O Radiotelescópio de Peach Mountain é um refletor parabólico de 26 metros de diâmetro empregado para o estudo da densidade de fluxo total e da polarização linear de radiofontes extragalácticas nas frequências de 4,8, 8,0 e 14,5 GHz (figura 5.1).
Figura 5.1: A antena parabólica de 26 metros de diâmetro. A cor avermelhada foi obtida através de iluminação artificial no momento da foto. Foto de Mark Bialek. Fonte: Adaptado de SNYDER (2014) em
http://umich.edu/~lowbrows/history/peach-mountain.html. 5.1 Histórico
Em 1956 foram finalizadas as especificações técnicas para a antena parabólica de 26 metros de diâmetro e uma ordem de compra foi gerada para a empresa Blaw-Knox localizada em Pittsburgh, Pensilvânia (GOLDBERG, 1957). Em 1958 a antena parabólica de 26 metros foi montada na região de Peach Mountain, perto do observatório de Portage Lake.
Entre 1958 e 1959 foi erigido um edifício de controle situado a 700 metros de distância da antena. A figura 5.2 mostra uma foto do início da sua construção.
Figura 5.2: Construção do edifício do Telescópio McMath, que é parte do Observatório Peach Mountain. Fonte: http://umich.edu/~lowbrows/history/mcmath-const.html.
A figura 5.3 mostra a antena de 26 metros ao lado do centro de controle.
Figura 5.3: Vista da antena de 26 metros e do centro de controle. Fonte: http://umich.edu/~lowbrows/history/peach-mountain.html.
Em 1977 a antena foi completamente automatizada e desde então ela foi extensivamente utilizada em programas de observação de radiofontes extragalácticas em 4,8, 8,0 e 14,5 GHz (ALLER et al. 1981).
Após 2010 o Departamento de Astronomia encerrou as operações em Peach Mountain e o Departamento de Engenharia Aeroespacial (também da Universidade de Michigan) está atualmente reformando a antena de 26 metros. Quando a reforma estiver concluída, a antena será usada em rádio enlaces com satélites artificiais (SNYDER, 2014).
5.2 Funcionamento do Radiotelescópio
A figura 5.4 mostra os principais blocos funcionais do sistema do rádio observatório.
Figura 5.4: Diagrama de blocos mostrando os principais blocos funcionais do rádio observatório. Fonte: Figura elaborada pelo autor.
Conforme mencionado anteriormente, o dispositivo de recepção das ondas de rádio utilizado neste trabalho consiste em uma antena parabólica de 26 metros de diâmetro (figuras 5.1 e 5.3) montada equatorialmente18 (ALLER, 1970). A tabela 5.1 mostra a
largura de feixe à meia potência (HPBW19), a largura de banda e a temperatura de
sistema para cada frequência de operação do radiotelescópio.
Tabela 5.1: Largura de feixe à meia potência (HPBW), largura de banda e temperatura de sistema para cada uma das frequências de operação do radiotelescópio de Michigan (UMRAO). Fonte: ALLER et al. (1985).
Frequência (GHz) HPBW (minutos de arco) Largura de Banda (MHz) Temperatura de Sistema (K)
4,8 9,3 500 60
8,0 5,8 740 185
14,5 3,2 1800 1200
O radiômetro (segundo bloco da figura 5.4) é a etapa responsável pela amplificação e medição do sinal. A literatura disponível não permite a identificação dos detalhes de construção do radiômetro. Baseado na época em que foi construído, tudo leva a crer que o radiômetro seja um receptor super heterodino, onde o sinal a ser analisado é
18 A montagem equatorial é aquela onde o instrumento possui um eixo de rotação paralelo ao eixo de
rotação da Terra. Esse tipo de montagem facilita a contínua correção de apontamento da antena para um alvo em movimento aparente devido à rotação da Terra.
19 HPBW é a abreviação da expressão inglesa Half-Power Beamwidth. Sua tradução é “largura de feixe
à meia potência”.
ANTENA RADIÔMETRO
BANCO DE DADOS
convertido para uma frequência mais baixa para que possa ser amplificado e medido. Essa exigência estava atrelada à faixa de trabalho dos componentes semicondutores disponíveis na época. Hoje em dia isso não seria necessário para as frequências de 4,8, 8,0 e 14,5 GHz, pois a tecnologia de construção de semicondutores avançou bastante a ponto de oferecer componentes discretos capazes de amplificar sinais até mesmo acima de 40 GHz. Para a etapa de amplificação, Aller et al. (1985) mencionam o uso de transistores de efeito de campo de Arsenídeo de Gálio (GaAs), um tipo de semicondutor com excelente resposta em frequência para a época. O uso desses componentes foi adotado nos radiômetros do radiotelescópio de Michigan entre 1970 e 1981 em substituição aos amplificadores baseados em diodos túnel e permitiu que se atingisse as larguras de banda e as temperaturas de sistema mostradas na tabela 5.1.
Em paralelo ao radiômetro existe um estágio responsável pela calibragem do sistema. Esse estágio mede o ganho do radiômetro por meio da aplicação de um sinal de referência conhecido. O sinal de referência pode ser uma carga à temperatura ambiente ou uma fonte de ruídos de temperatura conhecida. Aller (1970) menciona um tubo de ruído baseado no elemento químico argônio.
A etapa final do radiômetro é a medição do sinal usando um voltímetro digital.
5.3 Técnica de Observação
Aller et al. (1985) mencionam que cada observação consistiu em uma série de 8 a 16 medidas do tipo on-off20, onde cada medida on-off é definida pela sequência de 1
minuto de integração on observando a fonte e 1 minuto de integração off observando o céu adjacente.
O método utilizado para conversão da diferença de potencial medida pelo voltímetro em densidade de fluxo se baseia na comparação entre a medida da diferença de potencial obtida para a radiofonte e a medida da diferença de potencial apresentada por uma radiofonte de referência que possui densidade de fluxo conhecida. As radiofontes de referência utilizadas foram Cassiopeia A, apresentando 630 Jy de
20 O significado de on no contexto é “sobre a fonte”, “apontando para a fonte”. O significado de off é
densidade de fluxo em 8,0 GHz (ALLER, 1970), regiões H II e Virgo A, apresentando densidades de fluxo conforme a tabela 5.2.
Tabela 5.2: Densidades de Fluxo de Virgo A nas frequências 4,8, 8,0 e 14,5 GHz. Fonte: ALLER et al. (1981).
Frequência (GHz) 4,8 8,0 14,5 Densidade de Fluxo (Jy) 70,0 48,6 29,9
5.4 O Banco de Dados
As medidas de densidade de fluxo juntamente com os desvios-padrão de cada observação fazem parte de um banco de dados armazenado pela Universidade de Michigan disponível em https://dept.astro.lsa.umich.edu/datasets/umrao.php.
6 Resultados
A tabela 6.1 mostra a lista das radiofontes estudadas. A coluna 2 mostra o nome da radiofonte de acordo com suas coordenadas (ascensão reta e declinação); a coluna 3 dá o nome, quando existente, pelo qual a radiofonte é conhecida em outros catálogos ou compilações; a coluna 4 mostra a ascensão reta da fonte (horas minutos segundos) no ano 2000; a coluna 5 mostra a declinação da fonte (graus minutos de arco segundos de arco) no ano 2000; a coluna 6 mostra o seu desvio para o vermelho.
Tabela 6.1: Apresentação das Radiofontes. Fonte: http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/
Fonte Outro nome Ascensão Reta
(J2000) Declinação (J2000) Desvio para o Vermelho 01 0854+201 OJ287 08 54 48,875 +20 06 30,64 0,306 02 1921-293 OV236 19 24 51,056 -29 14 30,12 0,353 03 0333+321 NRAO140 03 36 30,108 +32 18 29,34 1,263
OJ287 foi escolhida por ser uma fonte com boa amostragem e por ter sido extensivamente estudada por diversos pesquisadores há mais de 100 anos, inclusive através de técnicas de interferometria (VICENTE et al., 1996; TATEYAMA et al., 1999). Além disso, muitos modelos foram propostos para explicar a sua variabilidade temporal.
OV236 foi escolhida por ser uma das radiofontes mais fortes e compactas conhecidas (SHEN et al. 2002). Ela foi observada de maneira regular pelo Rádio Observatório de Michigan, apresentando boa amostragem em 4,8, 8,0 e 14,5 GHz.
A fonte 0333+321 foi escolhida por apresentar ótima amostragem e por possuir desvio para o vermelho maior que os apresentados por OJ287 e OV236.
Esta pesquisa fez uso de dados do Observatório de Radioastronomia da Universidade de Michigan, o qual tem sido financiado pela Universidade de Michigan e por uma série de doações da Fundação Nacional da Ciência, sendo o programa AST-0607523 o mais recente.
6.1 OJ287
A radiofonte OJ287 tem atraído a atenção de numerosos pesquisadores e tem sido extensivamente estudada por mais de um século, sendo uma das radiofontes extragalácticas de variabilidade mais rápida que se conhece (VALTAOJA, 1987). Hanson e Coe (1985) mencionaram uma explosão violenta ocorrida em 1983 na faixa do ultravioleta. Segundo eles, a explosão foi similar à detectada em 1972.
Sillanpää et al. (1988) construíram a curva de luz de OJ287 de 1890 a 1988 na banda V do óptico (551 nm) e detectaram uma periodicidade de aproximadamente 12 anos entre cada explosão. Nesse estudo, a comparação da curva de luz de OJ287 com modelos de acresção de matéria sujeita a perturbações periódicas deu suporte à ideia de que a sua variabilidade temporal poderia ser causada por perturbações resultantes da interação de dois buracos negros supermassivos.
A hipótese do binário de buracos negros supermassivos (VALTONEN et al., 1999.a) consiste em:
(i) Um buraco negro principal, de cerca de 1010 massas solares. Este buraco
negro principal seria rodeado por um disco de acresção.
(ii) Um buraco negro secundário de cerca de 108 massas solares orbitando o
buraco negro principal com período de translação de cerca de 12 anos. (iii) Jatos opostos e perpendiculares ao disco de acresção, resultantes do
processo de acresção de matéria.
A figura 6.1.1 mostra uma representação desse cenário.
A órbita do buraco negro secundário causaria perturbações através dos seguintes mecanismos:
a) Colisões com o disco de acresção;
b) Efeito de maré sobre o disco de acresção; c) Atração gravitacional do jato.
A região do disco de acresção entre 8 a 20 raios de Schwarzschild (8 a 20 mpc) seria a mais afetada gravitacionalmente.
Figura 6.1.1: Representação do cenário do modelo de binário de buracos negros para OJ287. Fonte:
http://www.as.up.krakow.pl/sz/oj287.html.
De acordo com o modelo, em maio de 1989 o buraco negro secundário estaria a uma distância de 85 mpc do buraco negro primário em alinhamento com o jato e a linha de visada, ocultando a região de emissão rádio (figura 6.1.2).
Figura 6.1.2: Corte perpendicular ao disco de acresção do buraco negro primário do binário de OJ287. Fonte: Traduzido de VALTONEN et al. (1999.b).
Nessa ocasião foi registrado um mínimo em óptico e em rádio (VALTONEN et al. 1999.b).
Valtonen et al. (1999.b) aplicaram esses dados ao contexto do modelo de Marscher e Gear (1985). Neste caso a região de emissão rádio se situaria entre 65 e 85 mpc. O modelo previa um alinhamento semelhante em fevereiro de 1998, onde a distância entre o buraco negro primário e o secundário seria de 65 mpc. A diferença de distância entre 1989 e 1998 seria devida à precessão da órbita do binário. Nesta ocasião foi detectado um mínimo em óptico, mas não em rádio. Uma possível explicação para isso seria o fato de que a região de emissão rádio seria um plasmon viajando em velocidade relativística ao longo da estrutura do jato. Assim, essa região de emissão teria caminhado para além da órbita do buraco negro secundário entre 1989 e 1998. Neste artigo também é sugerido que partículas originadas nas regiões mais internas do disco fluem para a base do jato e irradiam em altas frequências, enquanto partículas originadas em regiões mais externas do disco terminam em regiões mais afastadas ao longo do jato, irradiando em frequências menores. Esta seria outra explicação possível.
Com o aperfeiçoamento do modelo (VALTONEN et al. 1999.b) foi possível estudar variações sobre o período médio de 12 anos, onde foram detectadas periodicidades mais curtas de aproximadamente 3 anos a cada ciclo de 12 anos.
Periodicidades de 2 anos também foram detectadas (VALTONEN et al. 2009), assim como a periodicidade de ~1,6 ano detectada por Hughes et al. (1999) através da aplicação da transformada wavelet de Morlet. Essa periodicidade é particularmente interessante, pois o período de ~1,6 ano seria o período de rotação de um disco de acresção de aproximadamente 11,7 raios de Schwarzschild (11,7 mpc). No artigo de Valtonen et al. (1999.b), essa afirmação é atribuída a Aller et al. (1994). No presente trabalho procurou-se reproduzir esse resultado. Aplicando diferentes metodologias de cálculo isso não foi possível. Essa afirmação precisa, portanto, ser verificada com base nas equações da Relatividade Geral para um buraco negro de Kerr. Isso constituirá um trabalho futuro.
Vicente et al. (1996) e Tateyama et al. (1999) determinaram o momento de ejeção de plasmons a partir de observações usando VLBI chegando a periodicidades de 6 a 7 anos e de 0,5 a 1,5 ano, respectivamente.
A figura 6.1.3 mostra as curvas de luz de OJ287 em 4,8, 8,0 e 14,5 GHz de 1969 a 2012.
Figura 6.1.3: Curvas de densidade de fluxo x tempo de OJ287 em 4,8 GHz, 8,0 GHz e 14,5 GHz de 1969 a 2012.
Nota-se que as frequências mais altas exibem maior amplitude de variabilidade e que existe correlação das curvas de luz nas três frequências.
Em 1989 foi detectado um mínimo em rádio assim como relatado por Valtonen et al. (1999.b). Conforme reportado na literatura, o mínimo em óptico detectado em 1998
não aparece nas frequências de rádio examinadas neste trabalho. No entanto, nota- se que ocorreu um mínimo mais cedo, entre 1995 e 1996.
Examinando-se o perfil de variabilidade das curvas de luz de OJ287 em rádio, nota- se a presença de um perfil complexo e não-uniforme que condiz com as observações feitas em óptico (VALTONEN et al. 1999.b e 2009) e em rádio (HUGHES et al. 1999). Isso é percebido principalmente nos períodos de maior atividade, onde há componentes de variabilidade rápida com menor amplitude.
A tabela 6.1.1 mostra os parâmetros da região de emissão rádio calculados conforme as equações 2.27 a 2.30 para a variação de densidade de fluxo tomada entre maio de 1995 e janeiro de 2003. Suas unidades foram modificadas de segundos para meses, de metros para parsecs e de radianos para milissegundos de arco (mas).
Tabela 6.1.1: Parâmetros calculados da região de emissão rádio de um evento de grande amplitude e período ocorrido entre maio de 1995 e janeiro de 2003.
(GHz) Smáx/S t (meses) var (meses) r var (pc) var ( mas ) Tb (K)
4,8 2,13 103 167,59 4,22 0,49 8,84E+11 8,0 2,34 103 91,21 2,30 0,26 1,37E+12 14,5 4,77 103 376,38 9,48 1,09 4,15E+10 O raio de variabilidade das maiores explosões variou de 2,30 a 9,48 pc, com temperatura de brilhância entre 1012 e 1010 K, respectivamente. A figura 6.1.4 mostra
a variação espectral desse evento onde nota-se que durante a ocorrência do evento de grande amplitude e período há um aumento da densidade de fluxo em todas as frequências.
A maior variação ocorre em 14,5 GHz. No cenário das frequências analisadas, a frequência de máximo passa de 8,0 GHz no período de mínimo para 14,5 GHz no máximo, retornando a 8,0 GHz no novo ponto de mínimo.
Figura 6.1.4: Variação espectral de um evento de grande amplitude e período. A curva de maio de 1995 é o mínimo que antecede o evento; julho de 1999 é uma data entre o mínimo e o máximo; em dezembro de 2003 ocorre o máximo; fevereiro de 2004 e junho de 2007 são datas posteriores à ocorrência do máximo.
Seriam necessários dados acima de 14,5 GHz para avaliar o cenário global e descobrir se 8,0 GHz é somente um máximo local ou se trata-se realmente da frequência de transição do regime opticamente espesso para o opticamente fino.
A tabela 6.1.2 mostra os parâmetros da região de emissão rádio calculados para a variação de densidade de fluxo tomada entre dezembro de 1984 e maio de 1985.
Tabela 6.1.2: Parâmetros calculados da região de emissão rádio de um evento de pequena amplitude e período ocorrido entre dezembro de 1984 e maio de 1985.
(GHz) Smáx/S t (meses) var (meses) r var (pc) var ( mas ) Tb (K)
4,8 1,75 5 6,71 0,17 0,02 8,75E+14 8,0 2,36 5 9,03 0,23 0,03 2,88E+14 14,5 2,19 5 8,40 0,21 0,02 1,45E+14
Neste caso o raio variou de 0,17 a 0,23 pc e a temperatura variou entre quase 1015 e
1014 K, respectivamente. A figura 6.1.5 mostra a variação espectral em um evento de
variabilidade rápida e menor amplitude onde nota-se que a densidade de fluxo aumentou primeiramente nas frequências mais altas. Isso pode ser observado entre dezembro de 1984 e fevereiro de 1985. Logo em seguida ocorreu a elevação da densidade de fluxo em todas as frequências. A queda da densidade de fluxo também inicia nas frequências mais altas.
1 10 100
1 10 100
Densidade de Fluxo (Jy)
Frequência (GHz) OJ287 - Espectro
evento de grande amplitude e período
mai/95 jul/99 dez/03 fev/04 jun/07
Figura 6.1.5: Variação espectral de um evento de variabilidade rápida e pequena amplitude. A curva de dezembro de 1984 é o mínimo que antecede o evento; fevereiro de 1985 é uma data entre o mínimo e o máximo; em maio de 1985 ocorre o máximo; junho de 1985 é uma data logo após a ocorrência do máximo.
A maior variação ocorre em 14,5 GHz, assim como no caso do evento de grande amplitude e período. Logo após junho de 1985 ocorreu uma nova explosão.
As figuras seguintes mostram o periodograma de Lomb e a transformada wavelet das curvas de luz da figura 6.1.3. Na discussão a seguir foram selecionados somente picos com nível de significância maior que 99% (designados pelos números 1, 2, 3 e 4).
Figura 6.1.6: Periodograma de Lomb da curva de luz de OJ287 em 14,5 GHz.
Os picos 1, 2, 3 e 4 da figura 6.1.6 correspondem a periodicidades de 93 meses (7,7 anos), 73 meses (6,1 anos), 46 meses (3,9 anos) e 21 meses (1,8 ano),
1 10 100
1 10 100
Densidade de Fluxo (Jy)
Frequência (GHz) OJ287 - Espectro
evento de pequena amplitude e período
dez/84 fev/85 mai/85 jun/85
respectivamente. Nota-se que os picos principais estão cercados por diversas estruturas secundárias.
A figura 6.1.7 mostra a transformada wavelet de Morlet da mesma curva de luz em 14,5 GHz.
Figura 6.1.7: Transformada wavelet de Morlet da curva de luz de OJ287 em 14,5 GHz.
O traçado das curvas de nível de significância é mostrado na figura 6.1.8.
Figura 6.1.8: Contornos dos níveis de significância da transformada wavelet de Morlet da curva de luz de OJ287 em 14,5 GHz. Vermelho corresponde ao nível de significância de 50%; azul corresponde ao nível de significância de 95%; verde corresponde ao nível de significância de 99%.
A transformada wavelet revela maiores detalhes e coloca o resultado do periodograma de Lomb em perspectiva.
A periodicidade de aproximadamente 1,6 ano (19 meses) detectada por Hughes et al. (1999) aparece entre 1988 e 1992.
A seguir surge a periodicidade de 6,1 anos (73 meses) entre 1993 e 1994. A figura 6.1.8 mostra como o seu nível de significância aumenta enquanto ela ganha definição. De 2003 em diante nota-se que a periodicidade continua existindo, porém seu período perde definição até o ponto em que ela se transforma na periodicidade de 3,9 anos (46 meses) que aparece no periodograma de Lomb. A partir daí o seu período continua crescendo e perdendo definição.
A periodicidade de 1,8 ano (21 meses) forma-se em meados de 2001. Ela aparenta ser parte da evolução da mesma periodicidade de 1,6 ano que torna a aparecer no final de 2008 após um “hiato” de aproximadamente 12 anos. O desaparecimento dessa periodicidade nesse intervalo de tempo dificulta a extração do seu possível período de evolução, apesar da análise conjunta dos contornos dos níveis de significância entre 1988 e 1992 e entre 2002 e 2011 sugerirem a sua existência. Conforme comentado no capítulo 4, a diferença principal entre os gráficos 6.1.6, 6.1.7 e 6.1.8 e os gráficos 4.11, 4.15 e 4.16 é que nestes últimos fora utilizada uma sequência de dados com uma quantidade menor de pontos (235 pontos), contra a série atual de 308 pontos de dados e a série que será examinada a seguir com 481 pontos.
A figura 6.1.9 mostra o periodograma de Lomb da curva de luz em 8,0 GHz.
Os picos 1, 2, 3 e 4 da figura 6.1.9 correspondem a periodicidades de 146 meses (12,2 anos), 31 meses (2,6 anos), 24 meses (2 anos) e 19 meses (1,6 ano), respectivamente. Da mesma maneira que no caso de 14,5 GHz, nota-se que os picos principais estão cercados por diversas estruturas secundárias, tornando o gráfico bastante “ruidoso”. Nota-se também a existência de duas periodicidades com períodos de aproximadamente 45 meses (3,8 anos) e 26 meses (2,2 anos) com nível de significância entre 95% e 99%.
A figura 6.1.10 mostra a transformada wavelet de Morlet da mesma curva de luz em 8,0 GHz.
Figura 6.1.10: Transformada wavelet de Morlet da curva de luz de OJ287 em 8,0 GHz.
O traçado das curvas de nível de significância é mostrado na figura 6.1.11.
O mapa de contornos de níveis de significância mostra uma periodicidade bem definida cujo período oscila entre 2,6 anos (31 meses) e 1,6 ano (19 meses). O período dessa oscilação entre 1971 e 1992 foi de aproximadamente 6 anos. A ausência dessa periodicidade entre 1992 e 2002 corresponde ao padrão detectado em 14,5 GHz. A periodicidade de 3,9 anos (47 meses) detectada em 14,5 GHz também foi detectada em 8,0 GHz. Neste caso, essa periodicidade apresenta período crescente e pouco definido tendendo ao período de aproximadamente 10 anos. A diferença é que ela aparece mais cedo, em 1985.
Figura 6.1.11: Contornos dos níveis de significância da transformada wavelet de Morlet da curva de luz de OJ287 em 8,0 GHz. Vermelho corresponde ao nível de significância de 50%; azul corresponde ao nível de significância de 95%; verde corresponde ao nível de significância de 99%.
A figura 6.1.12 mostra o periodograma de Lomb da curva de luz em 4,8 GHz.
Figura 6.1.12: Periodograma de Lomb da curva de luz de OJ287 em 4,8 GHz.
Nota-se que o periodograma de Lomb de 4,8 GHz é o menos ruidoso das três frequências analisadas.
Os picos 1, 2, 3 e 4 da figura 6.1.12 correspondem a periodicidades de 170 meses (14,2 anos), 93 meses (7,8 anos), 46 meses (3,9 anos) e 19 meses (1,6 ano), respectivamente.
A figura 6.1.13 mostra a transformada wavelet de Morlet da mesma curva de luz em 4,8 GHz.
Figura 6.1.13: Transformada wavelet de Morlet da curva de luz de OJ287 em 4,8 GHz.
Entre 1983 e 1984 forma-se uma periodicidade de 7,8 anos (93 meses) que se mantém ao longo do período de observação até 2008, quando seu período começa a aumentar.
O traçado das curvas de nível de significância é mostrado na figura 6.1.14.
Figura 6.1.14: Contornos dos níveis de significância da transformada wavelet de Morlet da curva de luz de OJ287 em 4,8 GHz. Vermelho corresponde ao nível de significância de 50%; azul corresponde ao nível de significância de 95%; verde corresponde ao nível de significância de 99%.
Nota-se que a periodicidade de 3,9 anos (47 meses) detectada em 14,5 GHz também foi detectada em 4,8 GHz. A diferença é que em 14,5 GHz ela apareceu somente em