UNIVERSIDADE FEDERAL DO RIO GRANDE DO SUL INSTITUTO DE FÍSICA EMISSÃO INFRA - VERMELHA DE GALÁXIAS IRAS Charles José Bonatto Tese realizada sob a orientação da Dra. Miriani G. Pastoriza e apresentada ao Instituto de Física da UFRGS, em preenchi- mento parcial dos requisitos para a obtenção do título de Doutor em Física. Porto Alegre 1992 *Trabalho financiado pelo Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico (CNPq). Aos meus pais, irmãos e cunhados. Agradecimentos À Miriani Pastoriza por sua orientação e confiança; À Sebastian Lípari por ter fornecido as observações de CASLEO; A todo o pessoal do Departamento de Astronomia, pelos bons momentos que têm sido proporcionados; Ao pessoal da Biblioteca, em especial à Zuleika e à Ana; A todas as pessoas que direta ou indiretamente contribuíram para este trabalho; Ao CNPq, pelo financiamento deste trabalho; À FAPERGS, pelo apoio financeiro em um dos turnos em Tololo. Resumo Galáxias ativas emitem fortemente no infra-vermelho. Grãos de poeira, aquecidos por fótons Ultra-Violeta e ópticos absorvem estes fótons e os re-emitem no infra-vermelho. Atualmente, esta é a interpretação mais provável para esta emissão no infra-vermelho. Neste trabalho, desenvolvemos um modelo para a emissão e distribuição espacial dos graõs de poeira, incluindo a contribuição de uma lei-de-potência. Usamos galáxias com observações no óptico e no infra-vermelho, separando-as em Seyfert tipo 1 e 2, para analisar as relações entre luminosidades de linhas de emissão no óptico e a luminosidade no infra-vermelho (LIR). Contando o número de galáxias com L r.. dentro de um determinado intervalo, mostramos que as distribuições de LIR de Seyferts tipo 1 e 2 são quase idênticas. Através da análise dos índices de cor no infra-vermelho e de razões entre L IR e LHE,, e LIR e L[arin, mostramos como os dois tipos de galáxias Seyfert podem ser interpretados pelo mesmo modelo, apenas variando as condições do modelo para diferenciá-las. Abstract Active galaxies do emit strongly in the infra-red. Dust grains heated by Ultra-Violet and optical photons absorb these photons and re-emit them in the infra-red. Presently, this is the most probable interpretation for the infra-red emission. In this work, we develop a model for the dust grains emission and spatial distribution, including the contribution from a power-law. We study galaxies with optical and infra-red observations, separating them in type 1 and 2 Seyferts, in order to analyse the relationships between the luminosity of optical emission lines and the infra-red luminosity (L, R). By counting the number of galaxies with L IR within a given bin, we show that the L IR, distributions of type 1 and 2 Seyferts are almost identical. Through the analysis of infra-red color indices and the ratios between LIR and LHa, and L[oiijJ, we show how the two types of Seyfert galaxies can be interpreted by the same model, just allowing variation of the model conditions to separate them. índice INTRODUÇÃO 2 I MODELO DE EMISSÃO DE POEIRA 8 I.1 Introdução 8 1.2 O Modelo Adotado 8 1.2.1 Visualização do modelo 14 1.3 Índices de Cor 19 1.3.1 Diagramas Cor-Cor 23 1.4 A Inclusão de Uma Lei-de-Potência 23 II A AMOSTRA DE GALÁXIAS 32 II.1 Introdução 32 11.2 Apresentação da Amostra 32 11.2.1 Galáxias observadas no CASLEO 32 11.2.2 Galáxias observadas no Cerro Tololo 34 11.2.3 Compilação de galáxias 39 11.3 Obtenção dos Fluxos das Linhas de Emissão 49 11.3.1 Avermelhamento interno 50 11.4 Luminosidades no Óptico e no Infra-Vermelho 56 III POPULAÇÃO ESTELAR E CLASSIFICAÇÃO ESPECTRAL 61 111.1 Introdução 61 i Índice ii 111.2 População Estelar 61 111.3 Classificação Espectral 64 111.3.1 Dados Ópticos 64 111.3.2 Dados no Infra-Vermelho. 67 IV PROPRIEDADES NO ÓPTICO vs. INFRA-VERMELHO 70 IV.1 Efeito da Emissão da Galáxia nos Índices de Cor 70 IV.2 Distribuição das Galáxias em Termos de LIR 72 IV.3 Diagramas Cor-Cor. 74 IV.3.1 Separação das galáxias em grupos. 74 IV.3.2 Visualização dos Grupos nos Diagramas Cor-Cor 78 IV.4 Comparação da Luminosidade no Infra-Vermelho com Luminosidades no Óptico 79 V CONCLUSÃO 88 A PROPRIEDADES ANALÍTICAS DO MODELO DE EMISSÃO 91 A.1 Comportamento Assintótico de Lp, e dos Índices de Cor Com a Temperatura 91 A.2 Comportamento dos Índices de Cor Para /3 » 1 92 A.3 Energia Total Emitida Pelos Grãos 94 A.4 Massa Total da Distribuição de Poeira 95 B LISTAGEM DO PROGRAMA DUST 97 C ARTIGOS PUBLICADOS QUE FORAM CITADOS AO LONGO DA TESE 98 Referências 99 Relação das Tabelas II.1 Dados gerais referentes às galáxias IRAS da primeira amostra 34 11.2 Dados gerais referentes às galáxias IRAS da segunda amostra que constam em de Grijp et al. (1987) 40 11.3 Dados referentes às galáxias IRAS da segunda amostra e que não constam em de Grijp et al. (1987) 43 Galáxias da terceira amostra classificadas como Seyfert 1. 44 Galáxias da terceira amostra classificadas como Seyfert 2. 47 Galáxias da terceira amostra classificadas como LINERs. 49 Galáxias da terceira amostra classificadas como Regiões IIII nucleares. 50 Fluxos integrados, observados e corrigidos, de linhas das galáxias com 1 componente em Ha da amostra do CASLEO 53 Fluxos integrados, observados e corrigidos, de linhas das galáxias com 2 componentes em Ha da amostra do CASLEO . 54 II.10 Fluxos integrados, observados e corrigidos, de linhas das galáxias com 1 componente em Ha da amostra de Tololo 55 II.11 Fluxos integrados, observados e corrigidos, de linhas das galáxias com 2 componentes em Ha da amostra de Tololo . 57 11.12 Luminosidades de linhas no óptico e no infra-vermelho para as galáxias da amostra de CASLEO. 58 11.13 Luminosidades de linhas no óptico e no infra-vermelho para as galáxias da amostra de Tololo 59 iii RELAÇÃO DAS TABELAS iv 11.14 Luminosidades no óptico de algumas galáxias muito brilhantes no infra- vermelho 60 IV.1 Densidades de fluxo das componentes Seyfert e Galáxia, normalizadas à S12. 71 IV.2 Valores médios dos índices de cor, densidades de fluxo (normalizadas à S60 = 1), e da luminosidade no infra-vermelho, para os grupos de Seyfert 1. 76 IV.3 Valores médios dos índices de cor, densidades de fluxo (normalizadas à 860 = 1), e da luminosidade no infra-vermelho, para os grupos de Seyfert 2. 76 A.1 Índices de cor calculados para várias temperaturas de evaporação corre- spondentes a modelos com fi » 1. 94 Relação de Figuras 1.1 Seqüência de modelos para T„=1500, 800, e 350K, e P=0, 0.5, e 1.0 . 15 1.2 Seqüência de modelos para T„=1500, 800, e 350K, e P=1.5, 2.0, e 10 . 16 1.3 Máximo da emissão (L y = v1,,,D) Amas em função de r2/ri(à esquerda) e de ,5' (à direita) 18 1.4 Índices de cor para T ev=350K (à esquerda) e T„=500K (à direita), em função de [3 e parametrizados por r2/ri 20 1.5 Índices de cor para T ev=800K (à esquerda) e T ev=1000K (à direita), em função de ,3 e parametrizados por r 2/ri 21 1.6 Índices de cor para T„.1500K, em função de i6 e parametrizados por r 2/ri . 22 1.7 Diagramas Cor—Cor para T ev=350K (à esquerda) e Tev=500K (à direita). 24 1.8 Diagramas Cor—Cor para T ev=800K (à esquerda) e Tev=1000K (à direita). 25 1.9 Diagramas Cor—Cor para T ev=1500K. 26 1.10 Diagramas cor-cor para T ev=350K incluindo efeitos de uma lei-de-potência. 28 1.11 Diagramas cor-cor para T„=800K incluindo efeitos de uma lei-de-potência. 29 1.12 Diagramas cor-cor para T ev=1500K incluindo efeitos de uma lei-de-potência. 30 II.1 Espectros das galáxias 10019-7926, 12020-5635 e 12055-5211 já corrigidos por avermelhamento Galáctico e pelo "redshift" , calibrados no comprimento de onda de repouso e em fluxo absoluto 35 11.2 Espectros das galáxias 10137-2230, 10310-5131 e 10336-1641 já corrigidos por avermelhamento Galáctico e pelo "redshift", calibrados no comprimento de onda de repouso e em fluxo absoluto 36 v RELAÇÃO DAS FIGURAS vi 11.3 Espectros das galáxias 11249-1308, 11548-0344, e 11958-1818 já corrigidos por avermelhamento Galáctico e pelo "redshift", calibrados no comprimento de onda de repouso e em fluxo absoluto 37 11.4 Espectros das galáxias 10135-1307, 11258-3039, e 11834-6728 já corrigidos por avermelhamento Galáctico e pelo "redshift" , calibrados no comprimento de onda de repouso e em fluxo absoluto 38 11.5 Espectros das galáxias IRAS Seyfert 1 1058-3242, 11840-6225, e 11917- 5846, já corrigidos por avermelhamento Galáctico e pelo "redshift" , cali- brados no comprimento de onda de repouso e em fluxo absoluto. 41 11.6 Espectros das galáxias IRAS Seyfert 2 12016-5247, 12325+0830, e 12048- 5715, já corrigidos por avermelhamento Galáctico e pelo "redshift", calibra- dos no comprimento de onda de repouso e em fluxo absoluto. 42 11.7 Exemplos da decomposição por Gaussianas de linhas de emissão da galáxia Seyfert 1 10137-2230. Painel (a) mostra HO + [0111] À5007 , e Painel (b) Ha + [N11]À6548,83. 51 III.1 O espectro da galáxia IRAS Seyfert 2 11958-1818 é mostrado antes (a) e após (c) a subtração do "template" de população estelar S2 (b).