Propriedades físicas da emissão de FeII em núcleos ativos de galáxias.

Apresentamos, pela primeira vez, um estudo da emissão de Fe II na região do infravermelho próximo (NIR) em uma amostra de 25 núcleos ativos de galáxias (AGN) com o objetivo de obter informações sobre a física desta emissão, particularmente sobre os mecanismos de excitação e a localização mais provável da sua região de formação. Para a análise da emissão de Fe II foi utilizado o template desenvolvido por Garcia-Rissmann et al. (2012), que foi convoluído em FWHM e escalonado em fluxo para cada objeto da amostra. O template se mostrou eficiente na modelagem e subtração da emissão de Fe II na NIR, particularmente para as região das linhas de 1 μm, sugerindo a existência de um mecanismo de excitação dominante a todos os objetos da amostra. A presença do bump de Fe II em λ9200 foi observada em toda a amostra confirmando a presença do processo de fluorescência de Lyα em AGNs. Foi encontrada uma forte correlação entre a emissão do bump de λ9200, as linhas de 1 μm e a emissão óptica de Fe II, indicando que o processo de fluorescência de Lyα é um mecanismo importante na produção de Fe II em AGNs. Utilizando os resultados acima e os fluxos medidos de Fe II foi estimado um limite inferior para a contribuição do processo de flourescência de Lyα na produção de Fe II no óptico. Os resultados mostram que cerca de 18% dos fótons observados no óptico são produzidos por esse processo. Foram comparados os perfis das linhas de Fe II λ10502, O I λ11287, Ca II λ8664 e Paβ λ12812 a fim de obter informações sobre a região de formação destes íons. Os resultados mostram que as linhas de Fe II, O I e Ca II possuem larguras similares e em média 30% mais estreitas que as Paβ. Isto significa que as três primeiras são formadas em uma mesma região, mais externa à aquela onde é produzida as linhas de Hidrogênio. Supondo que o movimento das nuvens emissoras dessas linhas é virializado, os resultados obtidos neste trabalho mostram que o Fe II (bem como o O I e o Ca II) é produzido em uma região, em média, duas vezes mais distante da fonte central que Paβ. As distâncias encontradas para a regiões emissoras de Fe II variam com grande amplitude: de 8,5 dias-luz para NGC4051 até 198,2 dias-luz para Mrk 509. Os resultados derivados deste estudo ressaltam a importância do estudo do Fe II na NIR para vincular parâmetros fundamentais da física deste íon

Coronal-line forest active galactic nuclei I. Physical properties of the emission-line regions

Coronal-line forest (CLiF) active galactic nuclei (AGNs) are characterized by strong high-ionization lines, which contrasts with what is found in most AGNs. Here, we carry out a multiwavelength analysis aimed at understanding the physical processes in the narrow-line region (NLR) of these objects, and at discovering whether they are indeed a special class of AGNs. By comparing coronal emission-line ratios we conclude that there are no differences between CLiF and non-CLiF AGNs. We derive physical conditions of the NLR gas and we find electron densities in the range of 3.6 × 102 to 1.7 × 104 cm−3 and temperatures of 3.7 × 103 to 6.3 × 104 K, suggesting that the ionization mechanism is associated primarily with photoionization by the AGN. We suggest an NLR dominated by matter-bounded clouds to explain the high-ionization line spectrum observed. The mass of the central black hole, derived from the stellar velocity dispersion, shows that most of the objects have values in the interval 107–108 M⊙. Our results imply that CLiF AGNs are not in a separate category of AGNs. In all optical/near-infrared emission-line properties analysed, they represent an extension to the low/high ends of the distribution within the AGN class

Optical properties of Peaked Spectrum radio sources

In this work, we study the optical properties of compact radio sources selected from the literature in order to determine the impact of the radio-jet in their circumnuclear environment. Our sample includes 58 Compact Steep Spectrum (CSS) and GigaHertz Peaked Spectrum (GPS) and 14 Megahertz-Peaked spectrum (MPS) radio sources located at z ≤ 1. The radio luminosity (LR) of the sample varies between Log LR ∼ 23.2 and 27.7 W Hz−1. We obtained optical spectra for all sources from SDSS-DR12 and performed a stellar population synthesis using the STARLIGHT code. We derived stellar masses (M ), ages t , star formation rates (SFR), metallicities Z and internal reddening AV for all young AGNs of our sample. A visual inspection of the SDSS images was made to assign a morphological class for each source. Our results indicate that the sample is dominated by intermediate to old stellar populations and there is no strong correlation between optical and radio properties of these sources. Also, we found that young AGNs can be hosted by elliptical, spiral and interacting galaxies, confirming recent findings. When comparing the optical properties of CSS/GPS and MPS sources, we do not find any significant difference. Finally, the Mid-Infrared WISE colours analysis suggests that the compact radio sources defined as powerful AGNs are, in general, gas-rich systems

Stellar populations in local AGNs : evidence for enhanced star formation in the inner 100 pc

In modern models and simulations of galactic evolution, the star formation in massive galaxies is regulated by an ad hoc active galactic nuclei (AGN) feedback process. However, the physics and the extension of such effects on the star formation history of galaxies is matter of vivid debate. In order to shed some light in the AGN effects over the star formation, we analysed the inner 500 × 500 pc of a sample of 14 Seyfert galaxies using GMOS and MUSE integral field spectroscopy. We fitted the continuum spectra in order to derive stellar age, metallicity, velocity, and velocity dispersion maps in each source. After stacking our sample and averaging their properties, we found that the contribution of young SP, as well as that of AGN featureless continuum both peak at the nucleus. The fraction of intermediate-age SPs is smaller in the nucleus if compared to outer regions, and the contribution of old SPs vary very little within our field of view (FoV). We also found no variation of velocity dispersion or metallicity within our FoV. Lastly, we detected an increase in the dust reddening towards the center of the galaxies. These results lead us to conclude that AGN phenomenon is usually related to a recent star formation episode in the circumnuclear region

Propriedades físicas da emissão de FeII em núcleos ativos de galáxias.

Apresentamos, pela primeira vez, um estudo da emissão de Fe II na região do infravermelho próximo (NIR) em uma amostra de 25 núcleos ativos de galáxias (AGN) com o objetivo de obter informações sobre a física desta emissão, particularmente sobre os mecanismos de excitação e a localização mais provável da sua região de formação. Para a análise da emissão de Fe II foi utilizado o template desenvolvido por Garcia-Rissmann et al. (2012), que foi convoluído em FWHM e escalonado em fluxo para cada objeto da amostra. O template se mostrou eficiente na modelagem e subtração da emissão de Fe II na NIR, particularmente para as região das linhas de 1 μm, sugerindo a existência de um mecanismo de excitação dominante a todos os objetos da amostra. A presença do bump de Fe II em λ9200 foi observada em toda a amostra confirmando a presença do processo de fluorescência de Lyα em AGNs. Foi encontrada uma forte correlação entre a emissão do bump de λ9200, as linhas de 1 μm e a emissão óptica de Fe II, indicando que o processo de fluorescência de Lyα é um mecanismo importante na produção de Fe II em AGNs. Utilizando os resultados acima e os fluxos medidos de Fe II foi estimado um limite inferior para a contribuição do processo de flourescência de Lyα na produção de Fe II no óptico. Os resultados mostram que cerca de 18% dos fótons observados no óptico são produzidos por esse processo. Foram comparados os perfis das linhas de Fe II λ10502, O I λ11287, Ca II λ8664 e Paβ λ12812 a fim de obter informações sobre a região de formação destes íons. Os resultados mostram que as linhas de Fe II, O I e Ca II possuem larguras similares e em média 30% mais estreitas que as Paβ. Isto significa que as três primeiras são formadas em uma mesma região, mais externa à aquela onde é produzida as linhas de Hidrogênio. Supondo que o movimento das nuvens emissoras dessas linhas é virializado, os resultados obtidos neste trabalho mostram que o Fe II (bem como o O I e o Ca II) é produzido em uma região, em média, duas vezes mais distante da fonte central que Paβ. As distâncias encontradas para a regiões emissoras de Fe II variam com grande amplitude: de 8,5 dias-luz para NGC4051 até 198,2 dias-luz para Mrk 509. Os resultados derivados deste estudo ressaltam a importância do estudo do Fe II na NIR para vincular parâmetros fundamentais da física deste íon