d tania p dominici, Notas de estudo de Física

Baixe d tania p dominici e outras Notas de estudo em PDF para Física, somente na Docsity! Universidade de São Paulo Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas Departamento de Astronomia Esttudo das variiações de brii llho em bllazares Tese de Doutoramento Tânia Pereira Dominici Orientadora: Zulema Abraham Dezembro de 2002 Para meu tio, Ranulfo. 3 V.4 INTERPRETAÇÃO DOS RESULTADOS ......................................................................... 76 V.4.1 Comparação com as curvas em raios-X do RXTE-ASM ................................. 78 V.4.2 Comportamento espectral ............................................................................... 83   


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  !! VI.1 OBSERVAÇÕES NO ÓPTICO ..................................................................................... 89 VI.2 OBSERVAÇÕES NO INFRAVERMELHO PRÓXIMO ...................................................... 90 VI.3 CALIBRAÇÃO DAS MEDIDAS ................................................................................... 91 VI.4 AS CURVAS DE LUZ RESULTANTES E A RELAÇÃO ENTRE AS DIFERENTES BANDAS ESPECTRAIS .................................................................................................................... 92 VI.4.1 PKS 2005-489 ................................................................................................ 93 VI.4.2 PKS 2155-304 .............................................................................................. 116 VI.5 O ESPECTRO CONTÍNUO E O COMPORTAMENTO DO ÍNDICE ESPECTRAL ............... 133 VI.5.1 PKS 2005-489 .............................................................................................. 134 VI.5.2 PKS 2155-304 .............................................................................................. 138 VI.6 ESTIMATIVAS DO DUTY CYCLE............................................................................. 146 VI.7 OUTRAS MONITORIAS REALIZADAS...................................................................... 147 VI.7.1 PKS 0537-441 .............................................................................................. 148 VI.7.2 AO 0235+164............................................................................................... 152 VI.7.3 3C 273 .......................................................................................................... 156   


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  VII.1 OBSERVAÇÕES SIMULTÂNEAS NO INFRAVERMELHO PRÓXIMO E EM POLARIMETRIA ÓPTICA ......................................................................................................................... 158 VII.1.1 A Campanha observacional........................................................................ 159 VII.1.2 Análise dos dados ....................................................................................... 160 VII.2 MONITORAMENTO EM ESCALAS DE TEMPO LONGAS NO INFRAVERMELHO PRÓXIMO ..................................................................................................................................... 162   


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%  !! B.1 OBSERVAÇÕES COM O CÍRCULO MERIDIANO ........................................................ 188 B.2 OBSERVAÇÕES NO LNA ........................................................................................ 192 5 Índice de Figuras Figura II.1: Distribuição de energia espectral (SED) típica para AGNs rádio quiet e rádio loud. As áreas destacadas (em rádio) indicam os prováveis limites do índice espectral (α). Reproduzido de Sanders et al. (1989). ....................................................... 26 Figura II.2: a) Mapa em rádio do quasar NRAO 140, obtido através de técnicas de VLBI. Estão indicadas diversas componentes do jato, sendo ’A’ a fonte central. b) Espectro rádio do quasar NRAO 140 (Marscher & Broderick 1985).............................. 30 Figura II.3: SED característica dos blazares, com duas componentes, sendo uma síncrotron e a outra provavelmente devida ao efeito Compton inverso. Dependendo da região do pico, os objetos são classificados como LBL (ou FSRQ) ou HBL. Extraída de Urry (1999). ...................................................................................................................... 34 Figura II.4: SEDs médias para um conjunto de 126 blazares amostrados de acordo com a luminosidade em 5 GHz. Extraído de Fossati et al. (1998)........................................... 35 Figura III.1: Relação esperada entre o fluxo e a freqüência no espectro durante as três fases da evolução de um choque no jato: Compton (1-2), Síncrotron (2-3) e Adiabática (3-4) (Marscher 1990). ..................................................................................................... 43 Figura IV.1: Curva de luz do flare em raios-X ocorrido em novembro de 1998 em PKS 2005-489 em três diferentes faixas de energia (Perlman et al. 1998).............................. 50 Figura IV.2: Distribuição espectral de energia de PKS 2005-489. ................................ 51 Figura IV.3: Curva de luz de PKS 2155-304 no UV, filtro V e polarimétrica (também no V) obtida por Urry et al. (1997). No início da monitoria no UV nota-se a existência de uma diminuição e aumento de brilho muito rápido.......................................................... 54 Figura IV.4: Observações multibanda do PKS 2155-304 realizadas em 1994. Em torno de 2449450 foi observado um decréscimo de brilho, seguido de um retorno ao nível normal em escala de tempo de poucos dias. Figura extraída de Pesce et al. (1997)....... 55 Figura IV.5: Distribuição espectral de energia de PKS 2155-304 e ajuste de modelo de jato não homogêneo feito por Ghisellini et al. (1985), sobre os dados coletados por 8 Figura VI.12: Curva de luz diferencial do PKS 2005-489 em todos os filtros para as noites de 10, 11 e 12/08/01. ............................................................................................ 107 Figura VI.13: Curva de luz diferencial do PKS 2005-489 e curva de luz de controle no filtros B, V, R e I para a noite de 10/08/01. ................................................................... 108 Figura VI.14: Curva de luz diferencial do PKS 2005-489 e curva de luz de controle no filtros J e H para a noite de 10/08/01. .......................................................................... 109 Figura VI.15: Curva de luz diferencial do PKS 2005-489 e curva de luz de controle no filtros B e V para a noite de 11/08/01........................................................................... 109 Figura VI.16: Curva de luz diferencial do PKS 2005-489 e curva de luz de controle no filtros R, I, J e H para a noite de 11/08/01. .................................................................. 110 Figura VI.17: Curva de luz diferencial do PKS 2005-489 e curva de luz de controle nos filtros B, V, R e I na noite de 12/08/01............................................................................ 111 Figura VI.18: Curva de luz diferencial do PKS 2005-489 e curva de luz de controle no J e H para a noite de 12/08/01. ........................................................................................ 112 Figura VI.19: Curva de luz diferencial do PKS 2005-489 e curva de luz de controle no filtro H para as noites de 16 e 17/07/01. ........................................................................ 114 Figura VI.20: Variação de brilho no infravermelho próximo (filtros J e H) em escalas de tempo longas para PKS 2005-489. ................................................................................. 115 Figura VI.21: Curva de luz do PKS 2155-304 nas noites de 16, 17 e 18/07/01 nos filtros B, V, R, I, J e H. .............................................................................................................. 118 Figura VI.22: Curva de luz diferencial do PKS 2155-304 e curva de luz de controle no filtros B, V, R e I para a noite de 16/07/01. ................................................................... 119 Figura VI.23: Curva de luz diferencial do PKS 2155-304 e curva de luz de controle nos filtros J e H na noite de 16/07/01.................................................................................... 120 Figura VI.24: Curva de luz diferencial do PKS 2155-304 e curva de luz de controle nos filtros B e V na noite de 17/07/01. .................................................................................. 120 Figura VI.25: Curva de luz diferencial do PKS 2155-304 e curva de luz de controle no filtros R, I, J e H para a noite de 17/07/01. ................................................................... 121 Figura VI.26: Curva de luz diferencial do PKS 2155-304 e curva de luz de controle no filtros B, V, R e I para a noite de 18/07/01.. .................................................................. 122 9 Figura VI.27: Curva de luz diferencial do PKS 2155-304 e curva de luz de controle nos filtros J e H na noite de 18/07/01.................................................................................... 123 Figura VI.28: Curva de luz do PKS 2155-304 na noite de 12/08/01, apresentando variações de brilho nos filtros B, V, R, I e J. .. ............................................................... 124 Figura VI.29: Curva de luz diferencial do PKS 2155-304 e curva de luz de controle no filtros B, V, R e I para a noite de 12/08/01. ................................................................... 125 Figura VI.30: Curva de luz diferencial do PKS 2155-304 e curva de luz de controle nos filtros J e H na noite de 12/08/01.................................................................................... 126 Figura VI.31: Curva de luz diferencial do PKS 2155-304 e curva de luz de controle nos filtros V e R na noite de 10/11/01. .................................................................................. 126 Figura VI.32: Curva de luz diferencial do PKS 2155-304 e curva de luz de controle nos filtros J e H na noite de 10/11/01.................................................................................... 127 Figura VI.33: Comparação entre as curvas de luz de PKS 2155-304 nos filtros V e R na noite de 10/11/01............................................................................................................. 127 Figura VI.34: Curva de luz do PKS 2155-304 cobrindo as campanhas de julho, agosto e novembro de 2001. A amplitude destas variações não é a mesma para todos os filtros, variando entre cerca de 0.1 (filtro R) até 0.4 magnitudes (Filtro B). ............................ 129 Figura VI.35: Curva de luz diferencial do PKS 2155-304 e curva de luz de controle nos filtros J e H na noite de 08/07/02.................................................................................... 130 Figura VI.36: Curva de luz diferencial do PKS 2155-304 e curva de luz de controle nos filtros J e H na noite de 10/07/02.................................................................................... 130 Figura VI.37: Variação de brilho no infravermelho próximo (filtros J e H) em escalas de tempo longas para PKS 2155-304. ................................................................................. 132 Figura VI.38: Espectro contínuo de PKS 2005-489. Em vermelho são mostradas as nossas observações em julho e agosto de 2001 e julho de 2002 comparadas ao modelo de Padovani et al. (2001) para os anos de 1996 e 1998. Os dados nos quais os modelos foram baseados estão indicados na Figura. ................................................................... 136 Figura VI.39: Evolução espectral das nossas observações do PKS 2005-489 comparados ao modelo de Padovani et al. (2001). ........................................................ 137 Figura VI.40: Espectro contínuo de PKS 2155-304. Em vermelho são mostradas as nossas observações obtidas em julho, agosto e novembro de 2001 e julho de 2002, 10 comparadas ao modelo de Ghisellini et al. (1985) que, por sua vez, foi ajustado aos dados de Maraschi et al. (1983), indicados em preto..................................................... 140 Figura VI.41: Evolução espectral das nossas observações do PKS 2155-304 comparados ao modelo de Ghisellini et al. (1985)......................................................... 141 Figura VI.42: Correlação entre os índices espectrais calculados no óptico e as magnitudes médias de cada noite nos filtros B e V.. ...................................................... 142 Figura VI.43: Correlação entre os índices espectrais calculados no óptico e as magnitudes médias de cada noite nos filtros R e I.......................................................... 143 Figura VI.44: Correlação entre os índices espectrais calculados no óptico e as magnitudes médias de cada noite nos filtros J e H. Podemos verificar que a relação linear encontrada para a variação em escalas de tempo longas no óptico não aparece aqui. O ponto referente à noite de 12/08/01 é mostrado em destaque. .......................... 144 Figura VI.45: Relação entre os índices espectrais calculados no óptico e as magnitudes médias de cada noite para uma estrela do campo de PKS 2155-304 no filtro V e no filtro J....................................................................................................................................... 145 Figura VI.46: Curva de luz do PKS 0537-441 na noite de 10/08/01, nos filtros J e H, com o telescópio de 0.60 m (B&C) e CamIV. ................................................................. 149 Figura VI.47: Curva de luz do PKS 0537-441 na noite de 10/08/01, nos filtros J e H, com o telescópio de 1.60 m e CamIV. ............................................................................. 150 Figura VI.48: Curva de luz do PKS 0537-441 na noite de 10/08/01, nos filtros J e H, com o telescópio de 1.60 m e CamIV. ............................................................................. 151 Figura VI.49: Curva de luz de PKS 0537-441 entre os anos de 2001 e 2002, nos filtros J e H. .................................................................................................................................. 152 Figura VI.50: Curva de luz de AO 0235+164 na noite de 11/08/01, nos filtros V e R. 154 Figura VI.51: Comparação entre as curvas de luz de AO 0235+164 e as curvas de controle nas noites de 10 e 11/08/01, nos filtros V e R................................................... 154 Figura VI.52: Comparação entre as curvas de luz de AO 0235+164 e as curvas de controle nas noites de 07 e 09/11/01, nos filtros J e H................................................... 155 Figura VI.53: Curva de luz do 3C 273 nas noites de 16 e 17/07/01 nos filtros B, V e R. Nenhuma variação foi observada. .................................................................................. 156 13 Tabela B.2: Dados da curva de luz do BL Lac PKS 2005-489, construída com dados do Círculo Meridiano. ......................................................................................................... 189 Tabela B.3: Dados da curva de luz do quasar 3C 273, construída com dados do Círculo Meridiano........................................................................................................................ 191 Tabela B.4: Dados da curva de luz do BL Lac PKS 2005-489 no filtro B. A dispersão das curvas de luz de controle é de 0.033 magnitudes. .......................................................... 192 Tabela B.5: Dados da curva de luz do BL Lac PKS 2005-489 no filtro V. A dispersão das curvas de luz de controle é de 0.031 magnitudes. .......................................................... 193 Tabela B.6: Dados da curva de luz do BL Lac PKS 2005-489 no filtro R. A dispersão das curvas de luz de controle é de 0.12 magnitudes. ............................................................ 194 Tabela B.7: Dados da curva de luz do BL Lac PKS 2005-489 no filtro I. A dispersão total da curva de luz de controle é de 0.02 magnitudes.................................................. 196 Tabela B.8: Dados da curva de luz do BL Lac PKS 2005-489 no filtro J. A dispersão total da curva de luz de controle é de 0.06 magnitudes.................................................. 197 Tabela B.9: Dados da curva de luz do BL Lac PKS 2005-489 no filtro H. A dispersão total da curva de luz de controle é de 0.042 magnitudes................................................ 199 Tabela B.10: Dados da curva de luz do BL Lac PKS 2155-304 no filtro B. A dispersão das curvas de luz de controle é de 0.032 magnitudes..................................................... 201 Tabela B.11: Dados da curva de luz do BL Lac PKS 2155-304 no filtro V. A dispersão das curvas de luz de controle é de 0.022 magnitudes..................................................... 201 Tabela B.12: Dados da curva de luz do BL Lac PKS 2155-304 no filtro R. A dispersão das curvas de luz de controle é de 0.05 magnitudes....................................................... 203 Tabela B.13: Dados da curva de luz do BL Lac PKS 2155-304 no filtro I. A dispersão das curvas de luz de controle é de 0.02 magnitudes....................................................... 204 Tabela B.14: Dados da curva de luz do BL Lac PKS 2155-304 no filtro J. A dispersão das curvas de luz de controle é de 0.029 magnitudes..................................................... 205 Tabela B.15: Dados da curva de luz do BL Lac PKS 2155-304 no filtro H. A dispersão das curvas de luz de controle é de 0.025magnitudes...................................................... 207 Tabela B.16: Dados da curva de luz do BL Lac PKS 0537-441 no filtro J. A dispersão das curvas de luz de controle é de 0.07 e 0.02 magnitudes nas observações de novembro/2001 (JD ~ 2452221) e março/2002.............................................................. 209 14 Tabela B.17: Dados da curva de luz do BL Lac PKS 0537-441 no filtro H. A dispersão das curvas de luz de controle é de 0.05 e 0.02 magnitudes nas observações de novembro/2001 (JD ~ 2452221) e março/2002.............................................................. 209 Tabela B.18: Dados da curva de luz do blazar 3C 279 no filtro J................................. 210 Tabela B.19: Dados da curva de luz do blazar 3C 279 no filtro H. .............................. 211 Tabela B.20: Dados da curva de luz do blazar 3C 279 no filtro B. A dispersão das curvas de luz de controle é de 0.16 magnitudes. ........................................................................ 212 Tabela B.21: Dados da curva de luz do blazar 3C 279 no filtro V. A dispersão das curvas de luz de controle é de 0.07 magnitudes. ........................................................................ 212 Tabela B.22: Dados da curva de luz do blazar 3C 279 no filtro R. A dispersão das curvas de luz de controle é de 0.08 magnitudes. ........................................................................ 213 Tabela B.23: Dados da curva de luz do blazar 3C 273 no filtro B. A dispersão das curvas de luz de controle é de 0.005 magnitudes. ...................................................................... 213 Tabela B.24: Dados da curva de luz do blazar 3C 273 no filtro V. A dispersão das curvas de luz de controle é de 0.05 magnitudes. ........................................................................ 214 Tabela B.25: Dados da curva de luz do blazar 3C 273 no filtro R. A dispersão das curvas de luz de controle é de 0.05 magnitudes. ........................................................................ 214 15 Resumo A observação das variações de brilho em AGNs é uma ferramenta importante para o estudo de suas propriedades físicas e geométricas. Entretanto, para obter vínculos efetivos para as mesmas é necessário estudar a relação entre a variabilidade detectada em diferentes faixas de energia e escalas de tempo. Apresentamos aqui o estudo da variação na densidade de fluxo em alguns blazares no óptico e no infravermelho próximo, em escalas de tempo que variam de poucos minutos a alguns anos. Este trabalho representa uma contribuição inédita e importante, apesar de ter sido obtida com telescópios de pequeno porte. Inicialmente, aproveitando a base de dados do Círculo Meridiano de Valinhos construída ao longo de cinco anos, estudamos o comportamento da variabilidade de três fontes: o quasar 3C 273 e os BL Lacs PKS 2155-304 e PKS 2005- 489, sendo que, no caso deste último objeto, as variações de brilho até então só haviam sido estudadas com detalhes em raios-X. Buscando formar um cenário mais completo, realizamos observações multibanda simultâneas destas mesmas fontes no óptico e infravermelho próximo (B, V, R, I, J e H) em escalas de tempo muito curtas, construindo assim um panorama bastante completo sobre o comportamento dos objetos em distintas escalas de tempo, além de registrarmos a primeira detecção de variabilidade no infravermelho próximo em escalas de tempo da ordem de minutos (< 10 minutos) em um BL Lac. Finalmente, fizemos observações no infravermelho próximo do blazar 3C 279 ao longo de três meses e, em um trabalho de colaboração com pesquisadores do IAR/UNLP (Argentina), realizamos medidas simultâneas em escalas de tempo curtas no IR e polarização no óptico. De maneira geral as curvas de luz não apresentam evidências de periodicidade e também não encontramos correlações entre as variações em escalas de tempo longas no óptico e em raios-X, onde utilizamos os dados do All Sky Monitor (1.5-12 keV). Nas observações multibanda, as variações rápidas nem sempre são detectadas em todas as bandas observadas enquanto que, em escalas de tempo longas a atividade foi observada 18 disk when the central source vary. We proposed a new mechanism, considering a supermassive binary black hole scenario, where a perturbation could be caused by the secondary black hole, moving in a non coplanar orbit with the accretion disk, propagating from the external part of the disk to the center, which could produce variability first in the longer wavelengths, as was observed. For PKS 2155-304, we found a correlations between the optical spectral index and magnitude for long time scales variations but, during the night when well correlated rapid variations were observed at optical and near infrared wavelengths, the mean spectral index deviated from the correlation, showing that different mechanisms are responsible for the brightness variations at different time scales. We estimated the duty cycle based on the microvariability behavior of the two better studied sources as DC = 30.6%, compatible with the value of 29.7% found by Romero et al. (1999) for XBLs. The mean flux densities and their temporal evolution were compared with published data at several frequencies and epochs and with spectral energy distribution (SED) models, found in the literature. In the case of 3C 279, we detected infrared intraday variations well correlated with the variations in the angle and degree of optical polarization. 19 Capítulo I – Introdução São chamados de núcleos ativos de galáxias (AGNs) os objetos que diferem das galáxias normais devido ao seu brilho central alto e a algumas características espectrais, como linhas de emissão largas e contínuo não térmico. Além disso, eles emitem em uma faixa muito mais ampla do espectro eletromagnético do que as galáxias comuns, apresentando variações de brilho em todos os comprimentos de onda. Por serem muito luminosos podem ser observados a grandes distâncias (z > 4). Os AGNs podem ser divididos em várias classes, porém a classificação destas fontes é sempre ambígua, principalmente pela superposição de propriedades, bias na seleção das amostras pesquisadas e o surgimento de novas informações sobre os objetos com a maior disponibilidade de dados. Muitas vezes as classificações adotadas diferem de trabalho para trabalho mas, de maneira geral, podemos dizer que existem quatro grandes classe de núcleos ativos: as galáxias Seyfert, os quasares, os LINERs e os blazares. As galáxias Seyferts e os LINERs são os núcleos ativos de menor luminosidade dentro desta classificação. Nestes dois casos, apesar do brilho central alto, as galáxias hospedeiras (espirais) são facilmente observadas, pois são objetos próximos com redshifts pequenos. As Seyferts podem ser divididas em dois subtipos: 1 e 2, sendo que nas de tipo 1 observam-se dois grupos de linhas de emissão: um com linhas estreitas, originadas em regiões de baixa densidade (o que é indicado pela presença de transições proibidas) e outro com linhas largas, apenas com linhas permitidas. Nas Seyferts 2 este segundo grupo de linhas não aparece. Os LINERs são semelhantes as Seyferts 2 mas diferenciam-se pela existência de linhas de baixa ionização. Neste trabalho vamos nos concentrar apenas nas fontes classificadas como quasares e blazares. 20 Os quasares são as fontes mais luminosas dentre todos os AGNs e também apresentam linhas largas de emissão em seu espectro óptico. Geralmente a galáxia hospedeira, elíptica, não é detectada no imageamento óptico, devido à distância em que estes objetos se encontram – os quasares também são os núcleos ativos mais distantes. Sua aparência estelar sugeriu a nomeclatura original para estas fontes quando selecionadas através de surveys no óptico: QSOs (Quasi Stellar Objects). O termo “quasar” (derivado de QSR, Quasi Stellar Radio Source), originalmente era utilizado para as fontes selecionadas pelas propriedades em freqüências rádio, mas ultimamente – e neste trabalho – a mesma nomenclatura é usada indiscriminadamente para fontes descobertas no óptico ou em rádio. Na classe dos blazares estão incluídos os OVVs (Optical Violent Variables), os objetos classificados como BL Lacs, os QSOs altamente polarizados (HPQs) e alguns dos quasares conhecidos como fontes rádio de espectro plano (FSRQ) que possuem propriedades semelhantes as dos BL Lacs quanto a forma do espectro contínuo. Os AGNs apresentam variabilidade em todas as regiões espectrais, porém nos blazares as amplitudes das variações são maiores e às vezes ocorrem em escalas de tempo muito curtas (minutos). Eles também apresentam variabilidade na polarização, que pode oscilar entre 3% e 30%, enquanto que em outros AGNs esta variação, quando existe, geralmente não passa de 1% (Altschuler 1989). A definição inicial dos BL Lacs, que os diferenciaria dos outros blazares e dos quasares, é a de objetos cujos espectros não apresentam linhas de emissão. Porém, na verdade esta é uma característica com dependência temporal, já que às vezes tais linhas podem ser detectadas, provavelmente quando os mecanismos responsáveis pela contribuição do contínuo não térmico estão em épocas de menor atividade. Os núcleos ativos também são classificados de acordo com seu comportamento nas freqüências rádio. Os AGNs chamados de radio quiet não apresentam emissão rádio, no entanto isso depende da sensibilidade do detector com o qual estes objetos são observados. Eles foram descobertos em observações no óptico, principalmente usando o fato de ocuparem um local diferente das estrelas no diagrama cor-cor. Os objetos com fluxo mais significativo em rádio são chamados de radio loud. 23 Finalmente, em um trabalho de colaboração com pesquisadores do IAR/UNLP (Argentina), realizamos medidas simultâneas em escalas de tempo curtas no IR e polarização no óptico do blazar 3C279. O cenário físico básico, a distribuição de energia espectral e os modelos propostos para explicar a variabilidade nos AGNs são mostrados nos Capítulos II e III. As principais características e informações acerca das fontes pesquisadas são discutidas no Capítulo IV, enquanto que as observações realizadas em escalas de tempo longas são apresentadas no Capítulo V. O Capítulo VI traz os resultados obtidos na monitoria multibanda com alta resolução temporal enquanto que as informações coletadas especificamente no caso do 3C 279 são discutidas no Capítulo VII. Finalmente, apresentamos uma discussão geral e comentários finais no Capítulo VIII. 24 Capítulo II - Mecanismos de emissão nos AGNs A distribuição espectral de energia (SED) observada nos AGNs, normalmente representada pelo gráfico de νFν versus ν, onde ν é a freqüência e Fν é a densidade de fluxo, caracteriza-se pela sua extensão em freqüência, mostrando atividade desde a região rádio do espectro eletromagnético até altas energias. De uma maneira geral, embora a distribuição de fluxo dos AGNs possua uma forma bastante complexa, pode-se ajustar nas diferentes regiões do espectro contínuo leis de potência na forma Fν ∝ ν-α, onde α é o chamado índice espectral. O espectro observado não pode ser explicado pela emissão de corpo negro com uma única temperatura nem como uma combinação de corpos negros, ou seja, os processos térmicos não devem dominar os processos de emissão de energia nos AGNs em toda a extensão do espectro (Peterson 1997). Neste capítulo apresentaremos as características da distribuição espectral de energia para quasares e BL Lacs, enfatizando suas diferenças e os mecanismos responsáveis pela emissão nas distintas faixas de energia. 25 II.1 A distribuição espectral de energia em quasares A maior parte da energia emitida pelos quasares se encontra entre o infravermelho e o ultravioleta, decaindo em altas energias e principalmente nas freqüências rádio. A Figura II.1 mostra a SED genérica para quasares rádio loud e rádio quiet, descrita no trabalho de Sanders et al. (1989), onde foi estudada a emissão no contínuo de 109 fontes (quasares do catálogo Palomar-Green) entre 0.3 nm e 6 cm. As regiões hachuradas e destacadas mostram o intervalo possível de índices espectrais (α) para a região rádio. No ultravioleta, o espectro no intervalo entre 912 Å e ~100 Å (em torno de 1016 Hz) não é observado devido à opacidade do meio interestelar da Galáxia, causada pela absorção da radiação pelo hidrogênio neutro. Ainda na Figura II.1 podemos verificar, em torno de 1 µm (~ 3 x 1014 Hz), a existência de um mínimo local, que marca a separação entre dois picos largos: no ultravioleta esta emissão mais significativa de energia é chamada de “big blue bump” e, na região do infravermelho, observa-se o “infrared bump”. Estes picos são propriedades comuns a quase todas as fontes, eles não estão correlacionados e a contribuição de cada um deles independe do objeto ser rádio loud ou rádio quiet (Sanders et al. 1989). A princípio, os dois picos seriam originados por processos térmicos distintos, sendo o disco de acresção responsável pelo pico no ultravioleta e o reprocessamento da radiação do disco por grãos responsável pelo pico no IR. Outra característica importante do espectro contínuo é o chamado “submillimiter break”, correspondente à queda abrupta de emissão em comprimentos de onda mais longos que as ondas submilimétricas. É nesta região que podemos definir quantitativamente os objetos radio loud e radio quiet (Kellermann et al. 1989), sendo que para os radio quiet a queda com relação à emissão submilimétrica é de cerca de cinco ordens de grandeza e, para os radio loud, duas ordens de grandeza. Os objetos radio quiet são mais comuns, sendo até dez vezes mais numerosos do que os radio loud. 28 ( )ϕβγδ cos1 1 − = (II.5) O fator Doppler deve ser introduzido se a fonte emissora está em movimento com relação ao observador, sendo cυβ = , onde υ é a velocidade, ϕ é o ângulo entre a velocidade e a linha de visada e ( ) 2121 −−= βγ . O tamanho θ da fonte pode ser estimado tanto através de observações de VLBI quanto pela escala de tempo de variabilidade e, uma vez conhecido, o campo magnético e a densidade de elétrons podem ser determinados através de: ( )   + = −− z FbB mm 1 10 2545 δνθα Gauss (II.6) ( ) ( ) ( ) ( ) ( ) ( )22323254741 1 +−+++−+−− += ααααα δνθα zFDnK mmL (II.7) sendo que ( )αb e ( )αn também são tabelados e podem ser encontrados em Marscher (1987). Um vínculo importante para o tamanho da fonte é encontrado supondo o campo magnético e Fm constantes (Marscher 1987), sendo que, da equação II.5: 25.1−∝ mνθ (II.8) Esta expressão indica que quanto maior for a freqüência na qual o pico do espectro síncrotron está localizado, menor será o tamanho da fonte. Entretanto, o espectro rádio observado nos quasares é às vezes plano ou misto, podendo até mudar entre os distintos tipos (Abraham et al. 1984). Os espectros planos poderiam ser obtidos se p = 1, mas esta parece ser uma situação muito particular, favorecendo a idéia da existência de fontes não homogêneas com uma dependência radial na distribuição de energia dos elétrons e no campo magnético. Neste caso, para uma fonte 29 com geometria cônica ou esférica se expandindo de maneira uniforme temos (Marscher & Gear 1985): ( )xR R K k 2 ∝ (II.9) a a R R R BB −∝  = 00 (II.10) onde 0R é o raio onde os elétrons relativísticos são injetados, R é a distância perpendicular e x é a distância radial ao longo da linha de visada. Nesse caso, encontra-se que a freqüência e a densidade de fluxo no máximo são dadas por: ( )[ ] ( )42222 ++−−∝ papkm Rν (II.11) ( ) ( ) ( )[ ] ( ) ( ) ( )[ ] ( ) ( )[ ]222512324324225 −−+−−−+++−++− ∝∝ kapkpapm pappk m RF ν (II.12) Combinações dos índices k, a e p podem resultar em um espectro plano. No entanto observações de VLBI mostram que, pelo menos em alguns casos, o espectro plano é um resultado da superposição dos espectros de componentes homogêneas independentes. Esta situação foi batizada de “conspiração cósmica” por Cotton et al. (1980). A Figura II.2a mostra como exemplo o mapa do quasar NRAO 140 obtido com técnicas de VLBI com a indicação de algumas componentes, enquanto que a Figura II.2b traz o espectro rádio correspondente, construído com observações simultâneas em distintas freqüências. Podemos ver o espectro total plano formado pela superposição destas componentes, que possuem espectros compatíveis com o modelo de fonte sincrotrônica homogênea, exceto na componente indicada por A, correspondente ao núcleo, cujo espectro pode ser ajustado por um modelo de fonte não homogênea (Marscher & Broderick 1985). 30 Figura II.2: a) Mapa em rádio do quasar NRAO 140, obtido através de técnicas de VLBI. Estão indicadas diversas componentes do jato, sendo ’A’ a fonte central. b) Espectro rádio do quasar NRAO 140. Podemos ver a contribuição das diferentes componentes observadas por VLBI. Um modelo de fonte síncrotron homogênea ajustado a cada uma das componentes (exceto no núcleo) demonstra a formação do espectro plano (Marscher & Broderick 1985). a) b) 33 altas, provavelmente devida ao feito Compton inverso, ou seja, nos BL Lacs observaríamos apenas a emissão de origem não térmica. O espectro do contínuo dos blazares estende-se para energias mais altas do que em outros núcleos ativos. Particularmente, cinco AGNs foram detectados em energias da ordem de TeV, e todos são blazares (Chadwick et al. 2000). Um deles, o PKS 2155-304, é uma das fontes selecionadas para o nosso trabalho. Tendo em vista a distribuição de energia espectral, é usual dividir os BL Lacs em duas classes, dependendo das freqüências em que se observam os picos característicos: LBL (low-frequency peaked) e HBL (high-frequency peaked). Na Figura II.3 temos o esquema do espectro genérico para os dois casos. A maior parte dos LBLs foram descobertos primeiramente em rádio, enquanto que os HBL foram descobertos em raios-X sendo, portanto, correspondentes aos RBLs e XBLs, respectivamente. Contudo, o desenvolvimento das pesquisas sobre estas fontes traz evidências de que esta separação é sobretudo uma tendência causada por efeitos de seleção e que, de fato, existiria uma distribuição contínua de espectros (Urry 1999). Uma análise estatística das propriedades da SED de blazares foi feita por Fossati et al. (1998). Um dos resultados é a verificação de que objetos de maior luminosidade bolométrica possuem o pico síncrotron em energias mais baixas. Existem indícios de que esta anticorrelação também esteja presente em relação ao pico Compton, mas ele não é bem determinado devido às limitações observacionais na faixa de energia correspondente. Na Figura II.4 mostramos as SEDs médias de um conjunto de 126 fontes estudadas por Fossati et al. (1998), separadas de acordo com sua luminosidade em 5 GHz. Podemos verificar que existe uma distribuição espectral contínua e não uma separação em classes (HBL, LBL e FSRQ). 34 Figura II.3: SED característica dos blazares, com duas componentes, sendo uma síncrotron e a outra provavelmente devida ao efeito Compton inverso. Dependendo da região do pico, os objetos são classificados como LBL (ou FSRQ) ou HBL. Extraída de Urry (1999). Quanto à origem do pico Compton na SED, acredita-se que em HBLs sua origem seja puramente devida ao SSC, em LBLs haveria alguma contribuição de fótons externos, enquanto que nos FSRQs o Compton externo seria dominante, principalmente nas épocas dos flares em raios gama (Ghisellini et al. 1998). Os fótons de baixa energia necessários para a ocorrência do efeito Compton externo podem ser oriundos do disco de acresção ou das nuvens da BLR. Existem hipóteses nas quais os FSRQ seriam na verdade uma fase evolutiva dos BL Lacs, ou então que estes últimos seriam FSRQ cujo contínuo estaria sendo afetado por microlentes gravitacionais (Antonucci 1993, Urry & Padovani 1995). Acredita-se que a emissão nos BL Lacs, assim como a dos quasares, origina-se em um jato relativístico, orientado próximo à linha de visada. A ausência de linhas de emissão ou absorção no espectro destas fontes seria explicada pelo fato da amplificação relativística (boosting) afetar apenas a emissão do contínuo. 35 Quando observados com VLBI, alguns blazares apresentam estruturas complexas em escalas de parsec, com jatos formados por componentes com velocidades superluminais, tal como é observado em quasares. As características que diferenciam os blazares seriam conseqüência do maior alinhamento do jato em relação à linha de visada. Entretanto, outros blazars possuem estruturas mais compactas, o que poderia indicar que o jato está ainda melhor alinhado com a linha de visada. Para estas fontes não temos informação acerca de sua estrutura que permita determinar o valor de δ e, diferentemente dos quasares, não é claro que a emissão nos BL Lacs seja dominada pela emissão de componentes do jato. Figura II.4: SEDs médias para um conjunto de 126 blazares amostrados de acordo com a luminosidade em 5 GHz. Podemos verificar que objetos de maior luminosidade possuem os picos localizados em energias mais baixas. Além disso, nota-se que existe uma sequência espectral contínua, e não uma separação em classes bem determinadas. Extraído de Fossati et al. (1998). 38 Um limite importante no caso das observações no óptico é a luminosidade de Eddington, definida como a luminosidade máxima que um objeto pode ter para manter o equilíbrio entre a força gravitacional e a exercida pela radiação gerada, sendo: M Gcm L T p E σ π4 = (III.4) onde Tσ é a seção de choque do espalhamento Thompson e M a massa do objeto central, provavelmente um buraco negro. Em alguns casos a luminosidade observada durante os flares supera LE, como ocorreu nos dois grandes eventos observados em 3C 279 em 1937-1938 e 1987-1988 (Figura IV.6, Eachus & Liller 1975, Webb et al. 1990, Hartman et al. 1996), nos quais a luminosidade medida foi quase quatro vezes maior do que a luminosidade de Eddington para um buraco negro com massa de 108-109 M
. Entretanto estes flares podem ser explicados se considerarmos o efeito do boosting relativístico, onde a luminosidade observada seria amplificada por um fator αδ +3 no caso de ser proveniente de uma componente discreta e αδ +2 se for relacionada a um fluxo contínuo, como um jato (Peterson 1997). Mesmo assim, para algumas fontes o fator Doppler necessário para explicar os flares em escalas de tempo curtas seria extremamente grande (δ ~100), muito maior do que o inferido nas observações das componentes superluminais, que indicam δ ~ 2-10 (Qian et al. 2001), o que implicaria na existência de processos físicos ainda não conhecidos ou então em uma mudança drástica na visão atual destas fontes. Por isso, freqüentemente a existência de fenômenos extrínsecos é considerada para explicar as variações de brilho mais extremas. De maneira geral, no caso de variações em escalas de tempo longas, tanto em quasares como em blazares, o que se observa em uma dada freqüência é a alternância entre períodos de pouca atividade e a ocorrência de variabilidade sob a forma de flares. Quanto à existência de correlação entre diferentes bandas, alguns destes flares são simultâneos no óptico e em rádio, outros aparecem apenas no óptico (Sillanpää et al. 1996) e, ainda, para alguns picos detectam-se atrasos entre a observação rádio e no 39 óptico, com a atividade no óptico ocorrendo antes (Tornikoski et al. 1994). Em alguns casos a formação de uma componente no jato também pode estar correlacionada com o surgimento de um flare na curva de luz no óptico (Abraham 2000). Uma dificuldade adicional na interpretação das observações é que os flares no óptico têm menor duração do que em rádio. Como também as observações geralmente são mais esparsas no óptico, muitos flares que corresponderiam a atividade rádio podem ser perdidos. Além disso, como a variação é lenta nas freqüências rádio, não é fácil definir o início e término de um dado evento, visto que muitas vezes vários deles podem se sobrepor (Marscher & Gear 1985). Quanto às variações em escalas de tempo curtas, observa-se que em algumas fontes as variações rápidas no óptico e em rádio ocorrem em épocas isoladas, enquanto que em outras estes eventos são registrados quase continuamente. A microvariabilidade pode ser observada tanto na forma de eventos discretos quanto como parte de variações em escalas de tempo mais longas (Jang & Miller 1997). Em raios-X todos os AGNs apresentam variações rápidas e a sua correlação com a atividade em outras bandas não é bem determinada. Isto é devido principalmente às diferenças de amostragem entre as observações e a falta de dados multibanda em uma mesma época para um número significativo de objetos. Possíveis variações periódicas (ou talvez quasiperiódicas, Roland et al. 1994) são observadas em algumas fontes, como o quasar 3C 273 (Fan et al. 2001) e o blazar OJ 287 (Silanpää et al. 1988). Entretanto, estes estudos ainda são limitados por serem previstos, na maioria dos casos, períodos de mais de uma década, sendo que a cobertura temporal das curvas de luz ainda não permite calcular estes eventuais períodos de maneira robusta para um conjunto grande de fontes. No caso do blazar Mkn 501, foi detectada uma periodicidade em escala de tempo curta, de 23 dias, em energias da ordem de TeV, correlacionada com a mesma periodicidade em raios-X (Rieger & Mannheim 2000, De Paolis et al. 2002). Rieger & Mannheim observaram este período por seis vezes seguidas, demonstrando a existência de um ciclo bem definido. Existem evidências de que as variações periódicas também apresentem ciclos em escalas de tempo longas como, por exemplo, a provável mudança 40 de período em escalas de tempo de vários anos observada em BL Lac (Hagen-Thorn et al. 2002). A seguir, vamos enumerar alguns dos principais modelos relacionados a fenômenos intrínsecos e extrínsecos propostos para explicar o comportamento observado nas curvas de luz de AGNs, particularmente de blazares. III.1 Modelos de variabilidade intrínseca O modelo mais aceito para variabilidade de quasares e blazares se relacionada à propagação de ondas de choque no jato. Ele foi desenvolvido originalmente por Blandford & Königl (1979) e é a base do modelo desenvolvido por Mascher & Gear (1985) e Hughes, Aller & Aller (1985) para explicar um flare intenso observado em 1983 no quasar 3C 273, em comprimentos de onda que se estendem entre o IR e ondas de rádio. Acredita-se que este possa ser o mecanismo dominante na produção da variabilidade em escalas de tempo longas em todos os quasares. Choques podem ser formados quando ocorre alguma perturbação no fluxo do jato como, por exemplo, uma mudança brusca na pressão externa. Assim que o choque é formado, os elétrons são acelerados e o campo magnético intensificado. A radiação é devida inicialmente ao efeito Compton inverso, sendo produzida em uma região muito pequena, opticamente espessa em ondas de rádio. Por este motivo, a variabilidade oriunda da formação do choque é vista inicialmente em freqüências altas, no óptico e infravermelho. À medida que a onda de choque se propaga, a região emissora aumenta e a energia dos elétrons relativísticos diminui, de forma que o máximo no espectro da radiação ocorre em freqüências cada vez mais baixas, sendo detectado também em ondas de rádio. Então, espera-se medir um atraso entre a variabilidade nas diferentes bandas, com as freqüências maiores ocorrendo primeiro. 43 Figura III.1: Relação esperada entre o fluxo e a freqüência no espectro durante as três fases da evolução de um choque no jato: Compton (1-2), Síncrotron (2-3) e Adiabática (3-4) (Marscher 1990). Outra fonte de variabilidade pode ser a mudança do fator Doppler com o tempo. Componentes periódicas nas curvas de luz podem ser explicadas com esta hipótese, como no caso do blazar OJ 287, onde um período de 11.6 anos é observado no óptico sem contrapartida rádio. Esta periodicidade foi modelada como sendo devida ao movimento orbital de um sistema binário de buracos negros por Silanpää et al. (1988), enquanto que Abraham (2000) explica a mesma variação através do movimento de precessão do jato. Tratamento semelhante foi aplicado a 3C 279 (Abraham & Carrara 1998) e 3C 273 (Abraham & Romero 1999). Este modelo, que implica na variação do fator Doppler com o ângulo do jato em relação à linha de visada, pode explicar a existência dos flares no óptico sem contrapartida em rádio. De fato, o boosting resulta em uma densidade de fluxo observada 44 dada por int 2 FFobs αδ += com α ~ 0.7 na região opticamente fina (óptico) e α ~ -2 na região opticamente espessa (rádio). Assim, a luminosidade depende fortemente de δ. A emissão em raios gama também pode ser explicada por este modelo. Ela seria gerada na interação do jato, durante a sua precessão, com as nuvens da BLR. Isso explicaria porque os flares em raios gama parecem não estar correlacionados com a emissão síncrotron, como seria esperado no caso da radiação ser devida ao SSC (Abraham & Carrara 1998). Quanto à variabilidade em escalas de tempo curtas, vários modelos referentes a fenômenos intrínsecos são considerados. O primeiro está ligado à propagação de ondas de choque no jato relativístico e é uma ampliação da proposta original de Marscher & Gear (1985) descrita acima para variações em escalas de tempo longas (Qian et al. 1991). Neste cenário, as variações rápidas seriam originadas através da interação do choque, durante sua evolução, com estruturas não homogêneas no jato geradas pelo movimento turbulento do plasma (Marscher, Gear & Travis 1992). A outra possibilidade é o modelo desenvolvido por Mangalam & Wiita (1993), onde as variações seriam devidas a hot spots no disco de acresção, que seriam criados por instabilidades induzidas por perturbações gravitacionais no disco ou então por efeitos de turbulência. Neste mesmo contexto, a interação entre um sistema binário de buracos negros poderia produzir variabilidade rápida se a órbita do secundário não é coplanar com o disco de acresção do primário (Romero et al. 2000c). Este modelo está diretamente associado à precessão do jato. A formação do sistema binário seria conseqüência da fusão entre galáxias, já que cerca de 30% dos quasares mostram evidências de interação com galáxias vizinhas (Altschuller 1989). Acredita-se que a emissão nos objetos radio loud seja dominada pelo jato relativístico. As fontes radio quiet não apresentam jatos, ou então estes são muito fracos. Assim, espera-se que eventos de microvariabilidade em fontes radio quiet sejam provenientes do disco de acresção enquanto que, nos radio loud, este tipo de variação seja dominada pelos choques no jato. O cálculo da fração do tempo em que cada um destes tipos de fonte apresenta microvariabilidade (chamado de duty cycle) indica que os radio 45 quiet variam muito menos em escalas de tempo curtas do que os radio loud (6.9% e 68%, respectivamente, segundo Romero et al. 1999). Os mecanismos sugeridos como responsáveis pela emissão e variabilidade dos blazares devem se refletir no comportamento da distribuição espectral de energia destas fontes, fornecendo mais elementos para o entendimento dos processos físicos atuantes. Como dissemos na Seção II.2, a SED dos blazares é caracterizada por duas componentes, sendo uma síncrotron e a outra Compton. A maior disponibilidade de dados em raios gama tem indicado a possibilidade da existência de um terceiro pico em algumas fontes (principalmente FSRQs), cujo mecanismo de emissão também seria o efeito Compton inverso (Padovani et al. 2001), porém causado por fótons externos. De maneira geral, os parâmetros básicos a serem ajustados para reproduzir a SED dos blazares são a distribuição de elétrons, o campo magnético, o tamanho e a geometria da região emissora e o fator de Lorentz γ. O efeito Compton inverso por fótons externos pode ser levado em conta assumindo um espectro de corpo negro para a emissão das nuvens da BLR (Ballo et al. 2002). Os modelos mais simples consideram uma fonte homogênea em expansão relativística. Cenários mais realistas envolvem jatos não homogêneos, que podem ser modelados através de uma dependência radial no campo magnético e na distribuição de elétrons, ou ainda, um jato não homogêneo pode ser descrito através da composição da emissão de várias estruturas homogêneas evoluindo de maneira independente ao longo deste, como é o caso do cenário de choques internos (Spada et al. 2001), onde cada frente de onda evolui como uma fonte homogênea em expansão. Um problema básico no estudo destes modelos é o fato de que dados simultâneos cobrindo uma faixa ampla do espectro estão disponíveis para poucas fontes e em um número de épocas limitado. Outra questão é que, como vimos, alguns modelos de variabilidade prevêem atrasos entre a atividade nas diferentes faixas do espectro eletromagnético, tanto em escalas de tempo curtas como longas, como é o caso da evolução dos choques no jato. Assim, um dado espectro, mesmo que seja constituído de observações simultâneas, pode não estar refletindo a ação de um mesmo mecanismo (Chiaberge & Ghisellini 1999). 48 Capítulo IV – As fontes As fontes estudadas neste trabalho foram selecionadas primeiramente pela quantidade de imagens de boa qualidade presentes na base de dados do círculo meridiano, que cobre cinco anos de observação, sendo elas os BL Lacs PKS 2005-489 e PKS 2155- 304 e o quasar 3C 273. Em seguida, escolhemos objetos conhecidos por sua variabilidade rápida e de grande amplitude: os blazares AO 0235+164, PKS 0537-441 e 3C 279. Descreveremos a seguir algumas das características mais importantes das fontes selecionadas para este trabalho. Um resumo das informações básicas pode ser visto na Tabela IV.1. Tabela IV.1: Informações básicas sobre as fontes consideradas neste trabalho. Os dados são de Véron-Cetty & Véron 1998. Fonte α (J2000) δ (J2000) V z AO 0235+164 02 h 38 m 38.90 s 16 o 36’ 59.3’’ 15.5 0.940 PKS 0537-441 05 38 50.36 -44 05 08.9 16.5 0.896 3C 273 12 29 06.70 02 03 08.6 12.7 0.158 3C 279 12 56 11.20 05 47 22.0 17.8 0.538 PKS 2005-489 20 09 25.39 -48 49 53.7 13.4 0.071 PKS 2155-304 21 58 52.06 -30 13 32.1 13.1 0.170 49 IV.1 PKS 2005-489 PKS 2005-489 é um dos BL Lacs mais brilhantes conhecidos, pois está situado em uma galáxia próxima (z = 0.071, Falomo et al. 1987) e facilmente detectada (B = 16.5, Wall et al. 1986). Apesar de ter sido historicamente descoberto em ondas de rádio – e por isso estar catalogado em muitos trabalhos como RBL, PKS 2005-489 é de fato um HBL, pois possui o pico da componente síncrotron entre o UV e raios-X (Sambruna et al. 1996). Poucas pesquisas acerca das variações de brilho nesta fonte em regiões espectrais que não a dos raios-X foram feitas até agora. A única informação de variabilidade em períodos de tempo longos no óptico foi obtida por Wall et al. (1986) que encontraram uma diferença de cerca de 0.5 magnitudes entre imagens tomadas no filtro B no intervalo de um ano (1981-1982). Romero et al. (1999) realizaram um estudo sobre a existência de microvariabilidade em um amplo conjunto de fontes, com observações de 1997 e 1998 no filtro V, entre elas PKS 2005-489, que não apresentou atividade naquela oportunidade nas escalas de tempo do estudo. Entretanto, Heidt & Wagner (1996) registraram uma variação de cerca de 10% em sete noites de observação com o filtro R. Em novembro de 1998 este objeto apresentou um flare intenso em raios-X (Remillard 1998, Tagliaferri et al. 1998, por exemplo), tendo seu brilho aumentado em mais de 30 vezes com relação à fase de quiescência (Perlman et al. 1999). A Figura IV.1 mostra a curva de luz em três faixas de energia naquela época. O período de maior atividade estendeu-se de outubro a dezembro daquele ano, provocando o deslocamento do máximo de seu espectro para energias maiores. Perlman et al. (1999) discutem a possibilidade de que o flare seja causado pela injeção e aceleração de partículas no jato ou ainda por algum tipo de interação dessas partículas com o meio. Entretanto, ainda não é claro como estes mecanismos agem e quais seriam as componentes envolvidas. Chadwick et al. (2000) investigaram a possibilidade de que esta fonte apresentasse emissão em raios gama com energias da ordem de TeV (> 300 GeV), mas 50 até agora ela não foi detectada. Apenas cinco AGNs foram observados nestas energias e todos são BL Lacs (Chadwick et al. 2000), sendo eles Mrk 501, Mrk 421, 1ES 2344+514, 1ES 1959+650 e PKS 2155-304, do qual falaremos na próxima Seção. Todas estas fontes têm em comum o fato de serem HBLs de baixo redshift com emissão significativa em raios-X, por isso espera-se que PKS 2005-489 também apresente atividade nestas freqüências (Sambruna et al. 1995). Figura IV.1: Curva de luz do flare em raios-X ocorrido em novembro de 1998 em PKS 2005-489 em três diferentes faixas de energia (Perlman et al. 1998). 53 a observações foram realizadas simultaneamente desde freqüências rádios até raios-X. Os autores encontraram atrasos de cerca de 2 horas entre as observações em raios-X e no ultravioleta extremo e de cerca de dois dias em relação ao ultravioleta próximo, sempre com a emissão em energias mais altas ocorrendo antes, enquanto que no ultravioleta, em V e na polarização (também no V) a atividade mostrou ser bem correlacionada, sem atrasos entre as bandas. Além disso, a fonte apresentou um decréscimo de brilho seguido de um retorno rápido ao nível normal no início da monitoria no UV, como pode ser visto na Figura IV.3. A Figura IV.4 mostra que um comportamento semelhante foi encontrado alguns dias antes, durante a monitoria realizada de abril a novembro de 1994, no óptico, infravermelho próximo e em rádio (Pesce et al. 1997), onde as curvas de luz no óptico são bem correlacionadas. PKS 2155-304 é conhecida como sendo uma fonte que apresenta variabilidade rápida. Variações no óptico em escalas de tempo menores do que 15 minutos foram observadas por Paltani et al. (1997). Entretanto, durante a procura por microvariabilidade em AGNs feita por Romero et al. (1999), ela não apresentou variações. Heidt et al. (1997) realizaram observações em dois anos diferentes (1990 e 1994) e mostraram que o objeto apresenta períodos de grande atividade em escalas de tempo curtas e períodos de quiescência. Mesmo para uma fonte brilhante e bastante documentada como PKS 2155- 304, ainda não se estabeleceu um padrão de comportamento para as variações no contínuo. Quanto às escalas de tempo longas, Fan & Lin (2000) sugeriram a existência de periodicidade de 4 e 7 anos a partir da curva histórica no óptico e no infravermelho próximo, que cobre cerca de 20 anos de observações. Entretanto, é necessária uma cobertura maior em tempo para confirmar estes períodos e encontrar outros que poderiam existir, uma vez que a base de dados usada é uma amostra heterogênea e possui cobertura de tempo insuficiente. A emissão mais forte observada até agora em raios-X ocorreu em 1997 (Chiappetti & Torroni, 1997) e foi coincidente com a detecção em energias de TeV (Chadwick et al. 1999). O fato desta atividade estar correlacionada nas duas faixas de energia indica que é provável que a mesma população de elétrons seja responsável pela emissão. 54 Figura IV.3: Curva de luz de PKS 2155-304 no UV, filtro V e polarimétrica (também no V) obtida por Urry et al. (1997). No início da monitoria no UV nota-se a existência de uma diminuição e aumento de brilho muito rápido. Apesar de ser uma fonte bastante monitorada, existe um único trabalho onde sua distribuição espectral de energia é ajustada (Ghisellini et al. 1985), cujo resultado pode ser visto na Figura IV.5. Os autores utilizaram um modelo de fonte não homogênea, onde o campo magnético e a distribuição de partículas têm dependência radial. A geometria do jato é adotada como sendo cônica nas freqüências rádio para explicar a formação do espectro plano, e parabólica em regiões mais distantes da fonte central. Resultados preliminares da análise de observações em 15 GHz feitas com o VLBA (Very Large Baseline Array) mostram que a estrutura desta fonte é compacta em escalas espaciais de milisegundos de arco, não apresentando evidências da existência de um jato (Piner et al. 2001). 55 Figura IV.4: Observações multibanda do PKS 2155-304 realizadas em 1994. Em torno de 2449450 foi observado um decréscimo de brilho, seguido de um retorno ao nível normal em escala de tempo de poucos dias. Figura extraída de Pesce et al. (1997). 58 Figura IV.6: Curva de luz do 3C 279 em magnitude fotográfica, mostrando os dois grandes flares. Figura extraída de Hartman et al. (1996). 59 Figura IV.7: SED do blazar 3C 279 em diferentes épocas e níveis de atividades (Hartman et al. 2001a). IV.4 Outros objetos considerados Os BL Lacs AO 0235+164 e PKS 0537-441 possuem algumas características em comum, como a recente observação de variabilidade rápida com grandes amplitudes em freqüências rádio, que implicam em temperaturas de brilho muito superiores a 1012 K – o limite para a catástrofe Compton, o que só pode ser explicado por um fator Doppler da ordem de 100 no caso de AO 0235+164 (Kraus et al. 1999) e δ ~ 1000 para PKS 0537- 441 (Romero et al. 1995). Seriam então necessários cenários físicos extremos para a 60 explicação do comportamento destas fontes através de fenômenos intrínsecos. A existência de várias galáxias de foreground nos dois casos deu margem às hipóteses de que a variabilidade observada fosse extrínseca e devida a microlentes gravitacionais formadas por objetos compactos nas galáxias hospedeiras e de campo. Kraus et al. (1999) monitoraram AO 0235+164 em três freqüências rádio, além do filtro R, em escalas de tempo da ordem de dias e observaram um flare em todas as freqüências, ocorrendo primeiro nas freqüências menores no caso das observações rádio – o contrário do esperado no caso das variações serem causadas por choques no jato. Recentemente, Romero et al. (2000a) observaram AO 0235+164 no óptico com alta resolução temporal (em V e R), detectando variabilidade acromática de até 1.2 magnitudes em 24 h, o que corresponde a um aumento de cerca de 100% no fluxo e caracteriza uma das maiores variações de brilho já encontradas em escalas de tempo curtas para este tipo de fonte. No caso de PKS 0537-441, Romero et al. (2000b) detectaram variabilidade nos filtros V e R de 0.2 magnitudes entre duas noites e de 0.05 magnitudes em poucas horas, com variações também no índice espectral – o que descartaria o efeito de microlente gravitacional como mecanismo responsável pela variação, assim como qualquer outro efeito puramente geométrico. Finalmente, o único quasar observado neste trabalho foi 3C 273. Na verdade ele apresenta propriedades comuns a quasares e a blazares, sendo considerado uma fonte de transição. Este é um dos núcleos ativos mais estudados até hoje, estando entre os mais brilhantes e próximos. O espectro e a SED construída com observações simultâneas e quasi-simultâneas cobrindo desde as freqüências rádio até raios gama pode ser vista na Figura IV.8 (Litchti et al. 1995) e indica a presença de três picos: um na região entre o óptico e o infravermelho, que deve estar relacionado com a emissão síncrotron, um segundo no UV, que é o big blue bump, provavelmente devido a processos térmicos no disco de acresção, e um terceiro em raios gama, proveniente do Compton inverso. Nesta faixa de energia verificamos uma queda em torno de 1 MeV, que seria devida à perda de energia ocasionada pelo processo de formação de pares no jato, deslocada em energia devido ao efeito Doppler. 63 V.1 O Círculo Meridiano e o programa observacional O Círculo Meridiano Askania-Zeiss, instalado no Observatório Abrahão de Moraes (Valinhos, φ = 46o 58’ 03’’, λ = -23o 00’ 06’’ ) é um instrumento refrator de 0.19 m de diâmetro e distância focal de 2.6 m, equipado com um CCD Thomson 7895A (512 x 512 píxeis, com escala de placa de 1.5”/píxel). O instrumento está descrito em detalhes em Dominici (1998), Viateau et al. (1999) e Dominici et al. (1999a). O CCD trabalha no modo drift scanning, isto é, o instrumento permanece fixo em uma dada posição e a transferência de cargas sobre o CCD ocorre na mesma velocidade do trânsito estelar. Assim, o tempo de integração é determinado pela declinação (δ) do campo, sendo: δsec51int =t segundos (V.1) O campo observado possui 13’ em declinação e um valor arbitrário em ascensão reta. No caso das fontes extragalácticas brilhantes, as observações originais abrangem em média 50 minutos em tempo sideral para garantir um número suficiente de estrelas de referência astrométrica. O filtro usado (VVal) é mais largo do que o filtro V de Johnson, com uma cobertura maior em comprimentos de onda mais longos, sendo que a comparação entre as respostas dos dois filtros está mostrada na Figura V.1. A correlação entre as magnitudes nos dois sistemas pode ser estimada a partir de (Dominici et al. 1999a): ( )VB070140VV Val −−=− .. (V.2) Pesquisas usando fotometria diferencial com observações meridianas têm sido muito bem sucedidas nos últimos anos, especialmente em trabalhos relacionados à variabilidade estelar. Mais de 400 estrelas variáveis na direção do bojo galáctico foram descobertas por Dominici et al. (1999b). Henden & Stone (1998), usando observações do 64 FASTT, um instrumento similar, publicaram um catálogo de 1602 estrelas variáveis. Esta mesma técnica foi utilizada em nosso trabalho para estudar a variabilidade dos AGNs. Figura V.1: Comparação entre a resposta do filtro usado no círculo meridiano (VVal) e o filtro V de Johnson. Figura extraída de Dominici et al. (1999a). As imagens analisadas neste trabalho foram obtidas entre os anos de 1996 e 2000. As observações no círculo meridiano são realizadas em modo fila e, durante estes cinco anos, fomos responsáveis por, em média, duas noites de observação a cada semana. Na Tabela V.1 apresentamos algumas informações relativas ao programa observacional: magnitudes das fontes, V e VVal, redshift (z), tempo de integração e número de imagens analisadas (N), já desconsideradas as noites de mal tempo. 65 Tabela V.1: Dados básicos sobre as fontes e seu monitoramento. Os redshifts e magnitudes V foram copilados de Véron-Cetty & Véron (1998), o valor médio de VVal é dado para comparação com o V de Johnson, N é o número de imagens processadas e tint é o tempo de integração no modo drift scanning. Fonte V VVal z tint (s) N PKS 2005-489 13.4 13.0 0.071 78.5 108 PKS 2155-304 13.1 13.1 0.170 59.8 52 3C 273 12.9 13.0 0.158 51.7 54 V.2 Redução dos dados e construção das curvas de luz A redução dos dados para a análise das variações de brilho foi realizada com o pacote IRAF, utilizando a tarefa APPHOT para a fotometria de abertura. O desconto da contribuição do céu foi feito através do ajuste de uma mediana. Escolhemos aberturas de três a quatro vezes a FWHM, seguindo as recomendações da documentação do IRAF e de Cellone et al. (2000), para garantir que as curvas de luz estejam livres da eventual influência das galáxias hospedeiras, cuja contribuição pode mudar devido a diferenças de seeing. Das imagens originais extraímos campos de 26’ x 13’ (1024 x 512 píxeis), mas as medidas concentraram-se em uma região menor do que 13’ x 13’. Os procedimentos de redução adotados aqui apresentam resultados mais confiáveis do que a análise fotométrica simples com os algoritmos desenvolvidos para pesquisas em astrometria, utilizados em Dominici (1998) para análise de estrelas variáveis. Entretanto, estes últimos programas foram usados para recuperar os valores de posição e estimar as magnitudes dos objetos medidos. Neste caso consideramos as imagens inteiras (13’ em declinação por cerca de 50 minutos em tempo sideral) e descontamos o céu através de um polinômio ajustado a cada coluna da imagem. Os objetos do campo foram identificados e tiveram suas posições e magnitudes calculadas 68 onde F é o fluxo (contagens/segundo). No caso destas observações o erro assim calculado é maior do que a dispersão da curva de controle. V.3 As curvas de luz resultantes V.3.1 PKS 2005-489 A Figura V.2 mostra a curva de luz do BL Lac PKS 2005-489 ao longo de todas as campanhas, juntamente com a curva de luz de controle. Em 1998 o Círculo Meridiano esteve em manutenção e as nossas observações encerraram-se em agosto, antes da ocorrência do flare em raios-X, que resultou em um aumento de brilho de até 30 vezes nesta faixa de energia (Perlman et al. 1999). As observações meridianas para esta fonte são possíveis até o começo de outubro, aproximadamente, sendo que o máximo do flare ocorreu em novembro de 1998. A variação de maior amplitude em nossa monitoria foi observada em 1998, antes do flare em raios-X, alcançando uma magnitude em 20 dias, aproximadamente. Nos outros anos as variações foram de cerca de 0.5 magnitudes e, considerando todas as campanhas, o brilho variou em 1.5 magnitudes. Uma análise cuidadosa da curva de luz revela a existência de um aumento de fluxo com aproximadamente o mesmo valor máximo de intensidade, independente do seu valor inicial, nas quatro últimas campanhas, incluindo dois picos em 1998. A Figura V.3 mostra os cinco picos superpostos, arbitrariamente deslocados em tempo e magnitude, demonstrando que têm forma e duração similares. 0 0.5 1 1.5 2 2.5 3 200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800 JD - 2450000 M ag n it u d e d if er en ci al 1996 1997 1998 1999 2000 Figura V.2: Curva de luz diferencial do BL Lac PKS 2005-489 de 1996 a 2000. A curva de cima mostra C2 - O, onde O é a fonte. A curva de luz de controle é mostrada abaixo, sendo C2 menos a média entre C1, C3 e C4 (Tabela V.2). As linhas pontilhadas indicam os intervalos de tempo sem observação maiores do que 10 dias. 69 -3.0 -2.5 -2.0 -1.5 -1.0 -0.5 0.0 780 800 820 840 860 880 Dias M ag n it u d e d if er en ci al 1997 1998_1 1998_2 1999 2000 Figura V.3: Sobreposição dos picos detectados nas curvas de luz de 1996, 1998 (dois picos), 1999 e 2000 para o PKS 2005-489. As escalas de magnitude e tempo foram arbitrariamente deslocadas para uma melhor comparação. 70 0 0.2 0.4 0.6 0.8 1 1.2 1.4 1.6 1.8 1320 1340 1360 1380 1400 1420 1440 JD - 2450000 M ag n itu d e d ife re n ci al Figura V.5: Detalhes da variabilidade rápida observada em 1999 no BL Lac PKS 2155- 304. Abaixo temos a curva de luz de controle. V.3.3 3C 273 3C 273 é o objeto com a maior cobertura temporal nas observações do círculo meridiano: faz parte da planilha de observação desde a instalação do CCD em 1995 e, portanto, é um candidato interessante para a análise neste trabalho. Entretanto, o campo ao qual pertence este quasar é muito pouco denso e o tempo de integração é de apenas 51 s, o que faz com que os resultados gerais sejam menos precisos do que a média obtida em outras observações do Círculo Meridiano, pois não existem estrelas próximas do quasar fortes o suficiente para o cálculo da magnitude diferencial e controle. Outro problema fundamental na campanha do 3C 273, no caso da 73 74 fotometria, é o fato de que o objeto é observável no começo do ano, época bastante desfavorável para a obtenção de imagens de qualidade por causa do mal tempo, assim a campanha acaba tendo uma duração menor, com no máximo quatro meses. Estes problemas refletem-se na curva de luz, que podemos ver na Figura V.6, onde mostramos os pontos selecionados com nível de confiança de 1σ (Figura V.6a) e 2σ (Figura V.6b). Apesar da grande flutuação na curva de luz de controle, os valores médios da magnitude diferencial para 3C 273 em cada ano indicam que a fonte estava cerca de 0.2 magnitudes mais brilhante em 2000 em relação aos anos de 1996, 1997 e 1999 e 0.1 magnitudes em relação a 1998, o que mostra que no caso desta fonte as escalas de tempo de variabilidade são mais longas e as amplitudes menores durante a maior parte do tempo. Entretanto, mesmo com todas as limitações, se a fonte tivesse apresentado variações da ordem de uma magnitude, como ocorreu nos BL Lacs estudados, teria sido perfeitamente detectável. Isto impõe um limite superior para a atividade da fonte no período em que foi monitorada e destaca a diferença de comportamento entre quasares e BL Lacs. 75 0.5 0.7 0.9 1.1 1.3 1.5 1.7 1.9 2.1 2.3 2.5 0 200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800 2000 JD - 2450000 M ag n itu d e d ife re n ci al 1996 1997 1998 1999 2000 0.5 0.7 0.9 1.1 1.3 1.5 1.7 1.9 2.1 2.3 2.5 0 200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800 2000 JD - 2450000 M ag n itu d e d ife re n ci al 1996 1997 1998 1999 2000 Figura V.6: Curva de luz diferencial do quasar 3C 273 de 1996 a 2000. a) foram excluídos os pontos com nível de confiança menor do que 1σ. b) foram excluídos os pontos com nível de confiança menor do que 2σ. Em cada gráfico, a curva de cima mostra C2 - O, onde O é a fonte. A curva de luz de controle é mostrada abaixo. a b 78 V.4.1 Comparação com as curvas em raios-X do RXTE-ASM Para comparar nossas curvas de luz no óptico com a atividade em raios-X no mesmo período de observação, usamos os dados no intervalo de 1.5 – 12 keV, disponibilizados pelo All-Sky Monitor project (ASM, http://xte.mit.edu), um dos três detectores a bordo do RXTE, que é utilizado para monitorar continuamente algumas fontes e lançar alertas no caso de alguma delas apresentar atividade especial. Mais detalhes sobre o funcionamento do ASM pode ser visto em Levine et al. (1996). Embora as observações do ASM de uma dada região do céu sejam feitas de cinco a dez vezes por dia, optamos por usar a média diária de contagens, o que se assemelharia a freqüência das observações do Círculo Meridiano. Entretanto, devido principalmente às condições meteorológicas, a cobertura temporal das observações no óptico tem espaçamento temporal irregular. Considerando as diferenças de amostragem dos dois experimentos, os dados em raios-X foram combinados de várias formas para tentarmos encontrar semelhanças entre a atividade nas duas regiões espectrais. Os valores das contagens do ASM muitas vezes são negativos, estando a significância da medida inserida nos erros. Assim, calculamos médias ponderadas com os erros de cada ponto, tomando o cuidado de não somar valores separados por com intervalos muito grandes de tempo, para não “alisar” eventuais variações grandes e rápidas. Esta é, de certa forma, uma maneira de simular outras condições de observação como, por exemplo, casos onde as observações tivessem sido realizadas com um espaçamento maior de tempo. As Figuras V.7 e V.8 trazem alguns dos resultados desta análise para os BL Lacs em questão, sempre comparados com as curvas de luz construídas com as observações de Valinhos. Nos dois casos mostramos as curvas de luz em raios-X com duas escolhas de parâmetros para a combinação dos dados: com a média entre dois pontos e um intervalo máximo de tempo de quatro dias entre eles, e a média de cinco pontos, com intervalo máximo de dois dias. Podemos verificar que de acordo com o modo como os dados em raios-X são combinados a interpretação da curva de luz pode mudar significativamente. Um exemplo disso é o comportamento de PKS 2005-489 em 1998, época em que ocorreu o flare 79 descrito anteriormente, e do PKS 2155-304 em 1997, quando houve a detecção da maior emissão em raios gama, bem correlacionada com raios-X – dependendo de como as curvas são analisadas a significância destes períodos de atividade extrema é bem menor. Isto ilustra a dificuldade geral dos monitoramentos de AGNs e das tentativas de encontrar atrasos e escalas de tempo características de variabilidade: mesmo quando contemporâneas as observações em distintas bandas espectrais geralmente não possuem a mesma homogeneidade de cobertura em tempo. De maneira geral, verificamos que não existe nenhuma correlação clara entre as curvas de luz nas duas bandas tanto para o PKS 2005-489 quanto para o PKS 2155-304, sendo que se observam variações de brilho mais rápidas em todas as épocas nas curvas de raios-X. A comparação entre os dados em raios-X e as nossas observações para o quasar 3C 273 pode ser vista na Figura V.9. Diferentemente do observado nos BL Lacs, neste caso a curva de luz em raios-X apresenta uma modulação bem definida, que talvez seja a contrapartida em altas energias do período de cerca de 2 anos encontrados no filtro B por Fan, Romero & Lin (2001). As observações no óptico de 1998 e 2000 coincidem com uma época na qual a emissão em raios-X estava aumentando, mas não é possível afirmar que as curvas estejam correlacionadas devido às grandes diferenças de amostragem entre as duas bandas. 80 -2 -1.5 -1 -0.5 0 0.5 1 1.5 2 2.5 3 200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800 JD - 2450000 M a g n it u d e d if e re n c ia l -8 -6 -4 -2 0 2 4 6 8 10 c o n ta g e n s /s 1996 1997 1998 1999 2000 -2 -1.5 -1 -0.5 0 0.5 1 1.5 2 2.5 3 200 400 600 800 1000 1200 1400 1600 1800 JD - 2450000 M ag n itu d e d ife re n ci al -8 -6 -4 -2 0 2 4 6 8 10 co n ta g en s/ s 1996 1997 1998 1999 2000 Figura V.7: Comparação entre as curvas de luz no óptico e em raios-X no caso do PKS 2005-489, em cima: curva de luz do ASM reamostrada com a média de dois pontos em um intervalo máximo de tempo de 4 dias. Em baixo: os mesmos dados em raios-X reamostrados com média de cinco pontos em um intervalo máximo de 2 dias. Podemos verificar que, de acordo como as curvas são analisadas, a interpretação dos dados pode mudar significativamente, como no caso da época do flare, em 1998. V.4.2 Comportamento espectral Compararemos a seguir as magnitudes medidas de PKS 2005-489 e PKS 2155- 304 com a distribuição de energia em épocas diversas e com os modelos disponíveis na literatura. Os parâmetros básicos nestes modelos referem-se à evolução temporal e espacial do campo magnético, da geometria da região emissora (normalmente o jato ou alguma componente dele) e da densidade de elétrons. Para fazer a comparação, as magnitudes das fontes observadas foram transformadas para o filtro V de Johnson, como mostrado na Seção V.2. As correções de avermelhamento devido ao meio interestelar de nossa galáxia usadas foram as indicadas por Bersanelli et al. (1992), sendo AV = 0.33 e 0.11 para PKS 2005-489 e PKS 2155-304, respectivamente. Finalmente, o valor médio da magnitude para cada ano foi transformado em densidade de fluxo utilizando a ferramenta de conversão de magnitude em Jansky, disponibilizada no site do ST-ECF (Space-Telescope – European Coordination Facility): http://www.stecf.org/instruments/nicmos/tools/nicmos_units_p.html. As densidades de fluxo médias para cada ano são mostrados na Tabela V.3. As médias de todos os anos encontradas neste trabalho foram: Fν = 23.03 mJy e Fν = 30.79 mJy para PKS 2155-304 (em quatro anos de observações) e PKS 2005-489 (em cinco anos), respectivamente, para ν = 6.5 x 1015 Hz. No caso de PKS 2005-489, próximo à época do flare em raios-X de novembro de 1998, detectamos a maior variação em amplitude na curva de luz. Mas, a parte desta variação rápida e intensa, a densidade de fluxo média em 1998 foi similar a de 1997 e 1999 e maior do que a observada em 1996 e 2000. Esta evolução e a comparação das densidades de fluxo com observações em outros comprimentos de onda e com o modelo mais recente ajustado para dados desta fonte, extraídos do trabalho de Padovani et al. (2001), podem ser vistam na Figura V.10. Os ajustes mostrados referem-se a dados de 1996 e de 1998 na época do flare, ou seja, os dados são contemporâneos aos nossos. Neste modelo os autores assumem que a emissão é devida à propagação de um choque no 83 84 seu jato. Esta é uma simplificação do modelo de Spada et al. (2001), que considera a evolução de várias frentes de choque, com geometria cilíndrica e homogênea. Como parâmetros de entrada são considerados um campo magnético de 1.5 G e o fator de Lorentz γ = 13, não tendo sido levado em conta o efeito Compton por fótons externos, ou seja o SSC é o mecanismo responsável pela emissão em energias mais altas. Podemos verificar na Figura V.10 que a densidade de fluxo medida por nós em 1996 é bem maior do que a prevista no modelo, o que indica a importância de medidas simultâneas em vários comprimentos e onda. Tabela V.3: Fluxos médios observados nos diferentes anos para PKS 2005-489 e PKS 2155-304 para a banda centrada em ν = 6.5 x 1015 Hz. PKS 2005-489 PKS 2155-304 Ano Fν (mJy) Ano Fν (mJy) 1996 25.78 1996 23.19 1997 33.90 1997 22.47 1998 31.98 1998 22.66 1999 34.06 1999 23.79 2000 28.15 - Quanto a PKS 2155-304, a densidade de fluxo média não mostrou diferenças significativas entre os distintos anos, porém é um pouco maior em 1999, quando variações muito rápidas foram observadas. Esta evolução pode ser vista na Figura V.11 juntamente com a comparação com dados coletados na literatura em diversas regiões espectrais. Nesta Figura também está sobreposto o modelo elaborado por Ghisellini et al. (1985) (linhas contínuas) que descreve a SED através da emissão síncrotron, com a ocorrência de SSC para explicar a emissão em energias mais altas, em um jato não homogêneo, o que é feito supondo-se uma dependência radial no campo magnético e na densidade de elétrons. Os autores consideram que a geometria do jato é cônica próximo à fonte primária e hiperbólica depois de uma certa distância do núcleo. Isto porque o jato 85 de geometria cônica é necessário para ajustar o espectro plano em rádio (Marscher 1987). A contribuição destas componentes é indicada separadamente na Figura, sendo os parâmetros iniciais no modelo diferentes para cada uma delas. Como exemplo, o valor inicial para o campo magnético adotado na parte cônica foi de 90 G e, na hiperbólica, 6 G, nos dois casos foi considerado δ = 1. Podemos verificar a discordância do modelo em relação aos dados de mais altas energias, que não estavam disponíveis quando este modelo foi apresentado. Uma característica interessante que tem sido observada em alguns BL Lacs, e particularmente nas fontes aqui estudadas, é que grandes variações em raios-X não implicam necessariamente em grandes variações no óptico. Este fato foi mostrado por Sambruna et al. (1995) para PKS 2005-489 e o mesmo foi apontado por Bertone et al. (2000) no caso do PKS 2155-304, onde as curvas de luz com os dados contemporâneos do RXTE mostram variações mais rápidas do que a eventual contrapartida óptica. O mesmo pôde ser concluído com os nossos dados, tendo em vista as curvas de luz em raios-X apresentadas na Seção anterior. 88 Capítulo VI – Observações em escalas de tempo curtas A existência de variações rápidas de brilho em alguns blazares é um fenômeno bem comprovado, mas até agora não sabemos ao certo quais são os mecanismos físicos envolvidos. A maior dificuldade é a ausência de observações multibanda simultâneas que poderiam fornecer vínculos aos modelos. Embora as primeiras observações de variações de brilho no óptico dentro de uma mesma noite tenham sido apresentadas por Racine (1970), seu estudo só ganhou alguma confiabilidade após a popularização do uso de CCDs. Mesmo assim, é uma análise sujeita e erros de diversas origens, desde o método de observação até a escolha de aberturas na redução de dados e as variações atmosféricas. A forma errática das curvas de luz dificulta a confirmação dos eventos de variabilidade. O comportamento espectral das variações rápidas de brilho também é muito pouco conhecido. Para colaborar com o esclarecimento das causas destas variações, realizamos observações simultâneas de algumas fontes no óptico e no infravermelho próximo, sendo os alvos prioritários os BL Lacs PKS 2005-489 e PKS 2155-304, para os quais já possuíamos resultados do monitoramento em escalas de tempo longas (Capítulo V). A implementação de um programa observacional para busca de microvariabilidade no infravermelho próximo em escalas de tempo tão curtas como as que são apresentadas aqui, é inédita. Um esforço semelhante nesta faixa do espectro foi realizado recentemente por Whiting et al. (2002), porém o campo das imagens era muito pequeno (cerca de 2’ x 2’) e não havia estrelas de comparação em número suficiente para afirmar a existência de alguma variabilidade. Nossas observações foram realizadas em três campanhas de três noites cada uma em julho, agosto e novembro de 2001. Uma quarta campanha foi realizada em dezembro 89 mas nenhuma imagem pôde ser obtida devido ao mal tempo. Dois telescópios do OPD/LNA (Observatório do Pico dos Dias) foram utilizados simultaneamente e a instrumentação foi escolhida de modo a se obter campos de visada e resolução temporal similares nas diferentes regiões espectrais. Descreveremos abaixo os detalhes do programa observacional nos dois telescópios. VI.1 Observações no óptico Para as observações no óptico foi utilizado o telescópio de 1.60 m do LNA, em conjunto com um CCD de 1024 x 1024 píxeis com 24 µm/píxel e um redutor focal, o que resulta em um campo de visada de 10’ x 10’ (0.67’’/píxel). Obtivemos imagens nos filtros B, V, R e I. Os tempos de integração ficaram entre 180 e 250 segundos, tendo sido determinados de maneira que todas as estrelas que pudessem ser usadas na fotometria diferencial não saturassem. Exceto pela primeira noite, fizemos duas imagens V e R para cada uma no B e no I. Na redução dos dados utilizamos o pacote IRAF (Image Reduction and Analysis Facility), descontamos o bias e dividimos as imagens pelo flat field de cúpula, como é usual. As magnitudes instrumentais das fontes e estrelas de campo foram obtidas com a tarefa APPHOT, desenvolvida para fotometria de abertura, usando o modelo de mediana para descontar a contribuição do fundo do céu e uma abertura de três a quatro vezes a FWHM, seguindo as recomendações de Cellone et al. (2000) para garantir que os resultados estejam livres da influência das galáxias hospedeiras. No caso do PKS 2005- 489, uma galáxia próxima foi medida para garantir que a variabilidade detectada com estes critérios de escolha de aberturas não é devida às componentes de baixo brilho superficial, como mostraremos mais adiante. 90 VI.2 Observações no infravermelho próximo Os dados na região do infravermelho próximo foram obtidos com o telescópio de 0.60 m B&C (IAG) no LNA, usando a CamIV. A câmara, em operação desde o início de 1999, é constituída por um detector HAWAII de 1024 x 1024 píxeis, baseado em semicondutor de HgCdTe, e trabalha resfriada à uma temperatura em torno de 77 K. O campo resultante na configuração instrumental utilizada é de 8’ x 8’, com 0.47’’/píxel. Trabalhamos apenas com os filtros J e H, uma vez que a contribuição térmica na banda K é muito grande. A obtenção de imagens nesta faixa do espectro exige cuidados e modos de observação diferentes daqueles adotados no óptico. Para descontar o fundo do céu são feitas imagens deslocadas em relação à posição central, que posteriormente são subtraídas. Os tempos de integração também não podem ser longos demais, pois a contribuição de fundo satura rapidamente. No caso do monitoramento de PKS 2005-489 e PKS 2155-304, obtivemos pares de imagens de 60 segundos de integração, com offsets de dois minutos para descontar a contribuição do fundo do céu. A redução dos dados foi feita com as tarefas do IRAF desenvolvidas para a análise dos dados da CamIV por F. Jablonski (http://www.lna.br/instrum/Camiv/). As imagens foram corrigidas pelo flatfield de cúpula, não linearidade do detector e contribuição de corrente de escuro. As máscaras de píxeis ruins foram construídas a partir do flat field. Após a combinação das imagens deslocadas, as magnitudes instrumentais das fontes e de estrelas do campo para comparação foram obtidas com a tarefa APPHOT, usando os mesmos critérios para os parâmetros de fotometria descritos na seção anterior. 93 VI.4.1 PKS 2005-489 PKS 2005-489 foi monitorado durante as três noites das campanhas de julho e de agosto de 2001, sendo que em novembro esta fonte já não pôde ser observada. Como dissemos anteriormente, o único indício da existência de variações rápidas neste BL Lac até a época de nossas observações foi a detecção de uma variação de 10% no R, apresentada no trabalho de Heidt & Wagner (1996), em escalas de tempo da ordem de alguns dias. Assim nada se conhecia de fato sobre o comportamento desta fonte em escalas de tempo muito curtas. Um resumo de todas as observações realizadas e do resultado quanto à detecção de microvariabilidade está mostrado na Tabela VI.1. Durante nosso monitoramento, detectamos variações de brilho em duas noites, 16 e 17 de julho de 2001, e apenas nos filtros V e R. As amplitudes das variações observadas em 16 de julho foram de 0.15 mag no filtro R e de apenas 0.07 no V. Já na noite de 17 de julho o brilho variou cerca de 0.16 magnitudes nos dois filtros. A comparação direta entre as curvas de luz em todas as bandas nas três campanhas de julho/2002 pode ser vista na Figura VI.1, onde podemos ver que no filtro I também há uma tendência de aumento de brilho em 16 e 17/07, porém com amplitude muito pequena. Ao lado de cada curva é mostrada a diferença entre os valores mínimo e máximo da magnitude diferencial da curva de controle. As Figuras VI.2 a VI.7 mostram as curvas de luz da fonte e de comparação para cada noite e filtro separadamente. As curvas de luz no infravermelho próximo possuem uma flutuação maior, que limita estatisticamente a nossa capacidade de detectar variações. Apesar da tendência de aumento de brilho ser a mesma no V e no R, a estrutura das curvas de luz possui diferenças significativas, aparentando existir um atraso entre elas, com a atividade em R ocorrendo antes. Este seria o sentido contrário do esperado no caso da variabilidade ser originada na propagação de choques no jato. Tal comportamento, com a atividade na freqüência mais baixa ocorrendo antes, só foi observado antes nos BL Lac AO 0235+164 (Kraus et al. 1999) e S5 0716+714 (Wagner et al. 1996), em freqüências rádio e em escalas de tempo de algumas horas. 94 Tabela VI.1: Resumo das campanhas observacionais para o BL Lac PKS 2005-489. Nas colunas estão mostradas as datas das observações, os filtros utilizados, o número de imagens aproveitadas em cada caso e uma indicação da detecção ou não de variações de brilho dentro de cada noite. PKS 2005-489 Data da observação Filtros No obs. microvar? Data da observação Filtros No obs. microvar? 16/07/01 B V R I J H 18 19 19 13 24 22 Não Sim Sim Não Não Não 11/08/01 B V R I J H 5 24 23 5 24 24 Não Não Não Não Não Não 17/07/01 B V R I J H 13 22 22 12 25 25 Não Sim Sim Não Não Não 12/08/01 B V R I J H 4 10 10 3 10 7 Não Não Não Não Não Não 18/07/01 B V R I J H 10 20 20 10 26 25 Não Não Não Não Não Não 08/07/02 J H 9 8 Não Não 10/08/01 B V R I J H 8 13 14 7 26 26 Não Não Não Não Não Não 09/07/02 J H 2 2 Não Não Figura VI.1: Curva de luz de PKS-2005-489 nas noites de 16, 17 e 18/07/01 nos filtros B, V, R, I, J e H. Ao lado da curva de cada filtro é mostrada uma barra de erro correspondente à diferença entre os valores máximos e mínimos da curva de luz de controle. 16/07/2001 17/07/2001 18/07/2001 -0.1 0.4 0.9 1.4 1.9 2107.4 2107.8 2108.2 2108.6 2109 2109.4 2109.8 JD - 2450000 M ag n itu d e d ife re n ci al V R B I J H 95