Perfis de duplo-pico : revelando a presença de discos de acreção na região de linhas largas de galáxias ativas

• Autor(a) principal: Schimoia, Jáderson da Silva
• Data de Publicação: 2015
• Tipo de documento: Tese
• Idioma: por
• Título da fonte: Biblioteca Digital de Teses e Dissertações da UFRGS
• Texto Completo: http://hdl.handle.net/10183/130847
• topic: Galáxias ativas; Nucleo galatico; Discos de acrecao; Buracos negros

A energia emitida pelos núcleos ativos de galáxias (AGN’s) ´e provida através do escoamento acretivo de matéria em direção ao buraco negro super massivo central (SMBH). Tal escoamento se da sob a forma de um disco de acreção. As principais evidências observacionais da presença do disco são: (i) sua emissão térmica nos AGN’s mais luminosos, que d´a origem ao chamado big blue bump observado na região espectral do ultravioleta e (ii) a emissão de linhas largas com duplo-pico, entendidas como provenientes da recombinação do Hidrogênio nas regiões mais externas do disco de acreção. Os AGN’s menos luminosos, LLAGN’s, não apresentam o big blue bump, o que sugere que o disco de acreção tem uma natureza diferente; sua distribuição espectral de energia tem sido modelada através de um disco que é espesso na região interna, num regime de acreção de gás “radiativamente ineficiente”(RIAF), que é responsável pela emissão de fótons de mais alta energia (raios-X). Neste trabalho, apresentamos o monitoramento espectral de 2 LLAGN’s que apresentam linhas de emissão largas de Hα (FWHM _10.000 km/s) com duplo-pico: NGC1097 e NGC7213. Acredita-se que estas linhas sejam emitidas pelo g´as que se encontra na parte mais externa do disco de acreção, que ´e ionizado pelos raios-X emitidos pelo RIAF central. No caso de NGC1097, monitoramos o AGN em raios-X e UV – usando o satélite Swift, e também o perfil em duplo-pico – usando o telescópio SOAR entre agosto de 2012 e fevereiro de 2013. Este monitoramento permitiu que estudássemos a amplitude variacional de cada uma das curvas de luz obtidas e também aplicássemos a técnica de correlação cruzada entre as curvas de luz de raio-X e do ótico com o objetivo de elucidar se as variações no perfil em duplo-pico são reverberações das variações do contínuo ionizante de alta energia. Através deste monitoramento conseguimos colocar vínculos do limite superior para a escala de variabilidade mais curta do perfil, _ 5 dias, assim como através da modelagem dos perfis colocar vínculos na estrutura da região emissora. No caso de NGC7213 monitoramos o perfil em duplopico do AGN entre setembro de 2011 e julho de 2013. Observamos variabilidades do perfil em duas escalas de tempo: (1) a mais curta, entre 7 e 28 dias, associada as variações do fluxo total integrado do perfil e outra (2) mais longa & 3 meses, nas variações da intensidade relativa dos fluxos dos lados azul e vermelho do perfil e associada a escala de tempo dinâmica do disco de acreção. Modelamos a emissão em duplo-pico deste objeto como originária de um disco de acreção Kepleriano e relativístico, cujas características de variabilidade observadas podem ser explicadas através da rotação de um braço espiral no disco cuja emissão ´e maior do que a do disco subjacente. Por fim, estendemos a modelagem dos perfis de emissão largos de Hα para as galáxias Seyfet 1 do Palomar Sky Survey of Nearby Galaxies que apresentam emissão em duplo-pico: NGC3516, NGC4151, NGC4235, NGC5273, NGC5548. Concluímos que os perfis de emissão largos nesses objetos mais luminosos requerem uma modelagem com duas componentes: (1) uma muito larga e de duplo-pico que ´e originária da emissão do gás no disco de acreção; (2) e outra componente Gaussian de mais baixa velocidade para reproduzir a parte mais central do perfil, associada ao gás localizado além do disco. Identificamos que a componente disco é dominante em relação a emissão e que o angulo de inclinação do disco é o parâmetro mais importante na modelagem do perfil desses objetos. A geometria tipo disco tem implicações para a determinação da massa do buraco negro em galáxias ativas através do produto virial e identificando a relação entre o fator f e a largura da linha propomos um aprimoramento na obtenção de M• em galáxias ativas.