La cinématique des gaz ionisés dans les AGN

Les galaxies qui ont un renflement central contiennent généralement un trou noir supermassif en leur cœur. Quand ce trou noir aspire de la matière autour de lui, ça crée une structure connue sous le nom de Noyau Galactique Actif (NGA). Ce processus libère de l'énergie sous forme de radiations, de jets et de flux. L'énergie peut interagir avec le gaz trouvé au centre de la galaxie et même s'étendre à des échelles plus grandes, impactant significativement la galaxie hôte. Cette interaction est souvent appelée retour d’information.

Le retour d’information peut soit supprimer la formation d'étoiles en chauffant et expulsant le gaz, soit, dans certains cas, la favoriser en déclenchant la formation d'étoiles et en affectant l’espace environnant entre les galaxies.

Dans les NGA puissants, l'interaction avec le gaz environnant peut provoquer des perturbations dans le mouvement du gaz, qui peuvent être observées sous forme de flux ou de vitesses accrues dans des zones spécifiques. Comprendre comment ces interactions fonctionnent implique d'étudier la cinématique du gaz, en se concentrant spécialement sur la phase de gaz ionisé, en utilisant des lignes d'émission spécifiques comme [Oiii] 5007.

Des enquêtes comme MaNGA (Mapping Nearby Galaxies at Apache Point Observatory) ont permis aux scientifiques d’analyser un nombre significatif de galaxies, fournissant des données sur leur Cinématique des gaz et comment elles se rapportent à l'activité des NGA.

Dans cet article, nous explorons la cinématique du gaz ionisé dans 293 galaxies hôtes de NGA et les comparons à 485 galaxies de contrôle non actives. En utilisant les mesures de la ligne d'émission [Oiii]5007, nous créons des cartes de flux, de vitesse et de valeurs W, qui nous aident à comprendre les mouvements et les perturbations créées par les NGA.

#L'étude

#Sélection de l'échantillon

Nous avons étudié la cinématique du gaz ionisé dans 293 galaxies hôtes de NGA, choisies à partir de l'enquête MaNGA. Ces galaxies ont été comparées à un groupe de contrôle de 485 galaxies non actives. Chaque hôte de NGA a été associé à deux galaxies de contrôle sur la base de leurs propriétés, telles que la forme de la galaxie, la masse, la distance, et comment elles sont inclinées par rapport à nous.

Les galaxies NGA et de contrôle avaient des décalages vers le rouge allant de 0,013 à 0,15, avec des masses stellaires typiques entre 10^10 et 10^12 masses solaires.

#Méthodes de collecte de données

Pour cette recherche, nous avons axé notre étude sur la ligne d'émission [Oiii]5007, qui nous permet d'examiner la cinématique du gaz ionisé. Nous avons utilisé une technique appelée ajustement gaussien pour comprendre les formes des lignes d'émission et dériver des paramètres importants comme la vitesse et le flux.

Nous avons spécifiquement recherché un élargissement des lignes d'émission. Dans 45% des NGA, nous avons trouvé qu'une composante large était nécessaire pour ajuster les profils de ligne. Ces composantes larges ont été identifiées avec des flux, tandis que les NGA restantes ont montré des profils plus larges que les galaxies de contrôle sur des zones plus vastes, que nous avons qualifiées de Régions Kinématiquement Perturbées (RKP).

#Résultats

1. Perturbation du gaz : Nous avons trouvé un lien positif entre les valeurs W moyennes (une mesure de la largeur de ligne) et la luminosité de la ligne [Oiii], suggérant que les RKP résultaient du chauffage et de la turbulence dans le milieu interstellaire (MIS) causés par les NGA.

2. Étendue de la perturbation : Les RKP pouvaient s'étendre jusqu'à 24 kpc du centre, atteignant un ratio moyen de 57% par rapport à la Région de Ligne Étroite Étendue (RLEE).

3. Débits de flux et puissances : Nous avons estimé les débits de masse du gaz et les énergies cinétiques pour les NGA, trouvant une corrélation entre ces valeurs et la luminosité des NGA.

4. Type de NGA : La majorité de nos NGA étaient de faible luminosité, et nous avons observé que même celles-ci peuvent influencer leurs galaxies hôtes sur de nombreux kiloparsecs, montrant un retour d’information en "mode de maintenance" qui peut réguler la formation d'étoiles au fil du temps.

#Cinématique en détail

Dans la plupart des galaxies avec des trous noirs centraux, la dynamique du gaz est complexe. Le gaz peut soit tourner autour du trou noir de manière organisée, soit exhiber un mouvement chaotique en raison des perturbations causées par les NGA. La région active autour d'un NGA est souvent très variable, et la cinématique peut changer significativement en fonction de la luminosité du NGA.

Les principaux effets observables dans le mouvement du gaz peuvent être catégorisés comme des flux, qui sont le gaz expulsé en raison de l'énergie du NGA, et des dispersions de vitesse accrues qui indiquent que le gaz se déplace de manière non organisée.

#Signification historique

Comprendre les impacts des NGA a été un sujet d'études pendant de nombreuses années. Des recherches antérieures ont établi que les effets de retour d’information des NGA peuvent soit promouvoir, soit supprimer la formation d'étoiles dans les galaxies hôtes. Les NGA puissants sont connus pour entraîner des flux de gaz, ce qui peut conduire à des changements dans la structure et la formation d'étoiles dans les galaxies.

En utilisant des données d'enquêtes comme MaNGA, cette étude s’ajoute au corpus existant en fournissant des mesures détaillées de la manière dont les NGA de faible luminosité peuvent également affecter de manière significative leurs galaxies hôtes à travers des processus cinétiques.

#Région Kinématiquement Perturbée (RKP)

La RKP est définie comme la zone entourant le NGA où le gaz présente un mouvement significativement différent de ce qui serait attendu du potentiel gravitationnel de la galaxie.

#Définition de la RKP

Dans notre échantillon, nous avons établi les limites de la RKP en utilisant la valeur W, une mesure non paramétrique qui indique la largeur du profil de la ligne d'émission. Nous avons fixé une valeur seuil basée sur les valeurs W moyennes obtenues de l'échantillon de contrôle plus un écart type.

#Résultats sur l'étendue de la RKP

1. Étendue moyenne : L'étendue moyenne de la RKP a été trouvée autour de 4,1 kpc, tandis que la RLEE s'étendait à environ 7,2 kpc. Cela indique que l'influence du NGA peut s'étendre assez loin dans la galaxie hôte.

2. Corrélation avec la luminosité : Nous avons observé une tendance montrant que la distance à laquelle le NGA affecte la galaxie tend à augmenter avec une luminosité plus élevée, signifiant que les NGA plus puissants ont des impacts plus étendus.

3. Type 1 vs Type 2 NGA : Nous n'avons trouvé aucune différence significative dans l'étendue de la RKP entre les NGA de type 1 et de type 2, suggérant que les perturbations causées par le NGA sont isotropes, c'est-à-dire qu'elles se propagent dans toutes les directions plutôt que d'être confinées à des jets étroits.

#Impact cinétique des NGA

#Débit de masse et puissance cinétique

Nous avons estimé le débit de masse et l'énergie cinétique associée au gaz affecté par le NGA en utilisant deux méthodes principales : une basée sur la composante large de la ligne d'émission [Oiii] et une autre basée sur le paramètre W pour l'ensemble de l'échantillon de NGA.

1. Méthode de la composante large : Pour les NGA avec deux composants dans leurs lignes d'émission, nous avons calculé des débits de masse et des énergies cinétiques basés sur les propriétés de la composante large.

2. Méthode du paramètre W : L'utilisation du paramètre W nous a permis de tenir compte des perturbations dans une région plus étendue, capturant les effets de turbulence et de chauffage par la radiation du NGA.

3. Comparaison des résultats : Les deux méthodes ont donné des débits de masse différents, la méthode W résultant généralement en valeurs plus élevées. Cela indique que le paramètre W capte une gamme plus large de perturbations, y compris celles dues à la turbulence et d'autres sources de mouvement.

#Efficacité de couplage

Nous avons calculé la puissance cinétique des NGA et découvert que l'efficacité de couplage est relativement faible, en moyenne autour de 0,02%. Cela suggère que bien que l'activité des NGA puisse influencer leurs galaxies hôtes, cela peut ne pas suffire à arrêter complètement la formation d'étoiles. Cependant, des perturbations continues peuvent avoir un impact à long terme sur l'évolution de la galaxie.

#Conclusion

Dans cette étude, nous avons examiné la cinématique du gaz ionisé dans un échantillon de 293 NGA, les comparant à un échantillon de contrôle de 485 galaxies non actives. Nos résultats soulignent l'influence significative que même les NGA de faible luminosité peuvent avoir sur leurs galaxies hôtes.

Nous avons mesuré les perturbations dans le mouvement du gaz, identifiant une Région Kinématiquement Perturbée qui s'étend souvent sur plusieurs kiloparsecs. Ce travail fournit des éclairages précieux sur les comportements des NGA et leur rôle dans la dynamique de leurs galaxies hôtes.

La relation entre la luminosité des NGA et les perturbations cinématiques, ainsi que la RKP définie, suggère que les NGA jouent un rôle critique dans la régulation des processus au sein de leurs galaxies hôtes, souvent dans ce qui peut être décrit comme un retour d’information en mode de maintenance.

Les résultats de cette étude soulignent l'importance de comprendre les effets cinématiques des NGA pour obtenir une image plus complète de l’évolution des galaxies et de la relation entre les trous noirs et leurs galaxies hôtes à travers le temps cosmique.