PAINEL 158
STAR CLUSTER COMPLEXES AND THE HOST GALAXY IN H II GALAXIES
Patricio Lagos1, Eduardo Telles1, Alberto Nigoche-Netro2, Rodrigo Carrasco3
1 - ON/MCT
2 - IAA-Espanha
3 - Gemini
HII galaxies are dwarf galaxies undergoing an intense episode of star formation that dominates their
total optical luminosity. It has been apparent for over a decade now, with the advent of the HST, that
4-5
the starburst regions in these galaxies are composed of a myriad of star clusters, with masses ≥10
M and sizes of a few pc, that are typically more massive than normal clusters in our Galaxy. We
present near-IR broad-band J, H and Kp and Brγ narrow-band images of three low luminosity H II
galaxies: Mrk 36, UM 408, and UM 461. Our aim is to describe the properties of the star clusters or
complexes which are distinguishable with our superb ground-based high spatial resolution images
with NIRI on the Gemini North telescope as well to measure the surface photometry properties of the
underlying host galaxy. These observations in combination with a proper assessment of recent stellar
population synthesis models allow us to put some constraints on the recent and past history, and the
dominant large scale mode of star formation in these galaxies. We found that the present star cluster
formation efficiency in our sample of low luminosity H II galaxies is ≥10%. Therefore, most of the
recent star formation is not in massive clusters. Our findings seem to indicate that the star formation
mode in our sample of galaxies is clumpy, and that these complexes are formed by massive star
4
clusters with masses ≥10 M. The age distribution of these star clusters or/and complexes shows that
the current burst started recently and simultaneously over short time scales in their host galaxies. So
the current star formation activity is triggered by some internal mechanism instead of tidal
interactions or mergers.
PAINEL 160
ESTRUTURA E POPULAÇÕES GALÁCTICAS DE AGLOMERADOS DO CFHTLS
Patricia Martins-Novais1, Laerte Sodré Jr.1, Eduardo S. Cypriano1, Marcus Costa Duarte1,
Florence Durret2, Christophe Adami3, Gastão Lima Neto1
1 - IAG/USP
2 - Institute de Astrophysique de Paris
3 - LAM, OAMP
Dentre as grandes preocupações atuais da astrofísica, uma delas é entender a formação e evolução das
galáxias. Para isso, o estudo das galáxias em aglomerado é particularmente interessante, já que as
condições extremas encontradas nessas estruturas tornam-nas excelentes laboratórios para se
investigar como o ambiente afeta a evolução das galáxias. Para entender como as galáxias evoluem
em altos redshifts, selecionamos 10 aglomerados de uma amostra extraída do CFHTLS (Adami et al.
2010), com redshifts fotométricos no intervalo 0.5 < zphot < 1.0. A seguir estudamos as populações
galácticas destes aglomerados, analisando diagramas cor-magnitude e cor-cor juntamente com
modelos de Bruzual & Charlot (2003). Fizemos também uma análise da distribuição projetada de
galáxias nessas estruturas e examinamos a relação entre populações e ambiente em nossa amostra.
Atualmente esta amostra está sendo observada pelos telescópios Gemini, com o objetivo de se obter
espectros para determinação de redshifts e para investigação das populações estelares das galáxias, o
que permitirá obter alguns parâmetros importantes para se entender a evolução galáctica, como suas
idades e metalicidades médias. Nesse trabalho, iremos apresentar os resultados obtidos no estudo da
estrutura e populações galácticas dos 10 aglomerados da amostra.
PAINEL 162
TOMOGRAFIA PCA APLICADA AO AGN DE NGC3368
Daniel May, J.E. Steiner, T.V. Ricci, R.B. Menezes
IAG/USP
Talvez uma das questões mais importantes não respondidas sobre AGNs (Núcleos Ativos de Galáxias)
seja como uma pequena fração do gás fornecido para formar estrelas é transportado através de
enormes distâncias para o disco de acréscimo em volta do buraco negro. A presença de barras interna
e de larga escala na galáxia se mostra suficiente para alimentar a formação de novas estrelas na
região central, de poucas centenas de parsecs do núcleo, mas não é o suficiente para permitir que o
gás desça até escalas com a dinâmica dominada pelo buraco negro (< 10pc) (Ho et al. 1997); por essa
razão acredita-se que, para AGNs de baixa luminosidade, a maior parte do gás fornecido provenha da
perda de massa de estrelas massivas nos 5pc centrais da galáxia (Padovani & Matteucci, 1993).
NGC3368 é uma galáxia que apresenta duas barras, sendo uma interna e alinhada com a primeira, de
AGN tipo LINER2 e a mais luminosa do grupo M96, localizado na constelação de Leão. Estando à
o
o
distância de 10.4 Mpc (Tonry et al. 2001), ela possui um PA de 172 e uma inclinação de 53 (Nowak et
al. 2007). Neste trabalho estamos interessados em analisar os componentes centrais e suas
cinemáticas com amostragem espacial de 0.025”, que a essa distância corresponde a pouco mais de 1pc
e resolução de cerca de 0.10”. Para isso usamos os resultados da tomografia PCA - Principal
Component Analysis (Steiner et al. 2009) de observações obtidas com IFUs (Integral Field
spectrograph) no NIR (Near Infra-Red) na banda K, com óptica adaptativa no VLT e que já foram
publicadas por Nowak et al (2007). Nos primeiros tomogramas é possível ver uma distribuição e
cinemáticas complexas traçadas pela presença de fortes linhas de emissão de H2, com níveis de
detalhe que não foram observados anteriormente. Um segundo PCA, apenas no intervalo espectral
das bandas de CO, revela a rotação estelar do bojo da galáxia, que segue o mesmo sentido de
movimento de duas das nuvens de H2 detectadas. Mostramos que o PCA aplicado ao núcleo dessa
galáxia torna possível discriminar fenômenos com resolução espacial e precisão que nenhuma outra
técnica de análise de cubo de dados atualmente o faz.
PAINEL 164
ESTUDO DA DISTRIBUIÇÃO DE MATÉRIA EM TORNO DE AGLOMERADOS DE
GALÁXIAS
Raquel Santiago Nascimento1, André Luís Batista Ribeiro1, Paulo Afrânio Augusto Lopes2
1 - Universidade Estadual de Santa Cruz
2 - OV/UFRJ
Analisamos uma amostra de galáxias em torno de 30 aglomerados ricos. Os dados foram selecionados
do SDSS (Sloan Digital Sky Survey). A área coberta ao redor de cada aglomerado foi definida a partir
de 10 Mpc do centro nominal de cada sistema. Nosso objetivo é identificar aglomerações secundárias
de galáxias dentro dessa vizinhança, assim como realizar um estudo de subestruturas nos
aglomerados dentro de seu raio de virialização. Para isto, utilizamos inicialmente uma implementação
do algoritmo FoF (friends-of-friends), assim como realizamos testes estatísticos para a existência de
subestruturas, implementando os algoritmos dos testes β e ∆. Através de uma regressão logística,
encontramos evidência para uma relação entre o número de grupos secundários em torno do
aglomerado principal e a existência ou não de subestruturas nas partes centrais do mesmo. Nosso
estudo indica que aglomerados com subestruturas são também aqueles com maior número de
sistemas menores em sua vizinhança. A partir deste resultado, usando conceitos do formalismo de
picos no campo de densidades, sugerimos a utilização de contagens de sistemas secundários dentro do
raio de turn around como um possível teste cosmológico capaz de discriminar modelos com diferentes
candidatos à energia escura.
PAINEL 166
THE HIGH SPATIAL DISTRIBUTION OF POLYCYCLIC AROMATIC HYDROCARBON
AND SILICATE IN NGC1808
Miriani G. Pastoriza1, Dinalva A. Sales1, Rogerio Riffel1, Claudia Winge2
1 - IF/UFRGS
2 - Gemini
We present long slit mid infrared spectra of the Seyfert 2 galaxy NGC1808 obtained with ThermalRegion Camera Spectrograph (T-ReCS) attached to the Gemini South Telescope. We study the
polycyclic aromatic hydrocarbon (PAH) bands and the mid-infrared continuum of this galaxy. We use
the PAHFIT code to decompose its continuum and find the contribution of the stellar and dust
components. The brightest PAH spectral bands (7.7, 8.6, 11.3, and 12.7 µm) and the forbidden
emission line [Ne II] 12.8µm were detected along to the slit. The observed intensity line ratios for
neutral and ionized PAHs (8.6µm/7.7µm × 11.3µm/7.7µm) were studied as function of the radial
distance from the nucleus and compared to theoretical line intensity ratios. The ratio between the
ionized (7.7µm) and the neutral PAH bands (8.6µm and 11.3µm) are used as indicator of the
ionization fraction. The T-ReCS data together with Spitzer data were used to determine the hardness
of the radiation field and the size of the PAH molecules. The equivalent width of such features, falls
with the distance to the center, suggesting that whether the PAH molecules are destroyed or the
nature of the radiation source change.
PAINEL 168
ASSINATURAS ESPECTROSCÓPICAS DE NÃO-EQUILÍBRIO EM GALÁXIAS
EM DIFERENTES AMBIENTES
Sandro Barboza Rembold, André Luís Ribeiro
Universidade Estadual de Santa Cruz
Apresentamos os resultados preliminares de uma investigação das assinaturas de não-equilíbrio no
perfil de dispersão de velocidades estelares em galáxias em diferentes ambientes e redshifts. O
objetivo principal desse trabalho é detectar, via espectroscopia integrada, sistemas estelares cujas
LOSVD integradas apresentem desvios significativos em relação a uma gaussiana, como sistemas em
fusão. Utilizando espectroscopia integrada e de fenda longa para galáxias a alto redshift e no universo
local (NFGS, SDSS e 2dF), realizamos a expansão do perfil de velocidades estelares em polinômios de
Gauss-Hermite através do método Penalized Pixel-Fitting de Capellari & Emsellem (2004). Os
parâmetros de ordem 3 e 4 nessa expansão serão utilizados como indicadores de não-equilíbrio. Nesta
primeira etapa do trabalho, mostramos como os parâmetros h3 e h4 se comportam no espectro
integrado de galáxias de diferentes tipos morfológicos e como eles se vinculam com a cinemática
desses objetos, utilizando modelos cinemáticos simples. Em particular, mostramos que o parâmetro h3
integrado é sensível à presença de estruturas cinemáticas assimétricas e que o parâmetro h4 é afetado
principalmente pela presença de discos estelares. Aplicando nossa metodologia a uma amostra de
galáxias do SDSS, detectamos objetos com valores de h3 não-nulos, indicando tratar-se de sistemas
dinamicamente jovens, o que evidencia a viabilidade do método.
PAINEL 170
INTERMEDIATE-AGE STARS AS ORIGIN OF LOW STELLAR VELOCITY DISPERSION
NUCLEAR RINGS: THE CASE OF MRK 1157
Rogério Riffel1, Rogemar André Riffel2, Fabricio Ferrari3, Thaisa Storchi-Bergmann1
1 - IF/UFRGS
2 - UFSM
3 - Universidade Federal do Rio Grande - FURG
We have used the Gemini Near-infrared Integral Field Spectrograph (NIFS) to map the age
distribution of the stellar population in the inner 400 pc of the Seyfert 2 galaxy Mrk 1157 (NGC 591),
at a spatial resolution of 35 pc. We have performed wavelet and principal component analysis in the
data in order to remove instrumental contamination. An old stellar population component (age >5
Gyr) is dominant within the inner ≈ 130 pc which we attribute to the galaxy bulge. Beyond this region,
up to the borders of the observation field young to intermediate age components (0.1–0.7 Gyr)
dominate. As for Mrk 1066, previously studied by us, we find a spatial correlation between this
intermediate age component and a partial ring of low stellar velocity dispersions (σ*). Low-σ* nuclear
rings have been observed in other active galaxies and our results for Mrk 1157 and Mrk 1066 reveal
that they are formed by intermediate age stars. Such age is consistent with a scenario in which the
origin of the low-σ* rings is a past event which triggered an inflow of gas and formed stars which still
keep the colder kinematics of the gas from which they have formed. No evidence for the presence of an
unresolved featureless continuum and hot dust component – as found in Mrk1066 – are found for Mrk
1157.
PAINEL 172
ESTUDO DE DENSIDADE ELETRÔNICA EM GALÁXIAS INTERACTUANTES
Deise Aparecida Rosa, Ângela Cristina Krabbe, Oli Luiz Dors Jr.
UNIVAP
Medidas de densidade eletrônica em galáxias interactuantes são importantes para verificar a
presença de ondas de choque causados por fluxos de gás existente no disco da galáxias, assim como
para entender a evolução dinâmica destes objetos. Neste trabalho utilizamos dados espectroscópicos
de fenda longa de nove pares de sistemas de galáxias em interação selecionados no catalogo de Arp &
Madore (1987). Estes dados foram obtidos utilizando o espectrógrafo multi objeto GMOS acoplado ao
telescópio de 8 metros do Gemini Sul. A determinação da densidade eletrônica foi feita utilizando a
razão de linhas do enxofre [S II]λ6717/λ6731 e assumindo uma temperatura eletrônica de 10 000 K.
Nossos resultados mostram que os perfis de densidade eletrônica, ao longo do raio das galáxias
-3
mostram variações de densidade eletrônica de 10 a 1000 cm . Estes perfis diferem consideravelmente
daqueles observados em galáxias isoladas. Essas variações de densidade eletrônicas, podem estar
associadas à ondas de choque, que são produzidas pela interaçao de galáxias. Com o objetivo de
estimar a velocidade destas ondas de choques iremos comparar a intensidade de algumas razões de
linhas de emissão observadas com aquelas preditas por modelos de fotoionização, que consideram a
presença de choque.
PAINEL 174
ESPECTROSCOPIA DE CAMPO INTEGRAL DA REGIÃO CENTRAL DA GALÁXIA
SEYFERT MRK766 COM O NIFS
Astor João Schönell Júnior1, Rogemar A. Riffel1, Thaisa Storchi-Bergmann2, Claudia Winge3
1 - UFSM
2 - UFRGS
3 - Obervatório Gemini
Os estudos recentes sobre núcleos ativos de galáxias revelaram que o gás molecular e o gás ionizado
possuem diferentes distribuições de fluxo e cinemática. O gás molecular está normalmente restrito ao
plano das galáxias, enquanto que o gás ionizado se estende à altas latitudes e está em geral associado
a jatos rádio. Estes resultados são interpretados da seguinte maneira: o gás molecular é um traçador
do feeding do AGN (Active Galactic Nuclei), enquanto o gás ionizado pode ser considerado um
traçador do seu feedback. Entretanto, até o momento tais estudos foram realizados somente para uma
dezena de objetos, sendo necessário ampliar o numero de objetos estudados para se obter um cenário
completo sobre os processos físicos nas redondezas de AGNs. Neste trabalho realizamos um
mapeamento bidimensional da região central da galáxia Seyfert Mrk 766, com o instrumento NIFS do
telescópio Gemini-Norte. A redução dos dados foi realizada com o software IRAF seguindo o
procedimento padrão de tratamento de dados espectroscópicos. Observamos que o contínuo nuclear é
bem representado pela emissão de poeira com temperatuas entre 1000 e 1400 K. A partir de ajustes
dos perfis das linhas de emissão do [FeII]λ1.25µm, Paβ, H2 λ2.1218µm e Brγ com séries de GaussHermite, contruimos mapas bidimensionais para os fluxos, velocidades radiais (a partir do
comprimento de onda central) e dispersão de velocidades (a partir da largura da linha). Todas as
linhas apresentam emissão estendida até aproximadamente 250 pc do núcleo e máxima intensidade
no mesmo. Os campos de velocidade apresentam um padrão de rotação para todos as linhas com uma
amplitude de 65 km/s, entretanto, a cinemática do gás de mais alta ionização ([FeII], [Si VII] e [P II])
apresenta distorções deste padrão. Os mapas de dispersão de velocidades (σ) apresentam valores
variando de 30 a 150 km/s. O H2 apresenta os menores valores de σ (∼50km/s), enquanto que o [FeII]
apresenta os maiores valores de σ, que chegam a até 150km/s (em regiões a sudeste do núcleo). Nossos
resultados concordam com os obtidos para outras galáxias ativas, nas quais o H2 é considerado um
traçador do feeding do AGN e o [FeII] um traçador de seu feedback.
PAINEL 176
O AGLOMERADO DE GALÁXIAS RXC J1504-0248
Ana Cecília Soja, Laerte Sodré Jr., Eduardo Serra Cypriano, Gastão Bierrenbach Lima Neto
IAG/USP
Um dos maiores desafios da Astrofísica Extragaláctica quanto ao estudo de estrutura e evolução de
aglomerados é compreender os mecanismos que equilibram o gás presente no meio intraglomerado,
onde encontra-se a maior parte da matéria bariônica dos aglomerados. Sabendo que esse gás está
emitindo por bremsstrahlung, pode-se mostrar que nas regiões centrais o tempo de resfriamento é
menor que o tempo de Hubble, e o gás deveria se resfriar e cair na galáxia central, possivelmente
formando estrelas. No entanto, esses fluxos de resfriamento não são observados na intensidade
esperada, tampouco há evidências de formação estelar suficiente. Para entender como os fluxos de
resfriamento são controlados, o aglomerado de galáxias RXC J1504-0248 revela-se muito interessante,
visto que possui o mais massivo cool-core observado num aglomerado próximo, bem como uma taxa
expressiva de formação estelar e indicações de relaxamento. Nosso objetivo inicial é avaliar o estado
de equilíbrio do aglomerado através da comparação entre a massa determinada via lentes fracas com
aquela determinada via Raios-X e pelo Teorema do Virial, já que, enquanto a determinação de massas
por lentes gravitacionais não necessita de hipóteses de equilíbrio, as determinações de massa por
raios-X e pelo virial supõem equilíbrio. Se as massas estimadas pelos vários métodos concordarem,
pode-se concluir que o aglomerado está em equilíbrio. É esta verificação a primeira parte de nosso
estudo de RXC J1504-0248. Para isso, foram obtidas imagens desse aglomerado nas bandas g, r e i
com o detector GMOS do telescópio Gemini Sul. Realizou-se a análise fotométrica utilizando dados do
Sloan Digital Sky Survey (SDSS), o que permitiu se fazer uma calibração fotométrica e selecionar as
galáxias para o estudo de lentes fracas. Um mapa de lentes fracas foi produzido com o software
Im2shape. Neste trabalho inicial apresentaremos os resultados dessa análise, bem como uma análise
comparativa com os resultados em Raios-X já publicados.
PAINEL 178
GROUP SELECTION FROM THE AGN AND GALAXY EVOLUTION SURVEY
Bruna Vajgel1, Paulo Afrânio A. Lopes1, William R. Forman2, Christine Jones2, Ryan C. Hickox3
1 - OV/UFRJ
2 - Harvard Smithsonian Center for Astrophysics
3 - Durham University
To investigate the impact of the environment on galaxy properties, we select groups of galaxies from
the AGN and Galaxy Evolution Survey (AGES) using a Voronoi Tesselation (VT) Technique applied in
redshift slices. Group redshifts are measured from AGES spectroscopic data. We use photometric data
from the NOAO Deep Wide Field Survey (NDWFS) to estimate richness and optical luminosity. The
final sample comprises 162 systems at z < 0.70, with 92 below z = 0.35. For these systems we reject
interlopers, estimate velocity dispersion and perform a virial analysis to obtain R200 and M200 for the
members with at least 10 galaxy members. We also compare these optically selected systems to 52
groups selected in the same area from Chandra data (X-Bootes Survey). The recovery rates of
optically selected systems in the X-ray and vice-versa as function of redshift and richness show that
most missing systems are typically low-contrast, i.e., either poor and/or distant. We use a refined Xray center to estimate X-ray luminosity for the optically selected systems. At first, this work focuses
on examining the performance of different cluster properties, such as Ngals, Lopt and LX, as proxies for
cluster mass. Understanding how these observables calibrate mass is important to investigate the
cluster mass function and its evolution. In the future, we plan to use these samples to investigate the
influence of the environment on properties of galaxies. In particular, we aim to study the
environmental dependence of the fundamental plane at intermediate redshifts.
PAINEL 180
SIMULAÇÕES HIDRODINÂMICAS DA PERDA DE MASSA DE GALÁXIAS ANÃS
Luciana Ruiz1, Gustavo Lanfranchi1, Diego Falceta-Goncalves2
1 - Universidade Cruzeiro do Sul
2 - EACH/USP
A distribuição de matéria escura em galáxias anãs não é bem conhecida ainda. Acredita-se, todavia,
que o potencial gravitacional nestes objetos seja fraco o suficiente para não impedir a perda de massa
em gás por ventos galácticos. Esse fenômeno seria excitado por supernovas subsequentes a surtos de
formação estelar nos primeiros bilhões de anos de sua evolução. Até o momento, modelos analíticos e
semi-analíticos prevêem a existência dos ventos em galáxias anãs, mas são pouco precisos na
determinação das taxas de perda de massa ao longo do tempo e seu real impacto na evolução química
destas galáxias. Isso porque esses modelos utilizam de métodos de zona única para injeção da energia
liberada pelas explosões. Também, a evolução hidrodinâmica do gás da galáxia não é resolvida autoconsistentemente. Tipicamente, faz-se apenas um estudo de energia térmica versus energia potencial
gravitacional para estabelecer a perda de massa. Neste trabalho apresentamos simulações
hidrodinâmicas que permitem um estudo bem mais detalhado deste processo. Nas simulações, as
explosões são iniciadas em posições diferentes da galáxia, aleatoriamente, proporcionalmente à
densidade de gás. Isso traduz, em modo aproximado, a distribuição de regiões de formação estelar. A
evolução hidordinâmica do gás da galáxia é então estudado. Mostramos que existe uma dependência
das taxas de perda de massa em ventos galácticos com a taxa de supernovas (e sua energia), as
distribuições iniciais de gás e de matéria escura, e a distribuição espacial das supernovas. Mostramos
também que a matéria circundante ao surto de formação estelar é expulsa, dependendo das condições
descritas anteriormente, embora o material ejetado pelas supernovas permaneça na galáxia. Esse
resultado tem impacto direto nos modelos de evolução química.