999) reportou uma mudan¸ca no espectro de NGC 7582; uma
muta¸c˜ao de Sy2 para uma Sy1. Eles mostram que observa¸c˜oes at´e pelo menos junho de
1998 o espectro ´optico era caracter´ıstico de uma Sy2. A figura 1.12 mostra espectros em
diferentes ´epocas de NGC 7582. O espectro de 11 de julho mostra emiss˜oes da linhas
largas de Hα, Hβ, Na I e Fe II, ausente em observa¸c˜oes anteriores. Em 6 de outubro, a
componente larga de Hβ havia desaparecido. Em 21 de outubro, um decl´ınio na compo-
nente larga de Hα ´e observado. Uma poss´ıvel interpreta¸c˜ao seria uma captura de estrelas
pelo buraco negro, por´em isso s´o seria poss´ıvel em NGC 7582 se a id´eia do toro ao redor
do n´ucleo fosse abolida, pois este bloquearia toda a luz ´optica proveniente dos arredores
do buraco negro. Uma alternativa ´e a varia¸c˜ao do avermelhamento do toro. Por´em es-
sas possibilidades entra em conflito com os altos valores de extin¸c˜ao medidos para o toro,
com A
V
da ordem de 200 mag. Outra hip´otese ´e que o fenˆomeno tenha ocorrido ao redor
Se¸c˜ao 1.3. Alvos 45
do toro e que n˜ao seja diretamente relacionado com o AGN. O “starburst” detectado ´e
uma poss´ıvel fonte, uma vez que explos˜oes de supernova (SN) s˜ao mais frequentes nestas
regi˜oes. A explos˜ao causa alargamento nas linhas e aumento na luminosidade. A explos˜ao
de uma SN IIn (SN com linhas largas observadas situada em regi˜oes com linhas estreitas
proeminentes) gera d´uvidas quanto a classifica¸c˜ao de gal´axias normais com um n´ucleo tipo
Sy1, caso a explos˜ao ocorra neste lugar. A evolu¸c˜ao da largura da linha de Hα ´e similar
`a evolu¸c˜ao inicial de SN 1988Z, no entanto a evolu¸c˜ao temporal da intensidade da linha
parece ser mais r´apida do que a observada para SN 1988Z ou NGC 5548 (Sy1). Aretxaga et
al. sugerem observa¸c˜oes para checar se a evolu¸c˜ao do “flare” de NGC 7582 mostra um com-
portamento similar a SN 1988Z ou NGC 5548. Levenson et al. (2001a), com observa¸c˜oes
no raio-x, argumentaram que a coluna de densidade que obscurece o n´ucleo varia. Embora
um simples crescimento na extin¸c˜ao com a lei de avermelhamento local n˜ao ´e consistente
com a varia¸c˜ao no cont´ınuo do ´optico, a contribui¸c˜ao da componente “starburst” pode n˜ao
ser adequadamente distinguida no espectro ´optico.
Figura 1.12: Espectros de NGC 7582.
´
E poss´ıvel notar o aparecimento das linhas nos
espectros mais recentes, mostrando a transi¸c˜ao de Sy2 para Sy1. Figura de Aretxaga et al.
(1999)
Su et al. (2000), atrav´es de observa¸c˜oes no r´adio, infravermelho, ´optico e raio-x, concluem
que NGC 7582 ´e uma gal´axia “starburst” com um n´ucleo ativo Sy2 e com uma alta taxa
46 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
de forma¸c˜ao estelar, podendo estar passando por um processo violento de forma¸c˜ao estelar
e que esta tem uma importante contribui¸c˜ao na emiss˜ao do r´adio e do infravermelho. Mi-
hara et al. (2000) sugeriram uma estrutura “esburacada” do toro, baseado no decr´escimo
da coluna de densidade N
H
∼ 4 × 10
22
cm
−2
de 1994 a 1996. Suas observa¸c˜oes em raios-x
mostraram variabilidade t´ıpica de Sy1, uma componente dominante na banda mole do
raio-x provavelmente de emiss˜ao nuclear espalhada e uma parte (10-20%) da componente
“starburst”. A linha de ferro Kα ´e detectado em ∼ 6.4keV , com largura equivalente si-
milar aos valores m´edios de Sy1. Isso pode ser interpretado como a emiss˜ao fluorescente
de uma distribui¸c˜ao n˜ao uniforme de material em uma geometria do tipo toro. A linha ´e
ligeiramente larga, por´em muito mais estreita do que a largura m´edia de uma Sy1. A com-
ponente linha-disco n˜ao parece ser dominante em NGC 7582. A linha larga pode ser um
sinal de uma linha de ferro K multi origem n˜ao resolvida. Dewangan e Griffiths (2005), com
observa¸c˜oes do XMM Newton, encontrou uma varia¸c˜ao de um fator 2 na taxa de contagem
em 2-12 keV, ou uma mudan¸ca na mesma faixa do espectro da luminosidade intr´ınseca
∆L > 9.3 ×10
41
ergss
−1
da emiss˜ao prim´aria, em ∼ 200s. Eles concluiram que esta r´apida
variabilidade ´e similar `as Sy1 com linhas estreitas (NLS1’s), que s˜ao Sy1 com propriedades
extremas, ou seja, F W HM
Hβ
≤ 2000km/s, espectro mais inclinado e uma r´apida variabi-
lidade, ambos no raio-x. O espectro ´e bem descrito por uma lei de potˆencia inclinada na
faixa 2-12keV com Γ = 2.26
+0.14
−0.17
. A sugest˜ao ´e que NGC 7582 ´e a contrapartida tipo 2 das
gal´axias NLS1.
Espectros de baixa resolu¸c˜ao e imagens no infravermelho pr´oximo mostram emiss˜ao de
PAH (hidrocarbono arom´atico polic´ıclico) das regi˜oes de forma¸c˜ao estelar (Siebenmorgen
et al. 2004). A fonte pontual do AGN ´e forte e bem definida nas bandas L (3 .8µm) e
M(4.7µm) e o disco de forma¸c˜ao tamb´em aparece na banda L (Prieto et al. 2002), prova-
velmente por causa da emiss˜ao do PAH em 3.3µm. Wold et al. (2006), com observa¸c˜oes do
VLT (VISIR), derivam uma massa para o buraco negro de 5.5 ×10
7
M
, com um intervalo
de confian¸ca de 95% de [3.6,8.1] × 10
7
M
, consistente com a rela¸c˜ao M
BH
− σ (Ferrarese
et al. 2006, Gebhardt et al. 2000). Wold et al. (2006) tamb´em discutem a morfologia do
disco circumnuclear, com duas regi˜oes ao sul do n´ucleo sendo densas regi˜oes de intensa
forma¸c˜ao estelar, profundamente embebida em poeira, como relatado por Wold e Galliano
(2006). Essas regi˜oes s˜ao observadas no “mid-infrared” e n˜ao tem contrapartida ´optica e
Se¸c˜ao 1.3. Alvos 47
no infravermelho pr´oximo (comparada com imagens do HST). Com fluxos ionizantes de
∼ 1 ×10
52
fotons/s e ∼ 2.5 ×10
52
fotons/s, atrav´es de modelos de “starburst”, as regi˜oes
possuem massas na faixa de 3-5×10
5
M
, com um n´umero de estrelas O em cada fonte
compacta de 0.6-1.6×10
3
. As fontes menos brilhantes detectadas tem massas provavel-
mente menores de 2.0-3.2×10
5
M
, com ∼ 1.0 × 10
3
estrelas do tipo O. Wold et al. (2006)
mostraram que as duas fontes mais fortes est˜ao inclusas na curva de rota¸c˜ao do disco. Isto
´e consistente com a hip´otese de um disco fino rotacionando no potencial gravitacional do
bojo, sugerindo que essas regi˜oes de forma¸c˜ao estelar est˜ao no plano do disco. Assim o
cont´ınuo do AGN n˜ao deve influenciar essas duas regi˜oes. A figura 1.13 mostra imagens
no ´optico (HST/WFPC2 F606W), no infravermelho pr´oximo (HST/NICMOS F160W), no
infravermelho m´edio (VLT/VISIR) e um mapa r´adio (ATCA) em 3 cm.
Figura 1.13: Imagens de NGC 7582. Em cima, da esquerda para a direita: HST/WFPC2
F606W e HST/NICMOS F160W. Embaixo, da esquerda para a direita: VLT/VISIR e mapa
r´adio, feito com o ACTA, em 3 cm. Os c´ırculos ao sul indica a posi¸c˜ao das duas fontes MIR.
As duas flechas nas imagens HST foram estrelas utilizadas para alinhamento. Norte para
cima, leste para a esquerda. Cada marca maior nos eixos equivalem a 1 arcsec. Figura de
Wold e Galliano (2006)
Bianchi et al. (2007), com an´alises de imagens do Chandra e do HST, mostraram que a
emiss˜ao na banda mole dos raios-x ´e altamente influenciada pela distribui¸c˜ao de poeira na
gal´axia. Isso pode ser claramente visto na figura 1.14, onde ´e apresentado a raz˜ao entre as
48 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
imagens NIR e ´optica do Hubble, com contornos da emiss˜ao dos raios-x moles em branco.
O contorno em vermelho revela a raz˜ao entre as bandas de 0.8-1.3 keV e 0.3-0.8 keV,
selecionadas por serem sens´ıveis `a coluna de densidades da ordem de 10
21
cm
−2
. Interessa
apenas as mudan¸cas relativas nessa raz˜ao, uma vez que a raz˜ao absoluta n˜ao possui uma
interpreta¸c˜ao f´ısica. A imagem da direita exp˜oe a raz˜ao das bandas de 0.8-1.3 keV e 0.3-
0.8 keV. Nota-se que a regi˜ao onde h´a o maior valor da raz˜ao (alta absor¸c˜ao dos raios-x)
e a faixa de poeira est˜ao localizados `a nordeste do n´ucleo. A emiss˜ao nos raios-x moles
coincide com a dire¸c˜ao do cone de [O III], observada por Storchi-Bergmann e Bonatto
(1991). Parte da emiss˜ao dos raios-x moles pode ser vista a leste do n´ucleo, onde a poeira
provavelmente ´e opticamente fina. Foram feitas an´alises das linhas de (OVII) (0.5-0.6
keV), (OVIII) (0.6-0.7 keV), (NeIX) (0.85-0.95 keV) e (NeX) (0.95-1.1 keV). Construiu-se
imagens da raz˜ao entre alta ioniza¸c˜ao e baixa ioniza¸c˜ao, resultando em dois “hotspots”,
onde a emiss˜ao OVIII e NeX s˜ao mais brilhantes do que OVII e NeIX, presentes em
ambos os lados do n´ucleo. Enquanto em um dos “hotspots” esse efeito pode ser causado
por absor¸c˜ao (varia¸c˜ao da densidade de coluna obscurecedora), os dois pontos podem ser
importantes tra¸cadores de heterogeneidade do g´as emissor. No entanto, a n˜ao coincidˆencia
entre as regi˜oes de forma¸c˜ao estelar (observadas pelas imagens do HST) e os “hotspots”
parecem excluir em NGC 7582 que o “starburst” tem um importante papel como fonte de
fotoioniza¸c˜ao. Finalmente, Bianchi et al. concluiram que o cen´ario global ´e consistente com
os cen´arios de unifica¸c˜ao, onde um toro compacto intercepta a linha de visada apenas em
AGN “Compton-thick”, enquanto o material “Compton-thin” em larga escala ´e associado
com a gal´axia hospedeira.
1.4 Objetivos
O objetivo da presente disserta¸c˜ao ´e estudar as propriedades das gal´axias NGC 6221 e
NGC 7582 atrav´es da espectroscopia de campo integral (ou IFU, de “integral field unit”).
Para isto, desenvolvemos um m´etodo baseado na an´alise em componentes principais apli-
cado em cubo de dados (Steiner et al. 2008b). Estudamos tamb´em uma amostra de gal´axias
Seyfert pr´oximas, buscando encontrar correla¸c˜oes entre os parˆametros observados para es-
tas gal´axias atrav´es da an´alise em componentes principais. A disserta¸c˜ao ´e dividida da
seguinte forma: no cap´ıtulo 2, discutimos os aspectos metodol´ogicos do trabalho, apresen-
Se¸c˜ao 1.4. Objetivos 49
Figura 1.14: Esquerda: raz˜ao entre as imagens NIR e ´optico do HST, mapeando a quantidade
de poeira na regi˜ao cincunuclear de NGC 7582. O contorno branco refere a emiss˜ao do
Chandra abaixo de 0.8 keV, enquanto o contorno vermelho ´e a raz˜ao 0.8-1.3/0.3-0.8 keV. Os
contornos vermelhos referem-se `a imagem da direita, por´em em outra escala, como mostrado
pelo retˆangulo tracejado. A cruz preta informa a p osi¸c˜ao do n´ucleo. Figura de Bianchi et al.
(2007)
tando um estudo sobre a deconvolu¸c˜ao de imagens baseada no m´etodo de Richardson-Lucy,
outro sobre a refra¸c˜ao atmosf´erica e a teoria matem´atica da an´alise em componentes prin-
cipais . No cap´ıtulo 3, analisamos os dados IFU de NGC 6221 e discutimos seus resultados.
No cap´ıtulo 4, destacamos a presen¸ca de uma atividade nuclear dupla em NGC 6221. No
cap´ıtulo 5 s˜ao analisados os dados IFU de NGC 7582. No cap´ıtulo 6 ´e feito o estudo sobre
a amostra de gal´axias Seyfert pr´oximas. Finalmente no cap´ıtulo 7 s˜ao apresentadas as
conclus˜oes e perspectivas deste trabalho.
50 Cap´ıtulo 1. Introdu¸c˜ao
Cap´ıtulo 2
Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos.
2.1 Deconvolu¸c˜ao de imagens
A restaura¸c˜ao de imagens astronˆomicas vem se mostrando ´util em dados do Hubble,
no ´optico, “Einstein Observatory” e ROSAT, em raio-x e algumas observa¸c˜oes em r´adio.
A maioria dos m´etodos de deconvolu¸c˜ao propostos na literatura ´e baseada em uma id´eia
conhecida como regulariza¸c˜ao, onde a imagem ´e restaurada at´e que se tenha o melhor
ajuste vinculado ao m´etodo da m´axima entropia. Uma exce¸c˜ao a esse m´etodo, que ser´a
estudado neste trabalho, ´e a regulariza¸c˜ao baseada em um m´etodo iterativo proposto em
´optica por Richardson (1972) e, independentemente em astronomia, por Lucy (1974). Neste
caso, a imagem inicial, com uma distribui¸c˜ao de densidade constante que aparentemente
tem m´axima entropia, bem como sendo perfeitamente suave, ´e modificada passo a passo,
coletando informa¸c˜oes dos dados observados, at´e que um ajuste razo´avel seja alcan¸cado.
Grosseiramente falando, ´e um processo oposto `a regulariza¸c˜ao.
O m´etodo de Richardson - Lucy (RL) faz uma estimativa ˜u
(r)
j
de u
j
em um passo
iterativo r (=1, 2, ...) de acordo com (Bi e Boerner 1994):
˜u
(r+1)
j
= ˜u
(r)
j
c
i
˜c
i
p
ij
(2.1)
com:
c
i
=
M
j=1
p
ij
u
ij
+ n
i
, i = 1, ..., N (2.2)
˜c
i
=
j
˜u
(r)
j
p
ij
(2.3)
52 Cap´ıtulo 2. Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos.
onde c
i
s˜ao as contagens observadas, u
j
´e o sinal subjacente, p
ij
´e a “point spread func-
tion”(PSF) e n
i
´e o ru´ıdo. Para as contagens e sinais ap´os a r-´esima itera¸c˜ao temos ˜c
i
e
˜u
(r)
j
. Aqui
i
˜c
i
=
i
c
i
= C (conserva¸c˜ao do n´umero total de contagens). A estimativa
inicial ˜u
(0)
j
´e geralmente uma constante. O m´etodo RL melhora o ajuste passo a passo e
em princ´ıpio deve derivar um modelo de sinal ˜u
(∞)
j
que ´e a solu¸c˜ao matem´atica da equa¸c˜ao
2.2 sem ru´ıdo.
Um dos maiores problemas da deconvolu¸c˜ao de RL ´e determinar o passo em que se
deve parar as itera¸c˜oes. Algumas sugest˜oes foram apresentadas na literatura. Bi e Boerner
(1994) sugeriram um m´etodo que foi chamado de “simulation-based bootstrap”, um m´etodo
global de testar a convergˆencia da deconvolu¸c˜ao. Em seu artigo original, Lucy prop˜oe o
teste do χ
2
, que ´e ´util quando a contagem de f´otons ´e alta o suficiente, por´em pode ser
menos sens´ıvel a desvios sistem´aticos no ajuste. Lucy (1994) propˆos o uso do teste de
Kolmogorov-Smirnov (KS), que informa um limite superior aos erros de ajuste. Por´em,
em imagens 2-D, a estimativa de onde se deve parar ´e, `as vezes, feita a olho.
O uso do m´etodo de RL ´e justificada nesta disserta¸c˜ao em produzir uma melhora na
resolu¸c˜ao espacial dos dados do GMOS IFU. Com a garantia que a raz˜ao S\N dessas
observa¸c˜oes ´e razoavelmente alta, pretende-se fazer a deconvolu¸c˜ao nas imagens, apoiado
no fato de que a an´alise dos comp onentes principais (discutida na se¸c˜ao 2.3) nos cubos de
dados de NGC 6221 e NGC 7582 (cap´ıtulos 3 e 5) seria mais sens´ıvel em dados com maior
resolu¸c˜ao espacial.
S˜ao objetivos desta se¸c˜ao:
- Verificar onde devem ser interrompidas as itera¸c˜oes a partir de cria¸c˜ao de uma imagem
artificial convolu´ıda com uma PSF artificial. Em seguida aplica-se o m´etodo RL com o
n´umero de itera¸c˜oes necess´ario para retomar a imagem original.
- Construir um c´odigo que efetue a deconvolu¸c˜ao utilizando-se uma PSF vari´avel. Isso
porque o FWHM da PSF no cubo de dados varia com o comprimento de onda. Medidas do
FWHM de observa¸c˜oes do GMOS - S de CAL 83 foram utilizadas para se obter a rela¸c˜ao
FWHM x λ.
- Analisar imagens do Hubble Space Telescope (HST) com uma maior resolu¸c˜ao espa-
cial.
A se¸c˜ao ´e dividida da seguinte maneira: Na subse¸c˜ao 2.1.1 s˜ao discutidas as PSFs utili-
Se¸c˜ao 2.1. Deconvolu¸c˜ao de imagens 53
zadas na deconvolu¸c˜ao. Na subse¸c˜ao 2.1.2 ´e feito um estudo de onde deve ser interrompida
a deconvolu¸c˜ao. Na subse¸c˜ao 2.1.3, ´e apresentado a varia¸c˜ao do FWHM em fun¸c˜ao do
comprimento de onda e a deconvolu¸c˜ao utilizando-se a PSF vari´avel no cubo de dados de
CAL 83. Na subse¸c˜ao 2.1.4 s˜ao apresentados alguns resultados de deconvolu¸c˜ao de algu-
mas gal´axias observadas pelo HST. Finalmente na subse¸c˜ao 2.1.5 ser˜ao feitos coment´arios
gerais de como realizar a deconvolu¸c˜ao de RL nos cubos de dados que ser˜ao analisados
com o PCA neste trabalho.
2.1.1 “Point Spread Function”
A “point spread function” (PSF)
1
descreve a resposta de um sistema de imageamento
a uma fonte pontual. Teoricamente, se uma imagem pontual ´e descrita por uma fun¸c˜ao
delta de Dirac, o que ser´a observado ´e a convolu¸c˜ao desta fun¸c˜ao com a PSF, resultando
em uma imagem que, em geral, tem uma forma aproximada de um disco. Na deconvolu¸c˜ao
de RL, a imagem de uma fonte pontual ´e restaurada com “x” itera¸c˜oes at´e que se alcance
uma PSF razo´avel, que ´e o mais pr´oximo poss´ıvel de uma fun¸c˜ao delta de Dirac. Vale
lembrar que a deconvolu¸c˜ao tamb´em pode ser feita para imagens extensas (que ´e o caso
de NGC 6221 e NGC 7582), no entanto suas PSFs devem ser estimadas atrav´es de fontes
pontuais (estrelas ou quasares) na imagem. Em um telesc´opio terrestre, o que domina a
PSF ´e geralmente a turbulˆencia atmosf´erica (seeing), a menos que o telesc´opio tenha ´optica
adaptativa. Em r´adio telesc´opios ou em telesc´opios espaciais, o termo dominante da PSF
pode ser o limite de difra¸c˜ao, determinado pelo tamanho da abertura do telesc´opio.
Neste trabalho achou-se conveniente, para as imagens do GMOS IFU, utilizar-se PSFs
artificiais gaussianas, pois nem sempre ´e poss´ıvel calcular a PSF de algumas imagens.
Neste caso, a PSF ´e dada por
2
:
f(x, y) =
1
2πσ
exp{
−[(x − x
0
)
2
+ (y −y
0
)
2
]
2σ
2
} (2.4)
onde x
0
e y
0
´e a posi¸c˜ao do centr´oide da imagem. O parˆametro σ est´a relacionado com a
largura a meia altura (FWHM) como:
F W HM = 2
√
2l n2σ ≈ 2.3548σ (2.5)
1
http://en.wikipedia.org/wiki/Point spread function, consultado em 10/10/2007
2
http://mathworld.wolfram.com/GaussianFunction.html, consultado em 10/10/2007
54 Cap´ıtulo 2. Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos.
No limite de difra¸c˜ao (por exemplo, HST ou em telesc´opio com ´optica adaptativa), ´e
interessante utilizar uma PSF baseada na fun¸c˜ao de Airy para a difra¸c˜ao de uma abertura
circular, cuja equa¸c˜ao ´e (Nussenzveig 2002):
I(θ)
I(0)
= 4[
J
1
(kasenθ)
kasenθ
] (2.6)
onde J
1
(u) ´e a fun¸c˜ao de Bessel de ordem 1, k = 2π/λ ´e o n´umero de onda, a ´e o raio do
espelho prim´ario e θ ´e o ˆangulo entre o eixo normal ao telesc´opio e o raio de luz difratado.
Na deconvolu¸c˜ao ´e conveniente que a PSF esteja centrada na imagem para evitar deslo-
camentos no centr´oide da imagem restaurada em rela¸c˜ao `a imagem original.
´
E importante
tamb´em que a PSF seja normalizada, para minimizar erros na corre¸c˜ao do sinal.
2.1.2 O n´umero de itera¸c˜oes
O procedimento adotado para se verificar onde parar as itera¸c˜oes na deconvolu¸c˜ao de RL
foi criar uma imagem gaussiana com FWHM = 4 pixeis e convoluir com uma PSF tamb´em
gaussiana com FWHM = 8 pixeis. Isso foi feito com a task “LUCY” do IRAF, onde a
primeira itera¸c˜ao ´e a convolu¸c˜ao destas duas imagens. O n´umero de itera¸c˜oes razo´avel ´e
atingido quando a deconvolu¸c˜ao conseguir produzir uma imagem gaussiana com FWHM de
aproximadamente 8/
√
2 (metade da ´area total 2D da imagem obtida observacionalmente).
A deconvolu¸c˜ao foi feita utilizando o c´odigo do IDL “MAX LIKELIHOOD”, que faz parte
do “IDL astronomy user’s library”
3
.
A convolu¸c˜ao da imagem com FWHM = 4 com uma PSF contendo FWHM = 8 resulta
em uma nova imagem com FWHM = 8.94 px - raiz da soma dos quadrados das duas
medidas de FWHM. Note que a primeira itera¸c˜ao do IDL tamb´em ´e a convolu¸c˜ao da
imagem com a PSF, uma vez que a primeira itera¸c˜ao faz crescer o FWHM da imagem.
De acordo com a figura 2.1 podemos estimar que o n´umero de itera¸c˜oes que produz uma
imagem com FWHM ∼ 8/
√
2 = 5.65 ´e aproximadamente 9. Bi & Borner (1994) chegaram
`a mesma conclus˜ao com simula¸c˜oes feitas de maneiras distintas.
Esta an´alise, mais os resultados de Bi & Borner (1994), mostram que um n´umero
razo´avel de itera¸c˜oes para a deconvolu¸c˜ao de RL deve estar entre 6 e 9 itera¸c˜oes. Com
3
http://idlastro.gsfc.nasa.gov/
Se¸c˜ao 2.1. Deconvolu¸c˜ao de imagens 55
Figura 2.1: FWHM (pixeis) pelo n´umero de itera¸c˜oes. O FWHM ´e medido com o IDL
atrav´es de um ajuste gaussiano do perfil radial.
isso minimizam a introdu¸c˜ao de ru´ıdos, com um ganho de aproximadamente 2 vezes na
resolu¸c˜ao espacial das imagens.
Vale a pena citar que uma das maneiras de se evitar a produ¸c˜ao de ru´ıdos na imagem
´e subtrair a corrente de fundo (DC) das imagens de ciˆencia (no caso do teste acima, como
foram imagens artificiais, essa corre¸c˜ao n˜ao foi necess´aria). Isso pode ser feito subtraindo-
se uma constante (geralmente o menor valor de contagens em um pixel da imagem) no
caso de uma fonte pontual ou uma fun¸c˜ao “smooth” ajustada a uma fonte extensa (neste
caso, ap´os a deconvolu¸c˜ao, essa fun¸c˜ao deve ser adicionada de volta, pois ela pode possuir
informa¸c˜oes).
2.1.3 Deconvolu¸c˜ao com PSF vari´avel
Em um cubo de dados do GMOS verifica-se que o FWHM da imagem 2D varia com
o comprimento de onda. Isso ´e importante no momento de se fazer a deconvolu¸c˜ao, pois
a FWHM da PSF deve variar com o comprimento de onda de acordo com uma fun¸c˜ao
56 Cap´ıtulo 2. Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos.
definida para o instrumento.
Observa¸c˜oes de CAL 83 tornaram poss´ıvel uma calibra¸c˜ao do FWHM, desta vez em
segundos de arco, em fun¸c˜ao do comprimento de onda em
˙
A para o GMOS-S. Ao longo
do espectro, em regi˜oes do cont´ınuo, ou seja, evitando linhas em emiss˜ao, ´e tomado um
comprimento de onda qualquer e, ao redor deste s˜ao somados, em m´edia, 140 imagens,
para que se tenha uma medida mais precisa do perfil radial das imagens. Com as medidas
de FWHM x λ, a calibra¸c˜ao ´e feita e o resultado ´e apresentado no gr´afico 2.2. O perfil
radial das imagens foi ajustado com uma fun¸c˜ao gaussiana atrav´es do m´etodo dos m´ınimos
quadrados do programa “GNUPLOT”.
Figura 2.2: Calibra¸c˜ao do FWHM em fun¸c˜ao do comprimento de onda para o GMOS - S.
As medidas do FWHM em fun¸c˜ao do comprimento de onda s˜ao apresentadas na figura
2.2. Um ajuste linear nestes dados com o m´etodo de m´ınimos quadrados resulta em:
Se¸c˜ao 2.1. Deconvolu¸c˜ao de imagens 57
F W HM(λ) = F W HM(5000)(
5000
λ
0.48(6)
) (2.7)
A equa¸c˜ao 2.7 ´e encontrada a partir de dados de apenas uma observa¸c˜ao do GMOS-
S. Ela deve ser recalibrada com um n´umero maior de objetos do GMOS-S e tamb´em
com o GMOS-N. Neste trabalho, a equa¸c˜ao 2.7 ´e adotada em todos os procedimentos de
deconvolu¸c˜ao com PSF vari´avel.
O cubo de dados de CAL 83. Exemplo de deconvolu¸c˜ao com PSF vari´avel
Com a calibra¸c˜ao feita na se¸c˜ao anterior, foi desenvolvido um algoritmo no IDL que
efetua a deconvolu¸c˜ao de RL em um cubo de dados com PSF vari´avel. No cubo de dados,
cada pixel espectral (comprimento de onda) possui uma imagem espacial. No algoritmo,
cada imagem espacial ´e deconvolu´ıda utilizando-se uma PSF gaussiana com FWHM dado
pela equa¸c˜ao 2.7, dado o valor de λ referente ao pixel espectral da imagem em quest˜ao. O
algoritmo foi testado para a pr´opria CAL 83, utilizando-se 9 itera¸c˜oes para a deconvolu¸c˜ao.
Os resultados s˜ao apresentados na figura 2.3, com as medidas do FWHM na tabela 2.1.
λ(A) FWHM imagem original (arcsec) FWHM imagem deconvolu´ıda (arcsec)
4774.65 0.89 0.60
5309.54 0.85 0.63
6168.64 0.79 0.60
Tabela 2.1 - Medidas da FWHM para as imagens apresentadas na figura 2.3
Os resultados da tabela 2.1 mostram que a deconvolu¸c˜ao com 9 itera¸c˜oes est´a produ-
zindo imagens com FWHM ∼ F W HM
original
/
√
2, de acordo com o que foi estimado na
se¸c˜ao 2.1.2. Finalmente, em uma an´alise completa no cubo de dados, verifica-se que a de-
convolu¸c˜ao produz resultados aceit´aveis para uma futura an´alise de componentes principais
com uma melhor resolu¸c˜ao espacial.
2.1.4 Deconvolu¸c˜ao de imagens do HST
Foram feitos testes de deconvolu¸c˜ao de RL nas imagens do HST em 3 gal´axias: NGC
404, NGC 4579, que foram observadas com o “faint object camera” (FOC) e NGC 6221,
58 Cap´ıtulo 2. Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos.
Figura 2.3: Imagens de CAL 83 em 4774.65
˙
A; 5309.54
˙
A e 6168.64
˙
A (da esquerda para
a direita) original (acima) e deconvolu´ıda com 9 itera¸c˜oes (abaixo). Imagens com 2.4 x 3.9
arcsec com tamanho do pixel igual a 0.1 arcsec.
que foi observada com o “wide-field planetary camera 2” (WFPC2). Segundo informa¸c˜oes
obtidas do site do NED
4
, o FOC possui uma resolu¸c˜ao espacial de 0.05 arcsec, enquanto
o WFPC2 possui uma resolu¸c˜ao espacial de 0.1 arcsec. Essas informa¸c˜oes s˜ao relevantes,
pois d˜ao uma id´eia do FWHM da PSF instrumental destas cˆamaras. Todas as imagens
foram cortadas de maneira a ficarem com 5 x 5 arcsec.
Nesta se¸c˜ao ´e interessante notar a modifica¸c˜ao que ocorre com a deconvolu¸c˜ao das
imagens para simples an´alise visual. Primeiramente, ser´a analisado o caso de NGC 4579,
original e deconvolu´ıda 7 vezes.
Na figura 2.4 aparecem diferen¸cas importantes entre a imagem original e a imagem
deconvolu´ıda. Na imagem original, mais especificamente na regi˜ao do AGN, parece ter
4
http://nedwww.ipac.caltech.edu/
Se¸c˜ao 2.1. Deconvolu¸c˜ao de imagens 59
Figura 2.4: NGC 4579 original (esquerda) e deconvolu´ıda 7 vezes (direita) com uma PSF
gaussiana e FWHM = 0.05 arcsec. A deconvolu¸c˜ao revela duas estruturas no objeto central,
que n˜ao est˜ao presentes na imagem original.
apenas um objeto. Na imagem deconvolu´ıda, ´e revelada que este objeto na verdade s˜ao
dois objetos muito pr´oximos. Um caso interessante aconteceu com a gal´axia NGC 6221.
A deconvolu¸c˜ao da imagem foi feita utilizando-se uma PSF gaussiana com FWHM = 0.1
arcsec e 7 itera¸c˜oes. No entanto, aparecem os an´eis de difra¸c˜ao de Airy, como se pode ver
na figura 2.5.
Para evitar o aparecimento dos an´eis, foi utilizada uma PSF baseada na fun¸c˜ao de Airy
para a difra¸c˜ao em uma abertura circular. A deconvolu¸c˜ao de NGC 6221 com 7 itera¸c˜oes
utilizando-se uma PSF de Airy ´e apresentada na figura 2.6.
A figura 2.6 mostra que a utiliza¸c˜ao de uma PSF de Airy pode ser importante na
deconvolu¸c˜ao de imagens do HST. Por´em isso n˜ao ´e verdade em todos os casos. Note na
figura 2.7 que em NGC 404, a deconvolu¸c˜ao com uma PSF gaussiana produz resultados
melhores do que uma PSF de Airy para um mesmo n´umero de itera¸c˜oes, que tamb´em s˜ao
7 neste caso.
60 Cap´ıtulo 2. Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos.
Figura 2.5: NGC 6221 decon-
volu´ıda 7 vezes com uma PSF
gaussiana com FWHM = 0,1 arc-
sec. Note os an´eis de Airy.
Figura 2.6: NGC 6221 decon-
volu´ıda 7 vezes com uma PSF de
Airy. Comparando-se com a figura
2.5, note que o anel mais externo
est´a bem mais fraco.
Figura 2.7: NGC 404, deconvolu´ıda com uma PSF de Airy (esquerda) e uma PSF gaus-
siana (direita). Note que apesar das franjas na imagem deconvolu´ıda com a PSF gaussiana,
aparecem maiores detalhes nesta imagem do que na deconvolu¸c˜ao com uma PSF de Airy
Se¸c˜ao 2.2. Refra¸c˜ao diferencial da atmosfera 61
2.1.5 Discuss˜ao dos resultados
Segundo o estudo feito nesta se¸c˜ao, a deconvolu¸c˜ao de RL pode ser muito ´util para
se ter um ganho na resolu¸c˜ao espacial de uma observa¸c˜ao. Por´em alguns cuidados devem
ser observados para que os ganhos em resolu¸c˜ao e o ru´ıdo introduzido na imagem sejam
otimizados. Mostrou-se na an´alise da se¸c˜ao 2.1.2 que as itera¸c˜oes devem ser sempre em
torno de 6 a 9 itera¸c˜oes. Uma boa subtra¸c˜ao do DC das imagens tamb´em ´e importante, para
que se minimize a introdu¸c˜ao de ru´ıdos.
´
E importante tamb´em ter uma boa corre¸c˜ao para
pixeis ruins, no entanto os c´odigos de IDL encontrados na internet n˜ao s˜ao adequados.
Uma solu¸c˜ao ´e fazer uma boa m´ascara de pixeis no momento da redu¸c˜ao do cubo de
dados. Na se¸c˜ao 2.1.3 foi verificada a importˆancia da introdu¸c˜ao de uma PSF vari´avel
na deconvolu¸c˜ao do cubo de dados, uma vez que esse ´e um comportamento intr´ınseco das
imagens do GMOS IFU. A se¸c˜ao 2.1.4 mostrou testes de deconvolu¸c˜ao nas imagens do
HST, destacando os detalhes sobre a fun¸c˜ao que deve ser utilizada em uma PSF.
2.2 Refra¸c˜ao diferencial da atmosfera
2.2.1 Aspectos te´oricos da refra¸c˜ao atmosf´erica
As observa¸c˜oes feitas com o GMOS IFU da estrela CAL 83 revelaram um deslocamento
do centr´oide da imagem em fun¸c˜ao do comprimento de onda. Asso ciado com o fenˆomeno
da refra¸c˜ao diferencial da atmosfera, conclu´ımos que era necess´ario fazer uma corre¸c˜ao
para todas as observa¸c˜oes do GMOS IFU que n˜ao tenham sido feitas no zˆenite, pois esse
efeito poderia acarretar em falsas interpreta¸c˜oes na an´alise dos dados.
Para pequenas distˆancias zenitais, como a densidade do ar diminui com o aumento
da altura acima da superf´ıcie terrestre, ´e conveniente tratar a atmosfera como um grande
n´umero de camadas finas, concˆentricas com a superf´ıcie (tratada como esf´erica), onde em
cada uma delas os parˆametros f´ısicos sejam constantes. Sup˜oe-se que haja n+1 camadas,
cada uma com um ´ındice de refra¸c˜ao µ
n
e que o ˆangulo de entrada do raio de luz em
rela¸c˜ao ao zˆenite seja z (verdadeira distˆancia zenital de um objeto). Segundo a lei de Snell,
o deslocamento do raio de luz em cada camada ´e (Smart 1977):
µsen z = µ
n
sen z
n
(2.8)
62 Cap´ıtulo 2. Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos.
no v´acuo, µ = 1, ent˜ao:
sen z = µ
n
sen z
n
µ
n
sen z
n
= µ
n−1
sen z
n−1
µ
n−1
sen z
n−1
= µ
n−2
sen z
n−2
. .
. .
. .
µ
1
sen z
1
= µ
0
senξ
onde ξ ´e a distˆancia zenital medida no telesc´opio. Dessas equa¸c˜oes temos que:
sen z = µ
0
senξ (2.9)
onde µ
0
´e o ´ındice de refra¸c˜ao do ar na superf´ıcie da Terra. Vamos chamar o ˆangulo de
refra¸c˜ao de R = z − ξ. Da equa¸c˜ao 2.9 temos:
sen (ξ + R) = µ
0
senξ
senξcos R + cosξsen R = µ
0
senξ
Se R ´e pequeno, ent˜ao cosR → 1 e senR → R, assim:
senξ + Rcosξ µ
0
senξ.
Re-arranjando, obt´em-se:
R = (µ
0
− 1)tanξ (2.10)
Convertendo 2.10 para segundos de arco, temos:
R = 206265(µ
0
− 1)tanξ (arcsec) (2.11)
Se¸c˜ao 2.2. Refra¸c˜ao diferencial da atmosfera 63
O ´ındice de refra¸c˜ao na superf´ıcie terrestre depende de alguns parˆametros f´ısicos como
densidade (do ar seco e do ar ´umido), press˜ao, temperatura e do comprimento de onda da
luz incidente. Edlen (1953) sup˜oe que a forma da equa¸c˜ao para a refra¸c˜ao deva ser:
µ − 1 =
A
i
(σ
2
i
− σ
2
), (2.12)
onde σ = 1/λ ´e n´umero de onda incidente; σ
i
est´a relacionado com a freq¨uˆencia de res-
sonˆancia do g´as e A
i
´e um parˆametro que deve ser ajustado. Edlen argumenta que a
equa¸c˜ao de Cauchy, dada por µ − 1 = a + b/λ
2
+ c/λ
4
e utilizada por Barrell (1951), n˜ao
cobre uma faixa mais extensa do espectro sem grandes desvios. Ao mesmo tempo, Edl´en
diz que a equa¸c˜ao 2.12 deve ser ajustada com dois termos (1 ≤ i ≤ 2), pois apesar de
n˜ao se conseguir um ajuste ´otimo aos dados, um terceiro termo teria uma freq¨uˆencia de
ressonˆancia muito alta e um resultado igualmente bom ´e obtido quando σ
2
´e desprezado
em um dos termos.
Filippenko (1982) utilizou as equa¸c˜oes de Edlen (1953) para T = 15
o
C e P = 760 mm
Hg e extrapola para outros valores de temperatura e press˜ao utilizando uma rela¸c˜ao obtida
por Barrell (1951). No geral, a equa¸c˜ao ´e dada por:
(µ(λ)
15,760
− 1) × 10
8
= 6462.8 +
2949810
146 − σ
2
+
25540
41 − σ
2
, (2.13)
(µ(λ)
T,P
− 1) = (µ(λ)
15,760
− 1) ×
P [1 + (1.049 − 0.0157T )10
−6
P ]
720.883(1 + 0.003661T )
. (2.14)
A contribui¸c˜ao do vapor de ´agua foi obtida de Barrell (1951) e reduz (µ − 1)10
6
por
0.0624 − 0.000680σ
2
1 + 0.003661T
f. (2.15)
Nestas equa¸c˜oes, σ ´e dada em microns
−1
, P ´e a press˜ao em mmHg, T ´e a temperatura em
o
C e f ´e a fra¸c˜ao da press˜ao do vapor de ´agua em mmHg.
Filippenko (1982) utilizou equa¸c˜oes derivadas por Edlen (1953) e Barrell (1951). Se-
guindo a ordem cronol´ogica das rela¸c˜oes testadas, estudaremos agora as equa¸c˜oes derivadas
por Owens (1967), que usa a equa¸c˜ao 2.12 para o ar seco contendo 0,03% de CO
2
mais a
contribui¸c˜ao do vapor de ´agua na forma de Cauchy. Neste caso, a equa¸c˜ao fica:
(µ(λ) − 1) × 10
8
=
2371.34 +
683939.7
(130 − σ
2
)
+
4547.3
(38.9 − σ
2
)
D
S
+[6487.31 + 58.058σ
2
− 0.71150σ
4
+ 0.08851σ
6
]D
W
. (2.16)
64 Cap´ıtulo 2. Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos.
Note que em 2.16 h´a fatores de densidade na corre¸c˜ao para o ar seco (D
S
) e para o vapor
de ´agua (D
W
), dados por:
D
S
=
P
S
T
1 + P
S
57.9 × 10
−8
−
9.3250 × 10
−4
T
+
0.25844
T
2
, (2.17)
D
W
=
P
W
T
1 + P
W
[1 + (3.7 × 10
−4
)P
W
] × f(T )
, (2.18)
com:
f(T ) =
−2.37321 × 10
−3
+
2.23366
T
−
710.792
T
2
+
7.75141 × 10
4
T
3
(2.19)
Nas equa¸c˜oes 2.17, 2.18 e 2.19, a temperatura est´a em
o
C, a press˜ao em mbar e σ em
microns
−1
.
Ciddor (1996) propˆos estimativas mais modernas nas equa¸c˜oes para a densidade do ar
seco e do vapor de ´agua. Uma revis˜ao nas constantes da equa¸c˜ao 2.12 tamb´em foi feita.
Neste caso, o ´ındice de refra¸c˜ao ´e dado por:
µ(λ) − 1 = (ρ
a
/ρ
axs
)(µ
axs
− 1) + (ρ
W
/ρ
W S
)(µ
W S
− 1), (2.20)
onde:
(µ
axs
− 1) × 10
8
=
5792105
(238.0185 − σ
2
)
+
167917
(57.362 − σ
2
)
(2.21)
(µ
W S
− 1) × 10
8
= 1.022(295.235 + 2.6422σ − 0.032380σ
2
+ 0.004028σ
3
) (2.22)
ρ
a
= pM
a
(1 − x
w
)/ZR T (2.23)
ρ
w
= pM
w
x
w
/ZRT (2.24)
ρ
i
= (pM
a
/Z
i
RT )[1 − x
w
(1 − M
w
/M
a
)] (2.25)
Z
i
= 1 − (p/T )[1.58123 × 10
−6
− 2.9331 × 10
−8
T +
1.1043 × 10
−10
T
2
+ (5.707 × 10
−6
− 2.051 × 10
−8
T )x
w
+(1.98898 × 10
−4
− 2.376 × 10
−6
T )x
2
w
]
+(p/T )
2
(1.83 × 10
−11
− 0.765 × 10
−8
x
2
w
) (2.26)
x
w
= φhsvp/p (2.27)
φ = 1.00062 + 3. 1 × 10
−8
p + 5.6 × 10
−7
T
2
(2.28)
Se¸c˜ao 2.2. Refra¸c˜ao diferencial da atmosfera 65
svp = exp(1.2378847 ×10
−5
T
2
−1.9121316T + 33.93711047 −6.3431645 ×10
3
/T ) (2.29)
Nesta lista de equa¸c˜oes, a equa¸c˜ao 2.21 descreve o ´ındice de refra¸c˜ao do ar seco com
450 ppm de CO
2
; a equa¸c˜ao 2.22 descreve o ´ındice de refra¸c˜ao do vapor de ´agua. Nos
dois casos, σ est´a em microns
−1
. A equa¸c˜ao 2.23 descreve a densidade do ar seco com
M
a
= 10
−3
[28.9635 + 600.55 × 10
−6
]kg/mol sendo a massa molar do ar seco contendo 450
ppm de CO
2
e R a constante universal dos gases. A equa¸c˜ao 2.24 ´e a densidade do vapor
de ´agua com M
w
= 0.018015kg/mol sendo a massa molar do vapor de ´agua. A equa¸c˜ao
2.25 descreve a densidade do parˆametro i. Quando i = axs, T = 288.15
o
K, p = 101325 Pa
e x
w
= 0 e quando i = ws, T = 293.15
o
K, p = 1333 Pa e x
w
= 1. Essas duas condi¸c˜oes
da equa¸c˜ao 2.25 s˜ao referˆencias de temperatura e press˜ao para a corre¸c˜ao das densidades
do ar seco e do vapor de ´agua, respectivamente, para a equa¸c˜ao 2.20. A equa¸c˜ao 2.26 ´e a
compressibilidade, sendo Z
axs
do ar seco, Z
ws
do vapor de ´agua e quando n˜ao h´a ´ındice ´e
a compressibilidade da mistura de ar seco com vapor de ´agua com valores de p e T (em Pa
e
o
K, respectivamente) experimentais. X
w
´e a contribui¸c˜ao da press˜ao do vapor de ´agua,
onde h ´e a umidade relativa do ar, f ´e o fator de crescimento do vapor de ´agua no ar (no
caso da equa¸c˜ao 2.28, a temperatura est´a em
o
C) e svp ´e a press˜ao de satura¸c˜ao do vapor
de ´agua.
O ´ultimo trabalho analisado na disserta¸c˜ao foi o de B¨onsch e Potulski (1998). Eles
propuseram:
(µ(λ) − 1)
N
× 10
8
= 8091.37 +
2333983
(130 − σ
2
)
+
15518
(38.9 − σ
2
)
(2.30)
Para qualquer valor de T e p, teremos:
(µ(λ) − 1)
T,p
=
(µ(λ) − 1)
N
93214.60
p{1 + 10
−8
(0.5953 − 0.009876T )p}
(1 + 0.0036610T )
(2.31)
Com a contribui¸c˜ao do vapor de ´agua, teremos:
µ
tpf
− µ
tp
= −f{3.8020 − 0.0384σ
2
}10
−10
(2.32)
Na equa¸c˜ao 2.32 e na equa¸c˜ao 2.15, f = svp ×h, que ´e a press˜ao parcial do vapor de ´agua.
A temperatura ´e dada em
o
C, a press˜ao em Pa e se sup˜oe que a atmosfera contem 0,04%
de CO2.
O objetivo desta se¸c˜ao ´e mostrar, dentre todas as equa¸c˜oes apresentadas anteriormente,
qual delas melhor explica os efeitos da refra¸c˜ao diferencial da atmosfera nos dados obser-
vados. Na subse¸c˜ao 2.2.2 ser´a mostrado como a refra¸c˜ao da atmosfera observada ao longo
66 Cap´ıtulo 2. Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos.
do zˆenite deve ser transformada para as coordenadas x e y do CCD. A subse¸c˜ao 2.2.3
mostrar´a uma compara¸c˜ao dos resultados previstos por cada um dos trabalhos discutidos
acima. As conclus˜oes e sugest˜oes de como se corrigir o efeito da refra¸c˜ao atmosf´erica nos
dados do GMOS IFU ser˜ao apresentados na subse¸c˜ao 2.2.4.
2.2.2 Transforma¸c˜ao de coordenadas da refra¸c˜ao atmosf´erica
Foi mostrado acima que a refra¸c˜ao atmosf´erica ´e fun¸c˜ao da distˆancia zenital. Por´em, a
corre¸c˜ao deve ser feita nas coordenadas x e y do CCD. De acordo com Filippenko (1982),
o ˆangulo η que a dispers˜ao devido `a refra¸c˜ao atmosf´erica faz em rela¸c˜ao ao eixo norte (N)
´e dado por:
senη =
sen hcosφ
[1 − (senφsenδ + cosφcosδcos h)]
1/2
. (2.33)
O ˆangulo η ´e definido positivo de norte (N) para leste (E) com −180
o
≤ η ≤ 180
o
.
Na equa¸c˜ao 2.33, h ´e o ˆangulo hor´ario do objeto, φ ´e a latitude do observat´orio e δ ´e a
declina¸c˜ao do objeto. O ˆangulo de posi¸c˜ao θ do CCD, no caso do GMOS-S, ´e definido
como o ˆangulo que o eixo y faz com o eixo sul (S) na dire¸c˜ao E. Neste caso, 0 ≤ θ ≤ 360
o
.
A figura 2.8 mostra a disposi¸c˜ao dos eixos sul (S), leste (E), x e y, bem como a dispers˜ao
dos centr´oides dR = R − R
0
.
Figura 2.8: Disposi¸c˜ao dos eixos S, W, x , y e dispers˜ao dos centr´oides. O centr´oide da
parte mais vermelha do espectro estar´a sempre mais perto do objeto, enquanto o centr´oide
da parte mais azul do espectro estar´a mais perto do zˆenite.
De acordo com a figura 2.8, temos que:
Se¸c˜ao 2.2. Refra¸c˜ao diferencial da atmosfera 67
dS = dRcos(η) (2.34)
dW = dRsen(η) (2.35)
Mudando dS e dW para dx e dy, com uma rota¸c˜ao θ aos eixos S e W, teremos:
dx = dW cos(θ) − dSsen(θ) (2.36)
dy = dW sen(θ) + dScos(θ) (2.37)
Substituindo as equa¸c˜oes 2.34 e 2.35 nas equa¸c˜oes 2.36 e 2.37, obtemos:
dx = −dRsen(η − θ) (2.38)
dy = −dRcos(η − θ) (2.39)
O sinal de menos resulta no fato de que o ´ındice de refra¸c˜ao no vermelho ´e menor do que no
azul, tal que dR < 0. A parte mais azul est´a sempre mais pr´oxima `a origem dos eixos de S
e W (a refra¸c˜ao sempre parte do objeto ao zˆenite, como visto na figura 2.8). Considerando
θ = 0 por simplicidade, vemos que o sinal negativo ´e necess´ario para calcular dx e dy com
rela¸c˜ao `a origem.
Todas as informa¸c˜oes para se calcular a dispers˜ao dos centr´oides devido `a refra¸c˜ao
atmosf´erica nos eixos x e y est˜ao dispon´ıveis nos cabe¸calhos (“headers”) de cada imagem.
2.2.3 Compara¸c˜ao das equa¸c˜oes com os dados experimentais.
Para a compara¸c˜ao das equa¸c˜oes com os dados experimentais, foi feito o contr´ario
do proposto na se¸c˜ao 2.2.2, ou seja, os dados experimentais, medidos em x e y, foram
transformados para valores ao longo do zˆenite. As medidas dos centr´oides nas imagens
foram feitas com a tarefa “imexamine” do IRAF, que ajusta um perfil gaussiano em torno
do centr´oide para x e y. A posi¸c˜ao do pico das gaussianas ajustadas em x e em y s˜ao as
medidas dos centr´oides em cada eixo. Para cada comprimento de onda, foram somadas 30
imagens na vizinhan¸ca de um dado λ central.
As medidas de dR foram feitas obtendo-se a posi¸c˜ao do centr´oide em um dado com-
primento de onda λ (tomando-se o cuidado de selecionar regi˜oes no cont´ınuo, livres de
68 Cap´ıtulo 2. Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos.
linhas em emiss˜ao) com rela¸c˜ao a posi¸c˜ao do centr´oide em 5000
˙
A. A rela¸c˜ao arcsec/pixel
dos dados de CAL 83 ´e de 0.1. A observa¸c˜ao foi feita com uma massa de ar m´edia de
1.295, o que resulta em uma altura do objeto de 50.55
o
. Os resultados dessas medidas s˜ao
apresentados na tabela 2.2.
Lambda(A) Centroide x (px) Centroide y (px) dR (arcsec)
4200.02 12.35 19.52 0.336
5000 14.35 22.22 0
5124.77 14.62 22.78 -0.06
6260.03 16.09 25.03 -0.33
6799.81 16.74 25.77 -0.428
Tabela 2.2 - Centr´oide de CAL 83 nos eixos x e y. Medidas de ∆R no zˆenite feita em rela¸c˜ao `a posi¸c˜ao
dos centr´oides em 5000 A
A figura 2.9 mostra uma compara¸c˜ao entre as rela¸c˜oes apresentadas na se¸c˜ao 2.2.1 e os
dados experimentais de CAL 83. As equa¸c˜oes apresentadas por Filippenko (1982), Owens
(1967) e B¨onsch e Potulski (1998) ajustam bem a parte azul, por´em h´a uma discrepˆancia
no vermelho. J´a a rela¸c˜ao de Ciddor (1996) n˜ao ajusta convenientemente os dados.
Figura 2.9: Compara¸c˜ao entre os resultados te´oricos e os pontos experimentais de CAL 83.
Se¸c˜ao 2.2. Refra¸c˜ao diferencial da atmosfera 69
2.2.4 Discuss˜oes e conclus˜oes sobre a refra¸c˜ao atmosf´erica
A corre¸c˜ao da refra¸c˜ao atmosf´erica nos cubos de dados ´e necess´aria para se evitar falsas
interpreta¸c˜oes na an´alise em componentes principais. Para uma corre¸c˜ao emp´ırica, ´e usada
uma fun¸c˜ao de segundo grau em λ para ajustar os centr´oides observados. Com essa fun¸c˜ao,
corrige-se o deslocamento do centr´oide utilizando um algoritmo desenvolvido por Steiner
et al. (2008, em prepara¸c˜ao), o qual possui uma precis˜ao de 0.1 pixel. Nos casos de NGC
6221 e de NGC 7582 n˜ao h´a um centr´oide bem definido por causa da forte absor¸c˜ao que
esses n´ucleos possuem no ´optico. Assim, a corre¸c˜ao te´orica baseada nas equa¸c˜oes acima
s˜ao necess´arias. O que ´e feito ´e uma simula¸c˜ao dos centr´oides nos eixos x e y das duas
gal´axias baseada nas informa¸c˜oes de press˜ao atmosf´erica, massa de ar, umidade relativa
e temperatura informadas nos headers das imagens (pode-se utilizar valores m´edios do
observat´orio caso essas informa¸c˜oes n˜ao estejam presentes). Para a transforma¸c˜ao das
coordenadas utiliza-se o “position angle”, o ˆangulo hor´ario, a declina¸c˜ao do objeto e a
coordenada do observat´orio. Assim ´e ajustada a fun¸c˜ao de segundo grau `a simula¸c˜ao para
se proceder com a corre¸c˜ao.
Apesar da discrepˆancia na parte vermelha do espectro nas equa¸c˜oes de Filippenko
(1982), Owens (1967) e B¨onsch e Potulski (1998), a diferen¸ca entre a teoria e os dados
experimentais ´e de aproximadamente 0.05 arcsec, um d´ecimo do seeing das observa¸c˜oes.
Uma vez que os trabalhos acima apresentam resultados compar´aveis entre si, optamos por
utilizar as rela¸c˜oes do trabalho mais recente de B¨onsch e Potulski (1998). No entanto,
n˜ao est´a descartada uma revis˜ao nas constantes A
i
da equa¸c˜ao 2.12 e isso deve ser feito
futuramente. Isso porque a qualidade ´optica do Gemini permite uma maior precis˜ao nas
medidas das centr´oides dos objetos. A verifica¸c˜ao deve ser feita com um n´umero maior de
objetos (preferencialmente estrelas, para os quais os centr´oides s˜ao mais bem definidos) e
utilizando-se dados do Gemini Norte e do Gemini Sul.
´
E importante salientar que o uso de
uma fun¸c˜ao de segundo grau em λ no ajuste dos dados experimentais ´e provis´orio. Devemos
implementar a equa¸c˜ao 2.12 no algoritmo futuramente com as constantes A
i
revistas.
70 Cap´ıtulo 2. Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos.
2.3 An´alise em componentes principais
A an´alise em componentes principais (tamb´em conhecida como an´alise fatorial ou
PCA, de “principal components analysis”) ´e uma ferramenta robusta para analisar um
conjunto de objetos com v´arios parˆametros observados para cada um dos objetos. O
PCA analisa a amostra ajustando-a um sistema de coordenadas linearmente independentes
(autovetores). Os autovetores s˜ao ordenados em ordem decrescente de seus respectivos
autovalores, os quais representam o peso que cada autovetor possui na varian¸ca da amostra.
Isso implica que o primeiro autovetor ´e aquele que explica a maior parte da varian¸ca da
amostra, seguido pelo segundo autovetor, depois pelo terceiro e assim sucessivamente.
Cada autovetor ´e uma combina¸c˜ao dos diferentes parˆametros observados da amostra. A
correla¸c˜ao entre os parˆametros de um dado autovetor deve indicar o parˆametro f´ısico
respons´avel pela varian¸ca da amostra.
A se¸c˜ao 2.3 ´e dividida da seguinte maneira: Na subse¸c˜ao 2.3.1 ser´a mostrado a expans˜ao
discreta de Karhunen-Lo´eve (K-L) (Fukunaga 1990), que ´e a teoria matem´atica do PCA.
Em 2.3.2 ser˜ao apresentadas as propriedades da expans˜ao K-L. A sequˆencia de c´alculo para
a an´alise de componentes principais ´e apresentada na subse¸c˜ao 2.3.3. Finalmente em 2.3.4
ser˜ao feitos coment´arios, exemplos de aplica¸c˜oes e limita¸c˜oes sobre o m´etodo PCA.
2.3.1 A expans˜ao discreta de Karhunen-Lo´eve
Seja X um vetor qualquer com n dimens˜oes. X pode ser representado pela soma de n
vetores linearmente independentes como:
X =
n
i=i
y
i
φ
i
= ΦY (2.40)
onde
Φ = [φ
1
...φ
n
] (2.41)
e
Y = [y
1
...y
n
]
T
. (2.42)
A matriz Φ ´e determin´ıstica e possui n vetores colunas linearmente independentes. Assim
Se¸c˜ao 2.3. An´alise em componentes principais 71
|Φ| = 0. (2.43)
As colunas de Φ cobrem o espa¸co de n dimens˜oes que cont´em X e s˜ao chamados de
vetores de base. Podemos assumir que as colunas de Φ formam um conjunto ortonormal,
que ´e:
Φ
T
i
Φ
j
=
1 se i = j
0 se i = j
(2.44)
Se a condi¸c˜ao de ortonormalidade ´e satisfeita, as componentes de Y podem ser calculadas
como:
y
i
= φ
T
i
X (i = 1, . . . , n) (2.45)
Assim, Y ´e uma transforma¸c˜ao ortonormal de um vetor X qualquer. Podemos chamar φ
i
de vetor caracter´ıstico e y
i
a i-´esima componente da amostra no espa¸co caracter´ıstico.
Suponha que seja escolhido apenas m (<n) dos φ
i
’s e que isso ainda seja uma boa
aproxima¸c˜ao do vetor X . Podemos fazer isso substituindo os componentes de Y n˜ao cal-
culados por constantes pr´e-selecionadas, formando a seguinte aproxima¸c˜ao:
ˆ
X(m) =
m
i=1
y
i
φ
i
+
n
i=m+1
b
i
φ
i
(2.46)
O erro resultante ´e:
∆X(m) = X −
ˆ
X(m) = X −
m
i=1
y
i
φ
i
−
n
i=m+1
b
i
φ
i
=
n
i=m+1
(y
i
− b
i
)φ
i
(2.47)
Note que
ˆ
X e ∆X s˜ao vetores quaisquer. Utiliza-se a medida da m´edia quadr´atica de ∆X
como um crit´erio de medida da representatividade do subconjunto de m vetores carac-
ter´ısticos. Tem-se:
72 Cap´ıtulo 2. Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos.
¯
2
(m) = E{||∆X(m)||
2
}
= E{
n
i=m+1
n
j=m+1
(y
i
− b
i
)(y
j
− b
j
)φ
T
i
φ
j
}
=
n
i=m+1
E{(y
i
− b
i
)
2
}. (2.48)
Aqui E(X) ´e o vetor esperado ou m´edia de um vetor X qualquer, definido como:
E{X} =
Xp(X)dX (2.49)
onde p(x) ´e a fun¸c˜ao densidade de probabilidade. Para toda escolha de vetores de base e
termos constantes, obt´em-se um valor para ¯
2
(m). A escolha ´e feita de modo a minimizar
¯
2
(m).
A escolha ´otima para b
i
´e obtida minimizando ˆ
2
em rela¸c˜ao a b
i
como:
∂
∂b
i
E{(y
i
− b
i
)
2
} = −2[E{y
i
} − b
i
] = 0 (2.50)
Resolvendo 2.50 para b
i
, temos:
b
i
= E{y
i
} = φ
T
i
E{X} (2.51)
Ou seja, devemos substituir os y
i
s que n˜ao medimos pelos seus valores esperados.
O erro quadr´atico m´edio ´e dado por:
¯
2
(m) = E[(y
i
− E{y
i
})
2
]
=
n
i=m+1
φ
T
i
E[(X − E{X})(X − E{X})
T
]φ
i
=
n
i=m+1
φ
T
i
Σ
X
φ
i
(2.52)
onde Σ
X
= E[(X − E{X})(X − E{X})
T
] ´e, por defini¸c˜ao, a matriz de covarian¸ca de X.
Pode-se mostrar (Fukunaga 1990) que a escolha ´otima para os φ
i
s ´e aquela que satisfaz a
equa¸c˜ao:
Σ
X
φ
i
= λ
i
φ
i
(2.53)
Se¸c˜ao 2.3. An´alise em componentes principais 73
ou seja, os autovetores da matriz Σ
X
. Assim, substituindo a equa¸c˜ao 2.53 em 2.52 obt´em-se
para o erro quadr´atico m´edio:
¯
2
(m)
opt
=
n
i=m+1
λ
i
. (2.54)
A expans˜ao de um vetor qualquer nos autovetores da matriz de covarian¸ca ´e chamada
de expans˜ao discreta de Karhunem-Lo´eve.
2.3.2 Propriedades da expans˜ao de Karhunen-Lo´eve
A expans˜ao K-L possui propriedades relevantes. Come¸cando pela nomenclatura, os au-
tovetores φ
i
da matriz de covarian¸ca s˜ao chamados de componentes principais da amostra.
Os autovalores λ
i
s˜ao a varian¸ca da distribui¸c˜ao ao longo dos eixos φ
i
. A equa¸c˜ao 2.45 ´e a
proje¸c˜ao dos autovetores na matriz X.
No contexto da an´alise das componentes principais, os coeficientes y
1
, ..., y
n
na ex-
pans˜ao ´e visto como valores caracter´ısticos representando o vetor observado X no espa¸co
caracter´ıstico. Esse espa¸co possui algumas propriedades relevantes:
1. A relevˆancia de cada autovetor, em termos de representa¸c˜ao do vetor X, ´e determi-
nada pelo seu autovalor correspondente. Se um autovetor φ
i
´e exclu´ıdo, o erro m´edio
quadr´atico cresce por um fator λ
i
, de acordo com a equa¸c˜ao 2.54. Assim, pode-se
desprezar os autovetores com os menores autovalores, em uma ordem crescente.
2. Os autovalores s˜ao mutuamente n˜ao correlacionados, o que implica que a matriz de
covarian¸ca de Y ´e diagonal. Isso segue de:
Σ
Y
= Φ
T
Σ
X
Φ =
λ
1
0
λ
2
.
.
.
0 λ
n
. (2.55)
Atrav´es da equa¸c˜ao 2.55, conclu´ımos que os autovetores y
i
s˜ao linearmente indepen-
dentes.
74 Cap´ıtulo 2. Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos.
3. O conjunto de m autovetores de Σ
X
, correspondente aos m maiores autovalores,
minimiza ¯
2
(m) em rela¸c˜ao a qualquer outra escolha de m vetores de base ortonor-
mal. Transforma¸c˜oes lineares n˜ao ortonormais n˜ao s˜ao consideradas, pois somente ´e
interessante mudan¸cas onde a estrutura da distribui¸c˜ao ´e preservada.
2.3.3 Procedimento de c´alculo das componentes principais
A expans˜ao de K-L deve seguir o seguinte procedimento para ser calculado computa-
cionalmente (Smith 2002):
1. Organiza¸c˜ao dos dados
Os dados devem ser organizados para a computa¸c˜ao de uma maneira tal que cada
objeto observado fique nas linhas e suas vari´aveis nas colunas de uma matriz u x v
qualquer. Neste caso s˜ao utilizados como exemplo os dados da tabela 2.3
A B C A −
¯
A B −
¯
B C −
¯
C
3,32 0,22 0,61 -2,76 -0,10 -0,69
10,13 0,07 0,94 4,05 -0,25 -0,36
3,81 0,18 1,23 -2,27 -0,14 -0,07
12,82 0,09 0,76 6,74 -0,23 -0,54
5,77 0,12 0,86 -0,31 -0,20 -0,44
3,83 1,04 2,91 -2,25 0,72 1,61
4,11 1,27 2,23 -1,97 0,95 0,93
4,15 0,18 1,59 -1,93 -0,14 0,29
3,42 0,05 0,70 -2,66 -0,27 -0,60
5,91 0,23 1,33 -0,17 -0,09 0,03
9,57 0,07 1,14 3,49 -0,25 -0,16
Tabela 2.3 - Exemplo de dados para c´alculo das componentes principais. Dados de entrada e
dados com m´edia subtra´ıda
2. Subtrair a m´edia
A subtra¸c˜ao da m´edia de cada dimens˜ao (de cada vari´avel) ´e o primeiro c´alculo
que se faz com os dados. A m´edia deve ser subtra´ıda pois isto minimiza o erro
Se¸c˜ao 2.3. An´alise em componentes principais 75
quadr´atico m´edio da aproxima¸c˜ao dos dados (Miranda et al. 2008). A tabela 2.3
tamb´em apresenta os dados com a m´edia subtra´ıda.
3. C´alculo da matriz de covarian¸ca
A matriz de covarian¸ca ´e sempre uma matriz quadrada. No caso dos dados da tabela
2.3, onde os dados s˜ao tri-dimensionais, temos uma matriz 3x3 calculada de acordo
com:
Σ
dados
=
cov(A, A) cov(A, B) cov(A, C)
cov(B, A) cov(B, B) cov(B, C)
cov(C, A) cov(C, B) cov(C, C)
=
10.66 −0.53 −0.79
−0.53 0.18 0.26
−0.79 0.26 0.50
(2.56)
4. C´alculo dos autovetores e autovalores da matriz de covarian¸ca.
Os autovetores (avt) e autovalores (avl) da equa¸c˜ao 2.56 foram calculados com o
programa “maple 9”, resultando em avl1 = 10.75, avl2 = 0.56, avl3 = 0.03 e avt1 =
(-0.99 0.05 0.08), avt2 = (0.09 0.47 0.87) e avt3 = (0.01 0.88 -0.48).
5. Escolher as componentes e formar o vetor caracter´ıstico.
Neste procedimento, deve-se ordenar os autovetores de acordo com seus autovalores
em ordem decrescente. Assim, o autovetor com o maior autovalor ser´a a primeira
componente principal, o autovetor com o segundo maior autovalor ser´a a segunda
componente principal e assim sucessivamente. O vetor caracter´ıstico Φ ´e constru´ıdo
como:
Φ = (avt
1
, avt
2
, avt
3
..., avt
n
) (2.57)
No caso dos dados da tabela 2.3, temos apenas 3 dimens˜oes, ent˜ao temos 3 escol-
has, que s˜ao: utilizar apenas o primeiro autovetor; utilizar o primeiro e o segundo
autovetores; utilizar os trˆes autovetores.
6. Obter o novo conjunto de dados.
O passo final do c´alculo ´e projetar os autovetores nos objetos, resultando no espa¸co
onde a base ´e o vetor caracter´ıstico. A proje¸c˜ao ´e feita de acordo com a equa¸c˜ao
76 Cap´ıtulo 2. Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos.
2.45 com Φ dado pela equa¸c˜ao 2.57 e X representando a tabela 2.3 com os objetos
observados em cada coluna da matriz X e os parˆametros observados em cada linha
da matriz X (transposta da tabela). A matriz X deve ser os parˆametros observados
com a m´edia subtra´ıda, representada pelas 3 ´ultimas colunas da tabela 2.3.
Esse passo nada mais ´e do que a representa¸c˜ao dos dados originais em termos das
componentes principais, onde cada linha do espa¸co caracter´ıstico ´e a proje¸c˜ao de
cada autovetor nos objetos. De fato, ´e feita uma rota¸c˜ao dos dados onde os novos
eixos s˜ao os autovetores da matriz de covarian¸ca.
7. Reconstruir a amostra original.
Pode-se recuperar a amostra original X atrav´es da equa¸c˜ao 2.40, onde Y ´e dado pela
equa¸c˜ao 2.42. A m´edia de cada dimens˜ao de X deve ser somada de volta aos dados.
Os passos acima constituem uma receita computacional de como deve proceder o c´alculo
das componentes principais de uma amostra de dados. Nesta disserta¸c˜ao, foi utilizado, no
caso dos cubos de dados, a fun¸c˜ao “princomp” do programa “matlab 6.5” (ou a vers˜ao
R2007b). Ele retorna as componentes principais j´a calculadas, seus respectivos autova-
lores e os objetos observados projetados em cada autovetor. Para a amostra de gal´axias
Seyferts, foi utilizado uma macro externa do excel chamada “XLSTAT”. Al´em de retornar
as componentes principais, os autovalores e proje¸c˜oes dos objetos, o XLSTAT automatica-
mente cria gr´aficos relacionando dois autovetores com a posi¸c˜ao das vari´aveis observadas
em pares de autovetores e gr´aficos com a posi¸c˜ao dos objetos observados em pares de
autovetores. Outro programa que foi testado foi o VISTA
5
. Al´em de ser um programa
gratuito, ele possui algumas visualiza¸c˜oes em 3 dimens˜oes dos dados. Por´em, o VISTA e
o XLSTAT n˜ao possuem capacidade de mem´oria suficiente para se fazer a an´alise com o
cubo de dados, por isso o uso do matlab neste caso.
2.3.4 Discuss˜oes sobre a an´alise das componentes principais
Uma das caracter´ısticas mais interessantes do PCA ´e a capacidade de explicar esta-
tisticamente um conjunto de dados com m dimens˜oes utilizando-se n < m autovetores.
Pela equa¸c˜ao 2.54, s˜ao os autovalores que est˜ao relacionados com a contribui¸c˜ao de cada
5
http://forrest.psych.unc.edu/research/
Se¸c˜ao 2.3. An´alise em componentes principais 77
autovetor para os dados. Como a soma de to dos os autovalores significa 100% da varian¸ca
dos dados, podemos ver a contribui¸c˜ao de cada autovetor em termos de porcentagem.
Utilizando-se os dados da tabela 2.3, temos que a soma dos 3 autovalores encontrado ´e
11.34. Como avl1 = 10.75, ent˜ao o primeiro autovetor explica 95% dos dados da tabela 2.3,
ou seja, o conjunto de dados inicial que estava em 3 dimens˜oes pode ser estatisticamente
analisado apenas com o primeiro autovetor. Os autovetores 2 e 3 resp ondem por 4% e 1%
da amostra, respectivamente.
O primeiro autovetor explica 95% dos dados, mas o que significa esse autovetor? Se
o avt1 = (-0.99 0.05 0.08), isso significa que ele ´e explicado em sua maior parte por uma
anticorrela¸c˜ao mais forte na vari´avel A, ou seja, enquanto B e C permanecem constantes
na amostra, a vari´avel A decresce. Esta caracter´ıstica ´e a varian¸ca mais significativa da
amostra. J´a o segundo autovetor, com avt2 = (0.09 0.47 0.87), mostra que as vari´aveis
B e C est˜ao mais fortemente correlacionadas entre si, ou seja, elas crescem juntos dado
uma certa rela¸c˜ao enquanto A aproximadamente permanece constante. Isto explica 4% da
varian¸ca dos dados da amostra. O terceiro autovetor, com avt3 = (0.01 0.88 -0.48), mostra
uma anti-correla¸c˜ao entre as vari´aveis B e C, que seria um crescimento de B correlacionado
com uma diminui¸c˜ao de C enquanto A ´e aproximadamente constante, respons´avel por 1%
da varian¸ca dos dados.
J´a que os autovetores s˜ao linearmente independentes, as interpreta¸c˜oes f´ısicas de cada
autovetor tamb´em s˜ao independentes uma da outra, o que significa que cada autovetor
est´a relacionado por fenˆomenos f´ısicos indep endentes uns dos outros.
Vale discutir alguns exemplos que est˜ao em Fukunaga (1990). A figura 2.10 mostra trˆes
distribui¸c˜oes, que s˜ao os quatro pontos em cruz que aparecem na figura. Em a), temos que
a matriz de covarian¸ca ´e dada por:
Σ
Xa
=
10/4 10/4
10/4 10/4
(2.58)
e em b), a matriz ´e
Σ
Xb
=
10/4 6/4
6/4 10/4
(2.59)
Seus autovetores, com os respectivos autovalores s˜ao:
78 Cap´ıtulo 2. Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos.
Figura 2.10: Exemplos de aplica¸c˜ao do PCA. Figura de Fukunaga (1990)
λ
1a
= 5, λ
2a
= 0,
Φ
1a
=
1/
√
2
1/
√
2
, Φ
2a
=
1/
√
2
−1/
√
2
para os dados do item (a) (2.60)
λ
1b
= 4, λ
2a
= 1,
Φ
1b
=
1/
√
2
1/
√
2
, Φ
2b
=
1/
√
2
−1/
√
2
para os dados do item (b) (2.61)
Note que este ´e um caso bi-dimensional, mas que mostrar´a uma caracter´ıstica im-
portante dos autovetores nos dados. No caso dos dados do item a), λ
2a
= 0, assim, se
eliminarmos o segundo autovetor na expans˜ao K-L, o erro quadr´atico m´edio da equa¸c˜ao
2.54 ´e nulo, assim a figura 2.10a ´e explicada, sem erros, pelo primeiro autovetor. J´a nos
dados do item b), λ
2b
= 1, ou seja, teremos um erro quadr´atico m´edio de 1 se o segundo
autovetor for desconsiderado. Somente os pontos X
2
= [2, 2]
T
e X
4
= [−2, −2]
T
podem ser
explicados pelo primeiro autovetor sem erros, j´a os pontos X
1
= [−1, 1]
T
e X
3
= [1, −1]
T
possuem erros de
√
2, logo o erro quadr´atico m´edio ´e de (0
2
+ 0
2
+ (
√
2)
2
+ (
√
2)
2
)/4 = 1,
que ´e igual `a λ
2b
.
´
E interessante verificar pela figura 2.10 que, na verdade, os autovetores
s˜ao curvas que melhor ajustam os dados. Note no caso do item b) que o primeiro autovetor
´e a curva que melhor ajusta os dados e o segundo autovetor ´e uma curva que ´e o segundo
Se¸c˜ao 2.3. An´alise em componentes principais 79
melhor ajuste aos dados. No caso de dimens˜oes maiores, o autovetor n seria o n-´esimo
melhor ajuste aos dados.
Suponha que se aplique a seguinte transforma¸c˜ao `a distribui¸c˜ao do item b):
Y =
1/2 0
0 2
1/
√
2 1/
√
2
1/
√
2 −1/
√
2
X =
1/(2
√
2) 1/(2
√
2)
√
2 −
√
2
X (2.62)
Na equa¸c˜ao 2.62 aplicamos a transforma¸c˜ao ortonormal da equa¸c˜ao 2.61 e mudamos
as escalas, resultando em novos eixos modificados por fatores de 1/2 e 2 resultando na
distribui¸c˜ao apresentada no item c) da figura 2.10. Como as distribui¸c˜oes do item b)
e do item c) s˜ao diferentes, qualquer conclus˜ao sobre as propriedades de c) n˜ao podem
ser aplicadas diretamente `a b). Um exemplo, se concluirmos que o segundo autovetor
em b) explica a maior parte da varian¸ca da amostra por causa da distribui¸c˜ao em c), isto
contradiz a conclus˜ao quando analisamos apenas a distribui¸c˜ao do item b), onde o primeiro
autovetor ´e mais relevante para a varia¸c˜ao da amostra. Como a extra¸c˜ao de padr˜oes para
representar um sinal encontra um pequeno n´umero de padr˜oes efetivos para aproximar
uma dada distribui¸c˜ao, qualquer transforma¸c˜ao que altera a estrutura da distribui¸c˜ao (ou
seja, uma transforma¸c˜ao n˜ao ortonormal) n˜ao deve ser permitida.
80 Cap´ıtulo 2. Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos.
Cap´ıtulo 3
NGC 6221
3.1 Observa¸c˜oes e redu¸c˜ao dos dados
Os dados da gal´axia NGC 6221 analisados neste trabalho foram obtidos com o telesc´opio
Gemini-Sul
1
sob o programa GS-2004A-Q-35 (PI -
´
Aurea Garcia-Rissmann). Foi utilizado
o “Gemini Multi-Object Spectrograph” (GMOS - Hook et al. 2004; Allington-Smith et al.
2002), operado com o “Integral Field Unit” (IFU). Esse modo utiliza um conjunto de 1500
microlentes, onde 1000 s˜ao destinadas a observa¸c˜ao do objeto e 500 para a observa¸c˜ao do
c´eu. Cada lente cobre no c´eu um tamanho espacial projetado de 0.2 arcsec. A luz coletada
pelas lentes ´e direcionada por fibras ´opticas que s˜ao linearmente organizadas e terminam
na localiza¸c˜ao nominal da fenda do espectr´ografo (pseudo-fenda). O dado final possui trˆes
dimens˜oes, sendo duas espaciais e uma espectral. Com isto, ´e poss´ıvel reconstruir imagens
em uma faixa espectral desejada ou obter o espectro de uma regi˜ao espacial qualquer do
campo observado. O campo cient´ıfico do IFU cobre 5 x 7 arcsec, com o c´eu localizado a
1 arcmin de distˆancia do campo cient´ıfico. No caso de NGC 6221, o aparato utilizado no
modo de fenda ´unica, com 500 microlentes para o objeto e 250 para o c´eu, o que resultou
em um campo de 5 x 3.5 arcsec, por´em com cobertura espectral mais ampla. Os dados
cobrem uma faixa espectral de 4223
˙
A - 7074
˙
A com uma resolu¸c˜ao R = 2424 medida
1
Based on observations obtained at the Gemini Observatory, which is operated by the Association
of Universities for Research in Astronomy, Inc., under a cooperative agreement with the NSF on behalf
of the Gemini partnership: the National Science Foundation (United States), the Science and Techno-
logy Facilities Council (United Kingdom), the National Research Council (Canada), CONICYT (Chile),
the Australian Research Council (Australia), Minist´erio da Ciˆencia e Tecnologia (Brazil) and SECYT
(Argentina)
82 Cap´ıtulo 3. NGC 6221
atrav´es da linha de c´eu 5577
˙
A. Foram feitas 3 exposi¸c˜oes de 12 minutos cada e estas
foram somadas ap´os a redu¸c˜ao. Espectros de lˆampadas de calibra¸c˜ao CuAr, imagens de
flat (“dome” e “twilight”) e bias foram obtidos para a calibra¸c˜ao dos dados. A redu¸c˜ao
foi feita com o pacote padr˜ao do Gemini-Gmos no IRAF, onde foram feitas subtra¸c˜ao de
bias e background, remo¸c˜ao de raios c´osmicos, corre¸c˜oes da sensibilidade dos pixeis e da
resposta das fibras, subtra¸c˜ao do c´eu e constru¸c˜ao do cubo de dados com amostragem de
pixeis espaciais em 0.05 arcsec, resultando em um tamanho final de 66 x 98 x 3118 pixeis
(x, y, λ).
Ap´os a montagem do cubo foi feita a corre¸c˜ao da refra¸c˜ao atmosf´erica. A observa¸c˜ao
foi feita com uma massa de ar m´edia de 1.316. As informa¸c˜oes atmosf´ericas e de posi¸c˜ao
da gal´axia no momento da observa¸c˜ao (ˆangulo hor´ario e declina¸c˜ao) foram obtidas no
“header” das imagens. A refra¸c˜ao atmosf´erica foi calculada teoricamente com a equa¸c˜oes
2.11, 2.30 , 2.31 e 2.32. Os cubos foram corrigidos deste efeito atrav´es de um algoritmo
desenvolvido por Steiner et al (2008 em prepara¸c˜ao), cuja precis˜ao ´e de 0.1 pixel (0.005
arcsec). Devido a limita¸c˜oes computacionais na corre¸c˜ao, o cubo teve seu tamanho espacial
reduzido (parte das bordas cortadas) para 50 x 91 pixeis, ou 2.5 x 4.55 arcsec.
O procedimento seguinte foi a deconvolu¸c˜ao do cubo de dados. Para isso, foi utilizada
uma PSF vari´avel, com a FWHM variando em fun¸c˜ao de λ de acordo com a equa¸c˜ao
2.7. A FWHM de referˆencia ´e de 0.53 arcsec em 6300
˙
A, medida atrav´es da imagem de
aquisi¸c˜ao. Como a regi˜ao do cubo com o maior sinal ru´ıdo est´a na borda (por causa de
um erro na observa¸c˜ao), foram feitas aproximadamente 15 c´opias das primeiras e ´ultimas
linhas e colunas, para fora do cubo, com o intuito de se evitar efeitos de borda devido a
deconvolu¸c˜ao. Foram feitas 6 itera¸c˜oes, que produziram resultados razo´aveis no cubo e nos
testes da se¸c˜ao 2.1.2 do cap´ıtulo 2.1.
O passo posterior foi o ajuste da popula¸c˜ao estelar no centro da gal´axia. Foi utilizado
o programa “Starlight”
2
( Cid Fernandes et al. 2005). O cubo foi dividido espacialmente
em 35 caixas de 0.5 x 0.65 arcsec , onde cada uma destas caixas possui um espectro m´edio
referente a sua posi¸c˜ao no cubo original. O cont´ınuo de cada espectro m´edio teve que
ser normalizado, uma vez que os dados de NGC 6221 n˜ao possuem calibra¸c˜ao em fluxo.
2
The STARLIGHT project is supported by the Brazilian agencies CNPq, CAPES and FAPESP and
by the France-Brazil CAPES/Cofecub program.
Se¸c˜ao 3.2. Resultados e an´alise de dados 83
O ajuste com o “Starlight” foi feito em cada uma das 35 caixas, obtendo-se assim 35
espectros das popula¸c˜oes estelares, informa¸c˜oes sobre a cinem´atica referente `as estrelas e
contribui¸c˜oes de diferentes idades e metalicidades estelares nesta regi˜ao da gal´axia. O cubo
original tamb´em foi normalizado em 1 e cada pixel espacial, num total de 4450, teve seu
espectro subtra´ıdo da contribui¸c˜ao das popula¸c˜oes estelares, resultando em um cubo de
dados apenas com a contribui¸c˜ao nebular.
Todas as imagens resultantes do cubo possuem orienta¸c˜ao norte para cima e leste para
esquerda.
3.2 Resultados e an´alise de dados
3.2.1 Hist´oria qu´ımica e de forma¸c˜ao estelar da regi˜ao central
Como foi citado na se¸c˜ao 3.1, a s´ıntese espectral obtida com o “Starlight” revela in-
forma¸c˜oes sobre a cinem´atica estelar da regi˜ao e a contribui¸c˜ao de popula¸c˜oes estelares com
diferentes idades e metalicidades. O cubo de dados revela duas regi˜oes H II, denominadas
aqui de A e B (figuras 3.11 e 3.15) e discutidas na se¸c˜ao 3.2.5. A popula¸c˜ao estelar das
duas regi˜oes s˜ao mostradas nas figuras 3.1 e 3.2.
Figura 3.1: Distribui¸c˜ao de idade
e metalicidade da popula¸c˜ao este-
lar superposta `a H II A.
Figura 3.2: Distribui¸c˜ao de idade
e metalicidade da popula¸c˜ao este-
lar superposta `a H II B.
Na figura 3.1 observa-se uma forte contribui¸c˜ao de uma popula¸c˜ao jovem, com 3 milh˜oes
de anos de idade. Tamb´em est˜ao presentes popula¸c˜oes de idades intermedi´arias na faixa
84 Cap´ıtulo 3. NGC 6221
de 300 milh˜oes at´e 3 bilh˜oes de anos. O “starburst” A ´e consistente com a presen¸ca de
g´as ionizado e com a existˆencia de uma popula¸c˜ao Wolf-Rayet, que ser´a discutido na se¸c˜ao
3.2.6. A regi˜ao H II B possui uma distribui¸c˜ao similar `a regi˜ao A, por´em com uma forte
contribui¸c˜ao das popula¸c˜oes de idade intermedi´aria e mais fraca nas mais jovens.
Enquanto altas metalicidades dominam a regi˜ao de idade intermedi´aria, as popula¸c˜oes
mais jovens possuem uma solu¸c˜ao com metalicidade mais baixa em ambas as regi˜oes H
II. Isso pode n˜ao ser relevante, uma vez que h´a um efeito de degenerescˆencia de solu¸c˜oes
envolvendo popula¸c˜oes jovens, onde a capacidade de discrimina¸c˜ao ´e pobre (Cid Fernandes
et al. 2005).
J´a na regi˜ao central, uma popula¸c˜ao de 4 bilh˜oes de anos ´e respons´avel por 28 % da
emiss˜ao de luz. Essa popula¸c˜ao possui baixa metalicidade de z = 0.004, cujo valor ´e mais
provavel em idades mais velhas. Uma popula¸c˜ao de 400 milh˜oes de anos tamb´em est´a
presente. A popula¸c˜ao de 4 milh˜oes de anos pode ser explicada pela luz proveniente da
regi˜ao H II A, uma vez que as suas PSFs se contaminam. A figura 3.3 mostra os resultados
Na gal´axia, o estudo mostra que popula¸c˜oes de 10
9
anos s˜ao dominantes, com ind´ıcios
de idades de 10
10
anos. N˜ao h´a contribui¸c˜ao de estrelas mais jovens. Isso pode ser visto
na figura 3.4.
Figura 3.3: Distribui¸c˜ao de idade
e metalicidade da popula¸c˜ao este-
lar superposta ao AGN
Figura 3.4: Distribui¸c˜ao de idade
e metalicidade da popula¸c˜ao este-
lar n˜ao nuclear da gal´axia.
Se¸c˜ao 3.2. Resultados e an´alise de dados 85
3.2.2 Cinem´atica estelar
O mapa de velocidade radial ´e mostrado na figura 3.5. O gradiente de velocidades
cobre uma faixa de 50 km/s at´e 130 km/s, com velocidade m´edia de 85 km/s. Esta curva
foi corrigida da velocidade heliocˆentrica. No entanto, a m´edia calculada teria que dar em
torno de zero. Houve um problema na calibra¸c˜ao em comprimento de onda, confirmada
atrav´es da observa¸c˜ao de um desvio no comprimento de onda da linha de c´eu O Iλ5577
˙
A.
O desvio deve estar associado ao fato de que a imagem de lˆampada foi feita horas depois
das observa¸c˜oes de ciˆencia.
J´a a velocidade de dispers˜ao da gal´axia mostra uma m´edia de 75 km/s, aproximada-
mente constante ao longo da regi˜ao analisada.
Figura 3.5: Mapa de rota¸c˜ao este-
lar de NGC 6221 em km/s
Figura 3.6: Mapa da dispers˜ao de
velocidades de NGC 6221 em km/s
3.2.3 An´alise de componentes principais aplicada ao cubo de dados
O cubo de dados de NGC 6221 foi analisado segundo a t´ecnica do PCA (Steiner et al,
2008 em prepara¸c˜ao). Foi constru´ıda uma tabela onde os objetos s˜ao os pixeis espaciais
e os parˆametros observados s˜ao as intensidades em cada pixel espectral, referente a um
dado comprimento de onda. Os resultados s˜ao os autoespectros, que s˜ao as componentes
principais resultantes e os tomogramas, que s˜ao a proje¸c˜ao dos autoespectros nos pixeis
espaciais. A interpreta¸c˜ao do autoespectro ´e sutil. O que se analisa s˜ao as correla¸c˜oes
entre diferentes comprimentos de onda. Os tomogramas revelam em qual regi˜ao do espa¸co
86 Cap´ıtulo 3. NGC 6221
ocorrem as (anti)correla¸c˜oes . A figura 3.7 mostra os resultados dos 3 primeiros autovetores.
A tabela 3.1 mostra a contribui¸c˜ao na variˆan¸ca nos dados dos 10 primeiros autovetores,
calculados atrav´es dos respectivos autovalores.
Autvetor Contribui¸c˜ao individual na variˆanca dos dados Contribui¸c˜ao total na variˆan¸ca
dos dados at´e o i-´esimo autovetor
1 90.237 90.237
2 6.060 96.297
3 2.816 99.113
4 0.272 99.385
5 0.156 99.542
6 0.122 99.664
7 0.055 99.718
8 0.048 99.766
9 0.039 99.806
10 0.023 99.829
Tabela 3.1 - Varian¸ca dos dados explicado por cada autovetor
No autovetor 1, que explica 90.2 % da variˆan¸ca dos dados, as linhas p ermitidas s˜ao
estreitas e aparecem correlacionadas entre si , bem como linhas de m´edia ioniza¸c˜ao, como
[N II]λ6548,6584
˙
A e [S II]λ6716,6731
˙
A. A linha de [O I] λ6300
˙
A tamb´em aparece cor-
relacionada. [O III]λ4959,5007
˙
A s˜ao mais largas em compara¸c˜ao `as outras linhas. Este
autovetor deve ser dominado principalmente pelas regi˜oes H II, contaminada em parte pelo
AGN e p ela Wolf-Rayet, j´a que ´e identificado uma componente mais larga na linha de He
IIλ4686A e nas linhas N III-IV 4634-42 e C III-IV 4650-58, ambas caracter´ısticas de uma
WR. Identifica¸c˜ao de algumas linhas mais fracas, n˜ao vis´ıveis na figura 3.7 por terem picos
da ordem de 0.001, foram feitas e est˜ao apresentadas na tabela 3.2.
No autovetor 2, respons´avel 6% da variˆan¸ca, aparecem asas largas em Hα correla-
cionadas com a linha de [O I]λ6300A. As linhas permitidas e as linhas proibidas de
m´edia ioniza¸c˜ao ([N II] e [S II]) possuem componentes largas correlacionadas entre si
e anti-correlacionadas com uma componente estreita delas pr´oprias. As linhas de [O
III]λ4959,5007A aparecem novamente largas e correlacionadas com as componentes lar-
gas de [N II] e [S II]. Isso implica que o AGN e uma das regi˜oes H II, que pelo tomograma
´e o objeto A (ver figura 3.11 para as defini¸c˜oes) devem estar anti-correlacionados, com o
AGN em “emiss˜ao” e a regi˜ao A em “absor¸c˜ao”.
J´a o autovetor 3, contribuindo com 2.8 % da variˆan¸ca dos dados, possui um autoespectro
Se¸c˜ao 3.2. Resultados e an´alise de dados 87
Figura 3.7: Tomogramas e autoespectros 1 a 3
88 Cap´ıtulo 3. NGC 6221
bem similar ao segundo autovetor. O tomograma mostra uma correla¸c˜ao do AGN, anti
correlacionada com a regi˜ao H II B. Um p ouco so sul do AGN ´e revelado uma emiss˜ao mais
fraca na regi˜ao onde acreditamos haver uma WR. O auto espectro ampliado na regi˜ao do He
IIλ4686 mostra que esse objeto aparece fracamente correlacionado em rela¸c˜ao ao cont´ınuo.
Algumas linhas fracas tamb´em foram identificadas neste autoespectro e os resultados s˜ao
apresentados na tabela 3.3.
Nos autovetores posteriores, mais especificamente o 10, 13 e o 14, aparece uma contri-
bui¸c˜ao forte da linha de [N I]λ5198
˙
A. Decidimos ent˜ao combinar estes trˆes autovetores
para formar um novo cubo cujas caracter´ısticas s˜ao fortemente influenciadas por esta linha,
de acordo com o m´etodo desenvolvido por Steiner et al. (2008b).
Figura 3.8: Imagem centrada na linha de [N I]λ5198A obtida com o cubo constru´ıdo atrav´es
dos autovetores 10, 13 e 14
A figura 3.8 revela uma caracter´ıstica importante. Vemos trˆes objetos estelares onde
nos quais a linha de [N I] est´a em forte emiss˜ao. Uma faixa menos intensa parece ligar estes
pontos. H´a uma faixa semelhante `a direita. Isto pode estar relacionado a uma onda de
choque, de origem desconhecida, mas que pode ter causado “starbursts”, onde as estrelas
Se¸c˜ao 3.2. Resultados e an´alise de dados 89
mais massivas j´a explodiram como uma supernova, cujos restos vemos nos trˆes pontos
estelares. As SNRs s˜ao discutidas em mais detalhes na se¸c˜ao 3.2.7.
Elemento comprimento de onda (
˙
A)
He II 4685.7; 5411.5; 6170.7; 6527.1
C II 5033.2
N I 5199.3; 5201.7
N II 5172.3; 5530.2; 5754.6
N III 4544.8; 4634.2; 4640.6; 4641.9; 5776.3; 6478.7
O I 5329.6; 6300.3; 6363.8
O II 4609.4; 4696.4
O III 4363.2
O V 5594.4
Si II 5056.0; 5806.7; 5957.6; 5979.0; 6347.1; 6371.4
S III 6312.1
Cl III 5471.3
Ar IV 4711.4; 4740.1
Ar V 6133.5
Ti II 6405.3
Cr II 5216.0; 5229.8
Mn V 6166.0
Fe I 4325.7; 4375.9; 5696.4
Fe II 4382.8; 4533.0; 4639.7; 4730.8; 4917.2; 5035.5; 5056.0; 5072.4; 5181.9;
5260.3; 5325.1; 5333.6; 5364.9; 5527.6; 5534.1; 5551.3; 6160.0; 6447.0
Fe III 4652.9; 4658.0; 4664.0; 4701.5; 4936.4; 5270.4
Fe VI 5335.2; 5484.8
Fe VII 5158.3; 5720.9
Ni II 6007.1
Ni IV 4537.9
Tabela 3.2 - Linhas fracas identificadas no autovetor 1
90 Cap´ıtulo 3. NGC 6221
Elemento comprimento de onda (A)
C II 4618.4?
C III 4647.5; 5094.8?
N II 4431.8?; 4643.1; 4694.6?; 4718.4
N III 4523.6
N V 4603.8?
OII 4319.6; 4610.2?; 4703.2
O III 4363.2?
O IV 4783.3
Ne II 5161.9
Ne IV 4725.6
Si III 4455.9
S II 4819.6
Ti II 4312.8; 4464.4
Cr II 5216.0
Ni II 5161.9
Fe II 4319.6; 4432.4; 4474.9; 4522.6; 4549.5;
4639.7; 5074.1?; 5075.8; 5094.9; 5107.9; 5169.0
Co III 4400.1
Tabela 3.3 - Linhas fracas identificadas no autovetor 3
3.2.4 AGN
Como discutido na se¸c˜ao 3.2.3, o AGN foi detectado principalmente nos autovetores 2
e 3. O AGN ´e observado nas imagens das linhas de [O I] e na asa larga azul de Hα, como
pode ser visto nas figuras 3.15 e 3.12. A imagem da linha de [O III] revela dois objetos
do tipo estelar. Este resultado ´e discutido com detalhes no cap´ıtulo 4. Em outras linhas,
o AGN tamb´em ´e observado, por´em junto com componentes extensas. Isso o corre nas
imagens das linhas de He II, [N I] e na emiss˜ao de baixa densidade das linhas de [S II]. O
espectro do AGN foi extra´ıdo atrav´es de uma soma de espectros em uma regi˜ao circular
centrada no AGN com diˆametro de 0.5 arcsec (10 pixeis).
A Wolf-Rayet, detectada no autovetor 3, aparece no espectro da AGN, por´em com uma
Se¸c˜ao 3.2. Resultados e an´alise de dados 91
contribui¸c˜ao mais fraca do que no espectro do “cluster” onde ela se encontra. Localizado
a uma distˆancia de 0.7 arcsec do AGN, suas PSFs provavelmente tem superposi¸c˜ao. No
entanto, a emiss˜ao de He II parece ser muito forte para vir apenas da WR, o que nos leva
a supor que parte da emiss˜ao de He II vem da fotoioniza¸c˜ao do AGN.
Emiss˜ao proibida de Fe em uma grande faixa de ioniza¸c˜ao tamb´em ´e detectada, de
[Fe II] at´e [Fe X]. Linhas fracas de [Fe II] e [Fe III] s˜ao as de potencial de ioniza¸c˜ao mais
baixos vistos ao longo do espectro ´optico. As linhas de maior ioniza¸c˜ao detectadas s˜ao [Fe
X]λ5158.3 e [Fe VII]λ5720.9 A.
H´a uma linha no espectro do topo da figura 3.9 em aproximadamente 5030
˙
A. Ela
aparece na combina¸c˜ao das trˆes exposi¸c˜oes, no entanto n˜ao parece existir em todas as
exposi¸c˜oes e nem em um outro conjunto de dados de NGC 6221 que n˜ao foi utilizado nesta
disserta¸c˜ao (com exce¸c˜ao de uma imagem RGB da linha de [O III] com o cont´ınuo estelar,
apresentada no cap´ıtulo 4). Atribu´ımos esta linha a um defeito instrumental.
A s´ıntese espectral revelou a presen¸ca de uma popula¸c˜ao estelar de 10
6
anos, contri-
buindo com aproximadamente 6% do cont´ınuo estelar. Mais jovens que a popula¸c˜ao detec-
tada nas regi˜oes H II, uma p oss´ıvel interpreta¸c˜ao para este resultado ´e que isto corresponde
ao “featureless continuum” (fc) associado ao AGN. Um cont´ınuo parecido com o “fc” pode
ser visto nestas popula¸c˜oes, pois estrelas mais jovens tamb´em mostram um cont´ınuo forte
no azul com caracer´ısiticas espectrais muito fracas.
Dentro da PSF do AGN, h´a uma contribui¸c˜ao de 28% da luz vinda de uma popula¸c˜ao de
4 ×10
9
anos. Esta popula¸c˜ao possui uma metalicidade de z = 0.004, razoavelmente baixa.
Esse componente est´a presente na regi˜ao H II A, provavelmente por causa da superposi¸c˜ao
parcial de seus PSFs.
´
E interessante notar que na regi˜ao H II B, mais longe do AGN, esta
popula¸c˜ao n˜ao ´e encontrada.
3.2.5 As regi˜oes H II
As regi˜oes H II A e B est˜ao localizadas a uma distˆancia projetada de 0.94 arcsec (norte)
e 1.40 arcsec (sul) do AGN, respectivamente. As duas regi˜oes H II dominam as linhas de
Balmer no cubo, como pode ser conclu´ıdo do autovetor 1 (aproximadamente 90 % da
variˆan¸ca dos dados). N˜ao parecem ser regi˜oes muito jovens, uma vez que a emiss˜ao em [O
III] s˜ao muito mais fracas em rela¸c˜ao a Hβ. Pelo menos, esta ´e a situa¸c˜ao na regi˜ao B. O
92 Cap´ıtulo 3. NGC 6221
Figura 3.9: Espectro da regi˜ao do AGN.
Se¸c˜ao 3.2. Resultados e an´alise de dados 93
Figura 3.10: Espectro da regi˜ao H II B.
espectro da regi˜ao H II B pode ser visto na figura 3.10. Este espectro foi extra´ıdo de um
c´ırculo de diˆametro de 0.5 arcsec centrado na regi˜ao H II B.
As linhas de He I s˜ao tamb´em muito fracas em rela¸c˜ao ao Hβ no objeto B, assim como
[O III]/Hβ. No objeto A essas raz˜oes s˜ao mais fortes. Poderia se supor que isso seria
contribui¸c˜ao do AGN, uma vez que suas PSFs se cruzam, no entanto isso ´e improv´avel,
uma vez que as linhas de He I s˜ao mais estreitas. No entanto, parte dos fotons ionizantes
da regi˜ao H II A pode sim ser emitidos devido a fotoioniza¸c˜ao pelo AGN. De qualquer
maneira, a id´eia de que a popula¸c˜ao ionizante na regi˜ao A ´e mais jovem que na regi˜ao B ´e
plaus´ıvel. Isso j´a havia sido conclu´ıdo na se¸c˜ao 3.2.1. Imagens feitas em Hβ e da emiss˜ao
[S II] de alta densidade mostram as duas regi˜oes H II.
3.2.6 A componente Wolf-Rayet
A separa¸c˜ao entre o AGN e o “cluster” WR ´e de 0.7 arcsec.
´
E poss´ıvel ver a contribui¸c˜ao
da componente WR no espectro do AGN na figura 3.9. Uma emiss˜ao larga em He IIλ4686A
mais duas emiss˜oes fortes em N III - IV 4634-42 e em CIII - IV 4650-58 mostram que ambos
os subtipos WN (Nitrogenada, presen¸ca de linhas de N) e WC (Carbonada, presen¸ca de
linhas de C) est˜ao presentes. A imagem de N III - IV mostra uma estrutura compacta,
coincidente com a regi˜ao H II A, enquanto na imagem em 4650-58
˙
A a estrutura ´e extensa
e tamb´em revela a presen¸ca de “spots” , vistos na imagem das linhas de He II e [N I] (figura
94 Cap´ıtulo 3. NGC 6221
Figura 3.11: Figura RGB de Hβ `a esquerda e de regi˜oes de alta densidade em R e baixa
densidade (Steiner et al, 2008, em anexo com o relat´orio) em B `a direita. Nota-se que a asa
azul de Hβ est´a localizada no AGN, enquanto a emiss˜ao estreita, na cor G, representa as
duas regi˜oes H II. A emiss˜ao em R ´e mais extensa em dire¸c˜ao a regi˜ao H II A. Na imagem
de baixa densidade aparece o AGN e na de alta densidade as duas regi˜oes H II.
3.15). Isso sugere que a caracter´ıstica em 4658
˙
A n˜ao ´e proveniente apenas de C II I. H´a
uma contribui¸c˜ao significante de [Fe III]λ4658 neste caso. Linhas em emiss˜ao alargadas
s˜ao vistas tamb´em em 5340
˙
A e 5790
˙
A.
Julgando pela intensidade da linha de 4640
˙
A e da ausˆencia da emiss˜ao de N V, estima-
se que a componente WN ´e dominado por estrelas do subtipo WN7.
Estrelas WN podem ser o sub-tipo mais numeroso em uma gal´axia WR, mas somente em
uma faixa de idade entre 3-4 e 6-8 Manos e somente para “starbursts” com metalicidade
super solar (Meynet 1995). Essas afirma¸c˜oes s˜ao apoiadas pelos resultados de idade e
metalicidade da regi˜ao H II A discutidos na se¸c˜ao 3.2.1.
No espectro do “cluster” WR, apresentado na figura 3.13, al´em da caracter´ıstica em
4640 - 4690
˙
A, s˜ao observados:
- Absor¸c˜ao no azul da linha interestelar Na I com velocidades acima de 5000 km/s;
- Forte absor¸c˜ao (n˜ao identificada) em 5925
˙
A;
- Emiss˜ao estreita de Si II em 5056, 5959, 6347 e 6371
˙
A;
- Linhas em emiss˜ao fortes e estreitas de He I;
- Linhas em emiss˜ao fortes de [Fe III] em 4658 e 5271
˙
A.
Se¸c˜ao 3.2. Resultados e an´alise de dados 95
Figura 3.12:
`
A esquerda: Imagem em R da linha de [O III]λ5007A e em B de N IIIλ4640A.
A linha de [O III] corresponde ao AGN e a de N III corresponde `a WR. A separa¸c˜ao entre as
duas ´e de 0.7 arcsec.
`
A direita: Emiss˜ao da componente larga azul de Hα em R e da linha
de C III em B. Novamente o AGN na emiss˜ao larga de Hα, no entanto na linha de C III h´a
uma emiss˜ao extensa dentro das regi˜oes H II e em alguns “spots”
3.2.7 Restos de supernovas (SNR)
Cerca de 10 “hot spots” s˜ao vistos nas imagens das linhas de He IIλ4686
˙
A, [N
I]λ5198,5200
˙
A e [Fe III]λ4658
˙
A. A proposta ´e que a maioria deles sejam SNRs. 5
deles s˜ao vistos em linhas de alta ioniza¸c˜ao como He II, 9 em [Fe III] e 3 desses objetos
tamb´em s˜ao detectados como fortes fontes de [N I].
O HS - 3 ´e o objeto com a emiss˜ao de [N I] mais forte. N˜ao apresenta emiss˜ao em He
II e sua contribui¸c˜ao no [O I] ´e fraca. Oxigˆenio ´e provavelmente acoplado com Sil´ıcio em
gr˜aos de silicato neste objeto.
J´a o HS - 4 ´e um objeto de alta ioniza¸c˜ao. Mesmo assim possui [N I] forte e [O
III]λ5007A fraco.
Os espectros de HS - 1, HS - 3 e HS - 4 s˜ao apresentados na figura 3.14. A imagem
RGB com [O I]λ6300, He II e [N I] ´e mostrada na figura 3.15. HS - 1 ser´a discutido na
pr´oxima se¸c˜ao.
96 Cap´ıtulo 3. NGC 6221
Figura 3.13: Espectro da regi˜ao da Wolf-Rayet.
Se¸c˜ao 3.2. Resultados e an´alise de dados 97
Figura 3.14: Espectro de 3 hot-spots presentes na figura 3.15.
98 Cap´ıtulo 3. NGC 6221
Figura 3.15: Imagem RGB, com a linha de [O I]λ6300 em R, [N I]λ5198 em G e He II em B.
3.2.8 HS - 1. Uma estrela LBV?
O espectro do HS 1 possui linhas de Balmer fortes e tamb´em fortes emiss˜oes em [N I I]
e [S II]. [N I] tamb´em aparece muito forte. Da figura 3.11 , que representa a emiss˜ao de
regi˜oes com alta densidade `a partir das linhas de [S II] (Steiner et al. 2008a) ´e claro que o
g´as possui alta densidade (N
e
> 4000cm
−3
). O espectro tamb´em ´e rico em Fe II e Ti II,
que s˜ao linhas mais fracas. [O III]λ5007 A ´e detectado, por´em com baixa intensidade.
3.2.9 Meio Interestelar
As linhas de absor¸c˜ao interestelares do Na Iλ5890,5896
˙
A s˜ao detectadas em diferentes
velocidades. Elas s˜ao melhores analisadas no espectro do AGN da figura 3.9. Provavel-
mente a componente com v = 20 km/s corresponde `a absor¸c˜ao da pr´opria NGC 6221. Uma
das nuvens possui um redshift de 195 km/s e outras duas possuem um blueshift de -180
Se¸c˜ao 3.3. Conclus˜oes 99
km/s e -337 km/s. Nota-se que a absor¸c˜ao da Via L´actea tamb´em pode ser observada com
v ≈ -1500 km/s, uma vez que estes espectros est˜ao no referencial de NGC 6221.
3.3 Conclus˜oes
Dos resultados discutidos acima, podemos concluir que a regi˜ao central de NGC 6221 ´e
complexa, com objetos de natureza distintas como o AGN, duas regi˜oes H II, um “cluster”
WR, v´arios SNR e, possivelmente, uma LBV. As regi˜oes H I I A e B s˜ao observadas `a 0.94
arcsec (norte) e 1.40 arcsec (sul) do AGN, respectivamente. Essas regi˜oes H II dominam
a emiss˜ao de Balmer no cubo de dados. A regi˜ao H II B possui uma fraca emiss˜ao em [O
III]λ5007, indicando um “starburst” mais antigo.
A s´ıntese de popula¸c˜ao estelar revelou que h´a popula¸c˜oes jovens com idades de 3 milh˜oes
de anos em ambas as regi˜oes H II. Mais ainda, popula¸c˜oes de idade intermedi´aria, com
300 milh˜oes de anos at´e 3 bilh˜oes tamb´em s˜ao vistas, consistente com os valores de alta
metalicidade. Aparentemente n˜ao h´a uma popula¸c˜ao jovem de 3 milh˜oes de anos no bojo.
Uma componente mais velha com 4 bilh˜oes de anos e baixa metalicidade (z= 0.004),
entretanto, responde por 28% da emiss˜ao de luz. 45 % da luz vem de uma popula¸c˜ao de
aproximadamente 400 milh˜oes de anos. No resto da gal´axia, grande parte da luz vem de
uma popula¸c˜ao de 10
9
anos, com uma contribui¸c˜ao mais fraca de uma popula¸c˜ao de 10
bilh˜oes de anos.
A distribui¸c˜ao de velocidade radial da componente estelar mostra um mapa de rota¸c˜ao
com velocidades de 50 a 130 km/s, com uma m´edia de 85 km/s. A m´edia ´e diferente de
zero devido a erros na calibra¸c˜ao em comprimento de onda. A dispers˜ao de velocidades
central ´e σ = 75 km/s, o que corresponde a uma massa do buraco negro central (Ferrarese
et al. 2006) de M
bh
= 2.2 × 10
6
M
, similar ao n´ucleo da Via L´actea.
A imagem de [N I], obtida com um cubo de dados reconstru´ıdo atrav´es dos autovetores
10, 13 e 14 do PCA, revela 3 restos de supernova e duas faixas, uma inclusive passando
pelas 3 SNR. Essas faixas podem estar associadas a ondas de choque, que podem ter
causado os “starbursts” que orinaram as supernovas observadas na imagem.
O AGN ´e claramente visto com uma emiss˜ao pontual em [O II I], [O I], na asa de Hα
e como uma emiss˜ao mais extensa em He II, [N I] e emiss˜ao da regi˜ao de nuvens baixa
densidade. Uma caracter´ıstica significativa de uma WR ´e vista, no entanto mais fraca do
100 Cap´ıtulo 3. NGC 6221
que no cluster WR, a 0.7 arcsec de distˆancia. Linhas de emiss˜ao de Fe s˜ao vistos em v´arios
graus de ioniza¸c˜ao, de [Fe II] e [Fe III] at´e [Fe VII] e [Fe X]. Fortes emiss˜oes de [N I]λ5200
e [O I] tamb´em s˜ao observadas. Uma evidˆencia do “featureless continuum” ´e detectada,
contribuindo com 6% da emiss˜ao estelar no AGN.
Uma emiss˜ao de Wolf-Rayet, ambas WN e WC, s˜ao vistas em uma distˆancia de 0.7
arcsec do AGN. Associado com a regi˜ao H II A, esses objetos s˜ao claramente detectados
nas linhas de N III λ 4640
˙
A, C III λ 4660
˙
A e tamb´em nas asas vermelhas de He IIλ 4686
˙
A
e em 4850
˙
A.
Cerca de 10 “hot spots” s˜ao vistos em emiss˜oes He II, [N I] e [Fe III]+C III. Propusemos
que s˜ao SNRs. 5 deles s˜ao vistos em linhas de alta ioniza¸c˜ao como He II, 9 em [Fe III] e 3
desses objetos s˜ao tamb´em fortes emissores de [N I]. A SNR com a emiss˜ao mais forte em [N
I] n˜ao apresenta linhas de He II e sua contribui¸c˜ao ao [O I] ´e fraca. Oxigˆenio provavelmente
est´a acoplado com silicatos nesses objetos.
O meio interestelar apresenta linhas de absor¸c˜ao em 195, 20, -180 e -337 km/s quando
vistos na dire¸c˜ao do AGN. Quando vistos no cluster WR, tem uma indica¸c˜ao de um vento
com velocidades da ordem de 5000 km/s.
Cap´ıtulo 4
Atividade nuclear dupla em NGC 6221
O espectro do AGN de NGC 6221, apresentado na figura 3.9 revela que as linhas de [O
III] em 4959
˙
A e em 5007
˙
A possuem picos duplos. A imagem correspondente aos picos
da linha de [O III]λ5007
˙
A (figura 4.2), mostra dois objetos estelares. Os mesmos objetos
s˜ao vistos na imagem do HST no ´optico (WFPC centrada em 6001
˙
A). Qual a natureza
destes dois objetos?
Uma suposi¸c˜ao ´e que sejam dois buracos negros supermassivos (SMBH), resultado
da fus˜ao de gal´axias. A evolu¸c˜ao de um sistema bin´ario de SMBH envolve 3 est´agios
(Rodriguez et al., 2006; Begelman et al., 1980; Merritt e Milosavljevi´c, 2005): a) Quando
a fus˜ao acontece, o SMBH se desloca na dire¸c˜ao da nova gal´axia via fric¸c˜ao dinˆamica,
formando um sistema bin´ario; b) o sistema continua a colapsar principalmente devido a
intera¸c˜ao com as estrelas em orbita, que interseccionam o sistema dos SMBH e s˜ao ejetadas
a velocidades compar´aveis com a velocidade orbital das bin´arias, ocorrendo uma perda de
momento angular e energia; c) quando a separa¸c˜ao do sistema bin´ario decresce a ponto
da a emiss˜ao de radia¸c˜ao por ondas gravitacionais ser eficiente para remover momento
angular, o SMBH coalesce rapidamente.
Buracos negros bin´arios ja foram detectados em alguns sistemas. Komossa et al. (2003)
detectaram um sistema bin´ario de SMBH na gal´axia NGC 6240 atrav´es de observa¸c˜oes no
Chandra. O blazar OJ 287 ´e supostamente um sistema bin´ario como inferido das varia¸c˜oes
peri´odicas do brilho em r´adio (Vicente et al. 1996; Sillanpaa et al. 1996; Lehto e Valtonen
1996). Rodriguez et al. (2006) reportaram um bin´ario na r´adio gal´axia 0402+379 com
uma distˆancia f´ısica de 7.3 pc entre eles. Zhang et al. (2007) argumentaram que o objeto
SDSS J1130+0058 possui linhas em emiss˜ao largas de baixa ioniza¸c˜ao com dois picos e
102 Cap´ıtulo 4. Atividade nuclear dupla em NGC 6221
estrutura em r´adio no formato de X. Eles prop˜oem que a presen¸ca de um buraco negro
bin´ario ´e a maneira mais natural de se explicar as propriedades ´opticas e de r´adio deste
AGN. Gerke et al. (2007) encontraram uma forte emiss˜ao dupla na linha de [O III] e
uma fraca emiss˜ao em Hβ, com raz˜oes de linha caracter´ısticas de Seyfert em uma gal´axia
“early-type” na regi˜ao do “extended Groth strip”. Os dois picos est˜ao separados por 630
km/s e vem de duas regi˜oes distintas, espacialmente resolvida no espectro do DEIMOS,
com uma separa¸c˜ao f´ısica de 1.2 kpc. Imagens do HST mostram uma gal´axia com uma
estrutura distorcida, consistente com uma remanescente de uma fus˜ao de baixa dissipa¸c˜ao.
Na se¸c˜ao 4.1 ser˜ao apresentados os espectros e as imagens de NGC 6221 que sugerem a
presen¸ca de dois objetos e na se¸c˜ao 4.2 ser˜ao discutidas as poss´ıveis interpreta¸c˜oes destes
resultados.
4.1 Resultados
O perfil da linha de [O III] revela um pico duplo. A linha de Hβ possui uma asa azul
larga, possivelmente devido ao mesmo fenˆomeno que causa a componente azul de [O III].
O espectro ´e apresentado na figura 4.1.
Figura 4.1: Espectro do AGN de NGC 6221. A linha cheia ´e [O III]λ5007A enquanto a linha
pontilhada ´e Hβ. A velocidade ´e calculada em rela¸c˜ao ao λ de repouso de cada uma das
linhas.
A identifica¸c˜ao do AGN na imagem do HST foi feita por Levenson et al. (2001). A
Se¸c˜ao 4.2. Discuss˜ao 103
imagem do HST foi dimensionada de modo que o AGN ficasse na mesma posi¸c˜ao na qual ele
foi observado no FOV. Para isso usamos a imagem correspondente `a linha de [O I]λ6300A
(figura 3.15). A imagem RB correspondente `a linha de [O III], onde o R ´e o perfil vermelho
e B ´e o perfil azul, revela a presen¸ca de dois objetos do tipo estelar. Na mesma figura,
em G, est´a a imagem correspondente `a linha de N III/He II, representando a componente
Wolf-Rayet, discutida no cap´ıtulo 3. Por clareza, ´e mostrado apenas o topo da PSF. Esses
objetos s˜ao vistos na imagem do HST - WFPC. As imagens s˜ao apresentadas na figura
4.2, onde tamb´em ´e apresentada uma exposi¸c˜ao do GMOS-IFU diferente da que vem sido
estudada nesta disserta¸c˜ao, onde o AGN est´a centralizado no FOV. Nela s˜ao mostrados
os dois picos do [O III] e uma imagem referente ao cont´ınuo estelar. A imagem do HST-
NICMOS (infravermelho), com a posi¸c˜ao do AGN definida por Levenson et al. (2001) ´e
mostrada em 4.2.
Os objetos vistos em azul e vermelho na imagem de [O III] possuem uma separa¸c˜ao de
0.15 arcsec. Os mesmos objetos identificados na imagem do HST-WFPC tamb´em possuem
uma separa¸c˜ao de 0.15 arcsec. Isso resulta em uma separa¸c˜ao f´ısica de 15.7 pc. Os dois
picos de [O III] est˜ao separados por 286 km/s e possuem intensidades similares. As linhas
tˆem uma largura de 586 km/s. Um ajuste de duas gaussianas confirma a similaridade das
intensidades e um F W HM ≈ 300km/s. A raz˜ao [O III]/Hβ ´e de 3.5 para a componente
azul, consistente com um AGN. Para a componente vermelha esta compara¸c˜ao n˜ao ´e
poss´ıvel, j´a que n˜ao podemos separar a contribui¸c˜ao em Hβ oriunda da regi˜ao H II
4.2 Discuss˜ao
4.2.1 AGN duplo
Podemos considerar dois cen´arios para NGC 6221 no contexto de dois buracos negros:
O sistema estaria na fase bin´aria (ver passo “b” na introdu¸c˜ao do cap´ıtulo). Assim, com
a lei de Kepler, dada por:
M
1
+ M
2
= min =
4π
2
GP
2
a
3
(4.1)
a massa m´ınima do sistema ´e M
min
= 2.4 ×10
8
M
. A massa obtida atrav´es da rela¸c˜ao
M − σ
v
(Ferrarese et al. 2006), mostrada na equa¸c˜ao 6.8 e calculada com os dados do
104 Cap´ıtulo 4. Atividade nuclear dupla em NGC 6221
Figura 4.2: Acima: Imagem em RB dos dois picos de [O III]λ5007A e em G da linha de N
III/He II `a esquerda e do HST-WFPC `a direita. Abaixo: Imagem em RB dos dois picos de
[O III]λ5007A e do cont´ınuo estelar de NGC 6221 `a esquerda e HST-NICMOS `a direita.
cap´ıtulo 3, resulta em M ≈ 2.1 × 10
6
M
, duas ordens de magnitude menor do que a
obtida com a equa¸c˜ao 4.1. A massa calculada atrav´es da rela¸c˜ao M - Magnitude K do
bojo (equa¸c˜ao 6.9, ver cap´ıtulo 6 para mais detalhes) ´e equivalente `a massa obtida atrav´es
Se¸c˜ao 4.2. Discuss˜ao 105
da rela¸c˜ao M − σ
v
. Em um segundo cen´ario, sugerimos que os SMBH estejam na fase a).
Nesta hip´otese, a massa real pode ser menor do que a massa calculada atrav´es da equa¸c˜ao
4.1.
A s´ıntese de popula¸c˜ao estelar estudada na se¸c˜ao 3.2.1 do cap´ıtulo 3 mostra que uma
fus˜ao pode ter acontecido h´a aproximadamente 10
9
anos. Isso significa que a fus˜ao das
gal´axias ocorreu h´a 10 vezes a escala de tempo dinˆamica. Talvez a raz˜ao de se levar tanto
tempo para os dois SMBH se tornarem um sistema bin´ario ´e que o SMBH menos massivo
possui uma velocidade alta quando comparado com a dispers˜ao de velocidades da gal´axia.
Se a gal´axia tinha um bojo compacto, este foi perdido, uma vez que o raio de influˆencia do
buraco negro de menor massa ´e muito pequeno para manter um n´umero significativo de
estrelas. O raio de influˆencia, dado por R
h
≈ GM/v
2
≈ 0.049×M
6
(v/300km/s)
2
pc, prova-
velmente fez com que este SMBH perdesse todas suas estrelas companheiras. Este cen´ario
diminui a viscosidade e faz com que o SMBH tenha dificuldades em parar sua oscila¸c˜ao.
Deve ser considerado que uma velocidade t˜ao grande permitiria que este SMBH viajasse
ao longo do bojo gal´actico. Por que estaria perto do n´ucleo? Poderia ser coincidˆencia,
por´em estatisticamente improv´avel.
4.2.2 Trˆes buracos negros?
Se trˆes gal´axias se juntaram, uma configura¸c˜ao tripla pode ter acontecido. Dois SMBH
podem ter formado um bin´ario, que, na presen¸ca de um terceiro corpo, podem facilmente
se aproximar um do outro, transferindo momento angular para fora do bin´ario e assim
expelindo o terceiro componente. Quando os dois componentes do bin´ario ficam bem
pr´oximos entre si, as ondas gravitacionais se transformam na fonte principal de perda
de energia e, com isso, o processo de fus˜ao dos BH ´e r´apido e inevit´avel. Como uma
consequˆencia da coalescˆencia final, a perda de momento angular ´e anisotr´opica e acaba
por ejetar o objeto final da coalescˆencia. A intensidade dessa velocidade de recuo depende
muito da raz˜ao de massa e da rota¸c˜ao dos buracos negros iniciais. Redmount e Rees (1989)
argumentaram que a velocidade de recuo seria modesto para buracos negros sem rota¸c˜ao
, como mostrado por simula¸c˜oes onde v
recuo
≤ 200km/s (Baker et al. 2006; Gonz´alez
et al. 2007; Herrmann et al. 2007). C´alculos num´ericos recentes mostraram velocidades
de recuo da ordem de 2000 km/s para uma rota¸c˜ao arbitr´aria em intensidade e orienta¸c˜ao
106 Cap´ıtulo 4. Atividade nuclear dupla em NGC 6221
(Campanelli et al. 2007a; Gonz´alez et al. 2007; Tichy e Marronetti 2007). A velocidade
m´axima prevista ´e de ≈ 4000km/s para buracos negros de mesma massa, tendo rota¸c˜ao
m´axima, alinhados opostamente e orientados paralelos ao plano orbital (Campanelli et al.
2007b). Esta configura¸c˜ao ´e bem improv´avel, mas mostra que velocidades da ordem de
≈ 280km/s s˜ao poss´ıveis se os buracos negros iniciais tinham algum spin.
Surge a quest˜ao se um BH com tal velocidade manteria um disco de acre¸c˜ao. C´alculos
te´oricos mostram que isto ´e poss´ıvel, embora com uma luminosidade limitada (Loeb 2007).
A quest˜ao de um “narrow line region”, luminoso o suficiente para explicar as observa¸c˜oes,
certamente precisa ser considerado, mas esta ´e uma quest˜ao relacionada com todas as
possibilidades acima de um sistema duplo.
4.2.3 Jatos
As duas componentes observadas nas linhas de [O III] poderiam estar relacionadas `a
jatos? Ou a um cone de ioniza¸c˜ao? A velocidade do segundo componente certamente
poderia ser explicada, no entanto surgem dificuldades neste cen´ario: Por que a imagem ´e
estelar? Por que n˜ao tem um jato deslocado para o vermelho? E como pode a luminosidade
do [O II I] do jato ser igual `a do AGN que gerou este jato? Estas quest˜oes colocam d´uvidas
nesta interpreta¸c˜ao.
4.2.4 Disco?
Perfis de linha duplos s˜ao frequentemente vistos em discos. Em estrelas bin´arias, como
vari´aveis catacl´ısmicas ou estrelas Be, esta caracter´ıstica ´e frequente, especialmente se o
disco ´e visto “edge-on”. Perfis duplos de linhas permitidas s˜ao vistos em AGN. Algumas
caracter´ısticas favorecem este cen´ario. As duas componentes da linha de [O III] possuem
intensidade e larguras similares. Dada a velocidade observada, pode-se calcular a massa
central, resultando em M ∼ 3 ×10
7
M
, que ainda ´e 10 vezes maior que o previsto atrav´es
da dispers˜ao de velocidade estelar. Entretanto teria que se explicar o porquˆe da velocidade
do sistema ser ≈ 150km/s. Esta ´e uma velocidade alta para um SMBH e a hip´otese do
objeto expulso ´e requerida, com a diferen¸ca que, neste caso, n˜ao ´e necess´ario um sistema
triplo.
Cap´ıtulo 5
NGC 7582
NGC 7582 foi observada pelo Gemini-Sul sob o mesmo programa de NGC 6221 (GS-
2004A-Q-35, PI -
´
Aurea Garcia-Rissmann). To da a descri¸c˜ao de observa¸c˜ao do GMOS-IFU
e da redu¸c˜ao de dados feitas para NGC 6221 s˜ao v´alidos para NGC 7582. A corre¸c˜ao da
refra¸c˜ao atmosf´erica para NGC 7582 n˜ao foi necess´aria, pois a massa de ar da observa¸c˜ao
foi de 1.024. Tamb´em foram feitas 3 exposi¸c˜oes de NGC 7582, no entanto elas foram
combinadas pela mediana devido a falhas isoladas em uma das exposi¸c˜oes. A deconvolu¸c˜ao
foi feita com 6 itera¸c˜oes e uma PSF vari´avel com FWHM = 0.53” em 6300
˙
A. O tamanho
final das imagens analisadas de NGC 7582 ´e de 66 x 98 pixeis (3.30 x 4.75 arcsec)
O ajuste da popula¸c˜ao estelar foi feita com o “Starlight” nos mesmos moldes de NGC
6221, com cada uma das 35 caixas possuindo uma dimens˜ao de 0.65 x 0.70 arcsec, com
exce¸c˜ao da ´ultima coluna espacial (as 35 caixas formam um “cubo” com 5 colunas e 7
linhas) que possuia um tamanho de 0.6 x 0.70 arcsec. O cubo original tamb´em teve o
cont´ınuo normalizado em 1 para a subtra¸c˜ao da componente estelar. Os espectros do cubo
foram degradados em ∆λ = 1 para a subtra¸c˜ao, uma vez que este passo em λ ´e necess´ario
para o “starlight” fazer o ajuste da popula¸c˜ao estelar. Em NGC 6221 essa degrada¸c˜ao
ocorreu apenas no ajuste da popula¸c˜ao estelar. Na subtra¸c˜ao foi feita uma “rebinagem”
no espectro estelar ajustado para o ∆λ original do cubo.
5.1 Resultados e an´alise de dados
5.1.1 Hist´oria qu´ımica e de forma¸c˜ao estelar da regi˜ao central
O cubo de dados de NGC 7582 revela duas regi˜oes H II, denominadas aqui de A e B.
Elas podem ser vistas em uma imagem centrada na linha de Hα, mostrada na figura 5.5.
108 Cap´ıtulo 5. NGC 7582
A s´ıntese da popula¸c˜ao estelar destas regi˜oes H II s˜ao mostradas nas figuras 5.1 e 5.2 e os
espectros, extra´ıdos do cubo de g´as centrados em cada um dos objetos e com um raio de
5 px (0.25 arcsec), na figura 5.5.
Figura 5.1: Distribui¸c˜ao de idade
e metalicidade da popula¸c˜ao este-
lar superposta `a H II A.
Figura 5.2: Distribui¸c˜ao de idade
e metalicidade da popula¸c˜ao este-
lar superposta `a H II B.
Figura 5.3: Distribui¸c˜ao de idade
e metalicidade da popula¸c˜ao este-
lar superposta ao AGN
Figura 5.4: Distribui¸c˜ao de idade
e metalicidade da popula¸c˜ao este-
lar n˜ao nuclear da gal´axia.
A regi˜ao H II A possui uma popula¸c˜ao estelar mais significativa com uma idade inter-
medi´aria de 10
8
anos. H´a contribui¸c˜oes de uma popula¸c˜ao mais jovem entre 3 × 10
6
e 10
7
anos e de uma popula¸c˜ao mais velha de 10
9
a 2 ×10
9
anos. J´a a regi˜ao H II B mostra uma
contribui¸c˜ao mais intensa da p opula¸c˜ao jovem com 5 × 10
6
anos. Por´em as popula¸c˜oes
Se¸c˜ao 5.1. Resultados e an´alise de dados 109
Figura 5.5: Espectro das regi˜oes HII de NGC 7582 e imagem centrada na linha de Hα
110 Cap´ıtulo 5. NGC 7582
intermedi´arias e mais velhas possuem uma contribui¸c˜ao significativa nesta regi˜ao. Anali-
sando em termos relativos, em cada uma das regi˜oes H II as contribui¸c˜oes das popula¸c˜oes
jovens e intermedi´arias s˜ao da mesma ordem de grandeza (≈ 30 % para 10
8
anos e entre
15 e 20 % para 10
9
anos).
A s´ıntese de popula¸c˜ao estelar do AGN, apresentada na figura 5.3, mostra uma contri-
bui¸c˜ao de quase 50 % de uma componente jovem com idades de 4 a 10 milh˜oes de anos.
Uma componente mais velha, com 1 bilh˜ao de anos, contribui com aproximadamente 25
% do espectro estelar. Esse resultado ´e surpreendente, uma vez que seria esperado uma
popula¸c˜ao de aproximadamente 10 bilh˜oes de anos nesta regi˜ao. J´a o ajuste no campo
da gal´axia mostra que a maior contribui¸c˜ao vem de popula¸c˜oes com 1 bilh˜ao de anos, no
entanto ´e significantiva a presen¸ca de algumas com 10
10
anos, como mostra a figura 5.4.
5.1.2 Cinem´atica estelar
No mapa de rota¸c˜ao ´e claramente visto o eixo de rota¸c˜ao estelar com uma amplitude
da ordem de 150 km/s ao longo de 6 arcsec.
O mapa de dispers˜ao de velocidades mostra que a disp ers˜ao aumenta de dentro pra
fora do n´ucleo, com ≈ 130 km/s nas bordas do FOV e ≈ 80 km/s na regi˜ao central.
Esse resultado n˜ao ´e incomum e usualmente s˜ao interpretados como efeitos de forma¸c˜ao
estelar recentes. Estrelas mais jovens nesta popula¸c˜ao possuem maiores massas e, mesmo
em equil´ıbrio cin´etico, podem ter velocidades menores em rela¸c˜ao `as outras estrelas. Este
efeito parece n˜ao estar centralizado no AGN e sim com as duas regi˜oes H II. Isso n˜ao ´e
surpresa, uma vez que estes s˜ao os s´ıtios principais de emiss˜ao de luz das estrelas mais
massivas.
Assumindo-se uma dispers˜ao central de 130 km/s, obtemos a partir da rela¸c˜ao M −σ
v
(equa¸c˜ao 6.8, discutida no cap´ıtulo 6) uma massa do buraco negro central de M
SMBH
∼
2.4 × 10
7
M
.
Os mapas de rota¸c˜ao e de dispers˜ao de velocidades s˜ao apresentadas nas figuras 5.6 e
5.7, respectivamente.
Se¸c˜ao 5.1. Resultados e an´alise de dados 111
Figura 5.6: Mapa de rota¸c˜ao este-
lar de NGC 7582 em km/s
Figura 5.7: Mapa da dispers˜ao de
velocidades de NGC 7582 em km/s
Figura 5.8: Tomograma e autoespectro 1 da primeira an´alise. Note a presen¸ca das duas
regi˜oes H II e o espectro caracter´ıstico deste tipo de objeto
5.1.3 An´alise em componentes principais aplicada ao cubo de dados
A an´alise das componentes principais feita em NGC 7582 foi realizada da mesma ma-
neira que em NGC 6221. Em uma primeira an´alise, o primeiro autovetor revela um espectro
caracter´ıstico de regi˜oes H II e o tomograma revela a presen¸ca de duas regi˜oes H II pre-
sentes na gal´axia, similar `a figura 5.5 da linha de Hα. A figura 5.8 mostra o resultado. No
entanto, como a contribui¸c˜ao do sinal das regi˜oes H II ´e muito forte em rela¸c˜ao aos outros
objetos (73 % da variˆan¸ca), decidiu-se por excluir a contribui¸c˜ao das regi˜oes H II neste
112 Cap´ıtulo 5. NGC 7582
Autovetor Contribui¸c˜ao para a variˆan¸ca (%)
1 66.717
2 17.818
3 5.068
4 4.854
5 2.109
6 0.925
7 0.616
8 0.479
9 0.399
Tabela 5.1 - Contribui¸c˜ao de cada autovetor para a variˆan¸ca dos dados
primeiro autovetor (linhas de H, He I, [S II], [N II] e [O III]) e fazer uma opera¸c˜ao inversa
do pca, ou seja, reconstruir o cubo de dados utilizando-se os autovetores e os tomogramas
atrav´es da equa¸c˜ao 2.40 . Ent˜ao com o primeiro autovetor sem a contribui¸c˜ao das regi˜oes
H II e os outros 14 autovetores obtidos da primeira an´alise construiu-se um novo cubo
de dados, sem a soma da m´edia, e dele foi aplicada uma nova an´alise com o PCA. Os
resultados desta an´alise s˜ao mostrados nas figuras 5.9, 5.10 e 5.11. A contribui¸c˜ao de cada
autovetor para a variˆan¸ca dos dados, calculados atrav´es de seus respectivos autovalores,
est˜ao apresentados na tabela 5.1
5.1.4 AGN
O AGN pode ser claramente visto na imagem da linha de [O I]λ6300
˙
A. Imagens do
HST com o WFPC em 6001
˙
A e no NICMOS em 16060
˙
A tamb´em mostram a presen¸ca
do AGN, como identificado por Bianchi et al. (2007). A figura 5.12 mostra o AGN nestas
trˆes observa¸c˜oes. O espectro do AGN, extra´ıdo da soma de uma regi˜ao circular centrada
na imagem de [O I] com um raio de 5 px (0.25 arcsec), ´e apresentado na figura 5.13. Este
espectro, bem como as figuras 5.15 e 5.17 s˜ao divididos em 3 CCDs porque a observa¸c˜ao do
IFU ´e feita em um mosaico de 3 CCDs e cada faixa do espectro (azul, amarelo e vermelho)
cai em um CCD diferente.
O espectro revela a presen¸ca da linha de [O I], que melhor representa o AGN em uma
Se¸c˜ao 5.1. Resultados e an´alise de dados 113
Figura 5.9: Tomogramas e autoespectros 1 a 3
114 Cap´ıtulo 5. NGC 7582
Figura 5.10: Tomogramas e autoespectros 4 a 6
Se¸c˜ao 5.1. Resultados e an´alise de dados 115
Figura 5.11: Tomogramas e autoespectros 7 a 9
116 Cap´ıtulo 5. NGC 7582
imagem. Algumas caracter´ısticas como uma componente larga de Hα e a linha de He
IIλ4686
˙
A tamb´em s˜ao caracter´ısticos de AGN, no entanto suas imagens revelam outros
componentes, que ser˜ao estudados nas se¸c˜oes posteriores. Por´em parte do Hα largo parece
vir do AGN, como ´e mostrado no autovetor 5 do PCA.
5.1.5 “Hot-spots”
A imagem da linha de He II, mostrada na figura 5.14 revela a presen¸ca de pelo menos
6 hot-spots (HS) ao longo do cone de ioniza¸c˜ao. De cada um desses HS foram extra´ıdos
espectros de uma regi˜ao circular centrada em cada um deles com um raio de 5 px (0.25
arcsec), mostrados nas figuras 5.15, 5.16 e 5.17
Dois destes “sp ots”, HS1 e HS6, s˜ao mais destacados na imagem de He II. Um grande
n´umero de linhas foi identificado em seus espectros e estas identifica¸c˜oes s˜ao apresentadas
nas tabelas 5.2 e 5.3. O objeto mais forte, o HS 1, ´e rico em linhas de baixa ioniza¸c˜ao
como [Fe II] e cobre uma grande faixa, indo at´e [Fe XIV]. Algumas destas linhas s˜ao
denominadas coronais, pois aparecem na coroa solar. S˜ao colisionalmente excitadas por
um g´as com T
e
≈ 10
7
K e s˜ao vistos em restos de supernovas. O HS 6 n˜ao apresenta linhas
coronais, por´em mostra linhas de mais alta ioniza¸c˜ao, quando comparado com o HS 1. Ela
n˜ao apresenta [Fe I I] mas linhas de [Fe III] at´e [Fe VII] est˜ao presentes. Esp´ecies similares
de Co e Ni s˜ao observadas.
Uma segunda diferen¸ca entre esses dois objetos ´e que HS 1 apresenta Hα largo, en-
quanto o HS 6 n˜ao. Essa emiss˜ao possui uma velocidade v ≈ 5000 km/s. Todas estas
caracter´ısticas s˜ao vistas em restos de supernovas. Em particular, o espectro de HS 1 ´e
muito similar ao espectro de SN 1987a na idade de 20 anos (Gr¨oningsson et al. 2008).
Outra caracter´ıstica ´e que estes objetos apresentam uma emiss˜ao deslocada para o azul
com respeito ao referencial de repouso de cada objeto. No caso de SN 1987a a velocidade
´e v ≈ 100 km/s mas se estende de -260 km/s para esp´ecies de baixa ioniza¸c˜ao a -340 km/s
para as linhas coronais. Em HS 1 as linhas de Balmer, bem como [N II] possuem veloci-
dades similares. Isso n˜ao ´e surpreendente, uma vez que estas linhas prov´em basicamente
da regi˜ao H II. Mas as linhas de alta ioniza¸c˜ao (He II e [O III]) tem uma velocidade m´edia
de ≈ −150 km/s, enquanto para o objeto 2 a velocidade ´e de ≈ −180 km/s.
Se¸c˜ao 5.1. Resultados e an´alise de dados 117
Figura 5.12: Acima: Imagens do HST - NICMOS `a esquerda e WFPC `a direita, com o
AGN indicado. Abaixo: Imagem da linha de [O I]λ6300A `a esquerda e RGB da linha de [O
III] λ5007A `a direita
5.1.6 Emiss˜ao do g´as de baixa e de alta densidade
Calculamos a emiss˜ao corresp ondente a regi˜oes de alta e de baixa densidade atrav´es das
linhas de [S II] seguindo a metodologia definida por Steiner et al. (2008a). Essas imagens
118 Cap´ıtulo 5. NGC 7582
Figura 5.13: Espectro da regi˜ao do AGN de NGC 7582.
Se¸c˜ao 5.1. Resultados e an´alise de dados 119
Figura 5.14: Imagem da linha de He IIλ4686A. Note a presen¸ca de 6 hot-spots, identificados
de 1 a 6, ao longo do cone de ioniza¸c˜ao.
podem ser constru´ıdas atrav´es de:
I
ij
(ld)
I
ij
(hd)
=
1
(R
ld
− R
hd
)
1 −R
hd
−1 R
ld
I
ij
(λld)
I
ij
(λhd)
(5.1)
onde, no caso das linhas de [S II], I
ij
(λld) e I
ij
(λhd) s˜ao as imagens das linhas de 6716
˙
A e 6731
˙
A, respectivamente e I
ij
(ld) e I
ij
(hd) s˜ao as imagens de baixa e alta densidade
e R
hd
e R
ld
s˜ao os limites da raz˜ao R(λ
ld
6716/λ
hd
6731), com R
hd
= 0.44 para nuvens de
alta densidade e R
ld
= 1.44 para nuvens de baixa densidade.
Para o caso de NGC 7582, as imagens I
ij
(l d ) e I
ij
(hd) s˜ao mostradas na figura 5.18.
As imagens claramente mostram um mapa de rota¸c˜ao gal´atico. Na imagem da regi˜ao
de alta densidade, o grosso da emiss˜ao parece ser originada nas duas regi˜oes H II.
A emiss˜ao correspondente a regi˜ao de baixa densidade possui uma estrutura mais com-
120 Cap´ıtulo 5. NGC 7582
Figura 5.15: Espectros do HS 1 dividido nos 3 CCDs.
Se¸c˜ao 5.1. Resultados e an´alise de dados 121
Figura 5.16: Espectros dos HS 3, 4 e 5
122 Cap´ıtulo 5. NGC 7582
Figura 5.17: Espectros do HS 6 dividido nos 3 CCDs.
Se¸c˜ao 5.1. Resultados e an´alise de dados 123
Elemento λ
H I 4340.5; 4861.3; 6562.8
He I 4387.9; 4471.5; 4713. 2; 4921.9; 5015.7; 5047.7; 5875.7; 6678.2
He II 4541.6; 4685.7; 5411.5
N I 5198; 5200
N II 5754; 6548; 6583
N V 4601; 4944.6
O I 6300; 6363
O III 4363; 4959; 5007
Ne IV 4714.4; 4715.8; 4724.2; 4725.6
Mg I
Si II 5041.0; 5056.0; 5957.6; 5979.0; 6347.1; 6371.4
S II 6716; 6731
Cl III 5517.7; 5537.6
Ar IV 4710; 4740
Ar V 6435.1
Ca VI 5460.7
Ca XV 5694.8
Ti I 4694.9; 6597.7; 6694.3; 6695.1
Ti II 4793.1; 4835.56148.9; 6418.1; 6656; 6424.5
Mn III 4400.8
Mn IV 4409.4; 4548.5
Mn V 4399.7; 5990.1; 6024.4; 6157.6; 6166.0
Mn VI 4375.4
Fe II 4329.4; 4371; 4409.8; 4416.3; 4435.1; 4452.1; 4458.0; 4638; 4665.7/66.9;
4746.8; 4772.1; 4774.7; 4814.6; 4889.7; 4905.4; 5158.0/58.8; 5261.6/68.9/73.3;
5333.7; 5495.8; 5511.6; 5519; 5527.3; 5721.3; 6190.3; 6354.9; 6368.7; 6448.8;
6491.8; 6633.1; 6748.4/48.8
Fe III 4607.0; 4658.0; 4701.5; 4733.9; 4754.7; 4769.4; 4777.7; 4830.5; 4881.0;
5011.3; 5042.7; 5270.4; 5412.0; 5981; 6177.2; 6184.5
Fe VI 5175; 5517.4
Fe VII 5720.7
Fe XIV 5302.9
Co II 4375.6; 4739.7; 4802.4; 4835.6; 6148.8; 6177.2; 6182.6; 6193.0; 6356.4; 6426.0; 6746.7
Co III 4400.1; 4758.5; 6197.2
Co V 6148.4
Ni I 6491.4; 6606.1
Ni III 4732.1; 5370.2; 6410.1/24.9; 6489.8; 6532.1; 6633.1; 6673.0
Ni IV 4421.1; 4629.9; 5517.7; 5801
Ni VI 4313.1; 4323.1; 4521.2; 4764.9; 5187.7
Tabela 5.2 - Linhas de emiss˜ao para o HS 1
plexa. Essa complexidade ´e devido aos “hot-spots” que correspondem ao AGN e aos restos
de supernova. Uma emiss˜ao difusa no azul ´e interpretada como vento, fotoionizado pelo
AGN, delineando um cone de ioniza¸c˜ao (Morris et al. 1985; Storchi-Bergmann e Bonatto
124 Cap´ıtulo 5. NGC 7582
Elemento λ
H I 4340.5; 4861.3; 6562.8
He I 4387.9; 4471.5; 4713. 2; 4921.9; 5015.7; 5047.7; 5875.7; 6678.2
He II 4541.6; 4685.7; 5411.5
N I 5198; 5200
N II 5754; 6548; 6583
N V 4601
O I 6300; 6363
O III 4363; 4959; 5007
Mg I 4262.6
S II 6716; 6731
Cl III 5517.7; 5537.6
Ar IV 4710; 4740
Ar V 6435.1
Mn III 4535.4/34.4; 4882.5
Mn IV 4529.1; 4536.4/37
Mn V 4564.7; 5885.4; 6024.6
Fe III 4607.0; 4658.0; 4777.7; 4881.0; 5084.8; 5270.4; 5412.0
Fe IV 4491.1; 5233
Fe VI 5176. 5335.2
Fe VII 5720.7
Co III 4758.5
Co IV 5713.9
Co V 4534.9; 5310.2; 6031.2; 6225.4; 6252.4; 6318.2; 6398.3; 6606.0
Co VII 4351.7; 4758.1; 5302.1
Ni III 4326.1; 6438.4?
Ni IV 4394.; 4420.; 4628.; 5039.; 6349.7
Ni VI 4314.7; 4323.1; 4520.; 5166.; 5187.; 5307.; 5539.2
Tabela 5.3 - Linhas de emiss˜ao para o HS 6
1991).
5.2 Discuss˜ao
Os resultados acima revelam a presen¸ca de duas regi˜oes H II, um AGN e 6 hot-spots.
A cinem´atica da componente estelar revela que o mapa de rota¸c˜ao possui uma amplitude
de 150 km/s. Seu eixo de rota¸c˜ao aparentemente coincide com o jato azul observado na
imagem de [O III] (figura 5.12). A velocidade de dispers˜ao mostra um m´aximo de 130 km/s
e cai para 80 km/s p erto do centro gal´atico. Esse gradiente radial negativo da dispers˜ao ´e
devido `a forma¸c˜ao estelar recente perto do centro, concentrando estrelas com alta massa,
respons´aveis por uma fra¸c˜ao significantiva da luz emitida. A s´ıntese de popula¸c˜ao estelar
Se¸c˜ao 5.2. Discuss˜ao 125
Figura 5.18: RGB da emiss˜ao de g´as de baixa densidade (esquerda) e alta densidade (direita).
A parte azul ´e a emiss˜ao de -243 a -82 km/s, verde ´e de 82 a 0 km/s e vermelho ´e de 0 a 81
km/s, todas as velocidades em rela¸c˜ao ao pico da emiss˜ao de [S II].
revelou uma evidˆencia de forma¸c˜ao estelar recente h´a 5 milh˜oes de anos ao longo da gal´axia.
Na posi¸c˜ao do AGN e perto da regi˜ao H II A, esta componente ´e mais forte do que em
outros lugares. Uma popula¸c˜ao de idade intermedi´aria, com 10
8
e 10
9
anos tamb´em est´a
presente. Na gal´axia, uma popula¸c˜ao mais velha de 10
10
anos ´e revelada. As abundˆancias
qu´ımicas, determinadas pela s´ıntese espectral e dentro de suas limita¸c˜oes, ´e consistente
com um valor de Z=0.05 (Z ≈ 2Z
).
A emiss˜ao no ´optico ´e dominada por duas regi˜oes H II, denominadas de A e B. Isso
foi confirmado no PCA do cubo de g´as, onde o primeiro autovetor, que responde por uma
varian¸ca de 73 % mostrou claramente a presen¸ca das duas regi˜oes H II. As regi˜oes H II
s˜ao claramente vistas na imagem de Hα. Seus espectros foram extra´ıdos do cubo e s˜ao
caracter´ısticos de regi˜ao H II.
Um novo PCA foi feito com um cubo constru´ıdo atrav´es da primeira an´alise, mas com
o primeiro autovetor sem as caracter´ısticas da regi˜ao H II. O procedimento apresentou
resultados positivos. O primeiro autovetor aparentemente revela um cone de ioniza¸c˜ao,
126 Cap´ıtulo 5. NGC 7582
correlacionado com o cont´ınuo, e desviado para o azul e os HS 1 e 2 anti-correlacionados.
As linhas referentes ao cone est˜ao desviadas para o azul em rela¸c˜ao aos HS, como pode ser
visto nas linhas de [O I] e [O III] no autoesp ectro. No autovetor 2, os HS 1 e 2 aparecem
em correla¸c˜ao entre si e com uma emiss˜ao difusa para o sul, que parece ser um vento de alta
densidade, se comparado com a imagem 5.18. O autovetor 5 parece revelar a presen¸ca do
AGN segundo seu tomograma, e mostra a componente de [O I] fortemente correlacionada
com o cont´ınuo. Nota-se a presen¸ca de um Hα largo, que pode ser proveniente desta regi˜ao.
O HS 6 aparece anti-correlacionado na imagem, com as linhas de He II e [O III] com uma
forte componente em “absor¸c˜ao” no espectro, indicando a natureza de alta ioniza¸c˜ao deste
objeto. O autovetor 8 possui uma forte anti-correla¸c˜ao com a linha de Na I, causada pela
absor¸c˜ao interestelar. Parece ser o principal mapeador do g´as neutro da gal´axia.
O AGN aparece na imagem de [O I], bem como nas imagens do HST (WFPC e NIC-
MOS). Como visto na imagem de [O III], ele aparece no topo do cone de alta ioniza¸c˜ao.
O cone aparece desviado para o azul na dire¸c˜ao sul. Um cone de baixa ioniza¸c˜ao ´e visto
na imagem de baixa densidade, tamb´em na dire¸c˜ao sul e desviado para o azul. Storchi-
Bergmann e Bonatto (1991) encontraram um cone na linha de [O III], desviado para o
azul na regi˜ao sudoeste. Apesar de nossas observa¸c˜oes revelarem o cone na dire¸c˜ao sul,
pode ser que haja problemas na orienta¸c˜ao do GMOS. Isso precisa ser verificado com mais
detalhes.
Seis “hot-spots” foram identificados na imagem de He II. Pelo menos dois desses objetos
(HS 1 e HS 6) s˜ao aparentemente restos de supernova (SNR). O HS 2 coincide com a posi¸c˜ao
do AGN. Uma caracter´ıstica dos HS identificados como SNR s˜ao suas grandes faixas de
ioniza¸c˜ao, indo de [Fe II] a [Fe XIV] e de [O I]-[N I] a [Ca XV]. Eles aparentemente
possuem as linhas desviadas para o azul em rela¸c˜ao `as regi˜oes H II. O HS 1 apresenta uma
componente larga de Hα. Propomos que esta seja a sup ernova detectada por Aretxaga
et al. (1999). Este objeto possui uma emiss˜ao de baixa ioniza¸c˜ao. Adicionalmente, mostra
linhas coronais como [Ca XV] e [Fe XIV]. A emiss˜ao larga e desviada para o azul de Hα ´e
similar a emiss˜ao observada na SN 1987a, vindo de SN debris e de choque reverso (Smith
et al. 2005). O AGN aparentemente tamb´em revela uma emiss˜ao larga de Hα, como ´e
visto no autovetor 5 e em seu espectro na figura 5.13. No entanto n˜ao se pode distinguir
se essa emiss˜ao realmente vem do AGN ou se vem de uma SNR adjacente.
Se¸c˜ao 5.2. Discuss˜ao 127
O toro respons´avel pelo obscurecimento da regi˜ao central ´e revelado no autovetor 8
(anticorrelacionado com o cont´ınuo).
´
E associado com o g´as interestelar e forma uma
elipse em torno do cone de ioniza¸c˜ao.
Se o starburst dominante da gal´axia ´e de 10
9
anos, ´e poss´ıvel que uma fus˜ao de duas
gal´axias tenha ocorrido naquela ´epoca. H´a 150 milh˜oes de anos, algum outro evento
significativo tamb´em deve ter ocorrido e tamb´em pode estar correlacionado com uma fus˜ao.
O AGN ´e provavelmente uma “Narrow Line Seyfert 1” (NLS1) que apresenta um toro
de poeira na frente da BLR. Em favor deste argumento est´a a detec¸c˜ao da linha estreita de
Fe K no raio-x (Dewangan e Griffiths 2005). Estas gal´axias deveriam estar perto do limite
de Eddington (Boroson 2002). Este n˜ao parece ser o caso de NGC 7582, uma vez que o
limite de Eddington esperado ´e de 3×10
45
erg/s e a luminosidade em raio-x ´e 6×10
42
erg/s.
No entanto NLS1 possui uma forte emiss˜ao de Fe II permitido; a detec¸c˜ao dessas linhas
poderia confirmar essa previs˜ao para NGC 7582.
128 Cap´ıtulo 5. NGC 7582
Cap´ıtulo 6
An´alise de uma amostra de Gal´axias de Seyfert
O enfoque deste cap´ıtulo ser´a estudar gal´axias do tipo Seyfert no universo local (d < 30
Mpc). A partir de uma amostra de Seyferts pr´oximas e de baixa luminosidade (LLAGN de
low luminosity AGN) e utilizando a an´alise em componentes principais, queremos verificar
quais parˆametros e correla¸c˜oes explicam melhor a variˆancia da amostra. Pretende-se, com
isso, obter as seguintes informa¸c˜oes:
1. Verificar quais s˜ao as grandezas fundamentais que controlam os parˆametros envolvi-
dos. Isto ´e, identificar quais s˜ao os significados f´ısicos dos diversos autovetores.
2. Verificar se existem parˆametros intr´ınsecos que diferenciem as Seyferts do tipo 1 e
2. Supomos que possam existir dois grupos de Seyfert 2: Aquelas que s˜ao do tipo 1,
porem obscurecidas e as que s˜ao intrinsecamente distintas das do tipo 1 e, portanto,
n˜ao se enquadram no modelo unificado.
A amostra das Seyferts utilizadas no trabalho ´e definida na se¸c˜ao 6.1. Na se¸c˜ao 6.2 s˜ao
apresentandos os c´alculos de parˆametros inclusos na amostra. J´a na se¸c˜ao 6.3 ´e apresentada
uma maneira de se estimar a massa do buraco negro central utilizando-se uma rela¸c˜ao
entre esta e a magnitude absoluta na banda K dentro da isofota de 20 mag/arcsec
2
. Na
se¸c˜ao 6.4, dividida em trˆes subse¸c˜oes, s˜ao apresentados os parˆametros de entrada para
o PCA em 6.4.1, o c´alculo e uma an´alise dos componentes principais em 6.4.2 e uma
an´alise comparativa de certos parˆametros observados de gal´axias de nossa amostra em
6.4.3. Em 6.5 ´e discutido o comportamento de NGC 6221 e NGC 7582 frente a esta
amostra. Finalmente, na se¸c˜ao 6.6 ´e feita uma breve discuss˜ao dos resultados obtidos
neste cap´ıtulo.
130 Cap´ıtulo 6. An´alise de uma amostra de Gal´axias de Seyfert
6.1 Defini¸c˜ao da amostra de Gal´axias Seyferts
A amostra de gal´axias Seyferts foi selecionada dentro de 30 Mpc, visando uma an´alise
no universo local. As gal´axias foram selecionadas de Ho et al. (1997), que re´une dados
espectrosc´opicos de alta qualidade de 486 gal´axias no hemisf´erio norte (d > 0
o
), com B
T
≤
12.5 mag. Deste artigo tamb´em foram obtidos os dados de luminosidade no infravermelho
distante (FIR) e da densidade eletrˆonica N
e
. Os dados da magnitude na banda K s˜ao
do 2MASS (Skrutskie et al. 2006) . As distˆancias s˜ao do Tully (1988). As dispers˜oes de
velocidade central s˜ao do Hyperleda (Paturel et al. 2003) . As luminosidades em raio-x s˜ao
de Panessa et al. (2006). As larguras da linha de Hα s˜ao de Ho et al. (1997). Os dados
em r´adio foram obtidos em Ho e Ulvestad (2001) e Ulvestad e Ho (2001).
Para as gal´axias NGC 6221 e NGC 7582, os dados espectrosc´opicos foram obtidos em
Veron-Cetty e Veron (1986), as luminosidades em raio-x de Levenson et al. (2001a) e a
luminosidade em FIR a partir de dados do IRAS
1
. As densidades foram calculadas atrav´es
das linhas de [S II] dos cubos de dados destas gal´axias. As duas gal´axias foram inclu´ıdas na
amostra como n˜ao possuindo componente larga de Hα, apesar de resultados dos cap´ıtulos 3
e 5 mostrarem que tal componente existe. Isso porque Veron-Cetty e Veron (1986) medem
os espectros das regi˜oes H II, as quais possuem um sinal mais forte nesta regi˜ao da gal´axia
e eles encontram apenas componentes de Sy 2 superpostas `as caracter´ısticas dos espectros
regi˜oes H II.
6.2 C´alculo de parˆametros para o PCA
Alguns parˆametros foram calculados para o PCA. A raz˜ao entre o fluxo no FIR pelo
fluxo em r´adio em 20 cm, que ´e uma maneira de se verificar uma poss´ıvel influˆencia de
“Starbursts” na regi˜ao central das gal´axias(Ho e Ulvestad 2001), ´e dada por:
q ≡ l og
F IR
3.75 × 10
−12
W m
−2
− log
S
20
Jy
(6.1)
onde S
20
´e o pico do fluxo em r´adio em λ = 20 cm e FIR ´e definido como:
1
This research has made use of the NASA/ IPAC Infrared Science Archive, which is operated by the Jet
Propulsion Laboratory, California Institute of Technology, under contract with the National Aeronautics
and Space Administration.
Se¸c˜ao 6.3. A massa do buraco negro central 131
F IR ≡ 1.26 × 10
−14
2.58S
60µ
+ S
100µ
Jy
W m
−2
(6.2)
O ´ındice espectral α da emiss˜ao em r´adio, para um cont´ınuo da forma S
ν
∝ ν
α
, ´e dado
por:
α
ν
=
l og(S
6cm
) − log(S
20cm
)
log(ν
6cm
) − log(ν
20cm
)
(6.3)
A raz˜ao da intensidade das linhas proibidas observadas em rela¸c˜ao a Hα ´e:
F fl
Hα
= 1.3
[O III]
Hβ
×
286
100
+ 1.3
[O I]
Hα
+ 1.3
[N II]
Hα
+
[S II]
Hα
(6.4)
A raz˜ao de Eddington ´e dada por:
LogR
edd
= 1 + logL
x
− logM
SMB H
− 38.25 (6.5)
O parˆametro sf
1/3
, que ´e um teste para verificar se o g´as no centro da gal´axia est´a
virializado com o n´ucleo, e o parˆametro M
+
g
, que ´e a massa de g´as uma vez ionizado em
rela¸c˜ao `a massa do buraco negro, s˜ao dados, respectivamente, por:
sf
1
3
=
F W HM([N II])
2
GM
SMB H
3L([N II])
4πj([N II])
1
3
(6.6)
M
+
g
=
L([N II])N
e
m
h
M
SMB H
j([N II])
(6.7)
onde FWHM([N II]) ´e a largura total a meia altura da linha de [N II] (representa a
velocidade do g´as ionizado), L([N II]) ´e a luminosidade da linha de [N II], N
e
´e a densidade
eletrˆonica, j([N II]) ´e a emissividade da linha de [N II], G ´e a constante gravitacional e m
h
´e a massa do ´atomo de H.
6.3 A massa do buraco negro central
A massa do buraco negro central foi calculada de duas maneiras diferentes. As gal´axias
cujos dados de dispers˜ao de velocidades em seus centros σ s˜ao conhecidos, utilizamos a
rela¸c˜ao de Ferrarese et al. (2006), relacionando M
SMB H
com σ como:
132 Cap´ıtulo 6. An´alise de uma amostra de Gal´axias de Seyfert
logM
SMB H
= 4.41(43)log
σ
224kms
−1
+ 8.48(7) (6.8)
J´a em gal´axias onde n˜ao ´e conhecida a dispers˜ao de velocidades no centro, uma rela¸c˜ao
entre a massa do buraco negro central com a magnitude do bojo dentro da isofota de 20
mag/arcsec
2
na banda K foi calibrada. Selecionamos gal´axias do RC2 (de Vaucouleurs
et al. 1976) com dados de dispers˜ao de velocidades na regi˜ao central e obtemos as massas
do buraco negro central de cada gal´axia, utilizando-se a equa¸c˜ao 6.8. Com essas gal´axias,
foram calibradas curvas relacionando a massa do buraco negro central e a magnitude
absoluta da gal´axia na banda K ( M
k
) para diferentes tipos morfol´ogicos de gal´axias. Haver´a
um excesso de luminosidade nas gal´axias espirais devido ao disco, cujo componente n˜ao
sofre influˆencia direta da massa do buraco negro central. A luminosidade referente ao
disco deve ser subtra´ıda nas gal´axias S0, S
a
, S
b
e S
c
. Se para uma dada massa de buraco
negro central M
SMB H
a magnitude absoluta na banda K de uma gal´axia el´ıptica ´e K =
k(M
SMB H
), ent˜ao para uma gal´axia espiral com um buraco negro central de mesma massa
M
SMB H
, a magnitude absoluta medida na banda K ´e K = k(M
SMB H
) + ∆K
disco
. A tabela
6.1 mostra os valores para ∆K para os diferentes tipos morfol´ogicos.
Tipo Morfol´ogico ∆K
disco
E 0
S0 0,41
Sa 0,71
Sb 1,13
Sc 1,80
Tabela 6.1 - Contribui¸c˜ao da componente disco para os diferentes tipos morfol´ogicos de gal´axias
Atrav´es da tabela 6.1, calculamos a componente k(M
SMB H
) para todos os tipos mor-
fol´ogicos de gal´axias selecionadas do RC2 e fizemos um gr´afico de k(M
SMBH
) em fun¸c˜ao
da massa do buraco negro central, apresentado na figura 6.1.
Um ajuste linear no gr´afico da figura 6.1 resultou em uma rela¸c˜ao entre a massa do
buraco negro central e a magnitude k(M
SMB H
) dada por:
l ogM
SMB H
= −0.650(38)k(M
SMBH
) − 7.23(87) (6.9)
Se¸c˜ao 6.4. An´alise dos dados 133
Figura 6.1: Rela¸c˜ao entre a massa do buraco negro central e k(M
SM BH
).
6.4 An´alise dos dados
6.4.1 Resultados dos parˆametros calculados para o PCA.
Os dados coletados dos artigos citados acima mais os parˆametros calculados nas se¸c˜oes
6.2 e 6.3 foram analisados no PCA para uma amostra de 25 Seyferts selecionadas em Ho
et al. (1997) mais NGC 6221 e NGC 7582. As tabelas 6.2, 6.3 e 6.4 mostram as gal´axias
Seyferts com seus respectivos parˆametros observados.
134 Cap´ıtulo 6. An´alise de uma amostra de Gal´axias de Seyfert
NGC logL(Hα) Broad (Hα) FWHM [N II] LogEW(Hα) [OIII]/Hβ [NII]/Hα
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7)
1058 37.4 0 96 0.40 3.81 1.23
1068 41.55 1 931 2.33 12.82 0.76
2273 40.41 0 210 1.60 5.77 0.86
2655 39.55 0 404 0.68 3.83 2.91
3031 37.64 1 210 0.42 4.11 2.23
3079 38.76 0 900 1.07 4.15 1.59
3185 39.6 0 232 1.30 3.42 0.7
3227 40.38 1 471 1.21 5.91 1.33
3486 37.79 0 149 0.44 4.54 1.05
3982 39.21 1 227 1.26 21.35 0.87
4051 40.04 1 228 1.31 4.5 0.64
4151 41.22 1 331 1.69 11.56 0.68
4168 37.6 1 305 -0.52 3.79 2.85
4258 38.35 1 296 0.52 10.32 0.8
4388 40.07 1 280 2.34 11.15 0.57
4477 38.84 0 264 0.45 3.7 1.87
4501 38.93 0 194 0.60 5.31 2.1
4565 37.97 1 181 0.16 8.73 2.5
4639 38.34 1 180 0.20 3.77 1.12
4698 38.69 0 172 0.37 4.29 1.31
4725 38.19 0 186 0.05 6.64 1.14
5033 39.32 1 261 0.65 4.69 2.36
5194 38.88 0 224 1.00 8.96 2.90
5273 39.27 1 147 0.70 11.08 1.14
7743 39.59 0 300 0.90 5.68 1.65
6221 41.51 0 351 2.24 0.61 0.53
7582 41.61 0 303 1.95 2.93 0.71
Tabela 6.2 - Parˆametros analisados no PCA. (1) Nome da gal´axia (NGC); (2) Luminosidade da linha
de Hα em erg/s; (3) Largura da linha de Hα (0 - linha estreita. 1 - linha larga); (4) “Full Width at Half
Maximum” na linha de [N II]; (5) Largura equivalente da linha de Hα ; (6) e (7) Raz˜oes das linhas de
[OIII]/Hβ e [N II]/Hα, respectivamente
Se¸c˜ao 6.4. An´alise dos dados 135
NGC [S II]/Hα K LogM
SMBH
[O I]/[O III] Log L
x
Log L
x
/L(Hα)
(1) (8) (9) (10) (11) (12) (13)
1058 0.73 -20.77 4.52 0.14 37.55 0.15
1068 0.24 -24.98 8.25 0.02 42.84 1.29
2273 0.47 -23.69 7.33 0.06 42.58 2.17
2655 1.93 -24.79 7.87 0.78 41.85 2.3
3031 1.37 -21.80 7.85 0.88 40.25 2.61
3079 0.86 -24.20 7.66 0.12 42.62 3.86
3185 0.37 -22.32 5.93 0.04 40.79 1.19
3227 0.68 -23.77 7.49 0.11 41.74 1.36
3486 0.93 -21.01 5.91 0.06 38.86 1.07
3982 0.57 -22.23 6.17 0.04 41.18 1.97
4051 0.36 -23.27 6.60 0.09 41.31 1.27
4151 0.54 -24.03 7.79 0.05 42.47 1.25
4168 2.93 -22.56 8.10 0.20 39.87 2.27
4258 0.94 -23.56 7.50 0.11 40.86 2.51
4388 0.61 -22.96 7.21 0.04 41.72 1.65
4477 1.12 -23.72 8.13 0.09 39.65 0.81
4501 0.94 -24.79 7.85 0.10 39.59 0.66
4565 0.97 -23.80 7.52 0.10 39.43 1.46
4639 1.09 -22.21 6.67 0.24 40.22 1.88
4698 0.88 -23.45 7.48 0.05 39.16 0.47
4725 0.64 -24.08 7.46 0.04 38.89 0.7
5033 1.08 -24.20 7.46 0.18 41.08 1.76
5194 0.86 -23.83 6.86 0.05 40.91 2.03
5273 0.89 -22.81 6.14 0.06 41.36 2.09
7743 0.90 -23.36 6.60 0.12 41.47 1.88
6221 0.22 -21.31 5.88 0.01 41.82 0.31
7582 0.27 -22.12 6.68 0.00 41.81 0.20
Tabela 6.3 - Parˆametros analisados no PCA. (1) Nome da gal´axia (NGC); (8) Raz˜oes das linhas de
[SII]/Hα; (9) Magnitude absoluta da gal´axia na banda K dentro da isofota de 20 mag/arcsec
2
; (10)
Massa do buraco negro central em M
; (11) Raz˜ao entre as linhas de [O I]/[O III]; (12) Luminosidade em
raio-x na banda 2-10 keV do n´ucleo da gal´axia em erg/s.; (13) Raz˜ao entre a luminosidade em raio-x e a
luminosidade da linha de Hα
136 Cap´ıtulo 6. An´alise de uma amostra de Gal´axias de Seyfert
NGC Hubble Log R
edd
F fl/Hα Log L
F IR
/L(Hα) Log L
fir
/L
x
Log L
fir
/L
edd
(1) (14) (15) (16) (17) (18) (19)
1058 5 -4.22 4.29 4.89 4.74 -0.38
1068 3 -2.66 7.17 2.79 1.50 -2.05
2273 0 -2.00 4.37 3.08 0.91 -1.98
2655 0 -3.27 8.80 3.38 1.08 -3.08
3031 2 -4.85 7.79 4.29 1.68 -4.06
3079 5 -2.29 5.05 5.40 1.54 -1.63
3185 1 -2.39 2.89 3.10 1.91 -1.37
3227 1 -3.00 5.39 3.03 1.67 -2.22
3486 5 -4.30 4.48 4.63 3.56 -1.63
3982 3 -2.24 11.82 3.99 2.02 -1.11
4051 4 -2.54 3.42 3.30 2.03 -1.40
4151 2 -2.57 6.96 1.93 0.68 -2.78
4168 -5 -5.48 8.71 3.97 1.70 -4.67
4258 4 -3.89 7.16 4.62 2.11 -2.67
4388 3 -2.74 6.63 3.24 1.59 -2.04
4477 -2 -5.73 5.39 3.21 2.40 -4.21
4501 3 -5.51 6.33 4.75 4.09 -2.30
4565 3 -5.34 8.59 5.04 3.58 -2.65
4639 4 -3.70 4.66 4.25 2.37 -2.21
4698 2 -5.57 4.63 3.48 3.01 -3.44
4725 2 -5.82 5.26 4.67 3.97 -2.74
5033 5 -3.63 6.66 4.38 2.62 -1.90
5194 4 -3.20 8.91 4.83 2.80 -1.29
5273 -2 -2.03 7.69 3.14 1.05 -1.87
7743 -1 -2.38 5.94 3.10 1.22 -2.05
6221 5 -1.31 3.19 2.58 2.27 0.07
7582 2 -2.12 12.14 2.52 2.32 -0.69
Tabela 6.4 - Parˆametros analisados no PCA. (1) Nome da gal´axia (NGC); (14) Tipo morfol´ogico da
gal´axia; (15) Raz˜ao de Eddington; (16) Raz˜ao da intensidade das linhas proibidas e Hα ; (17) Raz˜ao entre
as luminosidades em FIR e em Hα ; (18) Raz˜ao entre as luminosidades em FIR e em Lx; (19) Raz˜ao entre
as luminosidades em FIR e de Eddington.
Se¸c˜ao 6.4. An´alise dos dados 137
6.4.2 C´alculo das componentes principais e resultados
Com as tab elas apresentadas na se¸c˜ao 6.4.1, foram feitos c´alculos das componentes
principais da amostra de Seyferts. Os resultados das coordenadas dos parˆametros obser-
vados nos autovetores (“factor loadings”) e das coordenadas das gal´axias nos autovetores
(“factor scores”) s˜ao apresentados nas tabelas 6.5 e 6.6, respectivamente. Os autovetores
foram nomeados neste cap´ıtulo como F1, F2, F3 e assim sucessivamente.
Parˆametros F1 F2 F3
logL(Hα) 0.893 0.203 -0.269
Broad (Hα) 0.046 0.418 0.446
FWHM [NII] 0.393 0.503 0.109
LogEW(Hα) 0.938 0.048 -0.017
[OIII]/Hβ 0.265 0.257 0.648
[NII]/Hα -0.724 0.368 0.025
[SII]/Hα -0.762 0.442 -0.099
K20 -0.010 -0.616 0.017
LogMbh -0.226 0.787 -0.145
[OI] / [OIII] -0.445 0.404 -0.031
Log Lx 0.752 0.608 0.037
Log Lx/L(Hα) -0.125 0.656 0.449
Hubble 0.230 -0.508 0.535
Log RE 0.875 0.083 0.129
Ffl -0.065 0.422 0.396
Log Lfir/L(Hα) -0.666 -0.237 0.572
Log Lfir/Lx -0.482 -0.749 0.132
Log Lfir/Ledd 0.636 -0.596 0.283
Tabela 6.5 - Coordenadas dos parˆametros observados nos autovetores 1, 2 e 3.
138 Cap´ıtulo 6. An´alise de uma amostra de Gal´axias de Seyfert
NGC F1 F2 F3
1058 -1.862 -5.826 0.592
1068 4.019 2.635 0.569
2273 2.347 0.896 -1.255
2655 -1.653 3.698 -1.092
3031 -3.390 1.980 0.389
3079 0.735 1.830 1.805
3185 1.707 -1.833 -1.433
3227 1.431 1.224 -0.619
3486 -1.539 -3.627 0.370
3982 1.680 0.025 3.542
4051 1.919 -0.959 -0.140
4151 3.051 2.053 -0.569
4168 -4.978 3.214 -1.202
4258 -0.660 0.697 1.897
4388 2.462 0.513 0.707
4477 -2.262 0.669 -2.636
4501 -2.240 -0.991 -0.315
4565 -2.947 -0.179 1.584
4639 -1.211 -0.888 0.574
4698 -1.845 -1.225 -1.730
4725 -2.424 -1.781 -0.406
5033 -0.855 0.482 0.995
5194 -0.699 -0.219 1.611
5273 0.971 0.831 0.401
7743 0.753 0.701 -1.134
6221 4.194 -2.880 -1.506
7582 3.295 -1.041 -0.998
Tabela 6.6 - Coordenadas das gal´axias observadas nos autovetores 1, 2 e 3.
Os gr´aficos F1 x F2, F1 x F3 e F2 x F3, com os valores das tabelas 6.5 e 6.6, s˜ao
apresentados nas figuras 6.2, 6.3, 6.4, 6.5, 6.6 e 6.7.
Se¸c˜ao 6.4. An´alise dos dados 139
Figura 6.2: Autovetor 1 x Autovetor 2 para a amostra de gal´axias de Seyfert
Figura 6.3: Observacionais - Autovetor 1 x Autovetor 2
140 Cap´ıtulo 6. An´alise de uma amostra de Gal´axias de Seyfert
Figura 6.4: Autovetor 1 x Autovetor 3 para a amostra de gal´axias de Seyfert. Destaque para
as Seyferts 2b
Figura 6.5: Observacionais - Autovetor 1 x Autovetor 3
Se¸c˜ao 6.4. An´alise dos dados 141
Figura 6.6: Autovetor 2 x Autovetor 3 para a amostra de gal´axias de Seyfert
Figura 6.7: Observacionais - Autovetor 2 x Autovetor 3
142 Cap´ıtulo 6. An´alise de uma amostra de Gal´axias de Seyfert
Como um exemplo da an´alise em comp onentes principais neste caso, verificaremos a
divis˜ao entre as Seyferts 1 (possui componente larga em Hα) e as Seyferts 2 (n˜ao possui
componente larga em Hα). Os gr´aficos 6.4 e 6.6 revelam uma clara divis˜ao entre os dois
tipos de Seyfert. Tra¸camos uma linha que divide as Sy 1 das Sy 2 em ambos os gr´aficos.
Comparando-se os gr´aficos 6.5 e 6.7 com os gr´aficos 6.4 e 6.6, respectivamente, nota-se que
as linhas que dividem os dois tipos de Seyfert s˜ao aproximadamente p erpendiculares `as
linhas que ligam a origem `a coordenada do “broad Hα” em cada um dos gr´aficos. Como o
parˆametro “broad Hα” tem valor 0 quando a componente larga de Hα n˜ao est´a presente
e possui valor 1 quando a componente larga de Hα est´a presente, o PCA calculou as
coordenadas das gal´axias da amostra de modo que as Sy 1 estivessem na regi˜ao onde existe
a componente larga de Hα e as Sy 2 na regi˜ao onde n˜ao ´e observada a componente larga
de Hα. Seguindo esta base de an´alise, podemos estudar cada autovetor individualmente.
Autovetor 1 (31% da varian¸ca dos dados)
Vemos da tabela 6.5 que o autovetor 1 ´e dominado pela correla¸c˜ao entre a luminosi-
dade em Hα, pela largura equivalente em Hα, pela luminosidade em raio-x e pela raz˜ao de
Eddington. Parece ser um indicador da luminosidade do AGN, mostrando que a lumino-
sidade (´optica e de raios-x, mas n˜ao a FIR) ´e o parˆametro que melhor explica a variˆancia
dos dados nessa amostra de Seyferts. Portanto o autovetor 1 ´e determinado pela taxa de
acres¸c˜ao sobre o buraco negro.
Autovetor 2 (22% da varian¸ca dos dados)
O autovetor 2 ´e dominado pela massa do buraco negro, correlacionado com o FWHM
[N II] e anticorrelacionado com a magnitude K, o tipo de Hubble e a fra¸c˜ao da L
fir
/L
edd
.
Esses resultados indicam que o autovetor 2 ´e determinado pela massa do buraco negro.
´
E poss´ıvel verificar o efeito do “downsizing” no universo local, onde gal´axias mais
massivas (el´ıpticas) tendem a ter buracos negros mais massivos em seus centros. J´a gal´axias
menos massivas (espirais), com buracos negros centrais menos massivos, mostram uma
maior presen¸ca de “starbursts”, isto ´e uma maior raz˜ao de L
F IR
/R
edd
.
´
E interessante
notar que n˜ao ´e nosso objetivo fazer uma an´alise desse efeito ao longo do tempo, pois
o estudo ´e feito com gal´axias no universo local. O “downsizing” est´a relacionado com a
Se¸c˜ao 6.4. An´alise dos dados 143
massa da componente esferoidal das gal´axias, proporcional `a magnitude K e `a massa do
buraco negro central. A rela¸c˜ao entre a massa do buraco negro central e a massa da gal´axia
(M
gal
) ´e dada por (Ferrarese et al. 2006):
l ogM
SMB H
= 0.92(11)log
M
gal
10
11.3
M
+ 8.47(8) (6.10)
Relacionada a massa da gal´axia e a massa do buraco negro central, pode-se dizer que
o autovetor 2 separa gal´axias com baixa massa de buraco negro central e indicativo de
“starbursts” nessa regi˜ao, de poss´ıveis AGNs do tipo LINER com massas do buraco negro
central maiores e linhas de baixa ioniza¸c˜ao fortes, ao longo da seq¨uˆencia de Hubble (gal´axias
el´ıpticas tendem a ser AGNs com buracos negros mais massivos, enquanto gal´axias espirais
possuem buracos negros menos massivos e presen¸cas significativas de “starbursts”). A
massa do buraco negro e o efeito de “downsizing” ´e o fator que explica melhor a variˆancia
dos dados depois da luminosidade central.
Autovetor 3 (11% da varian¸ca dos dados)
Finalmente o autovetor 3 est´a correlacionado com a largura das linhas de Hα e com
as linhas de alta-ioniza¸c˜ao.
´
E o autovetor que apresenta a diferen¸ca entre as Seyferts 1
das Seyferts 2, indicando que as Seyferts 1 p ossui linhas de alta ioniza¸c˜ao mais fortes.
A divis˜ao entre os tipos de Seyferts ´e a terceira colocada na explica¸c˜ao da variˆancia dos
dados. A tabela 6.7 com a relevˆancia de cada autovetor na varian¸ca dos dados da amostra
´e apresentada abaixo.
Fatores F1 F2 F3
Autovalores 6.847 4.758 2.419
Contribui¸c˜ao individual (%) 31.121 21.628 10.997
Contribui¸c˜ao somada (%) 31.121 52.748 63.745
Tabela 6.7 - Contribui¸c˜ao dos autovetores 1, 2 e 3 na varian¸ca dos dados da amostra de Seyferts. Note que
o autovetor 1 explica a maior parte da variˆancia dos dados, seguido pelos autovetores 2 e 3. A contribui¸c˜ao
somada dos trˆes autovetores ´e de 63,7%.
144 Cap´ıtulo 6. An´alise de uma amostra de Gal´axias de Seyfert
6.4.3 An´alise comparativa de parˆametros
Uma an´alise mais detalhada ´e feita no gr´afico 6.4, que apresenta a rela¸c˜ao entre os
autovetores 1 e 3. Na regi˜ao de baixa luminosidade h´a um grupo de Seyferts 2 que possuem
caracter´ısticas parecidas. Define-se essa regi˜ao como Seyfert 2b (as outras Seyferts do tipo
2 ss˜ao definidas como 2a). Foi feita uma an´alise comparativa entre certos parˆametros. Os
resultados est˜ao na tabela 6.8. As gal´axias foram divididas por tipo de Seyfert (1, 2a e
2b) e ordenadas de cima para baixo na tabela segundo o grau de ioniza¸c˜ao de cada gal´axia
(baixa ioniza¸c˜ao no topo de cada tipo de Seyfert e alta ioniza¸c˜ao na parte de baixo de cada
tipo de Seyfert).
Note que h´a uma diferencia¸c˜ao entre as Seyferts 2b das Seyferts 2a. Enquanto o tipo 2b
n˜ao ´e “compton thick”, possui uma massa de g´as uma vez ionizado menor e provavelmente
um n ´ucleo virializado, as Seyferts 2a s˜ao “compton thick”, possuem uma maior massa
de g´as uma vez ionizado e provavelmente seus n´ucleos sofrem alguma influˆencia al´em do
buraco negro, possivelmente de superventos, pois em geral sf
1/3
1.
Outro resultado encontrado na an´alise foi a divis˜ao encontrada entre as Seyferts 1.
Nota-se que Seyferts 1 de baixa ioniza¸c˜ao tendem a ter fontes compactas e “flat spectra”.
J´a as Seyferts 1 de alta ioniza¸c˜ao tendem a ter fontes extensas e “steep spectra”. Segundo
Ho e Ulvestad (2001), o “flat spectra” ´e definido como α
ν
≥ −0.2.
6.5 NGC 6221 e NGC 7582
NGC 6221 e NGC 7582 est˜ao lo calizadas no hemisf´erio sul. Por isso n˜ao foram inclu´ıdas
no “survey” de Ho et al. (1997). No entanto, como esses objetos foram os alvos principais
desta disserta¸c˜ao, seria interessante ver quais s˜ao seus comportamentos frente a amostra
de gal´axias Seyfert. Deve-se tomar cuidado com a interpreta¸c˜ao dada a essas gal´axias,
uma vez que o espectro medido em Veron-Cetty e Veron (1986) s˜ao de suas regi˜oes HII,
respons´aveis por maior parte do sinal dos espectros destas gal´axias, como foi visto nos
cap´ıtulos 3 e 5.
No autovetor 1, ambas as gal´axias aparecem nas coordenadas 4.194 (NGC 6221) e 3.295
(NGC 7582). Isso indica que elas possuem uma forte luminosidade em Hα e em raio-x
em compara¸c˜ao a amostra. Isso tamb´em ´e visto nas tabelas 6.2 e 6.3. A luminosidade em
Se¸c˜ao 6.5. NGC 6221 e NGC 7582 145
Nome q Morf α
ν
Log L
F IR
/LHα Log L
F IR
/L
x
Log L
F IR
/L
edd
Cthick Sf
1/3
Mg+
(1) (2) (3) (4) (5) (6) (7) (8) (9) (10)
Sy2b
3941 A 0.41 N 1.58 5.43E-05
4477 1.87 A 0.29 3.21 2.40 -4.21 N 0.62 3.46E-05
4501 2.32 C -0.44 4.75 4.09 -2.30 N 0.56 6.48E-05
4698 1.96 A 0.58 3.48 3.01 -3.44 N 0.84 6.70E-05
4725 2.95 0.29 4.67 3.97 -2.74 N 0.56 1.49E-05
Sy2a
1058 2.64 0.00 4.89 4.74 -0.38 D 53.25 1.41E-03
3486 2.95 0.00 4.63 3.56 -1.63 D 37.36 1.58E-03
5194 2.96 C+L -0.63 4.83 2.80 -1.29 S 5.86 5.04E-04
7743 0.58 E -0.46 3.10 1.22 -2.05 S 43.20 5.31E-03
3185 2.19 A 0.14 3.10 1.91 -1.37 S 96.55 1.17E-02
3079 1.02 C+D 0.17 5.40 1.54 -1.63 S 230.85 3.10E-03
2273 0.47 E -0.60 3.08 0.91 -1.98 S 4.08 1.93E-03
Sy1
4168 -0.14 C 0.18 3.97 1.70 -4.67 N 0.60 6.27E-06
3031 1.15 C+L 0.16 4.29 1.68 -4.06 N 0.13 1.40E-06
3982 1.62 C+D -0.41 3.99 2.02 -1.11 S 19.63 1.07E-03
4565 2.08 C 0.20 5.04 3.58 -2.65 N 0.61 2.27E-05
4138 C 0.35 N 1.52 8.77E-05
5273 0.83 C -0.52 3.14 1.05 -1.87 N 13.43 2.65E-03
4639 2.38 A 0.44 4.25 2.37 -2.21 N 3.98 1.46E-04
4258 2.42 E 0.01 4.62 2.11 -2.67 N 1.27 1.32E-05
5033 1.75 E+L -0.53 4.38 2.62 -1.90 N 3.68 4.74E-04
4388 1.09 E+L -0.72 3.24 1.59 -2.04 N 7.72 1.02E-03
3227 0.36 E -0.88 3.03 1.67 -2.22 N 15.67 1.86E-03
1068 0.28 E+L -0.73 2.79 1.50 -2.05 S 27.91 4.01E-03
AGN/Starburst
6221 2.58 2.27 0.07 572.07 3.63E-01
7582 2.52 2.32 -0.69 83.02 1.02E-01
Tabela 6.8 - - An´alise manual da amostra de Seyfert. Algumas gal´axias n˜ao entraram efetivamente no
PCA por faltarem alguns dados, como por exemplo NGC 3941 e NGC 4138, mas foi poss´ıvel fazer uma
an´alise manual delas. (1) Nome da gal´axia (NGC); (2) Raz˜ao do fluxo FIR com o fluxo em r´adio; (3)
Morfologia r´adio (A - Amb´ıgua, C - Compacto, E - Extenso. Quando h´a complemento ´e a morfologia
da regi˜ao extensa L - Linear e D - Difusa); (4)
´
Indice espectral no r´adio; (5) Raz˜ao entre a luminosidade
FIR e luminosidade da linha de Hα; (6) Raz˜ao entre a luminosidade FIR e luminosidade em raio-x; (7)
Raz˜ao entre a luminosidade FIR e luminosidade de Eddington; (8) Comptonthick. A fonte ´e comptonthick
quando N
H
> 1024cm
−3
. (s - Sim, n - N˜ao e d - duvidoso); (9) Parˆametro de virializa¸c˜ao; (10) Massa do
g´as uma vez ionizado
raio-x indica a presen¸ca do AGN, por´em com a luminosidade em Hα a interpreta¸c˜ao pode
ser que a fonte de ioniza¸c˜ao mais forte s˜ao as regi˜oes H II.
No autovetor 2, as coordenadas para NGC 6221 e NGC 7582 s˜ao -2.880 e -1.041.
Estes resultados implicam que ambas as gal´axias possuem buracos negros centrais menos
massivos em rela¸c˜ao a amostra de Ho et al. (1997). Ambas as gal´axias s˜ao espirais com
uma forte presen¸ca de “starburst” em seus n ´ucleos. Isso as insere dentro do efeito do
“downsizing” verificado na amostra.
146 Cap´ıtulo 6. An´alise de uma amostra de Gal´axias de Seyfert
No autovetor 3, com coordenadas -1.506 para NGC 6221 e -0.998 para NGC 7582, ´e
visto nos gr´aficos 6.4 e 6.6 que ambas as gal´axias est˜ao em regi˜oes de Sy2. Isso est´a de
acordo com as observa¸c˜oes no ´optico de Veron-Cetty e Veron (1986), afinal seus espectros
revelam componentes de Sy 2 nas linhas de [O III] e caracter´ısticas de regi˜oes H II nas
linhas permitidas e nas outras linhas proibidas (Phillips 1979, Veron et al. 1981 e Veron
et al. 1981).
As gal´axias NGC 6221 e NGC 7582 est˜ao sempre localizadas pr´oximas nos gr´aficos 6.2,
6.4 e 6.6, o que possibilitaria definir um local para objetos do tipo “AGN/Starburst”. A
an´alise da se¸c˜ao 6.4.3 revela diferen¸cas entre este grupo e as demais Seyferts. Devemos ter
em mente que as medidas no espectro ´optico de ambas as gal´axias s˜ao provenientes de suas
regi˜oes H II. Por isso, deve-se tomar cuidado com os valores encontrados para o parˆametro
de virializa¸c˜ao, especialmente em NGC 6221, onde suspeita-se de um AGN duplo, como
discutido no cap´ıtulo 4. O mesmo cuidado ´e valido para a massa de g´as ionizado.
6.6 Discuss˜ao dos resultados
A an´alise em componentes principais da amostra de gal´axias forneceu resultados in-
teressantes, como a divis˜ao de dois tipos de Sy2, e que os objetos compostos tamb´em
ocupam um grupo a parte quando v´arios parˆametros s˜ao analisados ao mesmo tempo, que
´e o intuito do uso do PCA nesta amostra. A separa¸c˜ao entre os dois tipos de Sy2, vista
na tabela 6.8, ´e clara e indica at´e poss´ıveis origens para as Sy2b. Uma das propostas ´e
que essas regi˜oes sejam fotoionizadas por estrelas quentes, ou mesmo associada a “cooling
flows”.
A inclus˜ao de NGC 6221 e NGC 7582 confirmou que ambas as gal´axias possuem forte
forma¸c˜ao estelar no n´ucleo, o que ´e amplamente discutido na literatura e tamb´em revela-
dos nos resultados dos cap´ıtulos 3 e 5. Isto porque os espectros utilizados na amostra s˜ao
provenientes de suas regi˜oes H II, uma vez que estes objetos dominam o sinal do espectro
na faixa do ´optico. J´a a correla¸c˜ao de NGC 6221 e NGC 7582 no autovetor 1 com a lumino-
sidade em raio-x indica a presen¸ca de AGNs tipo Seyfert 2 em ambas as gal´axias. Por´em,
o PCA n˜ao revela caracter´ısticas de Sy 1 em NGC 6221 e NGC 7582. Isso indica que uma
an´alise mais profunda, como a desenvolvida nesta disserta¸c˜ao, ou a espectropolarimetria,
pode ser necess´aria para encontrar caracter´ısticas de Sy1 em AGNs.
Cap´ıtulo 7
Conclus˜oes e perspectivas
O desenvolvimento de novas tecnologias de observa¸c˜ao astronˆomica tais como os IFUs
possibilitaram a obten¸c˜ao de um grande volume de dados. Cada observa¸c˜ao pode ter
dezenas de milh˜oes de pixels. Os m´etodos tradicionais de an´alise espectrosc´opica s˜ao
limitados; novas estrat´egias e m´etodos precisam ser desenvolvidos.
No presente trabalho, apresentamos a an´alise dos n´ucleos de duas gal´axias complexas:
NGC 6221 e NGC 7582. A complexidade adv´em do fato de que essas gal´axias apresentam
AGNs obscurecidos por poeira, ao mesmo tempo em que tem superposto emiss˜ao de regi˜oes
H II. Isto ´e, ao mesmo tempo em que o AGN ´e obscurecido, ele ´e, tamb´em, ofuscado.
A an´alise de medidas feitas com IFU ´e, sem d´uvida, apropriada.
´
E necess´aria uma
grande quantidade de informa¸c˜ao espectral, com a melhor resolu¸c˜ao espacial poss´ıvel. Nes-
sas circunstˆancias temos sempre um problema de falta de f´otons. O advento de telesc´opios
de 8 metros, sem d´uvida, ´e um passo essencial para a nova etapa da pesquisa desses objetos.
Participamos do desenvolvimento de uma s´erie de metodologias apropriadas para esse
tipo de an´alise: corre¸c˜ao da refra¸c˜ao atmosf´erica; deconvolu¸c˜ao Richarson-Lucy; Tomo-
grafia PCA etc. A aplica¸c˜ao dessas metodologias a casos complexos, permitiu ao mesmo
tempo aperfei¸coar as metodologias e aprender sobre detalhes dos objetos em an´alise.
Uma das conclus˜oes importantes foi a descoberta de um n´umero significativo de res-
tos de supernovas (SNRs). Em ambas as gal´axias se observam um significativo n´umero
desses objetos que apresentam grau de ioniza¸c˜ao bem vari´avel. Ambas as gal´axias tem
duas regi˜oes H II dominantes, nas quais se vˆem forma¸c˜ao estelar recente, com idades de 3
milh˜oes de anos em NGC 6221 e de 4 milh˜oes de anos em NGC 7582. Al´em disso descobri-
mos em NGC 6221, dois aglomerados de estrelas Wolf-Rayet, cujas idades devem estar por
148 Cap´ıtulo 7. Conclus˜oes e perspectivas
volta de 3 milh˜oes de anos. Essa gal´axia tem uma curiosa onda de choque linear, a cerca
de um segundo de arco do n´ucleo. Essa onda de choque ´e evidenciada pela forte emiss˜ao de
[N I] 5200A. Associada a ela, tem 5 SNRs e uma candidata a estrela LBV. Esse fenˆomeno ´e
in´edito; desconhecemos que tal fenˆomeno tenha sido observado em outras gal´axias. Talvez
o fenˆomeno mais peculiar descoberto nessa pesquisa seja a evidˆencia de que o AGN de
NGC 6221 ´e duplo, sendo espacialmente resolvido. Isso abre uma importante linha de
investiga¸c˜ao sobre o processo de coalescˆencia de buracos negros supermassivos. Confirma-
mos a existˆencia de um cone de ioniza¸c˜ao na gal´axia NGC 7582. Al´em disso, propomos
a identifica¸c˜ao do SNR da estrela que explodiu h´a uma d´ecada, pr´oxima do n´ucleo. A
complexidade dessas duas gal´axias se deve ao fato de elas terem tido eventos de fus˜ao h´a
cerca de um bilh˜ao de anos atr´as. Inserimos as duas gal´axias numa amostra maior de
Seyferts do tipo 1 e 2. O objetivo ´e realizar uma an´alise PCA das propriedades dessa
amostra e verificar como as caracter´ısticas dessas duas gal´axias se correlacionam com a
amostra mais abrangente. Sem d´uvida o caminho delineado aqui se mostra promissor no
sentido de entendermos a f´ısica, a geometria e a evolu¸c˜ao de AGNs e sua intera¸c˜ao com o
meio ambiente. A disponibilidade de espectr´ografos IFU nos telesc´opios Gemini e, futura-
mente, no SOAR d˜ao uma oportunidade para a astronomia brasileira trazer contribui¸c˜oes
significativas para o estudo dessa ´area. Nesse sentido estamos propondo dar continuidade
no trabalho com as seguintes perspectivas:
• Aprofundar a an´alise em curso das gal´axias NGC 6221 e 7582, refinando o processa-
mento de dados existentes e publicando artigos contendo seus resultados.
• Para a fase de doutorado nossa proposta ´e realizar a an´alise de uma amostra de 10
gal´axias pr´oximas cujos dados j´a forma obtidos com o IFU nos telesc´opios Gemini.
S˜ao gal´axias nas quais n˜ao se tem not´ıcia de AGN, mas que tem bojos massivos.
´
E, pois, poss´ıvel que haja AGNs de muito baixa luminosidade. A sua descoberta e
caracteriza¸c˜ao s˜ao fundamentais para caracterizar a limite inferior de sua fun¸c˜ao de
luminosidade. A an´alise dessa amostra ser´a iniciada assim que o mestrado estiver
conclu´ıdo.
• Tomografia PCA de gal´axias do banco de dados do Gemini e de outros telesc´opios
tanto no ´optico como no infravermelho pr´oximo.
Cap´ıtulo 7. Conclus˜oes e perspectivas 149
• Realizar uma analise PCA de uma grande amostra de gal´axias pr´oximas, contendo o
maior n´umero de parˆametros poss´ıvel. O objetivo ´e entender os diversos mecanismos
envolvidos nesse tipo de objetos.
150 Cap´ıtulo 7. Conclus˜oes e perspectivas
Referˆencias Bibliogr´aficas
Allington-Smith J., Murray G., Content R., Dodsworth G., Davies R., Miller B. W., Jor-
gensen I., Hook I., Crampton D., Murowinski R., Integral Field Spectroscopy with the
Gemini Multiobject Spectrograph. I. Design, Construction, and Testing, PASP, 2002,
vol. 114, p. 892
Anderson K. S., ON the Interpretation of the Hα Profile of the Seyfert Galaxy NGC 5548,
ApJ, 1971, vol. 169, p. 449
Antonucci R., Unified models for active galactic nuclei and quasars, ARA&A, 1993, vol. 31,
p. 473
Antonucci R. R. J., Miller J. S., Spectropolarimetry and the nature of NGC 1068, ApJ,
1985, vol. 297, p. 621
Aretxaga I., Joguet B., Kunth D., Melnick J., Terlevich R. J., Seyfert 1 Mutation of the
Classical Seyfert 2 Nucleus NGC 7582, ApJ, 1999, vol. 519, p. L123
Arons J., Kulsrud R. M., Ostriker J. P., A multiple pulsar model for quasi-stellar objects
and active galactic nuclei, ApJ, 1975, vol. 198, p. 687
Baade W., Minkowski R., On the Identification of Radio Sources., ApJ, 1954, vol. 119, p.
215
Baker J. G., Centrella J., Choi D.-I., Koppitz M., van Meter J. R., Miller M. C., Getting
a Kick Out of Numerical Relativity, ApJ, 2006, vol. 653, p. L93
Barrell H., Dispersion of air between 2500A and 6500A, Journal of the Optical Society of
America (1917-1983), 1951, vol. 41, p. 295
152 Referˆencias Bibliogr´aficas
Begelman M. C., Blandford R. D., Rees M. J., Massive black hole binaries in active galactic
nuclei, Nature, 1980, vol. 287, p. 307
Bi H., Boerner G., When does the Richardson-Lucy deconvolution converge?, A&AS, 1994,
vol. 108, p. 409
Bianchi S., Chiaberge M., Piconcelli E., Guainazzi M., A multiwavelength map of the
nuclear region of NGC 7582, MNRAS, 2007, vol. 374, p. 697
Blandford R. D., McKee C. F., Reverberation mapping of the emission line regions of
Seyfert galaxies and quasars, ApJ, 1982, vol. 255, p. 419
Blandford R. D., Rees M. J., , 1978 in Wolfe A. M., ed., Pittsburgh Conference on BL Lac
Objects, Pittsburgh, Pa., April 24-26, 1978, Proceedings. (A79-30026 11-90) Pittsburgh,
Pa., University of Pittsburgh, 1978, p. 328-341; Discussion, p. 341-347. NATO-supported
research Some comments on radiation mechanisms in Lacertids. pp 328–341
B¨onsch G., Potulski E., Measurement of the refractive index of air and comparison with
modified Edl´en’s formulae, Metrologia, 1998, vol. 35, p. 133
Boroson T. A., Black Hole Mass and Eddington Ratio as Drivers for the Observable Pro-
perties of Radio-loud and Radio-quiet QSOs, ApJ, 2002, vol. 565, p. 78
Burbidge E. M., Burbidge G. R., Prendergast K. H., Mass Distribution and Physical
Conditions in the Inner Region of NGC 1068., ApJ, 1959, vol. 130, p. 26
Burbidge E. M., Lynds C. R., Burbidge G. R., ON the Measurement and Interpretation
of Absorption Features in the Spectrum of the Quasi-Stellar Object 3c 191, ApJ, 1966,
vol. 144, p. 447
Burbidge G. R., Galactic Explosions as Sources of Radio Emission, Nature, 1961, vol. 190,
p. 1053
Cameron A. G. W., Star Formation in Elliptical Galaxies and Intense Radio Sources,
Nature, 1962, vol. 194, p. 963
Campanelli M., Lousto C., Zlochower Y., Merritt D., Large Merger Recoils and Spin Flips
from Generic Black Hole Binaries, ApJ, 2007a, vol. 659, p. L5
Referˆencias Bibliogr´aficas 153
Campanelli M., Lousto C. O., Zlochower Y., Merritt D., Maximum Gravitational Recoil,
Physical Review Letters, 2007b, vol. 98, p. 231102
Cardelli J. A., Clayton G. C., Mathis J. S., The relationship between infrared, optical, and
ultraviolet extinction, ApJ, 1989, vol. 345, p. 245
Cid Fernandes R., Mateus A., Sodr´e L., Stasi´nska G., Gomes J. M., Semi-empirical analysis
of Sloan Digital Sky Survey galaxies - I. Spectral synthesis metho d, MNRAS, 2005,
vol. 358, p. 363
Ciddor P. E., Refractive index of air: new equations for the visible and near infrared,
Appl. Opt., 1996, vol. 35, p. 1566
Clavel J., Benvenuti P., Cassatella A., Heck A., Penston M. V., Selvelli P. L., Beeckmans
F., Macchetto F., The UV spectrum of the narrow emission line X-ray emitting nucleus
of the galaxy NGC 7582, MNRAS, 1980, vol. 192, p. 769
Collin-Souffrin S., Joly M., Dumont S., Heidmann N., Formation of permitted lines in the
spectrum of type 1 Seyfert galaxies and quasars. II - Fe II lines and the low excitation
region, A&A, 1980, vol. 83, p. 190
Dahari O., De Robertis M. M., A statistical study of properties of Seyfert and starburst
galaxies, ApJS, 1988, vol. 67, p. 249
Davidson K., Photoionization and the Emission-Line Spectra of Quasi-Stellar Objects,
ApJ, 1972, vol. 171, p. 213
de Vaucouleurs G., , 1975 Nearby Groups of Galaxies. Galaxies and the Universe pp 557–+
de Vaucouleurs G., de Vaucouleurs A., Corwin J. R., , 1976 in Second reference catalogue
of bright galaxies, 1976, Austin: University of Texas Press. Second reference catalogue
of bright galaxies. pp 0–+
Dewangan G. C., Griffiths R. E., Type 2 Counterparts of Narrow-Line Seyfert 1 Galaxies,
ApJ, 2005, vol. 625, p. L31
154 Referˆencias Bibliogr´aficas
D´ıaz R. J., Oddone M., Carranza G., Dottori H., Cinem´atica de la Regi´on Nuclear de
NGC 6221, Boletin de la Asociacion Argentina de Astronomia La Plata Argentina,
1997, vol. 41, p. 104
Edlen B., The dispersion of standard air, Journal of the Optical Society of America (1917-
1983), 1953, vol. 43, p. 339
Elvis M., Maccacaro T., Wilson A. S., Ward M. J., Penston M. V., Fosbury R. A. E.,
Perola G. C., Seyfert galaxies as X-ray sources, MNRAS, 1978, vol. 183, p. 129
Elvis M., Wilkes B. J., McDowell J. C., Green R. F., Bechtold J., Willner S. P., Oey M. S.,
Polomski E., Cutri R., Atlas of quasar energy distributions, ApJS, 1994, vol. 95, p. 1
Fath E. A., The spectra of some spiral nebulae and globular star clusters, Lick Observatory
Bulletin, 1909, vol. 5, p. 71
Ferrarese L., Cˆot´e P., Dalla Bont`a E., Peng E. W., Merritt D., Jord´an A., Blakeslee J. P.,
Ha¸segan M., Mei S., Piatek S., Tonry J. L., West M. J., A Fundamental Relation between
Compact Stellar Nuclei, Supermassive Black Holes, and Their Host Galaxies, ApJ, 2006,
vol. 644, p. L21
Filippenko A. V., The importance of atmospheric differential refraction in spectrophoto-
metry, PASP, 1982, vol. 94, p. 715
Forbes D. A., Norris R. P., Star formation in southern Seyfert galaxies, MNRAS, 1998,
vol. 300, p. 757
Fukunaga K., Statistical Pattern Recognition. Second Edition, ACADEMIC PRESS INC.,
1990
Gebhardt K., Bender R., Bower G., Dressler A., Faber S. M., Filippenko A. V., Green R.,
Grillmair C., Ho L. C., Kormendy J., Lauer T. R., Magorrian J., Pinkney J., Richstone
D., Tremaine S., A Relationship between Nuclear Black Hole Mass and Galaxy Velocity
Dispersion, ApJ, 2000, vol. 539, p. L13
Gerke B. F., et al., The DEEP2 Galaxy Redshift Survey: AEGIS Observations of a Dual
AGN at z = 0.7, ApJ, 2007, vol. 660, p. L23
Referˆencias Bibliogr´aficas 155
Glass I. S., Infra-red observations of NGC 7552 and NGC 758z and theiridentification with
PKS radio sources, MNRAS, 1973, vol. 162, p. 35P
Glass I. S., More JHKL colours of galaxies., MNRAS, 1976, vol. 175, p. 191
Glass I. S., Infrared observations of active southern galaxies and QSOs, MNRAS, 1979,
vol. 186, p. 29P
Gonz´alez J. A., Hannam M., Sperhake U., Br¨ugmann B., Husa S., Supermassive Recoil Ve-
locities for Binary Black-Hole Mergers with Antialigned Spins, Physical Review Letters,
2007, vol. 98, p. 231101
Gonz´alez J. A., Sperhake U., Br¨ugmann B., Hannam M., Husa S., Maximum Kick from
Nonspinning Black-Hole Binary Inspiral, Physical Review Letters, 2007, vol. 98, p.
091101
Gr¨oningsson P., Fransson C., Lundqvist P., Lundqvist N., Leibundgut B., Spyromilio J.,
Chevalier R. A., Gilmozzi R., Kjær K., Mattila S., Sollerman J., High resolution spec-
troscopy of the inner ring of SN 1987A, A&A, 2008, vol. 479, p. 761
Heisler C. A., Lumsden S. L., Bailey J. A., Visibility of scattered broad-line emission in
Seyfert 2 galaxies, Nature, 1997, vol. 385, p. 700
Herrmann F., Hinder I., Shoemaker D., Laguna P., Unequal mass binary black hole plunges
and gravitational recoil, Classical and Quantum Gravity, 2007, vol. 24, p. 33
Ho L. C., Filippenko A. V., Sargent W. L. W., A Search for “Dwarf” Seyfert Nuclei. III.
Spectroscopic Parameters and Properties of the Host Galaxies, ApJS, 1997, vol. 112, p.
315
Ho L. C., Filipp enko A. V., Sargent W. L. W., Peng C. Y., A Search for “Dwarf” Seyfert
Nuclei. IV. Nuclei with Broad H alpha Emission, ApJS, 1997, vol. 112, p. 391
Ho L. C., Ulvestad J. S., Radio Continuum Survey of an Optically Selected Sample of
Nearby Seyfert Galaxies, ApJS, 2001, vol. 133, p. 77
Ho L. C. W., , 2004 in Ho L. C., ed., Coevolution of Black Holes and Galaxies Black Hole
Demography from Nearby Active Galactic Nuclei. pp 292–+
156 Referˆencias Bibliogr´aficas
Hook I. M., Jørgensen I., Allington-Smith J. R., Davies R. L., Metcalfe N., Murowinski
R. G., Crampton D., The Gemini-North Multi-Object Spectrograph: Performance in
Imaging, Long-Slit, and Multi-Object Spectroscopic Modes, PASP, 2004, vol. 116, p.
425
Hoyle F., Fowler W. A., On the nature of strong radio sources, MNRAS, 1963, vol. 125,
p. 169
Hubble E. P., Extragalactic nebulae., ApJ, 1926, vol. 64, p. 321
Khachikian E. Y., Weedman D. W., An atlas of Seyfert galaxies, ApJ, 1974, vol. 192, p.
581
Komossa S., Burwitz V., Hasinger G., Predehl P., Kaastra J. S., Ikebe Y., Discovery of a
Binary Active Galactic Nucleus in the Ultraluminous Infrared Galaxy NGC 6240 Using
Chandra, ApJ, 2003, vol. 582, p. L15
Lehnert M. D., Heckman T. M., Ionized Gas in the Halos of Edge-on Starburst Galaxies:
Evidence for Supernova-driven Superwinds, ApJ, 1996, vol. 462, p. 651
Lehto H. J., Valtonen M. J., OJ 287 Outburst Structure and a Binary Black Hole Model,
ApJ, 1996, vol. 460, p. 207
Levenson N. A., Fernandes R. C. J., Weaver K. A., Heckman T. M., Storchi-Bergmann T.,
The Obscuring Starburst of NGC 6221 and Implications for the Hard X-Ray Background,
ApJ, 2001, vol. 557, p. 54
Levenson N. A., Weaver K. A., Heckman T. M., The Seyfert-Starburst Connection in
X-Rays. I. The Data, ApJS, 2001a, vol. 133, p. 269
Levenson N. A., Weaver K. A., Heckman T. M., The Seyfert-Starburst Connection in
X-Rays. II. Results and Implications, ApJ, 2001b, vol. 550, p. 230
Loeb A., Observable Signatures of a Black Hole Ejected by Gravitational-Radiation Recoil
in a Galaxy Merger, Physical Review Letters, 2007, vol. 99, p. 041103
Lucy L., An iterative technique for the rectification of observed distributions, AJ, 1974,
vol. 79, p. 745
Referˆencias Bibliogr´aficas 157
Lucy L., Optimum strategies for inverse problems in statistical astronomy, A&A, 1994,
vol. 289, p. 983
Lynden-Bell D., Galactic Nuclei as Collapsed Old Quasars, Nature, 1969, vol. 223, p. 690
MacAlpine G. M., Photoionization Models for the Emission-Line Regions of Quasi-Stellar
and Related Objects, ApJ, 1972, vol. 175, p. 11
Maccacaro T., Perola G. C., Elvis M., X-ray observations of emission line galaxies with
the Einstein Observatory, Space Science Reviews, 1981, vol. 30, p. 61
Marshall F. E., Boldt E. A., Holt S. S., Mushotzky R. F., Rothschild R. E., Serlemitsos
P. J., Pravdo S. H., New hard X-ray sources observed with HEAO A-2, ApJS, 1979,
vol. 40, p. 657
Martin W. L., Radial velocities of southern galaxies., MNRAS, 1976, vol. 175, p. 633
Merritt D., Milosavljevi´c M., Massive Black Hole Binary Evolution, Living Reviews in
Relativity, 2005, vol. 8, p. 8
Meynet G., Wolf-Rayet population syntheses for starburst galaxies., A&A, 1995, vol. 298,
p. 767
Mihara T., Xue S.-J., Otani C., Cappi M., Matsuoka M., ASCA Observations of the Seyfert
2 Galaxy NGC 7582: Implications for the Unified Scheme of AGNs, Advances in Space
Research, 2000, vol. 25, p. 819
Miranda A. A., Borgne Y., Bontempi G., New Routes from Minimal Approximation Error
to Principal Components, Neural Processing Letters, 2008, vol. 27, p. 197
Morris S., Ward M., Whittle M., Wilson A. S., Taylor K., The velocity fields and radio
structures of the active galaxies NGC 5643 and NGC 7582, MNRAS, 1985, vol. 216, p.
193
Mushotzky R. F., The X-ray spectrum and time variability of narrow emission line galaxies,
ApJ, 1982, vol. 256, p. 92
158 Referˆencias Bibliogr´aficas
Nussenzveig H. M., Curso de F´ısica B´asica, vol. 4. 2
a
reimpress˜ao editora Edgard Blucher
LTDA., 2002
Oddone M. A., Goldes G., Carranza G., D´ıaz R. J., Plana H., Boulesteix J., Estudio
interferom´etrico y espectrosc´opico de NGC 6215 y NGC 6221, Boletin de la Asociacion
Argentina de Astronomia La Plata Argentina, 1999, vol. 43, p. 71
Oke J. B., Sargent W. L. W., The Nucleus of the Seyfert Galaxy NGC 4151, ApJ, 1968,
vol. 151, p. 807
Osterbrock D. E., Observational Model of the Ionized Gas in Seyfert and Radio-Galaxy
Nuclei, Proceedings of the National Academy of Science, 1978, vol. 75, p. 540
Osterbrock D. E., Ferland G. J., Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei.
Astrophysics of gaseous nebulae and active galactic nuclei, 2nd. ed. by D.E. Osterbro ck
and G.J. Ferland. Sausalito, CA: University Science Books, 2006, 2006
Owens J. C., Optical Refractive Index of Air: Dependence on Pressure, Temperature and
Composition, Appl. Opt., 1967, vol. 6, p. 51
Panessa F., Bassani L., Cappi M., Dadina M., Barcons X., Carrera F. J., Ho L. C., Iwasawa
K., On the X-ray, optical emission line and black hole mass properties of local Seyfert
galaxies, A&A, 2006, vol. 455, p. 173
Paturel G., Petit C., Prugniel P., Theureau G., Rousseau J., Brouty M., Dubois P.,
Cambr´esy L., HYPERLEDA. I. Identification and designation of galaxies, A&A, 2003,
vol. 412, p. 45
Pence W. D., Blackman C. P., Dynamics of gas in barred spiral galaxies. I - NGC 6221,
MNRAS, 1984, vol. 207, p. 9
Peterson B. M., An Introduction to Active Galactic Nuclei. An introduction to active
galactic nuclei, Publisher: Cambridge, New York Cambridge University Press, 1997
Physical description xvi, 238 p. ISBN 0521473489, 1997
Peterson B. M., Meyers K. A., Carpriotti E. R., Foltz C. B., Wilkes B. J., Miller H. R.,
The variability of the spectrum of Arakelian 120. II - Evidence for a small broad line
emitting region, ApJ, 1985, vol. 292, p. 164
Referˆencias Bibliogr´aficas 159
Phillips M. M., Optical Spectrophotometry of the Suspected X-Ray Galaxies NGC 6221
and NGC 7213, ApJ, 1979, vol. 227, p. L121+
Prieto M. A., Reunanen J., Kotilainen J. K., Subarcsecond Emission in Seyfert Galaxies:
The Nuclear Component in the L and M Bands, ApJ, 2002, vol. 571, p. L7
Redmount I. H., Rees M. J., Gravitational-radiation rocket effects and galactic structure.,
Comments on Astrophysics, 1989, vol. 14, p. 165
Richardson W., Bayesian-based iterative method of image restoration, Journal of the Op-
tical Society of America (1917-1983), 1972, vol. 62, p. 55
Rodriguez C., Taylor G. B., Zavala R. T., Peck A. B., Pollack L. K., Romani R. W., A
Compact Supermassive Binary Black Hole System, ApJ, 2006, vol. 646, p. 49
Salpeter E. E., Accretion of Interstellar Matter by Massive Objects., ApJ, 1964, vol. 140,
p. 796
Sanders D. B., Phinney E. S., Neugebauer G., Soifer B. T., Matthews K., Continuum
energy distribution of quasars - Shapes and origins, ApJ, 1989, vol. 347, p. 29
Schlegel D. J., Finkbeiner D. P., Davis M., Maps of Dust Infrared Emission for Use in
Estimation of Reddening and Cosmic Microwave Background Radiation Foregrounds,
ApJ, 1998, vol. 500, p. 525
Schmitt H. R., Kinney A. L., Calzetti D., Storchi Bergmann T., The Spectral Energy
Distribution of Normal, Starburst, and Active Galaxies., AJ, 1997, vol. 114, p. 592
Seyfert C. K., Nuclear Emission in Spiral Nebulae., ApJ, 1943, vol. 97, p. 28
Shields G. A., X-ray ionization and the helium abundance in 3C 120., ApJ, 1974, vol. 191,
p. 309
Shields G. A., A Brief History of Active Galactic Nuclei, PASP, 1999, vol. 111, p. 661
Shklovskii I. S., Physical Conditions in the Gaseous Envelope of 3c-273, AZh, 1964, vol. 41,
p. 801
160 Referˆencias Bibliogr´aficas
Shobbrook R. R., Southern groups and clusters of galaxies. I, Spectra and radial velocities
of nineteen southern galaxies, MNRAS, 1966, vol. 131, p. 293
Siebenmorgen R., Kr¨ugel E., Spoon H. W. W., Mid-infrared emission of galactic nuclei.
TIMMI2 versus ISO observations and models, A&A, 2004, vol. 414, p. 123
Sillanpaa A., et al., Confirmation of the 12-year optical outburst cycle in blazar OJ 287.,
A&A, 1996, vol. 305, p. L17+
Skrutskie M. F., et al., The Two Micron All Sky Survey (2MASS), AJ, 2006, vol. 131, p.
1163
Slipher V. M., The spectrum and velocity of the nebula N.G.C. 1068 ( M 77), Lowell
Observatory Bulletin, 1917, vol. 3, p. 59
Smart W. M., Textbook on spherical astronomy. 6th Edition, Cambridge: Cambridge
University Press, 1977
Smith L. I., A tutorial on Principal Components Analysis.
http://kybele.psych.cornell.edu/∼edelman/Psych-465-Spring-2003/PCA-tutorial.pdf,
2002
Smith N., Zhekov S. A., Heng K., McCray R., Morse J. A., Gladders M., The Reverse
Shock of SNR 1987A at 18 Years after Outburst, ApJ, 2005, vol. 635, p. L41
Spitzer L. J., Saslaw W. C., On the Evolution of Galactic Nuclei, ApJ, 1966, vol. 143, p.
400
Steiner J. E., Menezes R. E., Ricci T. V., Oliveira A. S., Mapping low and high den-
sity clouds in astrophysical nebulae by imaging forbidden line emission - Submetido,
MNRAS, 2008a
Steiner J. E., Menezes R. E., Ricci T. V., Oliveira A. S., , 2008b PCA Tomography: how
to extract information from datacubes Em prepara¸c˜ao
Storchi-Bergmann T., Bonatto C. J., Detection of a forbidden O III 5007-A radiation cone
in the nuclei of NGC 1365 and 7582, MNRAS, 1991, vol. 250, p. 138
Referˆencias Bibliogr´aficas 161
Su B.-M., Li Y.-S., Gao Y.-F., Is NGC 7582 a starburst galaxy?, Chinese Astronomy and
Astrophysics, 2000, vol. 24, p. 49
Tarter C. B., Salpeter E. E., The Interaction of X-Ray Sources with Optically Thick
Environments, ApJ, 1969, vol. 156, p. 953
Terlevich R., Melnick J., Warmers - The missing link between Starburst and Seyfert ga-
laxies, MNRAS, 1985, vol. 213, p. 841
Tichy W., Marronetti P., Binary black hole mergers: Large kicks for generic spin orienta-
tions, Phys. Rev. D, 2007, vol. 76, p. 061502
Tully R. B., Nearby galaxies catalog. Cambridge and New York, Cambridge University
Press, 1988, 221 p., 1988
Ulrich M. H., Boksenberg A., Bromage G. E., Clavel J., Elvius A., Penston M. V., Perola
G. C., Pettini M., Snijders M. A. J., Tanzi E. G., Tarenghi M., Detailed observations of
NGC 4151 with IUE. III - Variability of the strong emission lines from 1978 February
to 1980 May, MNRAS, 1984, vol. 206, p. 221
Ulvestad J. S., Ho L. C., Statistical Properties of Radio Emission from the Palomar Seyfert
Galaxies, ApJ, 2001, vol. 558, p. 561
Veilleux S., Osterbrock D. E., Spectral classification of emission-line galaxies, ApJS, 1987,
vol. 63, p. 295
Veron M. P., Veron P., Zuiderwijk E. J., High-Resolution Spectrophotometry of the Low-
Excitation X-Ray Galaxies NGC1672 and NGC6221, A&A, 1981, vol. 98, p. 34
Veron P., Veron M. P., Bergeron J., Zuidervijk E. J., How to find a Seyfert nucleus hidden
by a normal H II region, A&A, 1981, vol. 97, p. 71
Veron-Cetty M.-P., Veron P., Study of a complete sample of galaxies. II - Spectroscopy of
the nuclei, A&AS, 1986, vol. 66, p. 335
V´eron-Cetty M. P., V´eron P., The emission line spectrum of active galactic nuclei and the
unifying scheme, A&A Rev., 2000, vol. 10, p. 81
162 Referˆencias Bibliogr´aficas
Vicente L., Charlot P., Sol H., Monitoring of the VLBI radio structure of the BL Lacertae
object OJ 287 from geodetic data., A&A, 1996, vol. 312, p. 727
Walker M. F., Studies of Extragalactic Nebulae. V. Motions in the Seyfert Galaxy NGC
1068, ApJ, 1968, vol. 151, p. 71
Ward M., Penston M. V., Blades J. C., Turtle A. J., New optical and radio observations
of the X-ray galaxies NGC 7582 and NGC 2992, MNRAS, 1980, vol. 193, p. 563
Ward M. J., Wilson A. S., Penston M. V., Elvis M., Maccacaro T., Tritton K. P., Optical
identifications of extragalactic X-ray sources, ApJ, 1978, vol. 223, p. 788
Weedman D. W., Seyfert galaxies, quasars and redshifts, QJRAS, 1976, vol. 17, p. 227
Weymann R. J., Electron-Scattering Line Profiles in Nuclei of Seyfert Galaxies, ApJ, 1970,
vol. 160, p. 31
Whittle M., Virial and jet-induced velocities in Seyfert galaxies. I - A compilation of narrow
line region and host galaxy properties, ApJS, 1992, vol. 79, p. 49
Williams R. E., The Ionization and Thermal Equilibrium of a Gas Excited by Ultraviolet
Synchrotron Radiation, ApJ, 1967, vol. 147, p. 556
Wills B. J., Netzer H., Wills D., Broad emission features in QSOs and active galactic
nuclei. II - New observations and theory of Fe I I and H I emission, ApJ, 1985, vol. 288,
p. 94
Wold M., Galliano E., Nuclear embedded star clusters in NGC 7582, MNRAS, 2006,
vol. 369, p. L47
Wold M., Lacy M., K¨aufl H. U., Siebenmorgen R., The nuclear regions of NGC 7582
from [Ne II] spectroscopy at 12.8 µm - an estimate of the black hole mass, A&A, 2006,
vol. 460, p. 449
Woltjer L., Emission Nuclei in Galaxies., ApJ, 1959, vol. 130, p. 38
Xu C., Livio M., Baum S., Radio-loud and Radio-quiet Active Galactic Nuclei, AJ, 1999,
vol. 118, p. 1169
Referˆencias Bibliogr´aficas 163
Zhang X.-G., Dultzin-Hacyan D., Wang T.-G., SDSS J1130+0058 an X-shaped radio source
with double-peaked low-ionization emission lines: a binary black hole system?, MNRAS,
2007, vol. 377, p. 1215
164 Referˆencias Bibliogr´aficas
Apˆendice
Apˆendice A
Primeira p´agina de artigos publicados de minha
co-autoria
A&A 447, L1–L4 (2006)
DOI: 10.1051/0004-6361:200500227
c
ESO 2006
Astronomy
&
Astrophysics
Assisted stellar suicide in V617 Sagittarii
J. E. Steiner
1
,A.S.Oliveira
2,3
,D.Cieslinski
4
, and T. V. Ricci
1
1
Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas, Universidade de São Paulo, 05508-900 São Paulo, SP, Brasil
e-mail: [steiner;tiago]@astro.iag.usp.br
2
SOAR Telescope, Casilla 603, La Serena, Chile
e-mail: [email protected]
3
Laboratório Nacional de Astrofísica / MCT, CP21, Itajubá, MG, Brasil
4
Divisão de Astrofísica, Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais, CP 515, S. J. dos Campos, Brasil
e-mail: [email protected]
Received 7 December 2005 / Accepted 18 December 2005
ABSTRACT
Context.
V617 Sgr is a V Sagittae star – a group of binaries thought to be the galactic counterparts of the Compact Binary Supersoft X-ray
Sources – CBSS.
Aims.
To check this hypothesis, we measured the time derivative of its orbital period.
Methods.
Observed timings of eclipse minima spanning over 30 000 orbital cycles are presented.
Results.
We found that the orbital period evolves quite rapidly: P/
˙
P = 1.1 × 10
6
years. This is consistent with the idea that V617 Sgr is a
wind driven accretion supersoft source. As the binary system evolves with a time-scale of about one million years, which is extremely short
for a low mass evolved binary, it is likely that the system will soon end either by having its secondary completely evaporated or by the primary
exploding as a supernova of type Ia.
Key words. binaries: close – stars: winds, outflows – stars: individual: V617 Sgr – supernovae: general
1. Introduction
Compact Binary Supersoft X-ray Sources (CBSS) are a class
of objects that share in common a set of properties. They are
luminous (∼Eddington luminosity) sources of soft (15–70 eV)
X-ray photons and were initially discovered in the Magellanic
Clouds by the Einstein observatory and ROSAT. The CBSS
are thought to be cataclysmic binaries in which the secondary
is more massive than the primary star. In this situation, when
the secondary fills its Roche lobe a dynamical instability oc-
curs and the mass transfer takes place on the thermal time-
scale, which is about 10 million years for donor stars of 1–
1.5 M
. This produces accretion rates 100 times larger than
in normal cataclysmic variables and causes hydrostatic nuclear
burning on the surface of the white dwarf (see Kahabka &
van den Heuvel 1997 for a review).
Only two CBSS (MR Vel and QR And) are found in the
Galaxy, where one should find about a thousand. This is pre-
sumably due to the absorption of their soft X-ray emission
by the interstellar gas in the Galactic plane. V Sagittae stars
(Steiner & Diaz 1998) were proposed as a new class of binaries
Based on observations made at Laboratório Nacional de
Astrofísica/CNPq, Brazil.
that display properties quite similar to those of CBSS, but are
not detected as supersoft sources. They may be the galactic
counterpart of the CBSS. The soft photons are either absorbed
by the stellar wind or by the interstellar medium (or both). In
case this hypothesis is correct, these two classes should share a
number of properties in common. For example, the time varia-
tion of the orbital period should be high and similar in the two
situations – and this could be a critical test for the hypothesis
of the CBSS – V Sge connection.
What do we expect in terms of the orbital period time
derivative? In the scenario of dynamical instability, we ex-
pect that the orbital period decreases with time. There is only
one such object for which the period derivative has been mea-
sured: V Sge. Its period, in fact, decreases with a time-scale
of 5 million years (Patterson et al. 1998). However, this sce-
nario only predicts the existence of orbital periods longer than
6 h (Deutschmann 1998; King et al. 2001). For periods smaller
than this limit, the mass transfer is too small for nuclear burn-
ing to occur. This limitation on the orbital period imposes a
problem to the interpretation of the short orbital period sys-
tems among CBSS (SMC 13 and RX J0537.7-7034) and among
V Sge stars (V617 Sgr), which have orbital periods shorter than
5h.
Letter to the Editor
Article published by EDP Sciences and available at http://www.edpsciences.org/aaor http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361:200500227
Mon. Not. R. Astron. Soc. 000, 1–8 (2008) Printed 27 August 2008 (MN L
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X style file v2.2)
PCA Tomography: how to extract information from
datacubes
⋆
J. E. Steiner
1
†, R. B. Menezes
1
, T.V. Ricci
1
and A. S. Oliveira
2
1
Instituto de Astronomia, Geof´ı sica e Ciˆenci as Atmosf´ericas, Universidade de S˜ao Paulo, 05508-900, S˜ao Paulo, SP, Brasil
2
IP&D, Uni versidade do Vale do Para´ıba, Av. Shishima Hifumi, 2911, CEP 12244-000, S˜ao Jos´e dos Campos, SP, Brasil
Accepted . Received
ABSTRACT
Astronomy has developed basically with the use of spectroscopic and imaging tech-
niques, operated separately. With the development of modern technologies it is possible
to obtain datacubes in which one combines both techniques simultaneously, producing
images with spectral resolution. To extract information from them may become quite
complex, and the development of new methods of data analysis is desirable.
We present a method of analysis of datacube (data with two spatial and one spec-
tral dimension) that uses PCA (Principal Component Analysis) to express the data
in form of latent variables and reduced dimensionality, facilitating the information
extraction. PCA transforms the system of correlated coordinates into a system of un-
correlated coordinates ordered by principal components of decreasing variance. The
new coordinates are called eigenvectors and the projections of the data on these co-
ordinates are called tomograms. The association of the tomograms (images) to eigen-
vectors (spectra) is important for the interpretation of both. The eigenvectors are
orthogonal among themselves and this information is fundamental for their handling
and interpretation. When the datacube shows objects that present uncorrelated physi-
cal phenomena, the eigenvectors orthogonality may be instrumental in separating and
identifying them. By handling eigenvectors and tomograms one can enhance features,
extract noise, compress data, calibrate them, extract spectra, etc.
We applied the method, for illustration purpose only, to the central region of the
LINER galaxy NGC 4736, and show that it has a type 1 active nucleus, not known
before, displaced from the center of its bulge.
Key words:
Methods: data analysis – methods: statistical – techniques: image pro-
cessing – techniques: spectroscopic – galaxies: active.
1 INTRODUCTION
Along the X X Century, Astronomy has developed basically
with the use of image and spectral techniques, produced sep-
arately. To extract information from these types of data, re-
quires relatively simple to ols. With the advent of panoramic
spectroscopic devices such as Integral field units – IFU –
and Fabry-Perot spectrographs, it is possible to construct
⋆
Based on observations obtained at the Gemini O bser vatory,
which is operated by the Association of Universities for Re-
search in Astronomy, Inc., under a cooperative agreement with
the NSF on behalf of the Gemini partnership: the National Sci-
ence Foundation (United States), the Science and Technology Fa-
cilities Council (United Kingdom), the National Research Council
(Canada), CONICYT (Chile), the Australian Research Council
(Australia), Minist´erio da Ciˆencia e Tecnologia (Brazil) and SE-
CYT (Argentina).
† E-mail: [email protected] (JES)
datacubes of large proportions that present d ata in tree di-
mensions: two spatial and one spectral. The analysis of these
data may become complex and exhausting, as it may involve
tens of millions of pixels. More dramatic is that, given this
complexity, only some restricted subset of the data ends up
being analyzed (kinematical maps, line flux ratios, extinc-
tion and excitations maps, etc.); the rest is frequently ig-
nored. New techniques that allow us to extract information
in a condensed, fast and optimized form are necessary and
welcome.
In this paper we present a method of datacube anal-
ysis that u ses Principal Component Analysis – PCA. This
method condenses the significant part of the information
associated to the data, with real dimensional reduction, fa-
cilitating its interpretation and identification of latent vari-
ables and structures. PCA transforms the d ata expression
from a set of correlated variables into a set of uncorrelated
variables, ordered by their principal components. The goal
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2008 RAS
Mon. Not. R. Astron. Soc. 000, 1–6 (2008) Printed 1 August 2008 (MN L
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X style file v2.2)
Mapping low and high density clouds in astrophysical
nebulae by imaging forbidden line emission
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J. E. Steiner
1
†, R. B. Menezes
1
, T.V. Ricci
1
and A. S. Oliveira
2
1
Instituto de Astronomia, Geof´ı sica e Ciˆenci as Atmosf´ericas, Universidade de S˜ao Paulo, 05508-900, S˜ao Paulo, SP, Brasil
2
IP&D, Uni versidade do Vale do Para´ıba, Av. Shishima Hifumi, 2911, CEP 12244-000, S˜ao Jos´e dos Campos, SP, Brasil
Accepted . Received
ABSTRACT
Emission line ratios have been essential for determining physical parameters such
as gas temperature and density in astrophysical gaseous nebulae. With the advent
of panoramic spectroscopic devices, images of regions with emission lines related to
these physical parameters can, in principle, also be produced. We show that, with
observations from modern instruments, it is possible to transform images taken from
density sensitive forbidden lines into images of emission from high and low-density
clouds by applying a transformation matrix. In order to achieve this, images of the
pairs of density sensitive lines as well as the adjacent continuum have to be observed
and combined.
We have computed the critical densities for a series of pairs of lines in the in-
frared, optical, ultraviolet and X-rays bands, calculated the pair line intensity ratios
in the high and low-density limit using a 4 and 5 level atom approximation; we have
applied the method to two galactic nuclei. We conclude that this method provides
new information of astrophysical interest, especially for mapping low and high-density
clouds.
Key words: Atomic processes – techniques: image processing – techniques: spectro-
scopic – ISM: clouds.
1 INTRODUCTION
Forbidden line intensity ratios from given species (O
+
, O
++
,
N
+
, S
+
) have been widely used in the literature to derive
average electron temperatures and densities in astrophysical
nebulae. The method for measuring the electron tempera-
ture was suggested by Menzel, Aller & Hebb (1941) while the
idea of using the [O ii] line intensity ratios to measure elec-
tron densities was suggested by Aller, Ufford & van Vleck
(1949) and worked out quantitatively by Seaton (1954) for
both [O ii] and [S ii] lines. An early review of these methods
is given by Seaton (1960). Since then, intensity ratios for
lines from many other species have been proposed and used.
Electron temperatures are sensitive to the intensity ra-
⋆
Based on observations obtained at the Gemini O bser vatory,
which is operated by the Association of Universities for Re-
search in Astronomy, Inc., under a cooperative agreement with
the NSF on behalf of the Gemini partnership: the National Sci-
ence Foundation (United States), the Science and Technology Fa-
cilities Council (United Kingdom), the National Research Council
(Canada), CONICYT (Chile), the Australian Research Council
(Australia), Minist´erio da Ciˆencia e Tecnologia (Brazil) and SE-
CYT (Argentina).
† E-mail: [email protected] (JES)
tio of the auroral to the nebu lar components, for example,
for t he Carbon-like 2p
2
and the Silicon-like 3p
2
ions. A clas-
sical intensity ratio is that of [O iii] Iλ 4363/Iλ5007. Aver-
age electron densities are obtained, for example, from the
Nitrogen-like 2p
3
and Phosphorus-like 3p
3
ions. Intensity
ratios, used very often, are those of [O ii] Iλ3726/Iλ3729
and [S ii] Iλ6716/Iλ6731 lines. With the development of in-
frared, ultraviolet and X-ray detectors, other pairs of lines
have also been used. A comprehensive review on the subject
is given in Osterbrock & Ferland ( 2006).
In the traditional single aperture spectroscopic ap-
proach, one obtains a single spectrum of a given object and
only one intensity ratio is measured. This has the obvious
disadvantage of providing a single average property (tem-
perature and/or d ensity) for the object at a time for a sin-
gle object or along the slit. With the development of two-
dimensional spectroscopic devices such as the Integral Field
Units (IFU) and Fabry-Perot instruments, a new approach is
possible as one can obtain simultaneously the average prop-
erty along the line of sight for each point of the object on
the sky, if the object is spatially resolved.
In this paper we present a method of transforming two
images of density-sensitive emission lines into two other im-
ages, of high and low-density cloud emission. We demon-
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