Cinemática del gas central de galaxias activas cercanas con alma Central gas kinematics of nearby active galaxies with ALMA

Abstract

Para trazar flujos entrantes y salientes en núcleos de galaxias activas (AGNs), determinar la masa de gas involucrada y su impacto en la galaxia huésped y en el agujero negro central, se requieren estudios en imágenes 3-D de tanto gas ionizado como molecular. Estudios previos de imagen han revelado una correlación entre la presencia de espirales nucleares de polvo en escalas de unos cientos de parsecs con una actividad nuclear en galaxias, sugiriendo que tales estructuras trazan el flujo de alimentación al agujero negro supermasivo en el núcleo (SMBH). Como adición, estudios cinemáticos de gas ionizado y gas molecular caliente (2000 K) usando unidades de campo integral (IFU) en galaxias activas cercanas, han revelado flujos entrantes con velocidades de 50 km sð€€€1 a lo largo de espirales de polvo. No obstante, las tasas de flujo de masa en esas fases del gas son usualmente pequeñas (10ð€€€4 – 10ð€€€3 M yrð€€€1) e interpretadas a ser solamente la piel caliente de una reserva de gas mucho mayor y flujo – el cual debería estar dominado por gas molecular frío. Dado esto, ALMA se convierte en el instrumento ideal para mapear tanto la distribucion espacial como la cinemática de este gas molecular frío de manera de cuantificar el flujo nuclear entrante y saliente presente a la misma escala probada por medio de observaciones en el rango óptico e infrarrojo cercano. Este trabajo mostrará la cinemática y morfología del gas molecular a 0.5′′de resolución (CO J:2-1 con ALMA) dentro del kiloparsec mas central en una muestra de 5 galaxias Seyferts seleccionadas por mostrar flujos entrantes de 50 km sð€€€1 a lo largo de espirales nucleares de polvo en observaciones previas con IFU en en el rango óptico. Se presentan los diferentes métodos que resultan útiles para analizar la cinemática del gas a las escalas mas internas para cada fuente en nuestra muestra, para despues mostrar como estos métodos, una vez aplicados en una de las galaxias de nuestro interés (NGC 1566), nos permite realizar un análisis mas profundo para los distintos componentes detectados en la region nuclear a través de mapeos con una resolución espacial y espectral significativa como lo obtenido con el telescopio Gemini (GMOS-IFU) y especialmente, con el radiotelescopio ALMA (Banda 6 desde ciclo-1 y ciclo-2). Justamente para NGC 1566, se presentan observaciones de ALMA de la emisión de CO J:2-1 a una resolución de 24 pc espacial y 2.6 km sð€€€1 espectral; observaciones de Gemini-GMOS/IFU de emisión de gas ionizado, y lineas de absorción estelar a resolución espacial similar, y 123 km sð€€€1 de resolución espectral intrínseca. La morfología y cinemática estelar, molecular (CO) y de gas ionizado ([NII]) son comparadas con las esperadas desde, flujos salientes y corrientes de flujo entrantes. Mientras que tanto el gas ionizado como molecular muestran signos de rotación, existen importantes movimientos no circulares en la region mas interna a 200 pc (CO and [NII]) y a lo largo de brazos espirales en el kpc central (CO). El núcleo muestra un perfil de doble peak de CO (ancho máximo a intensidad cero de 200 km sð€€€1), y lóbulos prominentes ( 80 km sð€€€1) con corrimiento al azul y al rojo son encontrados a lo largo del eje menor en el arco de segundo mas interno. Perturbaciones por la barra de gran escala puede explicar cualitativamente, pero no cuantitativamente todas las características en el campo de velocidades observado. Estamos a favor entonces de la presencia de un flujo saliente molecular en el disco con velocidades reales de 180 km sð€€€1 en el núcleo y desacelerando hasta 0 en 72 pc. La tasa de flujo saliente molecular implicada es de 5.6 [M⊙ yrð€€€1], con este gas acumulándose en los brazos nucleares a 2′′. La cinemática del gas ionizado apoya una interpretación de un flujo saliente similar pero mas esférico, en la región mas interna a 100 pc, sin signos de desaceleración. Existe cierta evidencia de corrientes de flujo entrante de 50 km sð€€€1 a lo largo de brazos espirales especificos o secciones, y la tasa de masa del flujo entrante molecular, 0.1 [M⊙ yrð€€€1], es significativamente mayor que la tasa de acreción del SMBH (m = 4.8 10ð€€€5 [M⊙ yrð€€€1]).