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Tese (doutorado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2010 Analisamos as galáxias do Sloan Digital Sky Survey com o nosso código de síntese espectral Starlight. O Starlight acha a combinação de populações estelares simples de diferentes idades e metalicidades que melhor modela o espectro de uma galáxia. Ele permite derivar vários parâmetros associados a uma galáxia, como a massa em estrelas, a história de formação estelar e a evolução química. A partir do espectro residual puramente nebular (subtraindo do espectro observado o modelado), medimos as linhas de emissão, das quais derivamos propriedades do gás dentro das galáxias. Estudamos a evolução das galáxias com formação estelar. Constatamos que as galáxias de maior massa formaram suas estrelas e seus metais mais rapidamente. A evolução da metalicidade das estrelas é estudada diretamente. Calibramos também a taxa de formação estelar atual medida pela síntese com a medida pela luminosidade de Halfa. Derivamos a relação massa estelar-metalicidade estelar (M*-Z*) em diferentes redshifts. Esta é a primeira vez que a relação M*-Z* é calculada para o mesmo conjunto de galáxias. Observamos que a metalicidade estelar observada tem uma evolução compatível com um modelo simples de evolução química de caixa fechada. Para as galáxias classificadas como LINERs, encontramos que a luminosidade observada em Halfa é compatível com o número de fótons ionizantes emitidos pelas populações estelares velhas dessas galáxias. Este resultado implica em uma profunda revisão da taxa de atividade nuclear nas galáxias do Universo local.

In a former paper, we have presented spectra of 64 active, nine normal and five starburst galaxies in the region around the near-infrared calcium triplet (CaT) absorption lines and the [S III]λ9069 line. In the present paper, we analyse the CaT strength (WCaT) and kinematical products derived in that study, namely stellar (σ) and ionized gas (σgas) velocity dispersions. Our main results may be summarized as follows. (1) Type 2 Seyfert galaxies show no sign of dilution in WCaT with respect to the values spanned by normal galaxies, even when optical absorption lines such as the Ca II K band at 3933 Å are much weaker than in old, bulge-like stellar populations. (2) The location of type 2 Seyfert galaxies in the WCaT–WCaK plane is consistent with evolutionary synthesis models. The implication is that the source responsible for the dilution of optical lines in these active galactic nuclei (AGN) is a young stellar population, rather than an AGN featureless continuum, confirming the conclusion of the pioneer study of Terlevich, Díaz & Terlevich. (3) In type 1 Seyfert galaxies, both W[S III] and WCaT tend to be diluted due to the presence of a non-stellar component, in agreement with the unification paradigm. (4) A comparison of σ with σgas (obtained from the core of the [S III] emitting line) confirms the existence of a correlation between the typical velocities of stars and clouds of the narrow line region. The strength and scatter around this correlation are similar to those previously obtained from the [O III]λ5007 linewidth.

Dissertação (Mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-graduação em Física O espectro de uma galaxia guarda preciosos vestigios dos processos fisicos ocorridos com os seus constituintes. Podem-se decifrar essas assinaturas, impressas ao longo da evolução galactica, através da sintese espectral de populações estelares. A síntese espectral consiste em modelar o espectro observado de uma galáxia a partir de uma mistura de estrelas ou populações estelares, além de parametros cinemáticos e da extinção por poeira. Neste trabalho, apresentamos duas aplicações do nosso código de síntese starlight. O primeiro estudo não trata explicitamente de populações estelares, mas utiliza as mesmas técnicas de síntese espectral. Apresentamos um atlas de 78 objetos na região do tripleto do cálcio 8498.02, 8542.09, 8662.14 °A, 69 dos quais são galáxias ativas. Com a finalidade de estudar a cinem´atica estelar dessa amostra, medimos as dispersões de velocidades estelares nucleares para 72 desses objetos, a partir de dois métodos: o do ajuste direto (que faz uso do código starlight) e o da correlação cruzada. A concordância entre os métodos é excelente. Em estudos posteriores, a dispersão de velocidades pode ser usada para diagnósticos de populações estelares, através da razão massa/luminosidade, e para o estudo da atividade em núcleos ativos de galáxias, através da relacão entre a dispersão de velocidades e a massa do buraco negro central. Para uma sub-amostra de 34 objetos, obtivemos espectros espacialmente resolvidos com bom sinal-ruído. Analisamos então o comportamento da dispersão de velocidades e da largura equivalente do tripleto do cálcio com a posição espacial. Apesar da nossa resolução espacial não ser muito favorável para estudos mais detalhados, obtivemos um resultado interessante: não há diluição da largura equivalente do Cai para as galáxias Seyfert 2 com formação estelar da nossa amostra, o que contrasta com a diluição da linha K do cálcio (estudo feito no óptico por outros autores) para esses mesmos objetos. Aplicamos também o starlight a uma amostra de 354992 galáxias da base de dados do Sloan Digital Sky Survey (sdss). Essa enorme amostra de objetos permite desvendar algumas questões astrofísicas sobre a evolução e a natureza de galáxias. Para que os modelos e os parâmetros recuperados com o nosso c´odigo de síntese sejam os mais precisos possíveis, desenvolvemos um algoritmo para a criação automática de máscaras (isto é a eliminação de regiões indesejáveis no ajuste do modelo). Para exemplificar o potencial de estudos que podem ser derivados da nossa análise, apresentamos alguns resultados preliminares da história de formação estelar de galáxias em função de suas posicões em diagramas de diagnóstico clássicos e também em funcão de sua massa. Galactic spectra contain valuable information about the composition of a galaxy and the physical processes that took place in it. Hence a good way of tracing the evolution of a galaxy is by means of spectral synthesis methods. In short, the spectral synthesis fits an observed spectrum with a combination of stars or stellar populations, kinematic parameters and dust attenuation. This work presents two different applications of our synthesis algorithm starlight. Our first study does not really focus on stellar populations, although it does make use of the same spectral synthesis techniques. We present an atlas of 78 objects in the calcium triplet region 8498.02, 8542.09, 8662.14 °A, 69 of which are active galaxies. To study the stellar kinematics of our sample, we measure central stellar velocity dispersions for 72 galaxies in two different ways: with the direct fitting (for which we use the starlight code) and cross-correlation methods. We find the methods are in very good agreement with each other. As future steps, we highlight the use of these results as a diagnosis of stellar populations, through the mass-to-light ratio, and the activity, through the black hole mass and velocity dispersion relation. We have also selected a sub-sample of 34 spacially resolved objects with reasonably good off-nuclear signal-to-noise. We study spacial variations of both the velocity dispersion and the calcium triplet equivalent width. Even though our spacial resolution does not allow very detailed studies, we find an interesting result: we see no dilution in the Ca ii equivalent width for composite starburst + Seyfert 2 galaxies, in contrast to the dilution of the Ca K line (studied in the visible band, by other authors) for the same objects. We also use starlight to study a sample of 354992 galaxies from the Sloan Digital Sky Survey (sdss). This huge sample can shed a new light on some astrophysical questions concerning the composition and evolution of galaxies. In order to start investigating them, we wish to recover very precise synthesis parameters. Thus we have developed a method that automates the process of creating masks (i.e., masking out unwanted spectral features), which plays an important role in determining such parameters. In addition, we explore some preliminary results for this sample, namely the star formation history of galaxies as a function of their loci in classical diagnostic diagrams and as a function on their masses.

We present a spectroscopic atlas of active galactic nuclei covering the region around the λλ8498, 8542, 8662 calcium triplet (CaT). The sample comprises 78 objects, divided into 43 Seyfert 2s, 26 Seyfert 1s, three starburst and six normal galaxies. The spectra pertain to the inner ~ 300 pc in radius, and thus sample the central kinematics and stellar populations of active galaxies. The data are used to measure stellar velocity dispersions (σ ) with both cross-correlation and direct fitting methods. These measurements are found to be in good agreement with each other and with those in previous studies for objects in common. The CaT equivalent width is also measured.We find average values and sample dispersions of WCaT of 4.6 ± 2.0, 7.0 ± 1.0 and 7.7 ± 1.0 Å for Seyfert 1s, Seyfert 2s and normal galaxies, respectively.We further present an atlas of [S III]λ9069 emission-line profiles for a subset of 40 galaxies. These data are analysed in a companion paper which addresses the connection between stellar and narrow-line region kinematics, the behaviour of the CaT equivalent width as a function of σ , activity type and stellar population properties.

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-Graduação em Física, Florianópolis, 2020. Conhecer a abundância química do oxigênio é fundamental para a construção de modelos que descrevem a evolução química de galáxias. Na literatura, apresentam-se duas maneiras de calcular a abundância: métodos indiretos e o método direto. Métodos indiretos podem ser aplicados a uma grande faixa de abundâncias, porém divergem entre si. O método direto é mais robusto, mas exige espectros de alta qualidade para galáxias com alta abundância química. Isto porque, para usar o método direto, é necessário medir a intensidade das linhas aurorais (como [O III]? 4363 e [N II]? 5755). Entretanto, no regime de alta abundância, tais linhas são suprimidas pelo ruído do espectro das galáxias. Para detectá-las, precisamos aumentar a razão sinal?ruído do espectro. Uma maneira de fazer isso é somando espectros de galáxias com propriedades físicas similares. Neste trabalho, somamos cerca de 110 000 espectros de galáxias com formação estelar ativa do Sloan Digital Sky Survey de acordo com dois conjuntos de propriedades: um baseado em razões de linhas fortes: [O III]/Hß? [O II]/Hß, e outro na massa estelar e taxa de formação estelar. Aplicamos o método direto a esses espectros somados para obter medidas mais robustas da abundância química do oxigênio. Testamos diferentes formas de normalizações da soma de espectros, e concluímos que elas não afetam significativamente nossos resultados. Reanalisamos a relação empírica entre massa estelar, taxa de formação estelar e abundância química do oxigênio. As relações que obtivemos concordam com trabalhos anteriores: existe uma anti-correlação entre a abundância do oxigênio e a taxa de formação estelar, essa anti-correlação é mais íngreme no regime de baixa massa. No entanto, não conseguimos afirmar se existe um valor de saturação da abundância do oxigênio para altas massas. Abstract: An accurate measurement of the oxygen abundance is fundamental for modelling the chemical evolution of galaxies. In the literature, there are two ways to determine the oxygen abundance: indirect methods and the direct method. Indirect methods can be used at a wide range of oxygen abundances, but they differ from one another. The direct method is more robust, but it requires high-quality spectra for metal-rich galaxies. That is due to its reliance on weak emission lines, such as [O III]? 4363 and [N II]? 5755, which can be lost in the spectral noise at the high-abundance regime. In order to detect such lines, we must increase the spectral signal-to-noise ratio. One way to do so is by stacking spectra of galaxies with similar physical properties. In this work, we stacked about 110 000 star-forming galaxy spectra from the Sloan Digital Sky Survey according to two sets of properties: one based on strong line ratios, and the other based on the stellar mass and the star formation rate. We applied the direct method to these stacked spectra to obtain more robust measurements of oxygen abundances. We tested different forms of spectral normalization prior to stacking, and find they do not significantly affect our results. We reexamine the empirical relation between stellar mass, star formation rate and oxygen abundance. The relation we obtain agrees with previous works: there is an anti-correlation between the oxygen abundance and the star formation rate, and this anti-correlation is steeper at the low-mass regime. However, our results do not allow us to verify whether there is a saturation value for the oxygen abundance at high stellar masses.

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas, Programa de Pós-graduação em Física, Florianópolis, 2018. Neste trabalho apresentamos o DOBBY, um novo código para medir linhas de emissão. Este programa tem código aberto e pode ser facilmente aplicado a dados de espectroscopia de campo integral. O DOBBY foi testado usando espectros de galáxias do Sloan Digital Sky Survey que originalmente não tinham linhas de emissão, e aos quais adicionamos linhas gaussianas teoricamente calculadas. Essa simulações nos ajudaram a avaliar a confiabilidade das medidas de linhas de emissão. Executamos nossos testes para alguns valores de largura equivalente de ( ); todas as outras luminosidades de linhas dependem da luminosidade de entrada de . Destes testes, concluímos que as linhas mais fracas ([O III] e ) não são bem recuperadas quando < 3 Å, enquanto linhas mais fortes ( e [N II]) são razoavelmente bem medidas mesmo para = 1 Å. Uma vez que o nosso código foi devidamente testado, nós o aplicamos a dados reais: nossa amostra contém mais de 2600 cubos de dados ( > 700000 spaxeis) de galáxias próximas (z ~ 0,3) do Data Release 14 (DR14) do levantamento Mapping Nearby Galaxies at the Apache point observatory (MaNGA). Classificamos cada spaxel usando o critério de de Lacerda et al., originalmente baseado em dados do Calar Alto Legacy Integral Field spectroscopy Area survey. Supõe-se que spaxeis com alta hospedam um complexo de formação estelar (SFc). Aqueles com baixa são compatíveis com gás ionizado difuso (DIG) cujas fontes de ionização são estrelas quentes evoluídas de baixa massa (hDIG). Spaxeis com de valor intermediário são considerados uma mistura desses dois casos extremos (mDIG). Verificamos que essa classificação pode também ser aplicada ao MaNGA: galáxias com baixos índices de concentração (principalmente galáxias do tipo tardio) têm muitos spaxeis SFc, enquanto galáxias com altos índices de concentração (galáxias de tipo inicial) têm predominantemente spaxeis hDIG e mDIG. Finalmente, investigamos a relação entre massa estelar, metalicidade nebular e taxa de formação estelar (M--Z--SFR) nas galáxias do MaNGA. Encontramos que o DIG tem um efeito pequeno, mas sistemático, na metalicidade nebular. Nos nossos testes preliminares, ao remover a contribuição dos spaxeis DIG para o espectro total das galáxias, a dependência secundária de $M$--$Z$ com a SFR tende a ficar mais fraca. Este resultado pode afetar modelos de evolução de galáxias baseados na relação empírica M--Z--SFR. Abstract : In this work we present DOBBY, a new code to measure emission lines. This code is open source and can be easily applied to integral field spectroscopy datacubes. DOBBY has been tested using galaxy spectra from the Sloan Digital Sky Survey that originally had no emission lines, and to which we have added theoretically calculated gaussian lines. Those simulations have helped us gauge the reliability of measurements of emission line luminosities. We have run our tests for a few values of the equivalent width of ( ); all other emission line luminosities depend on the input luminosity. From these tests we conclude that the weakest lines ([O III] and ) are not well recovered for < 3 Å, whereas stronger lines ( and [N II]) are resonably well measured even for = 1 Å. Once our code was properly tested, we applied it to real data: our sample contained over 2600 datacubes ( > 700000 spaxels) of nearby (z ~ 0,3) galaxies from the Data Release 14 (DR14) of the Mapping Nearby Galaxies at the Apache point observatory (MaNGA) survey. We have then classified each spaxel using the Lacerda et al. criteria, originally based on the Calar Alto Legacy Integral Field spectroscopy Area survey. Spaxels with high are thought to host a star-formation complex (SFc). Those with low are compatible with diffuse ionized gas (DIG) whose ionization sources are hot low-mass evolved stars (hDIG). Intermediate-valued are thought to be a mix of those extreme cases (mDIG). We have verified that this classification can also be applied to MaNGA: galaxies with low concentration indices (mostly late type galaxies) have many SFc spaxels, whereas galaxies with high concentration indices (early type galaxies) have predominantly hDIG and mDIG spaxels. Finally, we investigate the relationship between stellar mass, nebular metalicity and star formation rate (M--Z--SFR) in MaNGA galaxies. We find that the DIG has a small but systematic effect on the nebular metallicity. In our preliminary tests, after removing the DIG spaxels contribution to the total galaxy spectra, the M--Z secondary dependency on SFR seems much less pronounced. This result may affect galaxy evolution models based on the empirical M--Z--SFR relation.

Dissertação (mestrado) - Universidade Federal de Santa Catarina, Centro de Ciências Físicas e Matemáticas. Programa de Pós-Graduação em Física Em espectros de galáxias, encontramos duas características principais: linhas de emissão, que nos dizem sobre o gás, e o contínuo mais as linhas de absorção, que nos dizem sobre o conteúdo estelar. Nos últimos anos, desenvolvemos um código de síntese espectral, o STARLIGHT, o qual utilizamos para realizar a síntese de 926246 galáxias do SDSS com modelos de população estelar modernos, nos dando importantes propriedades físicas (massas, históricos de formação estelar, etc.) para estudar como galáxias se formam e como elas evoluem no tempo. Linhas de emissão também são estudadas através da sua medida no espectro residual. Por outro lado, a fotometria é muito mais limitada já que não nos permite extrair todas estas propriedades que a resolução da espectroscopia nos traz. Contudo, com os recentes avanços dos redshift surveys com filtros muito estreitos (? 100 Å, como ALHAMBRA, JPAS e DES), nos interessaria saber com qual precisão podemos extrair informação das propriedades físicas e do gás de galáxias a partir de dados fotométricos. Nosso objetivo neste trabalho é responder, usando dados fotométricos simulados, a seguinte questão: O que podemos aprender sobre galáxias a partir desta nova geração de surveys? Por exemplo, podemos medir idade e metalicidade estelares? Podemos separar galáxias de formação estelar daquelas que possuem um núcleo ativo? Podemos medir linhas de emissão, abundâncias nebulares e extinção? Com qual precisão? Para isto, selecionamos uma amostra de cerca de 300 mil galáxias do SDSS e a dividimos em dois grupos: uma amostra 200 mil objetos e uma base de 100 mil. Corrigimos o espectro para o referencial de repouso (z = 0) e convertemos para os filtros do JPAS. Utilizando uma abordagem estatística, calculamos uma função distribuição de probabilidades (PDF) para cada propriedade para cada objeto em relação à base. Uma vez que temos todas as propriedades de todas as galáxias do banco de dados do STARLIGHT-SDSS, podemos compará-las com os resultados obtidos dos estimadores da PDF (média, mediana, etc). Nossos resultados comprovam que podemos recuperar a idade média das galáxias com uma boa margem de erro (? ? 0.1 - 0.2 dex) e, de forma similar, também outras propriedades físicas, como razão massa-luminosidade, metalicidade, etc. Além disso, nosso principal resultado é que podemos recuperar intensidades e razões de linhas de emissão com precisão similar. Isto torna nosso método inédito em comparação aos outros métodos no mercado que analisam fotometria, e mostra que, do ponto de vista de estudos de galáxias, os novos surveys serão muito mais úteis que o esperado