Kinematics of the Inner Kiloparsec of the Seyfert 2 Galaxy ESO153-g20 Cinemática de la galaxia Seyfert ESO153-g20

Abstract

El estudio de la cinemática del gas en galaxias cercanas ha sido parte de diversos trabajos [31, 60, 89–91, 101], en búsqueda de indicios de inflows o outflows de gas hacia o desde el núcleo, para poder entender cuáles son los mecanismos responsables de transferir masa desde escalas galácticas hasta escalas nucleares para alimentar el agujero negro supermasivo (SMBH). Esto se debe a que está ampliamente aceptado que la radiación emitida por un núcleo activo galáctico (AGN) corresponde al resultado de la acreción sobre su SMBH en un rango de masas 106- 109M [4, 62]. La búsqueda de estos indicadores ha sido motivada (en los últimos años) por el descubrimiento de Lopes (2007) [95] de que hay una marcada diferencia en el contenido de polvo y gas de esta región en galaxias activas de tipo temprano cuando se comparan con galaxias no activas: mientras las primeras siempre presentan estructuras compactas, en la forma de brazos espirales y/o filamentos a escalas de cientos de parsecs; sólo un 25 por ciento de las no activas tienen dichas estructuras. Esto indica que una reserva de gas y polvo es una condición necesaria para la actividad nuclear, y también sugiere que las estructuras compactas son indicadores de vías de alimentación hacia el AGN [89, 90]. Esta tesis es otro estudio observacional en este campo, donde el caso de la galaxia cercana Seyfert 2 ESO 153-g20 es investigado, analizando la cinemática estelar y gaseosa de sus 1.4 1.9 kpc2 centrales. Mientras la cinemática estelar no presenta características interesantes más que aquellas asociadas a la rotación del disco galáctico, la cinemática del gas muestra una importante componente adicional, claramente observada en la mayoría de las líneas de emisión más fuertes provenientes de gases más volátiles y, por tanto, más propensos a ser alterados por un agente externo o reciente, como un flujo hacia afuera o hacia adentro. En nuestro caso, asociamos dicha componente a un flujo hacia afuera (outflow), el que solo puede ser observado en un lado de la galaxia. Debido a la resolución de nuestros datos, pudimos estimar la tasa de flujo de masa del outflow y la tasa de acreción hacia el SMBH. Además, usando la dispersión de las estrellas, se estimó la masa del SMBH utilizando la relación M- . Los resultados obtenidos servirán para aumentar la muestra de galaxias que han sido estudiadas cinemáticamente hasta ahora; ayudando a mejorar las condiciones iniciales que se usan en simulaciones o a obtener mejores diferencias entre los distintos tipos de galaxias, ya sean activas o no, para así lograr tener un mejor entendimiento de la evolución de estos objetos.