Análise de campos profundos da LMC imageados com o HST

Apresentamos fotometria profunda (V ~ 25,5) nas bandas V e I obtidas com a Wide Field and Planetary Camera 2 a bordo do telesc opio espacial Hubble para 7 campos distantes ~5º do centro da Grande Nuvem de Magalhães. Ajustamos isócronas aos diagramas cor-magnitude a fim de identficar diferentes populaões estelares nestes campos. Uma população velha (τ > 10¹º anos) foi encontrada em todos os campos. Alguns eventos de elevada formação estelar, com idades entre 2 x 109 e 4 x 109 anos, foram também encontrados em alguns campos localizados na região N/NO. Funções de luminosidade de estrelas de baixa massa (m ≤ 1; 1msol) foram obtidas para todos os campos. Aparentemente não há diferenças na mistura de populações entre os campos como sugerido através do teste Kolmogorov-Smirnov aplicados as funções de luminosidade. Finalmente, derivamos perfis de densidade para estrelas velhas e de idade intermediária. O primeiro apresenta uma inclinação levemente maior quando comparado com o último.

O gás ionizado em galáxias ativas

Foram analisados espectros óticos de fenda longa de 29 galáxias que hospedam núcleos ativos (AGNs), sendo 6 galáxias Seyfert 1, 18 galáxias Seyfert 2, 4 Rádio-galáxias de linhas estreitas (NLRG) e 1 Rádio-galáxia de linhas largas (BLRG). Estas galáxias apresentam emissão por gás de alta excitação que se estende em alguns casos a 10 kpc do núcleo. O objetivo do presente trabalho consiste em estudar e caracterizar as propriedades físicas da região estendida de linhas estreitas (ENLR) destes objetos bem como propriedades da fonte central. A distribuição radial de parâmetros que caracterizam o gás emissor em cada galáxia, tais como brilho superficial das linhas de emissão, densidade do gás, massa, extinção e excitação são obtidos. Estes valores característicos são comparados entre as diferentes classes de atividade nuclear presentes em nossa amostra, bem como às propriedades de galáxias normais com o mesmo tipo de Hubble quando possível. Nós encontramos que a massa de gás ionizado é consistente com a hipótese de que o gás é “originado” na fotoionização pela fonte central das nuvens de HI préexistentes na galáxia hospedeira. Os valores observados das razões entre as linhas estreitas de emissão são comparados com os obtidos através de modelos de fotoionização gerados com o código MAPPINGS Ic, obtendo os parâmetros do modelo – densidade, índice espectral da distribuição de energia e da metalicidade do gás – que melhor reproduzem as observações. Observamos que a variação da abundância química do gás é necessária para explicar o espalhamento nos valores observados. Adicionalmente, comparamos os valores observados com os obtidos com modelos de choques gerados por Dopita & Sutherland. Investigamos também a influência da emissão proveniente de regiões HII ao espectro observado – a qual concluímos ser importante particularmente nas regiões emissoras mais distantes do que 2 kpc do núcleo. Nós determinamos a luminosidade ionizante da fonte central nos AGNs usando a aproximação de que as nuvens de gás são limitadas por radiação, e obtivemos os correspondentes valores para o fator de cobertura do gás. Esta luminosidade ionizante foi então comparada com a luminosidade observada em raios-X na banda 2 –10 keV, através de aproximações para a distribuição espectral de energia (SED). Para 9 galáxias Seyfert 2 a luminosidade observada está disponível, e verificamos que nosso método recupera a luminosidade do AGN em raios-X – assim como obtida dos dados do satélite ASCA – bem como identifica os 3 casos Compton espessos. Por fim, investigamos a natureza do contínuo infravermelho (IR) médio e distante – comparandose a luminosidade observada no IR, calculada a partir dos fluxos IRAS, com a luminosidade predita para um toro que envolve a fonte central absorvendo a radiação incidente e re-emitindo esta no infravermelho. Encontramos que a luminosidade observada no IR é consistente com a luminosidade predita para o torus.

Vínculos ao histórico de formação estelar da LMC

Apresentamos a fotometria de 6 campos estelares profundos distribuídos na Grande Nuvem de Magalhães obtidos com a Wide Field and Planetary Camera 2/Hubble Space Telescope em duas bandas fotométricas: F814W (~I) e F555W (~V). Foram selecionadas ao todo 15997 estrelas pela nossa amostra, que somadas às estrelas da amostra de Castro et aI. 2001 [9] contabilizaram 22239 estrelas, dentro de limites de magnitude típicos que estão no intervalo 18.5<-V <-26. Investigamos o comportamento do erro fotométrico através da tarefa PHOT/IRAF, bem como via medidas independentes de magnitude de um mesmo objeto obtidas com diferentes exposições. Implementamos um método de correção para a completeza fotométrica como função da posição no diagrama cor-magnitude, isto é, com função tanto da magnitude como da cor e analisamos a sensibilidade das funções de luminosidade obtidas para diferentes métodos de correção. Foram obtidos os diagramas cor-magnitude, com os quais ajustamos isócronas de Pádova com idades T ;S 16 Gano e metalicidades 0.001 < Z < 0.004 ou -1.3 < [Fe/H] < -0.7. A população mais velha (r~12 Gano) pode ser encontrada através do ponto de turn-off em V~22. Estrelas de idade intermediária (r~1 - 8 Gano) podem ser localizadas pela presença de um clump. Os campos próximos aos aglomerados jovens NGC1805 e NGC1818 são os campos mais populosos, apresentando estrelas com r~1 Gano. Construímos funções de luminosidade para 18.5<-V <-25, utilizando os dados das duas amostras; não foram encontradas diferenças significativas entre os campos Desenvolvemos um método para geração de diagramas cor-magnitude (CMDs) artificiais a partir de um modelo de histórico de formação estelar. Este método incorpora os efeitos de erros fotométricos, binarismo não resolvido, avermelhamento e permite o uso de formas variadas de função de massa inicial e do próprio histórico. Implementamos o Método dos Modelos Parciais para modelamento de CMDs, incluindo experimentos controlados para a comprovação da validade deste método na busca de vínculos ao histórico de formação estelar da Grande Nuvem de Magalhães em dife!entes regiões. Recuperamos SFHs confiáveis para cada um dos 6 campos da LMC. Observamos variações na formação estelar de um campo para outro. Em todos os campos encontramos uma lacuna na formação estelar com 7 rv 700 Mano. Os dois campos próximos à barra (NGC1805 e NGC1818) apresentam alguns pequenos surtos, tendo formado em sua maioria, estrelas velhas ou relativamente jovens. Já os campos próximos a NGC1831 e NGC1868 apresentam formação estelar que se aproxima de um histórico de formação estelar uniforme, com alguns pequenos surtos. Os campos NGC2209 e Hodge 11 apresentam três períodos de formação estelar muitos semelhantes.