Certas tendˆencias astrof´ısicas s´o foram reveladas pela quantidade abis- mal de dados dos ´ultimos tempos. A forma de gaivota do diagrama BPT, por exemplo, s´o apareceu claramente a partir de estudos do sdss (por exemplo, Kauffmann et al. 2003a). A asa direita revelou- se tamb´em mais larga do que a asa das SF. Em estudos anteriores aos com os dados do sdss (por exemplo, Ho et al. 1997) j´a se separava que essa regi˜ao do BPT em duas fam´ılias de objetos: Seyferts (na parte de cima) e low-ionization nuclear emission regions (LINERs, na parte de baixo).
As linhas de emiss˜ao caracter´ısticas das LINERs na faixa vis´ıvel do espectro, no entanto, n˜ao s˜ao exclusivas de gal´axias com atividade nuclear, valendo `as LINERs a alcunha de “caixinha de surpresas”. Ou- tros fenˆomenos f´ısicos podem fornecer uma fonte de ioniza¸c˜ao dura e produzir espectros parecidos com os de LINERs, como ondas de cho- que no g´as e explos˜oes de supernova em regi˜oes de forma¸c˜ao estelar ao redor do n´ucleo de uma gal´axia (Heckman 1987). Portanto, sem evidˆencias de atividade nuclear em outros comprimentos de onda, uma gal´axia na regi˜ao das LINERs no diagrama BPT n˜ao necessariamente ´e hospedeira de AGNs, ao contr´ario do que sugere o termo “asa direita
6.2. A fonte de ioniza¸c˜ao em gal´axias aposentadas
Figura 6.1: Evolu¸c˜ao com o tempo do n´umero de f´otons ionizantes QH i e da dureza da radia¸c˜ao, quantificada pela raz˜ao QHe i/QH i. Essas cur- vas foram produzidas para uma popula¸c˜ao estelar de BC03 com metali- cidade solar formada em um burst instantˆaneo. Note que as popula¸c˜oes velhas (t≥ 108 anos) ainda produzem f´otons capazes de ionizar o hi- drogˆenio, mas em uma quantidade de 4 a 5 ordens de grandeza menor do que quando jovem. Por outro lado, a dureza da ioniza¸c˜ao aumenta com a idade. Ambos efeitos, diminui¸c˜ao do n´umero de f´otons capazes de produzir Hα e aumento da dureza da radia¸c˜ao, podem produzir um espectro de emiss˜ao parecido com o das LINERs.
das AGNs”.
Consideremos uma outra fonte de ioniza¸c˜ao que produz espectros do tipo LINER. Trinchieri & di Serego Alighieri (1991), Binette et al. (1994) e Taniguchi, Shioya, & Murayama (2000) encontraram que es- trelas quentes na fase p´os-ramo assint´otico das gigantes (p´os-AGB, do inglˆes asymptotic giant branch) e an˜as brancas podem prover uma fonte de ioniza¸c˜ao compat´ıvel com as linhas de emiss˜ao em gal´axia el´ıpticas com pouco g´as e sem forma¸c˜ao estelar atual. O painel `a esquerda da Figura 6.1 mostra a evolu¸c˜ao com a idade do n´umero de f´otons com energia≥ 13.6 eV (QH i), isto ´e, capazes de ionizar o hidrogˆenio, para uma popula¸c˜ao estelar de metalicidade solar de BC03. Quando essa SSP atinge 108anos, ela ainda produz uma quantidade significativa de
6. As LINERs ionizadas por estrelas
Figura 6.2: Varia¸c˜ao com a posi¸c˜ao radial ir da raz˜ao entre lumino-
sidade de Hα esperada e a observada. Esta ´e uma simplifica¸c˜ao da figura 2 de S08: s˜ao graficadas apenas os quartis e medianas para a sequˆencia das LINERs e caso O (isto ´e, levando em conta apenas a produ¸c˜ao de Hα por popula¸c˜oes mais velhas do que 107.5 anos).
da raz˜ao QHe i/QH i, onde QHe i ´e o n´umero de f´otons capaz de ionizar uma vez o h´elio (≥ 24.6 V). Quanto maior QHe i/QH i mais f´otons de alta energia s˜ao fornecidos; ou seja, essa raz˜ao quantifica a dureza da fonte de ioniza¸c˜ao. As estrelas mais velhas, portanto, produzem um espectro de radia¸c˜ao mais duro do que estrelas jovens.
A pergunta que nos propomos responder ´e se as LINERs do sdss podem ser explicadas apenas por popula¸c˜oes estelares. Para isso, estudamos o espectro ionizante das popula¸c˜oes estelares recuperadas com o starlight.
6.2.1 N´umero de f´otons ionizantes
Como mostramos na Figura 6.1, em compara¸c˜ao com as velhas, es- trelas jovens dominam a luminosidade em Hα. Por isso, ao longo da nossa an´alise consideramos dois casos: o espectro ionizante devido a todas as popula¸c˜oes estelares (caso F, do inglˆes full ) e apenas devido a popula¸c˜oes estelares mais velhas do que 107.5 anos (caso O, de old ).
Calculamos ent˜ao o n´umero de f´otons ionizantes QH i produzido pelo espectro ionizante m´edio de cada faixa do BPT. Pelos mesmos
6.2. A fonte de ioniza¸c˜ao em gal´axias aposentadas
argumentos da Se¸c˜ao 4.5, podemos derivar a luminosidade em Hα su- pondo que todos os f´otons s˜ao absorvidos. Essa ´e luminosidade m´axima em Hα esperada, L(Hα)exp.
Para cada uma das sequˆencias de gal´axias (SF, Seyfert, LINERs) definidas na figura 1 de S08, comparamos a L(Hα) esperada com a observada a partir da raz˜ao L(Hα)exp/L(Hα)obs para os casos F e O.
A figura 2 de S08 mostra esses resultados. Vamos nos concentrar em duas sequˆencias: a de SF caso F (em azul escuro, linhas cont´ınuas) e a de LINERs caso O (em vermelho, linhas pontilhadas).
Para as SF, n˜ao temos nenhum problema em explicar a emiss˜ao em Hα usando todas as popula¸c˜oes estelares. Isso ´e mais um teste de sanidade para verificar se as popula¸c˜oes recuperadas com o starlight s˜ao razo´aveis, e ´e outra forma de visualizar a compatibilidade entre a SFR atual derivada por Hα e pela s´ıntese (ver Se¸c˜ao 4.5).
A Figura 6.2 mostra uma vers˜ao simplificada da figura 2 de S08, apenas para o caso O das LINERs. Para essa sequˆencia, as popula¸c˜oes estelares velhas chegam a explicar a emiss˜ao em Hα para at´e 25% dos objetos (L(Hα)exp/L(Hα)obs> 0.5 para as faixas ir> 7). ´E ´obvio que
essa porcentagem ´e incerta por diversos motivos (ver Se¸c˜ao 6.2.3), mas ainda assim revela que uma por¸c˜ao dos objetos chamados LINERs po- dem ser gal´axias aposentadas — isto ´e, que pararam de formar estrelas — cujo g´as ´e ionizado por estrelas velhas e n˜ao por um n´ucleo ativo.
6.2.2 Modelos de fotoioniza¸c˜ao
Hα pode ser explicado s´o com popula¸c˜oes velhas. E quanto `as outras linhas de emiss˜ao? Para responder essa pergunta, fizemos modelos de fotoioniza¸c˜ao com o c´odigo photo. A radia¸c˜ao ionizante para todos os modelos foi considerada como sendo o espectro t´ıpico das das po- pula¸c˜oes velhas (caso F) para a faixa ir= 7 da sequˆencia das LINERs
(marcado em laranja na figura 1 de S08). Tomamos como o espectro t´ıpico aquele correspondente `a gal´axia cuja dureza do campo ionizante dada por QHeI/QHI fosse a mediana da distribui¸c˜ao dessa vari´avel na
faixa. Mais detalhes dos modelos encontram-se em S08.
Os modelos de fotoioniza¸c˜ao para diferentes metalicidades e pa- rˆametros de ioniza¸c˜ao U s˜ao mostrados na figura 5 de S08. Os mo- delos cobrem a maior parte dos diagramas de diagn´ostico, incluindo a regi˜ao onde ficam as LINERs. Portanto, todas as raz˜oes de linhas des- ses diagramas podem ser reproduzidas a partir das SSPs velhas, a saber
6. As LINERs ionizadas por estrelas
Figura 6.3: Como o painel `a esquerda da Figura 6.2, mas para dife- rentes popula¸c˜oes estelares de metalicidade solar: BC03, em vermelho; pegase com caminhos evolutivos de Bressan et al. (1993) em azul; e pegase com caminhos evolutivos de Schaller et al. (1992) e Charbon- nel et al. (1996) em verde. Ao redor de 108 anos a diferen¸ca entre os
modelos chega at´e a 1 ordem de magnitude e cai para 0.2–0.3 dex em idades mais avan¸cadas.
[O iii]λ5007/Hβ, [N ii]λ6584Ha, [O ii]λ3727/Hβ, [S ii]λλ6717+6731/Hα e [O i]λ6300/Hα.
6.2.3 Incertezas
Como vimos, os nossos modelos de fotoioniza¸c˜ao com popula¸c˜oes velhas explicam bem as raz˜oes de linhas das LINERs. No entanto, para ape- nas 25% das nossas LINERs conseguimos explicar a luminosidade em estrelas velhas. Uma maneira precipitada de interpretar esse n´umero ´e dizer que um quarto das LINERs no universo local s˜ao, na verdade, gal´axias aposentadas.
No entanto, essa quantidade ´e apenas um indicativo de que de- vem existir gal´axias aposentadas passando-se por LINERs na nossa amostra, e n˜ao deve ser tomada como um n´umero estatisticamente sig- nificativo. Em primeiro lugar, a nossa amostra deveria ser completa em volume para ser representativa do que acontece no Universo local. Em segundo lugar, a pr´opria s´ıntese tem incertezas associadas (Cid Fer-