A distribui¸c˜ao de ´ındice espectral

Um aspecto observ´avel desse tipo de fonte que investigamos nesse estudo num´erico, ´e a distribui¸c˜ao de idade dos el´etrons dentro da ponte. Fizemos isso atrav´es do c´alculo de mapas sint´eticos em duas frequˆencias (0.6 e 1.5 GHz) e calculamos a distribui¸c˜ao do ´ındice espectral, α, atrav´es da ponte, supondo que o fluxo ´e dado por Sν ∼ν−α. Assumimos que

os el´etrons relativ´ısticos s˜ao produzidos no “hot spot” com uma distribui¸c˜ao de energia

em lei de potˆencia ∼ E−γ _{e tomamos γ = 2.5. Isso resulta em um ´ındice espectral r´adio}

α = 0.75. O campo magn´etico ´e tomado como sendo de equiparti¸c˜ao.

Parma, Ekers & Fanti (1985) estudaram a fonte de baixa luminosidade B2 0828+32 e conclu´ıram que os l´obulos ativos tem um espectro constante com um valor m´edio de α na faixa de ∼ 0.65 − 0.7. O l´obulo antigo, de baixo brilho, tem um espectro inclinado (α ∼ 1.2 − 1.4). Em ambos os casos, o espectro ´e bastante constante.

Nas Figuras 7.9 e 7.10 mostramos a distribui¸c˜ao do ´ındice espectral α1.5

0.6 em trˆes

diferentes est´agios das fontes simuladas para jatos com contraste de densidade η = 0.1 e η = 0.01 respectivamente. O primeiro painel mostra a fonte exatamente depois do inicio da reorienta¸c˜ao do jato. A fonte ´e relativamente jovem com um espectro achatado pr´oximo aos “hot spots”. Na Figura 7.9 j´a existe uma inclina¸c˜ao no espectro do objeto central porque para η = 0.01 a fonte ´e mais velha comparativamente com o caso em que η = 0.1. No segundo painel a reorienta¸c˜ao da fonte ´e bem definida e a nova ponte ativa j´a se desenvolveu. A ponte inativa tem um espectro mais inclinado. No caso de η = 0.1 a caracter´ıstica liga¸c˜ao entre as pontes velha e nova continua vis´ıvel apresentando um espectro plano indicando que existe uma popula¸c˜ao de el´etrons jovens habitando a regi˜ao atr´as dos novos “hot spots”. Notamos tamb´em a intrus˜ao de part´ıculas jovens na ponte velha. Essa caracter´ıstica n˜ao ´e vista na Figura 7.10 embora o tempo de giro seja o mesmo

da Figura 7.9. Isso acontece devido a ponte ser menos densa e o avan¸co do jato ocorrer a uma baixa velocidade. Assim, no momento descrito na figura, a ponte de liga¸c˜ao j´a dissipada. Contudo, existe uma discreta intrus˜ao de part´ıculas jovens.

Figura 7.9: Distribui¸c˜ao do ´ındice espectral (α1.5

0.6) em trˆes diferentes est´agios evolu-

cion´arios de r´adio fontes tipo X simuladas com uma densidade de contraste para o jato η = 0.1.

Figura 7.10: Como na Figura 7.9 mas para um contraste de densidade η = 0.01. O ´ultimo painel mostra claramente tanto a ponte velha (l´obulo f´ossil) quanto a ponte nova, ativa. A ponte ativa tem uma distribui¸c˜ao de ´ındice espectral bastante constante

em torno do valor 0.75 enquanto o l´obulo f´ossil mostra um claro gradiente do “hot spot” `a regi˜ao central. Contudo, dois comportamentos distintos s˜ao percebidos: na Figura 7.9 existe ainda um sinal da intrus˜ao de part´ıculas jovens caracterizado pela assimetria relativa do “espelhamento” do eixo da ponte velha. Na Figura 7.10 a popula¸c˜ao de el´etrons jovens injetados no “hot spots” oriundos da ponte ativa, contaminam as regi˜oes centrais do casulo.

7.3

Conclus˜oes

A principal conclus˜ao ´e que as diferentes morfologias observadas em r´adio fontes tipo X podem ser muito bem reproduzidas atrav´es das reorienta¸c˜ao dos jatos sem necessitar de outros fenˆomenos tais como precess˜ao cˆonica. A maioria das simula¸c˜oes apresenta resultados bastantes satisfat´orios ao confrontarmos seus r´adio mapas com o r´adio mapas de fontes observadas.

Fomos capazes, atrav´es da compara¸c˜ao entre os mapas, de encontrar os valores limites para os principais parˆametros da fonte tais como o tempo em que o jato come¸ca a girar

e a dura¸c˜ao do giro. Determinamos tamb´em os melhores valores para o n´umero de Mach

Cap´ıtulo 8

Conclus˜oes

Nesta tese, fizemos um estudo acerca da evolu¸c˜ao das r´adio fontes duplas extragal´acticas. Inicialmente, no Cap´ıtulo 2 discorremos sobre a natureza desses objetos apresentando sua morfologia, classifica¸c˜ao e evolu¸c˜ao. Mostramos ainda, os principais modelos anal´ıticos e simula¸c˜oes num´ericas encontrados na literatura.

Propusemos-nos a realizar o estudo desses objetos de duas maneiras diferentes; na primeira desenvolvemos um modelo anal´ıtico auto-similar com o intuito de generalizar os modelos encontrados na literatura. J´a, na segunda, realizamos simula¸c˜oes num´ericas capazes de reproduzir as variadas distor¸c˜oes observadas nos r´adio mapas de fontes reais, inclu´ıdo as fontes Tipo X.

8.1

Revis˜ao e resultados gerais

No Cap´ıtulo 3, introduzimos o nosso modelo anal´ıtico onde assumimos que as principais propriedades das r´adio fontes tais como o tamanho da fonte, o raio do casulo e sua press˜ao tem, pelo menos em algum momento de sua hist´oria evolutiva, um comportamento auto-similar. Para estas grandezas, adotamos solu¸c˜oes em lei de potˆencia que cont´em os chamados “expoentes auto-similares”.

Reproduzimos abaixo o sum´ario dos expoentes e coeficientes auto-similares do modelo calculados no Cap´ıtulo 3.

a = −ℓ + 2

b = −ℓ(γ + 1) + 3γ − δ + 4 4(γ − δ + 2) , c = −δ + ℓ(γ − 2δ + 1) + 4 + γ 2(γ − δ + 2) . os valores de zho, rco e Pco: zho = µ 2Ljot−ℓ+2o z γ 1 a2_v jρ2Ah1z2δth3 ¶_γ−δ+21 , rco= µ 2Pcot2ozhoδ b2_ρ 2zδ2 ¶1/2 e Pco= · (Γ − 1) c + Γ(2b + a) b2_L joρ2z2δ 2πz_hoδ+1to ¸1/2 .

Usando nossas solu¸c˜oes auto-similares, calculamos a potˆencia r´adio das fontes em uma frequˆencia, ν = 5Ghz. Este resultado ´e dado pela express˜ao

P5 = 1.86 × 10−25φ3/4 ǫ7/4 1 + k " Pco7/4zhorco2 µ zh zho ¶(7₄c+2b+a)/a + +4₃P_ho7/4r3 h1 ³ zh zho ´(1₄(−7ℓ−aγ))/a¸ , W/Hz/sr .

Atrav´es da compara¸c˜ao dos parˆametros do modelo com dados observacionais, fomos capazes de tra¸car o caminho evolutivo das r´adio fontes extragal´acticas em um diagrama da potˆencia r´adio contra a dimens˜ao da fonte (diagrama PD). Usamos dois valores car- acter´ısticos, Lj = 1046 e Lj = 1048 erg/s, para a luminosidade do jato. O modelo, apesar

de sua simplicidade, apresentou bons resultados na descri¸c˜ao da evolu¸c˜ao desses objetos, como apresentado na Figura 3.3 que mostra o diagrama PD.

No Cap´ıtulo 4 usamos uma vers˜ao “em fatias” de nosso modelo geral com a finalidade de construir r´adio mapas sint´eticos em baixa resolu¸c˜ao de fontes compactas tipo CSOs e MSOs. A id´eia b´asica ´e construir mapas sint´eticos usando os mesmos “beams” de mapas de fontes observadas, onde depois subtra´ımos um do outro realizando alguns ajustes finos nos parˆametros do modelo at´e obtermos a menor diferen¸ca entre os dois mapas. Os resultados se mostraram satisfat´orios para fontes com estruturas simples, pois distor¸c˜oes existentes em fontes reais n˜ao s˜ao poss´ıveis de serem reproduzidas por esse m´etodo.

No Cap´ıtulo 5 come¸camos a tratar o problema da evolu¸c˜ao das r´adio fontes duplas atrav´es de simula¸c˜oes num´ericas. Nesse cap´ıtulo, utilizamos o c´odigo fonte VH1 em lin- guagem FORTRAN realizar uma s´erie de simula¸c˜oes e determinar qual a melhor rela¸c˜ao entre a resolu¸c˜ao da grade e o tempo computacional das simula¸c˜oes. Observamos ainda a influˆencia da resolu¸c˜ao na morfologia das r´adio fontes, fato evidenciado nas Figuras 5.4, 5.1, 5.5, 5.6 e 5.7. Utilizamos os parˆametros computacionais obtidos a partir dessas simula¸c˜oes como base para as simula¸c˜oes realizadas nos cap´ıtulos posteriores.

´

E no Cap´ıtulo 6 que utilizamos as simula¸c˜oes num´ericas para averiguar a causa da ex- istˆencia de estruturas distorcidas em r´adio fontes extragal´acticas e quasares. A hip´otese b´asica sugerida ´e que esses objetos avan¸cam atrav´es de um meio povoado por densas nu- vens de g´as. Como resultado, as simula¸c˜oes se mostraram bastante eficientes no processo de reproduzir a maioria das estruturas distorcidas encontradas na natureza atrav´es da mudan¸ca na dire¸c˜ao de propaga¸c˜ao dos jatos ou, pela intera¸c˜ao jato-nuvem. Obtivemos ainda os valores limites para os parˆametros do jato e da nuvem.

Finalmente, no Cap´ıtulo 7, realizamos o estudo das fontes tipo X. Duas hip´oteses b´asicas foram sugeridas para explicar a forma¸c˜ao de tais objetos; a primeira afirma que tais objetos s˜ao resultados de uma reorienta¸c˜ao recente e muito r´apida no “spin” do buraco negro central causado, provavelmente, por uma fus˜ao de buracos negros. Na se- gunda sup˜oe-se que os l´obulos mais velhos sejam f´osseis de uma antiga atividade do AGN. Estudamos as duas situa¸c˜oes da seguinte maneira: primeiro fizemos o jato se propagar durante um certo tempo em uma determinada dire¸c˜ao, a partir da´ı variamos sua ori- enta¸c˜ao continuamente at´e atingir uma nova dire¸c˜ao fina. Em segundo lugar, fizemos o jato se propagar em um determinada dire¸c˜ao por um certo tempo at´e o motor central ser “desligado”. Finalmente, ap´os alguns milh˜oes de anos, o motor central ´e novamente ligado com os jatos apontando em uma nova dire¸c˜ao.

Analisamos a escala de tempo do fenˆomeno e a morfologia das fontes, e ainda se a existˆencia de fontes Tipo X poderiam ser explicadas devido a uma lenta precess˜ao cˆonica do jato. A aparente falta de fontes Tipo X com de alto brilho superficial ligando as pontes velhas e novas, indicam que existe uma faixa bem definida de escalas de tempos (tempo de redirecionamento e idade da fonte). Estudamos o efeito do envelhecimento dos el´etrons atrav´es da distribui¸c˜ao de ´ındice espectral ao longo da ponte da r´adio fonte.

Os resultados das simula¸c˜oes foram bastante satisfat´orios, quando comparados `a r´adio mapas de fontes reais, o que nos levou a concluir que as diferentes morfologias encontradas nas r´adio fontes Tipo X podem ser reproduzidas atrav´es de uma reorienta¸c˜ao nos jatos sem que seja necess´ario uma suposi¸c˜ao de precess˜ao cˆonica.

Como resultado geral desta tese, estudamos a evolu¸c˜ao das r´adio fontes duplas extra- gal´acticas desde tamanhos compactos at´e dimens˜oes de fontes extensas, atrav´es de um modelo anal´ıtico e simula¸c˜oes num´ericas. Desenvolvemos ainda, ferramentas computa- cionais que nos auxiliaram nesse processo. Os resultados obtidos atrav´es da compara¸c˜ao de nosso modelo e simula¸c˜oes num´ericas com os dados observacionais se mostraram bas- tante satisfat´orios como um todo.