gunther damaceno

Universidade Presbiteriana Mackenzie

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SIMILARIDADES ENTRE OS MICRO QUASARES E OS AGN’S

Gunther Damaceno Barbosa (IC) e Luiz Claudio Lima Botti (Orientador)

Apoio: PIBIC CNPq

Resumo

Jatos relativísticos provenientes de sistemas binários, formados por um buraco negro de massa estelar e uma estrela companheira são conhecidos pela sua emissão em raios-X e também por serem uma versão em pequena escala dos jatos em núcleos ativos de galáxias (AGN’s). Esses sistemas são alimentados por buracos negros e apresentam aspectos morfológicos, tais como discos de acréscimo e jatos, muito similares aos quasares e galáxias com núcleos ativos, como em Centaurus A, o AGN mais perto da Terra.

Palavras-chave: jatos relativísticos, buraco-negro, Centaurus A

Abstract

Relativistic jets from binary systems, formed by a stellar mass black hole and companion star are known for their emission in X-rays and also for being a small-scale version of jets in active nuclei of galaxies (AGN's). These systems are powered by black holes, and have morphology, such as accretion disks and jets, very similar to quasars and galaxies with active nuclei, such in Centaurus A, the nearest AGN from the Earth.

Key-words: relativistic jets, black hole, Centaurus A

VII Jornada de Iniciação Científica - 2011

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1 INTRODUÇÃO

Pretende-se fazer neste trabalho uma comparação das características presentes

tanto nos micro quasares como na rádio galáxia mais perto da Terra, Centaurus A. Esta

galáxia, por sua vez, possui comportamento temporal bem similar aos quasares. Acredita-se

que muitas das características morfológicas (disco de acréscimo, buraco negro e jatos)

encontradas nos micro quasares também são encontradas em galáxias com núcleo ativo

(AGN’s). O fenômeno acréscimo de matéria (disco) e ejeção (jatos) em micro quasares

ocorre de modo mais rápido em micro quasares do que nas galáxias com núcleos ativos,

sendo de 710− a 510− mais rápidos nos primeiros. As curvas de luz rádio para os micro

quasares apresentam variabilidade em escalas de poucos minutos, sendo difícil detectar

escalas tão pequenas nos AGN’s.

Um dos objetivos principais do trabalho é o conhecimento do método científico, tendo

a oportunidade de aprender a operar uma grande antena. Para isso foi utilizado o rádio

telescópio do Itapetinga nas frequências de 22 e 43 GHz em Atibaia, onde foram

observadas diversas radiofontes, utilizando a técnica de varreduras repetidas (scan).

2 REFERENCIAL TEÓRICO

2.1. HISTÓRICO MICRO QUASARES

Durante a segunda metade do século XVIII, John Michell e Pierre Simon Laplace

foram os primeiros a imaginar objetos escuros e compactos para a concepção clássica da

gravitação. Michell deu a entender que, se uma estrela fosse suficientemente grande e

densa, nenhuma luz seria capaz de emanar de sua superfície (MIRABEL, 2008). Essa idéia

foi recuperada no começo do século XX por Karl Schwarzchild. Em 1916, ele começou a

elaborar as implicações da recém-publicada teoria da relatividade geral, de Einstein, que

afirmava que os raios de luz podiam ser curvados pela atração gravitacional. Schwarzchild

demonstrou que certos fenômenos acontecem quando uma estrela colapsa pela força de

sua própria gravidade (STRATHERN, 1998).

Segundo a teoria de Einstein sobre a influencia da gravidade sobre a luz, depois de

um certo ponto o efeito da força gravitacional aumentará de tal forma que nada, nem mesmo

a luz será capaz de sair de seu campo gravitacional. Esse ponto é alcançado quando a

estrela se reduz a um determinado raio, dependente de sua massa. Esse raio é o ponto

onde uma estrela que colapsa se transforma em um objeto compacto. Schwarzchild provara,

por meio da relatividade, aquilo de que Michell apenas suspeitara. Curiosamente, Einstein

recusou-se a aceitar as descobertas de Schwarzchild (embora fossem baseadas em sua


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teoria). Apesar disso, o raio critico em que uma estrela se torna esse objeto compacto e

escuro é hoje conhecido como raio de Schwarzchild (STRATHERN, 1998)..

Portanto, no século XX, esses objetos compactos e escuros foram denominados

buracos negros1. Eles foram identificados, primeiramente, no céu, na década de 60, como

binárias de raios-X. De fato, esses objetos compactos, quando associados a outras estrelas

formam um disco de acréscimo com um gás muito quente que emite raios-X e raios gama.

(MIRABEL, 2008).

A primeira fonte de jatos relativísticos2 na Via Láctea descoberta (SS 433), foi

identificada por Clark e Murdin (1978) como uma estrela que tinha brilho variável, localizada

no centro dos restos da supernova3 W50. Em 1979 linhas de emissão que se deslocavam

foram descobertas no espectro dessa estrela brilhante e as associaram a uma fonte rádio

(MARGON, 1979). Tornou-se aparente que uma nova classe de objetos na Galáxia acabava

de ser descoberta. Na mesma época, Spencer (1979), foi o primeiro a descobrir sua

estrutura amplamente: um núcleo compacto com longos jatos visto em imagens em rádio de

SS 433. A tabela 1 mostra exemplos de micro quasares, sendo que na primeira linha tem-

se: classificação do objeto, quem descobriu e o suposto objeto compacto (TRUSHKIN,

2003).

A partir da década de 90, somente com a ajuda de satélites com detectores de alta

energia foi possível a identificação de sistemas binários4com estrelas de nêutrons5ou

buracos-negros no seu interior. Já os jatos relativísticos em fontes compactas foram mais

facilmente observados, utilizando-se telescópios espalhados pela Terra operando em

diversos comprimentos de onda (MIRABEL, 2008).

As novas fontes estelares de jatos relativísticos, conhecidas como micro quasares

(Mirabel & Rodríguez, 1998), só foram reveladas somente com as observações nos dois

extremos do espectro eletromagnético: em energias associadas aos raios-X (Sunyaev et al

1991; Paul et al 1991) e em comprimento de onda rádio (Mirabel et al 1992 e

MIRABEL,1999).

Até 2004, aproximadamente 280 binárias de raios-X galácticas eram conhecidas,

mas somente 18 delas (conforme a Tabela 1) mostraram evidências de jatos em rádio e,

portanto, aplica-se a mesma definição das galáxias com núcleo ativo (MASSI, 2004).

1 Buraco-negro ou estrela congelada (denominação russa) é uma região do espaço-tempo onde o campo gravitacional é tão forte que nada consegue escapar, nem mesmo a luz. 2 Jatos relativísticos são formados de plasma acelerado em altíssima velocidade, originados de um objeto compacto no espaço. 3 Supernova é o nome dado a uma explosão de uma estrela supermassiva.

4 Sistemas compostos de duas estrelas ligadas gravitacionalmente.

5 Uma estrela de nêutrons é uma estrela superdensa, muito pequena, que é composta principalmente de nêutrons

fortemente agrupados.


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Tabela 1: Micro-quasares catalogados até 2004, mas atualmente existem outros possíveis candidatos à micro quasar não confirmados. Na coluna do objeto compacto, o ponto de interrogação supõe o objeto compacto mais provável. Micro-quasar Quem descobriu? Objeto Compacto

SS 433 Margon 1979, Spencer 1979 Estrela de nêutrons?

1E1740-2942 Mirabel et al. 1992 Buraco-negro

GRS1758-258 Rodriguez et al. 1992 Buraco-negro

Cygnus X-3 Geldzahler et al. 1983

Spencer et al. 1986

Schanlinski et al. 1990,1995

Estrela de nêutrons?

Circinus X-1 Stewart et al.1993 Estrela de nêutrons

LS I 61303 Massi et al.1993 Estrela de nêutrons?

GRS1915+105 Mirabel & Rodriguez 1994 Buraco-negro

GROJ1655-40 Tingay et al.1995; Hjellming & Rupen

1995

Buraco-negro

XTEJ1748-288 Hjellming et al.1998 Buraco-negro

CI Cam Mioduszewski et al.1998 Estrela de nêutrons?

LS 5039 Paredes et al.2000 Estrela de nêutrons?

V4641 Sgr Hjellming et al.2000 Buraco-negro?

Cygnus X-1 Stirling et al.2001 Buraco-negro?

Scorpion X-1 Fomalont et al.2001 Estrela de nêutrons

XTEJ1550-564 Hannikainen et al.2001 Buraco-negro?

XTEJ1859+226 Brocksopp et al.2002 Buraco-negro?

GX339-4 Fender et al.1997, Gallo et al. 2004 Buraco-negro?

XTEJ1118+480 Fender et al.2001 Buraco-negro?

2.1.2. DEFINIÇÃO MICRO QUASARES

Micro quasares são sistemas binários onde o que sobrou de uma estrela que entrou

em colapso formou um objeto compacto e escuro (como uma estrela de nêutrons ou um

buraco negro) que está gravitacionalmente ligado a uma estrela, veja Figura 1. Nessa dança

cósmica de uma estrela morta com uma viva, a primeira agrega matéria da segunda,

produzindo radiação e partículas com muita energia (MIRABEL, 2008).

Neles são encontrados três ingredientes básicos que os quasares (núcleos de

galáxias distantes que abrigam um buraco negro supermassivo e produzem numa região

como nosso sistema solar, uma luminosidade de 100 galáxias como a Via Láctea) possuem,

mas em escalas menores; um buraco negro, um disco de acréscimo aquecido pela

dissipação viscosa, e jatos com partículas altamente energéticas. Mas nos micro quasares o

buraco negro tem apenas algumas massas solares ao invés de alguns milhões de massas

solares; o disco de acréscimo tem uma temperatura de alguns milhões de graus ao invés de

alguns milhares de graus; e as partículas ejetadas com velocidades relativísticas podem


5

alcançar alguns anos-luz de distância do núcleo somente, ao invés de alguns milhões de

anos-luz como nas rádio galáxias gigantes. (MIRABEL, 1998).

Esses sistemas estelares binários na Nossa Galáxia são conhecidos pelo nome de

micro quasares por eles serem uma versão em miniatura dos quasares. Apesar das

diferenças envolvendo massa, tempo e espaço, os processos físicos nos micro quasares

são similares aos achados nos quasares. O estudo dos micro quasares em Nossa Galáxia

tem permitido um melhor entendimento do que acontece nos quasares distantes e nas

galáxias com núcleos ativos (MIRABEL, 2008).

Figura 1 – Ilustração de um micro quasar (MIRABEL, 2008).

2.1.3. MICRO QUASAR SS 433

O fato de o micro quasar SS 433 ser o primeiro a ser descoberto no ano de 1979,

como citado anteriormente, ser um dos mais observados e por alguns pesquisadores

considerado como um dos mais importantes até o momento, será apresentado um resumo

de suas características principais.

A uma distância de aproximadamente 16.300 anos-luz deduzida através de

observações rádio com a estrutura variável dos jatos, SS 433 é um dos mais observados

micro quasares e uma das estrelas mais brilhantes da Galáxia. A principal diferença entre o

objeto SS 433 e outras binárias de raios-X conhecidas é a quantidade de matéria fornecida

para o acréscimo do gás em torno do objeto compacto (de acordo com diversos

pesquisadores é muito provável que seja um buraco negro), que levou a formação de um

disco de acréscimo e jatos relativísticos colimados que chegam a ter velocidade de 0,26c.

As propriedades dos jatos são determinadas pelas suas interações com o fluxo de saída do


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disco. A precessão do disco e dos jatos faz de SS 433 um laboratório único para o estudo

dos mecanismos físicos que ocorrem nos micro quasares (FABRIKA, 2004).

A bem conhecida nebulosa W50, remanescente de uma supernova, envolve SS 433

em escalas de dezenas de parsecs. A posição central de SS 433, com a elongação da

nebulosa na direção leste-oeste ao longo do eixo de precessão do jato, e algumas

observações no óptico e em raios-X não deixam duvidas de que W50 foi formada ou

distorcida (pelo menos nessa direção) entre os jatos e o gás interestelar, onde ser vista na

Figura 2 (FABRIKA, 2004).

Figura 2 – Imagem da remanescente de supernova W50 que envolve o micro-quasar SS 433 na parte central escala horizontal: Right Ascension (B1950) (h, m, s) e escala vertical: Declination (B1950) (graus ◦, minutos ’, segundos”). Os jatos (nas linhas em branco) interagem com o meio da nebulosa, modelando seu formato (DUBNER, 1998).

2.2. DEFINIÇÃO RÁDIO GALÁXIAS

Por definição rádio galáxias são galáxias que são poderosas fontes de rádio e sua

emissão rádio é denominada radiação sincrotrônica e tem natureza não térmica. São

consideradas uma das classes das galáxias com núcleo ativo. A potência delas é

tipicamente de 1033 - 1038 W. Para se entender por comparação, é como se no tamanho do

Nosso Sistema Solar fosse colocada uma luminosidade de 100 vezes a da Via Láctea. O

problema principal em explicar a emissão rádio é entender como o campo magnético é

produzido e, acima de tudo, onde os elétrons conseguem suas energias. As formas e os

tamanhos das regiões de emissão rádio dessas galáxias têm sido estudados desde a

década de 50, onde com a ajuda da técnica de Rádio Interferometria melhorou a resolução

dos telescópios ópticos. (KARTTUNEN, 2000).


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Quando observadas no óptico se parecem com uma grande galáxia elíptica, mas

quando observadas em rádio apresentam estrutura dupla que é produzida por ejeções

vindas do núcleo e que chegam a atingir cerca de 6 Mpc. Outra característica das rádio

galáxias é a presença de um jato de matéria saindo da fonte central, localizada no núcleo da

galáxia. A explicação mais plausível para os jatos: partículas carregadas se movendo em

um campo magnético. Uma das rádio galáxias mais brilhantes estudadas até hoje e também

a mais próxima da Via Láctea é Centaurus A, conforme apresentado na Figura 3 (KEPLER,

2003).

Figura 3 – Rádio galáxia Centaurus A no óptico (cor branca e marrom), rádio (cor laranja) e em raios-X (cor azul) sobrepostas. Fonte: http://chandra.harvard.edu/photo/2009/cena/

2.2.1. HISTÓRICO DE CENTAURUS A

James Dunlop (1793-1848), um astrônomo escocês, descobriu em 1826 a rádio

galáxia Centaurus A (conhecida atualmente como NGC 5128) por meio de observações no

Observatório de Parramatta na Austrália, onde foi definido na época ser uma nebulosa6

galáctica. Alguns anos mais tarde, em 1847, Sir John Herschel observando do Cabo da Boa

Esperança (sul do continente africano), foi o primeiro a notar sua característica especial, que

foi descrita por ele como: “Uma nebulosa constituída de duas partes laterais semi-ovais e

sem dúvida, com uma pequena faixa de nebulosidade ao longo da fenda que a separa”

(HERSCHEL, 1847).

6 Nebulosa é uma nuvem de poeira e gás interestelar que se localiza, na maioria das vezes no interior das

galáxias.


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Cem anos após a descoberta da nebulosa por Dunlop, Centaurus A não chamava

tanto a atenção dos astrônomos, sendo observada com pouca frequência. Naquela época

não havia grandes telescópios ópticos no hemisfério sul. Em 1922, Edwin Hubble incluiu a

galáxia em uma lista composta na sua maior parte de objetos galácticos com emissão de

linha (HUBBLE, 1922).

Logo após a segunda guerra mundial, os astrônomos desenvolveram uma nova

técnica para estudar objetos celestes em outros comprimentos de onda além do visível:

instrumentos especiais para coletar ondas de rádio. Usando um interferômetro que utilizava

o mar em Dover Heights, Austrália, através de uma técnica onde se usava ondas de rádio e

ondas de rádio refletidas no mar, o astrônomo John Bolton (1922-1993) em 1948, anunciou

a descoberta de fontes discretas de rádio emissão. Em um artigo publicado um ano mais

tarde, os astrônomos John Bolton, Gordon Stanley, e Bruce Slee foram os primeiros a

identificar Centaurus A, como uma galáxia rádio potente, onde suas ondas de rádio foram as

primeiras a serem vinculadas a um objeto extragaláctico (BOLTON, 1949).

Estudando Centaurus A com telescópios do Observatório Palomar, na Califórnia em

1954, Walter Baade e Rudolph Minkowski confirmaram que a então peculiar nebulosa,

poderia ser classificada como uma galáxia (BAADE, 1954).

De acordo com Beall et al.(1978) foi publicado um documento que, pela primeira

vez relatou a variabilidade das freqüências de rádio e raios-X simultaneamente entre os

anos de 1975 e 1976. As observações em rádio foram realizadas na América do Norte

(Stanford University e Kitt Peak) e as observações de raios-X pelo satélite OSO-8. Usando o

Observatório Einstein (2-10 keV), Ethan Schreier descobriu um jato de raios-X que saia do

núcleo de Centaurus A (SCHREIER, 1979). Trabalhando com Eric Feigelson e Jack Burns,

Schreier usou o Very Large Array, no Novo México para encontrar emissão rádio vindo dos

jatos que saiam do núcleo (SCHREIER, 1981).

Em 1996 Schreier utilizou o telescópio espacial Hubble e WFPC27 (Wide Field

Planetary Camera 2) para estudar as propriedades da faixa de poeira e de polarização da

distribuição das estrelas jovens ao longo de sua fronteira norte. As estrelas jovens azuis são

uma prova de que Centaurus A, uma galáxia elíptica, fundiu-se com uma galáxia espiral. As

galáxias elípticas como Centaurus A, não teriam tido a poeira e gás suficientes para formar

aglomerados de estrelas novas (SCHREIER, 1996).

Em 2008 pela primeira vez um novo método foi usado para determinar a massa do

buraco negro central de Centaurus A. Usando observações com óptica adaptativa8 (Adaptive

7 WFPC2 foi a câmera principal do telescópio Hubble até 2002, onde foi removida na metade de 2009 para ser substituída pela WFPC3. Seus 48 filtros permitiram aos cientistas um estudo preciso dos comprimentos de onda da luz do ultravioleta ao infravermelho próximo. 8 Óptica adaptativa é uma técnica para corrigir as distorções na propagação das ondas eletromagnéticas pela atmosfera terrestre e através da óptica do telescópio.


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Optics), o valor derivado da massa está em excelente concordância com as determinações

anteriores da cinemática do gás. O novo valor para a massa do buraco negro é (5,5 ± 3,0) ×

107 Mʘ (CAPPELLARI, 2008).

2.2.2. CENTAURUS A

Com uma magnitude absoluta de V= 6,98, NGC 5128 é a quinta galáxia mais

brilhante no céu, imediatamente após os membros do Grupo Local (M31, M33, GNM e a

PNM). Imagens de exposição relativamente curtas, limitadas a um brilho superficial em

B(Blue-Azul) de cerca de 22 magnitudes por segundos de arco mostram uma aparência

quase circular, que a levou a ser classificada como uma galáxia S0 ou E0, conforme Figura 4

(ISRAEL, 1998).

Figura 4 - Imagem em banda B de NGC 5128 onde mostra a tradicional parte central interna da galáxia elíptica cortada por uma faixa escura. A faixa escura é a projeção de um disco fino bastante distorcido (AAO). Fonte: http://www.aao.gov.au/images/captions/aat007.html

Devido a sua proximidade (d = 3,8 ± 0,1 Mpc), Centaurus A é a maior fonte de rádio

extragaláctica no céu. Estende-se predominantemente na direção norte-sul entre as

declinações 38.5º ≤ δ ≤ - 46.5 º, entre as ascensões retas 13h 15m ≤ α ≤ 13h 32m e sua

dimensão angular total é de 8 º × 4 º. Isso se traduz em uma dimensão linear de 500 × 250


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kpc. Embora rádio galáxias maiores têm sido encontradas, Centaurus A é ainda, em sentido

absoluto, uma das maiores conhecidas (ISRAEL, 1998).

A fonte de rádio da galáxia é muito complexa, mostrando uma estrutura significativa

variando ao longo de um fator de 108 em tamanho, de escala maior para menos de um mili-

segundo de arco. Os principais componentes da fonte de rádio, onde podem ser vistos na

Figura 5, são os lóbulos gigantes exteriores estendendo-se até aproximadamente 250 kpc, o

lóbulo meio norte (sem contrapartida do sul) que se estende por cerca de 30 kpc, os lóbulos

interiores e os jatos centrais que se estendem por cerca de 5 e 1,35 kpc respectivamente e

o núcleo compacto com jatos nucleares associados que se estendem por cerca de 1 pc

(BURNS, 1983).

Figura 5 – Imagem obtida por observações rádio (VLA) dos lóbulos interiores da rádio galáxia Centaurus A em 4.9 GHz (BURNS, 1983). 2.3. MODELOS UNIFICADOS

As fontes galácticas que possuem algumas características similares entre si,

fornecem informações que são de grande importância quando se observa fontes

extragalácticas muito distantes, que também possuem similaridades com as fontes


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galácticas. O modelo unificado de um AGN e a analogia entre fontes galáctica e

extragaláctica pode ser visto nas Figuras 6 e 7.

No sub-tópico anterior menciona-se a respeito dos micro quasares que foram

descobertos no começo da década de 1990 e vêm sendo observados e estudados até hoje

em dia por muitos pesquisadores que também observam e estudam os AGN’s. Esses

sistemas estelares binários na Nossa Galáxia são conhecidos pelo nome de micro quasares

por serem uma versão em miniatura dos quasares. Apesar das diferenças envolvendo

massa, tempo e espaço, os processos físicos nos micro quasares são similares aos

achados nos quasares. O estudo dos micro quasares em Nossa Galáxia tem permitido um

melhor entendimento do que acontece nos quasares distantes e nos AGN’s (MIRABEL,

2008).

Figura 6 – Modelo unificado de um AGN (Galáxia com núcleo ativo): uma fonte extragaláctica com um buraco negro no centro, os jatos saindo do núcleo, e em volta dele o disco de acréscimo, definido de acordo com o

posicionamento do observador. Blazar, olhando em direção ao jato; quasar visto com um ângulo em relação ao jato e rádio-galáxia, sendo observada com um ângulo de 90° em relação ao jato, mas todos são fisicamente iguais. Fonte: (http://www.astro.rug.nl/~koopmans/courses_2009.html).


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Figura 7 - Ilustração no diagrama da analogia entre os micro quasares e os quasares (MIRABEL, 2008).

3 MÉTODO

Foi realizado um levantamento bibliográfico sobre o assunto. A pesquisa realizou-se

através de artigos científicos publicados na comunidade científica e de livros da Biblioteca

da Universidade Presbiteriana Mackenzie. Foram realizadas observações no ROI para

obtenção dos dados referentes ao comportamento em rádio nas freqüências de 22 e 43 GHz

no período entre o segundo semestre de 2008 e o primeiro semestre de 2010.

3.1. OBSERVAÇÕES EM RÁDIO 3.1.1. RÁDIO OBSERVATÓRIO DO ITAPETINGA (ATIBAIA)

As observações para obtenção dos dados nas frequências de 22 e 43 GHz, foram

realizadas na grande Antena do Itapetinga (ver Figura 8), um radiotelescópio com uma

superfície parabólica refletora de 13.7 m de diâmetro. As cornetas utilizadas de 22 e 43 GHz

são retangulares e devido a suas sensibilidades elas detectam a componente vertical da

polarização. A largura de feixe à meia potência é cerca de 4,2’ em 22 GHz e 2,1’em 43 GHz.

O receptor tem banda lateral dupla de 1 GHz, dando uma temperatura de sistema da ordem

de 700 K. Com essa temperatura de sistema e a banda utilizada, é possível detectar

radiofontes com densidade de fluxo de 1 Jy, em duas horas de observação ( BOTTI, 1990).


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Figura 8 – Rádio-observatório do Itapetinga, com a antena situada dentro da redoma. Fonte:http://www.das.inpe.br/radio/observatorio.html

A técnica de observação consistiu na média de 30 varreduras de 20s de duração,

precedida por uma calibração com um “noise source” (tubo de ruído) com temperaturas

Tnoise= 156 K em 22 GHz e Tnoise= 61 K em 43 GHz, e um “load” (carga) à temperatura

ambiente, Tload= 295 K. Para observação de Centaurus A utilizou-se a varredura de três

pontos, pegando 3 pares de coordenadas: dois pares diametralmente opostas ao plano da

galáxia e um par no centro da galáxia ( BOTTI, 1990).

A conversão de temperatura de antena em densidade de fluxo se baseia na

comparação entre a temperatura de antena obtida para a radiofonte e a temperatura de

antena apresentada por uma calibradora que possui densidade de fluxo conhecida. A fonte

calibradora utilizada foi a rádio-galáxia Virgo A.

4 RESULTADOS E DISCUSSÃO

Nesse tópico, serão apresentados os gráficos de Densidade de Fluxo versus Tempo

no período do segundo semestre de 2008 ao primeiro semestre de 2010 nas frequências de

22 e 43 GHz para a rádio galáxia Centaurus A.

Em todos os Gráficos apresentados, as barras de erros estão relacionadas com as

condições climáticas em Atibaia no momento da observação.


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4.1. ANÁLISE DOS DADOS OBTIDOS COM O RÁDIO OBSERVATÓRIO

4.1.2. RADIO FONTE CENTAURUS A

Nos Gráficos 1 e 2 são apresentados os comportamentos temporais da Densidade

de Fluxo de Centaurus A em 22 e 43 GHz respectivamente.

Gráfico 1 – Comportamento temporal da Densidade de Fluxo de Centaurus A em 22 GHz.

Gráfico 2 – Comportamento temporal da Densidade de Fluxo de Centaurus A em 43 GHz.


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O Gráfico 1, apresenta a variação da Densidade de Fluxo versus tempo de

Centaurus A em 22 GHz. Como foram poucas observações realizadas e com isso poucos

dados nessa frequência, não foi possível concluir algo sobre o comportamento da fonte.

De acordo com o comportamento da Densidade de Fluxo de Centaurus A em 43 GHz, que

pode ser visto no Gráfico 2, a fonte apresentou variabilidade com média no fluxo de

aproximadamente 11 Jy para o período. Como pode ser notado através do Gráfico, a fonte

apresentou um aumento de aproximadamente 120% entre o fim do mês de fevereiro e o começo

do mês de março de 2010, a maior variação do período, tendo uma queda de cerca de 50% até o

começo do mês de abril de 2010. Entre a metade do mês de abril e o começo do mês de maio de

2010 apresentou um aumento de 50%, onde posteriormente apresentou sua maior queda para o

período de 100% entre o começo do mês de maio e o começo do mês de junho de 2010.

5 CONCLUSÃO

Sobre os micro quasares há uma grande expectativa em explorar seus recentes

dados coletados pelos cientistas, mas ainda tem muito por vir em relação a sua total

compreensão , pois eles foram descobertos na década de noventa por Mirabel e Rodriguez,

comparado com a galáxia Centaurus A que vem sendo estudada há mais de um século,

mas Centaurus A em rádio começou a ser pesquisada na década de 60. Somente em óptica

que os estudos têm mais tempo, e por isso ela possui uma grande quantidade de dados

comparados aos micro quasares durante todo esse tempo. Mas isso não quer dizer que uma

das grandes expectativas do estudo dos micro quasares, que é uma relação com os

quasares, não pode caminhar junto com o estudo das rádio galáxias, sempre buscando uma

conexão entre eles.

Os micro quasares estão abrindo novos horizontes para a compreensão das fontes

de raios-X superluminosas observadas nas galáxias com núcleo ativo como a rádio galáxia

Centaurus A, nas explosões de raios gama de longa duração e a origem dos buracos negros

estelares e estrela de nêutrons. Mas o trabalho vai continuar, devido ao grande potencial

que essa linha de pesquisa tem a desenvolver na Astronomia e Astrofísica.

Por meio do estudo da rádio galáxia Centaurus A, que envolveu pesquisa na

literatura disponível juntamente com observações no Rádio Observatório do Itapetinga em

22 e 43 GHz, conclui-se que para o estudo dos AGN’s, a rádio galáxia Centaurus A é uma

das fontes mais importantes (alguns pesquisadores chamam Centaurus A de “Pedra

Roseta” da Ciência dos AGN’s) para poder entender o fenômeno AGN, devido a sua

proximidade (o AGN mais perto da Via Láctea) e suas características físicas.

Pela construção das curvas de luz de Centaurus A nas frequências de 22 e 43 GHz

pode-se verificar a variabilidade da fonte nos períodos de observação, mas para um estudo


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melhor sobre a variabilidade da fonte é necessário um período maior de observação, onde

poderá ser observado o seu comportamento de uma forma mais abrangente.

O fato de Centaurus A ser uma rádio galáxia faz com que as observações em rádio

sejam de grande importância, pois suas maiores emissões de acordo com o espectro são

em frequências rádio (apenas no ponto de vista do espectro emitido, já na distribuição

espectral de energia não é em rádio). As emissões em rádio (também em raios-X) de

Centaurus A resultam da radiação sincrotrônica produzida pelas partículas aceleradas no

campo magnético produzido pelo disco de acréscimo em torno do buraco negro

supermassivo. Dessa forma, essas emissões envolvem alguns dos processos físicos mais

importantes que ocorrem na rádio galáxia.

Finalmente, tanto para o estudo da rádio galáxia Centaurus A, como para os estudo

dos micro quasares, vem sendo realizadas observações em todas as frequências acessíveis

até o presente momento. Com o desenvolvimento de novas tecnologias para observação, os

instrumentos de observação que já ficaram prontos e os que vão ficar, já estão e ficarão

apontados para esses enigmáticos objetos galácticos e extragalácticos. Com isso mais

informações sobre os AGN’s estarão disponíveis futuramente, ajudando a ter cada vez mais,

um melhor entendimento do fenômeno AGN e dos micro quasares.

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