2. Amostra e Observac¸ ˜oes
2.2 Observac¸ ˜oes
Utilizamos a t´ecnica de espectroscopia de fenda longa a qual foi orientada ao longo do ˆangulo de posic¸˜ao de maior extens˜ao do g´as ionizado, obtido de estudos que utilizaram a t´ecnica de imageamento, como descrito na sec¸˜ao anterior.
Os espectros de fenda longa foram obtidos com o telesc ´opio Blanco de 4 metros do CTIO, utilizando um detector CCD no espectr ´ografo Cassegrain. As gal´axias foram observadas em maio de 1992, janeiro e dezembro de 1994. O “seeing” (alargamento do perfil de uma fonte puntual devido `a turbulˆencia atmosf´erica) presente nestas observac¸ ˜oes foi em torno de 1–1.500, enquanto que a resoluc¸˜ao espectral obtida, calculada atrav´es da largura da linha do c´eu foi de∼ 6–9 ˚A. As observac¸ ˜oes cobrem o intervalo de comprimento de onda de 3500-7100 ˙A. A largura da fenda utilizada em todas as observac¸ ˜oes corresponde no c´eu a 200. Os ˆangulos de posic¸˜ao est˜ao lista- dos na Tabela 2.1 e foram selecionados ao longo das direc¸ ˜oes em que a emiss˜ao do g´as de alta excitac¸˜ao observada em imagens com filtros estreitos centrados em [OIII]λ5007 (Mulchaey, Wil-
son & Tsvetanov 1996, Baum et al. 1988) ´e mais estendida. Isto ´e exemplificado na Fig. 2.30 para a gal´axia NGC 1358. A escala m´edia para as gal´axias Seyfert 2 ´e de 240 pc/00, variando de 48 (para NGC 1386) a 570 pc/00 (para CGCG 420-015). Para as gal´axias Seyfert 1 a escala m´edia ´e 307 pc/00, variando de 108 pc/00 at´e 560 pc/00, enquanto para as R´adio-gal´axias a escala m´edia ´e 1228 pc/00, variando de 660 pc/00at´e 2133 pc/00. A escala pc/00para cada gal´axia ´e listada na Tabela 2.1.
A reduc¸˜ao dos dados foi realizada usando os procedimentos padr ˜oes IRAF (“Image Reduc-
tion and Analysis Facility”). A calibrac¸˜ao em fluxo foi realizada a partir de estrelas padr ˜oes. A
subtrac¸˜ao do c´eu foi feita utilizando partes do espectro bidimensional que se estendem al´em da gal´axia. A partir dos espectros de fenda longa, foram extra´ıdos espectros do n ´ucleo e de regi˜oes
Cap´ıtulo 2. Amostra e Observac¸ ˜oes 35
Fig. 2.30: Exemplo de colocac¸ ˜ao da fenda na obtenc¸˜ao dos espectros de NGC 1358 ( `a esquerda) e
NGC 1386 (`a direita). As imagens s ˜ao orientadas de modo que o Norte est ´a para cima e o Leste para a esquerda. NGC 1358: Mapa de isofotas obtido de Mulchaey et al. (1996), na linha [OIII]λ5007. A fenda ´e colocada ao longo do ˆangulo de posic¸˜ao onde
o g´as ´e mais estendido (no caso, P. A. 145◦). As janelas de extrac¸ ˜ao utilizadas tamb´em s˜ao ilustradas. NGC 1386: imagem obtida de Ferruit et al. (2000), com um filtro estreito centrado em [OIII]λ5007. A fenda ´e colocada ao longo do ˆangulo de posic¸˜ao
onde o g´as ´e mais estendido (no caso, P. A. 169◦). Apenas as janelas de extrac¸ ˜ao mais interiores s˜ao ilustradas.
extranucleares – tipicamente em janelas de 200na regi˜ao nuclear e algumas vezes maiores nas re- gi˜oes mais externas. Exemplos destes espectros s˜ao mostrados na Figura 2.31. Maiores detalhes a respeito das observac¸ ˜oes podem ser encontrados em CFSBS98.
Cap´ıtulo 2. Amostra e Observac¸ ˜oes 36
Cap´ıtulo 3
Parˆametros f´ısicos do g ´as
Na regi˜ao ´otica do espectro, linhas de emiss˜ao s˜ao os principais observ´aveis associados ao fen ˆomeno AGN. Atrav´es destes observ´aveis, v´arios parˆametros f´ısicos do g´as podem ser derivados.
Linhas de emiss˜ao foram detectadas a at´e 2–6 kpc do n´ucleo nas gal´axias Seyfert e at´e 12 kpc nas R´adio-gal´axias. Os fluxos das linhas de emiss˜ao foram medidos como func¸˜ao da distˆancia ao n´ucleo atrav´es de ajustes de gaussianas aos perfis das linhas. As extrac¸ ˜oes nucleares corres- pondem `a emiss˜ao do g´as dentro de poucas centenas de parsecs dos n ´ucleos na nossa amostra, e n´os consideraremos estas como representando a emiss˜ao da NLR. As extrac¸ ˜oes extranucleares correspondem ent˜ao `a ENLR.
Incertezas nos fluxos foram estimadas como o produto da largura `a meia altura (FWHM) de cada linha pelo desvio quadr´atico m´edio (rms) no cont´ınuo local.
Distˆancias angulares foram transformadas em distˆancias lineares e corrigidas por inclinac¸˜ao utilizando a informac¸˜ao listada na Tabela 2.1.
3.1
Distribuic¸˜ao de E(B-V)
Quando radiac¸˜ao com comprimento de onda λref caracter´ıstica da regi˜ao vis´ıvel do espectro atravessa uma nuvem contendo gr˜aos de poeira, o espectro que emerge ´e afetado pelo efeito de extinc¸˜ao, que consiste na absorc¸˜ao e espalhamento desta radiac¸˜ao. A sec¸˜ao de choque de extinc¸˜ao pela poeira ´e maior para f´otons com menores comprimentos de onda e menor para f ´otons com maiores comprimentos de onda, produzindo o avermelhamento da radiac¸˜ao.
De modo a poder determinar a informac¸˜ao carregada pelo espectro emitido pelas nuvens io- nizadas pelo AGN, devemos corrigir o espectro observado aqui na Terra pelo efeito de extinc¸ ˜ao devido `a poeira interposta entre n ´os e a regi˜ao emissora. Para isto necessitamos calcular o excesso de cor E(B-V) apresentado pelo espectro observado.
O fluxo associado a um f ´oton com comprimento de ondaλ observado, Fobs
λ , est´a relacionado ao fluxo intr´ınseco,Fint
λ , e ao efeito de extinc¸˜ao pela poeira – medido pelo excesso de cor E(B-V) – atrav´es da equac¸˜ao
Fλobs = Fλint10− 0.4 χλE(B−V ) (3.1)
ondeχλ ´e o valor do avermelhamento para o comprimento de ondaλ. Uma vez que conhec¸amos a raz˜ao entre o fluxo intr´ınseco de duas linhas de emiss˜ao de comprimentos de onda distintos, bem como os respectivos valores de χλ, podemos determinar o E(B-V) atrav´es do valor observado desta mesma raz˜ao.