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Item Abundâncias químicas em galáxias Liner(2023-09-28) Oliveira Junior, Celso Benedito de; Krabbe, Angela Cristina; Dors Junior, Oli Luiz; Oliveira Filho, Irapuan Rodrigues de; Riffel, Rogemar André; Gonçalves, Denise Rocha; São José dos CamposDeterminações de abundâncias químicas em galáxias são essenciais para o estudo da evo- lução química destes objetos, e, consequentemente, do próprio Universo. O método ampla- mente aceito para tal estudo é o chamado método-T𝑒, ou método direto. Tal método utiliza os valores de temperatura eletrônica do gás, obtido por meio das linhas aurorais, para de- rivar a metalicidade do objeto. Ocorre que as linhas aurorais são de difícil medição, uma vez que podem ser até 100 vezes menos intensas do que linhas H𝛽, por exemplo, o que dificulta ou até mesmo impossibilita o uso deste método. Quando não é possível a aplica- ção do método direto, pode-se empregar o chamado método indireto (ou calibrações) para estimar a metalicidade de determinado objeto. Existem na literatura inúmeros calibradores para regiões de formação estelar e alguns poucos destinados aos núcleos Seyfert 2. Por ou- tro lado, nenhum calibrador de metalicidade é encontrado para núcleos de baixa ionização: os chamados LINERs (Low Ionization Nuclear Emission Regions). Isso pode ser em decor- rência da incerteza quanto a fonte ionizante destes objetos. Apesar de comuns no Universo próximo, ocorrendo em cerca de 1/3 das galáxias de baixo redshift, as LINERs ainda são alvo de intenso debate quanto sua fonte ionizante. Neste trabalho, empregamos dados do survey MaNGA (Mapping Nearby Galaxies At Apache Observatory), compreendendo es- pectroscopia de campo integral no espectro ótico. Através dos dados observacionais de 43 LINERs e de modelos de fotoionização construídos utilizando o código CLOUDY, deriva- mos duas calibrações para determinação de metalicidade em núcleos LINER, empregando os índices 𝑁2 e 𝑂3𝑁2. Nossos resultados mostram que a abundância das LINERs anali- sadas variam entre 8.48 ≤ 12 + log(O/H) ≤ 8.84. Adicionalmente, estimamos a metali- cidade destes núcleos LINERs através do método de extrapolação do gradiente radial de metalicidade, obtendo boa concordância entre os valores obtidos por este método e pelas calibrações propostas. Ainda, por meio dos modelos construídos foi possível derivar uma calibração para determinação do parâmetro de ionização e a razão de linha [O III]/[O II]. Também por meio de modelos de fotoionização detalhados pode-se derivar a abundância de nitrogênio destes núcleos variando entre 7.6 ≤ 12 + log(N/H) ≤ 8.5 e, ainda, derivou-se uma calibração relacionando a abundância de oxigênio e a abundância de nitrogênio em núcleos LINERs.Item Análise da candidata a polar CRTS J035758.7+102943 com múltiplas técnicas observacionais(2022-02-23) Oliveira, Alexandre Soares de; Krabbe, Angela Cristina; Bruch, Albert Josef Rudolf; Souza, Diego Carvalho de; São José dos CamposNesse trabalho apresentamos os resultados do estudo observacional da candidata a variável cataclísmica magnética do tipo polar CRTS J035758.7+102943 (CSS0357+10), com dados de espectroscopia, fotometria, e polarimetria, obtidos nos observatórios SOAR, OPD, e no telescópio espacial TESS. O espectro médio é dominado por linhas de emissão, principalmente linhas Balmer e HeII 4686 Å , com essa última quase tão intensa quanto H—. Nossos dados espectroscópicos mostraram curvas de velocidade radial típicas de polares, revelando perfis de linhas variáveis com mais de um componente. O ajuste feito nas linhas mais proeminentes identificou duas componentes, uma com semi-amplitude de 720 km s ?1 , e a outra com 270 km s ?1 . Uma das componentes possui um redshift máximo próximo a „ ¥ 0,3, enquanto na outra esse ponto se encontra a „ ¥ 0,5, evidência de que cada uma delas tem ori- gem em locais distintos do sistema. A análise polarimétrica mostrou que o sistema possui uma grande fração de luz circularmente polarizada, chegando a um máximo de ¥ 40% no filtro V, e ¥ 30% no R e I, classificando-a definitivamente como po- lar. A curva de luz possui uma modulação com amplitude de ¥ 0,75 mag, com seu mínimo coincidindo com máximo da curva de polarização circular, indicando que nossa linha de visada está ao longo do campo magnético, e seu máximo com o mí- nimo da polarização circular, momento em que o campo magnético está paralelo ao plano do céu. Na busca de períodos, foi usada a técnica Lomb-Scargle aplicada a várias combinações de grupos de dados, resultando em um período de 0,0791810(8) dias, reduzindo em 20% a incerteza do período publicado na literatura. Em suma, pode-se concluir que o sistema CSS0357+10, é de fato uma mVC do tipo polar com período ligeiramente abaixo do period gap.Item Chemical abundance of LINER galaxies – metallicity calibrations based on SDSS-IV MaNGA(Royal Astronomical Society) Oliveira Junior, Celso Benedito de; Krabbe, Angela Cristina; Hernandez-Jimenez, Jose Andres; Dors Junior, Oli Luiz; Zinchenko, Igor; Hägele, Guilhermo Frederico; Cardaci, Mónica Viviana; Monteiro, Adriano FranciscoThe ionizing source of low-ionization nuclear emission-line regions (LINERs) is uncertain. Because of this, an empirical relation to determine the chemical abundances of these objects has not been proposed. In this work, for the first time, we derived two semi-empirical calibrations based on photoionization models to estimate the oxygen abundance of LINERS as a function of the N2 and O3N2 emission-line intensity ratios. These relations were calibrated using oxygen abundance estimations obtained by comparing the observational emission-line ratios of 43 LINER galaxies (taken from the MaNGA survey) and grids of photoionization models built with the cloudy code assuming post-asymptotic giant branch stars with different temperatures. We found that the oxygen abundance of LINERs in our sample is in the range, with a mean value of . We recommend the use of the N2 index to estimate the oxygen abundances of LINERs, since the calibration with this index presented a much smaller dispersion than the O3N2 index. In addition, the estimated metallicities are in good agreement with those derived by extrapolating the disc oxygen abundance gradients to the centre of the galaxies showing that the assumptions of the models are suitable for LINERs. We also obtained a calibration between the logarithm of the ionization parameter and the [O iii]/[O ii] emission-line ratio.Item Chemical abundance of the LINER galaxy UGC 4805 with SDSS-IV MaNGA(Royal Astronomical Society) Krabbe, Angela Cristina; Oliveira Junior, Celso Benedito de; Zinchenko, Igor A.; Hernández-Jiménez, Jose Andres; Dors Júnior, Oli Luiz; Hägele, Guilhermo Frederico; Cardaci, Mónica Viviana; Telles, Nayra ReginaChemical abundance determinations in Low-Ionization Nuclear Emission-line Regions (LINERs) are especially complex and uncertain because the nature of the ionizing source of this kind of object is unknown. In this work, we study the oxygen abundance in relation to the hydrogen abundance (O/H) of the gas phase of the UGC 4805 LINER nucleus. Optical spectroscopic data from the Mapping Nearby Galaxies survey was employed to derive the O/H abundance of the UGC 4805 nucleus based on the extrapolation of the disc abundance gradient, on calibrations between O/H abundance and strong emission-lines for active galactic nuclei (AGNs) as well as on photoionization models built with the Cloudy code, assuming gas accretion into a black hole (AGN) and post-asymptotic giant branch (p-AGB) stars with different effective temperatures. We found that abundance gradient extrapolations, AGN calibrations, AGN, and p-AGB photoionization models produce similar O/H values for the UGC 4805 nucleus and similar ionization parameter values. The study demonstrated that the methods used to estimate the O/H abundance using nuclear emission-line ratios produce reliable results, which are in agreement with the O/H values obtained from the independent method of galactic metallicity gradient extrapolation. Finally, the results from the WHAN diagram combined with the fact that the high excitation level of the gas has to be maintained at kpc scales, we suggest that the main ionizing source of the UGC 4805 nucleus probably has a stellar origin rather than an AGN.Item Chemical abundances in Seyfert galaxies – IX. Helium abundance estimates(Royal Astronomical Society) Dors Junior, Oli Luiz; Valerdi, Mabel; Lemes, Priscila Freitas; Krabbe, Angela Cristina; Riffel, Rogemar André; Amôres, Eduardo Brescansin; Riffel, Rogério; Armah, Mark; Monteiro, Adriano Francisco; Oliveira Junior, Celso Benedito deFor the first time, the helium abundance relative to hydrogen (He/H), which relied on direct measurements of the electron temperature, has been derived in the narrow line regions (NLRs) from a local sample of Seyfert 2 nuclei. In view of this, optical emission line intensities [3000 < λ(Å) < 7000] of 65 local Seyfert 2 nuclei (z < 0.2), taken from Sloan Digital Sky Survey Data Release 15 and additional compilation from the literature, were considered. We used photoionization model grid to derive an Ionization Correction Factor (ICF) for the neutral helium. The application of this ICF indicates that the NLRs of Seyfert 2 present a neutral helium fraction of ∼50 per cent in relation to the total helium abundance. We find that Seyfert 2 nuclei present helium abundance ranging from 0.60 to 2.50 times the solar value, while ∼85 per cent of the sample present oversolar abundance values. The derived (He/H)–(O/H) abundance relation from the Seyfert 2 is stepper than that of star-forming regions (SFs) and this difference could be due to excess of helium injected into the interstellar medium by the winds of Wolf–Rayet stars. From a regression to zero metallicity, by using Seyfert 2 estimates combined with SFs estimates, we obtained a primordial helium mass fraction Yp = 0.2441 ± 0.0037, a value in good agreement with the one inferred from the temperature fluctuations of the cosmic microwave background by the Planck CollaborationItem Chemical abundances in Seyfert galaxies – V. The discovery of shocked emission outside the AGN ionization axis(Royal Astronomical Society) Riffel, Rogemar André; Dors Júnior, Oli Luiz; Armah, Mark; Bergmann, Thaisa Storchi; Feltre, Anna; Hägele, Guilhermo Frederico; Cardaci, Mónica Viviana; Dutra, Daniel Ruschel; Krabbe, Angela Cristina; Pérez-Montero, Enrique; Zakamska, Nadia L.; Freitas, Izabel C.We present maps for the electron temperature in the inner kpc of three luminous Seyfert galaxies: Mrk 79, Mrk 348, and Mrk 607 obtained from Gemini Multi-Object Spectrograph-integral field unit observations at spatial resolutions of ∼110–280 pc. We study the distributions of electron temperature in active galaxies and find temperatures varying in the range from ∼8000 to > 30000 K. Shocks due to gas outflows play an important role in the observed temperature distributions of Mrk 79 and Mrk 348, while standard photoionization models reproduce the derived temperature values for Mrk 607. In Mrk 79 and Mrk 348, we find direct evidence for shock ionization with overall orientation orthogonal to the ionization axis, where shocks can be easily observed as the active galactic nuclei radiation field is shielded by the nuclear dusty torus. This also indicates that even when the ionization cones are narrow, the shocks can be much wider angle.Item Chemical abundances in Seyfert galaxies – VII. Direct abundance determination of neon based on optical and infrared emission lines(Royal Astronomical Society) Armah, Mark; Dors Júnior, Oli Luiz; Aydar, Catarina Pasta; Cardaci, Mónica Viviana; Hägele, Guilhermo Frederico; Feltre, Anna; Riffel, Rogério; Riffel, Rogemar André; Krabbe, Angela CristinaFor the first time, neon abundance has been derived in the narrow line region from a sample of Seyfert 2 nuclei. In view of this, we compiled from the literature fluxes of optical and infrared (IR) narrow emission lines for 35 Seyfert 2 nuclei in the local universe (z 0.06). The relative intensities of emission lines were used to derive the ionic and total neon and oxygen abundances through electron temperature estimations (Te-method). For the neon, abundance estimates were obtained by using both Te-method and IR-method. Based on photoionization model results, we found a lower electron temperature [te(Ne iii)] for the gas phase where the Ne2 + is located in comparison with t3 for the O2 + ion. We find that the differences (D) between Ne2 +/H+ ionic abundances calculated from IR-method and Te-method (assuming t3 in the Ne2 +/H+ derivation) are similar to the derivations in star-forming regions (SFs) and they are reduced by a mean factor of ∼3 when te(Ne iii) is considered. We propose a semi-empirical Ionization Correction Factor (ICF) for the neon, based on [Ne II]12.81μm, [Ne III]15.56μm, and oxygen ionic abundance ratios. We find that the average Ne/H abundance for the Seyfert 2s sample is nearly 2 times higher than similar estimate for SFs. Finally, for the very high metallicity regime (i.e. [12 + log(O/H) 8.80]) an increase in Ne/O with O/H is found, which likely indicates secondary stellar production for the neon.Item Chemical abundances in Seyfert galaxies – X. Sulphur abundance estimates(Royal Astronomical Society) Dors Junior, Oli Luiz; Valerdi, Mabel; Riffel, Rogemar André; Riffel, Rogério; Cardaci, Mónica Viviana; Hägele, Guilhermo Frederico; Armah, Mark; Revalski, Mitchell; Flury, Sophia; Lemes, Priscila Freitas; Amôres, Eduardo; Krabbe, Angela Cristina; Binette, Luc; Feltre, Anna; Bergmann, Thaisa StorchiFor the first time, the sulphur abundance relative to hydrogen (S/H) in the narrow-line regions of a sample of Seyfert 2 nuclei (Sy 2s) has been derived via direct estimation of the electron temperature. Narrow emission-line intensities from the Sloan Digital Sky Survey (SDSS) Data Release 17 (DR17) [in the wavelength range 3000 < λ(Å) < 9100] and from the literature for a sample of 45 nearby (z < 0.08) Sy 2s were considered. Our direct estimates indicate that Sy 2s have similar temperatures in the gas region where most of the S+ ions are located in comparison with that of star-forming regions (SFs). However, Sy 2s present higher temperature values (∼10 000 K) in the region where most of the S2+ ions are located relative to that of SFs. We derive the total sulphur abundance in the range of 6.2 12 + log(S/H) 7.5, corresponding to 0.1–1.8 times the solar value. These sulphur abundance values are lower by ∼0.4 dex than those derived in SFs with similar metallicity, indicating a distinct chemical enrichment of the interstellar medium (ISM) for these object classes. The sulphur abundance relative to oxygen (S/O) values for our Sy 2 sample present an abrupt (∼0.5 dex) decrease with increasing oxygen abundance relative to hydrogen (O/H) for the high-metallicity regime [12 + log(O/H) 8.7)], what is not seen for the SFs. However, when our Sy 2 estimates are combined with those from a large sample of SFs, we did not find any dependence between S/O and O/H.Item Chemical abundances of LINER galaxies – nitrogen abundance estimations(Royal Astronomical Society) Oliveira Junior, Celso Benedito de ; Krabbe, Angela Cristina; Dors Junior, Oli Luiz; Zinchenko, Igor; Hernandez-Jimenez, José Andrés; Cardaci, Mónica Viviana; Hägele, Guilhermo Frederico; Ilha, Gabriele da SilvaIn this work, we investigated the nitrogen and oxygen abundances in a sample of galaxies with Low Ionization Nuclear Emission Regions (LINERs) in their nucleus. Optical spectroscopic data (3600 – 10 000 Å) of 40 LINERs from the Mapping Nearby Galaxies (MaNGAs) survey were considered. Only objects classified as retired galaxies, that is, whose main ionization sources are post-Asymptotic Giant Branch (pAGB) stars, were selected. The abundance estimates were obtained through detailed photoionization models built with the CLOUDY code to reproduce a set of observational emission line intensities ratios of the sample. Our results show that LINERs have oxygen and nitrogen abundances in the ranges of 8.0 12 + log(O/H) 9.0 (mean value 8.74 ± 0.27) and 7.6 12 + log(N/H) 8.5 (mean value 8.05 ± 0.25), respectively. About 70 per cent of the sample have oversolar O/H and N/H abundances. Our abundance estimates are in consonance with those for Seyfert 2 nuclei and H II regions with the highest metallicity, indicating that these distinct object classes show similar enrichment of the interstellar medium (ISM). The LINERs in our sample are located in the higher N/O region of the N/O versus O/H diagram, showing an unexpected negative correlation between these two parameters. These results suggest that these LINERs mainly exhibit a secondary nitrogen production and could be acting some other mechanisms that deviate them from the usual theoretical secondary nitrogen production curve and the H II regions observations. However, we did not find any evidence in our data able to support the literature suggested mechanisms. Alternatively, our results show that LINERs do not present any correlation between the N/O abundances and the stellar masses of the hosting galaxies.Item Cosmic metallicity evolution of Active Galactic Nuclei: implications for optical diagnostic diagrams(Royal Astronomical Society) Dors Junior, Oli Luiz; Cardaci, Mónica Viviana; Hägele, Guilhermo Frederico; Ilha, Gabriele da Silva; Oliveira Junior, Celso Benedito de; Riffel, Rogemar André; Riffel, Rogério; Krabbe, Angela CristinaWe analyse the validity of optical diagnostic diagrams relying on emission-lines ratios and in the context of classifying Active Galactic Nuclei (AGNs) according to the cosmic metallicity evolution in the redshift range. In this regard, we fit the results of chemical evolution models (CEMs) to the radial gradients of the N/O abundances ratio derived through direct estimates of electron temperatures (Te-method) in a sample of four local spiral galaxies. This approach allows us to select representative CEMs and extrapolate the radial gradients to the nuclear regions of the galaxies in our sample, inferring in this way the central N/O and O/H abundances. The nuclear abundance predictions for theoretical galaxies from the selected CEMs, at distinct evolutionary stages, are used as input parameters in AGN photoionization models built with the Cloudy code. We found that standard BPT diagnostic diagrams are able to classify AGNs with oxygen abundances at redshift. On the other hand, the He iiλ4685/Hβ versus [N ii]λ6584/Hα diagram produces a reliable AGN classification independent of the evolutionary stage of these objects.Item Determinação de abundância química do argônio em AGN tipo Seyfert 2(2021-12-08) Dors Junior, Oli Luiz; Krabbe, Angela Cristina; Sobral, David; Telles, Jose Eduardo; Riffel, Rogemar André; Santos, Adriano Francisco Monteiro dos; São José dos CamposDeterminações de abundância de metais em Núcleos Ativos de Galáxias (AGNs) são essenciais para o estudo da evolução química de galáxias, bem como, do Universo. Atualmente, existem apenas determinações quantitativas da abundância do oxigênio e nitrogênio (em relação ao hidrogênio) em regiões estreitas de AGNs, em particular, em núcleos Seyfert 2. A abundância de outros metais (e.g. Ar, Ne, S, etc.) ainda é pouco conhecida em AGNs. Neste contexto, desenvolvemos uma metodologia para calcular a abundância do argônio em relação a do hidrogênio na região de linhas estreitas de núcleos Seyfert 2. Com esse objetivo, intensidades de linhas de emissão estreitas observadas no espectro óptico (3000 ? ?(Å) ? 7200) de uma amostra de 64 núcleos Seyfert 2 (z < 0,25) obtidos do Sloan Digital Sky Survey DR7 e medidas pelo grupo MPA/JHU foram consideradas. Adotamos o método-Te para AGNs, que é baseado na determinação direta da temperatura eletrônica, juntamente com resultados de uma grade de modelos de fotoionização construídos com o código Cloudy, para obter um método para a derivação da abundância Ar/H. Nós encontramos que para uma faixa de metalicidade de 0,2 ? (Z/Z?) ? 2,0, núcleos Seyfert 2 apresentam abundância de Ar/H variando de ~ 0,1 a ~ 3 vezes o valor solar de argônio. Os valores de abundância de Ar/H e Ar/O obtidos para a nossa amostra estão em acordo com estimativas de extrapolações dos gradientes de abundância radial para as partes centrais do disco para quatro galáxias espirais. Combinamos nossos resultados de abundância com estimativas obtidas a partir de uma amostra de galáxias H ii que foram compiladas da literatura, e encontramos que a razão de abundância Ar/O diminui ligeiramente à medida que a abundância O/H aumenta. Finalmente, propomos uma calibração entre a razão de linhas fortes [ Ar iii]?7135/Ha e Ar/H que fornece valores da abundância do argônio similar aos derivados pelo método-Te.Item Determinação de metalicidade em núcleos de galáxias seyfert 2(2018-03-15) Castro, Claudio de Sousa; Dors Junior, Oli Luiz; Krabbe, Angela Cristina; Fernandes, Francisco Carlos Rocha; Riffel, Rogemar André; Rodriguez Ardila, Alberto; Cardaci, Mónica Viviana; São José dos CamposAo longo das últimas décadas o trabalho envolvendo os objetos conhecidos como Active Galactic Nuclei (AGNs) vem ganhando cada vez mais atenção de diversos autores, no sentido aprimorar os conhecidos já adquiridos, mas também aprimorar esse conhecimento. Esses conhecimentos permeiam desde o entendimento dos processos físicos que nestes ocorrem, bem como aumentar a contribuição para um melhor mapeamento do Universo. A proposta inicial do projeto da tese partiu do fato de se explorar os valores tanto de metalicidade ( Z ) quanto do parâmetro de ionização (U ) dos AGNs disponíveis na literatura por meio das intensidades dos valores de suas linhas de emissão na faixa do espectro do infravermelho, ótico e ultravioleta. Após a obtenção destes valores, compará-las com os valores preditas por uma grade de modelos de fotoionização, construídos com o código CLOUDY. Até o ínicio deste trabalho de tese haviam na literatura apenas três calibrações (teóricas) para os AGNs relacionando as intensidades das linhas de emissão e aqueles obtidos pelo código, uma na faixa do ultravioleta e duas na faixa do ótico. Dentre os tipos de AGNs classificados, foi escolhido para esta análise as chamadas galáxias Seyfert. No primeiro momento, o trabalho se deu na região do ótico e foi obtida uma calibração entre a metalicidade (Z ) e as intensidades das razões de linhas de emissão N2O2 = log([NII]l6584/[OII]l3727) para uma mostra de ? 60 objetos. Para essa região do espectro eletromagnético a calibração ( Z N2O2 ) para os núcleos das galáxias Seyfert selecionadas da amostra uma larga faixa de metalicidades (0, 30 ? Z/Z ? 2, 00), com um valor médio de < Z >? Z . Estes valores obtidos da calibração foram comparados com outros fatores físcos (exemplo, luminosidade) para verificar se havia ou não alguma correlação. Seguindo o mesmo procedimento, partiu-se para a análise da região do ultravioleta e a calibração obtida entre a metalicidade (Z ) e as intensidades das razões com as linhas de emissão C43 = log[(CIVl1549+ CIII]l1909)/HeIIl1640], para uma amostra de ? 10 objetos, obtendo a calibração Z C43. Dessa calibração foi obtida uma faixa mais estreita de metalicidades ( 1, 00 ? Z/Z ? 1, 75), com um valor médio de < Z >? 1, 4Z . Finalmente, buscou-se comparar estes valores de metalicidades obtidos da calibração com os valores da luminosidade destes. Vale lembrar que as calibrações foram obtidas da comparações dos valores das intensidades de linhas de emissão das galáxias Seyfert escolhidas das amostras com os valores das grades construídas pelo CLOUDY por meio de interpolação linear entre estes valores através dos chamados "diagramas de diagnóstico"e que desta mesma maneira pode-se obter também, os valores dos parâmetros de ionização.Item Diagnostic diagrams for ram pressure stripped candidates(Royal Astronomical Society) Krabbe, Angela Cristina; Hernandez-Jimenez, José Andrés; Oliveira, Claudia Mendes de; Jaffe, Yara L.; Oliveira Junior, Celso Benedito de; Cardoso, Nathalia Machado; Castelli, Analía V Smith; Dors Junior, Oli Luiz; Cortesi, Arianna; Crossett, Jacob P.This paper presents a method for finding ram pressure stripped (RPS) galaxy candidates by performing a morphological analysis of galaxy images obtained from the Legacy survey. We consider a sample of about 600 galaxies located in different environments such as groups and clusters, tidally interacting pairs and the field. The sample includes 160 RPS previously classified in the literature into classes from J1 to J5, based on the increasing level of disturbances. Our morphological analysis was done using the ASTROMORPHLIB software followed by the inspection of diagnostic diagrams involving combinations of different parameters like the asymmetry (A), concentration (C), Sersic ´ index (n), and bulge strength parameters F(G, M20). We found that some of those diagrams display a distinct region in which galaxies classified as J3, J4, and J5 decouples from isolated galaxies. We call this region as the morphological transition zone and we also found that tidally interacting galaxies in pairs are predominant within this zone. Nevertheless, after visually inspecting the objects in the morphological transition zone to discard obvious contaminants, we ended up with 33 bona fide new RPS candidates in the studied nearby groups and clusters (Hydra, Fornax, and CLoGS sample), of which one-third show clear evidence of unwinding arms. Future works may potentially further increase significantly the samples of known RPS using such method.Item Diferenciação bioquímica e colorimétrica entre as espécies Paracoccidioides brasiliensis e Paracoccidioides Lutzii(2020-11-23) Raniero, Leandro José; Ramirez Ramos, Marco Antonio; Krabbe, Angela Cristina; Oliveira, Luciane Dias de; Liu, Andréa Santos; Comparato Filho, Olavo de Osti; São José dos CamposAs espécies de fungos: Paracoccidioides brasiliensis (P. brasiliensis) e Paracoccidioides lutzii (P. lutzii), são causadoras da paracoccidioidomicose (PCM), infecção com diferentes manifestações clínicas localizadas ou disseminadas, com possibilidade de evoluir para a letalidade. No diagnóstico da PCM, o principal antígeno é a glicoproteína exocelular de 43 KDa (Gp43), reagindo com 100% dos soros de pacientes inoculados P. brasiliensis. Entretanto o Gp43não pode ser utilizado como um marcador para o P. lutzii, pois este antígeno não é reconhecido em pacientes infectados por ele. Neste contexto, o nosso trabalho buscou identificar e registrar diferenças na composição bioquímica entre essas duas espécies (P. brasiliensis:Pb03, Pb18 e P. lutzii: Pb01) por espectroscopia no infravermelho, uma vez que manifestações clínicas e o tratamento dos infectados diferem baseados no agente causador, tornando importante a sua identificação correta. De forma complementar, foi possível identificar molecularmente o P. lutzii, por meio de testes colorimétricos utilizando a metodologia label-free, combinando uma solução coloidal de nanopartículas de ouro(AuNPs), genes específicos e amostras testes. Para esse estudo, AuNPs foram sintetizadas por redução do cloreto de ouro por citrato de sódio, obtendo-se uma solução com um máximo de absorção na banda de 523 nm, obtendo-se como resultado, partículas com formato esférico e diâmetro médio de 22 nm. A diferenciação bioquímica entre as espécies foi realizada por meio da Transformada de Fourier no Infravermelho (FT-IR), uma técnica de obtenção rápida de resultados e de menor tempo necessário de preparação das amostras. Foram produzidos, na média, trinta espectros de cada amostra das culturas dos fungos. Nos resultados desta análise apareceram diferenças nos modos vibracionais de proteínas nas bandas em 1032, 1150, 1204, 1234, 1256, 1310, 1450, 1536, 1628 e 1656 cm-1; de lipídios nas bandas em 1744, 2852, 2922, 2956 cm-1; de material nuclear nas bandas em 1076 e 1116 cm-1, de estiramentos OH nas bandas em 3290 e 3432 cm-1. Com intuito de confirmação dos resultados obtidos com o FT-IR, o estudo estatístico Principal Component Linear Discriminant Analysis (PC-LDA) também foi utilizado para as conclusões. Com relação aos testes colorimétricos, foram realizados 50 testes, em triplicatas. Os resultados, após 3 metodologias estatísticas aplicadas, mostraram mudança de coloração da solução coloidal de nanopartículas de ouro na presença de DNA do fungo, para os testes positivos em 98% dos casos, confirmando que os microrganismos foram identificados molecularmente de forma correta.Item Doubly ionized neon ionic abundance of seyfert 2 nuclei based on infrared and optical emission lines(2020-10-19) Dors Junior, Oli Luiz; Krabbe, Angela Cristina; Hagelle, Guillermo Frederico; Feltre, Anna; Armah, Mark; São José dos CamposOne of the most reliable method to determine the chemical abundance of heavy elements in gaseous nebulae is the (tau)e-method, which is based on the measurements of auroral emission lines (e.g., [O III] (lambda)4363 Å). However, this method yields unreal and subsolar abundances in AGNs. This phenomenon is customarily referred to as “temperature problem”, and its origin is an open question in nebular astrophysics. Comparison between optical and infrared abundances can be used to obtain the level of electron temperature fluctuations in AGNs, generally attributed to the origin of the temperature problem. In this work, optical and infrared emission-line intensities of neon from a sample of 36 Seyfert 2 nuclei compiled from the literature and used to calculate the ionic abundance of the neon twice ionized in relation to the hydrogen one ion (Ne2+/H+). This methodology makes it possible to obtain the level of electron temperature fluctuation necessary to conciliate the optical and infrared abundance values. We investigated the use of the Balmer decrement observed ratio of intensities of the 3 (seta) 2 (H(alfa) (lambda)6563 Å) and 4 (seta) 2 (H(beta) (lambda)4861 Å) transitions of the hydrogen atom compared to their intrinsic intensity ratio so as to yield a relative extinction in the Narrow Line Region (NLR) of Seyfert 2 nuclei and find that the use of (iota)(H(alfa)/H(beta)) = 2.85 gives (tau)e values of 700 ± 30 K higher than the (tau)e values derived from (iota)(H(alfa)/H(beta)) = 3.10. Our analysis show that, differences (D) between abundance values from optical and infrared lines range from 0.1334 ± 0.0219 to 2.0636 ± 0.0151 dex, with an averaged value of 0.6931 ± 0.0052 dex. This averaged value is approximately ~ 0.01 ± 0.01 dex higher than the one derived in H ii regions studies. We did not find any relation between the ionic abundance difference (D) and the ionization parameter (U), which implies D is independent from U. We estimated the level of temperature fluctuation in terms of the t2 parameter in the range from 0.0006 to 0.4365 ± 0.0053 with an average value of 0.1859 ± 0.0011. We conclude that, if electron temperature fluctuations are present in AGNs, they are somewhat more significant than in H ii regions.Item Electron temperature fluctuations in Seyfert galaxies(Royal Astronomical Society) Riffel, Rogemar André; Dors Júnior, Oli Luiz; Krabbe, Angela Cristina; Esteban, CésarWe use Gemini GMOS-IFU observations of three luminous nearby Seyfert galaxies (Mrk 79, Mrk 348, and Mrk 607) to estimate the electron temperature (Te) fluctuations in the inner 0.4–1.1 kpc region of these galaxies. Based on Te determinations throug the [O III]λ5007/λ4363 emission line ratio of each spaxel, temperature variations are quantified by computing the integrated value of the temperature fluctuation parameter (t 2) projected in the plane of the sky t 2 A, for the first time in active galactic nuclei (AGNs). We find t 2 A values of 0.135, 0.039, and 0.015 for Mrk 79, Mrk 348, and Mrk 607, respectively, which are of the same order or larger than the maximum values reported in star-forming regions and planetary nebulae. Taking into account that t 2 A should be considered a lower limit of the total t 2 in the nebular volume, the results suggest that the impact of such fluctuations on chemical abundance determinations can be important in some AGNs.Item Estudo de Hidrocarbonetos Policíclicos Aromáticos e gás ionizado em galáxias com núcleo ativo(2021-12-06) Krabbe, Angela Cristina; Oliveira, Sergio Pilling Guapyassu de; Pastoriza, Miriani Griselda; Wolff, Wania; Silva, Adriana Ribeiro da; Andrade, Diana Paula de Pinho; São José dos CamposO presente trabalho apresenta um estudo para uma amostra de galáxias com núcleos ativos visando caracterizar os principais tipos de moléculas de hidrocarbonetos policíclicos aromáticos (PAHs) presentes nesses objetos e as condições físicas locais de suas fontes irradiantes, bem como as características do gás ionizado residente, pela combinação de dados infravermelho com o ótico. Foram construídos modelos de fotoionização com o código CLOUDY para reproduzir as relações das linhas de emissão óptica em combinação com as relações de intensidade de emissão de PAHs. Verificou-se que as espécies contendo 10 até 82 átomos de carbono são as mais abundantes na amostra. Supõe-se que famílias de espécies com apenas dois ou três anéis fundidos, como amidas aromáticas pequenas, são alvos importantes que devem ser considerados em estudos experimentais/teóricos, bem como em estudos observacionais. Verifica-se que os modelos de fotoionização de Núcleo Ativo de Galáxias (AGNs) reproduzem a maioria dos dados observacionais em log(6.2/11.3) versus log([N ii]??6584/H??) usando o índice espectral de raios-X de ??o?? = -1.4. O fluxo PAH pequenos, bem como o fluxo de PAHs ionizados e de Heterocíclicos Nitrogenados Policíclicos Aromáticos (PANH) diminuem à medida que o parâmetro de ionização (log ?? ) aumenta. A relação de intensidade de 6.2/11.3 PAH apresenta anticorrelação entre a abundância de oxigênio e log ?? , no sentido de que a razão 6.2/11.3 diminui com o aumento da abundância de oxigênio e log ?? . Finalmente, verificou-se que o grau de ionização das espécies de PAH aumenta com a diminuição da razão 11.3/7.7 e o log ?? , de acordo com os modelos propostos por Draine & Li.Item N2, um indicador de metalicidade para AGN(2020-10-15) Carvalho, Sarita Pereira de; Dors Junior, Oli Luiz; Oliveira Filho, Irapuan Rodrigues de; Bergmann, Thaisa Storchi; Riffel, Rogemar André; Krabbe, Angela Cristina; São José dos CamposNeste trabalho apresentamos uma calibração semi-empírica entre a metalicidade (Z) de Núcleos Ativos de Galáxias tipo Seyfert 2 e a razão de intensidade de linhas de emissão N2=log([N II] lambda6584/H alpha). Esta calibração foi derivada utilizando um diagrama [O III] lambda 5007/[O II] lambda3727 versus N2 contendo dados observacionais e resultados de modelos de fotoionização construídos com o código Cloudy. A amostra observacional consiste em 463 núcleos Seyfert 2 (redshift z ? 0.4) obtidos do banco de dados do Sloan Digital Sky Survey DR7. A relação obtida Z-N 2 é válida para o intervalo 0.3 ? (Z/Z?) ? 2.0 a qual corresponde -0.7 ? (N 2) ? 0.6. Os efeitos da variação do parâmetro de ionização (U), densidade eletrônica e a inclinação da distribuição espectral de energia nas estimativas de Z são da ordem da incerteza produzida pelo erro observacional de N2. Este resultado indica a grande confiabilidade de nossa calibração Z -N 2. Obtivemos uma relação entre U e a razão de linhas [O III]/[O II], quase independente de outro parâmetro nebular.Item Oxygen abundances in the narrow line regions of Seyfert galaxies and the metallicity–luminosity relation(Royal Astronomical Society) Armah, Mark; Riffel, Rogério; Dors Junior, Oli Luiz; Oh, Kyuseok; Koss, Michael J.; Ricci, Claudio; Trakhtenbrot, Benny; Valerdi, Mabel; Riffel, Rogemar André; Krabbe, Angela CristinaWe present oxygen abundances relative to hydrogen (O/H) in the narrow line regions (NLRs) gas phases of Seyferts 1 (Sy 1s) and Seyferts 2 (Sy 2s) active galactic nuclei (AGNs). We used fluxes of the optical narrow emission line intensities [Å] of 561 Seyfert nuclei in the local Universe ( z ≲ 0.31) from the second catalogue and data release (DR2) of the BAT AGN Spectroscopic Survey, which focuses on the Swift-BAT hard X-ray (≳ 10 keV) detected AGNs. We derived O/H from relative intensities of the emission lines via the strong-line methods. We find that the AGN O/H abundances are related to their hosts stellar masses and that they follow a downward redshift evolution. The derived O/H together with the hard X-ray luminosity (LX) were used to study the X-ray luminosity–metallicity (LX–ZNLR) relation for the first time in Seyfert galaxies. In contrast to the broad-line focused (LX–ZBLR) studies, we find that the LX–ZNLR exhibit significant anticorrelations with the Eddington ratio (λEdd) and these correlations vary with redshifts. This result indicates that the low-luminous AGNs are more actively undergoing interstellar medium enrichment through star formation in comparison with the more luminous X-ray sources. Our results suggest that the AGN is somehow driving the galaxy chemical enrichment, as a result of the inflow of pristine gas that is diluting the metal rich gas, together with a recent cessation on the circumnuclear star-formation.Item The physical properties and evolution of the interacting system AM 1204−292(Royal Astronomical Society) Rosa, Deise Aparecida; Oliveira Filho, Irapuan Rodrigues de; Krabbe, Angela Cristina; Milone, Andre de Castro; Carvalho, Sarita Pereira deWe investigate interaction effects in the stellar and gas kinematics, stellar population, and ionized gas properties of the interacting galaxy pair AM 1204−292,composed of NGC 4105 and NGC 4106. The data consist of long-slit spectra in the range 3000–7050 Å. The massive E3 galaxy NGC 4105 presents a flat stellar velocity profile, while the ionized gas is in strong rotation, suggesting an external origin. Its companion, NGC 4106, shows asymmetries in the radial velocity field, likely due to the interaction. The dynamics of the interacting pair were modelled using the P-Gadget3 treepm/sph code, from which we show that the system has just passed the first perigalacticum, which triggered an outbreak of star formation, currently at full maximum. We characterized the stellar population properties using the stellar population synthesis code starlight and, on average, both galaxies are predominantly composed of old stellar populations. NGC 4105 has a slightly negative age gradient, comparable with that of the most massive elliptical galaxies, but a steeper metallicity gradient. The SB0 galaxy NGC 4106 presents smaller radial variations in both age and metallicity in comparison with intermediate-mass early-type galaxies. These gradients have not been disturbed by interaction, since the star formation happened very recently and was not extensive in mass. Electron density estimates for the pair are systematically higher than those obtained in isolated galaxies. The central O/H abundances were obtained from photoionization models in combination with emission-line ratios, which resulted in 12 + log(O/H) = 9.03 ± 0.02 and 12 + log(O/H) = 8.69 ± 0.05 for NGC 4105 and NGC 4106, respectively.