Análise wavelet da variabilidade do quasar 3C 273

(1)

UNIVERSIDADE FEDERAL DO RIO GRANDE DO NORTE CENTRO DE CIÊNCIAS EXATAS E DA TERRA

DEPARTAMENTO DE FÍSICA TEÓRICA E EXPERIMENTAL PROGRAMA DE PÓS

-

GRADUAÇÃO EM FÍSICA

A

NÁLISE WAVELET DA VARIABILIDADE DO QUASAR

3C 273

N

ATHÁLIA

M

ATTOS

N

OVAES DA

R

OCHA

NATAL

-

RN

(2)

N

ATHÁLIA

M

ATTOS

N

OVAES DA

R

OCHA

A

NÁLISE WAVELET DA VARIABILIDADE DO QUASAR

3C 273

Dissertação de Mestrado apresentada ao programa de pós-graduação em Física do Departamento de Física Teórica e expe-rimental da Universidade Federal do Rio Grande do Norte como requisito parcial para obtenção do grau demestreem Física.

Orientador: Bruno Leonardo Canto Martins

Co-orientador: José Renan de Medeiros

NATAL

-

RN

(3)

Aos meus familiares.

Aos meus amigos.

(4)

A

GRADECIMENTOS

Toda a minha gratidão ao meu Deus que abriu todas as portas, cuidou de mim, e me deu toda a

força que eu precisei para realizar meu sonho.

Muito obrigada à minha família e aos meus amigos por estarem sempre me apoiando.

Muito obrigada ao meu querido orientador e amigo Bruno Leonardo Canto Martins por todo

seu cuidado e dedicação, por ter acreditado em mim, e por todos os conhecimentos à mim

trans-mitidos.

Muito obrigada ao meu co-orientador José Renan de Medeiros por todos os seus ensinamentos

e por todo o apoio à realização desta dissertação.

Muito obrigada à Jenny Paola Bravo Castrillón por todo o apoio e dedicação à realização dessa

dissertação, e por auxiliar com os espectros globais e locais da análise wavelet contidos nesta

dissertação.

Meus respeitosos agradecimentos aos membros da banca examinadora.

Muito obrigada aos meus queridos professores do mestrado, Juliana Mesquita Hidalgo

Fer-reira, Madras Viswanathan Gandhi Mohan, Luciano Rodrigues da Silva e Francisco George

Brady Moreira, e à CAPES pelo apoio financeiro.

Agradeço aos meus colegas de mestrado, em especial à minha querida Zaira Bruna.

Agradeço aos meus colegas da sala Mario Schenberg.

Agradeço aos meus colegas do Núcleo de Astronomia Observacional, Instrumentação e

Astros-tatísitica (NAOS).

(5)

“Dança corpo Flor celeste No berçário Das estrelas E eu menina

Beijo o céu com os olhos Presa à terra pelo pés (. . . )

A nossa sina é ser

Resina de estrela é quase Quase, quase um quasar Que anima

O coração do espaço. ”

(6)

Análise wavelet da variabilidade do quasar 3C 273

por

Nathália Mattos Novaes da Rocha

R

ESUMO

Descoberto em 1963, 3C 273 foi o segundo quasar identificado e catalogado no Terceiro Catálogo de Cambridge para rádio fontes, e o primeiro para o qual as linhas de emissão foram identificadas com uma sequência de hidrogênio desviada para o vermelho. Ele é o quasar mais brilhante da esfera celeste, o mais estudado, analisado, e com uma resultante abundância de dados disponíveis em uma vasta literatura. A análise precisa dos desvios das linhas espectrais de qua-sares, fornece informação suficiente para pôr em prova a variação das constantes fundamentais da natureza e similarmente da taxa de expansão do universo. A análise da variabilidade das curvas de luz desses corpos, e a consequente precisão das suas periodicidades, é de suma importância pois proporciona uma eficácia nas observações deles, possibilita uma maior compreensão dos seus fenômenos físicos, e torna factível a realização de observações espectrais em datas mais exatas (momentos nos quais suas curvas de luz apresentam picos acentuados e, por conseguinte, espec-tros mais ricos em informação). Na presente dissertação, vinte e oito curvas de luz do quasar 3C 273 são estudadas, abrangendo todas as faixas do espectro eletromagnético (da emissão rádio aos raios gama), totalizando na análise de quatro curvas de luz para cada faixa. Aplicamos o método da Transformada Wavelet Contínua utilizando uma função do tipo Morlet de ordem ω0 = 6, e

(7)

Wavelet analysis of the variability of the quasar 3C 273

by

Nathália Mattos Novaes da Rocha

A

BSTRACT

Discovered in 1963, 3C 273 was the second quasar identified and cataloged in the Third Cambridge Catalog for radio sources, and the first one for which emission lines were identified with a hydrogen sequence redshifted. It is the brightest quasar of the celestial sphere, the most studied, analyzed, and with a resulting abundance of data available in a vast literature. The accu-rate analysis of the deviations of the spectral lines of quasars provides enough information to put in evidence the variation of fundamental constants of nature and similarly the universe expansion rate. The analysis of the variability of the light curves of these bodies, and the consequent accuracy of their periodicity, is of utmost importance as it provides an efficiency of their observations, ena-bles a greater understanding of the physical phenomena, and makes it possible to conduct spectral observations on more accurate dates (when their light curves show pronounced peaks and therefore richer spectra information). In this master’s thesis twenty eight light curves from the quasar 3C 273 are studied, covering all the electromagnetic spectrum wavebands (radio emission to gamma rays), totaling in the analysis of four light curves for each waveband. We have applied the method of Continuous Wavelet Transform using the sixth-order (ω0 = 6) Morlet wavelet function, and

(8)

Lista de figuras

1.1 Classificação de Hubble. . . 6

1.2 Diagrama de Hubble . . . 7

1.3 Expansão cósmica . . . 8

1.4 Modelos de expansão do universo . . . 9

1.5 O universo inflacionário. . . 11

2.1 História do universo . . . 16

2.2 Galáxias hospedeiras de quasares . . . 19

2.3 Modelo estrutural para um quasar . . . 21

2.4 Modelo Unificado . . . 24

2.5 Classificação dos AGNs. . . 25

2.6 Linha de observação dos jatos relativísticos . . . 26

2.7 Distribuição de quasares . . . 28

(9)

2.9 Linhas de emissão do quasar3C273 . . . 36

2.10 Jato relativístico do quasar3C273 . . . 38

2.11 Expansão do jato relativístico do quasar3C273 . . . 38

2.12 Nós do jato relativístico do quasar3C273 . . . 39

2.13 Jato relativístico do quasar3C273em raio-X, rádio e óptico . . . 40

3.1 Exemplo de umawavelet. . . 45

3.2 Wavelet Morlet e transformada de Fourier . . . 51

3.3 Exemplo de curva de luz. . . 52

3.4 Exemplo de curva de luz do quasar3C273que encontra-se no banco de dados ISDC 53 3.5 Exemplo de mapa wavelet do quasar 3C 273 . . . 55

4.1 Distribuição média de energia espectral do quasar3C273 . . . 59

4.2 Propriedades variacionais do quasar3C273. . . 59

4.3 Cobertura temporal em função da frequência da base de dados ISDC.. . . 60

4.4 Curvas de luz do quasar 3C 273 em emissão rádio. . . 62

4.5 Espectros locais e globais do quasar 3C 273 em emissão rádio. . . 62

4.6 Curvas de luz do quasar 3C 273 em emissão milímetro e sub milímetro. . . 67

4.7 Espectros locais e globais do quasar 3C 273 em emissão milímetro e sub milímetro. 67 4.8 Curvas de luz do quasar 3C 273 em emissão infravemelha. . . 70

4.9 Espectros locais e globais do quasar 3C 273 em emissão infravermelha. . . 70

4.10 Curvas de luz do quasar 3C 273 em emissão óptica. . . 74

4.11 Espectros locais e globais do quasar 3C 273 em emissão óptica. . . 74

4.12 Curvas de luz do quasar 3C 273 em emissão ultravioleta. . . 77

(10)

4.14 Curva de luz do quasar3C273em emissão raio-X para a banda de 10KeV. . . 80

4.15 Curvas de luz do quasar 3C 273 em emissão raio-X para a banda de 20KeV. . . 81

4.16 Curvas de luz do quasar 3C 273 em emissão raio-X para a banda de 50KeV. . . 81

4.17 Curvas de luz do quasar 3C 273 em emissão raio-X para a banda de 100KeV. . . . 82

4.18 Espectros locais e globais do quasar 3C 273 em emissão raio-X. . . 82

4.19 Curvas de luz do quasar 3C 273 em emissão gama. . . 86

(11)

Lista de tabelas

3.1 Exemplo de dados gerados a partir de observações de luminosidade. . . 52

4.1 Dados observacionais em emissão rádio . . . 61

4.2 Resultados (nossos e da literatura) obtidos utilizando o método de análisewavelet

e resultados da literatura utilizando outros métodos para as seguintes bandas em emissão rádio: 8GHz, 15GHz, 22GHz, e 37GHz. . . 64

4.3 Dados observacionais em milímetro e sub milímetro . . . 66

para as seguintes bandas em emissão milímetro e sub milímetro: 0,8mm, 1,3mm,

2,0mm, e 3,3mm. . . 68

4.5 Dados observacionais para o infravermelho . . . 69

4.6 Nossos resultados obtidos utilizando o método de análisewavelet em emissão

in-fravermelha para as bandas L, K, H, J. . . 71

(12)

e resultados da literatura utilizando outros métodos para as seguintes bandas em emissão óptica: G, V, B, U . . . 75

4.9 Dados observacionais para as análises no ultravioleta . . . 76

e resultados da literatura utilizando outros métodos para as seguintes bandas em emissão ultravioleta: 3000Å, 1950Å, 1700Å, e 1300Å. . . 78

4.11 Dados observacionais para as análises em raio-X . . . 79

e resultados da literatura utilizando outros métodos para as seguintes bandas em

emissão raio-X: 10KeV, 20KeV, 50KeV, e 100KeV. . . 83

4.13 Dados observacionais para as análises em raios gama . . . 85

4.14 Nossos resultados obtidos utilizando o método de análisewaveletpara as seguintes

bandas em emissão gamma: 1MeV, 30MeV, 100MeV, e 1GeV. . . 87

(13)

Sumário

Agradecimentos ii

Resumo iv

Abstract v

Lista de Figuras viii

Lista de Tabelas x

1 Introdução 1

1.1 Modelos cosmológicos . . . 2

1.2 O universo em expansão . . . 4

1.3 A constante cosmológica . . . 11

(14)

2 Quasares 15

2.1 Descoberta . . . 17

2.2 Estrutura. . . 18

2.2.1 AGN . . . 18

2.2.2 Modelo unificado . . . 23

2.3 Propriedades . . . 26

2.3.1 Redshift . . . 27

2.3.2 Variabilidade . . . 29

2.3.3 Espectro. . . 32

2.4 O quasar 3C 273 . . . 34

3 Metodologia 42 3.1 Introdução histórica: transformada de fourier . . . 43

3.2 Transformadawavelet. . . 43

3.2.1 Transformadawaveletcontínua . . . 47

3.2.1.1 WaveletMorlet. . . 50

3.2.2 Análisewavelet . . . 51

3.2.2.1 Curvas de luz . . . 52

3.2.2.2 Espectroswaveletlocal e global. . . 53

4 Discussões e Resultados 57 4.1 Base de dados . . . 58

4.2 Análise e resultados . . . 60

4.2.1 Rádio . . . 60

(15)

4.2.3 Infravermelho. . . 68

4.2.4 Óptico. . . 72

4.2.5 Ultravioleta . . . 76

4.2.6 Raio-X . . . 79

4.2.7 Raios gama . . . 84

(16)

CAPITULO

1

Introdução

“Toda a minha vida, eu fui fascinado pelos grandes questionamentos com os

quais nos deparamos, e tenho tentado encontrar respostas científicas para

eles. Se, como eu, você olhou para as estrelas, e tentou fazer sentido do que

você vê, você também começou a se perguntar o que faz o universo existir.”

(Stephen W. Hawking, 1971)

(17)

Capitulo 1. Introdução 2

1.1 Modelos cosmológicos

Um modelo cosmológico viável para o universo deve ser simples de se descrever, apre-sentar simetrias ou propriedades especiais. Ele é definido ao se especificar parâmetros como, a geometria do espaço-tempo, a matéria presente e seu comportamento físico, e a interação da ometria do modelo com a matéria (a forma como a matéria determina a geometria, e como a ge-ometria determina o movimento da matéria). As relações de observação previstas pelo modelo devem ser comparadas a observações astronômicas para que ele seja considerado plausível (Ellis & van Elst 1999). Modelos com elevado grau de importância histórica influenciaram a astronomia do século XXI, dentre eles podemos citar a Revolução Copernicana, um arquétipo apresentado no século XVI, pelo astrônomo Nicolau Copérnico, a adaptação do modelo geocêntrico ao modelo heliocêntrico, mas, com a Terra em movimento.

A partir das ideias de Copérnico, nasceram novos conceitos e pensamentos. Somayaji Nilakantha e o nobre Tycho Brahe, no século XVI, propuseram um modelo híbrido dos modelos de Ptolomeu (modelo geométrico do Sistema Solar, baseado na cosmologia aristotélica) e Copérnico. Nele, os planetas Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno orbitam o Sol e este, por sua vez, orbita a Terra.

(18)

De acordo com a lei da gravidade de Newton, todos os corpos exercem atração mútua. Então, se o universo fosse realmente finito, este colapsaria em si mesmo. Einstein, no século XX, introduziu a teoria gravitacional na sua teoria da relatividade geral e havia chegado ao mesmo pa-radoxo de Newton. Suas equações demonstravam um universo expandindo ou colapsando devido a uma pequena perturbação na densidade de massa ou na distribuição de massa. Mas, motivado pelas baixas velocidades das estrelas então conhecidas, ele assumiu que a estrutura em larga escala do universo é estática. Dessa forma, ele apresentou seus resultados acrescidos de uma constante co-nhecida como a constante cosmológica (que cancelaria os efeitos dinâmicos da gravidade) (Peebles & Ratra 2003).

Em 1927, Lemaître, sacerdote belga, publicou um estudo onde abordou a hipótese do átomo primordial, uma singularidade conhecida hoje em dia comoBig Bang. Ele propôs o modelo

de um universo em expansão, fundamentado nos dados observacionais do astrônomo Edwin Powell Hubble. Essa teoria é erroneamente ligada a uma “grande explosão” e não descreve a criação, mas o ponto no qual o cosmos se desenvolveu. Aperfeiçoada por Fred Hoyle, uma teoria surgiu para contestar a teoria doBig Bang. Conhecida como a teoria do estado estacionário ou criação contínua,

ela defende a ideia de que as características gerais do universo não se modificam com o tempo. Nas décadas de1920e1930, Alexander Friedmann, George Lemaître, Howard P. Robert-son e Arthur Geoffrey Walker, de forma independente, chegaram à mesma métrica, atualmente conhecida como a métrica Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW); definida como

ds2 ₌₋_c2_dt2₊_a2₍_t₎

dx2

1₋kx2 +x

2₍_dθ2_{+ sin}2_θdφ2₎

, (1.1)

(19)

Os modelos que utilizam a métrica FLRW explicam a maior parte das propriedades do universo observável mas não descrevem um universo essencialmente real. Eles podem servir como modelos básicos devido às características suavizadas em larga escala do universo físico observável, mas necessitam de modificações para serem considerados reais. Esses modelos modificados são nomeadosquasi-FLRW. Eles podem ser utilizados para examinar a heterogeneidade e anisotropia

que surge durante a formação de estrutura em pequena escala, e isso pode ser comparado, em detalhe, com observações (Ellis & van Elst 1999).

1.2 O universo em expansão

A luz consiste em flutuações ou ondas no campo eletromagnético. Os diferentes com-primentos de onda da faixa do visível variam entre longos comcom-primentos de onda (próximos ao vermelho) e curtos comprimentos de onda (próximos ao azul). Um receptor capta o comprimento de onda emitido por uma fonte de luz (emissor) à distância constante. Mas se esta fonte de luz altera a sua distância em relação ao receptor, percebe-se uma modificação no seu comprimento de onda. Se o emissor afasta-se, ocorre um desvio para o vermelho do seu comprimento de onda. Se o emissor aproxima-se, ocorrerá um desvio do seu comprimento de onda para o azul. A relação entre o comprimento de onda e sua velocidade é conhecida como efeito Doppler-Fizeau e foi demons-trada em 1842 por Christian Doppler (para ondas sonoras) e aperfeiçoada em 1848 por Arman H. Fizeau (para ondas eletromagnéticas) (Hawking 1988). A partir desse conceito, muitos cientistas acreditavam que as galáxias estavam em movimento aleatório, que teríamos evidências de compri-mentos de onda desviados para o azul (blueshifted) na mesma proporção de comprimentos de onda

desviados para o vermelho (redshifted).

Para o caso não relativístico do deslocamento Doppler, onde, v << c , o deslocamento

para o vermelho, conhecido comoredshift(z), pode ser calculado da seguinte forma

z = ∆λ

λ =

v

(20)

em quev é a velocidade radial,λé o comprimento de onda ecé a velocidade da luz. Se∆λ < 0, temosv <0e o emissor aproxima-se do receptor; Se∆λ > 0, temos v >0e o emissor afasta-se do receptor.

Em1900 Percival Lowell, fundador do Observatório Lowell, encarregou Melvin Slipher de estudar espectros planetários. Ele determinou os períodos de rotação de Marte, Júpiter, Saturno e Urano. Em1912, na noite de17de setembro, obteve um espectro bem claro de Andrômeda. Sendo esta a primeira vez na qual o efeito Doppler-Fizeau foi aplicado ao espectro de uma “nebulosa”1_. Em1914, Slipher havia encontrado a velocidade radial de14nebulosas e apresentou seus resultados na reunião anual da Sociedade Astronômica Americana. Dentre os ouvintes de Slipher estava Hubble. Em1924, Hubble fez a sua primeira medida para5nebulosas e comprovou que a nossa galáxia não era única no espaço. O Universo seria composto de infinitas galáxias, e em1925Hubble classificou-as, agrupando-as de acordo com a sua aparência. Este agrupamento ficou conhecido como a sequência de Hubble (ver Figura1.1).

Em1929, Hubble publicou os resultados das suas observações. Neste artigo, ele declarou que quanto mais distante uma galáxia encontra-se de nós, maior a velocidade com a qual ela se afasta. Ele também pontuou que oredshift da galáxia (emissor) é igualmente proporcional à

dis-tância relativa ao observador (receptor). Ao catalogar as galáxias, ele percebeu que o movimento delas não era aleatório e seus espectros, em sua maioria, desviavam-se para o vermelho (Capozzoli 2005).

Na espectroscopia, a velocidade radial de um corpo é a velocidade na direção da linha de visada, isto é, a velocidade com a qual um corpo aproxima-se ou afasta-se de um observador. O estudo da velocidade radial na cosmologia é de fundamental importância, pois para corpos distantes ela é intrínseca à expansão do universo. Analisando a dependência do redshift das galáxias em

relação à distância até nós, Hubble chegou à seguinte equação

z = H0

c d. (1.3)

1_{Nessa época Andrômeda, assim como vários outros corpos atualmente designados como galáxias, eram}

(21)

Figura 1.1: Classificação de Hubble para as galáxias. (Fonte:Kormendy et al.(2009)).

OndeH0é uma constante de proporcionalidade entre a velocidade e a distância de

afasta-mento, conhecida como a constante de Hubble. Para o universo em expansão temos que

v =H0d; (1.4)

esta equação ficou conhecida como a lei de Hubble (ver Figura1.2) (Peebles & Ratra 2003). O universo está em expansão, e a distância entre duas galáxias quaisquer aumenta conti-nuamente com o tempo. Com esta descoberta, descartou-se a constante cosmológica de Einstein para o universo estático. Sendo assim, corpos que atualmente afastam-se uns dos outros, estiveram próximos no passado (Hawking 2001).

De acordo com estudos realizados pela NASA2_{, no primeiro segundo após o princípio do} cosmos, há cerca de 14bilhões de anos, a temperatura encontrava-se em torno de 5,5bilhões de graus Celsius. Partículas primordiais como nêutrons, elétrons e prótons decaíram e combinaram-se ao passo que o universo esfriou. Se voltarmos no tempo, a temperatura do universo sobe indefini-damente (ao menos até uma época inflacionária ou dominada pela quântica), onde o universo em seus primeiros estágios era uma mistura opaca de partículas elementares próximas ao equilíbrio que se combinaram para formar núcleos, átomos, e, em seguida as moléculas. A mistura esfriou e o

(22)

Figura 1.2: Diagrama de Hubble. Relação entre velocidade e distância. (Fonte: (Riess et al. 2005)).

universo expandiu, enquanto várias formas de radiação (radiação gravitacional, neutrinos, radiação eletromagnética) dissociaram-se sucessivamente e viajaram livremente através do universo (Ellis & van Elst 1999). A transição para o domínio da matéria ocorreu emz _∼104_{, mas o universo}

per-maneceu quente o suficiente para que o gás fosse ionizado, e o espalhamento elétron-fóton agrupou a matéria e a radiação. Em z _∼ 1200a temperatura caiu abaixo de3300K e os prótons e elétrons

recombinaram-se para formar o hidrogênio (Barkana & Loeb 2001).

Em1948,Gamowapresentou os primeiros estágios do universo. Ele propôs que a radiação gerada noBig Bangestaria presente hoje em dia à uma temperatura cerca de3Kelvins. A radiação prevista por Gamow, o eco da criação do universo, foi captada em1965por Arnold Penzias e Robert Wilson e é atualmente denominada radiação cósmica de fundo em micro-ondas. Esta descoberta provava a suposição feita em1922por Friedmann, no qual o universo seria homogêneo em qualquer direção (Hawking 1988). Sendo assim, essa radiação deveria variar, mesmo que pouco, se captada de diferentes pontos do cosmos. Foi então que em 1992 o Cosmic Background Explorer Satelite

(COBE3_{), detectou pequenas variações na radiação cósmica de fundo em micro-ondas. Logo, a} suposição de Friedmann é válida, mas para grandes escalas (ver Figura1.3).

(23)

Figura 1.3:Big Bange o universo em expansão. (Fonte: NASA).

O fator de escala que mede a taxa de expansão do universo, descrito na métrica FLRW, está relacionado aoredshiftda seguinte forma

1 +z = a(t0)

a(te)

(1.5)

ondea(t0)é o fator de escala no momento em que o objeto é observado ea(te)é o fator de escala

no momento em que a radiação foi emitida. Atualmente, admite-sea(t0) = 1.

Se a luz que chega das galáxias distantes é uma expressão do passado, seus redshifts

poderiam apresentar tais galáxias afastando-se de nós mais rapidamente do que se a sua velocidade de expansão tivesse permanecido constante (Capozzoli 2005). Em1962, Sandage4_{afirmou que o}

redshift de corpos cosmologicamente distantes mudam ao longo do tempo devido à expansão do

universo. Sendo assim, em um instante de tempot0 é medido umredshiftzda radiação emitida em

um instante de tempot. De semelhante forma, emt0+δt0 é medido umredshiftz+δzpara uma

radiação emitida emt+δt.

(24)

Figura 1.4: Modelos de expansão do universo. (Fonte: astro.if.ufrgs.br).

A taxa de expansão do Universo é expressa da seguinte forma

H(t) = a˙(t)

a(t), (1.6)

paraH(t0) =H0.

A taxa de expansão do universo em função doredshifté estabelecida como

H(z) = (1 +z)H0−z˙(z). (1.7)

Portanto, a variação doredshift(z˙) é

˙

z = dz

dt =H0(1 +z)−H(z). (1.8)

(25)

São atualmente aceitos três modelos de expansão baseados na métrica FLRW; fechado, aberto e plano. No modelo fechado (para o parâmetro de curvaturak= 1), o universo tem extensão

finita e expande-se até um certo ponto no qual estaciona e colapsa novamente em si próprio gerando um novo Big Bang. No modelo aberto (k = ₋1) o universo possui o formato de uma parábola, é infinito e, portanto, expande-se infinitamente. No modelo plano (k = 0), de forma análoga ao

segundo modelo, o universo expande infinitamente mas a taxa de expansão cai à zero após uma quantidade infinita de tempo (ver Figura1.4) (Ellis & van Elst 1999).

Em1981, o físico Americano Guthapresentou um modelo baseado noBig Bang,

conhe-cido como o universo inflacionário. Nele, muitas configurações iniciais teriam evoluído para o universo atual com uma taxa de expansão positiva. Guth afirmou que se a temperatura cair abaixo de um valor limite, sem que a simetria entre as forças seja quebrada, o universo atingiria um estado instável, com mais energia do que se a simetria houvesse sido partida. Um efeito antigravitacional surgiria, devido a essa energia extra, o que retomaria a idealização da constante cosmológica de Einstein (ver Figura1.5).

Um modelo completo do universo deve incluir uma descrição dos desvios da homogenei-dade, as chamadas perturbações. O mecanismo mais simples de geração de perturbações visíveis é a cosmologia inflacionária. Elas são geradas através da amplificação de perturbações quânticas que evoluem a escalas astrofísicas em consequência de uma rápida expansão (Lahav & Liddle 2014).

(26)

Figura 1.5: Modelo de Alan Guth para o universo inflacionário. (Fonte: astro.if.ufrgs.br).

Atualmente o modelo mais aceito por grande parte dos cosmólogos é o modelo que im-planta os conceitos de matéria e energia escura em sua métrica. Ele é descrito como essencialmente plano com perturbações iniciais gaussianas, adiabáticas e invariantes em escala (Lahav & Liddle 2014). Este modelo não descarta a constante cosmológica, mas substitui a sua concepção por ener-gia escura. Esta ideia surgiu na física de partículas, através da discussão das transições de fase do início do universo e através da busca de um cancelamento dinâmico da densidade de energia do vácuo (Peebles & Ratra 2003).

1.3 A constante cosmológica

Originalmente introduzida por Einstein como um novo termo em suas equações de campo gravitacional, a constante cosmológica (Λ) confronta astrônomos observacionais à existência de um possível termo adicional na equação que governa o fator de expansão do universo (Carroll et al. 1992).

H(t)2 =

˙

a(t)

2

= 8πG 3 ρM +

Λ 3 −

k

(27)

em queρM é a densidade de massa,a(t)é o fator de escala da taxa de expansão do universo, G é a

constante gravitacional5_{, e}_k_{é o parâmetro de curvatura do universo.}

A detecção de Λ teve início com a métrica FLRW, onde a expansão do universo é go-vernada por três parâmetros (evidenciados na Equação 1.9), a matéria, a constante cosmológica e a curvatura (k) do universo. Sendo a soma dos parâmetros normalizada à unidade. No entanto,

existe uma incerteza concernindo a constante cosmológica, é realmente necessária uma constante cosmológica positiva para se alcançar a propriedade unitária da soma dos parâmetros? Sabemos que as galáxias imediatamente fora do grupo local de galáxias, a megaparsecs6 _{de distância, estão} afastando-se de nós, em uma boa aproximação do fluxo homogêneo de Hubble. Sendo assim, uma constante cosmológica é introduzida para explicar este comportamento (Peebles & Ratra 2003).

O efeito deΛ >0direciona o universo à expansão exponencial infinita. Onde a possibili-dade de falha é remota mas é possível se a densipossibili-dade de matéria for tão grande que faça com que o universo colapse novamente antes que ele atinja um valor deΛgrande o suficiente para tornar-se significativo. Em particular, se Λ < 0, implica em um novo colapso inevitável, mesmo para um

universo espacialmente aberto, uma vez que o efeito deΛencontra-se em uma direção de atração e não de repulsão. SeΛ = 0, evidencia um modelo inflacionário, mas se torna incompatível com medidas anisotrópicas da radiação cósmica de fundo em micro-ondas (Carroll et al. 1992).

A representação da inflação assume que a expansão exponencial nos primeiros estágios do universo durou tempo suficiente para que cada parte do universo atual observável estivesse em contato entre si e posteriormente entrasse em processo de relaxamento. Após a inflação, em altos valores de redshift, a densidade de energia de campo é pequena o suficiente para não perturbar o

modelo padrão, para a origem dos elementos leves. Mas eventualmente essa densidade torna-se dominante e o universo age como se possuísse uma constante cosmológica que varia lentamente com a posição e o tempo (Peebles & Ratra 2003). Uma vez que as medidas das distâncias cósmicas dependem desta constante, elas influenciam diretamente nas propriedades físicas (tamanho, veloci-dade e luminosiveloci-dade) dos corpos celestes. Sendo assim, a medição da constante cosmológica está relacionada às tentativas de estabelecer modelos físicos de corpos distantes no universo, tais como lóbulos de rádio fontes, quasares, nuvens de gás que produzem linhas de absorção em quasares,

5_G= 6_,674287_x10−11m3Kg−1s−2.

(28)

fontes VLBI com movimento superluminal e fontes térmicas de raio-X em aglomerados de galáxia com altos índices deredshift(Carroll et al. 1992).

1.4 Motivação e objetivo

A história térmica do universo primordial nos ensinou muito sobre cosmologia, astrofísica e física de partículas, mas os recentes estudos da expansão do universo tem o potencial de ampliar nosso conhecimento concernindo sua geometria, dinâmica e composição (Linder 2002). Existem vários estudos recentes de corpos celestes que apresentam altos índices deredshift. Essas pesquisas

referem-se ao estudo da expansão do universo e à variação das constantes fundamentais da natureza (Lahav & Liddle 2014). Graças à sua enorme quantidade de radiação emitida em todos os compri-mentos de onda, os corpos celestes com um dos maiores valores deredshiftsão os quasares. Apesar

de estarem localizados a grandes distâncias na esfera celeste, são também um dos mais brilhantes. Dessa forma, são considerados faróis cósmicos, pontos de referência no universo.

A análise precisa dos desvios das linhas espectrais de quasares com grandes valores de

redshift, fornece informação suficiente para pôr em prova a variação das constantes fundamentais

da natureza e similarmente da taxa de expansão do universo. A análise da variabilidade das curvas de luz desses corpos, e a consequente precisão das suas periodicidades, é de suma importância pois proporciona uma eficácia nas observações deles, possibilita uma maior compreensão dos seus fenômenos físicos, e torna factível a realização de observações espectrais em datas mais exatas (momentos nos quais suas curvas de luz apresentam picos acentuados e, por conseguinte, espectros mais ricos em informação).

Descoberto em1963, 3C273 foi o segundo quasar identificado e catalogado no Terceiro Catálogo de Cambridge para rádio fontes e o primeiro para o qual as linhas de emissão foram identificadas com uma sequência de hidrogênio desviada para o vermelho. Após a sua descoberta, placas de observações datadas a partir de1887foram analisadas. Ele é o quasar mais brilhante da esfera celeste, o mais estudado, analisado, e com uma resultante abundância de dados disponíveis em uma vasta literatura. Deste modo, a presente dissertação tem por objetivo a análisewaveletda

(29)

desde a emissão rádio aos raios gama, afim de alcançar uma periodicidade mais exata do quasar 3C 273.

No segundo capítulo apresentamos uma descrição estrutural, onde fazemos um apanhado das principais propriedades do nosso objeto de estudo, os quasares (em específico, o quasar 3C 273). No terceiro capítulo, apresentamos uma breve explicação da técnica de análisewavelet. No

(30)

CAPITULO

2

Quasares

“Um astrônomo não pode realizar experimentos com os objetos do seu

es-tudo ou mesmo examiná-los diretamente. Suas informações são carregadas em

raios de luz do espaço cósmico. Por meio de instrumentos bem engenhosos,

e de interpretações não menos criativas (assim esperamos), podemos traduzir

essa luz em dados relativos a temperaturas, tamanhos, estruturas e

movimen-tos dos corpos celestes.” (Allan Sandage, 1959)

A transformação do universo do seu estado inicial, ao que conhecemos no presente, é marcada pela formação dos quasares e estrelas primordiais com um redshift da ordem dez _∼ 10 (ver Figura 2.1) (Barkana & Loeb 2001). Quasares têm seu nome derivado da expressão Quasi Stellar Radio Sources1(Matthews et al. 1965). Foram assim chamados pois, ao serem observados

pela primeira vez (em imagens ópticas), estes corpos exibiam uma aparência estelar azulada, em alguns casos, forte emissão rádio, e não exibiram nenhum sinal de galáxia hospedeira.

(31)

Capitulo 2. Quasares 16

Figura 2.1: Representação visual das várias fases da história do universo, onde podemos destacar o momento da formação das estrelas e quasares primordiais. (Fonte:Barkana & Loeb(2001)).

A uma distância muito grande, apenas a fonte nuclear de um quasar pode ser observada. A luz da galáxia na qual ele está inserido, devido ao seu tamanho angular pequeno e relativa fra-queza, não é visível no brilho intenso do núcleo. Por isso, os quasares aparentavam serem estrelas (Peterson 1997).

Em 1964, o astrofísico chinês Hong-Yee Chiu os apelidou de ‘quasar’. Esse termo não

foi bem aceito pelaAstrophysical Journal, masSchmidt(1970) justificou o seu uso e, desde então,

ele é utilizado na literatura de forma profissional (Kellermann 2013). Os quasares também são conhecidos comoQuasi-Stellar Objects2ou, por seu acrônimo, QSOs.

Por serem objetos de brilho intenso, os quasares são considerados pontos de referên-cia no espaço cósmico. Possuem altos índices de magnitude bolométrica3 _{(da ordem de} ₁₀44 _∼

1048_erg/s_{), são objetos compactos que emitem energia equivalente a mais de}₁₀₀ _galáxias

com-binadas, apresentam um excesso de emissão no ultravioleta, e suas linhas espectrais exibem altos índices de redshift (1 < z < 7). Podem ser observados em todos os comprimentos de onda,

encontram-se a bilhões de anos-luz de nós, sua extensão é medida em parsecs, e exibem variações em escala temporal com períodos de longo e curto prazo (Fernie 1977).

2_{Objetos Quase Estelares.}

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2.1 Descoberta

Em1958, naSolvey Conference, Victor Ambartsumian propôs que no centro das galáxias

existia “algo” além de estrelas. Ele concluiu que grande massa de material pré-estelar estava pre-sente em seus núcleos. Ainda em1929,Jeanssugeriu que os centros das ‘nebulosas’ eram pontos singulares nos quais massa seria continuamente gerada. Em1963,Hoyle & Fowlerconsideraram a existência de um objeto do tipo estelar com grande massa localizado no centro das galáxias. Mas quando fontes de emissão rádio foram descobertas, acreditava-se que esta emissão era gerada de-vido as estrelas da galáxia. Karl Jansky e Grote Reber propuseram que esta emissão rádio estava associada à Via Láctea, uma vez que a nossa Galáxia é composta por estrelas; por muitos anos, essas fontes foram chamadas de radio estrelas (Osmer & Shields 1999). A primeira proposta que as fontes de rádio poderiam ser extragalácticas e estariam associadas a objetos ópticos, procedeu de uma série de observações feitas porBolton et al.(1949). Em1963, a partir dos estudos publicados em forma conjunta porOke & Schmidt,Hazard et al. eGreenstein & Matthews, pôde-se concluir que tais objetos são extragalácticos e seusredshiftssão reflexo da expansão de Hubble.

Os quasares foram inevitavelmente descobertos na década de1960; uma vez que o avanço da radioastronomia na década de 1950, apoiada na escassez das observações na faixa do óptico, levou ao descobrimento de um novo mundo de altas energias. Em1960, Allan Sandage obteve a imagem de um objeto estelar com magnitude16e nebulosidade fraca, catalogado como3C48. Seu espectro apresentava linhas de emissão em comprimentos de onda desconhecidos. A sua fotometria mostrou que ele era variável e exibia um excesso em emissão ultravioleta. Após a sua descoberta, outros corpos semelhantes foram detectados e abriu-se um leque de possibilidades e oportunidades para a radioastronomia (Osmer & Shields 1999). A importância desse novo campo estava na apre-sentação de um aspecto totalmente novo do nosso Sol, da nossa Via-Láctea e mesmo do que existe no espaço intergaláctico e extragaláctico. Além disso, a radioastronomia ajuda a responder algu-mas das questões mais fundamentais da cosmologia, tornando possível ampliarmos nossa visão a distâncias longínquas nas profundezas do universo (Ryle 1956).

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luminosi-Capitulo 2. Quasares 18

dade dos quasares também indicou que eles poderiam servir de ponto de referência, uma vez que era possível serem detectados a distâncias extremas. Essas considerações forneceram motivações suficientes para os quasares serem explorados e suas propriedades estudadas e analisadas (Peterson 1997).

2.2 Estrutura

O avanço da tecnologia resultou em descrições mais detalhadas do contínuo, das linhas espectrais, da variabilidade e da morfologia dos quasares. Eles foram sub divididos em outros tipos e classes. Hoje em dia, essas subclasses são conhecidas como Active Galactic Nuclei4, (AGN)

(Kellermann 2013).

2.2.1 AGN

Logo após a descoberta dos quasares, foi sugerido que eles seriam alimentados por um disco de acreção de gás em um buraco negro supermassivo no centro das galáxias (Gaskell 1982). Houve um longo debate sobre se os quasares encontram-se apenas em um subconjunto de galáxias ou se todas as galáxias abrigam um quasar. Existem evidências dinâmicas de que buracos negros supermassivos residem no centro da maioria das galáxias que contém componentes esferoides subs-tanciais5_{, e que a massa dos buracos negros aumenta linearmente com a massa dos esferoides. Isto} sustenta a ideia de que a energia dos quasares, o aumento dos buracos negros supermassivos, e a formação de esferoides estão interligadas (Haehnelt & Kauffmann 1999). A sugestão de que bu-racos negros massivos residem no centro das galáxias e alimentam os quasares é datada da década de1960(Zel’dovich & Novikov 1965). O possível papel de núcleos ativos na formação e evolução de galáxias foi proposto porBurbidge et al.(1963), masEfstathiou & Rees(1988) são pioneiros na modelagem de quasares no contexto moderno das teorias de formação de galáxias.

4_{Núcleo de Galáxia Ativa.}

5_{Uma superfície quádrica em três dimensões obtida através da rotação de uma elipse ao redor de um de seus eixos}

(34)

Figura 2.2: Galáxias hospedeiras de quasares com pouca emissão em rádio (radio-quiet) e grande emissão em rádio

(radio-loud) captadas pelo HST. (Fonte: www.astr.ua.edu).

A acreção de gás resulta em um disco, e a formação de uma galáxia está intrínseca à formação de um buraco negro em seu centro (Barkana & Loeb 2001). Estudos das galáxias hospe-deiras dos quasares em baixos índices de redshift (no infravermelho e utilizando o Hubble Space Telescope - HST6), indicam que quasares luminosos residem, em sua maioria, em galáxias

elípti-cas, e que a luminosidade da galáxia hospedeira está correlacionada com a luminosidade do quasar (ver Figura2.2). Escalas temporais de acreção menores expressam que quasares luminosos podem estar localizados em galáxias hospedeiras menores (Haehnelt & Kauffmann 1999).

O termo AGN refere-se à existência de fenômenos energéticos nos núcleos de galáxias, e podem não ser atribuídas diretamente à presença de estrelas (Peterson 1997), mas existem evi-dências da conexão entre AGNs e formação estelar próximo ao centro dos buracos negros centrais. A luminosidade de AGNs individuais exibe uma fraca ou ausente correlação com as propriedades das suas galáxias hospedeiras, mas a acreção dos buracos negros possui uma ligação direta com a formação estelar das galáxias (Hickox et al. 2014). Vários estudos apoiam essa teoria, e concluem que cerca de30% à50% dos AGNs estão associados à formação de estrelas jovens. Este fenômeno pode ser uma consequência natural do fato que os AGNs necessitam de gás como seu combustível,

(35)

e que em algumas galáxias o gás tende ao núcleo devido a uma interação ou evolução secular ( Da-vies et al. 2007). Quanto maior a velocidade do gás em movimento, mais próximo ele se encontra do centro do AGN. Isto implica na aceleração radioativa ser menos importante do que a gravidade e rotação. Essa informação dinâmica suporta a conexão da variabilidade dos AGNs com a massa do buraco negro central, fundamentando que movimentos radiais não são dominados pela velocidade de campo (Ulrich et al. 1997).

Kauffmann et al. (2003) examinou uma amostra de 22.623 AGNs disponíveis no Sloan Digital Sky Survey7 e concluiu que, quase exclusivamente, os AGNs possuem distribuições de

tamanho, densidade de massa de superfície estelar, e concentrações similares às das galáxias mais antigas, e residem em galáxias massivas. As galáxias hospedeiras de AGNs com grande intensidade luminosa são compostas de estrelas mais jovens. Já as galáxias hospedeiras de AGNs de baixa intensidade luminosa, possui uma população estelar mais antiga. As estrelas mais jovens não se concentram no núcleo da galáxia, mas podem ser observadas espalhadas a quiloparsecs de distância do núcleo.

Shields(1977, 1978) propôs um modelo de quasares no qual material é expelido por ra-diação ionizada, emitida próxima ao centro do disco de acreção, atingindo o disco em um raio de aproximadamente1016,5_cm_{. Em sua estrutura, o AGN exibe um disco de acreção, produz emissão}

contínua não térmica, e pode, ou não, liberar energia em forma de jatos relativísticos (diametral-mente opostos), que emergem dos pólos do buraco negro supermassivo localizado no centro da galáxia hospedeira (ver Figura 2.3) (Dopita 1999; Rees 1984). Os jatos são fluxos colimados de matéria, originam-se na região próxima ao núcleo e são ejetados na direção do eixo de rotação do disco de acreção junto com as linhas de campo magnéticas ancoradas ao disco (indicando que eles são produzidos por combinação rotacional e magnética) (Meier et al. 2001). O seu estudo é de grande importância para a compreensão da física desses corpos. Como um dínamo, o disco de acreção gera uma magnetosfera rotacional, o plasma atinge velocidades relativísticas e colima fora do cilindro luminoso. Quasares com altas taxas de acreção exibem velocidades superluminais (Camenzind 1991).

(36)

Figura 2.3: Modelo estrutural para a geometria, taxonomia (classificação), cinemática e física de um quasar. (Fonte:

Elvis(2000)).

Uma outra característica dos AGNs, são seus espectros. Ao contrário das estrelas e ga-láxias, os espectros dos AGNs não podem ser descritos em termos da emissão de radiação do corpo negro em uma temperatura singular, ou como uma combinação sobre um pequeno alcance na temperatura (Peterson 1997). Alguns AGNs apresentam linhas de Balmer com picos duplos, interpretados como sendo a assinatura de dois buracos negros que orbitam entre si (resultantes da fusão de duas galáxias com buracos centrais) (Ulrich et al. 1997).

Os buracos negros supermassivos binários (BNSB) são objetos de importância peculiar. Um corolário da teoria da formação de galáxias é a coexistência de dois buracos negros massivos em uma galáxia, que surge a partir da fusão entre duas galáxias menores (Cuadra et al. 2009;

(37)

Interferometry(VLBI8). Uma forma de detecção desse sistema ocorre através de uma variabilidade

modulada, causada, por exemplo, por perturbações em seu disco de acreção ou precessão dos jatos relativísticos (se eles estiverem presentes) (Graham et al. 2015). Podemos observar no espectro de um BNSB, que as linhas de perfil são duplas. Se ambos os membros do BNSB são AGNs, e a separação entre eles é grande o suficiente, tal qual a velocidade mútua das suas órbitas é pequena (se comparada com a largura da sua linha de emissão), o deslocamento entre suas respectivas linhas de perfil será pequeno se comparado com suas larguras intrínsecas e de difícil discernimento. Mas se a separação entre eles é pequena (suficiente para produzir uma maior velocidade orbital), as regiões de linha de emissão de ambos se sobrepõem e as linhas respondem ao potencial gravitacional combinado e a radiação de ionização de ambos os buracos negros (Roedig et al. 2014).

Em resumo, temos que a descrição estrutural dos AGNs pode ser interpretada da seguinte forma: no centro observa-se um disco de acreção em torno de um buraco negro supermassivo for-temente ativo; o qual é responsável pelos fenômenos energéticos observados em decorrência da intensa emissão de radiação (Urry & Padovani 1995). A emissão em rádio é consequência de um processo sincrotrônico, uma espécie de motor central dessas galáxias. Este processo produz gran-des quantidagran-des de elétrons energéticos, viajando a velocidagran-des superluminais, e no instante em que encontram um campo magnético, espiralam em torno dele e perdem energia (Capozzoli 2005). As nuvens de gás de alta densidade se movem a velocidades Keplerianas com uma luminosidade que depende da sua distância ao buraco negro central, possuem uma estrutura empoeirada simétrica sobre um eixo, com dimensão dependente da luminosidade (torus9), gás ionizado de baixa

densi-dade que se estende dotorusa milhares de parsecs, um disco de massa molecular muito fino com

o tamanho semelhante ao do torus, e um jato central geralmente associado à emissão em raio-X

(Netzer 2015). O disco de acreção é um plasma opticamente espesso onde predomina a emissão em raio-X e ultravioleta. O buraco negro central emite intensa radiação e parte dessa matéria é ejetada (por conservação de momento angular) em forma de jatos, uma vez que ele acelera espiralando no disco de acreção e atua como um dínamo (de Fátima Oliveira Saraiva 2004). Após a formação do buraco negro central, ele é continuamente alimentado por gás proveniente da fusão de galáxias, e esse processo pode impulsionar uma explosão ou um quasar (Barkana & Loeb 2001).

8_{Interferometria de Linha de Base Muito Longa.}

(38)

2.2.2 Modelo unificado

Compreender a evolução cosmológica de um buraco negro supermassivo é a chave para entender a evolução das galáxias. Isto requer dados confiáveis das luminosidades e funções de massa, e dependem diretamente da compreensão das várias subclasses e da classificação dos AGNs (Netzer 2015). Na tentativa de elucidar a relação entre as subclasses de AGNs e classificá-las, foi desenvolvido um modelo, conhecido como ‘modelo unificado’ (Capozzoli 2005).

O esquema de unificação utiliza dois parâmetros para combinar os subgrupos dos AGNs: a inclinação do torusem relação a linha de visada, e a luminosidade da fonte. Ele é dividido em

duas categorias, os do tipo1: com emissão forte em rádio (radio-loud), e os do tipo2: com emissão

fraca em rádio (radio-quiet) (Capozzoli 2005;Urry & Padovani 1995;Barthel 1989). Na Figura

2.4temos a representação dos tipos de AGNs de acordo com a forma como eles são observados, e na Figura2.5temos a esquematização da classificação dos tipos de AGNs existentes.

Recentemente foi sugerido um novo modelo. Ele refere-se à ideia de que a diversidade das propriedades dos AGNs pode ser explicada por um número pequeno de parâmetros físicos. De acordo com a proposta do novo modelo, os AGNs devem ser separados em duas categorias: tipo1 (os que emitem forte radiação), e tipo2(os que possuem jatos). O primeiro grupo é composto por

seifertse quasares;10%das fontes desse grupo são radio-loud. O segundo grupo é composto por

rádio galáxias de baixa luminosidade e LINERs (Low Ionization Nuclear Emission-line Regions10);

a massa dos buracos negros desse grupo são maiores, se comparadas com as do primeiro grupo. Os LINERs não estavam presentes na classificação antiga do modelo unificado; eles são AGNs carac-terizados por apresentar ionização baixa, linhas de emissão estreitas (oriundas de gases ionizados por uma fonte não estelar), e dividem-se em dois subgrupos: tipo1(linhas largas de emissão) e tipo 2 (linhas estreitas de emissão). Alguns, mas não todos os LINERs, apresentam fontes de raio-X e ultravioleta. Outro grupo de AGNs que merece destaque, são osLineless(com linhas fracas de

emissão). Este grupo divide-se em dois subgrupos: tipo1(fontes com baixa luminosidade), e tipo 2(fontes com alta luminosidade) (Netzer 2015).

(39)

Figura 2.4: Esquematização das várias classes de AGNs e suas componentes estruturais. Em que: BL Lac - BL

Lacer-tae; NLRG -Narrow-line Radio Galaxies(Rádio Galáxias de Linhas Estreitas); FSRQ -Flat-spectrum Radio Quasars

(Quasares Com Pouca Emissão Rádio); BLRG -Broad-line Radio Galaxies(Rádio Galáxias de Linhas Largas); FR

-Fanaroff-Riley. (Fonte:Beckmann & Shrader(2012)).

Para um AGN ser considerado um quasar, o jato relativístico deve estar inclinado a um ângulo menor que45o _{da linha de visada do observador (}_{Barthel 1989}_{). A diferença fundamental}

entre seifertse quasares é a quantidade de radiação emitida por suas fontes compactas. No caso

de uma seifert, a energia total emitida pela fonte nuclear, em comprimentos de onda do óptico, é

comparada à energia emitida por todas as estrelas da galáxia. Em um quasar típico, a fonte nuclear é mais brilhante do que as estrelas por um fator de 100 ou mais. O tipo estelar encontrado nas galáxias hospedeiras das seiferts do tipo 2 são similares ao tipo estelar encontrado nas galáxias hospedeiras dos quasares com mesma luminosidade e redshift(Kauffmann et al. 2003). Quasares

do tiporadio-quiet são vinte vezes mais numerosos do que os do tiporadio-loud. Sendo assim, ao

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Figura 2.5: Esquematização dos AGNs e suas subclasses. Em que: OVV - Optically Violent Variable(Variáveis

Opticamente Intensas).

Blazaré um tipo de AGN cujo espectro é dominado por emissão não térmica, produzida

graças à presença de um jato relativístico com pequena angulação em relação à linha de visada (ver Figura2.6). A distribuição de energia espectral dosblazarsé composta de duas componentes

não térmicas: uma de baixa energia, que se estende do rádio ao ultravioleta, e uma componente de grande energia que compreende as bandas de raio-X e raios gama. Dentre os principais mecanismos da produção de raios gama, podemos destacar: radiação Compton (sincrotrônica), espalhamento Compton externo, radiação sincrotrônica dos prótons, e interações fotohadrônicas (interação da luz com hádrons11_{) (}_{Petropoulou & Dimitrakoudis 2015}_{). É importante destacar que a maior diferença} entreblazarse quasares não é a orientação da sua observação, mas a presença de umblue-bump12

e linhas de emissão nos espectros dos quasares, e uma fonte de emissão sincrotrônica em rádio e milímetro, e a presença de jatos relativísticos parablazars(Courvoisier 1998).

11_{Partículas elementares que relacionam-se através de interação forte.}

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Figura 2.6: Representações dos AGNs de acordo com o ângulo da linha de observação dos jatos relativísticos; 0o

= _Blazars, entre 30o e 60o =Quasares e _Seiferts do tipo1, 90o = Rádio Galáxias e _Seifertsdo tipo 2. (Fonte:

www.whatsnextnetwork.com).

2.3 Propriedades

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2.3.1 Redshift

Uma forte evidência de que todos os corpos no universo estão se afastando é a presença doredshift nos espectros da maioria deles; mas vale salientar queredshifté um efeito de dilatação

temporal, e estará em todas as observações de uma fonte, não apenas em seu espectro. (Ellis & van Elst 1999). Quando o espaço entre os corpos do universo em expansão aumenta, o comprimento de onda da radiação emitida por estes objetos tende a crescer proporcionalmente. Uma medida direta da expansão do universo é o cálculo do desvio do redshift (z˙). Este método é qualitativamente diferente de todas as outras observações cosmológicas, e oferece uma abordagem totalmente inde-pendente e única à exploração da história da expansão do universo. z˙ é um pequeno e sistemático desvio em função do tempo de uma fonte cosmológica distante observada hoje em dia. Este efeito ocorre como consequência da desaceleração ou aceleração da expansão, isto é, pela mudança no parâmetro de Hubble (H) (Liske et al. 2008).

A detecção de quasares com grandes valores de redshift é de extrema importância, pois

fornece o limite da formação de grandes estruturas do universo primordial, e provê informação sobre a formação dos elementos pesados (os quais estão presentes em seus espectros) (Peterson 1997). A frequência de um quasar, que afasta-se de um observador, diminui devido a expansão do universo, e se oredshifté a medida da distância de um objeto, a luminosidade de um quasar deve

ser extraordinariamente grande, uma vez que apesar de encontrar-se à distâncias significativas, o brilho e luminosidade dos quasares é exorbitante (Courvoisier 1998). O declínio na abundância de quasares brilhantes é resultante da deficiência de galáxias massivas em altos índices deredshift.

Consequentemente, a luminosidade média dos quasares diminui com o aumento do redshift(

Bar-kana & Loeb 2001). Em baixos índices de redshift, quasares com grandes valores de magnitude

residem, em sua maioria, em galáxias luminosas (Haehnelt & Kauffmann 1999). Um fator impor-tante é que o universo é altamente ionizado em baixos índices deredshift, caso contrário, a radiação

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Figura 2.7: Distribuição de quasares DR7 (Sloan Digital Sky Survey Data Release 7). Gráfico da luminosidade versus redshift(Fonte:Shen et al.(2011)).

Na Figura2.7temos uma relação entre a luminosidade e oredshiftde uma amostra de

qua-sares selecionados peloSloan Digital Sky Survey(SDSS). Na lateral esquerda e na parte inferior da

figura observamos os histogramas para a luminosidade e redshift, respectivamente. Os pontos da

cor preta são quasares uniformemente selecionados, os pontos da cor cinza são quasares seleciona-dos por uma variedade algorítmica, ou de forma casual. Os pontos da cor vermelha são quasares do tipoQSOHIZ (High-redshift Quasars13) selecionados uniformemente porRichards et al.(2002).

Uma possível explicação da evolução dos quasares é o fato da taxa de fusão entre galáxias aumentar com oredshift. A formação desses corpos se deu muito tarde; a densidade numérica de

eventos de fusão que produzem buracos negros com 1010 _{massas solares decai em altos índices}

de redshift, e a densidade numérica de fusões formando buracos negros menores aumenta com

altos índices de redshift (Haehnelt & Kauffmann 1999). Os primeiros quasares possuíam valores

de redshift comparáveis aos de aglomerados de galáxias. Com o refinamento das técnicas, mais

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quasares foram descobertos e assim, a taxa dos valores de redshift detectados também aumentou

(Peterson 1997;Courvoisier 1998). Hoje em dia o quasar com maior valor de redshifté o ULAS

J1120 + 064comz = 7.1(Mortlock et al. 2011). No entanto,Ultra-Luminous Infrared Galaxies14

(ULIRGS) emitem mais energia no infravermelho do que todos os outros comprimentos de onda combinados e são, atualmente, os objetos mais distantes e luminosos do universo, com valores de

redshiftz _∼10(Kellermann 2013).

2.3.2 Variabilidade

A variabilidade dos corpos do universo é proveniente da sobreposição de eventos alea-tórios. As características de um evento (curva de luz, amplitude, e escala temporal), resulta da combinação de processos complicados. A variabilidade dos AGNs é uma ferramenta importante para investigar os processos de emissão deles (Wagner & Witzel 1995). Há muito, os quasares são conhecidos por serem fontes de variabilidade em todos os comprimentos de onda. Sua variabili-dade ótica (em consequência de uma varievariabili-dade de mecanismos físicos) é estatisticamente descrita em termos de um modelo de caminhada aleatória amortecida. A recente disponibilidade de grandes coleções de séries temporais astronômicas de medições de fluxo (curvas de luz), oferecem novos dados para uma exploração sistemática da variabilidade de quasares. Na busca por variabilidade periódica, são atualmente confirmadas, por espectroscopia, as curvas de luz de 247 mil quasares (Graham et al. 2015). A variabilidade dos quasares pode resultar de microlensing15 provenientes

de corpos compactos em galáxias que interferem nas observações (Ulrich et al. 1997).

Não é possível compreender a formação dos jatos relativísticos em AGNs, sem a inclusão de efeitos magnéticos. A colimação dos jatos é quase perfeita, resultando em pequenos ângulos de abertura nos regimes onde os feixes são balísticos16_{. Essa condição é satisfeita pelos jatos dos} quasares, a pelo menos um quiloparsec da fonte central. Flares17 quase periódicos são visíveis se

a pequena abertura não estiver em movimento. Para isso, os jatos hidrodinâmicos precisam estar estabilizados (jatos magnetizados são, em geral, estabilizados).

14_{Galáxias Ultra Luminosas no Infravermelho.}

15_{Fenômeno astronômico decorrente do efeito de lentes gravitacionais.} 16_{A trajetória não pode ser modificada.}

(45)

Nas partes mais internas do jato, instabilidades podem crescer e podem levar ao surgi-mento de ‘bolhas’ não simétricas, que são carregadas pelos jatos de plasma. O disco magnético é outra fonte para a formação das bolhas, e a injeção delas, em jatos relativísticos, pode explicar a micro-variabilidade na emissão óptica e em rádio. Neste modelo, a rápida variabilidade é uma consequência da dependência temporal do ângulo da linha de visada e da velocidade vetorial do nó do jato. Este efeito só é visível nas estruturas não estáveis do interior dos jatos. Alguns quasares apresentam uma quase periodicidade no óptico, e no rádio, e em geral sua variabilidade é mais relevante em altas frequências, com escalas temporais mais rápidas. As escalas temporais referen-tes às mudanças no brilho são consideradas maiores na frequência rádio. A observação de quase periodicidade em quasares é uma determinação direta das massas centrais e da abertura dos jatos. São estimados períodos da ordem de dias para buracos negros com10massas solares, e como os quasares possuem maior massa, consequentemente, maiores períodos. (Camenzind 1991).

Existem dois tipos de variabilidade, a extrínseca e a intrínseca. No primeiro tipo, ela modifica não apenas a sua estrutura, mas também altera o seu comportamento espectral. Tanto a absorção da variabilidade ao longo da linha de visada, quanto a deflexão da luz, podem causar esse tipo de variabilidade. Na variabilidade intrínseca, mudanças no fluxo correspondem às mudanças significativas na luminosidade da fonte (Wagner & Witzel 1995).

O estudo da variabilidade de AGNs apresenta algumas características específicas, dentre elas, a escala temporal. Os AGNs do tipo radio-quiet apresentam variabilidade em todas as

es-calas temporais. Ela depende do comprimento de onda, e existem correlações entre as variações das bandas de energia, assim como limites astrofísicos importantes para os atrasos temporais entre essas variações (Ulrich et al. 1997). Em raio-X foram reportadas escalas temporais curtas (alcan-çando a ordem de100segundos). No óptico essa ordem aumenta para1.000segundos, e em rádio 10.000segundos. A aparente dependência da frequência das escalas temporais mais curtas é uma consequência da estatística dos fótons e precisão das medidas (Wagner & Witzel 1995).

A variabilidade intraday, ou micro-variabilidade, é um fenômeno frequente em quasares

eBL Lacs. Ela apresenta pequena amplitude em comprimentos de onda em centímetros, e escalas

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varia-Capitulo 2. Quasares 31

bilidadeintraday(Antonucci 1993). Não está claro se a micro-variabilidade possui alguma relação

com a longa variabilidade, e não existe evidências claras da correlação entre variabilidadeintraday

e momentos de grande intensidade dos quasares. Fontes apresentaram períodos com e sem micro-variabilidade, ambos durante fases de pequenos e grandes níveis de fluxo. Existe pouca evidência de variabilidade intraday em quasares do tipo radio-quiet, e ainda não está claro se esse tipo de

variabilidade tem relação com as rápidas variações em objetos do tiporadio-loud, ou se representa

a grande frequência das variações do final do contínuo, as quais estão relacionadas à variabilidade térmica do disco de acreção. A variabilidadeintradayem quasares é uma ferramenta importante,

e aumentar nossa confiança nessa ferramenta, depende diretamente do nosso conhecimento dos fenômenos envolvidos (Wagner & Witzel 1995).

A variabilidade em rádio pode ser explicada através da propagação de choques que ocor-rem no interior dos jatos de plasma. Mas como os primeiros modelos foram idealizados para ajustar-se a variações lentas, escalas temporais mais curtas só poderiam ser explicadas para peque-nas regiões ópticas se os choques entrassem em regiões de turbulência. As escalas temporais de variabilidade para o rádio são da ordem de anos (apresentando correlações em todas as bandas), com algumas exceções em escalas temporais menores (Wagner & Witzel 1995). Isto indica que a emissão, próxima ao infravermelho, em alguns quasares radio-quiet é de fonte não térmica. Para

AGNs próximos, essas variações, quando detectadas, possuem amplitudes menores, com escalas temporais maiores, se comparadas às variações que ocorrem no óptico, e são responsáveis pela resposta lenta da poeira que circunda a fonte central para variações em larga escala de grandes amplitudes do fluxo ultravioleta (Ulrich et al. 1997). Estudos de micro-variabilidade no óptico se estendem para o infravermelho próximo e apresentam amplitudes similares, com escalas tempo-rais de meses e dias, e em alguns casos, fontes que tendem ao azul quando seu brilho intensifica. As escalas temporais não estão correlacionadas com a luminosidade ou com o redshift, mas as

amplitudes de variabilidadeintradayaumentam com a luminosidade (Wagner & Witzel 1995).

O formato do contínuo óptico-ultravioleta sempre intensifica quando o núcleo do AGN energiza (seu brilho sofre variações). Essas mudanças em seu espectro, ocorrem devido ao blue-bump ser parte fundamental do contínuo nesses comprimentos de onda (Ulrich et al. 1997). A

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apresentam variabilidade com valores de escalas temporais da ordem de até poucas horas. Variações intensas são observadas em AGNs na faixa do raio-X. As fontesradio-loud eradio-quiet

apresen-tam variações substanciais em escalas temporais com valores menores que um dia, e observações em raios gama tornaram-se possíveis com a construção do Compton Gamma Ray Observatory18.

Um dos seus principais resultados é que a maior parte dos corpos detectados, entre 100M eV e

1GeV, são fontes radio-loud que emitem variabilidade intraday no óptico, em rádio e em raios

gama (Wagner & Witzel 1995).

Blazarsapresentam emissão muito intensa em raios gama (GeV, e em alguns casos TeV),

com grande variabilidade. Na distribuição espectral desses corpos celestes ocorre o surgimento de dois picos intensos característicos. Onde o segundo pico decai em relação ao primeiro quando o Blazar é observado em altas frequências. Uma possível origem para a emissão em raios gama

é o espalhamento Compton de fótons com energias menores, produzido pelos mesmos elétrons relativísticos que geram a componente de baixa frequência (Ulrich et al. 1997).

2.3.3 Espectro

Um fenômeno de absorção no espectro do plano de fundo dos quasares é a floresta de Ly-α

produzida por uma hierarquia de estruturas gasosas, a qual está distribuída no espaço intergaláctico (Carroll et al. 1992). Pode ser observado em comprimentos de onda ultravioleta e no óptico, e seu alcance vai desde o universo local até grandes valores de redshift. Hidrogênio intersectado

pela linha de visada de um quasar origina uma absorção do contínuo do quasar por uma linha de ressonância do ultravioleta da floresta de Ly-α. Em um universo em expansão, homogeneamente

revestido de gás, as linhas de Ly-α, desviadas para o vermelho, produzem uma absorção na porção

azul das linhas de emissão dos quasares. Uma pequena quantidade das linhas da floresta, não são decorrentes do hidrogênio, mas são provenientes de transições do ultravioleta oriundas dos íons de elementos pesados e metais. É possível que, a absorção da floresta de Ly-α com altos índices de

redshiftseja a assinatura observacional da matéria bariônica através da história do universo (Rauch

1998).

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As florestas de Ly-αreferem-se à multiplicidade de linhas de absorção observadas no

es-pectro de todos os quasares em larga escala. No entanto, estima-se que algumas destas estruturas (dependendo do redshift), tenham se separado do fluxo de Hubble e tenham colapsado sob a

in-fluência de poços potenciais locais. Elas são o principal alvo para um experimento de desvio de

redshift. Assumindo-se observações com ruído, a precisão com a qual a mudança da velocidade

radial entre dois espectros de um mesmo objeto pode ser determinada, depende da nitidez das ca-racterísticas espectrais relevantes e da relação sinal ruído (S/N). A densidade numérica das linhas de absorção as quais constituem a floresta de Ly-α depende fortemente do redshift (Liske et al.

2008).

Uma das principais características dos quasares é a sua ampla distribuição de energia es-pectral. Estão entre os objetos mais luminosos da esfera celeste, emitem radiação em todos os comprimentos de onda e seu espectro é explicado através de processos não térmicos (radiação sin-crotrônica) (Peterson 1997). Independente das florestas de Ly-α, todos os espectros de quasares

apresentam grande ordem de linhas de hidrogênio e uma variedade de linhas de absorção (Liske et al. 2008).

No final da década de1960, linhas de absorção foram detectadas graças às altas resoluções e a razão sinal-ruído (S/N) do espectro dos quasares. As linhas de absorção são mais estreitas que as linhas de emissão e são detectadas em redshiftsmenores do que os redshiftsdas linhas de

emissão. Estas linhas são, em sua maioria, não associadas ao material pertencente aos quasares. Por tanto, os quasares são pontos de referência como fontes luminosas de plano de fundo nas quais outras estruturas podem ser detectadas (Peterson 1997). Eles são mais eficientes do que as estrelas quando se trata da ionização do hidrogênio intergaláctico (pois o seu espectro de emissão é mais eminente). A eficiência radioativa do fluxo de acreção dos quasares é maior em uma ordem de magnitude em relação à das estrelas, eles são mais brilhantes, e para uma dada distribuição em seu sistema hospedeiro, a fração de escape de fótons ionizados é maior do que a das estrelas (Barkana & Loeb 2001).

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íons (M gII, CIII, CIV). Essas linhas estão presentes em todos os espectros dos quasares, mas sua

detecção depende do valor do redshift do quasar analisado. A correta interpretação da largura

equivalente das linhas de emissão é que ela fornece uma estimativa do tamanho do alcance do con-tínuo que precisaríamos integrar para obter o mesmo fluxo de energia da linha de emissão. Esta é uma característica muito relevante no contexto da fotometria de banda larga dos quasares (Peterson 1997).

2.4 O quasar 3C 273

Apesar da sua descoberta como um quasar só ter ocorrido em1963, o3C273é um corpo de intenso estudo, pois a lei de Hubble para a expansão do universo indicava que esse corpo era um dos mais distantes da esfera celeste, mas ainda assim, um dos mais brilhantes (Kormendy & Gebhardt 2001;Courvoisier 1998). Devido a sua elevada magnitude de 12,85, o primeiro registro

do seu brilho é datado de1887, em placas ópticas doHarvard College Observatory19. Essas placas

foram examinadas por Smith & Hoffleit (1963). Eles mediram as curvas de luz e constataram variações em grandes e pequenas escalas temporais. Dois cientistas soviéticos (Sharov & Efremov 1963) estudaram placas fotográficas doSternberg Institute20 e, de forma semelhante, observaram

as variabilidades do quasar3C273.

3C refere-se ao Terceiro Catálogo de Cambridge (Edge et al. 1959). Ele é composto por 471 fontes catalogadas (numeradas sequencialmente). São fontes observadas em 158 MHz, detectadas a um limite de9Janskys (Jy)21, e estão à declinação norte de−22o. As coordenadas do

quasar3C273 (de acordo com o catálogo) são: α = 12h₂₆m₃₃_,₃₅s _e_δ _{= +02}o₁₉′₄₂′′ ₍_Peterson

1997). O quasar3C273pode ser considerado um FRSQ, umBL Lac(blazar) e umseifertdo tipo 1

(Petropoulou & Dimitrakoudis 2015;Ulrich et al. 1997; Courvoisier 1998). Outras identificações para o quasar3C273: PKS1226 + 02, 4C+02.32, PG 1226 + 023, ON+044,1226 + 023, MSH

12+08, NRAO400, PGC41121, RBS1114, HE1226+0219,1ES1226+023, RX J1229,1+0203,

2EG J1229+0206, DA324,2MASX J12290674+0203083, TXS1226+023,1FGL J1229,1+0203,

19_{Observatório da Universidade de Havard.} 20_{Instituto Sternberg da União Soviética.} 21_Jy = 10−26 W