La Cinematica del Gas Ionizzato negli AGN

Le galassie che hanno un rigonfiamento centrale di solito contengono un buco nero supermassiccio al loro centro. Quando questo buco nero attira materia da attorno a sé, crea una struttura nota come Nucleo Galattico Attivo (AGN). Questo processo rilascia energia sotto forma di radiazione, getti e flussi. L'energia può interagire con il gas trovato nel centro della galassia e persino estendersi a scale più grandi, impattando significativamente la galassia ospite. Questa interazione è spesso chiamata Feedback.

Il feedback può o sopprimere la formazione di stelle riscaldando ed espellendo il gas, oppure, in alcuni casi, promuoverla scatenando la formazione di stelle e influenzando lo spazio circostante tra le galassie.

Nei forti AGN, l'interazione con il gas circostante può portare a perturbazioni nel moto del gas, che possono essere osservate come flussi o velocità aumentate in aree specifiche. Comprendere come funzionano queste interazioni implica studiare la cinematica del gas, concentrandosi in particolare sulla fase di gas ionizzato, utilizzando linee di emissione specifiche come [Oiii] 5007.

Indagini come il MaNGA (Mapping Nearby Galaxies at Apache Point Observatory) hanno permesso agli scienziati di analizzare un numero significativo di galassie, fornendo dati sulla loro cinematica del gas e su come si relazionano all'attività AGN.

In questo articolo, esploriamo la cinematica del gas ionizzato in 293 galassie ospiti di AGN e le confrontiamo con 485 galassie di controllo non attive. Utilizzando le misurazioni della linea di emissione [Oiii]5007, creiamo mappe di flusso, velocità e valori di W, che ci aiutano a capire i movimenti e le perturbazioni create dagli AGN.

#Lo Studio

#Selezione del Campione

Abbiamo studiato la cinematica del gas ionizzato in 293 galassie ospiti di AGN, scelte dal sondaggio MaNGA. Queste galassie sono state confrontate con un gruppo di controllo di 485 galassie non attive. Ogni ospite AGN è stato abbinato a due galassie di controllo in base alle loro proprietà, come forma della galassia, massa, distanza e inclinazione rispetto a noi.

Le galassie AGN e di controllo avevano redshift che variavano da 0.013 a 0.15, con masse stellari tipiche tra 10^10 e 10^12 masse solari.

#Metodi di Raccolta Dati

Per questa ricerca, ci siamo concentrati sulla linea di emissione [Oiii]5007, che ci consente di studiare la cinematica del gas ionizzato. Abbiamo utilizzato una tecnica chiamata adattamento gaussiano per comprendere le forme delle linee di emissione e derivare parametri importanti come velocità e flusso.

Abbiamo cercato specificamente allargamenti nelle linee di emissione. Nel 45% degli AGN, abbiamo trovato che era necessario un componente ampio per adattare i profili delle linee. Questi componenti ampi sono stati identificati con flussi, mentre i restanti AGN mostravano profili più ampi rispetto alle galassie di controllo su aree più grandi, che abbiamo definito Regioni Cinematicamente Perturbate (KDR).

#Risultati

1. Disturbi del Gas: Abbiamo trovato un legame positivo tra i valori medi di W (una misura della larghezza della linea) e la luminosità della linea [Oiii], suggerendo che le KDR erano il risultato di riscaldamento e turbolenza nel mezzo interstellare (ISM) causata dagli AGN.

2. Estensione del Disturbo: Le KDR potevano estendersi fino a 24 kpc dal centro, raggiungendo un rapporto medio del 57% rispetto alla Regione di Linea Stretta Estesa (ENLR).

3. Flussi e Potenza: Abbiamo stimato i tassi di flusso di massa del gas e le energie cinetiche per gli AGN, trovando una correlazione tra questi valori e la luminosità dell'AGN.

4. Tipo di AGN: La maggior parte dei nostri AGN era a bassa luminosità, e abbiamo osservato che anche questi possono influenzare le loro galassie ospiti per molte kiloparsec, mostrando un feedback in "modalità di manutenzione" che può regolare la formazione di stelle nel tempo.

#Cinematica in Dettaglio

All'interno della maggior parte delle galassie con buchi neri centrali, la dinamica del gas è complessa. Il gas può ruotare intorno al buco nero in modo organizzato oppure mostrare movimento caotico a causa delle perturbazioni causate dagli AGN. La regione attiva attorno a un AGN è spesso altamente variabile, e la cinematica può cambiare significativamente in base a quanto luminoso è l'AGN.

I principali effetti osservabili nel movimento del gas possono essere categorizzati come flussi, che sono il gas espulso a causa dell'energia dell'AGN, e dispersioni di velocità aumentate che indicano che il gas si muove in modi non organizzati.

#Significato Storico

Comprendere gli impatti degli AGN è stato un focus di studio per molti anni. Ricerche precedenti hanno stabilito che gli effetti di feedback degli AGN possono sia promuovere che sopprimere la formazione di stelle nelle galassie ospiti. Gli AGN potenti sono noti per guidare flussi di gas, che possono portare a cambiamenti nella struttura e formazione di stelle nelle galassie.

Utilizzando dati da indagini come il MaNGA, questo studio si aggiunge al lavoro esistente fornendo misurazioni dettagliate di come anche gli AGN a bassa luminosità possano influenzare significativamente le loro galassie ospiti attraverso processi cinetici.

#Regione Cinematicamente Perturbata (KDR)

La KDR è definita come l'area circostante l'AGN in cui il gas mostra un moto significativamente diverso da quello che ci si aspetterebbe dal potenziale gravitazionale della galassia.

#Definire la KDR

Nel nostro campione, abbiamo stabilito i confini per la KDR utilizzando il valore di W, una misura non parametrica che indica la larghezza del profilo della linea di emissione. Abbiamo impostato un valore soglia basato sui valori medi di W ottenuti dal campione di controllo più una deviazione standard.

#Risultati sull'Estensione della KDR

1. Estensione Media: L'estensione media della KDR è stata trovata essere di circa 4.1 kpc, mentre l'ENLR si estendeva fino a circa 7.2 kpc. Questo indica che l'influenza dell'AGN può estendersi piuttosto lontano nella galassia ospite.

2. Correlazione con la Luminosità: Abbiamo osservato una tendenza che mostrava che la distanza in cui l'AGN influenza la galassia tende ad aumentare con una maggiore luminosità, significando che AGN più forti hanno impatti più estesi.

3. AGN di Tipo 1 vs Tipo 2: Non abbiamo trovato differenze significative nell'estensione della KDR tra AGN di Tipo 1 e Tipo 2, suggerendo che le perturbazioni causate dagli AGN sono isotropiche, cioè si diffondono in tutte le direzioni piuttosto che essere confinate a getti stretti.

#Impatto Cinetico degli AGN

#Tasso di Flusso di Massa e Potenza Cinetica

Abbiamo stimato il tasso di flusso di massa e l'energia cinetica associata al gas influenzato dagli AGN utilizzando due metodi principali: uno basato sul componente ampio della linea di emissione [Oiii] e un altro basato sul parametro W per l'intero campione di AGN.

1. Metodo del Componente Ampio: Per gli AGN con due componenti nelle loro linee di emissione, abbiamo calcolato i tassi di flusso di massa e le energie cinetiche in base alle proprietà del componente ampio.

2. Metodo del Parametro W: Utilizzare il parametro W ci ha permesso di tener conto delle perturbazioni in una regione più estesa, catturando gli effetti di turbolenza e riscaldamento dovuti alla radiazione AGN.

3. Confronto dei Risultati: I due metodi hanno prodotto tassi di flusso di massa diversi, con il metodo W che generalmente ha portato a valori più alti. Questo indica che il parametro W cattura un'ampia gamma di perturbazioni, comprese quelle dovute a turbolenza e altre fonti di movimento.

#Efficienza di Accoppiamento

Abbiamo calcolato la potenza cinetica degli AGN e trovato che l'efficienza di accoppiamento è relativamente bassa, mediamente intorno allo 0.02%. Questo suggerisce che, sebbene l'attività AGN possa influenzare le loro galassie ospiti, potrebbe non essere sufficiente a fermare completamente la formazione di stelle. Tuttavia, continui disturbi possono comunque avere un impatto a lungo termine sull'evoluzione della galassia.

#Conclusione

In questo studio, abbiamo indagato la cinematica del gas ionizzato in un campione di 293 AGN, confrontandoli con un campione di controllo di 485 galassie non attive. I nostri risultati evidenziano l'influenza significativa che anche gli AGN a bassa luminosità possono avere sulle loro galassie ospiti.

Abbiamo misurato le perturbazioni nel movimento del gas, identificando una Regione Cinematicamente Perturbata che spesso si estendeva per diversi kiloparsec. Questo lavoro fornisce preziose informazioni sui comportamenti degli AGN e sul loro ruolo nel plasmare la dinamica delle loro galassie ospiti.

La relazione tra la luminosità degli AGN e le perturbazioni cinematiche, insieme alla KDR definita, suggerisce che gli AGN svolgono un ruolo cruciale nel regolare i processi all'interno delle loro galassie ospiti, spesso in quello che può essere descritto come un feedback in modalità di manutenzione.

I risultati di questo studio enfatizzano l'importanza di comprendere gli effetti cinetici degli AGN per ottenere un quadro più completo dell'evoluzione delle galassie e della relazione tra buchi neri e le loro galassie ospiti nel tempo cosmico.