Sequˆencias de modelos de A M/I

Modelos de 2 componentes de regi ˜oes emissoras de g´as ionizado do tipo MB-IB foram utiliza- dos por Binette et al. (1996) para solucionar 3 grandes “problemas” encontrados na comparac¸ ˜ao de modelos de componente ´unica com as observac¸ ˜oes. Estes ´ultimos predizem linhas de alta excitac¸˜ao muito fracas, temperaturas eletr ˆonicas muito baixas, al´em de um intervalo muito peque- no para a raz˜ao HeII/Hβ quando comparada `as observac¸˜oes.

Modelos MB-IB (ou AM/I) se caracterizam por possuir uma regi˜ao emissora de g´as ioniza- do dividida em 2 componentes distintas mas vinculadas. A primeira, correspondente `as nuvens limitadas por mat´eria (nuvens MB), “vˆe” a fonte ionizante diretamente e ´e caracterizada por um grau de excitac¸˜ao muito alto. O espectro de linhas de emiss˜ao desta componente ´e obtido a partir do truncamento dos c´alculos de fotoionizac¸˜ao depois que uma frac¸˜ao FM B dos f´otons ionizantes incidentes ´e absorvida. FM B ´e escolhida de modo a poder reproduzir as temperaturas comumen- te observadas na regi˜ao do [OIII] em AGNs (Binette et al. 1996). Linhas de emiss˜ao de alta excitac¸˜ao como as do [OIII], HeII e [NeIII] s˜ao produzidas na componente MB.

A segunda componente, correspondente `as nuvens limitadas por ionizac¸˜ao (nuvens IB) n˜ao vˆe a fonte ionizante diretamente, mas “filtrada” pela componente MB. Vˆe portanto um cont´ınuo ionizante modificado que consiste principalmente de f ´otons de alta energia que interagem com pouca eficiˆencia com o g´as, j´a que sua energia est´a bastante al´em dos potenciais de ionizac¸˜ao do H0 e do He+. A componente IB n˜ao ´e completamente ionizada e ´e muito mais opaca `a radiac¸˜ao ionizante. ´E respons´avel pela produc¸˜ao das linhas de baixa excitac¸˜ao como as do [OII], [NII] e [SII]. As linhas de recombinac¸˜ao do HI s˜ao geradas nas duas componentes, enquanto que linhas como [OI] s˜ao geradas nas regi ˜oes mais externas das nuvens IB e distantes da fonte ionizante.

Cap´ıtulo 5. Modelando o g ´as emissor de AGNs 92

Fig. 5.1: Sequˆencias de modelos de componente ´unica (modelos de U) comparados aos dados de

gal´axias Seyfert 1. C´ırculo preenchido: n´ucleo; c´ırculo vazado: r _{≤ 2 kpc; asteris-}

co: r > 2 kpc. As sequˆencias mostram g´as com densidades iguais a 5 cm−3_{, 50 cm}−3_,

500 cm−3 e 5000 cm−3 (modelos a, b, c e d, respectivamente). As linhas tracejadas

mostram as sequˆencias de modelos em que se deixa escapar 10% e 30% da radiac¸ ˜ao ionizante incidente (modelose e f ), para g´as com densidade igual `a 500 cm−3_{. Modelos}

adotam ´ındice espectralα igual a 1.3 e metalicidade solar. A linha pontilhada define a

fronteira da 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 93

Cap´ıtulo 5. Modelando o g ´as emissor de AGNs 94

Fig. 5.3: Idem `a Fig. 5.1 para R´adio-gal´axias, por´em com a linha tracejada mostrando uma

sequˆencia de modelos em U em que se deixa escapar apenas 3% da radiac¸ ˜ao ionizante incidente.

Cap´ıtulo 5. Modelando o g ´as emissor de AGNs 95

Fig. 5.4: Sequˆencias de modelos de componente ´unica (modelos de U) para v´arias densidades

do g´as comparados `as observac¸˜oes. 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. As sequˆencias mostram g´as com densidades iguais a 5 cm−3_,

50 cm−3, 500 cm−3 e 5000 cm−3 (modelosa, b, c, e d, respectivamente). As linhas tra-

cejadas mostram as sequˆencias de modelos em que se deixa escapar 10% e 30% da radiac¸˜ao ionizante incidente (modelose e f ), para g´as com densidade igual `a 500 cm−3_.

Cap´ıtulo 5. Modelando o g ´as emissor de AGNs 96

O parˆametro fundamental deste tipo de modelo ´e o parˆametro AM/I, definido como a raz˜ao entre o ˆangulo s´olido ocupado pela componente MB relativamente `a componente IB. “Mede” portanto o tamanho relativo das 2 componentes emissoras. Diferentemente dos modelos de com- ponente ´unica que descrevem uma variac¸˜ao da excitac¸˜ao como uma variac¸˜ao do parˆametro de ionizac¸˜ao, os modelos AM/I explicam a variac¸˜ao da excitac¸˜ao do g´as como sendo determinada preferencialmente pela proporc¸˜ao relativa entre as componentes MB e IB. Um maior valor de AM/I implica em um maior peso dado `a componente MB e portanto um espectro de mais alta excitac¸˜ao.

A principal caracter´ıstica dos modelos AM/I ´e que radiac¸˜ao ionizante ´e primeiramente “fil- trada” pelas nuvens MB e s ´o ent˜ao incide sobre as nuvens IB. Este espectro ionizante filtrado ´e bastante diferente do que chega `a componente MB, consistindo em sua maioria de f ´otons de alta energia os quais interagem muito menos eficientemente com o g´as.

O parˆametro de ionizac¸˜ao da componente IB, UIB, est´a associado ao da componente MB atrav´es da relac¸˜ao

UIB = (1− FM B) UM BS_I/M−1 (5.2)

ondeSI/M ´e o salto em densidade definido como a raz˜ao entre a densidade da componente IB e da componente MB (SI/M ≡ _nn_{M B}IB ).

A combinac¸˜ao adequada das 2 componentes deve ser capaz de reproduzir ent˜ao as observac¸ ˜oes. Uma descric¸˜ao mais aprofundada deste modelo bem como dos parˆametros envolvidos no modela- mento pode ser encontrada em Binette et al. (1996), Fraquelli (1997) ou Rodr´ıguez-Ardila (1999). Assim como nos modelos de fotoionizac¸˜ao de componente ´unica, os modelos AM/I predizem valores para a raz˜ao [OI]/[OIII] maiores que os observados. Isto ´e de se esperar, pois os mode- los AM/I se caracterizam pela inclus˜ao de uma componente limitada por mat´eria de alto grau de excitac¸˜ao enquanto que a linha do [OI] ´e de muito baixa excitac¸˜ao, sendo gerada na regi˜ao parcial- mente ionizada. Quando adotamos uma espessura ´otica para a componente IB um pouco menor que a necess´aria para obtermos frac¸˜ao de ionizac¸˜ao do Hidrogˆenio_{≤ 1% os modelos reproduzem} bem as observac¸ ˜oes.

Uma vez que as linhas de emiss˜ao observadas s˜ao resultado da interac¸˜ao do g´as com a radiac¸˜ao ionizante proveniente do n ´ucleo, estudaremos o efeito de variar algumas das propriedades tanto do g´as como da fonte central. A primeira destas propriedades ´e a densidade do g´as, a segunda ´e o ´ındice espectral da radiac¸˜ao ionizante e a terceira ´e a composic¸˜ao qu´ımica do g´as.

Efeitos da densidade do g ´as

As figuras 5.5, 5.6, 5.7 e 5.8 mostram o efeito da densidade sobre as predic¸ ˜oes dos modelos de AM/I para gal´axias Seyfert1, Seyfert 2 e R´adio-gal´axias, respectivamente. Os modelos AM/I mostrados nestas figuras adotam UMB = 0.04, SI/M = 20, FM B = 40% (Binette et al. 1996) e distribuic¸˜ao espectral de energia tipo lei de potˆencia com um ´ındice espectralα igual a 1.3. O

valor de AM/I est´a contido no intervalo [0.001, 100].

Verifica-se que este modelo de 2 componentes, combinado com a variac¸˜ao da densidade do g´as, representa uma melhora na reproduc¸˜ao das observac¸ ˜oes em relac¸˜ao ao modelo de compo- nente ´unica, principalmente nos diagramas envolvendo HeII/Hβ, embora n˜ao explique todo o

Cap´ıtulo 5. Modelando o g ´as emissor de AGNs 97

As correlac¸ ˜oes encontradas entre a densidade cr´ıtica e/ou o potencial de ionizac¸˜ao com a lar- gura a meia-altura (FWHM) de v´arias linhas de emiss˜ao encontradas por Wilson (19791), Pelat et al. (1981), Fillipenko & Halpern (1984), De Robertis & Osterbrock (1984, 1986) provam a existˆencia de uma estratificac¸˜ao de densidades na NLR das Seyferts. Entretanto, nossos mode- los indicam que somente uma variac¸˜ao em densidade do g´as n˜ao ´e suficiente para reproduzir as observac¸ ˜oes.

Efeito do ´ındice espectral

As figuras 5.9, 5.10, 5.11 e 5.12 mostram o efeito da variac¸˜ao do ´ındice espectralα da SED nos

modelos AM/I para gal´axias Seyfert1, Seyfert 2 e r´adio-gal´axias, respectivamente.

Os modelos AM/I mostrados nestas figuras adotam UMB = 0.04, SI/M = 20, FM B = 40% com densidade da componente IB nIB = 500 cm−3. O valor de AM/I est´a contido no intervalo [0.001, 100].

O efeito de variar o ´ındice espectral produz um maior espalhamento da regi˜ao ocupada pelos modelos resultando numa melhor concordˆancia com as observac¸ ˜oes. H´a sobretudo uma melhor cobertura do diagrama [OI]/[OIII] vs. [OII]/[OIII] (a qual favorece 1.7_{≤ α ≤ 2.0) e para a raz˜ao} HeII/Hβ. Entretanto, se constru´ımos uma sequˆencia de modelos com ´ındice espectral α = 1.3 que

deixa de absorver uma frac¸˜ao de 3% da radiac¸˜ao ionizante incidente sobre o g´as, verificamos que tal modelo se superp ˜oe ao que se obt´em comα = 2.0 (mas com g´as oticamente espesso). Da

mesma forma, para a raz˜ao [SII]/Hα encontramos que um modelo que adota α =1.3 (mas deixa

escapar 3% da radiac¸˜ao ionizante incidente sobre o g´as) prediz valores para esta raz˜ao similares aos que encontramos para modelos comα =1.6 e g´as oticamente espesso.

Um aspecto interessante ´e que a regi˜ao ocupada pelos modelos apresenta um m´aximo para

α _{∼ 1.3 nos diagramas de [OIII]/Hβ vs. [NII]/Hα e [NII]/Hα vs. [OII]/[OIII] e [OIII]/Hβ vs.}

[OII]/[OIII]. Estes mesmos diagramas levam-nos a concluir que a variac¸ ˜ao deα n˜ao ´e suficiente

para reproduzir todo o intervalo ocupado pelas observac¸ ˜oes.

Efeitos da metalicidade do g ´as

A determinac¸˜ao da metalicidade de uma nuvem de g´as pode nos fornecer uma “pista” sobre a origem do g´as emissor. Uma nuvem capturada do meio intergal´atico, por exemplo, deve ter me- talicidade baixa. Por outro lado, caso se origine na regi˜ao central da gal´axia hospedeira o g´as provavelmente ter´a metalicidade alta. A metalicidade tem tamb´em implicac¸ ˜oes importantes sobre parˆametros como a temperatura do g´as. Pode portanto alterar bastante as predic¸ ˜oes dos modelos de fotoionizac¸˜ao.

Considerando que muitas das gal´axias da amostra s˜ao S0 ou espirais, e que o g´as se estende a v´arios kpc do n´ucleo, ´e de se esperar a presenc¸a de um gradiente de metalicidade em que maiores valores s˜ao encontrados no n´ucleo e menores nas regi ˜oes mais externas. Vila-Costas & Edmunds (1992) mostram que, para gal´axias espirais, gradientes t´ıpicos de metalicidade ficam entre 0.05 e 0.1 dex kpc−1, de forma que a 3 kpc do n ´ucleo j´a poder-se-ia esperar uma metalicidade de cerca da metade do valor central. Vila-Costas & Edmunds (1993) mostram que, para metalicidades maiores do que 0.4 solar, o nitrogˆenio comporta-se como um elemento de origem secund´aria, ou seja, a raz˜ao [N/O] ´e proporcional `a abundˆancia do oxigˆenio. Storchi-Bergmann et al. (1996) obtiveram

Cap´ıtulo 5. Modelando o g ´as emissor de AGNs 98

Fig. 5.5: Sequˆencias de modelos AM/I para v´arias densidades do g´as 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 densidades na componente IB iguais a

5 cm−3, 50 cm−3, 500 cm−3, 5000 cm−3 e 10000 cm−3 (modelosa, b, c, d e e, respecti-

vamente). A linha tracejada mostra a sequˆencia de modelos em que se deixa escapar 3% da radiac¸˜ao ionizante incidente, para g ´as com densidade na componente IB igual `a 500 cm−3. Os modelos adotam ´ındice espectralα igual a 1.3 e metalicidade solar.

A linha pontilhada define a fronteira entre a regi ˜ao ocupada por regi˜oes HII e 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 99

Cap´ıtulo 5. Modelando o g ´as emissor de AGNs 100

Cap´ıtulo 5. Modelando o g ´as emissor de AGNs 101

Fig. 5.8: Sequˆencias de modelos AM/I para v´arias densidades do g´as comparados `as

observac¸˜oes. 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.}

As sequˆencias mostram g´as com densidades na componente IB iguais a 5 cm−3, 50 cm−3, 500 cm−3, 5000 cm−3 e 10000 cm−3 e 60000 (modelosa, b, c, d, e e f , respectivamen-

te). A linha tracejada mostra a sequˆencia de modelos em que se deixa escapar 3% da radiac¸˜ao ionizante, para g´as com densidade na componente IB igual `a 500 cm−3 (gal´axias Seyfert 2 e R´adio-gal´axias) e 60000 cm−3 (gal´axias Seyfert 1). Os modelos adotam SED com ´ındice espectral igual a 1.3 e g ´as com metalicidade solar.

Cap´ıtulo 5. Modelando o g ´as emissor de AGNs 102

Fig. 5.9: Sequˆencias de modelos AM/Ipara fonte ionizante com diferentes ´ındices espectrais com-

parados aos dados das gal´axias Seyfert 1. C´ırculo preenchido: n´ucleo; c´ırculo vazado:

r_{≤ 2 kpc; asterisco: r > 2 kpc. As sequˆencias mostram SEDs com α= 2.0 ,1.6 ,1.3 ,1.0}

e 0.7 (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 SED comα= 1.3.

Os modelos adotam g´as com densidade na componente IB igual `a 500 cm−3 e metali- cidade solar. 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 103

Cap´ıtulo 5. Modelando o g ´as emissor de AGNs 104

Cap´ıtulo 5. Modelando o g ´as emissor de AGNs 105

Fig. 5.12: Sequˆencias de modelos AM/I para fonte ionizante com diferentes ´ındices espectrais

comparados `as observac¸˜oes. Topo: R´adio-gal´axias. Meio: gal´axias Seyfert 2. Em- baixo: gal´axias Seyfert 1. C´ırculo preenchido: n´ucleo; c´ırculo vazado: r _{≤ 2 kpc;}

asterisco: r > 2 kpc. As sequˆencias mostram SEDs com α= 2.0 ,1.6 ,1.3 ,1.0 e 0.7

(modelosa, b, c, d e e, respectivamente). Os modelos adotam g ´as com densidade na

Cap´ıtulo 5. Modelando o g ´as emissor de AGNs 106

resultados semelhantes aos encontrados por Vila-Costas & Edmunds (1992) para gal´axias com AGNs. Em Storchi-Bergmann et al. (1998) verificou-se que abundˆancias derivadas atrav´es de modelos de fotoionizac¸˜ao aplicados `a NLR destes AGNs eram consistentes com as abundˆancias extrapoladas a partir dos gradientes obtidos das metalicidades das regi ˜oes HIIdo disco.

Considerando os resultados dos trabalhos descritos acima, variamos a metalicidade do g ´as Zgas no intervalo 0.5 Z _{≤ Z}gas ≤ 3 Z, adotando um comportamento secund´ario para o nitrogˆenio. As figuras 5.13, 5.14 e 5.15 mostram o efeito da variac¸˜ao de metalicidade do g´as Zgas.

Para melhor investigar o efeito da metalicidade, utilizamos tamb´em a raz˜ao [NII]/[OII], uma vez que [NII] e [OII] possuem potenciais de ionizac¸˜ao similares (14.53 eV e 13.614 eV respecti- vamente – Allen 1973). Esta raz˜ao foi tamb´em utilizada em estudos anteriores por Viegas & de Gouveia dal Pino (1992), Viegas & Prieto (1992) e Kewley et al. (2001).

A figura 5.16 mostra o comportamento desta raz˜ao em func¸˜ao de [OIII]/Hβ e [OII]/[OIII]. O

espalhamento em [NII]/[OII] observado na figura pode ser reproduzido unicamente se assumimos uma metalicidade “diferencial” para o nitrogˆenio com respeito aos demais elementos qu´ımicos, com tendˆencia de ser supersolar para as regi ˜oes mais pr´oximas do n´ucleo (com os demais elemen- tos apresentando metalicidade solar) e subsolar para regi ˜oes mais distantes do n ´ucleo (com demais elementos apresentando metalicidade solar), consistente com o comportamento secund´ario inferi- do nos trabalhos acima. Com base nestes diagramas, Viegas & Gouveia dal Pino conclu´ıram que o g´as na EELR (regi˜ao estendida emissora de linhas) de r´adio gal´axias tem abundˆancias sub-solares, o que est´a aproximadamente de acordo com o que encontramos tamb´em para as r´adio gal´axias de nossa amostra, que parecem ter abundˆancias em m´edia menores que as Seyferts.

Verificamos que a variac¸˜ao de abundˆancia qu´ımica pode explicar o espalhamento em diagra- mas como [NII]/Hα vs. [OII]/[OIII] e nos valores de [NII]/[OII] e, por isto, deve ser considerada

no modelamento do g´as emissor em AGNs, o que raramente ´e feito com o argumento de que o efeito de abundˆancia qu´ımica se mistura com o de excitac¸˜ao. Verificamos que isto n˜ao parece ser determinante para a raz˜ao [NII]/[OII] assim como obtida pelos modelos de fotoionizac¸˜ao, que pode ent˜ao ser usada como um v´ınculo importante na determinac¸˜ao da metalicidade do g´as.