Interacción jet-nubes en Galaxias del Catálogo 3CR

Carlos Feinstein, Duccio Macchetto, Fernanda Montero, Guillermo Hägele

Las Galaxias activas se clasifican en el rango óptico en 3 grupos principales:Seyfert 1Seyfert 2BL Lac (Blazars).

Una explicación con muchos aciertos es la Teoría de la Unificación.

Básicamente tendríamos una sola clase de objetos que se verían diferente desde puntos de perspectiva distintas.

Teoría de la Unificación de AGNs

Seyfert 1 Se observan dos regiones:BLR -> Ne ~ 10 3-10 6, Δv~ 104 km/sNLR -> Ne ~ 10 2-10 4, Δv~ 102 km/s

Seyfert 2Solo se observa el NLR

BL LacObservaríamos en la dirección del Jet

En algunas galaxias aparecen zonas que son NLR,

alejadas de la zona nuclear, y se las conoce como ENLR

Extended Narrow Line Region

• Se observan en algunas galaxias, en algunos casos alejadas del núcleo y con tamaños muy grandes.• Con telescopios de alta resolución angular se puede resolver la morfología (por ejemplo HST).

Explicaciones:•Ionización debido a fotones del AGN •Modelos de mixed matter (Binette et al. A&A 312,365,1999)•Interacción del radio-jet con el ISM, emisión por shocks.•Formación estelar (ejemplo 3C 236, O’Dea et al.)

Problema principal: Q ~ r -2

La intención de este trabajo es la de estudiar regiones de esta clase, obtener sus propiedades de emisión y comparaloscon los diversos modelos que existen en la literatura.

Criterio de selección de objetos:

- Ser galaxias activas y muy poderosas, las radio-galaxias serían candidatos ideales. Por esa razón el catalogo 3CR es una muy buena fuente de objetos. La selección se hizo sobre el snapshot tomado por el Hubble. + de 800 imágenes.

Filtros: F702W(R), F555W(V), Filtros de Rampa en [OIII]λ5007 0 [OII]λ3727 con 300 seg de exp. para R y V se usó la PC con resolución de 0”.0455/pix para el filtro de rampa el F2 con resolución de 0”.0996/pix

Existe un snapshot con la cámara STIS/HST en el U. Y en observación uno nuevo con la cámara ADS

-Tener contrapartida óptica conocida e imágenes con buen S/N en al menos uno de los filtros R o V del HST.

- Emisión medida con filtros angostos en [OIII] o [OII].

- Mapas de radio con buena resolución angular.

- Espectroscopía, para lo cual se usuaria un instrumento estilo Gemini/GMOS (o similar) en modo longslit

- Ser del Tipo Seyfert 2 (aunque esto es un efecto de selección)

3C 299

Z=0.367

Feinstein et al. 1999, ApJ 526,623

F702W(R)

3C 299

Z=0.367

[OIII]λ5007

3C 299 en radio tiene una estructura asimétrica

Resultados:

En 3C 299 el jet interactúa con el medio interestelar y se encontraron 3 pruebas concretas:

1.- Morfología

2.- La no dilución del parámetro de ionización a observado a través del radio [OIII]/[OII] en la ENLR

3.- Los flujos de líneas de emisión son compatibles con losmejores modelos de la literatura de ionización por shocks~ 400 km/seg + zonas precursoras de U. Dopita et al. 1995, ApJ 455,468

3C 244.1

Z=0.428

R V

[OIII]5007

Resultados para 3C 244.1

Rawlings observo en la zona nuclear [OIII]λ5007/H=4.5Con los modelos de Ferland & Netzer (1983) U=3.2e-4 a U= 6.3e-4 (subsolar). Entonces el AGN emitiría Q=4.5e54 fotones/seg y no podría ionizar los Blobs A y B.

Se encuentra que modelos con shocks +sp con velocidades de 300 km/seg, son compatibles con las observaciones.

Feinstein et al. 2002,ApJ 565,125

Objetos encontrados:

[OIII]5007 F702W

a)-b)

[OIII]5007 F702W

a)-b)

[OIII]5007 F702W

a)-b)

F702W

[OIII]5007 F702W

a)-b)

[OIII]5007 F702W

a)-b)

[OIII]5007F702W

a)-b)

3C 135

Aparte de las imagenes tomadas con el HST/WFPC, existen observaciones con HST/STIS.Se observó con el GEMINI/GMOS en modo longslit con la ranura en dirección a las ENLR, para determinar la fuente de energía que ioniza el gas.

Escala=0.073”/pixPA= 51.3 grados

Resultados para 3C 135:

-. El estado ionización no evoluciona espacialmentesobre la región. La fuente de ionización tiene que ser local.-. Las razones de emisión de [OII/NeIII] e [OIII]/Hbetapueden ser explicadas con modelos que contemplenshocks de 500 km/seg y regiones precursoras.

3C 79

Las imagenes de la Base de datos del Hubble muestran una estructura de emisión muy compleja.En muy probable que estemos en presencia de un merger.

Se la observó con Gemini/Gmos en modo longslitPA=120 grados

HST

En F675W

En [OIII]λ5007

Con Gemini/GMOS

3C 234

Z = .1648

[OIII]5007 R (F702W)

Resultados para 3C 234

Realizando un estudio fotometrico (como el que se hizo para 3C 244.1) se encuentra que modelos con shocks +sp con velocidades de 500 km/seg, son compatibles con la observaciones.

Conclusiones

El estudio (que continúa) indica que existen galaxias dondese observan signos apreciables del intercambio de energíade los jets con el medio interestelar. Un estudio más amplio tiene que hacerse para evaluarcual es el impacto de esta interacción en la evolución de lasradiogalaxias.

FIN

3C 299 en radio tiene una estructura asimétrica

1534 MHZ, Leahy 1997

3C 299 en radio tiene una estructura asimétrica

3C 299 en radio tiene una estructura asimétrica

3C 299 en radio tiene una estructura asimétrica

Pruebas de que el jet es el responsable de la ionización delgas.

1.- Estudio de la evolución espacial del parámetro de Ionización

Este se define como

Por lo tanto U~Ne-1 r-2 o sea cae con la distanciapor dilución del flujo de energía.

Entonces el radio [OIII]/[OII] debería también caer con la distancia porque es proporcional a U.

2π4/ rcNQU e

2.- Comparación de las líneas de emisión de contra modelos

Existen observaciones del observatorio de Lick con espectroscopía long-slit.

Dopita et al. 1996

Radio:Mapa en 8.4 Ghz de Leahy.

Optico: F702WWFPC2/PC

Análisis de los datos

- Se encuentra que las estructuras tienen la misma forma tamaño en los filtros anchos como en el de [OIII]5007.

- Al redshift de la galaxia, el filtro R contiene la emisión de H,[OIII]4363, HeII4686, H, [OIII] 4959,5007 y [NI]5199.

- Se hizo fotometría con el “Iraf/Polyphot” y estos datos indican la ausencia de un continuo estelar y solo existe emisión nebular.

- Las estructuras A y B se encuentran donde la componente estelar de la galaxia ya no es observable.

Discusión

- Fotoionización por el AGN

Rawlings observo en la zona nuclear [OIII]λ5007/H=4.5Con los modelos de Ferland & Netzer (1983) U=3.2e-4 a U= 6.3e-4 (subsolar). Entonces el AGN emitiría Q=4.5e54 fotones/seg y no podría ionizar los Blobs A y B.

- Modelos de capas mezcladas (Binette et al. 1996)

Se basan en la relación AM/I que es el ángulo sólidocubierto por las nubes “matter bounded” a las “ionizationbounded”.

- Modelos de shock (Dopita et al. 1995)

Básicamente los usados en 3C 299.

Como test de los diferentes modelos contra las observacionesdefino:

5007]/[ OIIIRCD

De la fotometría de obtiene:para la estructura A ---> CD = 2.0para la estructura B ---> CD = 2.4

De la fotometría de obtiene:para la estructura A ---> CD = 2.0para la estructura B ---> CD = 2.4

Conclusiones

.- En este estudio se ha encontrado en 3 objetos evidencia de la interacción jet/nubes..- Existen más objetos con estructuras de este tipo en el catálogo 3CR..- Son candidatos ideales para la observación con la cámaraGemini/GMOS, ya que se podría además obtener la forma del campo de velocidades