Quantificando outflows em AGNs próximos

TítuloQuantifying Feedback from Narrow Line Region Outflows in Nearby Active Galaxies. III. Results for the Seyfert 2 Galaxies Markarian 3, Markarian 78, and NGC 1068.

Autores: Mitchell Revalski et al. 

Instituição do primeiro autor: Space Telescope Science Institute, Baltimore, EUA

Status: Aceito pela ApJ (acesso aberto).

Além de nosso olhar terrestre, uma raça especial de galáxias “ativas” povoa nosso universo. Dentro dessas galáxias dinâmicas residem os “Núcleos Galácticos Ativos” (AGN) – buracos negros supermassivos centrais que acumulam matéria ativamente. Esses AGN operam como máquinas celestiais, convertendo energia gravitacional em “feedback” de AGN (por exemplo, ventos altamente energéticos, jatos poderosos ou fluxos de saída que arrastam gás ionizado e molecular).

Além disso, embora entendamos a natureza básica deste processo de conversão, ainda estamos ansiosos para compreender a física fundamental do feedback de AGN e seu papel em evolução de galáxias.

Para restringir melhor a evolução do feedback de AGN, estudar fluxos de saída (ou outflows) que se estendem da região nuclear de uma galáxia até suas bordas pode ser extremamente valioso para traçar um quadro completo. Além disso, fotometria e espectroscopia espacialmente resolvidas , que fornecem imagens e espectros únicos para diferentes regiões de uma galáxia, são vitais nesse sentido! Os autores do artigo de hoje aproveitam os dados espacialmente resolvidos do Telescópio Espacial Hubble (HST) – em conjunto com os dados do Apache Point Observatory (APO) – para avaliar outflows em três galáxias que hospedam AGN (Mrk 3, Mrk 78 e NCC 1068; Figura 1).

Munidos com espectroscopia espacialmente resolvida, os autores ajustam perfis gaussianos a linhas de emissão proeminentes em sua amostra (por exemplo, [OIII] λ5007 e Hα) que são frequentemente usados para rastrear outflows. Usando vários componentes de ajuste, eles determinam a intensidade (principalmente usando fluxo de [OIII]) e propriedades de velocidade (isto é, componentes cinemáticos; determinados pelo centróide de linha, largura e altura acima do contínuo) para os outflows de cada galáxia.

Figura 1: Imagens compostas por cores do HST de Mrk 3 (canto superior esquerdo), NGC 1068 (canto superior direito) e Mrk 78 (canto inferior). A imagem de Mrk 78 tem um retângulo de inserção retangular, onde as linhas sólidas diferenciam os locais e larguras de fenda das observações, com HST (fenda de 0,2 ”) em preto e APO (fenda de 2,0” de largura) em cinza. As fendas do HST e do APO se sobrepõem espacialmente e são truncadas no retângulo tracejado para maior visibilidade. A emissão brilhante branco-azul perto dos núcleos mostra gás ionizado por AGN, o branco difuso é principalmente a emissão contínua estelar e as faixas e manchas escuras são devidas à poeira. Os aglomerados vermelhos em NGC 1068 são regiões HII criadas pela formação de estrelas fora do núcleo. [Figura 1 do artigo]

A Figura 2 mostra como a intensidade dos outflows em cada galáxia varia com a distância galactocêntrica (levando em consideração os efeitos de projeção). Geralmente, com Mrk 3 sendo a exceção, eles acham que os outflows em sua amostra são agrupados e não homogêneos. Mais reveladores, porém, são a cinemática dos outflows (por exemplo, a taxa de fluxo de massa, energia cinética, taxa de fluxo de energia cinética, momento e taxa de fluxo de saída de momento). Usando o código de fotoionização CLOUDY, os autores modelam as densidades de gás, parâmetros de ionização, abundâncias elementares e conteúdo de poeira para as galáxias. Esses parâmetros são então usados para encontrar a massa do gás ionizado transportado ao longo das saídas, o que é crítico para determinar as características energéticas do outflow.

Figura 2: Perfis de massa de gás espacialmente resolvidos (superior) e as taxas de fluxo de massa (inferior) para NGC 4151 (Crenshaw et al. 2015), NGC 1068 (este trabalho), Mrk 3 (este trabalho), Mrk 573 (Revalski et al. 2018a), Mrk 78 (este trabalho) e Mrk 34 (Revalski et al. 2018b). A luminosidade bolométrica logarítmica para cada AGN é fornecida entre parênteses. As massas e taxas de outflow são a quantidade em cada intervalo radial, não totais incluídos, e cada alvo tem um tamanho de intervalo diferente. [Figura 11 no artigo]

A luminosidade bolométrica do AGN mede a luminosidade total emitida por um AGN em todos os comprimentos de onda. Ela efetivamente oferece uma visão direta sobre a eficiência de energia e acreção do AGN. Usando medições de luminosidade de [OIII], os autores determinam a luminosidade bolométrica para cada galáxia e a comparam com as propriedades cinemáticas dos outflows de cada galáxia (Figura 3).

Eles descobrem que todas as propriedades cinemáticas que medem em sua amostra se correlacionam com a luminosidade bolométrica do AGN. Em essência, quando há mais combustível disponível, mais gás é capaz de ser ionizado, o que aumenta as taxas e velocidades do outflow.

No entanto, quando eles inspecionam a cinemática do outflow de cada galáxia em função da distância, eles encontram resultados ainda mais intrigantes. Para Mrk 78, eles detectam uma energia cinética estável em função da distância galactocêntrica. Comparativamente, os perfis Mrk 1068 e Mrk 3 atingem o pico próximo ao núcleo (isto é, o 500 pc central) antes de decair exponencialmente (Figura 2). Isso pode servir como evidência preliminar para dois modelos de outflow, conforme sugerido por outros autores: 1) um fluxo nuclear constante conduz outflows devido o AGN e produz perfis cinemáticos que atingem o pico próximo ao centro galáctico (<500 pc) antes de cair, e 2) outflows podem ser conduzido por campos de radiação em distâncias estendidas além da região nuclear, sustentando esses perfis cinemáticos.

Figura 3: A massa total, energia cinética e momento dos outflows (coluna da esquerda), bem como as taxas máximas de massa, energia cinética e momento dos outflows (coluna da direita) para cada AGN em função da luminosidade bolométrica, com valores exatos fornecido entre parênteses. Nota, NGC 4151, Mrk 573 e Mrk 34 foram analisados em um artigo anterior e são fornecidos nesta figura para referência. Em geral, todas as quantidades energéticas totais e de máximo estão positivamente correlacionadas com o aumento da luminosidade bolométrica de AGN. [Figura 14 do artigo]

O artigo de hoje oferece uma visão sobre a natureza fundamental dos outflows em AGN. Usando o Telescópio Espacial Hubble e o Observatório Apache Point, os autores analisam uma série de linhas de emissão para as galáxias em sua amostra para determinar a morfologia de seus outflows impulsionados por AGN. Eles descobrem que esses outflows são geralmente não homogêneos e aglomerados. Além disso, sua análise cinemática revela que a massa de gás ionizado escala com o poder do AGN (ou seja, luminosidade bolométrica do AGN) – mais combustível leva a mais gás ionizado que impulsiona outflows mais poderosos.

Reconhecidamente, questões intrigantes ainda persistem em relação aos outflows de AGN; por exemplo, qual é o papel de uma galáxia companheira? Quais são os impactos dos outflows na formação de estrelas? No entanto, o jornal de hoje nos fornece um passo essencial na direção certa!


Adaptado de Shine On You Crazy Outflow!, escrito por James Negus.

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