Estas caracter´ısticas particulares de las galaxias vecinas de quasars hacen suponer que se en- cuentran en regiones privilegiadas que reunen condiciones de baja temperatura y gran contenido gaseoso. En estudios recientes (Soechting et al. 2002, 2004) de quasars az <0.3se investig´o si estos est´an localizados en regiones espec´ıficas con respecto a los centros y bordes de c´umulos de galaxias vecinos. Utilizando una versi´on mejorada del algor´ıtmo semiparam´etrico de Teselaci´on
Fig. 3.8: Ejemplos de quasars (asteriscos) encontrados en la periferia de c´umulos de galaxias (izquierda) y entre c´umulos en posible interacci´on (derecha). Los contornos indica la densi- dad de galaxias y los pol´ıgonos delimitan los c´umulos de galaxias a z comparables a los de los quasars. Los tri´angulos indican las galaxias identificadas como miembros de los c´umulos (Soechting et al. 2004).
de Voronoi para la detecci´on de c´umulos de galaxias encontraron que la mayor´ıa de los quasars residen dentro de ∼ 3 h−1 Mpc del centro de un c´umulo con redshift comparable, Fig. 3.8
(izquierda). Adem´as aproximadamente el20%de estos quasars asociados a regiones m´as den- sas residen entre dos c´umulos de galaxias posiblemente en etapas tempranas de merger, Fig. 3.8 (derecha). Por otro lado, los quasars encontrados en regiones menos densas podr´ıan estar asociados a una ca´ıda (infall) hacia el c´umulo debido al potencial gravitacional.
Teniendo en cuenta este concepto se estudi´o la localizaci´on de los quasars SDSS con re- specto a regiones de altas sobredensidades para lo cual se utiliz´o una muestra de galaxias rojas luminosas, Luminous Red Galaxies (LRG, Eisenstein et al. 2001). Las LRGs fueron selec- cionadas por cortes en colores y magnitudes g, r, i para obtener una muestra homog´enea de galaxias rojas luminosas de tipo temprano. Las LRGs se extienden en el rango0.15< z <0.5
aunque la muestra es completa en volumen hastaz = 0.38. Esta muestra, limitada en volumen, de∼50000LRGs puede utilizarse como indicadora de la presencia de sobredensidades, ya que las galaxias m´as brillantes en los c´umulos de galaxias tienden a ser muy rojas y luminosas (Postman & Lauer 1995).
1 5 10 50 0.1 1 10 100 1000 0.5 1 5 10 50 0.1 1 10 100 1000
Fig. 3.9: ξ(s)yξ(r)para la muestra de LRG vs. galaxias y LRG vs. Quasars
de determinar la ubicaci´on de los quasars en zonas de sobredensidades trazadas por las LRGs hasta redshifts mayores (z ∼0.4).
En la Fig. 3.9,ξ(r)se muestra que, en grandes escalas, los quasars podr´ıan seguir las estruc- turas trazadas por las LRGs, las cuales son potenciales indicadoras de la presencia de sobreden- sidades, pudiendo ubicarse en las periferias de estas estructuras. La funci´on de correlaci´on en el espacio de redshifts,ξ(s), tambi´en muestra un buen acuerdo conξ(r), sin embargo no puede calcularse para distancias menores ques <1h−1 Mpcdebido a que el error en los redshift de
los quasars es del orden de∼1000kms−1az ∼0.3produciendo un efecto esp´ureo en la forma deξ(s)para distancias menores ques ∼1h−1Mpc.
Aunque las funciones de correlaci´on muestran el comportamiento de las distribuciones en grandes escalas cuando el efecto es local, es decir restringido en un rango peque˜no de veloci- dad radial∆V, puede verse minimizado. Para determinar en escalas menores si el n´umero de quasars cercanos a galaxias LRGs es similar al n´umero de galaxias t´ıpicas se calcul´o el perfil de densidad de estos quasars y galaxias alrededor de LRGs dentro de un cilindro de radiorp y
Fig. 3.10: Perfil de densidad de galaxias y quasars en las vecindades de LRG, como funci´on de la distancia proyectada, normalizado a la densidad arp = 10h−1Mpc. Las barras corresponden
a errores Poisson.
altura∆V <3000kms−1
. Como las distribuciones de redshifts de estas muestras es diferente se normalizaron los perfiles de densidad al valor encontrado para la densidad a10h−1Mpcdonde
el perfil se vuelve aproximadamente constante.
La Fig. 3.10 muestra la forma relativa de los perfiles de densidad. Se observa que la cantidad de quasars alrededor de galaxias LRGs es un50%menor que la cantidad de galaxias en escalas de ∼ 1 h−1 Mpc. Este resultado podr´ıa dar soporte a la idea de que los quasars se ubican
en las periferias de las regiones con altas densidades. En este an´alisis se utilizaron galaxias LRGs de diferentes luminosidades. Teniendo en cuenta que las LRGs m´as luminosas tienen m´as probabilidades de ubicarse en regiones de alta densidad por lo que el efecto observado podr´ıa ser minimizado por las LRGs m´as d´ebiles.
C
APITULO
4
ENTORNOS DE
AGN
S TIPO
II
En los Cap´ıtulos 2 y 3 se demostr´o que los quasars habitan en sobredensidades similares a los de galaxias t´ıpicas pero con propiedades muy particulares indicando que los ambientes ricos en gas favorecen la formaci´on de estos objetos (Coldwell & Lambas 2003, 2006). Los quasars forman parte de una gran familia de galaxias activas donde, seg´un el modelo unificado (Antonucci 1993, Urry & Padovani 1995), todos los objetos son fundamentalmente el mismo fen´omeno visto con diferentes orientaciones y no debido a diferencias f´ısicas intr´ınsecas. Seg´un este modelo, los entornos de los diferentes tipos de objetos activos deber´ıan presentar caracter´ısticas similares que confirmen estas hip´otesis.
Las AGNs tipo II son galaxias activas en las cuales su regi´on central es oscurecida por un medio circunnuclear de polvo cuando el plano del disco de acreci´on se encuentra de canto (edge-on) lo cual permite observar ´unicamente la regi´on de l´ıneas angostas. La ventaja de estos objetos es la posibilidad de observar su galaxia hu´esped. En este Cap´ıtulo se explora el medio de estas AGNs de tipo II comparando con los resultados obtenidos para AGNs tipo I. Tambi´en determinamos que clase de AGN muestran una mayor correlaci´on con sus galaxias vecinas dependiendo de las propiedades intr´ınsecas de la AGN y de las propiedades de la galaxia hu´esped.
4.1
Selecci´on de AGNs tipo II
Recientemente, Kauffmann et al. (2003) seleccion´o una muestra de∼ 90000narrow-line AGNs con 0.02 < z < 0.3y 14.5 < r < 17.7 del cat´alogo SDSS. Para ello Kauffmann re-defini´o el criterio de selecci´on teniendo en cuenta la dispersi´on alrededor de una relaci´on simple en el diagrama BPT y, adem´as, la existencia de dos secuencias bien separadas para las gala- xias con l´ıneas de emisi´on donde la secuencia de AGNs se separa de la secuencia de galaxias
”starf orming”muy por debajo de la curva de demarcaci´on de Kewley.
Este criterio de Kauffmann clasifica como AGN a todas las galaxias que cumplan:
log([OIII]/Hβ)>0.61/(log([NII/Hα])−0.05) + 1.3 (4.1)
Fig. 4.1: Ejemplo de Diagrama BPT. La curva de puntos muestra la demarcaci´on entre galaxias starburst y AGNs definida por Kewley et al. (2001). La curva de trazos muestra el criterio de selecci´on de Kauffmann et al. (2003). Las l´ıneas s´olidas dividen las regiones correspondientes a galaxias Seyfert (OIII/Hβ >3yNII/Hα >0.6) y Liners (OIII/Hβ <3yNII/Hα >
0.6)
En la Fig. 4.1 se muestra un ejemplo de diagrama BPT con la clasificaci´on de AGNs seg´un los criterios de Kewley (2001) y Kauffmann (2003). Las AGNs de tipo 2 son tambi´en divididas en 3 clases generales: Seyfert 2, LINERS y los llamados objetos de transici´on. Las LINERS tienen luminosidades nucleares t´ıpicamente menores que las Seyfert y espectrosc´opicamente son similares a las Seyfert excepto por sus fuertes l´ıneas de baja ionizaci´on tales comoOIλ6300
yNIIλλ6548,6583. En los esquemas de clasificaci´on tradicional (Ho, Filippenko & Sargent 1997) las Seyfert son identificadas como aquellos objetos con altos valores deOIII/Hβy otros
cocientes involucrando l´ıneas de baja ionizaci´on comoNII/Hα,SII/HαyOI/Hα. Por otro lado las LINERS tienen valores bajos deOIII/Hβpero valores altos de los cocientes de l´ıneas de baja ionizaci´on. La ubicaci´on de estos 2 tipos de AGNs en el diagrama BPT tambi´en puede observarse en la Fig. 4.1.