1.6.1 A regi˜ ao de linhas largas
Uma das caracter´ısticas mais predominantes do espectro ultravioleta (UV), ´optico, e do infra-vermelho pr´oximo (near infrared - NIR) dos n´ucleos ativos de gal´axias (AGN’s) ´e a presen¸ca de linhas de emiss˜ao alargadas. Embora saibamos que essas caracter´ısticas surgem de escalas espaciais n˜ao muito maiores do que o disco de acre¸c˜ao a geometria da BLR e cinem´atica das nuvens ´e ainda tema de debate na comunidade astronooˆomica que estuda AGN’s.
Uma caracter´ıstica de particular importˆancia das linhas de emiss˜ao alargadas ´e que elas s˜ao, por defini¸c˜ao, resolvidas no espa¸co de velocidades projetadas na linha de visada, e suas grandes larguras, da ordem de 2000 a 5000 km s−1, n˜ao deixam d´uvida que o principal mecanismo causador de tal alargamento ´e o movimento orbital das nuvens de g´as (ou filamentos, ou fluxos de g´as) com
Figura 1.6: Modelos de RIAF (linha tracejada/tra¸cos curtos), disco fino (linha tracejada/tra¸cos longos), jato (linha pontilhada), estarburst obscurecido (linha pontilhada e tracejada) comparados com a SED de NGC 1097. A soma de todas as componentes est´a mostrada em linha s´olida. O disco fino ´e truncado emrtr= 225RSch, dentro do qual h´a um RIAF. Figura adaptada deNemmen et al.
(2006)
compoem a BLR em torno do SMBH central. Existem evidˆencias observacionais que sugerem que cinem´atica da BLR pode ser bastante complexa:
1. O g´as circundante ao SMBH pode estar fluindo em dire¸c˜ao ao centro ajudando a alimentar o SMBH central;
2. Em algumas BLR’s h´a evidˆencia da presen¸ca de g´as na BLR em rota¸c˜ao num disco, como evi-denciado pelo perfil em duplo-pico bem pronunciado em algumas fontes (Eracleous & Halpern, 1994,Strateva et al.,2003,Gezari et al.,2007,Lewis et al.,2010), e por espectropolarimetria (Smith et al., 2004).
3. E tamb´em h´a evidˆencias de que a gravidade do SMBH ´e dominante para o movimento do g´as na BLR, embora em alguns casos a press˜ao de radia¸c˜ao tamb´em possa ter um papel relativamente importante (Marconi et al.,2008,Netzer & Marziani, 2010).
Apesar de existirem v´ınculos observacionais para velocidades do g´as na BLR, ela ainda n˜ao pode ser resolvida espacialmente e estabelecer a sua cinem´atica ´e algo bastante dif´ıcil pois o problema da invers˜ao ´e degenerado, ou seja, diferentes distribui¸c˜oes de nuvens combinadas com campos de velocidades diferentes, podem fornecer ajustes igualmente satisfat´orios.
Dessa forma, o desconhecimento sobre os detalhes da dinˆamica do g´as na BLR representa uma s´eria lacuna no nosso entendimento dos AGN’s e das calibra¸c˜oes necess´arias para o estudo da
co-evolu¸c˜ao entre os SMBH e suas gal´axias hospedeiras. Mesmo frente a todas estas dificuldades, nas ´ultimas d´ecadas, observa¸c˜oes espectrosc´opicas das linhas largas de Balmer tˆem se mostrado um excelente recurso para a determina¸c˜ao da massa dos SMBH’s e tamb´em das condi¸c˜oes f´ısicas do g´as circundante. Neste sentido, a t´ecnica de Mapas de Reverbera¸c˜ao (Reverberation Mapping – RM) tem not´oria importˆancia.
1.6.2 Mapas de Reverbera¸ c˜ ao
A t´ecnica de Mapas de Reverber¸c˜ao tem sido utilizada com o objetivo de entender a estrutura e a cinem´atica da BLR. Esta t´ecnica consiste em assumir que o cont´ınuo ionizante do AGN (com energia maior que 13,6 eV), a saber, o cont´ınuo azul, UV e raios-Xsoft, ´e produzido pela emiss˜ao de corpo negro das regi˜oes do disco de acre¸c˜ao mais internas e que est˜ao mais pr´oximas do buraco negro, onde as temperaturas podem chegar a ser da ordem de 105K ou maiores. O g´as da BLR, ´e ent˜ao ionizado por tal cont´ınuo, e dependendo das condi¸c˜oes de temperatura e densidade, pode ocorrer a recombina¸c˜ao entre os el´etrons e ´ıons do g´as ionizado. Uma das principais linhas permitidas de recombina¸c˜ao produzidas na BLR ´e a linha Hβda s´erie de Balmer, que ´e amplamente observada nas campanhas de RM.
Uma vez que a produ¸c˜ao linha de emiss˜ao larga ´e uma consequˆencia direta do processo de ioniza¸c˜ao pelo cont´ınuo do AGN, quando ocorrem varia¸c˜oes do fluxo ionizante, tais varia¸c˜oes somente ser˜ao percebidas pelo g´as da BLR depois de um tempo que ´e igual ao tempo que a radia¸c˜ao leva para viajar entre os arredores do SMBH e a BLR. Dessa forma, a aplica¸c˜ao mais simples desta t´ecnica consiste em monitorar as varia¸c˜oes do fluxo do cont´ınuo ionizante, geralmente o fluxo do cont´ınuo em 5100 ˚A, e o fluxo integrado da linha larga Hβ. As varia¸c˜oes do fluxo da linha v˜ao estar correlacionadas com as varia¸c˜oes do cont´ınuo ionizante atrav´es de um delay, que ´e exatamente a distˆancia entre a fonte ionizante central e a BLR, vincula-se assim, a distˆancia m´edia da BLR com respeito ao SMBH central.
Outras linhas de emiss˜ao do UV, como por exemplo as linhas Lyα λ1215, CIV λ1550, e Si IVλ1400, tamb´em tˆem sido estudadas com o objetivo de entender a estrutura e cinem´atica da BLR. Recentemente, essas linhas de emiss˜ao foram todas simultanamente monitoradas na gal´axia Seyfert 1 NGC 5548 (De Rosa et al., 2015) e os delays encontrados nas varia¸c˜oes dos fluxos dessas linhas com rela¸c˜ao ao cont´ınuo ficaram em torno de∼5 – 6 dias. Para a linha Hβ, os valores m´ınimo e m´aximo dos atrasos medidos, quando o AGN estava respectivamente em um estado de baixa e alta luminosidade, s˜ao τ(Hβ)∼4.2+0.9−1.3 (Bentz et al., 2009) eτ(Hβ)∼26.5+4.3−2.2 (Peterson et al., 2002).
Dessa forma, as linhas de emiss˜ao do UV, mencionadas anteriormente para essa gal´axia, sugerem que h´a uma estratifica¸c˜ao da BLR, ou seja, o g´as que emite as linhas de emiss˜ao com mais alto potencial de ioniza¸c˜ao est´a localizado, em m´edia, mais pr´oximo do SMBH central.
1.6.3 Determina¸ c˜ ao de M
•e o fator f
Com o objetivo de determinar a massa do buraco negro central, ´e necess´ario ter observa¸c˜oes de algum tra¸cador do potencial gravitacional do buraco negro (geralmente observa¸c˜oes de estrelas ou g´as). Neste sentido, Mapas de Reverbera¸c˜ao, podem fornecer as observa¸c˜oes da BLR fotoionizada cujos movimentos, na ausˆencia de press˜ao de radia¸c˜ao muito intensa, est˜ao dominados pelo po¸co de potencial do buraco negro.
Uma vez que a t´ecnica de RM permite determinar a distˆancia m´edia entre a BLR e o SMBH central, combinando esta medida com a largura de linha larga de Hβ, a qual se assume que reflete a dispers˜ao de velocidade do g´as quando o movimento deste est´a dominado pelo potencial gravitacional do buraco negro, pode-se estimar a massa do SMBH atrav´es do Teorema do Virial. DePeterson et al.
(2004):
M•=f×RBLR∆V2
G (1.7)
onde:
• M•: massa do SMBH central;
• RBLR: ´e o raio da BLR, obtido do produto entre a velocidade da luz e o tempo de atraso, τ, entre as varia¸c˜oes do fluxo do cont´ınuo ionizane e o fluxo da linha larga de Hβ;
• ∆V: ´e uma medida da dispers˜ao de velocidades orbitais t´ıpica das nuvens. Geralmente esta medida ´e tomada como largura a meia altura do perfil de emiss˜ao (full width at half maximmum – FWHM) ou a dispers˜ao da linha, ou seja, o segundo momento do perfil da linha. Essa medida
´e realizada tipicamente no espectro variacional da linha larga (espectro de rms) (Grier et al., 2012,Denney et al.,2010);
• f: fator num´erico da rela¸c˜ao, associado `as incertezas na determina¸c˜ao da geometria (incluindo a inclina¸c˜ao) e cinem´atica (rota¸c˜ao, fluxo de g´as para o centro ou para fora) da BLR;
• G: ´e a constante de gravita¸c˜ao Universal.
1.6.4 Linhas de emiss˜ ao largas com duplo-pico em gal´ axias Seyfert 1
A maioria das observa¸c˜oes de monitoramento de emissores de duplo-pico foram feitas tipicamente atrav´es observa¸c˜oes mensais ou ainda mais esparsas. Recentemente observa¸c˜oes do n´ucleo de NGC 1097 porSchimoia et al.(2012) incluiram algumas observa¸c˜oes com intervalos semanais e mostraram que existem varia¸c˜oes no fluxo total integrado da linha e na separa¸c˜ao entre os picos azul e vermelho em escalas de tempo de uma semana.
Esta escala de tempo de variabilidade curta, de aproximadamente uma semana, observada para o perfil em duplo-pico da NGC 1097 ´e da ordem dos atrasos (delays) encontrados entre as varia¸c˜oes do fluxo do cont´ınuo ionizante e o fluxo da linha larga emitida pela BLR nos estudos de Reverberation Mapping. Isto indica que o disco emissor da linha (exatamente modelado como um anel, mas continuar´a sendo referido como disco ao longo do texto) na NGC 1097 est´a a uma distˆancia da fonte ionizante central que ´e tipica da regi˜ao de linhas largas de gal´axias Seyfert 1 pr´oximas (Peterson et al.,2004) de luminosidade compar´aveis.
Como mencionado anteriormente, algumas gal´axias Seyfert 1 apresentam, em pelo menos alguma ocasi˜ao, evidˆencia de uma componente tipo disco no perfil das linhas da BLR. Duplos-picos ou “ombros” s˜ao frequentemente vistos nas linhas de emiss˜ao largas da s´erie de Balmer em fontes altamente vari´aveis e frequentemente monitoradas como a NGC 5548 (Sergeev et al., 2007). Estas varias observa¸c˜oes conduzem ao questionamento se os perfis das linhas de emiss˜ao largas de Balmer de todas as gal´axias Seyfert 1 possuem uma componente proviente das regi˜oes mais externas do disco de acre¸c˜ao. Uma hip´otese simples ´e que os perfis de Balmer em gal´axias Seyfert 1 sejam compostos por:
1. Uma componente tipo disco, proveniente da regi˜ao mais externa do disco de acre¸c˜ao;
2. Uma componente adicional origin´aria de nuvens de g´as mais distantes.
Um modelo composto por uma componente disco mais outra componente larga foi proposto para reproduzir os perfis da BLR de gal´axias Seyfert 1 e Quasares porPopovic et al.(2004) e colabo-radores (Bon et al.,2009,La Mura et al.,2009). Um estudo te´orico deElitzur et al.(2014) tamb´em argumenta que a regi˜ao de linhas largas das gal´axias Seyfert 1 possui duas partes: um disco e um sistema de nuvens que s˜ao parte do vento emanado pelo disco de acre¸c˜ao. A medida que a raz˜ao de Eddington diminui, o g´as que possui uma densidade de coluna mais alta e que est´a presente apenas no disco, domina a emiss˜ao e isto leva aos perfis em duplo-pico observados. A componente origi-nada no vento seria mais forte para altas taxas de acre¸c˜ao. Isto explicaria naturalmente a relativa proeminˆencia das componente com duplo-pico (disco) em AGN’s de baixa luminosidade e a relativa dificuldade de identificar componentes disco em objetos mais luminosos, e com maiores taxas de acre¸c˜ao: a componente originada no vento seria t˜ao intensa que impediria a observa¸c˜ao clara do perfil de duplo-pico subjacente
Se a componente de duplo-pico proveniente do disco estiver sempre presente nas linhas da BLR de AGN’s de Tipo 1, haver˜ao implica¸c˜oes diretas no c´alculo da massa do SMBH atrav´es do produto virial (Equa¸c˜ao1.7), pois o fatorf est´a diretamente associado a geometria da BLR.