• Título:  LA EMISIÓN INFRARROJA DE GALAXIAS ACTIVAS
• Autor:  García González, Judit
• Universidad:  Universidad de Cantabria
• Departamento:  Instituto de Física de Cantabria (IFCA)
• Fecha de Lectura:  17/05/2017
• Programa de doctorado:  Programa Oficial de Doctorado en Ciencias, Tecnología y Computación
• Dirección: 
  • ALONSO HERRERO, ALMUDENA    (Director)
  • MATEOS IBAÑEZ, SILVIA    (Tutor/Ponente)
• Tribunal: 
  • García Burillo, Santiago    (presidente)
  • CARRERA TROYANO, FRANCISCO JESUS    (secretario)
  • Ceballos Merino, Maria Teresa    (vocal)
• Descriptores: 
  • ASTRONOMIA Y ASTROFISICA
  • GALAXIAS
• Localización:  BIBLIOTECA UNIVERSIDAD DE CANTABRIA
• 317793_937070.pdf
• Resumen:
  Actualmente se cree que existen agujeros negros supermasivos (SMBH, del inglés Super Massive Black Holes) en el centro de todas las galaxias con un bulbo prominente. Este SMBH juega un papel importante en la formación de las galaxias, compartiendo mecanismos de formación y crecimiento con el bulbo de las galaxias. En algunas galaxias el SMBH está inactivo mientras que en otras el SMBH está acretando material y creciendo. Este último fenómeno se conoce como núcleo galáctico activo (AGN, del inglés Active Galactic Nuclei) y es muy energético; la luminosidad de la región central puede llegar a ser miles de veces mayor que la de la galaxia anfitriona. Según la versión más simple del modelo unificado, todos los AGN tienen la misma estructura: SMBH, disco de acreción, corona, región de emisión de líneas anchas (BLR, del inglés Broad Line Region), toro, región de emisión de líneas estrechas (NLR, del inglés Narrow Line Region) y algunos tipos de AGN presentan un chorro de partículas a velocidades relativistas. Los AGN emiten en todo el espectro electromagnético, desde radio a rayos γ, con una parte importante de su emisión en el infrarrojo (IR). Cada uno de los elementos del AGN tiene el pico de emisión en un rango diferente, por lo que el estudio de un rango en concreto del espectro electromagnético proporciona información de un elemento específico (por ejemplo, el disco de acreción, gas en la región de líneas anchas, el toro, etc). Las diferencias observadas entre los distintos tipos de AGN se explican mediante efectos de orientación, siendo el toro de polvo y gas el ingrediente clave para explicar esta dependencia. Como el toro reprocesa la radiación óptica y ultravioleta (UV) del disco de acreción y la reemite en el rango IR, es importante estudiar la emisión IR para entender las propiedades del too de polvo que rodea al AGN. La emisión IR de las galaxias activas no sólo se debe al AGN sino también a la galaxia anfitriona. En el caso de las galaxias Seyfert (las más comunes en esta tesis) la emisión IR se puede entender como una combinación de tres componentes espectrales principales: continuo y características espectrales debidas al polvo calentado por el AGN y formación estelar, así como líneas de emisión (atómicas, iónicas y moleculares) que pueden ser igualmente excitadas por el AGN y/o formación estelar. Mientras que la emisión nuclear en el IR cercano (NIR, del inglés Near Infrared) y en el IR medio (MIR, del inglés Mid Infrared) de las galaxias Seyfert está dominada por el AGN, la emisión en el IR lejano (FIR, del inglés Far Infrared) está normalmente dominada por la galaxia anfitriona. En los últimos años se han presentado numerosos modelos de toro para reproducir las observaciones en el IR de los AGN. Estos modelos se pueden dividir en modelos hidrodinámicos y modelos de transferencia radiativa. Estos últimos han pasado en los últimos 15 años de configuraciones en las que el polvo está distribuido uniformemente a configuraciones más físicas donde el polvo se encuentra en nubes, también llamadas configuraciones de toro "grumoso" (clumpy torus). Estudios dinámicos e interferometría en el MIR favorecen una estructura grumosa en vez de un toro uniforme. Para delimitar los parámetros de los modelos de toro es necesario comparar predicciones de los modelos de toro grumoso con observaciones en el IR de los AGN hechas con alta resolución angular. Existen diferentes métodos para seleccionar AGN tanto en el Universo Local como a distancias cosmológicas. No es posible tener una técnica de selección de AGN eficiente, fiable y completa, ya que no todos los AGN muestran las mismas características observacionales. Convencionalmente, el método más usado y directo para identificar AGN ha sido la espectroscopía óptica. Los AGN pueden ser identificados por la presencia de líneas de emisión anchas, por la detección de líneas estrechas características de la ionización de los AGN, o por cocientes de intensidades de líneas en diagramas de diagnóstico. Los AGN en campos cosmológicos suelen ser identificados por su emisión en rayos X, su emisión IR, un exceso en la emisión en radio o por combinaciones de diferentes emisiones. Como la mayoría de AGN varía en escalas de tiempo de horas a millones de años, la variabilidad es otro método usado para seleccionar AGN. Este método selecciona preferentemente AGN de baja luminosidad porque se espera que muestren mayor variabilidad que los más luminosos. Todos estos métodos de selección de AGN son complementarios y pueden detectar fuentes que otros métodos pueden perder. OBJETIVOS DE LA INVESTIGACIÓN Como se ha explicado anteriormente, al no haber una única técnica para identificar AGN es importante usar diferentes métodos ya que todos ellos presentan sesgos. Además, la banda IR es el rango espectral clave para entender el toro de polvo del AGN. Como la galaxia anfitriona también emite en el IR, es importante separar ambas emisiones. El principal objetivo de esta tesis es el estudio de la emisión IR tanto en AGN de galaxias cercanas como de galaxias en campos cosmológicos. Esta tesis está dividida en dos partes diferentes. El principal propósito de la primera parte es la selección de AGN en campos cosmológicos por medio de la variabilidad en el IR, usando para ello datos de Spitzer/MIPS 24 μm (Capítulo 3). El objetivo de la segunda parte es el estudio del polvo calentado por el AGN en galaxias cercanas usando para ello datos de Herschel y de telescopios en tierra (Capítulos 4 y 5). Seleccionar AGN por su variabilidad IR (24 μm) es un nuevo método que permite identificar AGN oscurecidos y de baja luminosidad que no son detectados por otros estudios. Además permite comparar los AGN variables seleccionados con catálogos de AGN seleccionados por otros métodos, y estimar la fracción que suponen estos AGN oscurecidos respecto a la población general de AGN. También es posible calcular la contribución de estos AGN a la emisión en el MIR total para estas fuentes variables. Por otra parte, el estudio de galaxias Seyfert cercanas permite separar la emisión nuclear en el IR debida al polvo calentado por el AGN de la debida al polvo calentado por formación estelar, y por tanto se pueden estudiar las propiedades en el IR de los AGN. También permite comparar estadísticamente las propiedades en el MIR de las galaxias Seyfert con las predicciones de los modelos de toro grumoso. Los objetivos de la tesis se pueden resumir en los siguientes puntos: 1. Selección de AGN por su variabilidad en 24 μm usando un método estadístico χ cuadrado. 2. Caracterización de las propiedades de las fuentes variables en 24 μm, así como su comparación con otros estudios de variabilidad. 3. Mecanismos que dan lugar a la emisión nuclear e integrada en el FIR para galaxias Seyfert cercanas analizando para ello sus propiedades, como la emisión no resuelta en 70 μm, la distribución de colores en el FIR, las tasas de formación estelar (SFR, del inglés Star Formation Rates) nuclear y extranuclear y resultados de ajustar las distribuciones espectrales de energía FIR a un cuerpo gris. 4. Identificación de galaxias Seyfert cuya emisión en 70 μm es debida principalmente al polvo calentado por el AGN, usando para ello 4 criterios diferentes. 5. Estudio de la emisión en el MIR debida a polvo calentado por el AGN. 6. Comparación estadística entre las propiedades en el MIR del AGN y las predicciones de modelos de toro grumoso, permitiendo delimitar algunos de los parámetros de los modelos. PLANTEAMIENTO Y METODOLOGÍA Para lograr los objetivos enumerados anteriormente se han usado principalmente dos estrategias diferentes: imágenes, usando para ello instrumentos en telescopios espaciales (como MIPS en Spitzer y PACS y SPIRE en Herschel) y espectroscopía usando instrumentos en telescopios terrestres (como T-ReCS en el telescopio de 8.1 m Gemini-South, VISIR en el telescopio de 8.2 m VLT UT3, CanariCam en el Gran Telescopio de Canarias de 10.4 m y Michelle en el telescopio de 8.1 m Gemini-North). La estrategia adoptada para el primer estudio (selección de AGN mediante variabilidad en 24 μm) consiste en recopilar todos los datos tomados por el instrumento MIPS alrededor de los campos cosmológicos GOODS. Estos datos corresponden a diferentes propuestas de observación y pueden ser recopilados mediante el archivo de Spitzer (Spitzer Heritage Archive). Se dividen los datos en diferentes épocas y se obtienen los flujos a 24 μm de las fuentes en cada época. Cruzando los datos de las distintas épocas se obtiene un catálogo con las fuentes comunes a todas las épocas. Con los datos de este catálogo de usa un método estadístico χ cuadrado que tiene en cuenta los diferentes errores fotométricos para seleccionar las fuentes variables. Se estudian las propiedades de las fuentes seleccionadas por su variabilidad y se compara con otros catálogos de AGN y estudios de variabilidad en otras longitudes de onda. Para el segundo trabajo (emisión nuclear e integrada en el FIR de galaxias Seyfert cercanas) la estrategia utilizada ha sido diferente debido a que en este trabajo se estudian galaxias cercanas en lugar de galaxias en campos cosmológicos. Para este trabajo se han seleccionado 33 galaxias Seyfert con imágenes tomadas con PACS (70, 100 y 160 μm) y SPIRE (250, 350 y 500 μm) y con espectroscopía en el MIR de gran resolución espectral. Esto permite determinar si las galaxias poseen actividad de formación estelar en escalas de 50-60 pc, lo cual es necesario para determinar si las galaxias tienen su emisión en el FIR dominada por el AGN. Se han realizado medidas fotométricas tanto para la zona nuclear como para la galaxia entera. Se definen 4 criterios diferentes para identificar las galaxias con una contribución importante de la emisión en 70 μm debida al polvo calentado por el AGN. Estos criterios son: (1) elevados cocientes flujo(70 μm)/flujo(160 μm) respecto a los típicos colores para galaxias con formación estelar, (2) gradiente de temperatura del polvo mayor que los valores típicos para las galaxias con formación estelar, (3) exceso de emisión en 70 μm respecto al ajuste de la emisión integrada a un cuerpo negro con valor de la emisividad del polvo de β=2, y (4) exceso de la SFR nuclear obtenida a partir de la emisión en 70 μm respecto a la obtenida mediante indicadores en el MIR. Para el tercer trabajo (investigación estadística de las predicciones de los modelos de toro grumoso en el MIR) se utiliza espectroscopía como estrategia principal, al contrario que en los anteriores trabajos en los que se usa la fotometría. Para ello se selecciona una muestra de 53 galaxias Seyfert cercanas con espectroscopía de alta resolución en el MIR (típicamente 7.5-13 μm) tomada con telescopios terrestres. Los espectros en el MIR de las galaxias se descomponen usando el programa deblendIRS para obtener las distintas componentes y poder estudiar la contribución del AGN. Las propiedades obtenidas para las galaxias, en nuestro caso la fuerza de los silicatos en 9.7 μm y el índice espectral medido entre 8.1 y 12.5 μm, se comparan estadísticamente con las predicciones de los modelos de toro grumoso CAT3D de Hönig & Kishimoto (2010), así como con una nueva versión de los modelos que incluye una mejor representación física de las propiedades de sublimación del polvo. Comparando las predicciones de los modelos con las propiedades obtenidas para las galaxias se puede delimitar algunos de los parámetros de los modelos de toro grumoso. APORTACIONES ORIGINALES La investigación presentada en esta tesis ha contribuido significativamente al conocimiento de la emisión en el IR de los AGN. Se han introducido varias novedades en este trabajo respecto a trabajos publicados anteriormente. En el caso de los AGN seleccionados mediante variabilidad en 24 μm, se trata del primer estudio realizado en esta longitud de onda. Existen diversos estudios sobre variabilidad en los campos cosmológicos GOODS tanto en el óptico como en rayos X y en radio. Pero no existe ningún estudio de variabilidad usando en MIR. Por tanto este trabajo ofrece un método novedoso para seleccionar AGN poco luminosos y oscurecidos que no son identificados con otras técnicas. Aparte de este trabajo, solo existe un estudio de variabilidad en el IR en otro campo cosmológico. En ese trabajo usaron las bandas más sensibles de IRAC a 3.6 y 4.5 μm (NIR) para seleccionar fuentes variables. En el caso de la emisión nuclear e integrada en el FIR de galaxias Seyfert cercanas, es el primer estudio estadístico de la contribución en el FIR del AGN. Existen diversos estudios de galaxias individuales para determinar la contribución del polvo calentado por el AGN a la emisión total en el FIR, pero ninguno para grandes muestras de galaxias. Por ello es importante encontrar un método para poder determinar estadísticamente si el AGN domina en el FIR sin necesidad de hacer ajustes individuales para cada galaxia. Los 4 criterios definidos en este trabajo proporcionan una novedosa forma de seleccionar estadísticamente galaxias Seyfert con una contribución significativa del AGN a 70 μm. En el caso de la investigación estadística de las predicciones de los modelos de toro grumoso en el MIR, la nueva versión de los modelos CAT3D de Hönig & Kishimoto (2010) introducen un modelo diferencial de sublimación del polvo novedoso que es único y no está incluido en otros modelos de toro grumoso disponibles en la literatura. Los nuevos modelos producen distribuciones espectrales de energía más azules en el NIR y MIR y reproducen mejor las propiedades en el MIR de las galaxias Seyfert locales. Los resultados obtenidos durante esta tesis han sido presentados en varios congresos y revistas internacionales (García-González et al. 2015, 2016). El último trabajo ha sido enviado a la revista MNRAS. CONCLUSIONES La investigación realizada durante esta tesis está centrada en la emisión IR puesto que es la emisión clave para poder estudiar el toro de polvo que rodea al AGN. El primer estudio realizado (Capítulo 3) ha permitido seleccionar AGN mediante su variabilidad en 24 μm (longitud de onda observada) en los campos cosmológicos GOODS usando para ello un método estadístico χ cuadrado. El principal resultado obtenido en este trabajo es que solo el ~50% de las fuentes variables en 24 μm están identificadas como AGN por otros métodos. Además, la contribución estimada del AGN a la emisión en el MIR para las fuentes variables es pequeña (típicamente de menos del 20%). Por lo tanto, se espera que estas fuentes variables en 24 μm contengan AGN poco luminosos, donde se espera que la variabilidad sea mayor. De todas formas, la contribución de las fuentes variables en 24 μm a la población general de AGN es pequeña (~13%). El segundo trabajo (Capítulo 4) presenta un método basado en 4 criterios diferentes para seleccionar galaxias cuyo AGN tiene una contribución significativa en la emisión en 70 μm. El principal resultado de este trabajo es que a pesar de que en la mayoría de galaxias Seyfert la emisión en el FIR está dominada por la galaxia anfitriona, el 18% de la muestra inicial tiene una contribución significativa (~40-70% de su emisión nuclear) debida al polvo calentado por el AGN. Por lo tanto, los criterios definidos en este trabajo proporcionan un buen método para seleccionar estadísticamente galaxias Seyfert con emisión significativa en 70 μm debida al AGN. El tercer trabajo (Capítulo 5) presenta una comparación estadística de propiedades en el MIR de galaxias Seyfert con las predicciones de modelos de toro grumoso CAT3D de Hönig & Kishimoto (2010), así como con los nuevos modelos. El principal resultado obtenido en este trabajo es que en general los nuevos modelos reproducen mejor las propiedades en el MIR de los AGN locales. Además, aunque no es posible romper la degeneración en todos los parámetros de los modelos CAT3D (o de cualquier otro modelo de toro grumoso) usando únicamente espectroscopía en el MIR, se pueden descubrir diferentes tendencias entre galaxias Seyfert 1 y Seyfert 2. FUTURAS LÍNEAS DE INVESTIGACIÓN Los resultados presentados en esta tesis se podrían extender a través de las siguientes líneas de actuación: - Uso del método de variabilidad en 24 μm para seleccionar AGN de baja luminosidad en otros campos cosmológicos. El mismo método presentado en el Capítulo 3 puede ser utilizado en otros campos cosmológicos en los que haya observaciones en varias épocas tomadas con Spitzer. Además, las conclusiones de este trabajo se pueden fortalecer estudiando espectroscópicamente las fuentes variables que no son seleccionadas como AGN con otros métodos. Se podría usar, por ejemplo, el instrumento x-shooter en el VLT que permite tomar espectros de media resolución con longitudes de onda entre 300-2500 nm. Esto permitiría probar si las fuentes variables no detectadas como AGN por otros métodos son realmente AGN. - Estimación del flujo debido al AGN en 70 μm mediante predicciones de toro grumoso. Para fortalecer los resultados obtenidos en el Capítulo 4 se puede estimar individualmente el flujo en 70 μm debido al AGN, según se hizo para IC 5063 y NGC 4151 (Alonso-Herrero et al. 2011; Ichikawa et al. 2015), para aquellas galaxias seleccionadas gracias a los 4 criterios definidos. Adicionalmente, se podría utilizar interferometría con ALMA para resolver el toro en el FIR (~450 nm) en otros AGN además de en NGC 1068 (García-Burillo et al. 2016). - Introducción de emisión anisótropa del AGN en los nuevos modelos CAT3D. Los resultados del Capítulo 5 pueden ser extendidos explorando los efectos en las propiedades del MIR producidos al introducir emisión anisótropa del AGN. Esta emisión anisótropa tiene en cuenta la dependencia angular esperada para la emisión UV del AGN. Esta dependencia puede ser introducida como cos(i) en la iluminación de las nubes del toro por el AGN, como una aproximación a la dependencia angular de la radiación UV en un disco de acreción, también adoptada en otros trabajos (por ejemplo Hönig et al. 2006; Schartmann et al. 2005, 2008).