Espectroscopia IFU Das Galáxias “Seyfert/Starburst” NGC 6221 E

Universidade de SãoPaulo Instituto de Astronomia, Geof´ısicae CiênciasAtmosféricas Departamento de Astronomia

Tiago Vecchi Ricci

Espectroscopia IFU das gal´axias “Seyfert/starburst” NGC 6221 e NGC 7582

S˜aoPaulo 2008

Tiago Vecchi Ricci

Espectroscopia IFU das gal´axias “Seyfert/starburst” NGC 6221 e NGC 7582

Disserta¸cãoapresentada ao Departamento de Astronomia do Instituto de Astronomia, Geof´ısicae CiênciasAtmosféricas da Universidade de SãoPaulo como parte dos requisitos para a obten¸cãodo t´ıtulode Mestre em Ciências.

Area´ de Concentra¸c˜ao:Astronomia Orientador: Prof. Dr. Jo˜aoEvangelista Steiner

S˜aoPaulo 2008

Ao meu pai Douglas e minha m˜aeNadir.

Agradecimentos

Gostaria de agradecer primeiramente àminha fam´ılia(meus pais Douglas e Nadir, meus irmãosErico e Bruno, minha cunhada Heydde, minha sobrinha Larissa, meus avôsIvo e Francisco e minhas avósIrene e Elvira) por sempre estarem ao meu lado. Agrade¸comeu orientador JoãoEvangelista Steiner por ajudar a construir o caminho de meu conhecimento na astronomia que vem desde a inicia¸cãocient´ıficae que continuará a ser trilhado durante o doutorado. A` Roberto Cid Fernandes, pela ajuda com o programa “Starlight” e por comentários importantes sobre as galáxiasalvo dessa disserta¸cãoe à Aurea´ Garcia-Rissmann por permi- tir a utiliza¸cãodos dados analisados nesta disserta¸cão.Agrade¸cotambémàLaerte Sodré Jr. pelos comentáriosnos relatóriosdo departamento. A` Alexandre Soares de Oliveira pelas inúmerasajudas principalmente na redu¸cãode dados do Gemini. Agrade¸cotambém meu colega Roberto Menezes pelas ajudas sempre importantes no desenvolvimento do trabalho. E um grande agradecimento ao Raimundo Lopes de Oliveira pela paciênciaque ele teve em ler a primeira versãode minha disserta¸cão,o que nãodeve ter sido nada agradável. A` Fátimae ao Aziz do IEA, ambos sempre me deram uma mãonas horas certas. Aos bons amigos que fiz durante a pós-gradua¸cão:Patr´ıciaCruz, Rodrigo Vieira, Os- caaaaaaaaaaaaaaaaaaar (o cara mais peligroso do IAG), Felipe Santos, Marcio Avelar, Marcio Barreto, Sérgio(gringo), Grazi, Tatiana Laganá,ZéColméia(esse jáédo tempo da gradua¸cão)e bem, ao Pedro Paulo também. E a todos os colegas do IAG que me ajudaram durante esses dois anos do mestrado. Agrade¸coa FAPESP, pelo apoio financeiro, sob o projeto no 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´eiajamais voltar´aao seu tamanho original”

Albert Einstein

Resumo

Galáxias Seyfert sãoassociados a objetos com presen¸cade atividade nuclear (AGN, de “active galatic nuclei”). Seus espectros no ópticopossuem linhas em emissãopermitidas e proibidas e sãomais alargadas em rela¸cãoàslinhas observadas em “starbursts” ou em nebulosas planetárias,indicando um gásde baixa densidade rotacionando em torno de

6−9 um objeto massivo, provavelmente um buraco negro com massa na faixa de 10 M¯. As galáxiasSeyfert sãodivididas em tipo 1 (presen¸cade asas largas nas linhas permitidas) e tipo 2 (ausênciade asas largas nas linhas permitidas). NGC 6221 e NGC 7582 sãogaláxias cujos espectros na faixa do ópticosãocaracter´ısticosde regiõesH II. Porém,as linhas de [O III]λ4959,5007A˙ sugerem a presen¸cade uma Seyfert 2 e os espectros em raio-x são peculiares a uma Seyfert 1. Atravésda espectroscopia de campo integral (IFU), estudamos as propriedades dessas galáxias“Seyfert/starburst”. Neste trabalho utilizamos a técnicada tomografia PCA. Para uma análisemais precisa, fizemos um estudo sobre deconvolu¸cãode imagens atravésdo método de Richardson-Lucy. Apresentamos um método de corre¸cãodo efeito da refra¸cão atmosféricaem cubo de dados, onde revisamos teorias sobre este efeito. Na galáxiaNGC 6221, a análisecom o PCA revelou a presen¸cade duas regiõesH II, dois “clusters” de estrelas do tipo Wolf-Rayet (WR) e restos de supernovas, observados principalmente na linha de [N I]λ5198A˙ e He II. Esta galáxiapossui um pico duplo nas linhas de [O III]λ4959,5007A˙, que, junto com as imagens referentes a cada pico de [O III], revela a presen¸cade uma atividade nuclear dupla, talvez o resultado mais surpreendente deste trabalho. Em NGC 7582, a análisecom o PCA mostrou tambéma presen¸cade duas regiõesH II, o AGN e restos de supernovas. Analisamos, ainda, uma amostra de galáxiasSeyfert próximas;mostramos que a varian¸caédominada pela taxa de acre¸cãode matériano buraco negro. A segunda componente éexplicada pela massa do buraco negro central, revelando um efeito de “downsizing” no universo local, dada a correla¸cãoda massa do bojo da galáxia,que éproporcional a massa do buraco negro, com a atividade nuclear e a anticorrela¸cãoentre a massa e a presen¸cade regiõesde forma¸cãoestelar. O desenvolvimento da metodologia apresentada nesta disserta¸cãofoi testada e aperfei¸coadaao longo do mestrado. Com ela, conseguimos revelar caracter´ısticasimportantes nas galáxiasNGC 6221 e NGC 7582, como a presen¸cade restos de supernovas, de duas regiõesH II em cada galáxiae a localiza¸cão,bem como a caracteriza¸cão,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

6−9 the range of 10 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]λ4959,5007A˙ 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]λ5198A˙ and He II. This galaxy has a double-peaked profile in [O III]λ4959,5007A˙ 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¸cãoentre 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 estãofora do toro, por isso apenas as linhas estreitas sãoobservadas nas Sy2. No eixo do toro, o núcleonãoéobstru´ıdo e a mesma galáxiaéclassificada como Sy1. Figura de Peterson (1997) . . 31 1.2 Espectro de NGC 1068. O espectro acima nãoépolarizado e possui apenas linhas estreitas. O espectro abaixo, polarizado, apresenta evidênciasde linhas permitidas largas, indicando que a galáxiaéuma Sy1 intr´ınseca. Figura de Osterbrock e Ferland (2006) ...... 32 1.3 Observa¸cãoda fonte H1649-595. Caixas de erro com tamanhos 3.60 e 0.84 em graus2. O asterisco éa posi¸cãoda 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 emissãode [O III] sãoclaramente mais largas que Hβ. Figura de Veron et al. (1981) . . . 35 1.5 Compara¸cãoentre os perfis de linhas de [O III] e Hβ. Estãoplotadas na mesma escala de velocidade relativa àvelocidade médianuclear. Figura de Pence e Blackman (1984) ...... 36 1.6 Razãodas linhas nucleares de [O III]λ5007A e as linhas de Hβ da figura 1.5. A razãovaria no pico de aproximadamente 0.2 correspondem a regiõesHII atéaproximadamente 3 na asa azul indicando uma Sy2. Figura de Pence e Blackman (1984) ...... 36 1.7 Esquematiza¸cãodo modelo de “starburst” obscurecendo o AGN. A linha de visada A éo que acontece com NGC 6221, onde a BLR e a NLR são escondidas pelo “starburst”. Como a coluna de densidade do AGN medido no raio-x éda ordem de 1022cm−2, as caracter´ısticasde Sy1 nesta faixa do espectro nãoéuma surpresa. A linha de visada B mostraria uma Sy2 verdadeira, com absor¸cõesdevido ao “starburst” e ao toro. Figura de Levenson et al. (2001) ...... 39 1.8 Distribui¸cãoespectral de energia de NGC 6221, modelados por contribui¸cões de AGN e de “starburst”. O componente AGN émedido no raio-x e em medidas fotométricasde imagens do HST (losangos preenchidos). O “starburst”, com imageamento e espectroscopia, engloba uma maior faixa (losangos vazios). O modelo de AGN estáem linhas pontilhadas, enquanto o modelo de “starburst” em linha cheia. A extin¸cãodo AGN émedida no raio- x, no “starburst” émedida no óptico.Nota-se o dom´ıniodo “starburst” no ópticoe do AGN no raio-x, sendo que o “starburst” contribui com a maior parte da luminosidade bolométricae o AGN com apenas 1%, praticamente todo no raio-x. Figura de Levenson et al. (2001) ...... 40 1.9 Observa¸cãoda fonte em raio-x 2A 2315-428. Caixa de erro com confiabilidade de 90%. Note que somente uma galáxiaestádentro 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, porémlinhas de alta ioniza¸cãocomo por exemplo [Ne V]λ3426 estãopre- sentes, sugerindo uma fonte nãotérmica.Figura de Ward et al. (1978) . . 42 1.11 Esquema de NGC 7582. O asterisco no centro éo cont´ınuo nuclear, emissora de raios-x com ∼ 0.05pc e fonte rádiocompacta. A regiãoquadriculada é o gásionizado. A regiãopontilhada éo material obscurecedor. A cruz é componente estelar, com algumas estrelas quentes presentes por causa das altas sériesde absor¸cãode Balmer observadas ...... 43 1.12 Espectros de NGC 7582. E´ poss´ıvel notar o aparecimento das linhas nos espectros mais recentes, mostrando a transi¸cãode 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 rádio,feito com o ACTA, em 3 cm. Os c´ırculosao sul indica a posi¸cãodas 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: razãoentre as imagens NIR e ópticodo HST, mapeando a quantidade de poeira na regiãocincunuclear de NGC 7582. O contorno branco refere a emissãodo Chandra abaixo de 0.8 keV, enquanto o contorno vermelho éa razão0.8-1.3/0.3-0.8 keV. Os contornos vermelhos referem-se à imagem da direita, porémem outra escala, como mostrado pelo retângulo tracejado. A cruz preta informa a posi¸cãodo núcleo. Figura de Bianchi et al. (2007) ...... 49

2.1 FWHM (pixeis) pelo númerode itera¸cões.O FWHM émedido com o IDL atravésde um ajuste gaussiano do perfil radial...... 55 2.2 Calibra¸cãodo FWHM em fun¸cãodo 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´ıdacom 9 itera¸cões(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´ıda7 vezes (direita) com uma PSF gaussiana e FWHM = 0.05 arcsec. A deconvolu¸cãorevela duas estruturas no objeto central, que nãoestãopresentes na imagem original...... 59 2.5 NGC 6221 deconvolu´ıda7 vezes com uma PSF gaussiana com FWHM = 0,1 arcsec. Note os anéisde Airy...... 60 2.6 NGC 6221 deconvolu´ıda7 vezes com uma PSF de Airy. Comparando-se com a figura 2.5, note que o anel mais externo estábem mais fraco. . . . . 60 2.7 NGC 404, deconvolu´ıdacom uma PSF de Airy (esquerda) e uma PSF gaussiana (direita). Note que apesar das franjas na imagem deconvolu´ıdacom a PSF gaussiana, aparecem maiores detalhes nesta imagem do que na deconvolu¸cãocom uma PSF de Airy ...... 60 2.8 Disposi¸cãodos eixos S, W, x , y e dispersãodos centróides. O centróide da parte mais vermelha do espectro estarásempre mais perto do objeto, enquanto o centróideda parte mais azul do espectro estarámais perto do zênite...... 66 2.9 Compara¸cãoentre os resultados teóricose os pontos experimentais de CAL 83...... 68 2.10 Exemplos de aplica¸cãodo PCA. Figura de Fukunaga (1990) ...... 78

3.1 Distribui¸cãode idade e metalicidade da popula¸cãoestelar superposta àH IIA...... 83 3.2 Distribui¸cãode idade e metalicidade da popula¸cãoestelar superposta àH IIB...... 83 3.3 Distribui¸cãode idade e metalicidade da popula¸cãoestelar superposta ao AGN 84 3.4 Distribui¸cãode idade e metalicidade da popula¸cãoestelar nãonuclear da galáxia...... 84 3.5 Mapa de rota¸cãoestelar de NGC 6221 em km/s ...... 85 3.6 Mapa da dispersãode 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 atravésdos autovetores 10, 13 e 14 ...... 88 3.9 Espectro da regiãodo AGN...... 92 3.10 Espectro da regiãoH II B...... 93 3.11 Figura RGB de Hβ àesquerda e de regiõesde alta densidade em R e baixa densidade (Steiner et al, 2008, em anexo com o relatório)em B àdireita. Nota-se que a asa azul de Hβ estálocalizada no AGN, enquanto a emissão estreita, na cor G, representa as duas regiõesH II. A emissãoem R émais extensa em dire¸cãoa regiãoH II A. Na imagem de baixa densidade aparece o AGN e na de alta densidade as duas regiõesH 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 àWR. A separa¸cãoentre as duas éde 0.7 arcsec. A` direita: Emissãoda componente larga azul de Hα em R e da linha de C III em B. Novamente o AGN na emissãolarga de Hα, no entanto na linha de C III háuma emissãoextensa dentro das regiõesH II e em alguns “spots” ...... 95 3.13 Espectro da regiãoda 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]λ5198 em G e He II emB...... 98

4.1 Espectro do AGN de NGC 6221. A linha cheia é[O III]λ5007A enquanto a linha pontilhada é Hβ. A velocidade écalculada em rela¸cãoao 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 àesquerda e do HST-WFPC àdireita. Abaixo: Imagem em RB dos dois picos de [O III]λ5007A e do cont´ınuo estelar de NGC 6221 à esquerda e HST-NICMOS àdireita...... 104

5.1 Distribui¸cãode idade e metalicidade da popula¸cãoestelar superposta àH IIA...... 108 5.2 Distribui¸cãode idade e metalicidade da popula¸cãoestelar superposta àH IIB...... 108 5.3 Distribui¸cãode idade e metalicidade da popula¸cãoestelar superposta ao AGN108 5.4 Distribui¸cãode idade e metalicidade da popula¸cãoestelar nãonuclear da galáxia...... 108 5.5 Espectro das regiõesHII de NGC 7582 e imagem centrada na linha de Hα 109 5.6 Mapa de rota¸cãoestelar de NGC 7582 em km/s ...... 111 5.7 Mapa da dispersãode velocidades de NGC 7582 em km/s ...... 111 5.8 Tomograma e autoespectro 1 da primeira análise.Note a presen¸cadas duas regiõesH II e o espectro caracter´ısticodeste 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 àesquerda e WFPC àdireita, com o AGN indicado. Abaixo: Imagem da linha de [O I]λ6300A àesquerda e RGB da linha de [O III]λ5007A àdireita ...... 117 5.13 Espectro da regiãodo AGN de NGC 7582...... 118 5.14 Imagem da linha de He IIλ4686A. Note a presen¸cade 6 hot-spots, identificados de 1 a 6, ao longo do cone de ioniza¸cão...... 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 emissãode gásde baixa densidade (esquerda) e alta densidade (direita). A parte azul éa emissãode -243 a -82 km/s, verde éde 82 a 0 km/s e vermelho éde 0 a 81 km/s, todas as velocidades em rela¸cãoao pico da emissãode [S II]...... 125

6.1 Rela¸cãoentre a massa do buraco negro central e k(MSMBH )...... 133 6.2 Autovetor 1 x Autovetor 2 para a amostra de galáxiasde Seyfert ...... 139 6.3 Observacionais - Autovetor 1 x Autovetor 2 ...... 139 6.4 Autovetor 1 x Autovetor 3 para a amostra de galáxiasde 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 galáxiasde 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 Centróidede CAL 83 nos eixos x e y. Medidas de ∆R no zênitefeita em rela¸cãoàposi¸cãodos centróidesem 5000 A ...... 68 2.3 Exemplo de dados para cálculodas componentes principais. Dados de entrada e dados com médiasubtra´ıda ...... 74

3.1 Varian¸cados 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¸cãode cada autovetor para a variân¸cados dados ...... 112 5.2 Linhas de emissãopara o HS 1 ...... 123 5.3 Linhas de emissãopara o HS 6 ...... 124

6.1 Contribui¸cãoda componente disco para os diferentes tipos morfológicosde galáxias ...... 132 6.2 Parâmetrosanalisados no PCA. (1) Nome da galáxia(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) Razõesdas linhas de [OIII]/Hβ e [N II]/Hα, respectivamente ...... 134 6.3 Parâmetrosanalisados no PCA. (1) Nome da galáxia(NGC); (8) Razõesdas linhas de [SII]/Hα; (9) Magnitude absoluta da galáxiana banda K dentro

2 da isofota de 20 mag/arcsec ; (10) Massa do buraco negro central em M¯; (11) Razãoentre as linhas de [O I]/[O III]; (12) Luminosidade em raio- x na banda 2-10 keV do núcleoda galáxiaem erg/s.; (13) Razãoentre a luminosidade em raio-x e a luminosidade da linha de Hα ...... 135 6.4 Parâmetrosanalisados no PCA. (1) Nome da galáxia(NGC); (14) Tipo morfológicoda galáxia;(15) Razãode Eddington; (16) Razãoda intensidade das linhas proibidas e Hα ; (17) Razãoentre as luminosidades em FIR e em Hα; (18) Razãoentre as luminosidades em FIR e em Lx; (19) Razãoentre as luminosidades em FIR e de Eddington...... 136 6.5 Coordenadas dos parâmetrosobservados nos autovetores 1, 2 e 3...... 137 6.6 Coordenadas das galáxiasobservadas nos autovetores 1, 2 e 3...... 138 6.7 Contribui¸cãodos autovetores 1, 2 e 3 na varian¸cados dados da amostra de Seyferts. Note que o autovetor 1 explica a maior parte da variânciados dados, seguido pelos autovetores 2 e 3. A contribui¸cãosomada dos três autovetores éde 63,7%...... 143 6.8 - Análisemanual da amostra de Seyfert. Algumas galáxiasnãoentraram efetivamente no PCA por faltarem alguns dados, como por exemplo NGC 3941 e NGC 4138, mas foi poss´ıvel fazer uma análisemanual delas. (1) Nome da galáxia(NGC); (2) Razãodo fluxo FIR com o fluxo em rádio;(3) Morfologia rádio(A - Amb´ıgua,C - Compacto, E - Extenso. Quando há complemento éa morfologia da regiãoextensa L - Linear e D - Difusa); (4) Índice espectral no rádio;(5) Razãoentre a luminosidade FIR e luminosidade da linha de Hα; (6) Razãoentre a luminosidade FIR e luminosidade em raio-x; (7) Razãoentre a luminosidade FIR e luminosidade de Edding-

−3 ton; (8) Comptonthick. A fonte écomptonthick quando NH > 1024cm . (s - Sim, n - Nãoe d - duvidoso); (9) Parâmetrode virializa¸cão;(10) Massa do gásuma vez ionizado ...... 145 Sumário

1. Introdu¸cão ...... 25 1.1 Galáxiasde Seyfert: Aspectos históricos...... 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 metodológicos...... 51 2.1 Deconvolu¸cãode imagens ...... 51 2.1.1 “Point Spread Function” ...... 53 2.1.2 O númerode itera¸cões ...... 54 2.1.3 Deconvolu¸cãocom PSF variável ...... 55 2.1.4 Deconvolu¸cãode imagens do HST ...... 57 2.1.5 Discussãodos resultados ...... 61 2.2 Refra¸cãodiferencial da atmosfera ...... 61 2.2.1 Aspectos teóricosda refra¸cãoatmosférica...... 61 2.2.2 Transforma¸cãode coordenadas da refra¸cãoatmosférica ...... 66 2.2.3 Compara¸cãodas equa¸cõescom os dados experimentais...... 67 2.2.4 Discussõese conclusõessobre a refra¸cãoatmosférica...... 69 2.3 Análiseem componentes principais ...... 70 2.3.1 A expansãodiscreta de Karhunen-Loéve ...... 70 2.3.2 Propriedades da expansãode Karhunen-Loéve ...... 73 2.3.3 Procedimento de cálculodas componentes principais ...... 74 2.3.4 Discussõessobre a análisedas componentes principais ...... 76

3. NGC 6221 ...... 81 3.1 Observa¸cõese redu¸cãodos dados ...... 81 3.2 Resultados e análisede dados ...... 83 3.2.1 Históriaqu´ımicae de forma¸cãoestelar da regiãocentral ...... 83 3.2.2 Cinemáticaestelar ...... 85 3.2.3 Análisede componentes principais aplicada ao cubo de dados . . . 85 3.2.4 AGN ...... 90 3.2.5 As regiõesH 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 Conclusões...... 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 Trˆesburacos negros? ...... 105 4.2.3 Jatos ...... 106 4.2.4 Disco? ...... 106

5. NGC 7582 ...... 107 5.1 Resultados e análisede dados ...... 107 5.1.1 Históriaqu´ımicae de forma¸cãoestelar da regiãocentral ...... 107 5.1.2 Cinemáticaestelar ...... 110 5.1.3 Análiseem componentes principais aplicada ao cubo de dados . . . 111 5.1.4 AGN ...... 112 5.1.5 “Hot-spots” ...... 116 5.1.6 Emissãodo gásde baixa e de alta densidade ...... 117 5.2 Discussão ...... 124

6. Análisede uma amostra de Galáxiasde Seyfert ...... 129 6.1 Defini¸cãoda amostra de GaláxiasSeyferts ...... 130 6.2 Cálculode parâmetrospara o PCA ...... 130 6.3 A massa do buraco negro central ...... 131 6.4 Análisedos dados ...... 133 6.4.1 Resultados dos parâmetroscalculados para o PCA...... 133 6.4.2 Cálculodas componentes principais e resultados ...... 137 6.4.3 Análisecomparativa de parâmetros ...... 144 6.5 NGC 6221 e NGC 7582 ...... 144 6.6 Discussãodos resultados ...... 146

7. Conclus˜oese perspectivas ...... 147

Referˆencias ...... 151

Apˆendice 165

A. Primeira p´aginade artigos publicados de minha co-autoria ...... 167

Cap´ıtulo 1

Introdu¸c˜ao

1.1 Gal´axiasde Seyfert: Aspectos hist´oricos.

A históriadas galáxias Seyfert come¸couem 1909, quando Fath (1909), interessado em estudos sobre a natureza de “nebulosas espirais”, fez observa¸cõesno observatóriode Lick, procurando saber se esses objetos eram próximos,se eram gasosos como a nebulosa de Orion´ ou se eram distantes conjuntos de estrelas que nãopodiam ser resolvidas. Na maioria dos objetos estudados, Fath encontrou espectros com cont´ınuos e linhas em absor¸cão caracter´ısticosde conjuntos de estrelas nãoresolvidas do tipo solar. No entanto, em NGC 1068 ele verificou um espectro composto, com linhas em emissãoe em absor¸cão.6 linhas brilhantes foram reconhecidas como as mesmas que eram observadas em nebulosas gasosas. As linhas em emissãoe absor¸cãode NGC 1068 foram confirmadas por Slipher (1917), que mostrou que as linhas sãoalargadas. Porém,ele rejeitou uma interpreta¸cãode velocidade radial ordináriano alargamento das linhas. Nos anos seguintes, váriosastrônomosnota- ram a presen¸cade linhas em emissãoem algumas nebulosas espirais. Um exemplo foi dado por Hubble (1926), que mencionou que espirais relativamente raras, com núcleosestelares, apresentam um espectro de nebulosas planetárias,notadamente NGC 1068, 4051 e 4151. Porémnenhum estudo sistemáticofoi feito com essas galáxiasatéo trabalho de Seyfert (1943). Seyfert obteve espectrogramas de 6 galáxias,NGC 1068, 1275, 3516, 4051, 4151 e 7469, com núcleosestelares e linhas em emissãosuperpostas ao espectro de estrelas do tipo G. As duas mais brilhantes (NGC 1068 e NGC 4151) mostravam fortes linhas em emissão, como éo caso nebulosa planetáriaNGC 7027. Seyfert atribuiu as larguras das linhas ao desvio Doppler, alcan¸cando8500 km/s para as linhas de hidrogêniode NGC 3516 e 7469. Os perfis das linhas em emissãovariam de linha para linha e de objeto para objeto. Porém 26 Cap´ıtulo1. Introdu¸cão dois padrõestornaram t´ıpicosdessa classe de galáxia. As linhas proibidas e permitidas em NGC 1068 têmperfis similares, com larguras de 3000 km/s. Em contraste, NGC 4151 mostrava linhas proibidas e regiõesmais centrais das linhas permitidas relativamente estreitas. No entanto, as linhas de hidrogêniotinham asas largas (7500 km/s), ausentes nas linhas proibidas. Galáxiascom linhas em emissãocom alta excita¸cãonuclear são chamadas de galáxiasde Seyfert. No entanto, o trabalho de Seyfert nãodava indica¸cões sobre a natureza desses objetos e do seu papel para o futuro da astronomia. Jápoderia ser mostrado em 1942, segundo Weedman (1976), que o núcleode galáxiasSeyferts são objetos muito luminosos e uma rápidainvestiga¸cãoda galáxiaatravésdo telescópiopoderia mostrar que as Seyferts sãobem diferentes de galáxiascomuns. Enquanto as galáxias comuns sãogradualmente mais brilhantes em dire¸cãoao centro, o núcleode uma Seyfert parece como que se uma estrela brilhante estivesse colocada bem no centro de uma galáxia convencional. Essa propriedade de uma alta luminosidade em um volume compacto éa principal semelhan¸caentre o núcleode uma Seyfert e um quasar. Se essas investiga¸cões tivessem sido feitas em 1942, provavelmente a relevânciado estudo das galáxiasSeyferts não passasse tanto tempo sem ser notada. Com a descoberta da variabilidade do núcleode NGC 4151 em 1968 foi demonstrado que essa regiãoera compacta, o que jápoderia ser mostrado em qualquer momento com um pequeno telescópio,uma vez que sua magnitude no vis´ıvel é 11. Depois do trabalho de 1943, as galáxiasSeyferts sóforam citadas na literatura em 1954, quando NGC 1068 e 1275 foram re-descobertas no rádiopor Baade e Minkowski (1954). Em 1959, a curva de rota¸cãode NGC 1068 foi determinada por Burbidge et al. (1959), em uma tentativa de se medir a massa do núcleo. A razãomassa/luminosidade era tão baixo que concluiu-se que as estrelas possu´ıamalta massa e alta luminosidade. Também sugeriu-se que essas estrelas massivas estimulavam a alta velocidade no gásionizado. Essas interpreta¸cõesainda podem ser feitas para uma Seyfert, porémo núcleoda maioria destes objetos nãoécomposto por estrelas. Como o trabalho de Seyfert apenas apresentava observa¸cões,o estudo de Woltjer (1959) foi a primeira tentativa teóricade 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 emissãosãoconsequênciada alta velocidade de rota¸cãodo gásao redor dessas grandes massas. Ele derivou uma densidade Se¸cão1.1. Galáxiasde Seyfert: Aspectos históricos. 27

4 −3 eletrônicade Ne = 10 cm e uma temperatura T ≈ 20000K a partir das razõesdas linhas de [S II] e [O III]. A distin¸cãoentre os dois tipos de Seyferts surgiu com Khachikian e Weedman (1974), que propuseram que as Seyfert 1 (Sy1) sãoas galáxiascom as asas largas nas linhas permitidas, ao passo que as Seyfert 2 (Sy2) nãopossuem essa caracter´ıstica. A região que emite as linhas mais estreitas foi resolvida para as Seyferts mais próximase tem um diâmetrot´ıpicoda ordem de 100 pc (Walker 1968 e Oke e Sargent 1968). Oke &

5 Sargent derivaram uma massa de ∼ 10 M¯ e um pequeno volume de preenchimento do espa¸copelo gásque 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 nãonas linhas proibidas? Woltjer (1959) postulou a existênciade uma regiãoseparada com movimento rápido,possivelmente um gásligado 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 elétrons(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 elétrons,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 ópticade espalhamento de elétronsno quasar 3C273 favoreceram a hipótesede tratar-se de uma pequena regiãodensa, com nuvens de movimento rápido (regiãode linhas largas, ou BLR de “broad line region”) composto com as NLR, que sãoregiõesmenos densas e mais lentas em rela¸cãoàBLR. Esse modelo ganhou for¸ca com os modos de fotoioniza¸cão(Shields 1974) e mais tarde com modelos detalhados de nuvens de gásfotoionizados por cont´ınuos com lei de potência,calculados com a ajuda de computadores, com aplica¸cõesna nebulosa de Caranguejo, estrelas bináriasde raios-x e AGNs (Williams 1967, Tarter e Salpeter 1969, Davidson 1972, MacAlpine 1972). Na geometria das BLR, era claro que eram regiõescom pequeno volume de preenchimento de gásno espa¸coe uma tradicional figura de nebulosa de nuvens ou filamentos espalhados ao longo da BLR. Os modelos de fotoioniza¸cãotipicamente assumem uma geometria fatiada plana, ou casca de cebola (esférica),representando a face ionizada de uma nuvem que é opticamente espessa no cont´ınuo de Lyman. A densidade eletrônicada BLR foi estimada 28 Cap´ıtulo1. Introdu¸cão

11 −3 como Ne ≈ 10 cm , necessáriapara explicar a razão Hα/Hβ (Wills et al. 1985) e também atravésda emissãode Fe II por causa da regiãoaquecida por raios-x (Collin-Souffrin et al. 1980). Porém,ferramentas poderosas como o mapa de reverbera¸cão,que éo mapeamento dos atrasos de tempo entre varia¸cõesobservadas no cont´ınuo e os efeitos desta mudan¸ca nas linhas de emissãocausado 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¸cão(Ulrich et al. 1984; Peterson et al. 1985). Massas do objeto central, nessa época jáassumido como sendo um buraco negro, pode ser derivada com maior precisão.O raio menor implicou em menores massas, as quais assumiram valores razoáveis. Levando em conta outras considera¸cões,a idéiade movimentos gravitacionais para a BLR ganhou popularidade. A concep¸cãode rádio-galáxiascomo galáxiasem colisãomostrou que os núcleosgalácticos sãoregiõesde atividade violenta e concentrada. Burbidge (1961) sugeriu uma rea¸cãoem cadeia de supernovas, que poderia ocorrer em um aglomerado estelar denso no núcleo.Ou- tras idéiasenvolvendo 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 idéiade uma estrela supermassiva

8 (∼ 10 M¯) como fonte de energia gravitacional e termonuclear. Logo depois, Salpeter (1964) propôsque a energia dos quasares seriam produzidas atravésde acre¸cãoem um buraco negro supermassivo (SMBH, de “supermassive black hole”). Para um material es- piralando gradualmente em uma órbitainterna estável de um buraco negro nãorotativo em r = 6GM/c2, onde M éa massa do buraco negro, a energia emitida por unidade de massa seria de 0.057c2 e em princ´ıpiosuficiente para suprir de energia um quasar luminoso com uma massa razoável. Essa idéiaganhou aten¸cãoquando Lynden-Bell (1969) argumentou que quasares mortos em forma de corpos colapsados (buracos negros) seriam comuns em núcleosgalácticos,dando um tempo de vida para a energia dos quasares e a prevalênciados mesmos nos primórdiosdo universo. Linden-Bell explorou a radia¸cãotérmicae a emissão de part´ıculasrápidasesperadas por um disco de gásorbitando o SMBH. Com diferentes valores de massa e de taxa de acre¸cão,esses discos sãocapazes de prover uma explica¸cão para uma grande fra¸cãode fenômenosde astrof´ısicade altas energias, como Seyferts e quasares. Aliás,o paralelo entre as galáxiasde Seyferts e os quasares foi muito discutido, Se¸cão1.1. Galáxiasde Seyfert: Aspectos históricos. 29 devido àslinhas em emissão,àpresen¸cade linhas mais alargadas, um cont´ınuo nãoestelar e mesmo àvariabilidade na luminosidade, sugerindo-se assim um fenômenof´ısicocomum para as duas classes de objetos. Porémno caso dos quasares era necessárioresolver o problema de estarem em altos redshifts, o qual foi sendo aceito ao longo dos anos (ver Weedman 1976 e Shields 1999 para uma revisão). Grande parte do desenvolvimento dos AGNs baseou-se em informa¸cõesno óptico.No entanto, o estudo em outros comprimentos de onda foi de essencial importânciapara uma melhor compreensãodesses objetos. No caso dos raios-x, Elvis et al. (1978) mostraram que as Sy1 possuem uma forte emissãonesta banda, onde luminosidades t´ıpicaseram de ∼ 1042.5 −1044.5erg/s. A potênciados raios-x estácorrelacionada com o cont´ınuo no óptico e no infravermelho e com a intensidade da linha de Hα. Elvis et al. consideraram modelos de bremsstrahlung térmico(∼ 107K), synchrotron e “synchrotron self-compton” para a emissãode 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 rádio,as informa¸cõespermitiram determinar suas fun¸cõesde luminosidade nesta faixa do espectro, compara¸cõesentre as propriedades dos subtipos de Seyferts e destas em geral com outras classes de AGNs (ver Ho e Ulvestad 2001 para mais referências).No infravermelho e no ultravioleta, medidas apósos 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 até6 cm, indicando que a distribui¸cãot´ıpica de energia poderia ser ajustada por um disco de acre¸cãoquente em comprimentos de onda mais curtos e por poeira quente nos comprimentos maiores. O satéliteIRAS mostrou que uma grande popula¸cãode galáxiaséfortemente dominado pelo infravermelho long´ınquo, o que indica uma emissãode poeira aquecida por um “starburst” ou por um AGN. Mais detalhes sobre a históriados AGNs podem ser vistos em Shields (1999) e Weedman (1976). Um bom artigo sobre linhas de emissãoéVéron-Cetty e Véron(2000). Para AGNs próximos,Ho (2004) érecomendado. 30 Cap´ıtulo1. Introdu¸cão

1.2 Seyferts 1 e 2: O modelo uniﬁcado

As caracter´ısticasobservadas de um AGN podem estar fortemente relacionadas com a orienta¸cãoda galáxiaem rela¸cãoànossa linha de visada. Assim, os diferentes tipos de AGNs podem ser fun¸cãodo ângulode visada. Essa éa base do modelo unificado, o qual tenta associar os diferentes tipos de AGNs a um fenômenoúnico(orienta¸cãoda galáxia:“face-on” ou “edge-on”). Os modelos de unifica¸cãopodem ser caracterizados de duas maneiras: fracos e fortes. Os modelos de unifica¸cãofracos permitem a compara¸cão entre dois parâmetrosintr´ınsecos,por exemplo luminosidade no ópticoe luminosidade no rádio. Nesses modelos hádois tipos de AGNs, os “radio loud” e os “radio quiet”. Em cada tipo évisto uma faixa de fenômenosrelacionados com as varia¸cõesentre esses dois parâmetrosbásicosmais diferen¸casaparentes devido a orienta¸cãodo sistema em rela¸cão ao observador. O modelo de unifica¸cãoforte écomplementar ao modelo fraco e assume apenas um parâmetrointr´ınseco,a luminosidade (estas caracter´ısticasno ópticoe no rádio seriam correlacionadas). Todas as outras diferen¸casque se observa, incluindo a diferen¸ca nas propriedades no ópticoe no rádio,sãoconsequênciasda orienta¸cãodo objeto. No óptico,os cenáriosde unifica¸cãosurgiram com a tentativa de compreensãoda natureza das Seyferts 2. O reconhecimento de que o fenômenopoderia estar relacionado com a orienta¸cãodevido ao obscurecimento das regiõesmais centrais come¸coucom Osterbrock (1978). No caso das fontes em rádio,os modelos convencionais de radia¸cãosynchrotron mostram um alto grau de anisotropia. Blandford e Rees (1978) foram os primeiros a recon- hecer que o fenômenode Blazar seria devido a observa¸cãodo objeto ao longo do eixo do rádio,assim o fluxo édominado pelo “doppler beaming”. Os elementos chaves sãoo toro de poeira, responsável pelo obscurecimento no ópticoe o jato emissor de synchrotron no rádio.No caso das Sy1 e Sy2, se o toro évisto “face on”, a visada àsregiõescentrais nãoé obstru´ıdae as linhas largas sãodetectadas (Sy1). Por outro lado, se o objeto éorientado “edge on”, as regiõescentrais nãopodem ser vistas, resultando em um espectro apenas com linhas estreitas. A figura 1.1 ilustra o conceito básicodos modelos de unifica¸cãomais simples. As diferen¸casentre os dois tipos de Seyferts sãoa falta de linhas largas em emissãonas Sy2 e o fato de que o “featureless continuum” émais fraco relativo ao cont´ınuo estelar. A primeira suspeita foi que sóexistiria um tipo de galáxiaSeyfert, porémem alguns Se¸cão1.2. Seyferts 1 e 2: O modelo unificado 31

Figura 1.1: Esquema conceitual para a unifica¸cãoentre 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 estãofora do toro, por isso apenas as linhas estreitas sãoobservadas nas Sy2. No eixo do toro, o núcleonãoéobstru´ıdoe a mesma galáxiaéclassificada como Sy1. Figura de Peterson (1997)

casos a regiãonuclear era atenuada por algum meio. Como a atenua¸cãose daria em uma grande faixa do espectro, poeira éo candidato mais forte para o obscurecimento das regiões centrais. No entanto, o “featureless continuum” na Sy2 ainda éuma lei de potênciapura, o que nãodeveria ser verdade se o espectro fosse altamente avermelhado. Outro problema éque o espectro no UV possui o mesmo formato na Sy2 e na Sy1. E a magnitude t´ıpica de uma Sy2 éapenas uma ordem de magnitude menor do que a magnitude de uma Sy1. Uma hipóteseéque as Sy2 seriam Sy1 porémem um estado em que o cont´ınuo émais fraco, no entanto essa explica¸cãoépouco provável. Blandford e Rees (1978) propuseram o modelo do toro que obscurece o núcleo,resolvendo os problemas acima (com exce¸cão do avermelhamento do cont´ınuo). Como a densidade espacial de Sy2 écerca de 3 vezes maior que a densidade espacial de Sy1, isso significa que o toro deve bloquear cerca de 3/4 do céu,como seria visto pela fonte central, consistente com os ângulosde abertura dos cones de ioniza¸cão(ver cap´ıtulo 6 de Peterson 1997). O que torna o modelo de Blandford e Rees viável éum componente adicional, um meio espalhador, que estaria 32 Cap´ıtulo1. Introdu¸cão 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 évisto na figura 1.2. A polariza¸cãodo “featureless continuum” em NGC 1068 éindependente do comprimento de onda, ao menos atéaproximadamente 1500 A˚, o que indica que as part´ıculasespalhadoras sãoelétrons, ao invésde poeira. O vetor de polariza¸cão E éperpendicular ao eixo do rádioda fonte, como seria esperado por um modelo de simples espalhamento. A NLR épolarizado em ∼< 1%, uma vez que ela éobservada diretamente e nãoapóso espalhamento. Assim, os componentes nucleares do espectro sãofracos e polarizados, mas nãoavermelhados.

Figura 1.2: Espectro de NGC 1068. O espectro acima nãoépolarizado e possui apenas linhas estreitas. O espectro abaixo, polarizado, apresenta evidênciasde linhas permitidas largas, indicando que a galáxiaéuma Sy1 intr´ınseca.Figura de Osterbrock e Ferland (2006)

O caso de NGC 1068 mostra que algumas Sy2 sãoSy1 obscurecidas, poréma pergunta se todas as Sy2 sãoSy1 intr´ınsecasainda éválida. Peterson (1997) apresenta testes em que nãoéposs´ıvel argumentar contra o modelo do toro, porémesses testes devem ser feitos com mais cuidado. Uma delas éa razãoentre o númerode fótonsionizantes previsto e o Se¸cão1.2. Seyferts 1 e 2: O modelo unificado 33 observado, que depende do fator de preenchimento do espa¸copelo gáse de propriedades individuais das nuvens (uma primeira aproxima¸cãoapóiao modelo unificado). Outra razão éa compara¸cãoentre o IR e altas energias, onde assume-se que o toro absorve as radia¸cões mais energéticase as reemite no IR. No entanto, cálculosenvolvendo essa análisesão incertos, devido ao fato de ser dif´ıcilisolar a parte nuclear da emissãoextensa no IR. Testes estat´ısticossãosugeridos em Peterson (1997). Um deles, que serádiscutido no cap´ıtulo6 , éo estudo de amostra de Seyferts limitada em distância,onde époss´ıvel a compara¸cãode parâmetrosobservados de diferentes galáxiasem um volume fixo. Outro teste éestudar parâmetrosque independam do ângulode visada. Algumas sugestõessãoa emissãoextensa em rádio,emissãoem raios-x duros, emissãono infravermelho long´ınquo e emissãoda NLR extensa. As investiga¸cõesacerca dos modelos de unifica¸cãomostram que algumas Sy2 sãoreal- mente Sy1 obscurecidas. Por exemplo, as propriedades de linhas estreitas em Sy1 e Sy2 sãoestatisticamente indistingu´ıveis, embora muitas linhas estreitas de alta ioniza¸cãosó sãoencontradas em Sy1. Porémnãohárazãopara se acreditar que os espectros de linhas estreitas sãoprovenientes de diferentes regiões.No entanto, alguns resultados sugerem que háSy2 intr´ınsecas,como o cont´ınuo de Sy2 nãoser polarizado, o que sugeriria a ausência de meios de espalhamento nessas fontes, mas nãoa ausênciade BLR. Nãohánenhuma Sy2 com alta polariza¸cão,onde em um sistema em “edge on”, polariza¸cãono cont´ınuo deveria alcan¸caraté50 %, longe de qualquer outra fonte detectada. Outro resultado interessante éque todos os quasares possuem espectro do tipo 1. Alternativas para explicar isso são que a alta luminosidade destróia poeira, ou senãoo toro em objetos de alta luminosidade émais fino. Em qualquer um dos casos, a BLR seria vis´ıvel em qualquer ângulode visada. Na grande unifica¸cão(ou seja, no modelo forte), a diferen¸caprimáriaentre Seyferts e quasares éa luminosidade. Propostas de se unir “radio loud” e “radio quiet” nãoproduziram resultados conclusivos com estudos estat´ısticose de propriedades das fontes. Mais detalhes sobre a unifica¸cãopode ser visto no cap´ıtulo7 de Peterson (1997), em Osterbrock e Ferland (2006) e em Antonucci (1993). 34 Cap´ıtulo1. Introdu¸cão

1.3 Alvos

1.3.1 NGC 6221

NGC6221 éclassificada pelo “Nasa Extragalatic Database”1 (NED) como uma galáxia SB(s)bc pec; Sy1Sy2, com uma velocidade radial heliocêntrica de 1499(5) km/s. Martin (1976) descreveu o núcleocomo sendo pontual, com um espectro em linhas em emissão de baixa excita¸cão.De acordo com de Vaucouleurs (1975), NGC 6221, NGC 6215 e NGC 6300 sãoos membros mais brilhantes de um grupo de aproximadamente 8 galáxias. No entanto, as curiosidades com essa galáxiaaparecem 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¸cõesno óptico mostrando linhas de emissãomoderadamente fortes, superposto em um cont´ınuo galáctico dominado por linhas estelares “late-type” em absor¸cão. Uma análisemais profunda das linhas em emissãoe mesmo a ausênciade algumas linhas nãopermitiram a Phillips classi- ficar NGC 6221 como uma Sy2, talvez por causa da baixa resolu¸cãode suas observa¸cões. Ele argumenta que suas observa¸cõesdescrevem um espectro de gásionizado por estrelas jovens e quentes e que nãosugere a presen¸cade um componente nãotérmicono UV e no raio-x, mas que nãoexclui a associa¸cãode NGC 6221 com a emissãoem raio-x detectada pelo HEAO A-2. Veron et al. (1981), com uma resolu¸cãoespectral melhor que Phillips, perceberam que os perfis das linhas de Hβ e [O III] nãose assemelham aos perfis de outras linhas e notaram que o espectro, apresentado na figura 1.4 provémde duas regiões: uma com a linha de Hβ forte porémestreita 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 regiãode mais alta excita¸cão. Levando em conta esses novos resultados, a galáxiapode ser considerada uma Sy2, tornando assim mais provável a identifica¸cãode NGC 6221 com a fonte H1649-595. Pence e Blackman (1984) tambémencontraram as linhas de [O III] mais largas do que as outras linhas em emissão, especialmente na asa azul. As figuras 1.5 e 1.6 mostram a compara¸cãodo 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˜ao1.3. Alvos 35

Figura 1.3: Observa¸cãoda fonte H1649-595. Caixas de erro com tamanhos 3.60 e 0.84 em graus2. O asterisco éa posi¸cãoda poss´ıvel fonte, no caso NGC 6221. Figura de Marshall et al. (1979)

com Hβ e a razãoentre [O III] e Hβ no pico e outras regiõesatéa asa azul, mostrando evidênciasde duas regiõesresponsáveis pelas.

Figura 1.4: Espectro de NGC 6221, de Veron et al. (1981). As linhas em emiss˜aode [O III] s˜aoclaramente mais largas que Hβ. Figura de Veron et al. (1981)

D´ıazet al. (1997) atravésde medidas das linhas em emissãoe do FWHM do espectro classificou o núcleode NGC 6221 como uma Sy2. Eles encontraram movimentos nãocirculares em alguns setores e uma importante diferen¸cade velocidade entre as ve- 36 Cap´ıtulo1. Introdu¸cão

Figura 1.5: Compara¸cãoentre os perfis de linhas de [O III] e Hβ. Estãoplotadas na mesma escala de velocidade relativa àvelocidade médianuclear. Figura de Pence e Blackman (1984)

Figura 1.6: Razãodas linhas nucleares de [O III]λ5007A e as linhas de Hβ da figura 1.5. A razãovaria no pico de aproximadamente 0.2 correspondem a regiõesHII atéaproximadamente 3 na asa azul indicando uma Sy2. Figura de Pence e Blackman (1984)

locidades sistêmicasderivadas de dados de regiõesinternas (1442(10)km/s) e externas (1505(10)km/s). Essas caracter´ısticasforam explicadas como sendo uma consequênciada Se¸cão1.3. Alvos 37 presen¸cade um fluxo de gásionizado expandindo do núcleo.Esse fenômenoéaumentado na fonte central, cujo diâmetroé r ≈ 100pc, onde as linhas em emissãomostram uma componente escondida com FWHM ≈ 600km/s. Forbes e Norris (1998), a partir de análises no rádio,mostraram que NGC 6221 possui um ´ındiceespectral nãotérmicocom α ∼ −0.6 - t´ıpicode remanescentes de supernovas. A razãoentre os fluxos no infravermelho long´ınquo (FIR) e em rádioem 4.8 GHz éde 2.21, caracter´ısticode “starbursts” (essa razãoédiscu- tida no cap´ıtulo6) . Essas informa¸cõespossibilitaram a conclusãode que a morfologia em rádioe outras propriedades sãoconsistentes com a forma¸cãoestelar ser a fonte dominante da emissãoem rádio.Oddone et al. (1999), com análisesde cubo de dados utilizando-se Fabry-Perot mostraram uma distor¸cãono centro do campo de velocidades. De acordo com as larguras de linhas e fluxos relativos, os autores conclu´ıramque NGC 6221 possui um núcleoSeyfert, rodeado por uma regiãocircumnuclear de violenta forma¸cãoestelar. Levenson et al. (2001a) argumentaram que NGC 6221 édetectado em raios-x pelos satélitesROSAT HRI e ASCA GIS, com caracter´ısticasde uma Sy1. Com uma absor¸cão

22 −2 baixa, NH = 1 × 10 cm , a emissãono raio-x mole inclui uma contribui¸cãode 80% do AGN intr´ınseco. A linha de Fe em 6.7 keV élarga. A largura equivalente é400 eV, relativamente larga se comparada com as linhas em emissãode Sy1 e a energia é alta, sugerindo uma regiãoionizada. As observa¸cõesdo HRI demonstram que a regiãode emissãoem raios-x moles éextensa (atéum raio de 4.8 kpc) e contribui com metade das contagens observadas, em contraste àpequena fra¸cãode raio-x mole térmicodetectado espectroscopicamente. Varia¸cõesno fluxo em raio-x foram detectados entre as observa¸cões do ROSAT e do ASCA e podem ser devidas a mudan¸casno AGN, ou em sua luminosidade intr´ınsecaou na varia¸cãoda coluna de densidade. Uma mudan¸cana potênciado AGN por um fator de 5 entre as observa¸cõeséconsistente com os dados. Outra alternativa

22 −2 éa diminui¸cãode NH . Nos dados de 1997, NH = 1.1 × 10 cm ébaixo. Se fosse o 23 −2 valor t´ıpicodas Sy2/starburst, NH ≈ 10 cm na epoca dos dados do ROSAT, o fluxo detectado pelo satelite nãodeveria ser do AGN intr´ınseco. A supernova 1990W, presente em NGC 6221, provavelmente nãofoi a fonte dessa varia¸cãomedida. Em Levenson et al. (2001b), éconfirmada a caracter´ısticade Sy1 de NGC 6221 e discutidos os resultados de Levenson et al. (2001a). Um artigo espec´ıficosobre NGC 6221 foi escrito por Levenson et al. (2001). Com ob- 38 Cap´ıtulo1. Introdu¸cão serva¸cõesno ópticoos autores confirmaram as conclusõesde Veron et al. (1981) e Pence e Blackman (1984). A componente larga2 de [O III] produz uma FWHM ∼ 600km/s. As razõesdas linhas em emissãosãoconsistentes com a classifica¸cãode 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 regiãoHII, quando comparado com [OIII]/Hβ (Veilleux e Osterbrock 1987). Enquanto a razão[OIII]/Hβ para as componentes largas e estreitas produzem NLR e regiãoHII (2.1 e 0.2, respectivamente), as razões[NII]/Hα e [SII]/Hα sãoapenas ligeiramente maiores para a componente larga. Esse comportamento éesperado, uma vez que [O III] éa linha mais brilhante da NLR. Atravésda linha de [S II], inferiu-se a densidade eletrônica,que de-

−3 −3 cresce de dentro pra fora, sendo ne ∼ 700cm no núcleoe ne ∼ 100 − 300cm em 500 pc, comum em outros sistemas de “starburst” (Lehnert e Heckman 1996). Tambémse resolveu espacialmente a regiãoque produz a componente mais larga, pois [O III] éfacilmente detectada com observa¸cõescentrada em 3”(290 pc) longe do núcleoe marginalmente detectada em espectros de fenda mais larga (e mais ruidosos). O tamanho de 300-500 pc projetado ét´ıpicode NLR em galáxiasSeyferts (Lehnert e Heckman 1996). Levenson et al nãoen- contram sinais de BLR, apesar que ajustes de linhas largas com FWHM entre 2500 e 7000 km/s permitem estimativas de largura equivalente máximada linha de Hβ proveniente da BLR de 10A˙. Em compara¸cão,a medida da largura equivalente de Hβ éde 21.5A˙. Em

BLR −14 2 termos de fluxo, esse limite corresponde à FHβ < 1.1 × 10 ergs/cm /s, que, corrigindo BLR 40 para AV = 3 mag, implica em um limite para a luminosidade de LHβ < 1.3 × 10 ergs/s. A extin¸cãofoi calculada atravésda razão Hα/Hβ com a lei de extin¸cãode Cardelli et al.

(1989), com RV = 3.1 e assumindo a raz˜aote´oricade Hα/Hβ de 2.86 (Osterbrock e Ferland

2006), apropriada a uma nebulosa “starburst”. Assim, para a regiãonuclear AV = 3.0mag. A razão Hα/Hβ para a NLR éde 7.9, enquanto para o “starburst” éde 7.2, sugerindo que a NLR sofre uma extin¸cãoadicional de 0.3 mag com respeito àslinhas do “starburst”.

Se a Via Lácteapossui AV = 0.5 mag (Schlegel et al. 1998), a extin¸cãointr´ınsecade NGC 6221 éde 2.5. O “starburst” possui uma taxa de forma¸cãoestelar (SFR) no núcleode

0.17M¯/ano, o que qualifica NGC 6221 como uma galáxia“starburst”. A forma¸cãoeste-

2 considere aqui componente larga em compara¸cãoàlargura de linhas provenientes de “starburst”, sendo uma medida de linha originada na NLR Se¸cão1.3. Alvos 39 lar forte se concentra no núcleoe se estende a um raio de aproximadamente 400-500 pc. Dentro da regiãocircumnuclear, a forma¸cãoestelar ocorre em várioslugares, como mostrado pelas análisesespectrais e por imagens do Hubble. A luminosidade no infravermelho

10 long´ınquode NGC 6221 éde LFIR = 2.7 × 10 L¯, o que indica uma luminosidade bo- 10 lométrica Lbol = 3.7×10 L¯. Em termos de taxa de forma¸cãoestelar, um modelo de taxa 10 −1 −1 constante prevê Lbol ∼ 1.1 × 10 L¯(M¯ano ) , implicando numa SFR = 3.3M¯/ano. Em raio-x édetectado uma variabilidade em uma escala de tempo de 5 × 104s. Análises mais robustas mostraram que essa variabilidade estáassociada a galáxiasSy1. Baseado nas informa¸cõesdo ópticoe de raios-x, Levenson et al sugerem um cenárioonde o gáse a poeira associado ao starburst obscurece o AGN. A figura 1.7 mostra um esquema desse cenário. A regiãode forma¸cãoestelar égrande o suficiente para cobrir inclusive a NLR, enquanto o modelo do toro obscurece apenas a BLR. O próprio“starburst” éempoeirado, como mostra observa¸cõesno óptico.O efeito de obscurecimento ilustra bem como o “starburst” pode ser dominante no ópticoe o AGN mais pronunciado no raio-x. A figura 1.8 mostra o ajuste de modelos calculados atravésde uma galáxia“starburst” nãoobscurecida (Schmitt et al. 1997) e de um quasar “radio-quiet” normalizado em 5000A˙ (Elvis et al. 1994) em pontos medidos por Levenson et al.

Figura 1.7: Esquematiza¸cãodo modelo de “starburst” obscurecendo o AGN. A linha de visada A éo que acontece com NGC 6221, onde a BLR e a NLR sãoescondidas pelo “starburst”. Como a coluna de densidade do AGN medido no raio-x éda ordem de 1022cm−2, as caracter´ısticasde Sy1 nesta faixa do espectro nãoéuma surpresa. A linha de visada B mostraria uma Sy2 verdadeira, com absor¸cõesdevido ao “starburst” e ao toro. Figura de Levenson et al. (2001) 40 Cap´ıtulo1. Introdu¸cão

Figura 1.8: Distribui¸cãoespectral de energia de NGC 6221, modelados por contribui¸cõesde AGN e de “starburst”. O componente AGN émedido no raio-x e em medidas fotométricasde imagens do HST (losangos preenchidos). O “starburst”, com imageamento e espectroscopia, engloba uma maior faixa (losangos vazios). O modelo de AGN estáem linhas pontilhadas, enquanto o modelo de “starburst” em linha cheia. A extin¸cãodo AGN émedida no raio-x, no “starburst” émedida no óptico. Nota-se o dom´ıniodo “starburst” no ópticoe do AGN no raio-x, sendo que o “starburst” contribui com a maior parte da luminosidade bolométrica 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˜oesde ﬂuxo para a linha larga de

41 BLR 39 Hβ. O ASCA mede L2−10keV = 6.3 × 10 ergs/s, implicando em LHβ = 8.5 × 10 ergs/s BLR −13 2 ou um fluxo de FHβ = 1.8 × 10 ergs/s/cm , do AGN intr´ınseco,uma vez que a média BLR da razãoentre esses dois valores é LHβ /L2−10keV = 0.013, obtido atravésde medidas no raio-x de Xu et al. (1999) e de medidas de Hβ em Whittle (1992) e Dahari e De Robertis

BLR −15 2 (1988). Se AV = 5.0 para a BLR, o fluxo esperado éde FHβ = 1.8 × 10 ergs/s/cm , abaixo do limite previsto estimado do espectro óptico.Uma estimativa para a luminosidade

NLR 39 da linha de [O III]λ5007, produzida pelo NLR, éde L[OIII] = 5.7 × 10 ergs/s ou fluxo de NLR −13 2 F[OIII] = 1.2 × 10 ergs/s/cm , com a médiada razãoentre esses dois valores para Sy1 NLR de L[OIII]/L2−10keV 8.7 × 10−3 (Xu et al. 1999). Com corre¸cãopara o avermelhamento, a NLR −13 2 NLR previsãoéde F[OIII] = 4.2 × 10 ergs/s/cm na abertura central 1.5” × 1.5” ou F[OIII] = 8.1 × 10−13ergs/s/cm2 integrado em toda a fenda. Se¸cão1.3. Alvos 41

1.3.2 NGC 7582

NGC 7582 éuma galáxiaSB(s)ab Sy2, com uma velocidade radial heliocêntrica de 1575(7) km/s, de acordo com o “Nasa Extragalatic Database”. Faz parte do grupo de galáxias“Grus”, em um quarteto envolvendo NGC 7552, 7590, 7599 alémda própria7582. Shobbrook (1966) descreve a galáxiacomo tendo um pequeno núcleobrilhante com fortes linhas em emissãoestreitas ([O II], [O III], [N I], [N II], Hβ, Hγ, He II e Ne III), sugerindo uma regiãoH II de alta excita¸cão.Glass (1973) encontrou valores da medida da cor (K-L) comparáveis a de galáxiasSeyferts e identificou a fonte rádioPKS 2313-428 como sendo NGC 7582, com potênciada ordem de magnitude de Seyferts. Glass (1976) comentou que sua posi¸cãoanômalano diagrama (J-H)/(H-K) indica a presen¸cade poeira mais quente que o normal para uma galáxiaespiral e uma composi¸cãoestelar diferente, argumentando que a galáxiade Seyfert IC4329A tem a mesma contribui¸cãode luz estelar e de poeira. Martin (1976) relatou um núcleotipo estelar e linhas em emissãode 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 catálogo2A, feito com observa¸cõesdo Ariel 5 Sky Survey Instrument e do satélite Uhuru. Apesar de haver quatro galáxiasem “Grus”, apenas NGC 7582 estádentro da caixa de erro da observa¸cão,como mostra a figura 1.9. A figura 1.10 mostra o espectro óptico de NGC 7582. Ward et al argumentam que as linhas sãomuito estreitas se comparadas com Seyferts, porémalgumas linhas como He IIλ4686 em 16%(5) em rela¸cãoa Hβ e [Ne V]λ3426 aparecem no espectro, indicando uma poss´ıvel fonte nãotérmica. Estimativas

21 −2 de AV =4.0 e NH = 7.4 × 10 cm sãoapresentadas. A curva de luz em raio-x mostra uma variabilidade ao longo de 60 dias, t´ıpicode uma Sy1, implicando que a fonte emissora dos raios-x nãodeve ter mais do que 0.05 pc. A variabilidade foi tambémdetectada pelo “Einstein Observatory” por Maccacaro et al. (1981). As caracter´ısticasno infravermelho mostram que NGC 7582 estána posi¸cãode uma Seyfert, conclusãoconfirmada por Glass (1979). Clavel et al. (1980), com observa¸cõesno UV, mostraram um cont´ınuo nesta faixa em lei de potênciacom ´ındiceespectral αuv = 3.4(4). Clavel et al calcularam uma absor¸cão ˙ de AV = 1.35(9) da banda de extin¸cãoem λ = 2300 A. Ward et al. (1980) confirmaram NGC 7582 como uma fonte rádio,descrito como sendo possivelmente uma fonte pontual mais uma componente extensa. Ajustes no cont´ınuo mostraram uma fonte nãotérmica, 42 Cap´ıtulo1. Introdu¸cão

Figura 1.9: Observa¸cãoda fonte em raio-x 2A 2315-428. Caixa de erro com confiabilidade de 90%. Note que somente uma galáxiaestádentro 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, porémlinhas de alta ioniza¸cãocomo por exemplo [Ne V]λ3426 estãopresentes, sugerindo uma fonte nãotérmica.Figura de Ward et al. (1978)

com ´ındiceespectral α = 2.1(1). Foi estimado que estrelas quentes contribuem com 1/3 ˙ 21 −2 da energia observada na faixa entre 3600 e 4200 A. O valor de NH = 2.5(1.7) × 10 cm implica um corte na faixa do raio-x em 0.75 keV. Análisesfeitas por Ward et al. , a partir de espectros com baixa dispersão,mostram que a regiãoque absorve o cont´ınuo são possivelmente nuvens de HI longe de regiõesfortemente ionizantes, que podem ser estrelas Se¸cão1.3. Alvos 43

OB, por exemplo, explicando a diferen¸cano valor de AV estimado naquele trabalho e no trabalho de Clavel et al. Assim, na regi˜aode linha de emiss˜aotem-se o valor para

AV de 3.5 a 4 e para o cont´ınuo de aproximadamente 1. No óptico,o ´ındiceespectral é aproximadamente o mesmo daquele do UV. A figura 1.11 mostra o modelo para NGC 7582, onde o avermelhamento para o cont´ınuo édiferente do avermelhamento para a regiãode linhas de emissão.As conclusõessãode que a distribui¸cãoda energia espectral ét´ıpicade uma Sy2, com um modelo de “Synchrotron Self Comptom”. O ´ındiceespectral do raio-x encontrado em Maccacaro et al. (1981) éde α ∼ 0.9, t´ıpicode uma Sy1.

Figura 1.11: Esquema de NGC 7582. O asterisco no centro éo cont´ınuo nuclear, emissora de raios-x com ∼ 0.05pc e fonte rádiocompacta. A regiãoquadriculada éo gásionizado. A regiãopontilhada éo material obscurecedor. A cruz écomponente estelar, com algumas estrelas quentes presentes por causa das altas sériesde absor¸cãode Balmer observadas

Veron et al. (1981), em um espectro ópticocom prevalênciade linhas de uma região H II encontram caracter´ısticasde uma Seyfert atravésda linha de [O III]λ5007, análoga a análisefeita em NGC 6221. Com as linhas nãoresolvidas, 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(Hβbroad)/I(Hβnarrow)=0.34. Esses resultados mostram a superposi¸cãono espectro ópticode uma regiãoH II (linhas estreitas) com uma regiãoemissora de linhas mais largas de alta excita¸cão,caracter´ısticade uma Sy2. Verónet al. tambémargumentam sobre a possibilidade de galáxiasde raios-x com linhas estreitas (NELG) poderem ser Seyferts 1, se as componentes largas das linhas de H forem dif´ıceisde serem detectadas por causa da absor¸cãoda matériainterestelar. Como nãofoi detectada essa componente mais larga, Verónet al. propuseram que se háuma componente Sy1, ela éextremamente fraca. 44 Cap´ıtulo1. Introdu¸cão

Mushotzky (1982), com observa¸cõesno raio-x concluiu que NGC 7582 éuma NELG, e que este tipo de galáxiaestáassociado a uma Sy1 de baixa luminosidade. No entanto em todas as galáxiasestudadas por Mushotzky (1982), apenas NGC 7582 nãoapresenta ind´ıciosde linhas largas de Hα. Consistente com os resultados de Verónet al, Morris et al. (1985) detectaram um anel de regiõesH II atravésda linha de Hα. Storchi-Bergmann e Bonatto (1991) detectaram um cone de ioniza¸cãoatravésda linha de [O III]λ5007 na dire¸cãosudoeste de NGC 7582, com o centro da emissãodeslocado em 0.7 arcsec. Uma pequena emissãona linha de Hα tambémédetectada como proveniente do cone, poréma evidênciaémenor, pois outras regiõesemitem neste comprimento de onda. Storchi-Bergmann e Bonatto (1991) discutem que outras galáxiasSeyferts tambémtiveram cones detectados, e sugerem que campos de radia¸cãobicônicospodem ser produzidos ou por colima¸cãoda parede do toro ou se a fonte central éintrinsecamente anisotrópica.Antonucci e Miller (1985) sugeriram que um jato de plasma forma um canal por onde a radia¸cãodo motor central escapa ao longo de um cone, possivelmente alcan¸candograndes distâncias. Esse resultado foi uma importante evidênciaa favor dos modelos de unifica¸cãodas Seyfets. Forbes e Norris (1998), atravésde observa¸cõesno rádio,sugerem uma morfologia de um jato linear Seyfert, porémo ´ındiceespectral, a razãorádio/FIRe a razão[Fe II]/rádio indicam que a forma¸cãoestelar éa fonte dominante de emissãonesta faixa do espectro. Heisler et al. (1997) nãodetectaram a BLR atravésda espectropolarimetria. Por outro lado, Aretxaga et al. (1999) reportou uma mudan¸cano espectro de NGC 7582; uma muta¸cãode Sy2 para uma Sy1. Eles mostram que observa¸cõesatépelo menos junho de 1998 o espectro ópticoera caracter´ısticode uma Sy2. A figura 1.12 mostra espectros em diferentes épocas de NGC 7582. O espectro de 11 de julho mostra emissõesda linhas largas de Hα, Hβ, Na I e Fe II, ausente em observa¸cõesanteriores. Em 6 de outubro, a componente larga de Hβ havia desaparecido. Em 21 de outubro, um decl´ıniona componente larga de Hα éobservado. Uma poss´ıvel interpreta¸cãoseria uma captura de estrelas pelo buraco negro, porémisso sóseria poss´ıvel em NGC 7582 se a idéiado toro ao redor do núcleofosse abolida, pois este bloquearia toda a luz ópticaproveniente dos arredores do buraco negro. Uma alternativa éa varia¸cãodo avermelhamento do toro. Porémes- sas possibilidades entra em conflito com os altos valores de extin¸cãomedidos para o toro, com AV da ordem de 200 mag. Outra hipóteseéque o fenômenotenha ocorrido ao redor Se¸cão1.3. Alvos 45 do toro e que nãoseja diretamente relacionado com o AGN. O “starburst” detectado é uma poss´ıvel fonte, uma vez que explosõesde supernova (SN) sãomais frequentes nestas regiões.A explosãocausa alargamento nas linhas e aumento na luminosidade. A explosão de uma SN IIn (SN com linhas largas observadas situada em regiõescom linhas estreitas proeminentes) gera dúvidasquanto a classifica¸cãode galáxiasnormais com um núcleotipo Sy1, caso a explosãoocorra neste lugar. A evolu¸cãoda largura da linha de Hα ésimilar àevolu¸cãoinicial de SN 1988Z, no entanto a evolu¸cãotemporal da intensidade da linha parece ser mais rápidado que a observada para SN 1988Z ou NGC 5548 (Sy1). Aretxaga et al. sugerem observa¸cõespara checar se a evolu¸cãodo “flare” de NGC 7582 mostra um comportamento similar a SN 1988Z ou NGC 5548. Levenson et al. (2001a), com observa¸cões no raio-x, argumentaram que a coluna de densidade que obscurece o núcleovaria. Embora um simples crescimento na extin¸cãocom a lei de avermelhamento local nãoéconsistente com a varia¸cãono cont´ınuo do óptico,a contribui¸cãoda componente “starburst” pode não ser adequadamente distinguida no espectro óptico.

Figura 1.12: Espectros de NGC 7582. E´ poss´ıvel notar o aparecimento das linhas nos espectros mais recentes, mostrando a transi¸c˜aode Sy2 para Sy1. Figura de Aretxaga et al. (1999)

Su et al. (2000), atravésde observa¸cõesno rádio,infravermelho, ópticoe raio-x, concluem que NGC 7582 éuma galáxia“starburst” com um núcleoativo Sy2 e com uma alta taxa 46 Cap´ıtulo1. Introdu¸cão de forma¸cãoestelar, podendo estar passando por um processo violento de forma¸cãoestelar e que esta tem uma importante contribui¸cãona emissãodo rádioe do infravermelho. Mi- hara et al. (2000) sugeriram uma estrutura “esburacada” do toro, baseado no decréscimo

22 −2 da coluna de densidade NH ∼ 4 × 10 cm de 1994 a 1996. Suas observa¸cõesem raios-x mostraram variabilidade t´ıpicade Sy1, uma componente dominante na banda mole do raio-x provavelmente de emissãonuclear espalhada e uma parte (10-20%) da componente “starburst”. A linha de ferro Kα édetectado em ∼ 6.4keV , com largura equivalente similar aos valores médiosde Sy1. Isso pode ser interpretado como a emissãofluorescente de uma distribui¸cãonãouniforme de material em uma geometria do tipo toro. A linha é ligeiramente larga, porémmuito mais estreita do que a largura médiade uma Sy1. A componente linha-disco nãoparece ser dominante em NGC 7582. A linha larga pode ser um sinal de uma linha de ferro K multi origem nãoresolvida. Dewangan e Griffiths (2005), com observa¸cõesdo XMM Newton, encontrou uma varia¸cãode um fator 2 na taxa de contagem em 2-12 keV, ou uma mudan¸cana mesma faixa do espectro da luminosidade intr´ınseca ∆L > 9.3 × 1041ergss−1 da emissãoprimária,em ∼ 200s. Eles concluiram que esta rápida variabilidade ésimilar àsSy1 com linhas estreitas (NLS1’s), que sãoSy1 com propriedades extremas, ou seja, FWHMHβ ≤ 2000km/s, espectro mais inclinado e uma rápidavariabi- lidade, ambos no raio-x. O espectro ébem descrito por uma lei de potênciainclinada na +0.14 faixa 2-12keV com Γ = 2.26−0.17. A sugestãoéque NGC 7582 éa contrapartida tipo 2 das galáxiasNLS1. Espectros de baixa resolu¸cãoe imagens no infravermelho próximomostram emissãode PAH (hidrocarbono aromáticopolic´ıclico)das regiõesde forma¸cãoestelar (Siebenmorgen et al. 2004). A fonte pontual do AGN éforte e bem definida nas bandas L (3.8µm) e M(4.7µm) e o disco de forma¸cãotambémaparece na banda L (Prieto et al. 2002), provavelmente por causa da emissãodo PAH em 3.3µm. Wold et al. (2006), com observa¸cõesdo

7 VLT (VISIR), derivam uma massa para o buraco negro de 5.5 × 10 M¯, com um intervalo 7 de confian¸cade 95% de [3.6,8.1]×10 M¯, consistente com a rela¸cão MBH − σ (Ferrarese et al. 2006, Gebhardt et al. 2000). Wold et al. (2006) tambémdiscutem a morfologia do disco circumnuclear, com duas regiõesao sul do núcleosendo densas regiõesde intensa forma¸cãoestelar, profundamente embebida em poeira, como relatado por Wold e Galliano (2006). Essas regiõessãoobservadas no “mid-infrared” e nãotem contrapartida ópticae Se¸cão1.3. Alvos 47 no infravermelho próximo(comparada com imagens do HST). Com fluxos ionizantes de ∼ 1 × 1052fotons/s e ∼ 2.5 × 1052fotons/s, atravésde modelos de “starburst”, as regiões

5 possuem massas na faixa de 3-5×10 M¯, com um n´umerode estrelas O em cada fonte compacta de 0.6-1.6×103. As fontes menos brilhantes detectadas tem massas provavel-

5 3 mente menores de 2.0-3.2×10 M¯, com ∼ 1.0 × 10 estrelas do tipo O. Wold et al. (2006) mostraram que as duas fontes mais fortes estãoinclusas na curva de rota¸cãodo disco. Isto éconsistente com a hipótesede um disco fino rotacionando no potencial gravitacional do bojo, sugerindo que essas regiõesde forma¸cãoestelar estãono plano do disco. Assim o cont´ınuo do AGN nãodeve influenciar essas duas regiões. A figura 1.13 mostra imagens no óptico(HST/WFPC2 F606W), no infravermelho próximo(HST/NICMOS F160W), no infravermelho médio(VLT/VISIR) e um mapa rádio(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 rádio,feito com o ACTA, em 3 cm. Os c´ırculosao sul indica a posi¸cãodas 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 análisesde imagens do Chandra e do HST, mostraram que a emissãona banda mole dos raios-x éaltamente influenciada pela distribui¸cãode poeira na galáxia.Isso pode ser claramente visto na figura 1.14, onde éapresentado a razãoentre as 48 Cap´ıtulo1. Introdu¸cão imagens NIR e ópticado Hubble, com contornos da emissãodos raios-x moles em branco. O contorno em vermelho revela a razãoentre as bandas de 0.8-1.3 keV e 0.3-0.8 keV, selecionadas por serem sens´ıveis àcoluna de densidades da ordem de 1021cm−2. Interessa apenas as mudan¸casrelativas nessa razão,uma vez que a razãoabsoluta nãopossui uma interpreta¸cãof´ısica. A imagem da direita expõea razãodas bandas de 0.8-1.3 keV e 0.3- 0.8 keV. Nota-se que a regiãoonde háo maior valor da razão(alta absor¸cãodos raios-x) e a faixa de poeira estãolocalizados ànordeste do núcleo. A emissãonos raios-x moles coincide com a dire¸cãodo cone de [O III], observada por Storchi-Bergmann e Bonatto (1991). Parte da emissãodos raios-x moles pode ser vista a leste do núcleo,onde a poeira provavelmente éopticamente fina. Foram feitas análisesdas 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 razãoentre alta ioniza¸cãoe baixa ioniza¸cão,resultando em dois “hotspots”, onde a emissãoOVIII e NeX sãomais brilhantes do que OVII e NeIX, presentes em ambos os lados do núcleo.Enquanto em um dos “hotspots” esse efeito pode ser causado por absor¸cão(varia¸cãoda densidade de coluna obscurecedora), os dois pontos podem ser importantes tra¸cadoresde heterogeneidade do gásemissor. No entanto, a nãocoincidência entre as regiõesde forma¸cãoestelar (observadas pelas imagens do HST) e os “hotspots” parecem excluir em NGC 7582 que o “starburst” tem um importante papel como fonte de fotoioniza¸cão.Finalmente, Bianchi et al. concluiram que o cenárioglobal éconsistente com os cenáriosde unifica¸cão,onde um toro compacto intercepta a linha de visada apenas em AGN “Compton-thick”, enquanto o material “Compton-thin” em larga escala éassociado com a galáxiahospedeira.

1.4 Objetivos

O objetivo da presente disserta¸cãoéestudar as propriedades das galáxiasNGC 6221 e NGC 7582 atravésda espectroscopia de campo integral (ou IFU, de “integral field unit”). Para isto, desenvolvemos um método baseado na análiseem componentes principais apli- cado em cubo de dados (Steiner et al. 2008b). Estudamos tambémuma amostra de galáxias Seyfert próximas,buscando encontrar correla¸cõesentre os parâmetrosobservados para estas galáxiasatravésda análiseem componentes principais. A disserta¸cãoédividida da seguinte forma: no cap´ıtulo2, discutimos os aspectos metodológicosdo trabalho, apresen- Se¸cão1.4. Objetivos 49

Figura 1.14: Esquerda: razãoentre as imagens NIR e ópticodo HST, mapeando a quantidade de poeira na regiãocincunuclear de NGC 7582. O contorno branco refere a emissãodo Chandra abaixo de 0.8 keV, enquanto o contorno vermelho éa razão0.8-1.3/0.3-0.8 keV. Os contornos vermelhos referem-se àimagem da direita, porémem outra escala, como mostrado pelo retângulotracejado. A cruz preta informa a posi¸cãodo núcleo.Figura de Bianchi et al. (2007)

tando um estudo sobre a deconvolu¸cãode imagens baseada no método de Richardson-Lucy, outro sobre a refra¸cãoatmosféricae a teoria matemáticada análiseem componentes principais . No cap´ıtulo3, analisamos os dados IFU de NGC 6221 e discutimos seus resultados. No cap´ıtulo4, destacamos a presen¸cade uma atividade nuclear dupla em NGC 6221. No cap´ıtulo5 sãoanalisados os dados IFU de NGC 7582. No cap´ıtulo6 éfeito o estudo sobre a amostra de galáxiasSeyfert próximas. Finalmente no cap´ıtulo7 sãoapresentadas as conclusõese perspectivas deste trabalho. 50 Cap´ıtulo1. Introdu¸cão Cap´ıtulo 2

Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos.

2.1 Deconvolu¸c˜aode imagens

A restaura¸cãode imagens astronômicasvem se mostrando útilem dados do Hubble, no óptico,“Einstein Observatory” e ROSAT, em raio-x e algumas observa¸cõesem rádio. A maioria dos métodos de deconvolu¸cãopropostos na literatura ébaseada em uma idéia conhecida como regulariza¸cão,onde a imagem érestaurada atéque se tenha o melhor ajuste vinculado ao método da máximaentropia. Uma exce¸cãoa esse método, que será estudado neste trabalho, éa regulariza¸cãobaseada em um método iterativo proposto em ópticapor Richardson (1972) e, independentemente em astronomia, por Lucy (1974). Neste caso, a imagem inicial, com uma distribui¸cãode densidade constante que aparentemente tem máximaentropia, bem como sendo perfeitamente suave, émodificada passo a passo, coletando informa¸cõesdos dados observados, atéque um ajuste razoável seja alcan¸cado. Grosseiramente falando, éum processo oposto àregulariza¸cão. (r) O método de Richardson - Lucy (RL) faz uma estimativa ˜uj de uj em um passo iterativo r (=1, 2, ...) de acordo com (Bi e Boerner 1994): X (r+1) (r) ci u˜j =u ˜j pij (2.1) c˜i com:

XM ci = pijuij + ni , i = 1, ..., N (2.2) j=1 X (r) c˜i = u˜j pij (2.3) j 52 Cap´ıtulo2. Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos.

onde ci sãoas contagens observadas, uj éo sinal subjacente, pij éa “point spread function”(PSF) e ni éo ru´ıdo. Para as contagens e sinais apósa r-ésimaitera¸cãotemosc ˜i e (r) P P u˜j . Aqui i c˜i = i ci = C (conserva¸cãodo númerototal de contagens). A estimativa (0) inicialu ˜j égeralmente uma constante. O método RL melhora o ajuste passo a passo e (∞) em princ´ıpiodeve derivar um modelo de sinalu ˜j que éa solu¸cãomatemáticada equa¸cão 2.2 sem ru´ıdo. Um dos maiores problemas da deconvolu¸cãode RL édeterminar o passo em que se deve parar as itera¸cões.Algumas sugestõesforam apresentadas na literatura. Bi e Boerner (1994) sugeriram um método que foi chamado de “simulation-based bootstrap”, um método global de testar a convergênciada deconvolu¸cão. Em seu artigo original, Lucy propõeo teste do χ2, que éútilquando a contagem de fótonséalta o suficiente, porémpode ser menos sens´ıvel a desvios sistemáticosno ajuste. Lucy (1994) propôso uso do teste de Kolmogorov-Smirnov (KS), que informa um limite superior aos erros de ajuste. Porém, em imagens 2-D, a estimativa de onde se deve parar é,àsvezes, feita a olho. O uso do método de RL éjustificada nesta disserta¸cãoem produzir uma melhora na resolu¸cãoespacial dos dados do GMOS IFU. Com a garantia que a razãoS\N dessas observa¸cõesérazoavelmente alta, pretende-se fazer a deconvolu¸cãonas imagens, apoiado no fato de que a análisedos componentes principais (discutida na se¸cão2.3) nos cubos de dados de NGC 6221 e NGC 7582 (cap´ıtulos3 e 5) seria mais sens´ıvel em dados com maior resolu¸cãoespacial. Sãoobjetivos desta se¸cão: - Verificar onde devem ser interrompidas as itera¸cõesa partir de cria¸cãode uma imagem artificial convolu´ıdacom uma PSF artificial. Em seguida aplica-se o método RL com o númerode itera¸cõesnecessáriopara retomar a imagem original. - Construir um códigoque efetue a deconvolu¸cãoutilizando-se uma PSF variável. Isso porque o FWHM da PSF no cubo de dados varia com o comprimento de onda. Medidas do FWHM de observa¸cõesdo GMOS - S de CAL 83 foram utilizadas para se obter a rela¸cão FWHM x λ. - Analisar imagens do Hubble Space Telescope (HST) com uma maior resolu¸cãoespa- cial. A se¸cãoédividida da seguinte maneira: Na subse¸cão2.1.1 sãodiscutidas as PSFs utili- Se¸cão2.1. Deconvolu¸cãode imagens 53 zadas na deconvolu¸cão.Na subse¸cão2.1.2 éfeito um estudo de onde deve ser interrompida a deconvolu¸cão. Na subse¸cão2.1.3, éapresentado a varia¸cãodo FWHM em fun¸cãodo comprimento de onda e a deconvolu¸cãoutilizando-se a PSF variável no cubo de dados de CAL 83. Na subse¸cão2.1.4 sãoapresentados alguns resultados de deconvolu¸cãode algumas galáxiasobservadas pelo HST. Finalmente na subse¸cão2.1.5 serãofeitos comentários gerais de como realizar a deconvolu¸cãode RL nos cubos de dados que serãoanalisados 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 édescrita por uma fun¸cão delta de Dirac, o que seráobservado éa convolu¸cãodesta fun¸cãocom a PSF, resultando em uma imagem que, em geral, tem uma forma aproximada de um disco. Na deconvolu¸cão de RL, a imagem de uma fonte pontual érestaurada com “x” itera¸cõesatéque se alcance uma PSF razoável, que éo mais próximoposs´ıvel de uma fun¸cãodelta de Dirac. Vale lembrar que a deconvolu¸cãotambémpode ser feita para imagens extensas (que éo caso de NGC 6221 e NGC 7582), no entanto suas PSFs devem ser estimadas atravésde fontes pontuais (estrelas ou quasares) na imagem. Em um telescópioterrestre, o que domina a PSF égeralmente a turbulênciaatmosférica(seeing), a menos que o telescópiotenha óptica adaptativa. Em rádiotelescópiosou em telescópiosespaciais, o termo dominante da PSF pode ser o limite de difra¸cão,determinado pelo tamanho da abertura do telescópio. Neste trabalho achou-se conveniente, para as imagens do GMOS IFU, utilizar-se PSFs artificiais gaussianas, pois nem sempre époss´ıvel calcular a PSF de algumas imagens. Neste caso, a PSF édada por2:

1 −[(x − x )2 + (y − y )2] f(x, y) = exp{ 0 0 } (2.4) 2πσ 2σ2 onde x0 e y0 éa posi¸cãodo centróideda imagem. O parâmetro σ estárelacionado com a largura a meia altura (FWHM) como: √ FWHM = 2 2ln2σ ≈ 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´ıtulo2. Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos.

No limite de difra¸cão(por exemplo, HST ou em telescópiocom ópticaadaptativa), é interessante utilizar uma PSF baseada na fun¸cãode Airy para a difra¸cãode uma abertura circular, cuja equa¸cãoé(Nussenzveig 2002):

I(θ) J (kasenθ) = 4[ 1 ] (2.6) I(0) kasenθ onde J1(u) éa fun¸cãode Bessel de ordem 1, k = 2π/λ éo númerode onda, a éo raio do espelho primárioe θ éo ânguloentre o eixo normal ao telescópioe o raio de luz difratado. Na deconvolu¸cãoéconveniente que a PSF esteja centrada na imagem para evitar deslo- camentos no centróideda imagem restaurada em rela¸cãoàimagem original. E´ importante tambémque a PSF seja normalizada, para minimizar erros na corre¸cãodo sinal.

2.1.2 O n´umerode itera¸c˜oes

O procedimento adotado para se verificar onde parar as itera¸cõesna deconvolu¸cãode RL foi criar uma imagem gaussiana com FWHM = 4 pixeis e convoluir com uma PSF também gaussiana com FWHM = 8 pixeis. Isso foi feito com a task “LUCY” do IRAF, onde a primeira itera¸cãoéa convolu¸cãodestas duas imagens. O númerode itera¸cõesrazoável é atingido quando a deconvolu¸cãoconseguir produzir uma imagem gaussiana com FWHM de √ aproximadamente 8/ 2 (metade da áreatotal 2D da imagem obtida observacionalmente). A deconvolu¸cãofoi feita utilizando o códigodo IDL “MAX LIKELIHOOD”, que faz parte do “IDL astronomy user’s library”3. A convolu¸cãoda 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¸cãodo IDL tambéméa convolu¸cãoda imagem com a PSF, uma vez que a primeira itera¸cãofaz crescer o FWHM da imagem. De acordo com a figura 2.1 podemos estimar que o númerode itera¸cõesque produz uma √ imagem com FWHM ∼ 8/ 2 = 5.65 éaproximadamente 9. Bi & Borner (1994) chegaram àmesma conclusãocom simula¸cõesfeitas de maneiras distintas. Esta análise,mais os resultados de Bi & Borner (1994), mostram que um número razoável de itera¸cõespara a deconvolu¸cãode RL deve estar entre 6 e 9 itera¸cões. Com

3 http://idlastro.gsfc.nasa.gov/ Se¸c˜ao2.1. Deconvolu¸c˜aode imagens 55

Figura 2.1: FWHM (pixeis) pelo númerode itera¸cões. O FWHM émedido com o IDL atravésde um ajuste gaussiano do perfil radial.

isso minimizam a introdu¸cãode ru´ıdos,com um ganho de aproximadamente 2 vezes na resolu¸cãoespacial das imagens. Vale a pena citar que uma das maneiras de se evitar a produ¸cãode ru´ıdosna imagem ésubtrair a corrente de fundo (DC) das imagens de ciência(no caso do teste acima, como foram imagens artificiais, essa corre¸cãonãofoi necessária).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¸cão“smooth” ajustada a uma fonte extensa (neste caso, apósa deconvolu¸cão,essa fun¸cãodeve ser adicionada de volta, pois ela pode possuir informa¸cões).

2.1.3 Deconvolu¸c˜aocom 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 éimportante no momento de se fazer a deconvolu¸cão,pois a FWHM da PSF deve variar com o comprimento de onda de acordo com uma fun¸cão 56 Cap´ıtulo2. Tratamento de dados: Aspectos metodológicos. definida para o instrumento. Observa¸cõesde CAL 83 tornaram poss´ıvel uma calibra¸cãodo FWHM, desta vez em segundos de arco, em fun¸cãodo comprimento de onda em A˙ para o GMOS-S. Ao longo do espectro, em regiõesdo cont´ınuo, ou seja, evitando linhas em emissão,étomado um comprimento de onda qualquer e, ao redor deste sãosomados, em média,140 imagens, para que se tenha uma medida mais precisa do perfil radial das imagens. Com as medidas de FWHM x λ, a calibra¸cãoéfeita e o resultado éapresentado no gráfico2.2. O perfil radial das imagens foi ajustado com uma fun¸cãogaussiana atravésdo método dos m´ınimos quadrados do programa “GNUPLOT”.

Figura 2.2: Calibra¸c˜aodo FWHM em fun¸c˜aodo comprimento de onda para o GMOS - S.

As medidas do FWHM em fun¸cãodo comprimento de onda sãoapresentadas na figura 2.2. Um ajuste linear nestes dados com o método de m´ınimosquadrados resulta em: Se¸cão2.1. Deconvolu¸cãode imagens 57

5000 0.48(6) FWHM(λ) = FWHM(5000)( ) (2.7) λ A equa¸cão2.7 éencontrada a partir de dados de apenas uma observa¸cãodo GMOS- S. Ela deve ser recalibrada com um númeromaior de objetos do GMOS-S e também com o GMOS-N. Neste trabalho, a equa¸cão2.7 éadotada em todos os procedimentos de deconvolu¸cãocom PSF variável.

O cubo de dados de CAL 83. Exemplo de deconvolu¸c˜aocom PSF vari´avel

Com a calibra¸cãofeita na se¸cãoanterior, foi desenvolvido um algoritmo no IDL que efetua a deconvolu¸cãode RL em um cubo de dados com PSF variável. No cubo de dados, cada pixel espectral (comprimento de onda) possui uma imagem espacial. No algoritmo, cada imagem espacial édeconvolu´ıdautilizando-se uma PSF gaussiana com FWHM dado pela equa¸cão2.7, dado o valor de λ referente ao pixel espectral da imagem em questão.O algoritmo foi testado para a própriaCAL 83, utilizando-se 9 itera¸cõespara a deconvolu¸cão. Os resultados sãoapresentados 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¸cãocom 9 itera¸cõesestáprodu- √ zindo imagens com FWHM ∼ FWHMoriginal/ 2, de acordo com o que foi estimado na se¸cão2.1.2. Finalmente, em uma análisecompleta no cubo de dados, verifica-se que a deconvolu¸cãoproduz resultados aceitáveis para uma futura análisede componentes principais com uma melhor resolu¸cãoespacial.

2.1.4 Deconvolu¸c˜aode imagens do HST

Foram feitos testes de deconvolu¸cãode RL nas imagens do HST em 3 galáxias:NGC 404, NGC 4579, que foram observadas com o “faint object camera” (FOC) e NGC 6221, 58 Cap´ıtulo2. Tratamento de dados: Aspectos metodológicos.

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´ıdacom 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¸cões obtidas do site do NED4, o FOC possui uma resolu¸cãoespacial de 0.05 arcsec, enquanto o WFPC2 possui uma resolu¸cãoespacial de 0.1 arcsec. Essas informa¸cõessãorelevantes, pois dãouma idéiado FWHM da PSF instrumental destas câmaras. Todas as imagens foram cortadas de maneira a ficarem com 5 x 5 arcsec. Nesta se¸cãoéinteressante notar a modifica¸cãoque ocorre com a deconvolu¸cãodas imagens para simples análisevisual. Primeiramente, seráanalisado o caso de NGC 4579, original e deconvolu´ıda7 vezes. Na figura 2.4 aparecem diferen¸casimportantes entre a imagem original e a imagem deconvolu´ıda. Na imagem original, mais especificamente na regiãodo AGN, parece ter

4 http://nedwww.ipac.caltech.edu/ Se¸c˜ao2.1. Deconvolu¸c˜aode imagens 59

Figura 2.4: NGC 4579 original (esquerda) e deconvolu´ıda7 vezes (direita) com uma PSF gaussiana e FWHM = 0.05 arcsec. A deconvolu¸cãorevela duas estruturas no objeto central, que nãoestãopresentes na imagem original.

apenas um objeto. Na imagem deconvolu´ıda,érevelada que este objeto na verdade são dois objetos muito próximos. Um caso interessante aconteceu com a galáxiaNGC 6221. A deconvolu¸cãoda imagem foi feita utilizando-se uma PSF gaussiana com FWHM = 0.1 arcsec e 7 itera¸cões.No entanto, aparecem os anéisde difra¸cãode Airy, como se pode ver na figura 2.5. Para evitar o aparecimento dos anéis,foi utilizada uma PSF baseada na fun¸cãode Airy para a difra¸cãoem uma abertura circular. A deconvolu¸cãode NGC 6221 com 7 itera¸cões utilizando-se uma PSF de Airy éapresentada na figura 2.6. A figura 2.6 mostra que a utiliza¸cãode uma PSF de Airy pode ser importante na deconvolu¸cãode imagens do HST. Porémisso nãoéverdade em todos os casos. Note na figura 2.7 que em NGC 404, a deconvolu¸cãocom uma PSF gaussiana produz resultados melhores do que uma PSF de Airy para um mesmo númerode itera¸cões,que tambémsão 7 neste caso. 60 Cap´ıtulo2. Tratamento de dados: Aspectos metodológicos.

Figura 2.6: NGC 6221 decon- Figura 2.5: NGC 6221 deconvolu´ıda7 vezes com uma PSF de volu´ıda 7 vezes com uma PSF Airy. Comparando-se com a figura gaussiana com FWHM = 0,1 arc- 2.5, note que o anel mais externo sec. Note os anéisde Airy. estábem mais fraco.

Figura 2.7: NGC 404, deconvolu´ıdacom uma PSF de Airy (esquerda) e uma PSF gaussiana (direita). Note que apesar das franjas na imagem deconvolu´ıdacom a PSF gaussiana, aparecem maiores detalhes nesta imagem do que na deconvolu¸cãocom uma PSF de Airy Se¸cão2.2. Refra¸cãodiferencial da atmosfera 61

2.1.5 Discuss˜aodos resultados

Segundo o estudo feito nesta se¸cão,a deconvolu¸cãode RL pode ser muito útilpara se ter um ganho na resolu¸cãoespacial de uma observa¸cão.Porémalguns cuidados devem ser observados para que os ganhos em resolu¸cãoe o ru´ıdointroduzido na imagem sejam otimizados. Mostrou-se na análiseda se¸cão2.1.2 que as itera¸cõesdevem ser sempre em torno de 6 a 9 itera¸cões.Uma boa subtra¸cãodo DC das imagens tambéméimportante, para que se minimize a introdu¸cãode ru´ıdos. E´ importante tambémter uma boa corre¸cãopara pixeis ruins, no entanto os códigosde IDL encontrados na internet nãosãoadequados. Uma solu¸cãoéfazer uma boa máscarade pixeis no momento da redu¸cãodo cubo de dados. Na se¸cão2.1.3 foi verificada a importânciada introdu¸cãode uma PSF variável na deconvolu¸cãodo cubo de dados, uma vez que esse éum comportamento intr´ınsecodas imagens do GMOS IFU. A se¸cão2.1.4 mostrou testes de deconvolu¸cãonas imagens do HST, destacando os detalhes sobre a fun¸cãoque deve ser utilizada em uma PSF.

2.2 Refra¸c˜aodiferencial da atmosfera

2.2.1 Aspectos teóricosda refra¸cãoatmosférica

As observa¸cõesfeitas com o GMOS IFU da estrela CAL 83 revelaram um deslocamento do centróideda imagem em fun¸cãodo comprimento de onda. Associado com o fenômeno da refra¸cãodiferencial da atmosfera, conclu´ımosque era necessáriofazer uma corre¸cão para todas as observa¸cõesdo GMOS IFU que nãotenham sido feitas no zênite,pois esse efeito poderia acarretar em falsas interpreta¸cõesna análisedos dados. Para pequenas distânciaszenitais, como a densidade do ar diminui com o aumento da altura acima da superf´ıcieterrestre, éconveniente tratar a atmosfera como um grande númerode camadas finas, concêntricas com a superf´ıcie(tratada como esférica),onde em cada uma delas os parâmetrosf´ısicossejam constantes. Supõe-seque haja n+1 camadas, cada uma com um ´ındicede refra¸cão µn e que o ângulode entrada do raio de luz em rela¸cãoao zêniteseja z (verdadeira distânciazenital de um objeto). Segundo a lei de Snell, o deslocamento do raio de luz em cada camada é(Smart 1977):

µsen z = µnsen zn (2.8) 62 Cap´ıtulo2. Tratamento de dados: Aspectos metodológicos. no vácuo, µ = 1, então:

sen z = µnsen zn

µnsen zn = µn−1sen zn−1

µn−1sen zn−1 = µn−2sen zn−2 ..

µ1sen z1 = µ0senξ onde ξ éa distânciazenital medida no telescópio.Dessas equa¸cõestemos que:

sen z = µ0senξ (2.9) onde µ0 éo ´ındicede refra¸cãodo ar na superf´ıcieda Terra. Vamos chamar o ângulode refra¸cãode R = z − ξ. Da equa¸cão2.9 temos:

sen (ξ + R) = µ0senξ

senξcos R + cosξsen R = µ0senξ

Se R ´epequeno, ent˜ao cosR → 1 e senR → R, assim:

senξ + Rcosξ ' µ0senξ.

Re-arranjando, obt´em-se:

R = (µ0 − 1)tanξ (2.10)

Convertendo 2.10 para segundos de arco, temos:

R = 206265(µ0 − 1)tanξ (arcsec) (2.11) Se¸c˜ao2.2. Refra¸c˜aodiferencial da atmosfera 63

O ´ındicede refra¸cãona superf´ıcieterrestre depende de alguns parâmetrosf´ısicoscomo densidade (do ar seco e do ar úmido),pressão,temperatura e do comprimento de onda da luz incidente. Edlen (1953) supõeque a forma da equa¸cãopara a refra¸cãodeva ser:

X 2 2 µ − 1 = Ai(σi − σ ), (2.12) onde σ = 1/λ énúmerode onda incidente; σi estárelacionado com a freqüênciade res- sonânciado gáse Ai éum parâmetroque deve ser ajustado. Edlen argumenta que a equa¸cãode Cauchy, dada por µ − 1 = a + b/λ2 + c/λ4 e utilizada por Barrell (1951), não cobre uma faixa mais extensa do espectro sem grandes desvios. Ao mesmo tempo, Edlén diz que a equa¸cão2.12 deve ser ajustada com dois termos (1 ≤ i ≤ 2), pois apesar de nãose conseguir um ajuste ótimoaos dados, um terceiro termo teria uma freqüênciade ressonânciamuito alta e um resultado igualmente bom éobtido quando σ2 édesprezado em um dos termos. Filippenko (1982) utilizou as equa¸cõesde Edlen (1953) para T = 15o C e P = 760 mm Hg e extrapola para outros valores de temperatura e pressãoutilizando uma rela¸cãoobtida por Barrell (1951). No geral, a equa¸cãoédada por:

2949810 25540 (µ(λ) − 1) × 108 = 6462.8 + + , (2.13) 15,760 146 − σ2 41 − σ2 P [1 + (1.049 − 0.0157T )10−6P ] (µ(λ) − 1) = (µ(λ) − 1) × . (2.14) T,P 15,760 720.883(1 + 0.003661T ) A contribui¸cãodo vapor de águafoi obtida de Barrell (1951) e reduz (µ − 1)106 por 0.0624 − 0.000680σ2 f. (2.15) 1 + 0.003661T Nestas equa¸cões, σ édada em microns−1, P éa pressãoem mmHg, T éa temperatura em oC e f éa fra¸cãoda pressãodo vapor de águaem mmHg. Filippenko (1982) utilizou equa¸cõesderivadas por Edlen (1953) e Barrell (1951). Se- guindo a ordem cronológicadas rela¸cõestestadas, estudaremos agora as equa¸cõesderivadas por Owens (1967), que usa a equa¸cão2.12 para o ar seco contendo 0,03% de CO2 mais a contribui¸cãodo vapor de águana forma de Cauchy. Neste caso, a equa¸cãofica:

· ¸ 683939.7 4547.3 (µ(λ) − 1) × 108 = 2371.34 + + D (130 − σ2) (38.9 − σ2) S 2 4 6 +[6487.31 + 58.058σ − 0.71150σ + 0.08851σ ]DW . (2.16) 64 Cap´ıtulo2. Tratamento de dados: Aspectos metodol´ogicos.

Note que em 2.16 háfatores de densidade na corre¸cãopara o ar seco (DS) e para o vapor de água(DW ), dados por: · µ ¶¸ P 9.3250 × 10−4 0.25844 D = S 1 + P 57.9 × 10−8 − + , (2.17) S T S T T 2

P © ª D = W 1 + P [1 + (3.7 × 10−4)P ] × f(T ) , (2.18) W T W W com:

· ¸ 2.23366 710.792 7.75141 × 104 f(T ) = −2.37321 × 10−3 + − + (2.19) T T 2 T 3 Nas equa¸cões2.17, 2.18 e 2.19, a temperatura estáem oC, a pressãoem mbar e σ em microns−1. Ciddor (1996) propôsestimativas mais modernas nas equa¸cõespara a densidade do ar seco e do vapor de água. Uma revisãonas constantes da equa¸cão2.12 tambémfoi feita. Neste caso, o ´ındicede refra¸cãoédado por:

µ(λ) − 1 = (ρa/ρaxs)(µaxs − 1) + (ρW /ρWS)(µWS − 1), (2.20) onde: 5792105 167917 (µ − 1) × 108 = + (2.21) axs (238.0185 − σ2) (57.362 − σ2) 8 2 3 (µWS − 1) × 10 = 1.022(295.235 + 2.6422σ − 0.032380σ + 0.004028σ ) (2.22)

ρa = pMa(1 − xw)/ZRT (2.23)

ρw = pMwxw/ZRT (2.24)

ρi = (pMa/ZiRT )[1 − xw(1 − Mw/Ma)] (2.25)

−6 −8 Zi = 1 − (p/T )[1.58123 × 10 − 2.9331 × 10 T +

−10 2 −6 −8 1.1043 × 10 T + (5.707 × 10 − 2.051 × 10 T )xw

−4 −6 2 +(1.98898 × 10 − 2.376 × 10 T )xw]

2 −11 −8 2 +(p/T ) (1.83 × 10 − 0.765 × 10 xw) (2.26)

xw = φhsvp/p (2.27)

φ = 1.00062 + 3.1 × 10−8p + 5.6 × 10−7T 2 (2.28) Se¸c˜ao2.2. Refra¸c˜aodiferencial da atmosfera 65

svp = exp(1.2378847 × 10−5T 2 − 1.9121316T + 33.93711047 − 6.3431645 × 103/T ) (2.29)

Nesta lista de equa¸cões,a equa¸cão2.21 descreve o ´ındice de refra¸cãodo ar seco com

450 ppm de CO2; a equa¸cão2.22 descreve o ´ındicede refra¸cãodo vapor de água. Nos dois casos, σ estáem microns−1. A equa¸cão2.23 descreve a densidade do ar seco com

−3 −6 Ma = 10 [28.9635 + 600.55 × 10 ]kg/mol sendo a massa molar do ar seco contendo 450 ppm de CO2 e R a constante universal dos gases. A equa¸cão2.24 éa densidade do vapor de águacom Mw = 0.018015kg/mol sendo a massa molar do vapor de água. A equa¸cão 2.25 descreve a densidade do parâmetroi. Quando i = axs, T = 288.15 oK, p = 101325 Pa

o e xw = 0 e quando i = ws, T = 293.15 K, p = 1333 Pa e xw = 1. Essas duas condi¸cões da equa¸cão2.25 sãoreferênciasde temperatura e pressãopara a corre¸cãodas densidades do ar seco e do vapor de água,respectivamente, para a equa¸cão2.20. A equa¸cão2.26 éa compressibilidade, sendo Zaxs do ar seco, Zws do vapor de águae quando nãohá´ındiceé a compressibilidade da mistura de ar seco com vapor de águacom valores de p e T (em Pa

o e K, respectivamente) experimentais. Xw éa contribui¸cãoda pressãodo vapor de água, onde h éa umidade relativa do ar, f éo fator de crescimento do vapor de águano ar (no caso da equa¸cão2.28, a temperatura estáem oC) e svp éa pressãode satura¸cãodo vapor de água. O últimotrabalho analisado na disserta¸cãofoi o de Bönsch e Potulski (1998). Eles propuseram: 2333983 15518 (µ(λ) − 1) × 108 = 8091.37 + + (2.30) N (130 − σ2) (38.9 − σ2) Para qualquer valor de T e p, teremos: (µ(λ) − 1) p{1 + 10−8(0.5953 − 0.009876T )p} (µ(λ) − 1) = N (2.31) T,p 93214.60 (1 + 0.0036610T ) Com a contribui¸cãodo vapor de água,teremos:

2 −10 µtpf − µtp = −f{3.8020 − 0.0384σ }10 (2.32)

Na equa¸cão2.32 e na equa¸cão2.15, f = svp × h, que éa pressãoparcial do vapor de água. A temperatura édada em oC, a pressãoem Pa e se supõeque a atmosfera contem 0,04% de CO2. O objetivo desta se¸cãoémostrar, dentre todas as equa¸cõesapresentadas anteriormente, qual delas melhor explica os efeitos da refra¸cãodiferencial da atmosfera nos dados observados. Na subse¸cão2.2.2 serámostrado como a refra¸cãoda atmosfera observada ao longo 66 Cap´ıtulo2. Tratamento de dados: Aspectos metodológicos. do zênitedeve ser transformada para as coordenadas x e y do CCD. A subse¸cão2.2.3 mostraráuma compara¸cãodos resultados previstos por cada um dos trabalhos discutidos acima. As conclusõese sugestõesde como se corrigir o efeito da refra¸cãoatmosféricanos dados do GMOS IFU serãoapresentados na subse¸cão2.2.4.

2.2.2 Transforma¸cãode coordenadas da refra¸cãoatmosférica

Foi mostrado acima que a refra¸cãoatmosféricaéfun¸cãoda distânciazenital. Porém,a corre¸cãodeve ser feita nas coordenadas x e y do CCD. De acordo com Filippenko (1982), o ângulo η que a dispersãodevido àrefra¸cãoatmosféricafaz em rela¸cãoao eixo norte (N) édado por:

sen hcosφ senη = . (2.33) [1 − (senφsenδ + cosφcosδcos h)]1/2 O ângulo η édefinido positivo de norte (N) para leste (E) com −180o ≤ η ≤ 180o. Na equa¸cão2.33, h éo ângulohoráriodo objeto, φ éa latitude do observatórioe δ éa declina¸cãodo objeto. O ângulode posi¸cão θ do CCD, no caso do GMOS-S, édefinido como o ânguloque o eixo y faz com o eixo sul (S) na dire¸cãoE. Neste caso, 0 ≤ θ ≤ 360o. A figura 2.8 mostra a disposi¸cãodos eixos sul (S), leste (E), x e y, bem como a dispersão dos centróides dR = R − R0.

Figura 2.8: Disposi¸cãodos eixos S, W, x , y e dispersãodos centróides. O centróideda parte mais vermelha do espectro estarásempre mais perto do objeto, enquanto o centróide da parte mais azul do espectro estarámais perto do zênite.

De acordo com a figura 2.8, temos que: Se¸cão2.2. Refra¸cãodiferencial 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˜oes2.34 e 2.35 nas equa¸c˜oes2.36 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 ´ındicede refra¸cãono vermelho émenor do que no azul, tal que dR < 0. A parte mais azul estásempre mais próximaàorigem dos eixos de S e W (a refra¸cãosempre parte do objeto ao zênite,como visto na figura 2.8). Considerando θ = 0 por simplicidade, vemos que o sinal negativo énecessáriopara calcular dx e dy com rela¸cãoàorigem. Todas as informa¸cõespara se calcular a dispersãodos centróidesdevido àrefra¸cão atmosféricanos eixos x e y estãodispon´ıveis nos cabe¸calhos(“headers”) de cada imagem.

2.2.3 Compara¸c˜aodas equa¸c˜oescom os dados experimentais.

Para a compara¸cãodas equa¸cõescom os dados experimentais, foi feito o contrário do proposto na se¸cão2.2.2, ou seja, os dados experimentais, medidos em x e y, foram transformados para valores ao longo do zênite. As medidas dos centróidesnas imagens foram feitas com a tarefa “imexamine” do IRAF, que ajusta um perfil gaussiano em torno do centróidepara x e y. A posi¸cãodo pico das gaussianas ajustadas em x e em y sãoas medidas dos centróidesem cada eixo. Para cada comprimento de onda, foram somadas 30 imagens na vizinhan¸cade um dado λ central. As medidas de dR foram feitas obtendo-se a posi¸cãodo centróideem um dado comprimento de onda λ (tomando-se o cuidado de selecionar regiõesno cont´ınuo, livres de 68 Cap´ıtulo2. Tratamento de dados: Aspectos metodológicos. linhas em emissão)com rela¸cãoa posi¸cãodo centróideem 5000 A˙. A rela¸cãoarcsec/pixel dos dados de CAL 83 éde 0.1. A observa¸cãofoi feita com uma massa de ar médiade 1.295, o que resulta em uma altura do objeto de 50.55o. Os resultados dessas medidas são 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 - Centróidede CAL 83 nos eixos x e y. Medidas de ∆R no zênitefeita em rela¸cãoàposi¸cão dos centróidesem 5000 A

A figura 2.9 mostra uma compara¸cãoentre as rela¸cõesapresentadas na se¸cão2.2.1 e os dados experimentais de CAL 83. As equa¸cõesapresentadas por Filippenko (1982), Owens (1967) e Bönsch e Potulski (1998) ajustam bem a parte azul, porémháuma discrepância no vermelho. Jáa rela¸cãode Ciddor (1996) nãoajusta convenientemente os dados.

Pontos Experimentais CAL 83

Filippenko (1982)

0.7

Owens (1967)

0.6

Bonsch (1998)

0.5

Ciddor (1996)

0.4

0.3

0.2

0.1

0.0

-0.1 dR(arcsec)

-0.2

-0.3

-0.4

-0.5

-0.6

0.40 0.45 0.50 0.55 0.60 0.65 0.70 0.75

( m)

Figura 2.9: Compara¸cãoentre os resultados teóricose os pontos experimentais de CAL 83. Se¸cão2.2. Refra¸cãodiferencial da atmosfera 69

2.2.4 Discussõese conclusõessobre a refra¸cãoatmosférica

A corre¸cãoda refra¸cãoatmosféricanos cubos de dados énecessáriapara se evitar falsas interpreta¸cõesna análiseem componentes principais. Para uma corre¸cãoemp´ırica,éusada uma fun¸cãode segundo grau em λ para ajustar os centróidesobservados. Com essa fun¸cão, corrige-se o deslocamento do centróideutilizando um algoritmo desenvolvido por Steiner et al. (2008, em prepara¸cão),o qual possui uma precisãode 0.1 pixel. Nos casos de NGC 6221 e de NGC 7582 nãoháum centróidebem definido por causa da forte absor¸cãoque esses núcleospossuem no óptico. Assim, a corre¸cãoteóricabaseada nas equa¸cõesacima sãonecessárias. O que éfeito éuma simula¸cãodos centróidesnos eixos x e y das duas galáxiasbaseada nas informa¸cõesde pressãoatmosférica,massa de ar, umidade relativa e temperatura informadas nos headers das imagens (pode-se utilizar valores médiosdo observatóriocaso essas informa¸cõesnãoestejam presentes). Para a transforma¸cãodas coordenadas utiliza-se o “position angle”, o ângulohorário,a declina¸cãodo objeto e a coordenada do observatório.Assim éajustada a fun¸cãode segundo grau àsimula¸cãopara se proceder com a corre¸cão. Apesar da discrepânciana parte vermelha do espectro nas equa¸cõesde Filippenko (1982), Owens (1967) e Bönsch e Potulski (1998), a diferen¸caentre a teoria e os dados experimentais éde aproximadamente 0.05 arcsec, um décimodo seeing das observa¸cões. Uma vez que os trabalhos acima apresentam resultados comparáveis entre si, optamos por utilizar as rela¸cõesdo trabalho mais recente de Bönsch e Potulski (1998). No entanto, nãoestádescartada uma revisãonas constantes Ai da equa¸cão2.12 e isso deve ser feito futuramente. Isso porque a qualidade ópticado Gemini permite uma maior precisãonas medidas das centróidesdos objetos. A verifica¸cãodeve ser feita com um númeromaior de objetos (preferencialmente estrelas, para os quais os centróidessãomais bem definidos) e utilizando-se dados do Gemini Norte e do Gemini Sul. E´ importante salientar que o uso de uma fun¸cãode segundo grau em λ no ajuste dos dados experimentais éprovisório.Devemos implementar a equa¸cão2.12 no algoritmo futuramente com as constantes Ai revistas. 70 Cap´ıtulo2. Tratamento de dados: Aspectos metodológicos.

2.3 An´aliseem componentes principais

A análiseem componentes principais (tambémconhecida como análisefatorial ou PCA, de “principal components analysis”) éuma ferramenta robusta para analisar um conjunto de objetos com váriosparâmetrosobservados para cada um dos objetos. O PCA analisa a amostra ajustando-a um sistema de coordenadas linearmente independentes (autovetores). Os autovetores sãoordenados em ordem decrescente de seus respectivos autovalores, os quais representam o peso que cada autovetor possui na varian¸cada amostra. Isso implica que o primeiro autovetor éaquele que explica a maior parte da varian¸cada amostra, seguido pelo segundo autovetor, depois pelo terceiro e assim sucessivamente. Cada autovetor éuma combina¸cãodos diferentes parâmetrosobservados da amostra. A correla¸cãoentre os parâmetrosde um dado autovetor deve indicar o parâmetrof´ısico responsável pela varian¸cada amostra. A se¸cão2.3 édividida da seguinte maneira: Na subse¸cão2.3.1 serámostrado a expansão discreta de Karhunen-Loéve (K-L) (Fukunaga 1990), que éa teoria matemáticado PCA. Em 2.3.2 serãoapresentadas as propriedades da expansãoK-L. A sequênciade cálculopara a análisede componentes principais éapresentada na subse¸cão2.3.3. Finalmente em 2.3.4 serãofeitos comentários,exemplos de aplica¸cõese limita¸cõessobre o método PCA.

2.3.1 A expans˜aodiscreta 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: Xn X = yiφi = ΦY (2.40) i=i onde

Φ = [φ1...φn] (2.41) e

T Y = [y1...yn] . (2.42)

A matriz Φ édetermin´ısticae possui n vetores colunas linearmente independentes. Assim Se¸cão2.3. Análiseem componentes principais 71

|Φ| 6= 0. (2.43)

As colunas de Φ cobrem o espa¸code n dimensõesque contémX e sãochamados de vetores de base. Podemos assumir que as colunas de Φ formam um conjunto ortonormal, que é:   T 1 se i = j Φi Φj = (2.44)  0 se i 6= j Se a condi¸cãode ortonormalidade ésatisfeita, as componentes de Y podem ser calculadas como:

T yi = φi X (i = 1, . . . , n) (2.45)

Assim, Y éuma transforma¸cãoortonormal de um vetor X qualquer. Podemos chamar φi de vetor caracter´ısticoe yi a i-ésimacomponente da amostra no espa¸cocaracter´ıstico.

Suponha que seja escolhido apenas m (

Xm Xn ˆ X(m) = yiφi + biφi (2.46) i=1 i=m+1 O erro resultante ´e:

Xm Xn Xn ˆ ∆X(m) = X − X(m) = X − yiφi − biφi = (yi − bi)φi (2.47) i=1 i=m+1 i=m+1

Note que Xˆ e ∆X sãovetores quaisquer. Utiliza-se a medida da médiaquadráticade ∆X como um critériode medida da representatividade do subconjunto de m vetores caracter´ısticos.Tem-se: 72 Cap´ıtulo2. Tratamento de dados: Aspectos metodológicos.

²¯2(m) = E{||∆X(m)||2} Xn Xn T = E{ (yi − bi)(yj − bj)φi φj} i=m+1 j=m+1 Xn 2 = E{(yi − bi) }. (2.48) i=m+1 Aqui E(X) éo vetor esperado ou médiade um vetor X qualquer, definido como: Z E{X} = Xp(X)dX (2.49) onde p(x) éa fun¸cãodensidade de probabilidade. Para toda escolha de vetores de base e termos constantes, obtém-seum valor para² ¯2(m). A escolha éfeita de modo a minimizar ²¯2(m).

2 A escolha ótimapara bi éobtida minimizando² ˆ em rela¸cãoa bi como:

∂ 2 E{(yi − bi) } = −2[E{yi} − bi] = 0 (2.50) ∂bi

Resolvendo 2.50 para bi, temos:

T bi = E{yi} = φi E{X} (2.51)

0 Ou seja, devemos substituir os yis que nãomedimos pelos seus valores esperados. O erro quadráticomédioédado por:

2 2 ²¯ (m) = E[(yi − E{yi}) ] Xn T T = φi E[(X − E{X})(X − E{X}) ]φi i=m+1 Xn T = φi ΣX φi (2.52) i=m+1

T onde ΣX = E[(X − E{X})(X − E{X}) ] é,por defini¸cão,a matriz de covarian¸cade X. 0 Pode-se mostrar (Fukunaga 1990) que a escolha ótimapara os φis éaquela que satisfaz a equa¸cão:

ΣX φi = λiφi (2.53) Se¸c˜ao2.3. An´aliseem componentes principais 73

ou seja, os autovetores da matriz ΣX . Assim, substituindo a equa¸cão2.53 em 2.52 obtém-se para o erro quadráticomédio:

Xn 2 ²¯ (m)opt = λi. (2.54) i=m+1 A expansãode um vetor qualquer nos autovetores da matriz de covarian¸caéchamada de expansãodiscreta de Karhunem-Loéve.

2.3.2 Propriedades da expans˜aode Karhunen-Lo´eve

A expans˜aoK-L possui propriedades relevantes. Come¸candopela nomenclatura, os autovetores φi da matriz de covarian¸cas˜aochamados de componentes principais da amostra.

Os autovalores λi sãoa varian¸cada distribui¸cãoao longo dos eixos φi. A equa¸cão2.45 éa proje¸cãodos autovetores na matriz X.

No contexto da análisedas componentes principais, os coeficientes y1, ..., yn na ex- pansãoévisto como valores caracter´ısticosrepresentando o vetor observado X no espa¸co caracter´ıstico.Esse espa¸copossui algumas propriedades relevantes:

1. A relevânciade cada autovetor, em termos de representa¸cãodo vetor X, édetermi-

nada pelo seu autovalor correspondente. Se um autovetor φi ´eexclu´ıdo,o erro m´edio

quadr´aticocresce por um fator λi, de acordo com a equa¸c˜ao2.54. Assim, pode-se desprezar os autovetores com os menores autovalores, em uma ordem crescente.

2. Os autovalores sãomutuamente nãocorrelacionados, o que implica que a matriz de covarian¸cade Y édiagonal. Isso segue de:

  λ 0  1     λ  T  2  ΣY = Φ ΣX Φ =  .  . (2.55)  ..    0 λn

Atravésda equa¸cão2.55, conclu´ımosque os autovetores yi sãolinearmente independentes. 74 Cap´ıtulo2. Tratamento de dados: Aspectos metodológicos.

3. O conjunto de m autovetores de ΣX , correspondente aos m maiores autovalores, minimiza² ¯2(m) em rela¸cãoa qualquer outra escolha de m vetores de base ortonormal. Transforma¸cõeslineares nãoortonormais nãosãoconsideradas, pois somente é interessante mudan¸casonde a estrutura da distribui¸cãoépreservada.

2.3.3 Procedimento de c´alculodas componentes principais

A expans˜aode K-L deve seguir o seguinte procedimento para ser calculado computa- cionalmente (Smith 2002):

1. Organiza¸c˜aodos dados

Os dados devem ser organizados para a computa¸cão de uma maneira tal que cada objeto observado fique nas linhas e suas variáveis nas colunas de uma matriz u x v qualquer. Neste caso sãoutilizados como exemplo os dados da tabela 2.3

ABCA − AB¯ − BC¯ − 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´alculodas componentes principais. Dados de entrada e dados com m´ediasubtra´ıda

2. Subtrair a m´edia

A subtra¸cãoda médiade cada dimensão(de cada variável) éo primeiro cálculo que se faz com os dados. A médiadeve ser subtra´ıda pois isto minimiza o erro Se¸cão2.3. Análiseem componentes principais 75

quadráticomédioda aproxima¸cãodos dados (Miranda et al. 2008). A tabela 2.3 tambémapresenta os dados com a médiasubtra´ıda.

3. C´alculoda matriz de covarian¸ca

A matriz de covarian¸ca´esempre uma matriz quadrada. No caso dos dados da tabela 2.3, onde os dados s˜aotri-dimensionais, temos uma matriz 3x3 calculada de acordo com:

    cov(A, A) cov(A, B) cov(A, C) 10.66 −0.53 −0.79         Σdados =  cov(B,A) cov(B,B) cov(B,C)  =  −0.53 0.18 0.26      cov(C,A) cov(C,B) cov(C,C) −0.79 0.26 0.50 (2.56)

4. C´alculodos autovetores e autovalores da matriz de covarian¸ca.

Os autovetores (avt) e autovalores (avl) da equa¸c˜ao2.56 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 seráa primeira componente principal, o autovetor com o segundo maior autovalor seráa segunda componente principal e assim sucessivamente. O vetor caracter´ısticoΦ éconstru´ıdo como:

Φ = (avt1, avt2, avt3..., avtn) (2.57)

No caso dos dados da tabela 2.3, temos apenas 3 dimensões,entãotemos 3 escol- has, que são:utilizar apenas o primeiro autovetor; utilizar o primeiro e o segundo autovetores; utilizar os trêsautovetores.

6. Obter o novo conjunto de dados.

O passo final do cálculoéprojetar os autovetores nos objetos, resultando no espa¸co onde a base éo vetor caracter´ıstico. A proje¸cãoéfeita de acordo com a equa¸cão 76 Cap´ıtulo2. Tratamento de dados: Aspectos metodológicos.

2.45 com Φ dado pela equa¸cão2.57 e X representando a tabela 2.3 com os objetos observados em cada coluna da matriz X e os parâmetrosobservados em cada linha da matriz X (transposta da tabela). A matriz X deve ser os parâmetrosobservados com a médiasubtra´ıda,representada pelas 3 últimascolunas da tabela 2.3.

Esse passo nada mais édo que a representa¸cãodos dados originais em termos das componentes principais, onde cada linha do espa¸cocaracter´ısticoéa proje¸cãode cada autovetor nos objetos. De fato, éfeita uma rota¸cãodos dados onde os novos eixos sãoos autovetores da matriz de covarian¸ca.

7. Reconstruir a amostra original.

Pode-se recuperar a amostra original X atravésda equa¸cão2.40, onde Y édado pela equa¸cão2.42. A médiade cada dimensãode X deve ser somada de volta aos dados.

Os passos acima constituem uma receita computacional de como deve proceder o cálculo das componentes principais de uma amostra de dados. Nesta disserta¸cão,foi utilizado, no caso dos cubos de dados, a fun¸cão“princomp” do programa “matlab 6.5” (ou a versão R2007b). Ele retorna as componentes principais jácalculadas, seus respectivos autovalores e os objetos observados projetados em cada autovetor. Para a amostra de galáxias Seyferts, foi utilizado uma macro externa do excel chamada “XLSTAT”. Alémde retornar as componentes principais, os autovalores e proje¸cõesdos objetos, o XLSTAT automatica- mente cria gráficosrelacionando dois autovetores com a posi¸cãodas variáveis observadas em pares de autovetores e gráficoscom a posi¸cãodos objetos observados em pares de autovetores. Outro programa que foi testado foi o VISTA5. Alémde ser um programa gratuito, ele possui algumas visualiza¸cõesem 3 dimensõesdos dados. Porém,o VISTA e o XLSTAT nãopossuem capacidade de memóriasuficiente para se fazer a análisecom o cubo de dados, por isso o uso do matlab neste caso.

2.3.4 Discuss˜oessobre a an´alisedas componentes principais

Uma das caracter´ısticasmais interessantes do PCA éa capacidade de explicar estatisticamente um conjunto de dados com m dimensõesutilizando-se n < m autovetores. Pela equa¸cão2.54, sãoos autovalores que estãorelacionados com a contribui¸cãode cada

5 http://forrest.psych.unc.edu/research/ Se¸cão2.3. Análiseem componentes principais 77 autovetor para os dados. Como a soma de todos os autovalores significa 100% da varian¸ca dos dados, podemos ver a contribui¸cãode cada autovetor em termos de porcentagem. Utilizando-se os dados da tabela 2.3, temos que a soma dos 3 autovalores encontrado é 11.34. Como avl1 = 10.75, entãoo primeiro autovetor explica 95% dos dados da tabela 2.3, ou seja, o conjunto de dados inicial que estava em 3 dimensõespode ser estatisticamente analisado apenas com o primeiro autovetor. Os autovetores 2 e 3 respondem 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 éexplicado em sua maior parte por uma anticorrela¸cãomais forte na variável A, ou seja, enquanto B e C permanecem constantes na amostra, a variável A decresce. Esta caracter´ısticaéa varian¸camais significativa da amostra. Jáo segundo autovetor, com avt2 = (0.09 0.47 0.87), mostra que as variáveis B e C estãomais fortemente correlacionadas entre si, ou seja, elas crescem juntos dado uma certa rela¸cãoenquanto A aproximadamente permanece constante. Isto explica 4% da varian¸cados dados da amostra. O terceiro autovetor, com avt3 = (0.01 0.88 -0.48), mostra uma anti-correla¸cãoentre as variáveis B e C, que seria um crescimento de B correlacionado com uma diminui¸cãode C enquanto A éaproximadamente constante, responsável por 1% da varian¸cados dados. Jáque os autovetores sãolinearmente independentes, as interpreta¸cõesf´ısicasde cada autovetor tambémsãoindependentes uma da outra, o que significa que cada autovetor estárelacionado por fenômenosf´ısicosindependentes uns dos outros. Vale discutir alguns exemplos que estãoem Fukunaga (1990). A figura 2.10 mostra três distribui¸cões,que sãoos quatro pontos em cruz que aparecem na figura. Em a), temos que a matriz de covarian¸caédada por:   10/4 10/4 ΣXa =   (2.58) 10/4 10/4 e em b), a matriz é   10/4 6/4 ΣXb =   (2.59) 6/4 10/4 Seus autovetores, com os respectivos autovalores são: 78 Cap´ıtulo2. Tratamento de dados: Aspectos metodológicos.

Figura 2.10: Exemplos de aplica¸c˜aodo PCA. Figura de Fukunaga (1990)

λ1a = 5, λ2a = 0,  √   √  1/ 2 1/ 2     Φ1a = √ , Φ2a = √ para os dados do item (a) (2.60) 1/ 2 −1/ 2

λ1b = 4, λ2a = 1,  √   √  1/ 2 1/ 2     Φ1b = √ , Φ2b = √ para os dados do item (b) (2.61) 1/ 2 −1/ 2

Note que este éum caso bi-dimensional, mas que mostraráuma caracter´ıstica importante dos autovetores nos dados. No caso dos dados do item a), λ2a = 0, assim, se eliminarmos o segundo autovetor na expansãoK-L, o erro quadráticomédioda equa¸cão 2.54 énulo, assim a figura 2.10a éexplicada, sem erros, pelo primeiro autovetor. János dados do item b), λ2b = 1, ou seja, teremos um erro quadráticomédiode 1 se o segundo T T autovetor for desconsiderado. Somente os pontos X2 = [2, 2] e X4 = [−2, −2] podem ser T T explicados pelo primeiro autovetor sem erros, jáos pontos X1 = [−1, 1] e X3 = [1, −1] √ √ √ possuem erros de 2, logo o erro quadráticomédioéde (02 + 02 + ( 2)2 + ( 2)2)/4 = 1, ´ que éigual à λ2b. E interessante verificar pela figura 2.10 que, na verdade, os autovetores sãocurvas que melhor ajustam os dados. Note no caso do item b) que o primeiro autovetor éa curva que melhor ajusta os dados e o segundo autovetor éuma curva que éo segundo Se¸cão2.3. Análiseem componentes principais 79 melhor ajuste aos dados. No caso de dimensõesmaiores, o autovetor n seria o n-ésimo melhor ajuste aos dados. Suponha que se aplique a seguinte transforma¸cãoàdistribui¸cãodo item b):

   √ √   √ √  1/2 0 1/ 2 1/ 2 1/(2 2) 1/(2 2) Y =    √ √  X =  √ √  X (2.62) 0 2 1/ 2 −1/ 2 2 − 2

Na equa¸cão2.62 aplicamos a transforma¸cãoortonormal da equa¸cão2.61 e mudamos as escalas, resultando em novos eixos modificados por fatores de 1/2 e 2 resultando na distribui¸cãoapresentada no item c) da figura 2.10. Como as distribui¸cõesdo item b) e do item c) sãodiferentes, qualquer conclusãosobre as propriedades de c) nãopodem ser aplicadas diretamente àb). Um exemplo, se concluirmos que o segundo autovetor em b) explica a maior parte da varian¸cada amostra por causa da distribui¸cãoem c), isto contradiz a conclusãoquando analisamos apenas a distribui¸cãodo item b), onde o primeiro autovetor émais relevante para a varia¸cãoda amostra. Como a extra¸cãode padrõespara representar um sinal encontra um pequeno númerode padrõesefetivos para aproximar uma dada distribui¸cão,qualquer transforma¸cãoque altera a estrutura da distribui¸cão(ou seja, uma transforma¸cãonãoortonormal) nãodeve ser permitida. 80 Cap´ıtulo2. Tratamento de dados: Aspectos metodológicos. Cap´ıtulo 3

NGC 6221

3.1 Observa¸c˜oese redu¸c˜aodos dados

Os dados da galáxiaNGC 6221 analisados neste trabalho foram obtidos com o telescópio Gemini-Sul1 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 sãodestinadas a observa¸cãodo objeto e 500 para a observa¸cãodo céu.Cada lente cobre no céuum tamanho espacial projetado de 0.2 arcsec. A luz coletada pelas lentes édirecionada por fibras ópticasque sãolinearmente organizadas e terminam na localiza¸cãonominal da fenda do espectrógrafo(pseudo-fenda). O dado final possui três dimensões,sendo duas espaciais e uma espectral. Com isto, époss´ıvel reconstruir imagens em uma faixa espectral desejada ou obter o espectro de uma regiãoespacial qualquer do campo observado. O campo cient´ıficodo IFU cobre 5 x 7 arcsec, com o céulocalizado a 1 arcmin de distânciado campo cient´ıfico. No caso de NGC 6221, o aparato utilizado no modo de fenda única,com 500 microlentes para o objeto e 250 para o céu,o que resultou em um campo de 5 x 3.5 arcsec, porémcom cobertura espectral mais ampla. Os dados cobrem uma faixa espectral de 4223 A˙ - 7074 A˙ com uma resolu¸cãoR = 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), Ministérioda Ciênciae Tecnologia (Brazil) and SECYT (Argentina) 82 Cap´ıtulo3. NGC 6221 atravésda linha de céu5577 A˙. Foram feitas 3 exposi¸cõesde 12 minutos cada e estas foram somadas apósa redu¸cão. Espectros de lâmpadasde calibra¸cãoCuAr, imagens de flat (“dome” e “twilight”) e bias foram obtidos para a calibra¸cãodos dados. A redu¸cão foi feita com o pacote padrãodo Gemini-Gmos no IRAF, onde foram feitas subtra¸cãode bias e background, remo¸cãode raios cósmicos,corre¸cõesda sensibilidade dos pixeis e da resposta das fibras, subtra¸cãodo céue constru¸cãodo 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). Apósa montagem do cubo foi feita a corre¸cãoda refra¸cãoatmosférica. A observa¸cão foi feita com uma massa de ar médiade 1.316. As informa¸cõesatmosféricase de posi¸cão da galáxiano momento da observa¸cão(ângulohorárioe declina¸cão)foram obtidas no “header” das imagens. A refra¸cãoatmosféricafoi calculada teoricamente com a equa¸cões 2.11, 2.30 , 2.31 e 2.32. Os cubos foram corrigidos deste efeito atravésde um algoritmo desenvolvido por Steiner et al (2008 em prepara¸cão),cuja precisãoéde 0.1 pixel (0.005 arcsec). Devido a limita¸cõescomputacionais na corre¸cão,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¸cãodo cubo de dados. Para isso, foi utilizada uma PSF variável, com a FWHM variando em fun¸cãode λ de acordo com a equa¸cão 2.7. A FWHM de referênciaéde 0.53 arcsec em 6300 A˙, medida atravésda imagem de aquisi¸cão. Como a regiãodo cubo com o maior sinal ru´ıdoestána borda (por causa de um erro na observa¸cão),foram feitas aproximadamente 15 cópiasdas primeiras e últimas linhas e colunas, para fora do cubo, com o intuito de se evitar efeitos de borda devido a deconvolu¸cão.Foram feitas 6 itera¸cões,que produziram resultados razoáveis no cubo e nos testes da se¸cão2.1.2 do cap´ıtulo2.1. O passo posterior foi o ajuste da popula¸cãoestelar no centro da galáxia.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 médio referente a sua posi¸cãono cubo original. O cont´ınuo de cada espectro médioteve que ser normalizado, uma vez que os dados de NGC 6221 nãopossuem calibra¸cãoem 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˜ao3.2. Resultados e an´alisede dados 83

O ajuste com o “Starlight” foi feito em cada uma das 35 caixas, obtendo-se assim 35 espectros das popula¸cõesestelares, informa¸cõessobre a cinemáticareferente àsestrelas e contribui¸cõesde diferentes idades e metalicidades estelares nesta regiãoda galáxia.O cubo original tambémfoi normalizado em 1 e cada pixel espacial, num total de 4450, teve seu espectro subtra´ıdoda contribui¸cãodas popula¸cõesestelares, resultando em um cubo de dados apenas com a contribui¸cãonebular. Todas as imagens resultantes do cubo possuem orienta¸cãonorte para cima e leste para esquerda.

3.2 Resultados e an´alisede dados

3.2.1 Históriaqu´ımicae de forma¸cãoestelar da regiãocentral

Como foi citado na se¸cão3.1, a s´ıntese espectral obtida com o “Starlight” revela informa¸cõessobre a cinemáticaestelar da regiãoe a contribui¸cãode popula¸cõesestelares com diferentes idades e metalicidades. O cubo de dados revela duas regiõesH II, denominadas aqui de A e B (figuras 3.11 e 3.15) e discutidas na se¸cão3.2.5. A popula¸cãoestelar das duas regiõessãomostradas nas figuras 3.1 e 3.2.

HII Region A HII Region B

z = 0.004 35 30 z = 0.004

z = 0.008 z = 0.008

z = 0.02 z = 0.02

z = 0.05

10 Relativecontribution Relativecontribution to the opticalthe to continuum to the opticalthe to continuum

6.0 6.5 7.0 7.5 8.0 8.5 9.0 9.5 10.0

Log age (yr) Log age (yr)

Figura 3.1: Distribui¸cãode idade Figura 3.2: Distribui¸cãode idade e metalicidade da popula¸cãoeste- e metalicidade da popula¸cãoeste- lar superposta àH II A. lar superposta àH II B.

Na figura 3.1 observa-se uma forte contribui¸cãode uma popula¸cãojovem, com 3 milhões de anos de idade. Tambémestãopresentes popula¸cõesde idades intermediáriasna faixa 84 Cap´ıtulo3. NGC 6221 de 300 milhõesaté3 bilhõesde anos. O “starburst” A éconsistente com a presen¸cade gásionizado e com a existênciade uma popula¸cãoWolf-Rayet, que serádiscutido na se¸cão 3.2.6. A regiãoH II B possui uma distribui¸cãosimilar àregiãoA, porémcom uma forte contribui¸cãodas popula¸cõesde idade intermediáriae mais fraca nas mais jovens. Enquanto altas metalicidades dominam a regiãode idade intermediária,as popula¸cões mais jovens possuem uma solu¸cãocom metalicidade mais baixa em ambas as regiõesH II. Isso pode nãoser relevante, uma vez que háum efeito de degenerescênciade solu¸cões envolvendo popula¸cõesjovens, onde a capacidade de discrimina¸cãoépobre (Cid Fernandes et al. 2005). Jána regiãocentral, uma popula¸cãode 4 bilhõesde anos éresponsável por 28 % da emissãode luz. Essa popula¸cãopossui baixa metalicidade de z = 0.004, cujo valor émais provavel em idades mais velhas. Uma popula¸cãode 400 milhõesde anos tambémestá presente. A popula¸cãode 4 milhõesde anos pode ser explicada pela luz proveniente da regiãoH II A, uma vez que as suas PSFs se contaminam. A figura 3.3 mostra os resultados Na galáxia,o estudo mostra que popula¸cõesde 109 anos sãodominantes, com ind´ıcios de idades de 1010 anos. Nãohácontribui¸cãode estrelas mais jovens. Isso pode ser visto na figura 3.4.

AGN

Galaxy NGC 6221

z = 0.004

z = 0.004 27

z = 0.008

z = 0.02

z = 0.02 25

z = 0.05

9 Relativecontribution Relativecontribution to the opticalthe to continuum to the opticalthe to continuum

0 0

6.0 6.5 7.0 7.5 8.0 8.5 9.0 9.5 10.0 6.0 6.5 7.0 7.5 8.0 8.5 9.0 9.5 10.0

Log age (yr) Log age (yr)

Figura 3.3: Distribui¸cãode idade Figura 3.4: Distribui¸cãode idade e metalicidade da popula¸cãoeste- e metalicidade da popula¸cãoeste- lar superposta ao AGN lar nãonuclear da galáxia. Se¸cão3.2. Resultados e análisede dados 85

3.2.2 Cinem´aticaestelar

O mapa de velocidade radial émostrado na figura 3.5. O gradiente de velocidades cobre uma faixa de 50 km/s até130 km/s, com velocidade médiade 85 km/s. Esta curva foi corrigida da velocidade heliocêntrica. No entanto, a médiacalculada teria que dar em torno de zero. Houve um problema na calibra¸cãoem comprimento de onda, confirmada atravésda observa¸cãode um desvio no comprimento de onda da linha de céuO Iλ5577A˙. O desvio deve estar associado ao fato de que a imagem de lâmpadafoi feita horas depois das observa¸cõesde ciência. Jáa velocidade de dispersãoda galáxiamostra uma médiade 75 km/s, aproximadamente constante ao longo da regiãoanalisada.

Figura 3.5: Mapa de rota¸c˜aoeste- Figura 3.6: Mapa da dispers˜aode lar de NGC 6221 em km/s velocidades de NGC 6221 em km/s

3.2.3 An´alisede componentes principais aplicada ao cubo de dados

O cubo de dados de NGC 6221 foi analisado segundo a técnicado PCA (Steiner et al, 2008 em prepara¸cão). Foi constru´ıdauma tabela onde os objetos sãoos pixeis espaciais e os parâmetrosobservados sãoas intensidades em cada pixel espectral, referente a um dado comprimento de onda. Os resultados sãoos autoespectros, que sãoas componentes principais resultantes e os tomogramas, que sãoa proje¸cãodos autoespectros nos pixeis espaciais. A interpreta¸cãodo autoespectro ésutil. O que se analisa sãoas correla¸cões entre diferentes comprimentos de onda. Os tomogramas revelam em qual regiãodo espa¸co 86 Cap´ıtulo3. NGC 6221 ocorrem as (anti)correla¸cões. A figura 3.7 mostra os resultados dos 3 primeiros autovetores. A tabela 3.1 mostra a contribui¸cãona variân¸canos dados dos 10 primeiros autovetores, calculados atravésdos respectivos autovalores.

Autvetor Contribui¸cãoindividual na variâncados dados Contribui¸cãototal na variân¸ca dos dados atéo i-ésimoautovetor 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¸cados dados explicado por cada autovetor

No autovetor 1, que explica 90.2 % da variân¸cados dados, as linhas permitidas são estreitas e aparecem correlacionadas entre si , bem como linhas de médiaioniza¸cão,como [N II]λ6548,6584A˙ e [S II]λ6716,6731A˙. A linha de [O I]λ6300A˙ tambémaparece correlacionada. [O III]λ4959,5007A˙ sãomais largas em compara¸cãoàsoutras linhas. Este autovetor deve ser dominado principalmente pelas regiõesH II, contaminada em parte pelo AGN e pela Wolf-Rayet, jáque éidentificado 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´ısticasde uma WR. Identifica¸cãode algumas linhas mais fracas, nãovis´ıveis na figura 3.7 por terem picos da ordem de 0.001, foram feitas e estãoapresentadas na tabela 3.2. No autovetor 2, responsável 6% da variân¸ca, aparecem asas largas em Hα correlacionadas com a linha de [O I]λ6300A. As linhas permitidas e as linhas proibidas de médiaioniza¸cão([N II] e [S II]) possuem componentes largas correlacionadas entre si e anti-correlacionadas com uma componente estreita delas próprias. As linhas de [O III]λ4959,5007A aparecem novamente largas e correlacionadas com as componentes largas de [N II] e [S II]. Isso implica que o AGN e uma das regiõesH II, que pelo tomograma éo objeto A (ver figura 3.11 para as defini¸cões)devem estar anti-correlacionados, com o AGN em “emissão”e a regiãoA em “absor¸cão”. Jáo autovetor 3, contribuindo com 2.8 % da variân¸cados dados, possui um autoespectro Se¸cão3.2. Resultados e análisede dados 87

Av1

0.5

0.4

0.3 W eight

0.2

0.1

0.0

4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000

W avelength (A)

Av2

0.3

0.2

0.1

0.0 W eigth

-0.1

-0.2

-0.3

4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000

W avelength (A)

Av3

0.4

0.2

0.0 W eigth

-0.2

-0.4

4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000

W avelength (A)

Figura 3.7: Tomogramas e autoespectros 1 a 3 88 Cap´ıtulo3. NGC 6221 bem similar ao segundo autovetor. O tomograma mostra uma correla¸cãodo AGN, anti correlacionada com a regiãoH II B. Um pouco so sul do AGN érevelado uma emissãomais fraca na regiãoonde acreditamos haver uma WR. O auto espectro ampliado na regiãodo He IIλ4686 mostra que esse objeto aparece fracamente correlacionado em rela¸cãoao cont´ınuo. Algumas linhas fracas tambémforam identificadas neste autoespectro e os resultados são apresentados na tabela 3.3. Nos autovetores posteriores, mais especificamente o 10, 13 e o 14, aparece uma contribui¸cãoforte da linha de [N I]λ5198A˙. Decidimos entãocombinar estes trêsautovetores para formar um novo cubo cujas caracter´ısticassãofortemente influenciadas por esta linha, de acordo com o método desenvolvido por Steiner et al. (2008b).

Figura 3.8: Imagem centrada na linha de [N I]λ5198A obtida com o cubo constru´ıdoatrav´es dos autovetores 10, 13 e 14

A figura 3.8 revela uma caracter´ısticaimportante. Vemos trêsobjetos estelares onde nos quais a linha de [N I] estáem forte emissão.Uma faixa menos intensa parece ligar estes pontos. Háuma faixa semelhante àdireita. Isto pode estar relacionado a uma onda de choque, de origem desconhecida, mas que pode ter causado “starbursts”, onde as estrelas Se¸cão3.2. Resultados e análisede dados 89 mais massivas jáexplodiram como uma supernova, cujos restos vemos nos trêspontos estelares. As SNRs sãodiscutidas em mais detalhes na se¸cão3.2.7.

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´ıtulo3. 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¸cão3.2.3, o AGN foi detectado principalmente nos autovetores 2 e 3. O AGN éobservado 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 édiscutido com detalhes no cap´ıtulo4. Em outras linhas, o AGN tambéméobservado, porémjunto com componentes extensas. Isso ocorre nas imagens das linhas de He II, [N I] e na emissãode baixa densidade das linhas de [S II]. O espectro do AGN foi extra´ıdoatravésde uma soma de espectros em uma regiãocircular centrada no AGN com diâmetrode 0.5 arcsec (10 pixeis). A Wolf-Rayet, detectada no autovetor 3, aparece no espectro da AGN, porémcom uma Se¸cão3.2. Resultados e análisede dados 91 contribui¸cãomais fraca do que no espectro do “cluster” onde ela se encontra. Localizado a uma distânciade 0.7 arcsec do AGN, suas PSFs provavelmente tem superposi¸cão. No entanto, a emissãode He II parece ser muito forte para vir apenas da WR, o que nos leva a supor que parte da emissãode He II vem da fotoioniza¸cãodo AGN. Emissãoproibida de Fe em uma grande faixa de ioniza¸cãotambémédetectada, de [Fe II] até[Fe X]. Linhas fracas de [Fe II] e [Fe III] sãoas de potencial de ioniza¸cãomais baixos vistos ao longo do espectro óptico.As linhas de maior ioniza¸cãodetectadas são[Fe X]λ5158.3 e [Fe VII]λ5720.9 A. Háuma linha no espectro do topo da figura 3.9 em aproximadamente 5030 A˙. Ela aparece na combina¸cãodas trêsexposi¸cões,no entanto nãoparece existir em todas as exposi¸cõese nem em um outro conjunto de dados de NGC 6221 que nãofoi utilizado nesta disserta¸cão(com exce¸cãode uma imagem RGB da linha de [O III] com o cont´ınuo estelar, apresentada no cap´ıtulo4). Atribu´ımosesta linha a um defeito instrumental. A s´ıntese espectral revelou a presen¸cade uma popula¸cãoestelar de 106 anos, contribuindo com aproximadamente 6% do cont´ınuo estelar. Mais jovens que a popula¸cãodetec- tada nas regiõesH II, uma poss´ıvel interpreta¸cãopara este resultado éque isto corresponde ao “featureless continuum” (fc) associado ao AGN. Um cont´ınuo parecido com o “fc” pode ser visto nestas popula¸cões,pois estrelas mais jovens tambémmostram um cont´ınuo forte no azul com caracer´ısiticasespectrais muito fracas. Dentro da PSF do AGN, háuma contribui¸cãode 28% da luz vinda de uma popula¸cãode 4 × 109 anos. Esta popula¸cãopossui uma metalicidade de z = 0.004, razoavelmente baixa. Esse componente estápresente na regiãoH II A, provavelmente por causa da superposi¸cão parcial de seus PSFs. E´ interessante notar que na regiãoH II B, mais longe do AGN, esta popula¸cãonãoéencontrada.

3.2.5 As regi˜oesH II

As regiõesH II A e B estãolocalizadas a uma distânciaprojetada de 0.94 arcsec (norte) e 1.40 arcsec (sul) do AGN, respectivamente. As duas regiõesH II dominam as linhas de Balmer no cubo, como pode ser conclu´ıdo do autovetor 1 (aproximadamente 90 % da variân¸cados dados). Nãoparecem ser regiõesmuito jovens, uma vez que a emissãoem [O III] sãomuito mais fracas em rela¸cãoa Hβ. Pelo menos, esta éa situa¸cãona regiãoB. O 92 Cap´ıtulo3. NGC 6221

NGC6221 - AGN

91 Relativeflux

4300 4400 4500 4600 4700 4800 4900 5000 5100

W avelength (A)

NGC6221 - AGN

85 Relativeflux

5200 5300 5400 5500 5600 5700 5800 5900 6000

W avelength (A)

NGC6221 - AGN

85 Relativeflux

6100 6200 6300 6400 6500 6600 6700 6800 6900

W avelength (A)

Figura 3.9: Espectro da regiãodo AGN. Se¸cão3.2. Resultados e análisede dados 93

NGC 6221 - HII Region B 120

110

100

90 Relativeflux

4400 4600 4800 5000 5200 5400 5600 5800 6000 6200 6400 6600

W avelength (A)

Figura 3.10: Espectro da regi˜aoH II B.

espectro da regiãoH II B pode ser visto na figura 3.10. Este espectro foi extra´ıdode um c´ırculode diâmetrode 0.5 arcsec centrado na regiãoH II B. As linhas de He I sãotambémmuito fracas em rela¸cãoao Hβ no objeto B, assim como [O III]/Hβ. No objeto A essas razõessãomais fortes. Poderia se supor que isso seria contribui¸cãodo AGN, uma vez que suas PSFs se cruzam, no entanto isso éimprovável, uma vez que as linhas de He I sãomais estreitas. No entanto, parte dos fotons ionizantes da regiãoH II A pode sim ser emitidos devido a fotoioniza¸cãopelo AGN. De qualquer maneira, a idéiade que a popula¸cãoionizante na regiãoA émais jovem que na regiãoB é plaus´ıvel. Isso jáhavia sido conclu´ıdona se¸cão3.2.1. Imagens feitas em Hβ e da emissão [S II] de alta densidade mostram as duas regiõesH II.

3.2.6 A componente Wolf-Rayet

A separa¸cãoentre o AGN e o “cluster” WR éde 0.7 arcsec. E´ poss´ıvel ver a contribui¸cão da componente WR no espectro do AGN na figura 3.9. Uma emissãolarga em He IIλ4686A mais duas emissõesfortes em N III - IV 4634-42 e em CIII - IV 4650-58 mostram que ambos os subtipos WN (Nitrogenada, presen¸cade linhas de N) e WC (Carbonada, presen¸cade linhas de C) estãopresentes. A imagem de N III - IV mostra uma estrutura compacta, coincidente com a regiãoH II A, enquanto na imagem em 4650-58 A˙ a estrutura éextensa e tambémrevela a presen¸cade “spots” , vistos na imagem das linhas de He II e [N I] (figura 94 Cap´ıtulo3. NGC 6221

Figura 3.11: Figura RGB de Hβ àesquerda e de regiõesde alta densidade em R e baixa densidade (Steiner et al, 2008, em anexo com o relatório)em B àdireita. Nota-se que a asa azul de Hβ estálocalizada no AGN, enquanto a emissãoestreita, na cor G, representa as duas regiõesH II. A emissãoem R émais extensa em dire¸cãoa regiãoH II A. Na imagem de baixa densidade aparece o AGN e na de alta densidade as duas regiõesH II.

3.15). Isso sugere que a caracter´ısticaem 4658 A˙ nãoéproveniente apenas de C III. Há uma contribui¸cãosignificante de [Fe III]λ4658 neste caso. Linhas em emissãoalargadas sãovistas tambémem 5340 A˙ e 5790 A˙. Julgando pela intensidade da linha de 4640 A˙ e da ausênciada emissãode N V, estima- se que a componente WN édominado por estrelas do subtipo WN7. Estrelas WN podem ser o sub-tipo mais numeroso em uma galáxiaWR, 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¸cõessãoapoiadas pelos resultados de idade e metalicidade da regiãoH II A discutidos na se¸cão3.2.1. No espectro do “cluster” WR, apresentado na figura 3.13, alémda caracter´ısticaem 4640 - 4690 A˙, sãoobservados: - Absor¸cãono azul da linha interestelar Na I com velocidades acima de 5000 km/s; - Forte absor¸cão(nãoidentificada) em 5925 A˙; - Emissãoestreita de Si II em 5056, 5959, 6347 e 6371 A˙; - Linhas em emissãofortes e estreitas de He I; - Linhas em emissãofortes de [Fe III] em 4658 e 5271 A˙. Se¸cão3.2. Resultados e análisede 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 àWR. A separa¸cãoentre as duas éde 0.7 arcsec. A` direita: Emissãoda componente larga azul de Hα em R e da linha de C III em B. Novamente o AGN na emissãolarga de Hα, no entanto na linha de C III há uma emissãoextensa dentro das regiõesH II e em alguns “spots”

3.2.7 Restos de supernovas (SNR)

Cerca de 10 “hot spots” sãovistos nas imagens das linhas de He IIλ4686 A˙, [N I]λ5198,5200 A˙ e [Fe III]λ4658 A˙. A proposta éque a maioria deles sejam SNRs. 5 deles sãovistos em linhas de alta ioniza¸cãocomo He II, 9 em [Fe III] e 3 desses objetos tambémsãodetectados como fortes fontes de [N I]. O HS - 3 éo objeto com a emissãode [N I] mais forte. Nãoapresenta emissãoem He II e sua contribui¸cãono [O I] éfraca. Oxigênioéprovavelmente acoplado com Sil´ıcioem grãosde silicato neste objeto. Jáo HS - 4 éum objeto de alta ioniza¸cão. Mesmo assim possui [N I] forte e [O III]λ5007A fraco. Os espectros de HS - 1, HS - 3 e HS - 4 sãoapresentados na figura 3.14. A imagem RGB com [O I]λ6300, He II e [N I] émostrada na figura 3.15. HS - 1 serádiscutido na próximase¸cão. 96 Cap´ıtulo3. NGC 6221

NGC 6221 - W olf Rayet

82.5

82.0

81.5 Relativeflux

81.0

4400 4500 4600 4700 4800 4900 5000 5100

W avelength (A)

82.5

NGC 6221 - W olf Rayet

82.0

81.5 Relativeflux

81.0

80.5

5200 5300 5400 5500 5600 5700 5800 5900 6000

W avelength (A)

NGC 6221 - W olf Rayet

85 Relativeflux

6100 6200 6300 6400 6500 6600 6700 6800 6900

W avelength (A)

Figura 3.13: Espectro da regiãoda Wolf-Rayet. Se¸cão3.2. Resultados e análisede dados 97

NGC 6221 - Hot Spot 1

60 Relativeflux

4600 4800 5000 5200 5400 5600 5800 6000 6200 6400 6600

W avelength (A)

NGC 6221 - Hot spot 3

84 Relativeflux

4600 4800 5000 5200 5400 5600 5800 6000 6200 6400 6600

W avelength (A)

NGC 6221 - Hot Spot 4

81.9 Relativeflux

81.2

4600 4800 5000 5200 5400 5600 5800 6000 6200 6400 6600 6800

W avelength (A)

Figura 3.14: Espectro de 3 hot-spots presentes na ﬁgura 3.15. 98 Cap´ıtulo3. 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 tambémfortes emissõesem [N II] e [S II]. [N I] tambémaparece muito forte. Da figura 3.11 , que representa a emissãode regiõescom alta densidade àpartir das linhas de [S II] (Steiner et al. 2008a) éclaro que o

−3 gáspossui alta densidade (Ne > 4000cm ). O espectro tambémérico em Fe II e Ti II, que sãolinhas mais fracas. [O III]λ5007 A édetectado, porémcom baixa intensidade.

3.2.9 Meio Interestelar

As linhas de absor¸cãointerestelares do Na Iλ5890,5896A˙ sãodetectadas em diferentes velocidades. Elas sãomelhores analisadas no espectro do AGN da figura 3.9. Provavel- mente a componente com v = 20 km/s corresponde àabsor¸cãoda própriaNGC 6221. Uma das nuvens possui um redshift de 195 km/s e outras duas possuem um blueshift de -180 Se¸cão3.3. Conclusões 99 km/s e -337 km/s. Nota-se que a absor¸cãoda Via Lácteatambémpode ser observada com v ≈ -1500 km/s, uma vez que estes espectros estãono referencial de NGC 6221.

3.3 Conclus˜oes

Dos resultados discutidos acima, podemos concluir que a regiãocentral de NGC 6221 é complexa, com objetos de natureza distintas como o AGN, duas regiõesH II, um “cluster” WR, váriosSNR e, possivelmente, uma LBV. As regiõesH II A e B sãoobservadas à0.94 arcsec (norte) e 1.40 arcsec (sul) do AGN, respectivamente. Essas regiõesH II dominam a emissãode Balmer no cubo de dados. A regiãoH II B possui uma fraca emissãoem [O III]λ5007, indicando um “starburst” mais antigo. A s´ıntese de popula¸cãoestelar revelou que hápopula¸cõesjovens com idades de 3 milhões de anos em ambas as regiõesH II. Mais ainda, popula¸cõesde idade intermediária,com 300 milhõesde anos até3 bilhõestambémsãovistas, consistente com os valores de alta metalicidade. Aparentemente nãoháuma popula¸cãojovem de 3 milhõesde anos no bojo. Uma componente mais velha com 4 bilhõesde anos e baixa metalicidade (z= 0.004), entretanto, responde por 28% da emissãode luz. 45 % da luz vem de uma popula¸cãode aproximadamente 400 milhõesde anos. No resto da galáxia,grande parte da luz vem de uma popula¸cãode 109 anos, com uma contribui¸cãomais fraca de uma popula¸cãode 10 bilhõesde anos. A distribui¸cãode velocidade radial da componente estelar mostra um mapa de rota¸cão com velocidades de 50 a 130 km/s, com uma médiade 85 km/s. A médiaédiferente de zero devido a erros na calibra¸cãoem comprimento de onda. A dispersãode velocidades central é σ = 75 km/s, o que corresponde a uma massa do buraco negro central (Ferrarese

6 et al. 2006) de Mbh = 2.2 × 10 M¯, similar ao núcleoda Via Láctea. A imagem de [N I], obtida com um cubo de dados reconstru´ıdoatravésdos 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 éclaramente visto com uma emissãopontual em [O III], [O I], na asa de Hα e como uma emissãomais extensa em He II, [N I] e emissãoda regiãode nuvens baixa densidade. Uma caracter´ısticasignificativa de uma WR évista, no entanto mais fraca do 100 Cap´ıtulo3. NGC 6221 que no cluster WR, a 0.7 arcsec de distância.Linhas de emissãode Fe sãovistos em vários graus de ioniza¸cão,de [Fe II] e [Fe III] até[Fe VII] e [Fe X]. Fortes emissõesde [N I]λ5200 e [O I] tambémsãoobservadas. Uma evidênciado “featureless continuum” édetectada, contribuindo com 6% da emissãoestelar no AGN. Uma emissãode Wolf-Rayet, ambas WN e WC, sãovistas em uma distânciade 0.7 arcsec do AGN. Associado com a regiãoH II A, esses objetos sãoclaramente detectados nas linhas de N III λ 4640A˙,CIII λ 4660A˙ e tambémnas asas vermelhas de He IIλ 4686A˙ e em 4850 A˙. Cerca de 10 “hot spots” sãovistos em emissõesHe II, [N I] e [Fe III]+C III. Propusemos que sãoSNRs. 5 deles sãovistos em linhas de alta ioniza¸cãocomo He II, 9 em [Fe III] e 3 desses objetos sãotambémfortes emissores de [N I]. A SNR com a emissãomais forte em [N I] nãoapresenta linhas de He II e sua contribui¸cãoao [O I] éfraca. Oxigênioprovavelmente estáacoplado com silicatos nesses objetos. O meio interestelar apresenta linhas de absor¸cãoem 195, 20, -180 e -337 km/s quando vistos na dire¸cãodo AGN. Quando vistos no cluster WR, tem uma indica¸cãode 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]λ5007A˙ (figura 4.2), mostra dois objetos estelares. Os mesmos objetos sãovistos na imagem do HST no óptico(WFPC centrada em 6001 A˙). Qual a natureza destes dois objetos? Uma suposi¸cãoéque sejam dois buracos negros supermassivos (SMBH), resultado da fusãode galáxias. A evolu¸cãode um sistema bináriode SMBH envolve 3 estágios (Rodriguez et al., 2006; Begelman et al., 1980; Merritt e Milosavljević,2005): a) Quando a fusãoacontece, o SMBH se desloca na dire¸cãoda nova galáxiavia friçcãodinâmica, formando um sistema binário;b) o sistema continua a colapsar principalmente devido a intera¸cãocom as estrelas em orbita, que interseccionam o sistema dos SMBH e sãoejetadas a velocidades comparáveis com a velocidade orbital das binárias,ocorrendo uma perda de momento angular e energia; c) quando a separa¸cãodo sistema bináriodecresce a ponto da a emissãode radia¸cãopor ondas gravitacionais ser eficiente para remover momento angular, o SMBH coalesce rapidamente. Buracos negros bináriosja foram detectados em alguns sistemas. Komossa et al. (2003) detectaram um sistema bináriode SMBH na galáxiaNGC 6240 atravésde observa¸cõesno Chandra. O blazar OJ 287 ésupostamente um sistema bináriocomo inferido das varia¸cões periódicasdo brilho em rádio(Vicente et al. 1996; Sillanpaa et al. 1996; Lehto e Valtonen 1996). Rodriguez et al. (2006) reportaram um bináriona rádiogaláxia0402+379 com uma distânciaf´ısicade 7.3 pc entre eles. Zhang et al. (2007) argumentaram que o objeto SDSS J1130+0058 possui linhas em emissãolargas de baixa ioniza¸cãocom dois picos e 102 Cap´ıtulo4. Atividade nuclear dupla em NGC 6221 estrutura em rádiono formato de X. Eles propõemque a presen¸cade um buraco negro binárioéa maneira mais natural de se explicar as propriedades ópticase de rádiodeste AGN. Gerke et al. (2007) encontraram uma forte emissãodupla na linha de [O III] e uma fraca emissãoem Hβ, com razõesde linha caracter´ısticasde Seyfert em uma galáxia “early-type” na regiãodo “extended Groth strip”. Os dois picos estãoseparados por 630 km/s e vem de duas regiõesdistintas, espacialmente resolvida no espectro do DEIMOS, com uma separa¸cãof´ısicade 1.2 kpc. Imagens do HST mostram uma galáxiacom uma estrutura distorcida, consistente com uma remanescente de uma fusãode baixa dissipa¸cão. Na se¸cão4.1 serãoapresentados os espectros e as imagens de NGC 6221 que sugerem a presen¸cade dois objetos e na se¸cão4.2 serãodiscutidas as poss´ıveis interpreta¸cõesdestes 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 fenômenoque causa a componente azul de [O III]. O espectro éapresentado na figura 4.1.

[O III] 5007

1.5 RelativeFlux

1.0

-1500 -1000 -500 0 500 1000

Velocity (km/s)

Figura 4.1: Espectro do AGN de NGC 6221. A linha cheia é[O III]λ5007A enquanto a linha pontilhada é Hβ. A velocidade écalculada em rela¸cãoao λ de repouso de cada uma das linhas.

A identifica¸cãodo AGN na imagem do HST foi feita por Levenson et al. (2001). A Se¸cão4.2. Discussão 103 imagem do HST foi dimensionada de modo que o AGN ficasse na mesma posi¸cãona qual ele foi observado no FOV. Para isso usamos a imagem correspondente àlinha de [O I]λ6300A (figura 3.15). A imagem RB correspondente àlinha de [O III], onde o R éo perfil vermelho e B éo perfil azul, revela a presen¸cade dois objetos do tipo estelar. Na mesma figura, em G, estáa imagem correspondente àlinha de N III/He II, representando a componente Wolf-Rayet, discutida no cap´ıtulo3. Por clareza, émostrado apenas o topo da PSF. Esses objetos sãovistos na imagem do HST - WFPC. As imagens sãoapresentadas na figura 4.2, onde tambéméapresentada uma exposi¸cãodo GMOS-IFU diferente da que vem sido estudada nesta disserta¸cão,onde o AGN estácentralizado no FOV. Nela sãomostrados os dois picos do [O III] e uma imagem referente ao cont´ınuo estelar. A imagem do HST- NICMOS (infravermelho), com a posi¸cãodo AGN definida por Levenson et al. (2001) é mostrada em 4.2. Os objetos vistos em azul e vermelho na imagem de [O III] possuem uma separa¸cãode 0.15 arcsec. Os mesmos objetos identificados na imagem do HST-WFPC tambémpossuem uma separa¸cãode 0.15 arcsec. Isso resulta em uma separa¸cãof´ısicade 15.7 pc. Os dois picos de [O III] estãoseparados por 286 km/s e possuem intensidades similares. As linhas têmuma largura de 586 km/s. Um ajuste de duas gaussianas confirma a similaridade das intensidades e um FWHM ≈ 300km/s. A razão[O III]/Hβ éde 3.5 para a componente azul, consistente com um AGN. Para a componente vermelha esta compara¸cãonãoé poss´ıvel, jáque nãopodemos separar a contribui¸cãoem Hβ oriunda da regiãoH II

4.2 Discuss˜ao

4.2.1 AGN duplo

Podemos considerar dois cenáriospara NGC 6221 no contexto de dois buracos negros: O sistema estaria na fase binária(ver passo “b” na introdu¸cãodo cap´ıtulo). Assim, com a lei de Kepler, dada por:

4π2 M + M = min = a3 (4.1) 1 2 GP 2 8 a massa m´ınimado sistema é Mmin = 2.4 × 10 M¯. A massa obtida atravésda rela¸cão

M − σv (Ferrarese et al. 2006), mostrada na equa¸c˜ao6.8 e calculada com os dados do 104 Cap´ıtulo4. 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 àesquerda e do HST-WFPC àdireita. Abaixo: Imagem em RB dos dois picos de [O III]λ5007A e do cont´ınuo estelar de NGC 6221 àesquerda e HST-NICMOS àdireita.

6 cap´ıtulo 3, resulta em M ≈ 2.1 × 10 M¯, duas ordens de magnitude menor do que a obtida com a equa¸cão4.1. A massa calculada atravésda rela¸cãoM - Magnitude K do bojo (equa¸cão6.9, ver cap´ıtulo6 para mais detalhes) éequivalente àmassa obtida através Se¸cão4.2. Discussão 105

da rela¸cão M − σv. Em um segundo cenário,sugerimos que os SMBH estejam na fase a). Nesta hipótese,a massa real pode ser menor do que a massa calculada atravésda equa¸cão 4.1. A s´ıntese de popula¸cãoestelar estudada na se¸cão3.2.1 do cap´ıtulo3 mostra que uma fusãopode ter acontecido háaproximadamente 109 anos. Isso significa que a fusãodas galáxiasocorreu há10 vezes a escala de tempo dinâmica.Talvez a razãode se levar tanto tempo para os dois SMBH se tornarem um sistema binárioéque o SMBH menos massivo possui uma velocidade alta quando comparado com a dispersãode velocidades da galáxia. Se a galáxiatinha um bojo compacto, este foi perdido, uma vez que o raio de influênciado buraco negro de menor massa émuito pequeno para manter um númerosignificativo de

2 2 estrelas. O raio de influência,dado por Rh ≈ GM/v ≈ 0.049×M6(v/300km/s) pc, provavelmente fez com que este SMBH perdesse todas suas estrelas companheiras. Este cenário diminui a viscosidade e faz com que o SMBH tenha dificuldades em parar sua oscila¸cão. Deve ser considerado que uma velocidade tãogrande permitiria que este SMBH viajasse ao longo do bojo galáctico. Por que estaria perto do núcleo? Poderia ser coincidência, porémestatisticamente improvável.

4.2.2 Trˆesburacos negros?

Se trêsgaláxiasse juntaram, uma configura¸cãotripla pode ter acontecido. Dois SMBH podem ter formado um binário,que, na presen¸cade um terceiro corpo, podem facilmente se aproximar um do outro, transferindo momento angular para fora do binárioe assim expelindo o terceiro componente. Quando os dois componentes do binárioficam bem próximosentre si, as ondas gravitacionais se transformam na fonte principal de perda de energia e, com isso, o processo de fusãodos BH érápidoe inevitável. Como uma consequênciada coalescênciafinal, a perda de momento angular éanisotrópicae acaba por ejetar o objeto final da coalescência.A intensidade dessa velocidade de recuo depende muito da razãode massa e da rota¸cãodos buracos negros iniciais. Redmount e Rees (1989) argumentaram que a velocidade de recuo seria modesto para buracos negros sem rota¸cão

, como mostrado por simula¸cõesonde vrecuo ≤ 200km/s (Baker et al. 2006; González et al. 2007; Herrmann et al. 2007). Cálculosnuméricosrecentes mostraram velocidades de recuo da ordem de 2000 km/s para uma rota¸cãoarbitráriaem intensidade e orienta¸cão 106 Cap´ıtulo4. Atividade nuclear dupla em NGC 6221

(Campanelli et al. 2007a; Gonzálezet al. 2007; Tichy e Marronetti 2007). A velocidade máximaprevista éde ≈ 4000km/s para buracos negros de mesma massa, tendo rota¸cão máxima,alinhados opostamente e orientados paralelos ao plano orbital (Campanelli et al. 2007b). Esta configura¸cãoébem improvável, mas mostra que velocidades da ordem de ≈ 280km/s sãoposs´ıveis se os buracos negros iniciais tinham algum spin. Surge a questãose um BH com tal velocidade manteria um disco de acre¸cão.Cálculos teóricosmostram que isto époss´ıvel, embora com uma luminosidade limitada (Loeb 2007). A questãode um “narrow line region”, luminoso o suficiente para explicar as observa¸cões, certamente precisa ser considerado, mas esta éuma questãorelacionada 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 à jatos? Ou a um cone de ioniza¸cão? A velocidade do segundo componente certamente poderia ser explicada, no entanto surgem dificuldades neste cenário:Por que a imagem é estelar? Por que nãotem um jato deslocado para o vermelho? E como pode a luminosidade do [O III] do jato ser igual àdo AGN que gerou este jato? Estas questõescolocam dúvidas nesta interpreta¸cão.

4.2.4 Disco?

Perfis de linha duplos sãofrequentemente vistos em discos. Em estrelas binárias,como variáveis catacl´ısmicasou estrelas Be, esta caracter´ısticaéfrequente, especialmente se o disco évisto “edge-on”. Perfis duplos de linhas permitidas sãovistos em AGN. Algumas caracter´ısticasfavorecem este cenário.As duas componentes da linha de [O III] possuem intensidade e larguras similares. Dada a velocidade observada, pode-se calcular a massa

7 central, resultando em M ∼ 3 × 10 M¯, que ainda é10 vezes maior que o previsto através da dispersãode velocidade estelar. Entretanto teria que se explicar o porquêda velocidade do sistema ser ≈ 150km/s. Esta éuma velocidade alta para um SMBH e a hipótesedo objeto expulso érequerida, com a diferen¸caque, neste caso, nãoénecessárioum 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). Toda a descri¸cãode observa¸cãodo GMOS-IFU e da redu¸cãode dados feitas para NGC 6221 sãoválidospara NGC 7582. A corre¸cãoda refra¸cãoatmosféricapara NGC 7582 nãofoi necessária,pois a massa de ar da observa¸cão foi de 1.024. Tambémforam feitas 3 exposi¸cõesde NGC 7582, no entanto elas foram combinadas pela mediana devido a falhas isoladas em uma das exposi¸cões.A deconvolu¸cão foi feita com 6 itera¸cõese uma PSF variável com FWHM = 0.53” em 6300 A˙. O tamanho final das imagens analisadas de NGC 7582 éde 66 x 98 pixeis (3.30 x 4.75 arcsec) O ajuste da popula¸cãoestelar foi feita com o “Starlight” nos mesmos moldes de NGC 6221, com cada uma das 35 caixas possuindo uma dimensãode 0.65 x 0.70 arcsec, com exce¸cãoda últimacoluna 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 tambémteve o cont´ınuo normalizado em 1 para a subtra¸cãoda componente estelar. Os espectros do cubo foram degradados em ∆λ = 1 para a subtra¸cão,uma vez que este passo em λ énecessário para o “starlight” fazer o ajuste da popula¸cãoestelar. Em NGC 6221 essa degrada¸cão ocorreu apenas no ajuste da popula¸cãoestelar. Na subtra¸cãofoi feita uma “rebinagem” no espectro estelar ajustado para o ∆λ original do cubo.

5.1 Resultados e an´alisede dados

5.1.1 Históriaqu´ımicae de forma¸cãoestelar da regiãocentral

O cubo de dados de NGC 7582 revela duas regi˜oesH 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´ıtulo5. NGC 7582

A s´ıntese da popula¸cãoestelar destas regiõesH II sãomostradas nas figuras 5.1 e 5.2 e os espectros, extra´ıdosdo cubo de gáscentrados em cada um dos objetos e com um raio de 5 px (0.25 arcsec), na figura 5.5.

H II Region A

H II Region B

36 z = 0.004

z = 0.004

34 z = 0.008

z = 0.008

z = 0.02

z = 0.05

10 Relativecontribution

Relativecontribution 10

8 opticalthe to continuum to the opticalthe to continuum

6.0 6.5 7.0 7.5 8.0 8.5 9.0 9.5 10.0 6.0 6.5 7.0 7.5 8.0 8.5 9.0 9.5 10.0

log age (yr) log age (yr)

Figura 5.1: Distribui¸cãode idade Figura 5.2: Distribui¸cãode idade e metalicidade da popula¸cãoeste- e metalicidade da popula¸cãoeste- lar superposta àH II A. lar superposta àH II B.

z = 0.004 z = 0.004

z = 0.008 z = 0.008

25 17

z = 0.02 AGN z = 0.02

NGC 7582 Galaxy

z = 0.05 z = 0.05

Relativecontribution 4 Relativecontribution to the opticalthe to continuum to the opticalthe to continuum 5

0 0

6.0 6.5 7.0 7.5 8.0 8.5 9.0 9.5 10.0 6.0 6.5 7.0 7.5 8.0 8.5 9.0 9.5 10.0

log age (yr) log age (yr)

Figura 5.3: Distribui¸cãode idade Figura 5.4: Distribui¸cãode idade e metalicidade da popula¸cãoeste- e metalicidade da popula¸cãoeste- lar superposta ao AGN lar nãonuclear da galáxia.

A regiãoH II A possui uma popula¸cãoestelar mais significativa com uma idade inter- mediáriade 108 anos. Hácontribui¸cõesde uma popula¸cãomais jovem entre 3 × 106 e 107 anos e de uma popula¸cãomais velha de 109 a 2 × 109 anos. Jáa regiãoH II B mostra uma contribui¸cãomais intensa da popula¸cãojovem com 5 × 106 anos. Porémas popula¸cões Se¸cão5.1. Resultados e análisede dados 109

H II A

3500000

3000000

2500000

2000000

1500000 RelativeFlux

1000000

500000

-500000

4200 4500 4800 5100 5400 5700 6000 6300 6600 6900

W avelength (A)

H II B

3000000

2500000

2000000

1500000

1000000 RelativeFlux

500000

-500000

4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000

W avelength (A)

Figura 5.5: Espectro das regiõesHII de NGC 7582 e imagem centrada na linha de Hα 110 Cap´ıtulo5. NGC 7582 intermediáriase mais velhas possuem uma contribui¸cãosignificativa nesta região.Anali- sando em termos relativos, em cada uma das regiõesH II as contribui¸cõesdas popula¸cões jovens e intermediáriassãoda mesma ordem de grandeza (≈ 30 % para 108 anos e entre 15 e 20 % para 109 anos). A s´ıntese de popula¸cãoestelar do AGN, apresentada na figura 5.3, mostra uma contribui¸cãode quase 50 % de uma componente jovem com idades de 4 a 10 milhõesde anos. Uma componente mais velha, com 1 bilhãode anos, contribui com aproximadamente 25 % do espectro estelar. Esse resultado ésurpreendente, uma vez que seria esperado uma popula¸cãode aproximadamente 10 bilhõesde anos nesta região. Jáo ajuste no campo da galáxiamostra que a maior contribui¸cãovem de popula¸cõescom 1 bilhãode anos, no entanto ésignificantiva a presen¸cade algumas com 1010 anos, como mostra a figura 5.4.

5.1.2 Cinem´aticaestelar

No mapa de rota¸cãoéclaramente visto o eixo de rota¸cãoestelar com uma amplitude da ordem de 150 km/s ao longo de 6 arcsec. O mapa de dispersãode velocidades mostra que a dispersãoaumenta de dentro pra fora do núcleo,com ≈ 130 km/s nas bordas do FOV e ≈ 80 km/s na regiãocentral. Esse resultado nãoéincomum e usualmente sãointerpretados como efeitos de forma¸cão estelar recentes. Estrelas mais jovens nesta popula¸cãopossuem maiores massas e, mesmo em equil´ıbriocinético,podem ter velocidades menores em rela¸cãoàsoutras estrelas. Este efeito parece nãoestar centralizado no AGN e sim com as duas regiõesH II. Isso nãoé surpresa, uma vez que estes sãoos s´ıtiosprincipais de emissãode luz das estrelas mais massivas.

Assumindo-se uma dispers˜aocentral de 130 km/s, obtemos a partir da rela¸c˜ao M − σv

(equa¸cão6.8, discutida no cap´ıtulo6) uma massa do buraco negro central de MSMBH ∼ 7 2.4 × 10 M¯. Os mapas de rota¸cãoe de dispersãode velocidades sãoapresentadas nas figuras 5.6 e 5.7, respectivamente. Se¸cão5.1. Resultados e análisede dados 111

Figura 5.6: Mapa de rota¸c˜aoeste- Figura 5.7: Mapa da dispers˜aode lar de NGC 7582 em km/s velocidades de NGC 7582 em km/s

0.5

0.4

0.3

0.2 W eigth

0.1

0.0

-0.1

4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000

W avelength (A)

Figura 5.8: Tomograma e autoespectro 1 da primeira an´alise. Note a presen¸cadas duas regi˜oesH II e o espectro caracter´ısticodeste tipo de objeto

5.1.3 An´aliseem componentes principais aplicada ao cubo de dados

A análisedas componentes principais feita em NGC 7582 foi realizada da mesma maneira que em NGC 6221. Em uma primeira análise,o primeiro autovetor revela um espectro caracter´ısticode regiõesH II e o tomograma revela a presen¸cade duas regiõesH II presentes na galáxia,similar àfigura 5.5 da linha de Hα. A figura 5.8 mostra o resultado. No entanto, como a contribui¸cãodo sinal das regiõesH II émuito forte em rela¸cãoaos outros objetos (73 % da variân¸ca),decidiu-se por excluir a contribui¸cãodas regiõesH II neste 112 Cap´ıtulo5. NGC 7582

Autovetor Contribui¸c˜aopara 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¸cãode cada autovetor para a variân¸cados dados primeiro autovetor (linhas de H, He I, [S II], [N II] e [O III]) e fazer uma opera¸cãoinversa do pca, ou seja, reconstruir o cubo de dados utilizando-se os autovetores e os tomogramas atravésda equa¸cão2.40 . Entãocom o primeiro autovetor sem a contribui¸cãodas regiões H II e os outros 14 autovetores obtidos da primeira análiseconstruiu-se um novo cubo de dados, sem a soma da média,e dele foi aplicada uma nova análisecom o PCA. Os resultados desta análisesãomostrados nas figuras 5.9, 5.10 e 5.11. A contribui¸cãode cada autovetor para a variân¸cados dados, calculados atravésde seus respectivos autovalores, estãoapresentados na tabela 5.1

5.1.4 AGN

O AGN pode ser claramente visto na imagem da linha de [O I]λ6300A˙. Imagens do HST com o WFPC em 6001 A˙ e no NICMOS em 16060 A˙ tambémmostram a presen¸ca do AGN, como identificado por Bianchi et al. (2007). A figura 5.12 mostra o AGN nestas trêsobserva¸cões.O espectro do AGN, extra´ıdoda soma de uma regiãocircular centrada na imagem de [O I] com um raio de 5 px (0.25 arcsec), éapresentado na figura 5.13. Este espectro, bem como as figuras 5.15 e 5.17 sãodivididos em 3 CCDs porque a observa¸cãodo IFU éfeita 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¸cada linha de [O I], que melhor representa o AGN em uma Se¸cão5.1. Resultados e análisede dados 113

Av 1

0.008

0.006

0.004

0.002 W eigth

0.000

-0.002

-0.004

4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000

W avelength (A)

Av 2

0.010

0.008

0.006

0.004 W eigth

0.002

0.000

-0.002

4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000

W avelength (A)

Av 3

0.03

0.02

0.01

0.00 W eigth

-0.01

-0.02

-0.03

4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000

W avelength (A)

Figura 5.9: Tomogramas e autoespectros 1 a 3 114 Cap´ıtulo5. NGC 7582

Av 4

0.02

0.01 W eigth

0.00

4500 5000 5500 6000 6500

W avelength (A)

Av 5

0.04

0.03

0.02

0.01 W eigth

0.00

-0.01

-0.02

4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000

W avelength (A)

Av 6

0.1

0.0 W eigth

-0.1

4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000

W avelength (A)

Figura 5.10: Tomogramas e autoespectros 4 a 6 Se¸c˜ao5.1. Resultados e an´alisede dados 115

Av 7

0.0 W eigth

-0.1

4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000

W avelength (A)

Av 8

0.2

0.1

0.0

-0.1 W eigth

-0.2

-0.3

4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000

W avelength (A)

Av 9

0.3

0.2

0.1

0.0 W eigth

-0.1

-0.2

-0.3

4000 4500 5000 5500 6000 6500 7000

W avelength (A)

Figura 5.11: Tomogramas e autoespectros 7 a 9 116 Cap´ıtulo5. NGC 7582 imagem. Algumas caracter´ısticascomo uma componente larga de Hα e a linha de He IIλ4686A˙ tambémsãocaracter´ısticosde AGN, no entanto suas imagens revelam outros componentes, que serãoestudados nas se¸cõesposteriores. Porémparte do Hα largo parece vir do AGN, como émostrado 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¸cade pelo menos 6 hot-spots (HS) ao longo do cone de ioniza¸cão. De cada um desses HS foram extra´ıdos espectros de uma regiãocircular 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 “spots”, HS1 e HS6, sãomais destacados na imagem de He II. Um grande númerode linhas foi identificado em seus espectros e estas identifica¸cõessãoapresentadas nas tabelas 5.2 e 5.3. O objeto mais forte, o HS 1, érico em linhas de baixa ioniza¸cão como [Fe II] e cobre uma grande faixa, indo até[Fe XIV]. Algumas destas linhas são denominadas coronais, pois aparecem na coroa solar. Sãocolisionalmente excitadas por

7 um gáscom Te ≈ 10 K e sãovistos em restos de supernovas. O HS 6 nãoapresenta linhas coronais, porémmostra linhas de mais alta ioniza¸cão,quando comparado com o HS 1. Ela nãoapresenta [Fe II] mas linhas de [Fe III] até[Fe VII] estãopresentes. Espéciessimilares de Co e Ni sãoobservadas. Uma segunda diferen¸caentre esses dois objetos éque HS 1 apresenta Hα largo, enquanto o HS 6 não. Essa emissãopossui uma velocidade v ≈ 5000 km/s. Todas estas caracter´ısticassãovistas em restos de supernovas. Em particular, o espectro de HS 1 é muito similar ao espectro de SN 1987a na idade de 20 anos (Gröningssonet al. 2008). Outra caracter´ısticaéque estes objetos apresentam uma emissãodeslocada para o azul com respeito ao referencial de repouso de cada objeto. No caso de SN 1987a a velocidade é v ≈ 100 km/s mas se estende de -260 km/s para espéciesde baixa ioniza¸cãoa -340 km/s para as linhas coronais. Em HS 1 as linhas de Balmer, bem como [N II] possuem velocidades similares. Isso nãoésurpreendente, uma vez que estas linhas provémbasicamente da regiãoH II. Mas as linhas de alta ioniza¸cão(He II e [O III]) tem uma velocidade média de ≈ −150 km/s, enquanto para o objeto 2 a velocidade éde ≈ −180 km/s. Se¸cão5.1. Resultados e análisede dados 117

Figura 5.12: Acima: Imagens do HST - NICMOS àesquerda e WFPC àdireita, com o AGN indicado. Abaixo: Imagem da linha de [O I]λ6300A àesquerda e RGB da linha de [O III]λ5007A àdireita

5.1.6 Emiss˜aodo g´asde baixa e de alta densidade

Calculamos a emissãocorrespondente a regiõesde alta e de baixa densidade atravésdas linhas de [S II] seguindo a metodologia definida por Steiner et al. (2008a). Essas imagens 118 Cap´ıtulo5. NGC 7582

40000

AGN - CCD 1

30000

20000

10000 RelativeFlux

-10000

-20000

4300 4400 4500 4600 4700 4800 4900 5000 5100

W avelength (A)

20000

AGN - CCD 2

15000

10000

5000 RelativeFlux

-5000

-10000

5100 5200 5300 5400 5500 5600 5700 5800 5900 6000 6100

W avelength (A)

AGN - CCD 3

15000

10000

5000 RelativeFlux

-5000

-10000

6100 6200 6300 6400 6500 6600 6700

W avelength (A)

Figura 5.13: Espectro da regiãodo AGN de NGC 7582. Se¸cão5.1. Resultados e análisede dados 119

Figura 5.14: Imagem da linha de He IIλ4686A. Note a presen¸cade 6 hot-spots, identiﬁcados de 1 a 6, ao longo do cone de ioniza¸c˜ao.

podem ser constru´ıdasatrav´esde:       Iij(ld) 1 1 −Rhd Iij(λld)   =     (5.1) (R − R ) Iij(hd) ld hd −1 Rld Iij(λhd)

onde, no caso das linhas de [S II], Iij(λld) e Iij(λhd) sãoas imagens das linhas de 6716 ˙ ˙ A e 6731 A, respectivamente e Iij(ld) e Iij(hd) sãoas imagens de baixa e alta densidade e Rhd e Rld sãoos limites da razão R(λld6716/λhd6731), com Rhd = 0.44 para nuvens de alta densidade e Rld = 1.44 para nuvens de baixa densidade.

Para o caso de NGC 7582, as imagens Iij(ld) e Iij(hd) sãomostradas na figura 5.18. As imagens claramente mostram um mapa de rota¸cãogalático.Na imagem da região de alta densidade, o grosso da emissãoparece ser originada nas duas regiõesH II. A emissãocorrespondente a regiãode baixa densidade possui uma estrutura mais com- 120 Cap´ıtulo5. NGC 7582

HS 1 - CCD1

60000

50000

40000

30000

20000 RelativeFlux

10000

-10000

-20000

4300 4400 4500 4600 4700 4800 4900 5000 5100

W avelength (A)

60000

HS 1 - CCD2

40000

20000

0 RelativeFlux

-20000

-40000

-60000

5100 5200 5300 5400 5500 5600 5700 5800 5900 6000 6100

W avelength (A)

HS 1 - CCD3

40000

30000

20000

10000 RelativeFlux

-10000

6000 6100 6200 6300 6400 6500 6600 6700 6800

W avelength (A)

Figura 5.15: Espectros do HS 1 dividido nos 3 CCDs. Se¸c˜ao5.1. Resultados e an´alisede dados 121

HS 3

60000

50000

40000

30000

20000 RelativeFlux

10000

-10000

4400 4600 4800 5000 5200 5400 5600 5800 6000 6200 6400 6600 6800

W avelength (A)

HS 4

40000

20000 RelativeFlux

4400 4600 4800 5000 5200 5400 5600 5800 6000 6200 6400 6600 6800

W avelength (A)

HS 5

40000

20000 RelativeFlux

-20000

4400 4600 4800 5000 5200 5400 5600 5800 6000 6200 6400 6600 6800

W avelength (A)

Figura 5.16: Espectros dos HS 3, 4 e 5 122 Cap´ıtulo5. NGC 7582

20000

HS 6 - CCD 1

15000

10000

5000 RelativeFlux

-5000

4500 5000

W avelength (A)

HS 6 - CCD 2

20000

15000

10000 RelativeFlux

5000

-5000

5500 6000

W avelength (A)

HS 6 - CCD 3

20000 RelativeFlux

6100 6200 6300 6400 6500 6600 6700

W avelength (A)

Figura 5.17: Espectros do HS 6 dividido nos 3 CCDs. Se¸c˜ao5.1. Resultados e an´alisede 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 emissãopara o HS 1 plexa. Essa complexidade édevido aos “hot-spots” que correspondem ao AGN e aos restos de supernova. Uma emissãodifusa no azul éinterpretada como vento, fotoionizado pelo AGN, delineando um cone de ioniza¸cão(Morris et al. 1985; Storchi-Bergmann e Bonatto 124 Cap´ıtulo5. 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˜aopara o HS 6

1991).

5.2 Discuss˜ao

Os resultados acima revelam a presen¸cade duas regiõesH II, um AGN e 6 hot-spots. A cinemáticada componente estelar revela que o mapa de rota¸cãopossui uma amplitude de 150 km/s. Seu eixo de rota¸cãoaparentemente coincide com o jato azul observado na imagem de [O III] (figura 5.12). A velocidade de dispersãomostra um máximode 130 km/s e cai para 80 km/s perto do centro galático.Esse gradiente radial negativo da dispersãoé devido àforma¸cãoestelar recente perto do centro, concentrando estrelas com alta massa, responsáveis por uma fra¸cãosignificantiva da luz emitida. A s´ıntese de popula¸cãoestelar Se¸cão5.2. Discussão 125

Figura 5.18: RGB da emissãode gásde baixa densidade (esquerda) e alta densidade (direita). A parte azul éa emissãode -243 a -82 km/s, verde éde 82 a 0 km/s e vermelho éde 0 a 81 km/s, todas as velocidades em rela¸cãoao pico da emissãode [S II].

revelou uma evidênciade forma¸cãoestelar recente há5 milhõesde anos ao longo da galáxia. Na posi¸cãodo AGN e perto da regiãoH II A, esta componente émais forte do que em outros lugares. Uma popula¸cãode idade intermediária,com 108 e 109 anos tambémestá presente. Na galáxia,uma popula¸cãomais velha de 1010 anos érevelada. As abundâncias qu´ımicas,determinadas pela s´ıntese espectral e dentro de suas limita¸cões,éconsistente com um valor de Z=0.05 (Z ≈ 2Z¯). A emissãono ópticoédominada por duas regiõesH II, denominadas de A e B. Isso foi confirmado no PCA do cubo de gás,onde o primeiro autovetor, que responde por uma varian¸cade 73 % mostrou claramente a presen¸cadas duas regiõesH II. As regiõesH II sãoclaramente vistas na imagem de Hα. Seus espectros foram extra´ıdosdo cubo e são caracter´ısticosde regiãoH II. Um novo PCA foi feito com um cubo constru´ıdoatravésda primeira análise,mas com o primeiro autovetor sem as caracter´ısticasda regiãoH II. O procedimento apresentou resultados positivos. O primeiro autovetor aparentemente revela um cone de ioniza¸cão, 126 Cap´ıtulo5. 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 estãodesviadas para o azul em rela¸cãoaos HS, como pode ser visto nas linhas de [O I] e [O III] no autoespectro. No autovetor 2, os HS 1 e 2 aparecem em correla¸cãoentre si e com uma emissãodifusa 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¸cado AGN segundo seu tomograma, e mostra a componente de [O I] fortemente correlacionada com o cont´ınuo. Nota-se a presen¸cade um Hα largo, que pode ser proveniente desta região. O HS 6 aparece anti-correlacionado na imagem, com as linhas de He II e [O III] com uma forte componente em “absor¸cão”no espectro, indicando a natureza de alta ioniza¸cãodeste objeto. O autovetor 8 possui uma forte anti-correla¸cãocom a linha de Na I, causada pela absor¸cãointerestelar. Parece ser o principal mapeador do gásneutro da galáxia. 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¸cão. O cone aparece desviado para o azul na dire¸cãosul. Um cone de baixa ioniza¸cãoévisto na imagem de baixa densidade, tambémna dire¸cãosul e desviado para o azul. Storchi- Bergmann e Bonatto (1991) encontraram um cone na linha de [O III], desviado para o azul na regiãosudoeste. Apesar de nossas observa¸cõesrevelarem o cone na dire¸cãosul, pode ser que haja problemas na orienta¸cãodo 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) sãoaparentemente restos de supernova (SNR). O HS 2 coincide com a posi¸cão do AGN. Uma caracter´ısticados HS identificados como SNR sãosuas grandes faixas de ioniza¸cão,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¸cãoàsregiõesH II. O HS 1 apresenta uma componente larga de Hα. Propomos que esta seja a supernova detectada por Aretxaga et al. (1999). Este objeto possui uma emissãode baixa ioniza¸cão.Adicionalmente, mostra linhas coronais como [Ca XV] e [Fe XIV]. A emissãolarga e desviada para o azul de Hα é similar a emissãoobservada na SN 1987a, vindo de SN debris e de choque reverso (Smith et al. 2005). O AGN aparentemente tambémrevela uma emissãolarga de Hα, como é visto no autovetor 5 e em seu espectro na figura 5.13. No entanto nãose pode distinguir se essa emissãorealmente vem do AGN ou se vem de uma SNR adjacente. Se¸cão5.2. Discussão 127

O toro responsável pelo obscurecimento da regiãocentral érevelado no autovetor 8 (anticorrelacionado com o cont´ınuo). E´ associado com o gásinterestelar e forma uma elipse em torno do cone de ioniza¸cão. Se o starburst dominante da galáxiaéde 109 anos, époss´ıvel que uma fusãode duas galáxiastenha ocorrido naquela época. Há150 milhõesde anos, algum outro evento significativo tambémdeve ter ocorrido e tambémpode estar correlacionado com uma fusão. O AGN éprovavelmente uma “Narrow Line Seyfert 1” (NLS1) que apresenta um toro de poeira na frente da BLR. Em favor deste argumento estáa deteçcãoda linha estreita de Fe K no raio-x (Dewangan e Griffiths 2005). Estas galáxiasdeveriam estar perto do limite de Eddington (Boroson 2002). Este nãoparece ser o caso de NGC 7582, uma vez que o limite de Eddington esperado éde 3×1045erg/s e a luminosidade em raio-x é6×1042erg/s. No entanto NLS1 possui uma forte emissãode Fe II permitido; a deteçcãodessas linhas poderia confirmar essa previsãopara NGC 7582. 128 Cap´ıtulo5. NGC 7582 Cap´ıtulo 6

An´alisede uma amostra de Gal´axiasde Seyfert

O enfoque deste cap´ıtuloseráestudar galáxiasdo tipo Seyfert no universo local (d < 30 Mpc). A partir de uma amostra de Seyferts próximase de baixa luminosidade (LLAGN de low luminosity AGN) e utilizando a análiseem componentes principais, queremos verificar quais parâmetrose correla¸cõesexplicam melhor a variânciada amostra. Pretende-se, com isso, obter as seguintes informa¸cões:

1. Verificar quais sãoas grandezas fundamentais que controlam os parâmetrosenvolvi- dos. Isto é,identificar quais sãoos significados f´ısicosdos diversos autovetores.

2. Verificar se existem parâmetrosintr´ınsecosque diferenciem as Seyferts do tipo 1 e 2. Supomos que possam existir dois grupos de Seyfert 2: Aquelas que sãodo tipo 1, porem obscurecidas e as que sãointrinsecamente distintas das do tipo 1 e, portanto, nãose enquadram no modelo unificado.

A amostra das Seyferts utilizadas no trabalho édefinida na se¸cão6.1. Na se¸cão6.2 são apresentandos os cálculosde parâmetrosinclusos na amostra. Jána se¸cão6.3 éapresentada uma maneira de se estimar a massa do buraco negro central utilizando-se uma rela¸cão entre esta e a magnitude absoluta na banda K dentro da isofota de 20 mag/arcsec2. Na se¸cão6.4, dividida em trêssubse¸cões,sãoapresentados os parâmetrosde entrada para o PCA em 6.4.1, o cálculoe uma análisedos componentes principais em 6.4.2 e uma análisecomparativa de certos parâmetrosobservados de galáxiasde nossa amostra em 6.4.3. Em 6.5 édiscutido o comportamento de NGC 6221 e NGC 7582 frente a esta amostra. Finalmente, na se¸cão6.6 éfeita uma breve discussãodos resultados obtidos neste cap´ıtulo. 130 Cap´ıtulo6. Análisede uma amostra de Galáxiasde Seyfert

6.1 Defini¸cãoda amostra de GaláxiasSeyferts

A amostra de galáxiasSeyferts foi selecionada dentro de 30 Mpc, visando uma análise no universo local. As galáxiasforam selecionadas de Ho et al. (1997), que reúnedados

o espectroscópicosde alta qualidade de 486 galáxiasno hemisférionorte (d > 0 ), com BT ≤ 12.5 mag. Deste artigo tambémforam obtidos os dados de luminosidade no infravermelho distante (FIR) e da densidade eletrônica Ne. Os dados da magnitude na banda K são do 2MASS (Skrutskie et al. 2006) . As distânciassãodo Tully (1988). As dispersõesde velocidade central sãodo Hyperleda (Paturel et al. 2003) . As luminosidades em raio-x são de Panessa et al. (2006). As larguras da linha de Hα sãode Ho et al. (1997). Os dados em rádioforam obtidos em Ho e Ulvestad (2001) e Ulvestad e Ho (2001). Para as galáxiasNGC 6221 e NGC 7582, os dados espectroscópicosforam 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 IRAS1. As densidades foram calculadas através das linhas de [S II] dos cubos de dados destas galáxias.As duas galáxiasforam inclu´ıdasna amostra como não possuindo componente larga de Hα, apesar de resultados dos cap´ıtulos3 e 5 mostrarem que tal componente existe. Isso porque Veron-Cetty e Veron (1986) medem os espectros das regiõesH II, as quais possuem um sinal mais forte nesta regiãoda galáxia e eles encontram apenas componentes de Sy 2 superpostas àscaracter´ısticasdos espectros regiõesH II.

6.2 C´alculode parˆametrospara o PCA

Alguns parâmetrosforam calculados para o PCA. A razãoentre o fluxo no FIR pelo fluxo em rádioem 20 cm, que éuma maneira de se verificar uma poss´ıvel influênciade “Starbursts” na regiãocentral das galáxias(Hoe Ulvestad 2001), édada por:

µ ¶ µ ¶ FIR S q ≡ log − log 20 (6.1) 3.75 × 10−12W m−2 Jy

onde S20 éo pico do fluxo em rádioem λ = 20 cm e FIR édefinido 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˜ao6.3. A massa do buraco negro central 131

µ ¶ 2.58S + S FIR ≡ 1.26 × 10−14 60µ 100µ W m−2 (6.2) Jy α O ´ındiceespectral α da emissãoem rádio,para um cont´ınuo da forma Sν ∝ ν , édado por:

log(S6cm) − log(S20cm) αν = (6.3) log(ν6cm) − log(ν20cm) A razãoda intensidade das linhas proibidas observadas em rela¸cãoa Hα é:

µ ¶ F fl [OIII] 286 [OI] [NII] [SII] = 1.3 × + 1.3 + 1.3 + (6.4) Hα Hβ 100 Hα Hα Hα A raz˜aode Eddington ´edada por:

LogRedd = 1 + logLx − logMSMBH − 38.25 (6.5)

O parâmetro sf 1/3, que éum teste para verificar se o gásno centro da galáxiaestá

+ virializado com o núcleo,e o parâmetro Mg , que éa massa de gásuma vez ionizado em rela¸cãoàmassa do buraco negro, sãodados, respectivamente, por:

1 µ 2 ¶ µ ¶ 1 FWHM([NII]) 3L([NII]) 3 sf 3 = (6.6) GMSMBH 4πj([NII])

+ L([NII])Nemh Mg = (6.7) MSMBH j([NII]) onde FWHM([N II]) éa largura total a meia altura da linha de [N II] (representa a velocidade do gásionizado), L([N II]) éa luminosidade da linha de [N II], Ne éa densidade eletrônica,j([N II]) éa emissividade da linha de [N II], G éa constante gravitacional e mh éa massa do átomode H.

6.3 A massa do buraco negro central

A massa do buraco negro central foi calculada de duas maneiras diferentes. As galáxias cujos dados de dispersãode velocidades em seus centros σ sãoconhecidos, utilizamos a rela¸cãode Ferrarese et al. (2006), relacionando MSMBH com σ como: 132 Cap´ıtulo6. Análisede uma amostra de Galáxiasde Seyfert

³ σ ´ logM = 4.41(43)log + 8.48(7) (6.8) SMBH 224kms−1 Jáem galáxiasonde nãoéconhecida a dispersãode velocidades no centro, uma rela¸cão entre a massa do buraco negro central com a magnitude do bojo dentro da isofota de 20 mag/arcsec2 na banda K foi calibrada. Selecionamos galáxiasdo RC2 (de Vaucouleurs et al. 1976) com dados de dispersãode velocidades na regiãocentral e obtemos as massas do buraco negro central de cada galáxia,utilizando-se a equa¸cão6.8. Com essas galáxias, foram calibradas curvas relacionando a massa do buraco negro central e a magnitude absoluta da galáxiana banda K (Mk) para diferentes tipos morfológicosde galáxias.Haverá um excesso de luminosidade nas galáxiasespirais devido ao disco, cujo componente não sofre influênciadireta da massa do buraco negro central. A luminosidade referente ao disco deve ser subtra´ıdanas galáxiasS0, Sa, Sb e Sc. Se para uma dada massa de buraco negro central MSMBH a magnitude absoluta na banda K de uma galáxiael´ıpticaé K = k(MSMBH ), entãopara uma galáxiaespiral com um buraco negro central de mesma massa

MSMBH , a magnitude absoluta medida na banda K ´e K = k(MSMBH )+ ∆Kdisco. A tabela 6.1 mostra os valores para ∆K para os diferentes tipos morfol´ogicos.

Tipo Morfol´ogico ∆Kdisco E 0 S0 0,41 Sa 0,71 Sb 1,13 Sc 1,80

Tabela 6.1 - Contribui¸cãoda componente disco para os diferentes tipos morfológicosde galáxias

Atravésda tabela 6.1, calculamos a componente k(MSMBH ) para todos os tipos mor- fológicosde galáxiasselecionadas do RC2 e fizemos um gráficode k(MSMBH ) em fun¸cão da massa do buraco negro central, apresentado na figura 6.1. Um ajuste linear no gráficoda figura 6.1 resultou em uma rela¸cãoentre a massa do buraco negro central e a magnitude k(MSMBH ) dada por:

logMSMBH = −0.650(38)k(MSMBH ) − 7.23(87) (6.9) Se¸c˜ao6.4. An´alisedos dados 133

7 BN LogM

-26 -24 -22 -20 -18 -16

k(M ) (mag)

SMBH

Figura 6.1: Rela¸c˜aoentre a massa do buraco negro central e k(MSMBH ).

6.4 An´alisedos dados

6.4.1 Resultados dos parˆametroscalculados para o PCA.

Os dados coletados dos artigos citados acima mais os parâmetroscalculados nas se¸cões 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 galáxias Seyferts com seus respectivos parâmetrosobservados. 134 Cap´ıtulo6. Análisede uma amostra de Galáxiasde 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 - Parâmetrosanalisados no PCA. (1) Nome da galáxia(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) Razõesdas linhas de [OIII]/Hβ e [N II]/Hα, respectivamente Se¸cão6.4. Análisedos dados 135

NGC [S II]/Hα K LogMSMBH [O I]/[O III] Log Lx Log Lx/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 - Parâmetrosanalisados no PCA. (1) Nome da galáxia(NGC); (8) Razõesdas linhas de [SII]/Hα; (9) Magnitude absoluta da galáxiana banda K dentro da isofota de 20 mag/arcsec2; (10)

Massa do buraco negro central em M¯; (11) Razãoentre as linhas de [O I]/[O III]; (12) Luminosidade em raio-x na banda 2-10 keV do núcleoda galáxiaem erg/s.; (13) Razãoentre a luminosidade em raio-x e a luminosidade da linha de Hα 136 Cap´ıtulo6. Análisede uma amostra de Galáxiasde Seyfert

NGC Hubble Log Redd F fl/Hα Log LFIR/L(Hα) Log Lfir/Lx Log Lfir/Ledd (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 - Parâmetrosanalisados no PCA. (1) Nome da galáxia(NGC); (14) Tipo morfológicoda galáxia;(15) Razãode Eddington; (16) Razãoda intensidade das linhas proibidas e Hα ; (17) Razãoentre as luminosidades em FIR e em Hα; (18) Razãoentre as luminosidades em FIR e em Lx; (19) Razãoentre as luminosidades em FIR e de Eddington. Se¸cão6.4. Análisedos dados 137

6.4.2 C´alculodas componentes principais e resultados

Com as tabelas apresentadas na se¸cão6.4.1, foram feitos cálculosdas componentes principais da amostra de Seyferts. Os resultados das coordenadas dos parâmetrosobser- vados nos autovetores (“factor loadings”) e das coordenadas das galáxiasnos autovetores (“factor scores”) sãoapresentados nas tabelas 6.5 e 6.6, respectivamente. Os autovetores foram nomeados neste cap´ıtulocomo F1, F2, F3 e assim sucessivamente.

Parâmetros 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 parâmetrosobservados nos autovetores 1, 2 e 3. 138 Cap´ıtulo6. Análisede uma amostra de Galáxiasde 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´axiasobservadas nos autovetores 1, 2 e 3.

Os gráficosF1 x F2, F1 x F3 e F2 x F3, com os valores das tabelas 6.5 e 6.6, são apresentados nas figuras 6.2, 6.3, 6.4, 6.5, 6.6 e 6.7. Se¸cão6.4. Análisedos dados 139

Sy1

Sy2

2655

4168

1068

4151 2 3031

3079

3227

2273 5273

4258 7743 4477

4388 5033

3982 0

4565 5194

4639

4051 4501 7582

4698 F2

4725 3185

-2

6221

3486

-4

1058

-6

-6 -4 -2 0 2 4

Figura 6.2: Autovetor 1 x Autovetor 2 para a amostra de gal´axiasde Seyfert

1.0

LogMbh

logLx/L(H )

Log Lx

FW HM [NII] 0.5

log[S II]/H

Ffl Broad (H )

[OI]/[OIII]

log[N II]/H

log[O III]/H

logL(H ) F2

Log RE

logEW (H )

0.0

-0.5 0.0 F1 0.5 1.0

logLfir/L(H )

-0.5 Hubble

Log Lfir/Ledd

K_20

Log Lfir/Lx

Figura 6.3: Observacionais - Autovetor 1 x Autovetor 2 140 Cap´ıtulo6. An´alisede uma amostra de Gal´axiasde Seyfert

3982

Sy1

Sy2

4258

3079

5194 4565

1 5033

4388

1058 4639 1068

5273 3031 3486 F3

4051

4501

4725

4151

3227

7582 -1

2655

7743

4168

2273

3185

6221

4698

-2

4477

-3

-6 -4 -2 0 2 4

Figura 6.4: Autovetor 1 x Autovetor 3 para a amostra de gal´axiasde Seyfert. Destaque para as Seyferts 2b

log[O III]/H

logLfir/L(H )

Hubble

0.5

logLx/L(H ) Broad (H )

Ffl

Log Lfir/Ledd

Log Lfir/Lx Log RE F3

FW HM [NII]

Log Lx

log[N II]/H

K_20

0.0

logEW (H )

[OI]/[OIII]

-1.0 -0.5 0.0 0.5 1.0 F1

log[S II]/H

LogMbh

logL(H )

-0.5

Figura 6.5: Observacionais - Autovetor 1 x Autovetor 3 Se¸c˜ao6.4. An´alisedos dados 141

3982

Sy1

Sy2

4258

3079

5194

4565

1 5033

4388

1058 4639 1068

5273 3031 3486 F3

4051

4501

4725

4151

3227

7582 -1

2655

7743

4168

2273

3185

6221

4698

-2

4477

-3

-6 -4 -2 0 2 4

Figura 6.6: Autovetor 2 x Autovetor 3 para a amostra de gal´axiasde Seyfert

log[O III]/H

logLfir/L(H )

Hubble

0.5

logLx/L(H ) Broad (H )

Ffl

Log Lfir/Ledd F3

Log Lfir/Lx Log RE

FW HM [NII]

Log Lx

log[N II]/H

K_20

0.0

logEW (H )

[OI]/[OIII]

F2 -0.5 0.0 0.5 1.0

log[S II]/H

LogMbh

logL(H )

-0.5

Figura 6.7: Observacionais - Autovetor 2 x Autovetor 3 142 Cap´ıtulo6. An´alisede uma amostra de Gal´axiasde Seyfert

Como um exemplo da análiseem componentes principais neste caso, verificaremos a divisãoentre as Seyferts 1 (possui componente larga em Hα) e as Seyferts 2 (nãopossui componente larga em Hα). Os gráficos6.4 e 6.6 revelam uma clara divisãoentre os dois tipos de Seyfert. Tra¸camosuma linha que divide as Sy 1 das Sy 2 em ambos os gráficos. Comparando-se os gráficos6.5 e 6.7 com os gráficos6.4 e 6.6, respectivamente, nota-se que as linhas que dividem os dois tipos de Seyfert sãoaproximadamente perpendiculares às linhas que ligam a origem àcoordenada do “broad Hα” em cada um dos gráficos.Como o parâmetro“broad Hα” tem valor 0 quando a componente larga de Hα nãoestápresente e possui valor 1 quando a componente larga de Hα estápresente, o PCA calculou as coordenadas das galáxiasda amostra de modo que as Sy 1 estivessem na regiãoonde existe a componente larga de Hα e as Sy 2 na regiãoonde nãoéobservada a componente larga de Hα. Seguindo esta base de análise,podemos estudar cada autovetor individualmente.

Autovetor 1 (31% da varian¸cados dados)

Vemos da tabela 6.5 que o autovetor 1 édominado pela correla¸cãoentre a luminosidade em Hα, pela largura equivalente em Hα, pela luminosidade em raio-x e pela razãode Eddington. Parece ser um indicador da luminosidade do AGN, mostrando que a luminosidade (ópticae de raios-x, mas nãoa FIR) éo parâmetroque melhor explica a variância dos dados nessa amostra de Seyferts. Portanto o autovetor 1 édeterminado pela taxa de acres¸cãosobre o buraco negro.

Autovetor 2 (22% da varian¸cados dados)

O autovetor 2 ´edominado pela massa do buraco negro, correlacionado com o FWHM

[N II] e anticorrelacionado com a magnitude K, o tipo de Hubble e a fra¸cãoda Lfir/Ledd. Esses resultados indicam que o autovetor 2 édeterminado pela massa do buraco negro. E´ poss´ıvel verificar o efeito do “downsizing” no universo local, onde galáxiasmais massivas (el´ıpticas)tendem a ter buracos negros mais massivos em seus centros. Jágaláxias menos massivas (espirais), com buracos negros centrais menos massivos, mostram uma ´ maior presen¸cade “starbursts”, isto éuma maior razãode LFIR/Redd. E interessante notar que nãoénosso objetivo fazer uma análisedesse efeito ao longo do tempo, pois o estudo éfeito com galáxiasno universo local. O “downsizing” estárelacionado com a Se¸cão6.4. Análisedos dados 143 massa da componente esferoidal das galáxias,proporcional àmagnitude K e àmassa do buraco negro central. A rela¸cãoentre a massa do buraco negro central e a massa da galáxia

(Mgal) ´edada por (Ferrarese et al. 2006):

Mgal logMSMBH = 0.92(11)log 11.3 + 8.47(8) (6.10) 10 M¯ Relacionada a massa da galáxiae a massa do buraco negro central, pode-se dizer que o autovetor 2 separa galáxiascom baixa massa de buraco negro central e indicativo de “starbursts” nessa região,de poss´ıveis AGNs do tipo LINER com massas do buraco negro central maiores e linhas de baixa ioniza¸cãofortes, ao longo da seqüênciade Hubble (galáxias el´ıpticastendem a ser AGNs com buracos negros mais massivos, enquanto galáxiasespirais possuem buracos negros menos massivos e presen¸cassignificativas de “starbursts”). A massa do buraco negro e o efeito de “downsizing” éo fator que explica melhor a variância dos dados depois da luminosidade central.

Autovetor 3 (11% da varian¸cados dados)

Finalmente o autovetor 3 estácorrelacionado com a largura das linhas de Hα e com as linhas de alta-ioniza¸cão. E´ o autovetor que apresenta a diferen¸caentre as Seyferts 1 das Seyferts 2, indicando que as Seyferts 1 possui linhas de alta ioniza¸cãomais fortes. A divisãoentre os tipos de Seyferts éa terceira colocada na explica¸cãoda variânciados dados. A tabela 6.7 com a relevânciade cada autovetor na varian¸cados dados da amostra éapresentada abaixo.

Fatores F1 F2 F3 Autovalores 6.847 4.758 2.419 Contribui¸c˜aoindividual (%) 31.121 21.628 10.997 Contribui¸c˜aosomada (%) 31.121 52.748 63.745

Tabela 6.7 - Contribui¸cãodos autovetores 1, 2 e 3 na varian¸cados dados da amostra de Seyferts. Note que o autovetor 1 explica a maior parte da variânciados dados, seguido pelos autovetores 2 e 3. A contribui¸cão somada dos trêsautovetores éde 63,7%. 144 Cap´ıtulo6. Análisede uma amostra de Galáxiasde Seyfert

6.4.3 An´alisecomparativa de parˆametros

Uma análisemais detalhada éfeita no gráfico6.4, que apresenta a rela¸cãoentre os autovetores 1 e 3. Na regiãode baixa luminosidade háum grupo de Seyferts 2 que possuem caracter´ısticasparecidas. Define-se essa regiãocomo Seyfert 2b (as outras Seyferts do tipo 2 ssãodefinidas como 2a). Foi feita uma análisecomparativa entre certos parâmetros.Os resultados estãona tabela 6.8. As galáxiasforam divididas por tipo de Seyfert (1, 2a e 2b) e ordenadas de cima para baixo na tabela segundo o grau de ioniza¸cãode cada galáxia (baixa ioniza¸cãono topo de cada tipo de Seyfert e alta ioniza¸cãona parte de baixo de cada tipo de Seyfert). Note que háuma diferencia¸cãoentre as Seyferts 2b das Seyferts 2a. Enquanto o tipo 2b nãoé“compton thick”, possui uma massa de gásuma vez ionizado menor e provavelmente um núcleovirializado, as Seyferts 2a são“compton thick”, possuem uma maior massa de gásuma vez ionizado e provavelmente seus núcleossofrem alguma influênciaalémdo buraco negro, possivelmente de superventos, pois em geral sf 1/3 À 1. Outro resultado encontrado na análisefoi a divisãoencontrada entre as Seyferts 1. Nota-se que Seyferts 1 de baixa ioniza¸cãotendem a ter fontes compactas e “flat spectra”. Jáas Seyferts 1 de alta ioniza¸cãotendem a ter fontes extensas e “steep spectra”. Segundo

Ho e Ulvestad (2001), o “flat spectra” édefinido como αν ≥ −0.2.

6.5 NGC 6221 e NGC 7582

NGC 6221 e NGC 7582 estãolocalizadas no hemisfériosul. Por isso nãoforam inclu´ıdas no “survey” de Ho et al. (1997). No entanto, como esses objetos foram os alvos principais desta disserta¸cão,seria interessante ver quais sãoseus comportamentos frente a amostra de galáxiasSeyfert. Deve-se tomar cuidado com a interpreta¸cãodada a essas galáxias, uma vez que o espectro medido em Veron-Cetty e Veron (1986) sãode suas regiõesHII, responsáveis por maior parte do sinal dos espectros destas galáxias,como foi visto nos cap´ıtulos3 e 5. No autovetor 1, ambas as galáxiasaparecem 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¸cãoa amostra. Isso tambémévisto nas tabelas 6.2 e 6.3. A luminosidade em Se¸cão6.5. NGC 6221 e NGC 7582 145

1/3 Nome q Morf αν Log LFIR/LHα Log LFIR/Lx Log LFIR/Ledd Cthick Sf 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 - - Análisemanual da amostra de Seyfert. Algumas galáxiasnãoentraram efetivamente no PCA por faltarem alguns dados, como por exemplo NGC 3941 e NGC 4138, mas foi poss´ıvel fazer uma análisemanual delas. (1) Nome da galáxia(NGC); (2) Razãodo fluxo FIR com o fluxo em rádio;(3) Morfologia rádio(A - Amb´ıgua,C - Compacto, E - Extenso. Quando hácomplemento éa morfologia da regiãoextensa L - Linear e D - Difusa); (4) Índice espectral no rádio;(5) Razãoentre a luminosidade FIR e luminosidade da linha de Hα; (6) Razãoentre a luminosidade FIR e luminosidade em raio-x; (7) Razãoentre a luminosidade FIR e luminosidade de Eddington; (8) Comptonthick. A fonte écomptonthick −3 quando NH > 1024cm . (s - Sim, n - Nãoe d - duvidoso); (9) Parâmetrode virializa¸cão;(10) Massa do gásuma vez ionizado raio-x indica a presen¸cado AGN, porémcom a luminosidade em Hα a interpreta¸cãopode ser que a fonte de ioniza¸cãomais forte sãoas regiõesH II. No autovetor 2, as coordenadas para NGC 6221 e NGC 7582 são-2.880 e -1.041. Estes resultados implicam que ambas as galáxiaspossuem buracos negros centrais menos massivos em rela¸cãoa amostra de Ho et al. (1997). Ambas as galáxiassãoespirais com uma forte presen¸cade “starburst” em seus núcleos. Isso as insere dentro do efeito do “downsizing” verificado na amostra. 146 Cap´ıtulo6. Análisede uma amostra de Galáxiasde Seyfert

No autovetor 3, com coordenadas -1.506 para NGC 6221 e -0.998 para NGC 7582, é visto nos gráficos6.4 e 6.6 que ambas as galáxiasestãoem regiõesde Sy2. Isso estáde acordo com as observa¸cõesno ópticode Veron-Cetty e Veron (1986), afinal seus espectros revelam componentes de Sy 2 nas linhas de [O III] e caracter´ısticasde regiõesH II nas linhas permitidas e nas outras linhas proibidas (Phillips 1979, Veron et al. 1981 e Veron et al. 1981). As galáxiasNGC 6221 e NGC 7582 estãosempre localizadas próximasnos gráficos6.2, 6.4 e 6.6, o que possibilitaria definir um local para objetos do tipo “AGN/Starburst”. A análiseda se¸cão6.4.3 revela diferen¸casentre este grupo e as demais Seyferts. Devemos ter em mente que as medidas no espectro ópticode ambas as galáxiassãoprovenientes de suas regiõesH II. Por isso, deve-se tomar cuidado com os valores encontrados para o parâmetro de virializa¸cão,especialmente em NGC 6221, onde suspeita-se de um AGN duplo, como discutido no cap´ıtulo4. O mesmo cuidado évalido para a massa de gásionizado.

6.6 Discuss˜aodos resultados

A análiseem componentes principais da amostra de galáxiasforneceu resultados interessantes, como a divisãode dois tipos de Sy2, e que os objetos compostos também ocupam um grupo a parte quando váriosparâmetrossãoanalisados ao mesmo tempo, que éo intuito do uso do PCA nesta amostra. A separa¸cãoentre os dois tipos de Sy2, vista na tabela 6.8, éclara e indica atéposs´ıveis origens para as Sy2b. Uma das propostas é que essas regiõessejam fotoionizadas por estrelas quentes, ou mesmo associada a “cooling flows”. A inclusãode NGC 6221 e NGC 7582 confirmou que ambas as galáxiaspossuem forte forma¸cãoestelar no núcleo,o que éamplamente discutido na literatura e tambémrevela- dos nos resultados dos cap´ıtulos3 e 5. Isto porque os espectros utilizados na amostra são provenientes de suas regiõesH II, uma vez que estes objetos dominam o sinal do espectro na faixa do óptico.Jáa correla¸cãode NGC 6221 e NGC 7582 no autovetor 1 com a luminosidade em raio-x indica a presen¸cade AGNs tipo Seyfert 2 em ambas as galáxias.Porém, o PCA nãorevela caracter´ısticasde Sy 1 em NGC 6221 e NGC 7582. Isso indica que uma análisemais profunda, como a desenvolvida nesta disserta¸cão,ou a espectropolarimetria, pode ser necessáriapara encontrar caracter´ısticasde Sy1 em AGNs. Cap´ıtulo 7

Conclus˜oese perspectivas

O desenvolvimento de novas tecnologias de observa¸cãoastronômicatais como os IFUs possibilitaram a obten¸cãode um grande volume de dados. Cada observa¸cãopode ter dezenas de milhõesde pixels. Os métodos tradicionais de análiseespectroscópicasão limitados; novas estratégiase métodos precisam ser desenvolvidos. No presente trabalho, apresentamos a análisedos núcleosde duas galáxiascomplexas: NGC 6221 e NGC 7582. A complexidade advémdo fato de que essas galáxiasapresentam AGNs obscurecidos por poeira, ao mesmo tempo em que tem superposto emissãode regiões H II. Isto é,ao mesmo tempo em que o AGN éobscurecido, ele é,também,ofuscado. A análisede medidas feitas com IFU é,sem dúvida,apropriada. E´ necessáriauma grande quantidade de informa¸cãoespectral, com a melhor resolu¸cãoespacial poss´ıvel. Nes- sas circunstânciastemos sempre um problema de falta de fótons.O advento de telescópios de 8 metros, sem dúvida,éum passo essencial para a nova etapa da pesquisa desses objetos. Participamos do desenvolvimento de uma sériede metodologias apropriadas para esse tipo de análise: corre¸cãoda refra¸cãoatmosférica;deconvolu¸cãoRicharson-Lucy; Tomo- grafia PCA etc. A aplica¸cãodessas metodologias a casos complexos, permitiu ao mesmo tempo aperfei¸coaras metodologias e aprender sobre detalhes dos objetos em análise. Uma das conclusõesimportantes foi a descoberta de um númerosignificativo de restos de supernovas (SNRs). Em ambas as galáxiasse observam um significativo número desses objetos que apresentam grau de ioniza¸cãobem variável. Ambas as galáxiastem duas regiõesH II dominantes, nas quais se vêmforma¸cãoestelar recente, com idades de 3 milhõesde anos em NGC 6221 e de 4 milhõesde anos em NGC 7582. Alémdisso descobri- mos em NGC 6221, dois aglomerados de estrelas Wolf-Rayet, cujas idades devem estar por 148 Cap´ıtulo7. Conclusõese perspectivas volta de 3 milhõesde anos. Essa galáxiatem uma curiosa onda de choque linear, a cerca de um segundo de arco do núcleo.Essa onda de choque éevidenciada pela forte emissãode [N I] 5200A. Associada a ela, tem 5 SNRs e uma candidata a estrela LBV. Esse fenômenoé inédito;desconhecemos que tal fenômenotenha sido observado em outras galáxias.Talvez o fenômenomais peculiar descoberto nessa pesquisa seja a evidênciade que o AGN de NGC 6221 éduplo, sendo espacialmente resolvido. Isso abre uma importante linha de investiga¸cãosobre o processo de coalescênciade buracos negros supermassivos. Confirma- mos a existênciade um cone de ioniza¸cãona galáxiaNGC 7582. Alémdisso, propomos a identifica¸cãodo SNR da estrela que explodiu háuma década,próximado núcleo. A complexidade dessas duas galáxiasse deve ao fato de elas terem tido eventos de fusãohá cerca de um bilhãode anos atrás. Inserimos as duas galáxiasnuma amostra maior de Seyferts do tipo 1 e 2. O objetivo érealizar uma análisePCA das propriedades dessa amostra e verificar como as caracter´ısticasdessas duas galáxiasse correlacionam com a amostra mais abrangente. Sem dúvidao caminho delineado aqui se mostra promissor no sentido de entendermos a f´ısica,a geometria e a evolu¸cãode AGNs e sua intera¸cãocom o meio ambiente. A disponibilidade de espectrógrafosIFU nos telescópiosGemini e, futuramente, no SOAR dãouma oportunidade para a astronomia brasileira trazer contribui¸cões significativas para o estudo dessa área.Nesse sentido estamos propondo dar continuidade no trabalho com as seguintes perspectivas:

• Aprofundar a análiseem curso das galáxiasNGC 6221 e 7582, refinando o processa- mento de dados existentes e publicando artigos contendo seus resultados.

• Para a fase de doutorado nossa proposta érealizar a análisede uma amostra de 10 galáxiaspróximascujos dados jáforma obtidos com o IFU nos telescópiosGemini. Sãogaláxiasnas quais nãose tem not´ıciade AGN, mas que tem bojos massivos. E,´ pois, poss´ıvel que haja AGNs de muito baixa luminosidade. A sua descoberta e caracteriza¸cãosãofundamentais para caracterizar a limite inferior de sua fun¸cãode luminosidade. A análisedessa amostra seráiniciada assim que o mestrado estiver conclu´ıdo.

• Tomografia PCA de galáxiasdo banco de dados do Gemini e de outros telescópios tanto no ópticocomo no infravermelho próximo. Cap´ıtulo7. Conclusõese perspectivas 149

• Realizar uma analise PCA de uma grande amostra de galáxiaspróximas,contendo o maior númerode parâmetrosposs´ıvel. O objetivo éentender os diversos mecanismos envolvidos nesse tipo de objetos. 150 Cap´ıtulo7. Conclusõese perspectivas ReferênciasBibliográficas

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Apˆendice A

Primeira p´aginade artigos publicados de minha co-autoria A&A 447, L1–L4 (2006) Astronomy DOI: 10.1051/0004-6361:200500227 & c ESO 2006 Astrophysics

Assisted stellar suicide in V617 Sagittarii

J. E. Steiner1,A.S.Oliveira2,3,D.Cieslinski4, and T. V. Ricci1

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 Letter to the Editor 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 × 106 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 that display properties quite similar to those of CBSS, but are not detected as supersoft sources. They may be the galactic Compact Binary Supersoft X-ray Sources (CBSS) are a class counterpart of the CBSS. The soft photons are either absorbed of objects that share in common a set of properties. They are by the stellar wind or by the interstellar medium (or both). In ∼ luminous ( Eddington luminosity) sources of soft (15–70 eV) case this hypothesis is correct, these two classes should share a X-ray photons and were initially discovered in the Magellanic number of properties in common. For example, the time varia- Clouds by the Einstein observatory and ROSAT. The CBSS tion of the orbital period should be high and similar in the two are thought to be cataclysmic binaries in which the secondary situations – and this could be a critical test for the hypothesis is more massive than the primary star. In this situation, when of the CBSS – V Sge connection. the secondary ﬁlls its Roche lobe a dynamical instability oc- curs and the mass transfer takes place on the thermal time- What do we expect in terms of the orbital period time scale, which is about 10 million years for donor stars of 1– derivative? In the scenario of dynamical instability, we ex- 1.5 M. This produces accretion rates 100 times larger than pect that the orbital period decreases with time. There is only in normal cataclysmic variables and causes hydrostatic nuclear one such object for which the period derivative has been mea- burning on the surface of the white dwarf (see Kahabka & sured: V Sge. Its period, in fact, decreases with a time-scale van den Heuvel 1997 for a review). of 5 million years (Patterson et al. 1998). However, this sce- Only two CBSS (MR Vel and QR And) are found in the nario only predicts the existence of orbital periods longer than Galaxy, where one should ﬁnd about a thousand. This is pre- 6 h (Deutschmann 1998; King et al. 2001). For periods smaller sumably due to the absorption of their soft X-ray emission than this limit, the mass transfer is too small for nuclear burn- by the interstellar gas in the Galactic plane. V Sagittae stars ing to occur. This limitation on the orbital period imposes a (Steiner & Diaz 1998) were proposed as a new class of binaries problem to the interpretation of the short orbital period sys- tems among CBSS (SMC 13 and RX J0537.7-7034) and among Based on observations made at Laboratório Nacional de V Sge stars (V617 Sgr), which have orbital periods shorter than Astrofísica/CNPq, Brazil. 5h.

Article published by EDP Sciences and available at http://www.edpsciences.org/aa or http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361:200500227 Mon. Not. R. Astron. Soc. 000, 1–8 (2008) Printed 27 August 2008 (MN LATEX style ﬁle v2.2)

PCA Tomography: how to extract information from datacubes⋆

J. E. Steiner1†, R. B. Menezes1, T.V. Ricci1 and A. S. Oliveira2 1Instituto de Astronomia, Geof´ısica e Ciências Atmosféricas, Universidade de São Paulo, 05508-900, São Paulo, SP, Brasil 2IP&D, Universidade do Vale do Para´ıba, Av. Shishima Hifumi, 2911, CEP 12244-000, São Josédos Campos, SP, Brasil

Accepted . Received

ABSTRACT Astronomy has developed basically with the use of spectroscopic and imaging techniques, 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 spectral 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 uncorrelated coordinates ordered by principal components of decreasing variance. The new coordinates are called eigenvectors and the projections of the data on these coordinates are called tomograms. The association of the tomograms (images) to eigenvectors (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 physical 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 processing – techniques: spectroscopic – galaxies: active.

1 INTRODUCTION datacubes of large proportions that present data in tree di- mensions: two spatial and one spectral. The analysis of these Along the XX Century, Astronomy has developed basically data may become complex and exhausting, as it may involve with the use of image and spectral techniques, produced sep- tens of millions of pixels. More dramatic is that, given this arately. To extract information from these types of data, re- complexity, only some restricted subset of the data ends up quires relatively simple tools. With the advent of panoramic being analyzed (kinematical maps, line flux ratios, extinc- spectroscopic devices such as Integral field units – IFU – tion and excitations maps, etc.); the rest is frequently ig- and Fabry-Perot spectrographs, it is possible to construct nored. New techniques that allow us to extract information in a condensed, fast and optimized form are necessary and ⋆ Based on observations obtained at the Gemini Observatory, welcome. which is operated by the Association of Universities for Re- In this paper we present a method of datacube anal- search in Astronomy, Inc., under a cooperative agreement with ysis that uses Principal Component Analysis – PCA. This the NSF on behalf of the Gemini partnership: the National Sci- method condenses the significant part of the information ence Foundation (United States), the Science and Technology Fa- associated to the data, with real dimensional reduction, facilities Council (United Kingdom), the National Research Council (Canada), CONICYT (Chile), the Australian Research Council cilitating its interpretation and identification of latent vari- (Australia), Ministério da Ciência e Tecnologia (Brazil) and SE- ables and structures. PCA transforms the data expression CYT (Argentina). from a set of correlated variables into a set of uncorrelated † E-mail: [email protected] (JES) variables, ordered by their principal components. The goal

c 2008 RAS Page 1 of 6

Mon. Not. R. Astron. Soc. 000, 1–6 (2008) Printed 1 August 2008 (MN LAT X style file v2.2) E 1 2 3 4 Mapping low and high density clouds in astrophysical 5 ⋆ 6 nebulae by imaging forbidden line emission 7 8 1 1 1 2 9 J. E. Steiner †, R. B. Menezes , T.V. Ricci and A. S. Oliveira 10 1Instituto de Astronomia, Geof´ısica e Ciências Atmosféricas, Universidade de São Paulo, 05508-900, São Paulo, SP, Brasil 2 11 IP&D, Universidade do Vale do Para´ıba, Av. Shishima Hifumi, 2911, CEP 12244-000, São Josédos Campos, SP, Brasil 12 13 14 Accepted . Received 15 16 ABSTRACT 17 Emission line ratios have been essential for determining physical parameters such 18 as gas temperature and density in astrophysical gaseous nebulae. With the advent 19 of panoramic spectroscopic devices, images of regions with emission lines related to 20 these physical parameters can, in principle, also be produced. We show that, with 21 observations from modern instruments, it is possible to transform images taken from 22 density sensitive forbidden lines into images of emission from high and low-density 23 clouds by applying a transformation matrix. In order to achieve this, images of the 24 pairs of density sensitive lines as well as the adjacent continuum have to be observed 25 and combined. 26 We have computed the critical densities for a series of pairs of lines in the in- 27 frared, optical, ultraviolet and X-rays bands, calculated the pair line intensity ratios 28 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 29 new information of astrophysical interest, especially for mapping low and high-density 30 clouds. 31 32 Key words: Atomic processes – techniques: image processing – techniques: spectro- 33 scopic – ISM: clouds. 34 35 36 37 1 INTRODUCTION tio of the auroral to the nebular components, for example, for the Carbon-like 2p2 and the Silicon-like 3p2 ions. A clas- 38 Forbidden line intensity ratios from given species (O+,O++, sical intensity ratio is that of [O iii] Iλ4363/Iλ5007. Aver- 39 N+,S+) have been widely used in the literature to derive age electron densities are obtained, for example, from the 40 average electron temperatures and densities in astrophysical 3 3 Nitrogen-like 2p and Phosphorus-like 3p ions. Intensity 41 nebulae. The method for measuring the electron tempera- ratios, used very often, are those of [O ii] Iλ3726/Iλ3729 42 ture was suggested by Menzel, Aller & Hebb (1941) while the and [S ii] Iλ6716/Iλ6731 lines. With the development of in- idea of using the [O ii] line intensity ratios to measure elec- 43 frared, ultraviolet and X-ray detectors, other pairs of lines tron densities was suggested by Aller, Ufford & van Vleck 44 have also been used. A comprehensive review on the subject (1949) and worked out quantitatively by Seaton (1954) for 45 is given in Osterbrock & Ferland (2006). 46 both [O ii] and [S ii] lines. An early review of these methods In the traditional single aperture spectroscopic ap- 47 is given by Seaton (1960). Since then, intensity ratios for proach, one obtains a single spectrum of a given object and 48 lines from many other species have been proposed and used. Electron temperatures are sensitive to the intensity ra- only one intensity ratio is measured. This has the obvious 49 disadvantage of providing a single average property (tem- 50 perature and/or density) for the object at a time for a sin- 51 ⋆ Based on observations obtained at the Gemini Observatory, gle object or along the slit. With the development of two- 52 which is operated by the Association of Universities for Re- dimensional spectroscopic devices such as the Integral Field 53 search in Astronomy, Inc., under a cooperative agreement with Units (IFU) and Fabry-Perot instruments, a new approach is 54 the NSF on behalf of the Gemini partnership: the National Sci- possible as one can obtain simultaneously the average prop- 55 ence Foundation (United States), the Science and Technology Fa- erty along the line of sight for each point of the object on 56 cilities Council (United Kingdom), the National Research Council the sky, if the object is spatially resolved. (Canada), CONICYT (Chile), the Australian Research Council 57 (Australia), Ministério da Ciência e Tecnologia (Brazil) and SE- In this paper we present a method of transforming two 58 CYT (Argentina). images of density-sensitive emission lines into two other im- 59 † E-mail: [email protected] (JES) ages, of high and low-density cloud emission. We demon- 60 c 2008 RAS