Long-term variability of the gamma-ray emitting NLSy1 PKS2004-447

Le Narrow-Line Seyfert 1 sono una tipologia di nuclei galattici attivi caratterizzati dall’avere righe permesse più strette, se confrontate con quelle delle Seyfert 1, nonché dall’emissione intensa del ferro ionizzato. Solo circa il 7% di queste galassie è radio-loud e, tra questi rari oggetti, solamente in venti casi è stato osservato un flusso anche ad alte energie, nei raggi γ. Una di queste sorgenti è PKS 2004-447, il cui spettro nel regime ottico è stato elaborato ed analizzato nel corso di questa tesi. Sono stati ridotti i dati acquisiti tramite lo strumento FORS2 (utilizzato in questo caso in modalità long-slit spectroscopy) montato all’UT1, uno dei quattro telescopi che costituiscono il Very Large Telescope. Le osservazioni sono state condotte in sei notti, distribuite nell’arco di sei mesi, durante ciascuna delle quali sono stati acquisiti quattro spettri della sorgente in esame. Ognispettro è stato corretto per bias e flat field ed è stato poi calibrato in lunghezza d’onda e in flusso. Utilizzando ilsoftware IRAF, una volta ridotti i quattro spettri acquisiti per ogni notte, se ne è calcolato uno spettro medio. I sei spettri medi, così ottenuti, sono stati utilizzati per calcolare uno spettro mediano, dopo averli corretti per assorbimento galattico, pari a A(V ) = 0.019 mag, e per redshift, pari a z = 0.24, valore ottenuto misurando la posizione delle righe Hα, Hβ e [OIII]λ5007. Avendo lo spettro mediano un rapporto segnalerumore più elevato, è stato possibile utilizzarlo per ottenere il modello di emissione del ferro, che si è provveduto poi a sottrarre ai sei spettri medi. Affinché le misure relative alle righe di emissione, ad esempio di Hβ o di [OIII]λ5007, non fossero influenzate dalle diverse condizioni di osservazione durante le sei notti, ogni spettro è stato moltiplicato per un fattore ottenuto dal rapporto fra il flusso di [OIII]λ5007 misurato nello spettro mediano e quello dello spettro da riscalare. Si è scelta la riga dell’ossigeno poiché il tempo scala con cui la sua intensità varia è dell’ordine delle decine di anni e per questo motivo possiamo considerare invariato il suo flusso nel corso di alcuni mesi di osservazioni. Il flusso di Hβ, emessa in parte dalla BLR ed in parte dalla NLR, è stato misurato fittando l’osservabile con tre gaussiane, due per riprodurre la componente Hβ-broad ed una per riprodurre Hβ-narrow. La gaussiana usata per riprodurre Hβ-narrow è stata costruita ponendo il picco pari prima a 1/7, poi 1/10 ed infine 1/15 dell’intensità massima raggiunta da [OIII]λ5007 e fissandone la FWHM uguale a quella di [OIII]λ5007. Il motivo di quest’ultima scelta risiedeva nel fatto che il gas nella NLR ha una cinematica che causa l’allargamento delle righe di emissione tanto dell’ossigeno quanto dell’idrogeno presenti nella stessa regione. Poiché [OIII]λ5007 è presente solo nella NLR, la larghezza della riga da esso generata darà la velocità in tale regione. Mentre, per quanto riguarda la scelta dell’intensità del picco, si è fatto riferimento a quanto osservato nelle galassie con la sola NLR visibile, ovvero le Seyfert 2, in cui in media il rapporto risulta essere pari ad 1/10, con uno spread di valori che variano per l’appunto tra 1/7 ed 1/15. Poiché l’intervallo di valori èmolto ampio,si è provato a vedere come cambiassero i risultati finali supponendo questi tre tipi di rapporti. Successivamente, si sono misurati l’indice spettrale del continuo, il rapporto R4570 - ovvero il rapporto tra il flusso emesso dal ferro ionizzato e quello di Hβ-broad-, le larghezze equivalenti della riga Hβ e [OIII]λ5007 ed il flusso nel continuo a 5100 Å. Per finire, usando lo spettro mediano è stata calcolata la massa del buco nero supermassiccio al centro della galassia, che è risultato essere pari a 3.02 ·107M◉, nonché i rapporti di Eddington per le sei notti. I risultati rimarcano il problema ben più ampio, che riguarda in generale le γ-NLSy1, dell’avere una massa del SMBH troppo piccola per osservare un’emissione nei raggi γ, o, in altre parole, per avere un jet relativistico.