5. Modelando o g´as emissor de AGNs
5.2 Modelos de Choques
Alguns autores sugerem que o mecanismo de choques pode contribuir na determinac¸˜ao da excitac¸˜ao do g´as. Estes modelos de choques para AGNs tˆem considerado v´arios cen´arios para o modo como a ocorrˆencia destes choques pode contribuir `a excitac¸˜ao do g´as.
Modelos de choques em arco (bow-shock models) desenvolvidos por Taylor, Dyson & Axon (1992) consideram que o mecanismo de excitac¸˜ao ´e a fotoionizac¸˜ao, com os choques servindo simplesmente para comprimir o g´as, o qual ´e iluminado pelo cont´ınuo ionizante proveniente do n´ucleo. Este cen´ario descreve bem a excitac¸˜ao e a morfologia do g´as na regi˜ao central da gal´axia Seyfert 2 Mrk573 (Ferruit et al. 1999).
Al´em dos modelos de choque em arco, modelos h´ıbridos envolvendo choques com alta velo- cidade e um campo de radiac¸˜ao imposto externamente (originado na fonte central) tˆem sido dis- cutidos tamb´em em uma s´erie de trabalhos (e.g. Contini & Aldrovandi 1983, Viegas-Aldrovandi & Contini 1989).
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Fig. 5.13: Sequˆencias de modelos AM/I para g´as com diferentes metalicidades comparados aos
dados de gal´axias Seyfert 1. C´ırculo preenchido: n´ucleo; c´ırculo vazado: r ≤ 2 kpc;
asterisco: r > 2 kpc. As sequˆencias mostram g´as com metalicidade solar, 0.50 Z
(ZN=0.50 Z ), 0.50 Z (ZN=0.32 Z ), 2 Z (ZN= 3.62 Z ) e 3 Z (ZN= 7.90 Z ) –
modelos a, b, c, d e e, respectivamente. A linha tracejada mostra a sequˆencia de
modelos em que se deixa escapar 3% da radiac¸ ˜ao ionizante, para g´as com metalicidade solar. Os modelos adotam g ´as com densidade na componente IB igual `a 500 cm−3 e ´ındice espectral da SED igual a 1.3 . 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).
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Fig. 5.16: [NII]/[OII] como indicador da metalicidade do g ´as. As sequˆencias mostram g´as
com metalicidade solar Z , 0.50 Z (ZN=0.50 Z ), 0.50 Z (ZN=0.32 Z ), 2 Z
(ZN = 3.62 Z ) e 3 Z (ZN= 7.90 Z ) – modelos a, b, c, d e e, respectivamente. Os
modelos adotam g´as com densidade igual `a 500 cm−3e ´ındice espectral da SED igual a 1.3 . A linha tracejada mostra a sequˆencia de modelos com densidade nas componen- te IB igual a 60000 cm−3 e g´as com metalicidade 2 Z (ZN= 3.62 Z ). Topo: R´adio-
gal´axias. Meio: gal´axias Seyfert 2. Embaixo: gal ´axias Seyfert 1. C´ırculo preenchido: n´ucleo; c´ırculo vazado:r≤ 2 kpc; asterisco: r > 2 kpc.
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Alternativamente, uma s´erie de trabalhos realizados por Dopita, Sutherland e colaboradores (1995, 1996, Allen et al. 1999) tˆem proposto o mecanismo de choques autoionizantes como uma alternativa para o paradigma da fotoionizac¸˜ao como mecanismo dominante na produc¸˜ao das linhas de emiss˜ao da NLR e ENLR. Estes modelos de choques autoionizantes consistem de grades de modelos parametrizados pela velocidade do choque e pelo parˆametro magn´etico B/n1/2. A velocidade do choque controla a forma do espectro ionizante produzido pelo choque, enquanto que o parˆametro magn´etico controla o parˆametro de ionizac¸˜ao efetivo na zona de choque onde ocorre a emiss˜ao das linhas de recombinac¸˜ao ´oticas.
Estes modelos de choques autoionizantes (daqui em diante denominados simplesmente como modelos de choques) teriam a energia requerida para a produc¸˜ao das linhas em choques de alta velocidade (v> 150 km s−1), gerando um intenso campo de radiac¸˜ao UV na zona de alta tempe- ratura da regi˜ao de resfriamento, atr´as da “frente” de choque. Para velocidades de choque maiores que 175 km s−1 este “reservat ´orio” de f´otons UV seria ent˜ao respons´avel pela fotoionizac¸˜ao do g´as na “frente” do choque, regi˜ao esta chamada de precursor, o qual emite um espectro como o observado nas NLRs. A forma da distribuic¸˜ao de energia assumida por este campo de radiac¸˜ao UV seria regulada pela velocidade do choque. Tais modelos de choques + precursor propostos por Dopita et al. se contrap ˜oem aos modelos de choques “puros” pela ausˆencia, nestes ´ultimos, de um mecanismo adicional ao de choques (fotoionizac¸˜ao, no caso do precursor).
As figuras 5.17, 5.18 e 5.19 mostram a regi˜ao ocupada nos diagramas diagn ´osticos pelos modelos de choques “puros” (linha cont´ınua) e de choques + precursor (linha tracejada) – com predic¸˜oes dos modelos obtidos de Dopita & Sutherland (1996) e Allen et al. (1999).
De fato, a inserc¸˜ao de uma componente fotoionizada nos modelos de choques reproduz melhor os dados observacionais, com excec¸˜ao de raz˜oes como [OI]/[OIII] e HeII/Hβ. Observamos uma
fraca tendˆencia de que as regi˜oes mais distantes do AGN (r> 2kpc) fiquem mais pr ´oximas das
regi˜oes preditas pelos modelos de choques “puros” em alguns diagramas diagn ´ostico.
Recentemente, Evans et al. (1999) analisaram regi ˜oes brilhantes emissoras de linhas pr ´oximas `a fonte central (∼ 120 pc) utilizando dados do HST (UV/´otico) e de telesc´opios terrestres. Os objetos selecionados possuem cones de ionizac¸˜ao, emiss˜ao em r´adio e em raios-X mole al´em de evidˆencia de ejec¸˜ao de mat´eria do n´ucleo e ventos – o que pode sugerir que choques podem estar associados com o g´as emissor de linhas. O espectro UV fornece um poderoso discriminador entre os modelos de fotoionizac¸˜ao e os modelos de choque + precursor. A an´alise dos espectros obtidos no UV e no ´otico entretanto n˜ao apresenta uma assinatura n˜ao-amb´ıgua da presenc¸a do mecanismo de choques e choques + precursor `a excitac¸˜ao. Evans et al. (1999) concluem ent˜ao que os resultados sugerem que a “injec¸˜ao” de energia mecˆanica n˜ao desempenha um papel dominante na excitac¸˜ao dos objetos com jatos “fracos” observados em r´adio.