Utilize este identificador para referenciar este registo: http://hdl.handle.net/10451/15453
Título: Studying AGN galaxy hosts in the framework of Gaia mission
Autor: Afonso, Ana Sofia Paulino
Orientador: Amorim, António, 1961-
Antón Castillo, Sonia
Palavras-chave: Gaia/ESA
Astrometria
Galáxias
Morfologia
Simulações
Teses de mestrado - 2014
Data de Defesa: 2014
Resumo: A missão astrométrica Gaia da Agência Espacial Europeia (ESA) (Perryman et al., 2001;Mignard, 2010) foi lançada a 19 de dezembro de 2013 e colocada em órbita em torno do Sol num ponto designado por L2 que se situa a 1.5 milhões de quilómetros da Terra. Com o intuito de construir o mais detalhado mapa tridimensional da nossa galáxia, e no seguimento da primeira missão de mapeamento de estrelas lançado pela ESA - Hipparcos (1989), o Gaia irá medir com extrema precisão a posição, a distância, a velocidade, o espectro e o brilho de mil milhões de estrelas da nossa galáxia. No âmbito da definição de um conjunto de fontes de referência que serão utilizadas para fazer a conexão entre o presente sistema de referência celeste, o ICRF (International Celestial Reference Frame), e o futuro GCRF (Gaia Celestial Reference Frame), é fundamental estudar os objectos que serão potencialmente utilizados para o efeito e verificar se são viáveis como referências astrométricas. Para tal, é necessário verificar se possuem centros de luz bem definidos e estáveis que não são afetados nem por variações temporais nem pela potencial deteção de emissão proveniente da galáxia hospedeira do objeto. Num tópico também relacionado com esta missão, proponho-me a caracterizar um conjunto de galáxias elípticas e passivas (Optically Passive Elliptical Radio Galaxies - OPERGs) que possuem núcleos ativos (Active Galactic Nuclei - AGN) na sua região central sendo fortes emissores no rádio. Estas galáxias não têm emissão extra no ótico que se sobreponha de forma evidente à emissão estelar e, portanto, constituem uma excelente amostra de objetos para o estudo das galáxias hospedeiras de AGNs. Tirando partido do enorme potencial das já existentes imagens astronómicas na banda do ótico, nomeadamente aquelas inseridas no projeto SDSS-DR9 (Sloan Digital Sky Survey: Data Release 9, York et al. 2000; Ahn et al. 2012), eu usei o software público GALFIT (Peng et al., 2002, 2010) para quantificar a informação sobre a estrutura dos objetos por comparação com modelos analíticos descritos na literatura relacionada com a astronomia extra-galáctica e que são amplamente usados como é o caso do perfil de Sérsic (1968). Para estudar o problema relacionado com a definição do futuro GCRF, foquei-me numa amostra que deriva da segunda realização do ICRF (ICRF2 - Fey et al. 2004, 2009) em conjunto com uma lista de objetos que permitirão a extensão deste sistema de referência, propostos por Bourda et al. (2011). De um total de 400 fontes originais (295 provenientes do ICRF2 e 105 do catálogo de Bourda et al. 2011) existem 198 com imagens disponíveis na base de dados do SDSS-DR9. Dessas 198, 16 são excluídas da amostra final em estudo por serem ou demasiado fracas ou por serem tão brilhantes que saturaram o CCD não permitindo uma análise correta da sua estrutura. Das restantes 182 fontes, 134 não apresentam indícios de possuírem qualquer galáxia hospedeira detetável no limite do SDSS e 16 possuem uma deteção confirmada de emissão extensa em torno do Quasi-Stellar Object (QSO). Os outros 32 objetos indicam uma possível deteção da galáxia hospedeira, no entanto a informação atual não permite caracterizar com fiabilidade a estrutura dessa emissão extensa. No que toca ao nível de resíduos encontrados após subtração do melhor modelo, verifico que todos estes objetos têm menos de 15% de luz residual. Duas das fontes estão localizadas na Stripe 82, i.e. numa faixa do céu que foi esmiuçada pelo menos 10 vezes pelo SDSS permitindo uma maior combinação de profundidade e resolução (Annis et al., 2011), levando-me a proceder à comparação dos resultados utilizando estes dados com os obtidos através do SDSS-DR9. Não foram encontradas diferenças quanto ao tipo de perfil a ajustar. Uma tentativa de usar os dados do Hubble Space Telescope (HST) em 25 dos 400 objetos originais não deu resultados científicos fiáveis devido à impossibilidade de construção de uma Point Spread Function (PSF) capaz de ajustar de forma aceitável a emissão pontual desses objetos. Relativamente ao estudo morfológico das OPERGs, todas elas possuem imagens disponíveis no SDSS e dividem-se, quanto à sua estrutura morfológica, nas seguintes classes: 15 galáxias ajustadas com um único perfil de Sérsic; 10 galáxias ajustadas com uma combinação de dois perfis de Sérsic; 2 galáxias ajustadas com uma combinação de um perfil de Sérsic com um perfil central do tipo gaussiano; e um galáxia ajustada unicamente com uma emissão pontual (PSF). Tomando em consideração a luz residual obtida após a subtração do melhor modelo à imagem original, foram identificados aspetos que podem perturbar a determinação do centroide (tais como faixas de poeira, jatos, assimetrias e perturbações causadas por interações entre galáxias). No final, 16 das 28 galáxias observadas possuem um nível baixo de perturbações permitindo assim um maior grau de precisão na medição das coordenadas centrais da emissão. Tais medições de coordenadas foram efetuadas no âmbito de um projeto paralelo que pretende encontrar objetos com centroides no ótico e no rádio desfasados. Nesse sentido, apresento os valores dos baricentros de luz dos modelos obtidos para todos os objetos da amostra para que possam ser comparados com futuros trabalhos levados a cabo na região espetral do rádio. Neste caso, também se procedeu à análise de dados obtidos com o HST, para os quais tive acesso a 4 das 28 galáxias estudadas. Em 3 dos 4 casos, as galáxias apresentavam características morfológicas (como discos de poeira e jatos de matéria) que impediam um bom ajuste dos seus perfis de brilho e, portanto, nenhuma análise quantitativa foi efetuada. A quarta fonte foi analisada em 2 filtros distintos, F555W e F814W, sendo o seu perfil consistente com o derivado do SDSS. Quanto ao seu baricentro de luz, este é consistente entre os dois casos, dentro dos limites de resolução das imagens. A partir da informação morfológica obtida com os dados do SDSS, eu usei o GIBIS (Gaia Instrument and Basic Simulator) com a finalidade de simular a maneira como estes objetos serão observados com os telescópios do Gaia. Nesse sentido, desenvolvi uma simulação em condições ideais para testar a recuperação de parâmetros estruturais das galáxias a partir de dados simulados do Gaia. Os resultados, baseados numa amostra de 500 galáxias com um disco extenso mais um bojo central, mostram que será possível obter os parâmetros relacionados com o bojo e o disco com elevado grau de precisão, em particular os relacionados com o bojo. Testei também o uso de diferentes combinações de colunas do CCD do Gaia para obter informações sobre os objetos e concluo que usar uma combinação entre AF2 e SM1 trará melhores resultados na caracterização geral da galáxia em termos de tamanho do disco. Para o caso do raio do bojo, parece ser mais indicado usar unicamente os dados obtidos com a coluna AF2. Já para o caso das intensidades das duas componentes, usar simplesmente a coluna SM1 é o que melhor ajusta estes parâmetros. No entanto, as médias obtidas podem estar influenciadas pelo não avultado número de galáxias simuladas. Para uma subamostra de 9 galáxias (5 bojo+disco e 4 puras elípticas), usei o meu código para recuperar os parâmetros estruturais com base em simulações efetuadas com o GIBIS. Os resultados indicam que é possível recuperar os parâmetros das duas componentes em apenas alguns casos. Acontece que para valores de intensidades parece existir uma subestimação do valor real enquanto que para os raios a tendência é para sobrestimar. Quanto ao rácio entre eixos este não é bem recuperado sendo subestimado para praticamente todas as componentes. O motivo pelo qual estes resultados aparecem não é clarificado no âmbito desta tese embora possa estar ligado ao tamanho destas galáxias que são maiores em tamanho que as janelas do Gaia.
Gaia, a mission from ESA and launched last December, aims to produce the best 3D map of the Galaxy. It is a five year, all-sky astrometric mission that will observe billions of objects, mostly of them galactic sources. But a fraction of the detected objects will be galaxies, among them, those that harbour an active nucleus in their centre (AGN). The AGNs will be paramount for the alignment between the actual International Celestial Reference Frame (ICRF) and the future Gaia Celestial Reference Frame (GCRF), in particular those objects that define the ICRF, i.e. some of the strongest radio emitting AGNs. The ICRF defining sources have the most accurate and stable radio coordinates. The same coordinates stability and accuracy is needed at the optical regime, in order to ensure the best alignment between the two reference frames. Gaia will be able to obtain an astrometry accuracy at the microarcsecond level, so the challenge is to understand if there is any putative source of uncertainty of the optical centroid inherent to the objects. Indeed, considering the Gaia characteristics it is very likely that in a fraction of the AGNs, the host galaxy (extended component) might be detected, which might perturb the photometric centre determination. The aim of this dissertation is to investigate the optical counterparts of the ICRF objects in order to check their astrometric suitability, and on the other hand to assert the Gaia detectability of a sample of passive elliptical galaxies by taking advantage of the SDSS images, the galaxy/point source fitting algorithm GALFIT and the GIBIS. I conclude that the majority (⇠74%) of the analysed ICRF2+ sources are indeed point-like and ⇠9% has a confirmed host detection. It will be possible to detect and quantify the bulge structure of elliptical galaxies as seen by Gaia data.
Descrição: Tese de mestrado em Física, apresentada à Universidade de Lisboa, através da Faculdade de Ciências, 2014
URI: http://hdl.handle.net/10451/15453
Designação: Mestrado em Física
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