OHMGs são encontrados em galáxias infravermelhas luminosas (LIRGs) com luminosidades superiores a 1011L e emitindo megamasers OH. Neste estudo, obtivemos espectros unidimensionais das duas principais galáxias em interação que compõem o sistema IRAS 15587+1609.
Contextualiza¸c˜ ao Hist´ orica
Além da classificação morfológica, as galáxias também podem ser classificadas de acordo com suas características, como galáxias starburst, (Ultra)Infrared Bright, Gal OH ou H2O Megamasers, Galáxias Ativas (AGN) e outras. Após a sua formação, uma galáxia pode evoluir de diferentes maneiras, e podemos distinguir três tipos de evolução: (I) dinâmica, seja secular ou devido a interações, envolvendo mudanças nas distribuições espaciais e de velocidade (ou seja, mistura no espaço de fase) ; II) a população estelar, que leva em consideração a taxa de formação e evolução estelar em função do tempo; (III) abundância química, ou seja, o enriquecimento da galáxia.
Gal´ axias
No início da busca pelos megamasers OH, para cada 240 galáxias candidatas à emissão, apenas 3 apresentavam esta emissão (Baan et al., 1985). O resultado foi a detecção de mais de 100 megamasers de OH em galáxias luminosas no infravermelho. As galáxias Starburst têm uma taxa de formação de estrelas muito superior à taxa observada nas chamadas galáxias normais.
Estima-se que 25% da atual formação estelar no Universo próximo ocorra em galáxias estelares. É possível que todas as galáxias passem por uma fase de intensa formação estelar em algum momento da sua vida (Gallego et al., 1995; Conselice, 2000). Em 1943, Seyfert (Seyfert, 1943) afirmou que algumas galáxias espirais, aquelas com núcleos brilhantes, também tinham amplas linhas de emissão.
Das galáxias com núcleo ativo, as Seyferts são as mais comuns no universo próximo.
Modelo Unificado de AGNs
Em geral, se a região central for observável, temos um AGN tipo 1; se a região central estiver obscurecida, temos um AGN tipo 2. Entre ~0,1 e ~30 parsec existem nuvens de gás que formam a chamada região de linha larga (BLR). Na borda da região da linha larga existe um toro molecular, com dimensão da ordem de grandeza de até algumas centenas de parsecs.
Quando o AGN é visto de perfil, a região da linha larga e o disco de acreção ficam obscurecidos. O espectro emitido na região central (BLR, região produtora de linhas largas), perpendicular ao toro, é espalhado e uma fração da radiação pode chegar até nós. Na região em torno de 1 kpc, além do toro molecular (ou poeira), está a região de linhas estreitas.
Esta região é formada por nuvens de gás de baixa densidade e mais frias, por isso as linhas são mais estreitas.
Diagrama de Diagn´ ostico
Uma importante evidência observacional do toro molecular é a observação de AGNs tipo 2 em luz polarizada. Essa luz espalhada é polarizada e seu espectro apresenta características de AGNs tipo 1 (linhas largas permitidas).
Emiss˜ ao Maser
Maser 29 emite de forma descontínua e passa a se mover em outra órbita com energia E2, é emitida radiação eletromagnética, e a frequência dessa radiação é igual a ν = E1−E2. O estudo do átomo por Bohr nos permite explicar a emissão e absorção de fótons pelos átomos e, portanto, compreender como um Maser é formado. Antes de defini-lo, vejamos dois fenômenos relacionados que envolvem a interação entre matéria e radiação, absorção e emissão espontânea.
Emissão espontânea: Como um átomo não gosta de permanecer em seu estado excitado, um elétron de uma camada de energia mais alta se move para uma camada de energia mais baixa, emitindo assim um fóton de energia igual à diferença entre a energia inicial e final. Um Maser é produzido através de emissão estimulada, mas em vez de pensar em termos de átomos, usamos o mesmo conceito para moléculas. Mas a emissão de Maser pode ocorrer em laboratórios sob condições específicas e com equipamentos elaborados.No meio interestelar (MIS), onde existem condições de equilíbrio térmico e alta densidade de NH2 > 107cm−3, a emissão de Maser ocorre naturalmente.
Esses trabalhos observaram intensa emissão do radical hidroxila (OH) em direção à nuvem de Orion (Weinreb, 1965).
Objetivos Gerais
Objetivos Espec´ıficos
Porém, este artigo apresentará a primeira parte do projeto, descrevendo os passos para redução dos dados espectroscópicos observados de Gemini na galáxia IRAS15597+1609. Além disso, este curso tem como objetivo descrever as etapas necessárias para que a redução de dados espectroscópicos sirva de base para estudantes de astronomia observacional em geral. Portanto, contribuir especificamente para a formação de astrônomos observacionais, através deste material didático.
A aquisição de dados foi realizada pelo Observatório MDM (em inglês: Michigan-Dartmouth-MIT), com o Telescópio Hiltner (desde 1986), que possui diâmetro de 2,4 metros. Os dados espectroscópicos utilizados foram obtidos através do instrumento OSMOS acoplado ao telescópio Hilner, em modo fenda longa. O guia utilizado para redução dos dados espectroscópicos desta galáxia pode ser encontrado no link do site que descreve os processos de redução dos dados espectroscópicos.
Para redução de dados espectroscópicos foi utilizado o software IRAF (Image Reduction and Analysis Facility), que contém todos os pacotes necessários para redução de dados.
Processo de Redu¸c˜ ao de dados Espectrosc´ opicos
Para calibrar o espectro da galáxia em comprimento de onda, foi utilizado o espectro da lâmpada de argônio, que catalogou todas as linhas de emissão. Os espectros da galáxia e do bulbo foram obtidos na mesma noite de observação, de modo que não houve alterações na configuração do CCD. Nesta seção é feito um perfil de emissão de imagem 2-D do espectro galáctico (figura 2.10), através dele é possível determinar o tamanho espacial que será utilizado para extração do espectro.
A imagem espectral da estrela também deve passar pelos mesmos processos de redução que o espectro da galáxia. Para realizar esta etapa, é utilizada a tarefa IRAF Calibrate, na qual o espectro da galáxia é calibrado com o espectro de uma estrela padrão. Assim, finalmente obtemos o espectro final da galáxia calibrado por comprimento de onda e fluxo.
Ao completar as sete etapas acima, conseguimos extrair o espectro da galáxia SDSS J0911+6152 e aprendemos as principais etapas para a redução de dados espectroscópicos.
Observa¸c˜ ao dos Dados
A Figura 3.2 mostra a imagem das galáxias a serem estudadas, IRAS obtida pelo Hubble na banda I, podemos observar que este sistema interagente faz parte de um aglomerado de galáxias com cerca de uma dezena de galáxias. A Figura 3.3 mostra uma imagem na banda i observada pelo HST da galáxia IRAS sobreposta a esta imagem, a posição da fenda GMOS foi colocada onde obtivemos os dados espectroscópicos ópticos.
Redu¸c˜ ao de dados Espectrosc´ opicos
Esta tarefa se aplica a dados de galáxias, lâmpadas CuAr e dados estelares padrão. Com a tarefa gsappwave, determine uma calibração aproximada do comprimento de onda do espectro da lâmpada CuAr, com base nas informações do cabeçalho da imagem. Esta tarefa cria uma função que transforma cada pixel em seu comprimento de onda, usando um espectro de uma lâmpada CuAr 3.6 já existente.
A tarefa gsstandard estabelece uma calibração de potência no espectro da galáxia, usando o espectro de uma estrela padrão. Neste trabalho não aplicaremos uma calibração relativa do fluxo, pois as observações de estrelas padrão não foram feitas nos mesmos dias que as observações de galáxias. Completando este processo de redução, teremos 8 espectros de galáxias megamaser OH, permitindo-nos analisar as linhas de emissão desta amostra de galáxias.
Neste capítulo, apresento os resultados obtidos a partir da redução dos dados de espectroscopia IRAS.
Resultados da IRAS 15508+1609
Neste capítulo apresento os resultados obtidos a partir da redução dos dados espectroscópicos do IRAS 15587+1609. Conhecer os fluxos destas linhas de descarga através do software IRAF, onde esta informação é apresentada na Tabela 4.1. E utilizando as medidas de fluxo e larguras equivalentes das linhas Hα e NII obtidas, foi construído o diagrama WHAN.
Diagrama WHAN
E com esta conclusão do curso, descobriu-se que os espectros 1D das galáxias IRAS em interação mostram claramente as linhas de emissão [NII] e Hα, e usando o diagrama de diagnóstico WHAN, foi determinado que as galáxias que compõem a interação IRAS sistema são classificados como galáxias Starbrust. Reduza os dados espectroscópicos de uma amostra consistindo de 7 galáxias OH Megamaser observadas com GMOS/Gemini. Construindo uma ferramenta Python com o objetivo de derivar as propriedades físicas das linhas de emissão observadas nos espectros das galáxias OHM da amostra aqui apresentada.
Constru¸c˜ao de diagramas de diagn´osticos afim de distinguire a fonte de ioniza¸c˜ao de todas som gal´axias que comp˜oem a sample observadas. Gallego J., Zamorano J., Aragon-Salamanca A., Rego M., The Current Star Formation Rate of the Local Universe, ApJ, 1995, vol Herschel W., Catalog of 500 new nebulae, nebulae, planetary nebulae and clusters of stars; with Remarks on the Construction of the Heavens, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, 1802, vol.
Melnick J., Telles E., De Propris R., Chu Z.-H., The Starburst-AGN Connection: Putting Out the Fire and Feeding the Monster, A&A, 2015, vol.
