Os objetos de estudo

Nesta seção apresentam-se os objetos estudados PKS 1921-293 e BL Lac 2200+420 que, a rigor, são Núcleos Ativos de Galáxias e receberam nomenclaturas distintas em função do ângulo de visada do observador, conforme apresentado na seção 2.1.1 do Capítulo 2.

Nas seções subsequentes apresentam-se as principais características de cada objeto, com ênfase em aspectos destacados na literatura.

A revisão que se segue, destaca somente pesquisas dos últimos dez anos que inves-tigaram a existência de periodicidade nas rádio-fontes PKS 1921-293 e BL Lac 2200+420.

Na ausência de estudos recentes, a pesquisa retrocede em busca de trabalhos relevantes.

Incluiu-se também eventos que denotem mudança significativa no comportamento ordinário das rádio-fontes em estudo.

5.1.1 PKS 1921-293

O PKS 1921-293 (ou OV 236) é uma das fontes mais fortes no céu quando observada em comprimentos de onda milimétricos e possui um espectro plano entre 1mm e 1m. Impey et al. (1982) consideram que este objeto possa ser classificado como BL Lac devido à sua polarização (14%) e variabilidade em 2,2µm (137 THz, na faixa do infravermelho médio) e Tornikoski et al. (1996) afirmam que se trata de uma das rádio-fontes extragalácticas de maior variabilidade e mais compactas que se conhece. A Tabela 3 reúne alguns atributos desta rádio-fonte.

Dent e Balonek (1980) estudaram o objeto nas frequências de 7,9 GHz, 15,5 GHz, Tabela 3 – Algumas características da fonte PKS 1921-293.

Coordenadas equatoriais RA19h24m51,056sDE−29^o14⁰30,11 (J2000)

Coordenadas galácticas 9,3441−19,6068

Constelação Sagittarius

Magnitude aparente V = 17,5

Magnitude absoluta M =−24,6

Redshift z= 0,353

Fonte: Centre de Données astronomiques de Strasbourg (2018b).

Capítulo 5. Materiais e Métodos 82

31,4 GHz e 89,6 GHz e registraram declínios estáveis, subidas suaves e aumentos con-sideráveis na sua densidade de fluxo. Também observaram variabilidades no óptico e infravermelho, tendo esta tendência de atividade até meados de 1980. Nesta ocasião o evento em rádio teve maior duração do que em comprimentos de onda ópticos. Variações de aproximadamente 52% na densidade de fluxo em 10,7 GHz foram detectadas por Andrew et al. (1978) entre 1971 e 1976. Em dezembro de 1978, Epstein, Landau e Rather (1980), reportaram que a densidade de fluxo da fonte em 3,3 mm diminuiu por um fator de 2,7 em um intervalo de três dias e recuperou seu valor original ao longo dos dois dias seguintes.

A partir de observações diárias na faixa do rádio, logo após o pôr do sol, em julho de 1980, do Rádio Observatório do Itapetinga, São Paulo, Abraham, Kaufmann e Botti (1982) relataram que PKS 1921-293 não mostrou nenhuma variabilidade importante no período observado. Do mesmo Observatório, ao longo das décadas de 1980 e 1990 e entre 2002 e 2006, Botti (1983) estudou o mesmo objeto nas frequências de 22 GHz e 43 GHz e notou um comportamento bastante variado, com períodos de alta e baixa atividade e dos anos de 1980 até 1981, em 22 GHz, detectou variabilidades da ordem de 60%, com uma acentuada queda na densidade de fluxo em 1981. O retorno de PKS 1921-293 para os níveis de atividade similares aos do ano de 1980 aconteceu de forma bastante lenta, levando mais de um ano. Botti (1990) estudou uma explosão em novembro de 1984, quando a densidade de fluxo do objeto atingiu ∼23 Jy em 22 GHz e ∼15 Jy em 43 GHz, registrando uma correlação entre essas duas faixas do espectro eletromagnético. Botti (1990) ressalta que ao estudar o comportamento desta rádio-fonte por longos períodos de tempo, verifica-se que as explosões são primeiro detectadas nas frequências mais altas e depois se propagam para as frequências menores em tempos posteriores.

Aller, Aller e Hughes (2009) e Aller e Aller (2010) apresentam os resultados de monitoramento de uma amostra de AGN brilhantes que inclui o PKS 1921-293, em 4,8, 8,0 e 14,5 GHz, nos quatro parâmetros de Stokes¹, obtidos com o radiotelescópio de 26 metros da Universidade de Michigan. Em comparação com dados obtidos usando o mesmo instrumento no período de 1977 até 1983, os autores identificaram diferenças no padrão de variabilidade característica em fontes, sugerindo que são necessárias janelas de tempo de várias décadas para amostragem adequada. O PKS 1921-293 exibiu uma polaridade preferencialmente negativa durante este período. Com a continução da pesquisa, no ano de 2011, Aller e Aller (2011) observaram que a única fonte em que encontraram um comportamento estável ao longo de muitos anos em todas as três frequências estudadas no UMRAO, foi o PKS 1921-293. Essa polaridade é mantida ao longo de várias explosões, tanto na polarização linear quanto circular. Em outras fontes, normalmente os pesquisadores

1 Os parâmetros de Stokes foram definidos por George Gabriel Stokes (1819-1903) e constituem um conjunto de valores que descrevem o estado de polarização da radiação eletromagnética. Trata-se de uma alternativa matemática conveniente para descrever a radiação incoerente ou parcialmente polarizada em termos de intensidade total, I, grau fracionário de polarização,p, e os parâmetros de forma da elipse de polarização. Os parâmetros foram nomeados por Subrahamanyan (1960).

não encontraram evidências de uma polaridade preferencial por um período prolongado misturado com oscilações bem definidas em sinal com duração de meses a anos.

Com dados do UMRAO nas frequências de 4,8, 8,0 e 14,5 GHz, do Rádio Obser-vatório do Itapetinga, em São Paulo, nas frequências de 22 GHz e 43 GHz e Metsähovi na Finlândia em 90 GHz, Gastaldi (2007) realizou observações mensais entre janeiro de 2004 e outubro de 2006, do PKS 1921-293 e empregou o modelo de Marscher e Gear (1985) para fazer estimativas de período, variação angular e temperatura de brilhância, concluindo que o modelo concorda com a evolução da explosão apresentada pelo objeto de março de 2005 a setembro de 2006, apresentando a tendência de deslocamento da frequência de máximo para valores menores. Em pesquisa posterior, Gastaldi (2016) aplica o periodograma de Lomb e a transformada wavelet às curvas de luz obtidas a partir dos dados do UMRAO, nas mesmas frequências anteriormente utilizadas. A Tabela 4 mostra as periodicidades encontradas por Gastaldi (2016) para o PKS 1921-293, a partir da análise das matrizes de coeficientes da transformada wavelet e do periodograma de Lomb.

Tabela 4 – Sumário da análise por periodograma de Lomb e transformada wavelet sobre dados PKS 1921-293.

Fonte: Gastaldi (2016). Valores marcados com (*) representam pseudo-periodicidades, onde o período encontrado é da ordem de grandeza do número de observações.

5.1.2 BL Lac 2200+420

O objeto PKS 2200+420 da classeBL Lacertae (ou BL Lac)² era conhecido desde 1929, por apresentar variabilidade intensa na faixa do óptico. Devido à sua aparência estelar pensou-se de início que se tratava de uma estrela variável. Observações no final da década de 1960 mostraram que emitia em rádio também de modo bastante variável (PESCE, 2000).

BL Lac é o objeto que deu nome à classe BL Lacertae foi observado por cerca de 27 anos no infravermelho (FAN et al., 1998b), cerca de 100 anos no óptico (FAN et al., 1998a). Num período cerca de 14 anos, foi encontrada uma variação óptica máxima de magnitude B = 5,31 na curva de luz (FAN et al., 1998a). Trata-se de um objeto bem

2 O Centre de Données astronomiques de Strasbourg (2018a) referencia 90 identificadores para este objeto em diferentes bancos de dados.

Capítulo 5. Materiais e Métodos 84

estudado na banda óptica como se pode constatar nos estudos de Bloom et al. (1997), Miller et al. (1999), Kurtanidze e Nikolashvili (1999), Nikolashvili, Kurtanidze e Richter (1999), Ghosh et al. (2000) e Nikolashvili e Kurtanidze (2003). A Tabela 5 destaca alguns

dados do objeto BL Lacertae.

Tabela 5 – Algumas características da fonte BL Lac.

Coordenadas equatoriais RA22h02m43,291sDE+42^o16⁰39,98 (J2000)

Coordenadas galácticas 92,5896−10,4412

Constelação Lacerta

Distância 274 Mpc

Magnitude aparente V = 14,72

Magnitude absoluta M =−22,4

Redshift z= 0,069

Fonte: Centre de Données astronomiques de Strasbourg (2018a).

Fan (1998) analisa dados de densidade de fluxo no óptico para diversos objetos da classe BL Lac, inclusive o 2200+420, utilizando o método Jurvevich derivado da análise de Fourier³ e relata ter encontrado uma variação periódica de 14 e 20 anos na curva de luz, em períodos de longa duração. Fan et al. (1998b) retomam o estudo dos mesmos objetos e, ao comparar os resultados obtidos com os estudos de Marchenko et al. (1996) e Webb et al. (1988), encontram discrepâncias que são atribuídas ao fato do método utilizado por Marchenko et al. (1996) e Webb et al. (1988) não ter uma boa performance no processamento de séries temporais desigualmente espaçadas.

Fan e Lin (2000), Fan, Qian e Tao (2001a), Fan, Qian e Tao (2001b) fazem uma extensa revisão de literatura e tabulam os resultados dos estudos realizados por diversos pesquisadores à respeito de variabilidade para objetos BL Lac, entre os anos de 1997 até 2001, concluindo que embora os resultados das pesquisas concordem quanto à existência de periodicidade nos dados do 2200+420, os diferentes períodos encontrados pelos estudos podem ser atribuídos a fatores tão distintos quanto a escassez de dados à época até o uso de métodos inadequados para tratar séries temporais desigualmente espaçadas.

Ciaramella et al. (2004) realizam uma análise multifrequência da variabilidade de rádio de blazares, explorando os dados do UMRAO, que opera em 4,8 GHz, 8,0 GHz e 14,5 GHz e de dados do Observatório de Radioastronomia de Metsähovi, em 22 GHz e 37 GHz. Para a análise das séries temporais os autores usaram duas técnicas: o periodo-grama de Scargle e, a análise por matriz de autocorrelação de sinais. Ao aplicar as técnicas nas curvas de luz do Metsähovi e UMRAO, encontraram evidência de periodicidade para 2200+420. O valor obtido para a periodicidade foi de 7,8±0,2 anos (2849±73 dias) e é mais evidente em 4,8 GHz e 8,0 GHz, enquanto em 22 GHz e 37 GHz os resíduos mostram a presença de um sinal com pulso adicional. A evidência de periodicidade em

3 Sobre a análise de Fourier, ver a seção 3.2 do Capítulo 3.

14,5 GHz é marginal, embora o período estimado seja muito próximo do encontrado nas outras bandas.

Caproni, Abraham e Monteiro (2013) investigaram as mudanças temporais das compensações de ascensão reta e declinação observadas no jato do BL Lacertae, em termos de um modelo relativístico de precessão de jato que possui sete parâmetros livres e que foram otimizados através do método de cross-entropy. O modelo mostrou compatibilidade com um jato de velocidade cerca de 0,98c, que precessiona com um período de cerca de 12,1 anos no referencial do observador e mudando sua orientação em relação à linha de visada entre 4^o e 5^o, aproximadamente. Caproni, Abraham e Monteiro (2013) assumem que a periodicidade encontrada é devida à precessão do jato que tem sua origem em um sistema de buraco negro binário supermassivo e mostram que a variação periódica de 2,3 anos no ângulo de posição estrutural do núcleo de BL Lacertae, detectado em VLBI, pode ser explicado com um fenômeno de nutação caso o buraco negro secundário tenha uma massa maior que cerca de seis vezes a do buraco negro primário.

Kim et al. (2017) estudaram uma conexão inexplicada entre a atividade em rádio no jato e a emissão de raios gama, analisando a atividade milimétrica a longo prazo do BL Lac por meio de observações interferométricas com a rede coreana VLBI, em 22 GHz, 43 GHz, 86 GHz e 129 GHz simultaneamente ao longo de três anos (de janeiro de 2013 a março de 2016). Durante o intervalo de tempo estudado, duas explosões de raios gama (em novembro de 2013 e março de 2015) foram registradas pelo telescópio espacial Fermi (Fermi Gamma-ray Space Telescope). Os autores notaram que o núcleo é opticamente espesso em rádio, pelo menos até 86 GHz e que houve indicação de ser opticamente fino em frequências mais altas. Ressaltam que as curvas de luz em rádio decairam exponencialmente ao longo do período coberto pelas observações, com escalas de tempo de decaimento de 411±85 dias, 352±79 dias, 310±57 dias e 283±55 dias, em 22 GHz, 43 GHz, 86 GHz e 129 GHz, respectivamente.