Avaliac¸˜ao geral dos modelos

Modelos de fotoionizac¸˜ao de componente ´unica, reproduzem a maior parte das raz ˜oes de linha observadas, mas falham em reproduzir os diagramas que envolvem a raz˜ao HeII/Hβ, bem repro-

duzidas pelos modelos AM/I.

Verificamos que os modelos de fotoionizac¸˜ao requerem que as nuvens de g´as n˜ao sejam oti- camente espessas, ainda que deixem de absorver uma frac¸˜ao muito pequena da radiac¸˜ao ionizante incidente (_{∼ 3%) – isto ´e v´alido tanto para modelos de fotoionizac¸˜ao de componente ´unica como} os de AM/I. Esta n˜ao-absorc¸˜ao ´e necess´aria para reproduzir a intensidade das linhas de muito baixa excitac¸˜ao, como o [OI], com relac¸˜ao `as de mais alta excitac¸˜ao, como o [OIII].

Variac¸ ˜oes do ´ındice espectral α permitem uma melhor concordˆancia entre os modelos e as

observac¸ ˜oes. Estas variac¸ ˜oes tanto podem refletir um intervalo de α caracter´ıstico dos AGNs

como a necessidade da inclus˜ao de uma componente adicional ao espectro ionizante tipo lei de potˆencia adotado em nossos modelos. Alternativamente, pode refletir ainda a soma destas duas possibilidades. A partir de nossos dados n˜ao podemos seguramente definir qual das duas hip ´oteses ´e a que mais se aproxima da realidade.

A metalicidade global de todos os elementos varia no intervalo [0.5 _{, 3]. Al´em disto,} verifica-se que o g´as nuclear em geral apresenta nitrogˆenio supersolar, enquanto que o g´as mais externo ´e menos met´alico apresentando nitrogˆenio subsolar. Este gradiente de metalicidade ´e con- sistente com a natureza secund´aria do nitrogˆenio observada em gal´axias normais (Vila-Costas & Edmunds 1992, 1993) e em gal´axias Seyfert (Storchi-Bergmann et al. 1996, 1998). Conclu´ımos

Cap´ıtulo 5. Modelando o g ´as emissor de AGNs 116

Fig. 5.20: Mistura AM/I–RHII comparados aos dados de gal´axias Seyfert 1. C´ırculo preenchido:

n´ucleo; c´ırculo vazado: r ≤ 2 kpc; asterisco: r > 2 kpc. Sequˆencia AM/I pura re-

presentada como linha cont´ınua com contribuic¸˜oes crescentes de RHII de 10%, 30%,

50%, 70%, 90% (linhas tracejadas) at´e espectro RHII puro (estrela vazada; ver tex-

to para parˆametros adotados). A linha pontilhada define a fronteira entre a regi ˜ao ocupada por regi˜oes HIIe AGNs (obtida de Veilleux & Osterbrock 1987) enquanto a linha tracejada-ponto reproduz uma sequˆencia de modelos de regi˜oes HII(obtido de McCall, Rybski & Shields 1985).

Cap´ıtulo 5. Modelando o g ´as emissor de AGNs 117

Cap´ıtulo 5. Modelando o g ´as emissor de AGNs 118

Cap´ıtulo 5. Modelando o g ´as emissor de AGNs 119

Fig. 5.23: [NII]/[OII] como indicador de metalicidade do g ´as. Linhas cont´ınuas representam

sequˆencias AM/I que adotam g´as com densidade na componente IB igual `a 500 cm−3

e SED com ´ındice espectralα = 1.3 . A estrela vazada representa regi ˜oes HII. Linhas tracejadas representam previs ˜oes dos modelos compostos. Modelo a corresponde a

g´as com metalicidade 0.5 vezes a solar ([N/H] = 0.32 [N/H]) enquanto que modelo

b corresponde `a g´as com metalicidade solar. Topo: R´adio-gal´axias. Meio: gal´axias

Seyfert 2. Embaixo: gal´axias Seyfert 1. C´ırculo preenchido: n´ucleo; c´ırculo vazado:

Cap´ıtulo 5. Modelando o g ´as emissor de AGNs 120

que ´e necess´ario considerar a presenc¸a de variac¸ ˜oes de metalicidade do g´as para reproduzir o in- tervalo observado da raz˜ao [NII]/[OII], o que est´a de acordo com o que encontramos em Fraquelli et al. (2000) para a gal´axia Seyfert 2 ESO 362-G8.

De uma maneira geral, verificamos que os modelos de fotoionizac¸˜ao reproduzem melhor as observac¸ ˜oes do que os modelos de choques e choque + precursor nos diagramas que envolvem as linhas do HeII e [OI].

Finalmente, verificamos que `a medida que nos afastamos dos n ´ucleos das gal´axias, os valores das raz˜oes de linhas tendem a ser intermedi´arios entre os de AGN e de regi ˜oes HII, e s´o podemos reproduzi-los considerando uma mistura de g´as ionizado pelo AGN e por regi ˜oes HII. A inclus˜ao de uma contribuic¸˜ao de regi˜oes H II ao mecanismo de choques n˜ao modifica a dificuldade deste ´ultimo em dar conta das raz ˜oes de linha envolvendo o HeII e o [OI].

Cap´ıtulo 6

A fonte central

At´e este momento, investigamos propriedades relacionadas `a componente ionizada do ISM ob- servado nas gal´axias hospedeiras dos AGNs amostrados. Mediante a formulac¸˜ao de algumas hip´oteses, podemos inferir tamb´em algumas propriedades relacionadas a fonte ionizante do g´as emissor.

6.1

Luminosidade ionizante

No equil´ıbrio de fotoionizac¸˜ao a taxa de recombinac¸ ˜oes do hidrogˆenio deve ser igual `a taxa de f´otons ionizantes. Neste caso, o n ´umero de f´otons ionizantes por unidade de tempo, Q, intercep- tados em cada janela de extrac¸˜ao ´e relacionado `a luminosidade Hβ (LHβ) observada nesta atrav´es da express˜ao (Osterbrock 1989)

Q = LHβαB αeff

Hβ h νHβ

(6.1)

ondeαB ´e o coeficiente de recombinac¸˜ao do hidrogˆenio no caso B e αeffHβ ´e o coeficiente efetivo para a linha do Hβ. Esta equac¸˜ao ´e aplicada `a cada janela de extrac¸˜ao, e a Tabela 6.1 lista o valor

correspondente `a extrac¸˜ao nuclear Qnuc o qual consideramos como correspondendo `a NLR n˜ao resolvida, bem como o somat ´orio dos valores derivados deQ para a NLR e as regi ˜oes extranu-

cleares Qsum (NLR + ENLR). Estes valores n˜ao levam em considerac¸˜ao a diluic¸˜ao geom´etrica, correspondendo `a taxa de f´otons ionizantes interceptados em cada janela.

Para determinar a taxa de f ´otons ionizantes emitidos pela fonte central, temos que levar em conta a diluic¸˜ao geom´etrica da radiac¸˜ao ionizante. Para isto, consideramos que cada janela de extrac¸˜ao est´a a uma distˆancia m´ediar do n´ucleo. Para uma fonte central que irradia uma taxa de

f´otons ionizantesQAGN, o n´umero de f´otons ionizantes que cruza um elemento de ´area por unidade de tempo a uma distˆanciar da fonte ´e QAGN/4π r2. A taxa de f´otons ionizantes interceptada pelo g´as em cada janela depende da frac¸˜ao desta ´area que cont´em g´as. Denominamos esta frac¸˜ao de fator de coberturaC da janela (ainda que a definic¸˜ao usual de fator de cobertura seja a raz˜ao entre

o ˆangulo s´olido da nuvem de g´as e 4π). Ent˜ao, se a janela tem um fator de cobertura C, a taxa de

f´otons ionizantes por unidade de ´area interceptada pelo g´as em cada janela ´e

Q(r) = C(r)QAGN