Estudo no infravermelho próximo da região de linhas estreitas de galáxias ativas.

Abstract

Apresentamos neste trabalho, os espectros da região nuclear e estendida de 26 AGNs e 4 Starbursts no infravermelho próximo (NIR) com o objetivo de determinar a extensão do gás emissor, a distribuição do avermelhamento além de pesquisar a cinemática e os principais mecanismos de excitação e ionização do gás. As linhas que mais se estenderam no NIR foram [SIII] 0.953μm, HeI 1.083μm, [FeII] 1.257μm, Pa𝛽 H₂ (1,0)S(1) 2.121μm e Br𝛾. Este conjunto de linhas foi utilizado para caracterizar as propriedades do gás emissor. A distribuição da luminosidade destas linhas indica que fotoionização pela fonte central é o mecanismo dominante de excitação do gás. O avermelhamento do gás foi determinado através de dois indicadores diferentes: linhas permitidas de hidrogênio e linhas proibidas de [FeII]. Os resultados foram comparados com aqueles já obtidos na região visível e indicam que a emissão infravermelha se origina em uma região mais interna do gás. Além disso, as discrepâncias entre os valores obtidos por dois indicadores diferentes sugerem que a poeira nos núcleos ativos e Starbursts não está distribuída em uma camada externa, mas misturada internamente com o gás emissor de forma não uniforme. A linha de [SIII] 0.953μm foi a mais estendida em 78% dos objetos da amostra, indicando que pode ser usada no NIR para mapear a excitação do gás, semelhante à linha de [OIII] λ5007 no visível. O tamanho da região emissora foi maior nas galáxias Starbursts (raio médio igual a 430 pc) do que nas galáxias Seyferts (raio médio igual a 280 pc), provavelmente devido ao fato de que a formação estelar ocorre ao longo de todo o disco galáctico na primeira. As galáxias Seyfert apresentaram valores entre 6 < [SIII] 0.953 μm /Pa𝛽 < 30 e 3 <HeI 1.083μm /Pa𝛽 < 10, enquanto que nas Starbursts estas razões foram menores que 6 e 3, respectivamente. Foram testados vários diagramas de diagnósticos envolvendo razões de linhas no NIR, com o objetivo de separar objetos de acordo com o nível de atividade nuclear. Dois diagramas se destacam: [FeII] 1.257μm /Pa𝛽 versus H₂ (1,0)S(1) 2.121μm /Br𝛾 e [SIII] 0.953μm /Pa𝛽 versus HeI 1.083μm /Pa𝛽, sendo que o último é proposto, pela primeira vez, na literatura. Para 5 galáxias da amostra, são apresentadas curvas de rotação derivadas a partir da posição das linhas de [FeII] 1.257μm, Pa𝛽, H₂ (1,0)S(1) 2.121μm e pela primeira vez na literatura pesquisada, para [SIII] 0.953μm e HeI 1.083μm. Encontramos, ainda, um perfil de duplo pico na linha de HeI 1.083μm, que foi interpretado como evidência de um outflow na região central da galáxia NGC 2110, além de uma componente larga nesta linha associada `a uma região de linhas largas (BLR) obscurecida.