Rádio galáxias a muito elevado redshift: limites de detecção com os levantamentos rádio mais profundos

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(1)UNIVERSIDADE DE LISBOA FACULDADE DE CIÊNCIAS DEPARTAMENTO DE FÍSICA. RÁDIO GALÁXIAS A MUITO ELEVADO REDSHIFT Limites de detecção com os levantamentos rádio mais profundos. ANA CATARINA DA SILVA REI MESTRADO EM ASTRONOMIA E ASTROFÍSICA. 2011.

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(3) UNIVERSIDADE DE LISBOA FACULDADE DE CIÊNCIAS DEPARTAMENTO DE FÍSICA. RÁDIO GALÁXIAS A MUITO ELEVADO REDSHIFT Limites de detecção com os levantamentos rádio mais profundos. ANA CATARINA DA SILVA REI MESTRADO EM ASTRONOMIA E ASTROFÍSICA. DISSERTAÇÃO ORIENTADA PELO PROF. DOUTOR JOSÉ AFONSO. 2011.

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(5) Agradecimentos. Para começar quero agradecer ao meu orientador, José Afonso, pela orientação que me deu ao longo da dissertação, além da paciência que teve para comigo. Quero agradecer a todos os meus professores do Mestrado em Astronomia e também eles investigadores do Centro de Astronomia e Astrofísica da Universidade de Lisboa, por todos os ensinamentos que me deram nas várias cadeiras que fizeram parte do meu Mestrado. Os meus agradecimentos ao Hugo Messias, pela valiosa ajuda que me deu quando necessitei de tirar dúvidas. Um obrigado a todos os meus colegas pelo companheirismo e partilha de conhecimentos e experiências durante todo o mestrado, em especial ao Pedro Machado pela importante ajuda que me deu na fase final da escrita da minha dissertação. Um agradecimento especial à Micaela e à Vanessa pela sua leal amizade e apoio dado ao da fase da minha vida que abrangeu o meu Mestrado. Por último e não menos importante, um agradecimento muito especial à minha mãe, por toda a paciência e apoio que me deu e por ter sido ela a responsável por desenvolver o meu gosto pela Astronomia e outro agradecimento muito especial ao Tiago, pela enorme paciência e compreensão que sempre teve para comigo e por me ter ajudado a acreditar em mim e nas minhas capacidades. Ana Catarina da Silva Rei.

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(7) Resumo Nesta dissertação apresentamos um estudo sobre a possibilidade de se vir a detectar rádio galáxias a muito alto redshift (~10) em levantamentos rádio ultra profundos. Para tal, começámos por estudar a luminosidade mínima que rádio galáxias padrão teriam de ter para serem detectadas em levantamentos rádio limitados por 10 e 1 µJy. De seguida, efectuámos um estudo em que utilizámos as distribuições espectrais de energia de nove rádio galáxias conhecidas com o objectivo de estimarmos as densidade de fluxo e brilho de superfície que cada uma delas teria de ter caso se encontrassem a 10. Concluímos que apenas quatro dessas fontes seriam detectáveis. Com o conhecimento da intensidade do campo magnético de duas das rádio. galáxias estudadas, passíveis de serem detectadas caso se encontrassem a 10, estudámos a variação na densidade de fluxo a 1.4 GHz com o redshift tendo em conta o efeito associado a dispersão por Inverso de Compton dos fotões da radiação cósmica de fundo, que provoca uma diminuição da energia perdida por sincrotrão. Isto permitiu-nos concluir que da nossa amostra apenas a rádio galáxia Cygnus A seria detectável. O estudo de uma galáxia modelo de elevada luminosidade e índice espectral acentuado permitiu-nos concluir que os requisitos para rádio galáxias virem a. ser detectadas a ~10 podem não ser compatíveis com a sua existência para tal época, devido à falta de tempo para o desenvolvimento do seu buraco negro central e estrutura rádio associada. Palavras-chave: Rádio, Galáxia, AGN, Redshift, Levantamentos.

(8) vi.

(9) Abstract In this thesis we present a study about the possibility to detect radio galaxies at very high redshift (~10) in future ultra deep radio surveys. First we study the minimum luminosities that radio galaxies should have to be detected in radio surveys limited by 10 and 1 µJy. Next we used the SEDs of nine known radio galaxies to estimate the flux. density and surface brightness of each one in case they had 10. We can conclude. that only four of the nine sources would be detected. In this study we did not count for the effect that a rise in the energy density of the CMB with redshift might have in the observed flux density. With higher energy density of the CMB photons, the relativistic electron population presented in the radio lobes will also lose energy for the CMB photons, due to Inverse Compton. That will reduce the energy losses by synchrotron, leading to a decrease in the radio flux density for this extended sources. With the knowledge of the magnetic field intensity for two of the previous radio. sources, that theoretically could be detected at 10, we studied the change with. redshift of the 1.4 GHz flux density including Inverse Compton losses to the CMB. Only the radio galaxy Cygnus A would be detected at 10. The study of a high luminosity. steep spectral index radio galaxy model lead us to conclude that the requirements to detect radio galaxies at ~10 might not be consistent with its existence in such cosmic. epoch, because the supermassive black hole and its radio structure might not have had enough time to develop.. Key Words: Radio, Galaxy, AGN, Redshift, Surveys.

(10) viii.

(11) Conteúdo. Introdução .............................................................................................................. 1 1.1. Contexto Científico ......................................................................................... 1. 1.2. Objectivos ....................................................................................................... 3. 1.3. Estrutura da Tese ........................................................................................... 4. Rádio galáxias e suas luminosidades ...................................................... 7 2.1. A descoberta das rádio galáxias ..................................................................... 7. 2.2. A radiação emitida pelas rádio galáxias ........................................................ 12. 2.3. Morfologia ..................................................................................................... 13. 2.4. Constituição das rádio galáxias .................................................................... 19. 2.5. Rádio galáxias a alto redshift ........................................................................ 22. 2.6. A rádio galáxia mais longínqua detectada até à data .................................... 28. Limites de detecção para rádio galáxias a elevado redshift ....... 31 3.1. Introdução .................................................................................................... 31. 3.2. Determinação da luminosidade no rádio ....................................................... 33. 3.3. Luminosidade no rádio vs redshift: considerando distribui-ções de energia. genéricas ................................................................................................................ 37.

(12) x 3.4. Fluxo no rádio vs redshift: considerando distribuições de energia observadas 40. 3.4.1 Método de cálculo da densidade de fluxo e tamanho angular ..................... 40 3.4.2 Estudo para as várias fontes rádio escolhidas ............................................ 44 3.4.3 Influência da extensão da fonte no seu atenuamento (brilho de superfície) 55 3.5. Relações entre luminosidade, índice espectral e redshift.............................. 58. 3.6. Sumário e conclusões .................................................................................. 60. O Universo a muito alto redshift e a existência de rádio galáxias em épocas remotas ......................................................................................... 65 4.1. Introdução .................................................................................................... 65. 4.2. Formação das primeiras galáxias e a Era da reionização ............................. 66. 4.3. Os primeiros buracos negros supermassivos ............................................... 69. 4.4. Evolução cósmica das rádio galáxias ........................................................... 72. 4.5. Rádio galáxias gigantes ................................................................................ 73. 4.6. Perdas de energia por radiação de sincrotrão e Inverso de Compton ........... 75. 4.7. A influência do aumento da densidade de energia da radiação cósmica de. fundo na emissão rádio ........................................................................................... 80 4.8. Estudo de uma galáxia modelo ..................................................................... 84. 4.9. A existência de rádio galáxias para épocas tão remotas do Universo quanto. ..................................................................................................................... 87. Conclusões e considerações finais ........................................................ 89 Bibliografia........................................................................................................... 93 Livros consultados................................................................................................... 93 Artigos consultados ................................................................................................. 94.

(13) Índice de figuras. Figura 2.1: Cygnus A observada a 4.8 GHz. 8. Figura 2.2: O quasar 3C 273. 10. Figura 2.3: Imagem de Cygnus A com indicação dos seus constituintes. 15. Figura 2.4: A rádio galáxia 3C 31 a 1.4 GHz. 16. Figura 2.5: Imagem da rádio galáxia 3C 83.1 em cores falsas. 16. Figura 2.6: Imagem da rádio galáxia 4C 47.51 a 1.42 GHz. 18. Figura 3.1: Gráfico da luminosidade a 1.4 GHz versus redshift para os limites de 10 e 1 µJy. 38. Figura 3.2: Imagem de 3C 016 a 4.9 GHz. 44. Figura 3.3: Imagem de 3C 028 a 1.4 GHz. 45. Figura 3.4: Imagem de 3C 031 a 2.76 GHz. 46. Figura 3.5: Imagem de 3C 079 a 1.5 GHz. 47. Figura 3.6: Imagem de 3C 236 a 609 MHz. 48. Figura 3.7: Imagem de 3C 288 a 1.4 GHz. 49.

(14) xii Figura 3.8: Imagem de 3C 346 a 1.5 GHz. 50. Figura 3.9: Imagem de 3C 353 a 4.9 GHz. 51. Figura 3.10: Imagem de 3C 405 a 5 GHz. 52. Figura 3.11: Gráfico da variação da densidade de fluxo a 1.4 GHz com o. redshift para as rádio galáxias com .

(15) 10 W/Hz. 53. Figura 3.12: Gráfico da variação da densidade de fluxo a 1.4 GHz com o. redshift para as rádio galáxias com .

(16) 10 W/Hz. 54. Figura 3.13: Gráfico da variação da densidade de fluxo a 1.4 GHz com o. redshift para as rádio galáxias com .

(17) 10 W/Hz. 54. Figura 3.14: Gráfico que relaciona a luminosidade a 1.4 GHz com o índice espectral para vários valores de redshift. 60. Figura 4.1: Histograma da distribuição em de rádio galáxias em amostras retiradas dos catálogos 3CRR, 6CE, 6C* e 7 CRS. 73. Figura 4.2: Distribuição com o redshift de 143 rádio galáxias gigantes. 75. Figura 4.3: Mapa de contornos a 1.4 GHz e raios X, 1.5-7 keV, da rádio galáxia Fornax A. 82. Figura 4.4: Densidade de fluxo a 1.4 GHz apenas devido a sincrotrão e atenuada por Inverso de Compton para a rádio galáxia 3C 405. 83. Figura 4.5: Densidade de fluxo a 1.4 GHz apenas devido a sincrotrão e atenuada por Inverso de Compton para a rádio galáxia 3C 353. 83. Figura 4.5: Gráfico da variação da densidade de fluxo a 1.4 GHz com e sem perdas por Inverso de Compton para a rádio galáxia modelo. 86.

(18) Índice de tabelas. Tabela 3.1: Valores do logaritmo da luminosidade a 1.4 GHz para os limites de densidade de fluxo de 10 e 1 µJy a diferentes redshifts. 39. Tabela 3.2: Dados utilizados na modelaão da SED da rádio galáxia 3C 016. 44. Tabela 3.3: Estimativas para a densidade de fluxo a 325 MHz e 1.4 GHz, índice espectral e tamanho angular para diferentes redshifts para a 3C 016. 44. Tabela 3.4: Dados utilizados na modelaão da SED da rádio galáxia 3C 028. 45. Tabela 3.5: Estimativas para a densidade de fluxo a 325 MHz e 1.4 GHz, índice espectral e tamanho angular para diferentes redshifts para a 3C 028. 45. Tabela 3.6: Dados utilizados na modelaão da SED da rádio galáxia 3C 031. 46. Tabela 3.7: Estimativas para a densidade de fluxo a 325 MHz e 1.4 GHz, índice espectral e tamanho angular para diferentes redshifts para a 3C 031. 46. Tabela 3.8: Dados utilizados na modelaão da SED da rádio galáxia 3C 079. 47. Tabela 3.9: Estimativas para a densidade de fluxo a 325 MHz e 1.4 GHz, índice espectral e tamanho angular para diferentes redshifts para a 3C 079. 47. Tabela 3.10: Dados utilizados na modelaão da SED da rádio galáxia 3C 236. 48. Tabela 3.11: Estimativas para a densidade de fluxo a 325 MHz e 1.4 GHz,.

(19) xiv índice espectral e tamanho angular para diferentes redshifts para a 3C 236. 48. Tabela 3.12: Dados utilizados na modelaão da SED da rádio galáxia 3C 288. 49. Tabela 3.13: Estimativas para a densidade de fluxo a 325 MHz e 1.4 GHz, índice espectral e tamanho angular para diferentes redshifts para a 3C 288. 49. Tabela 3.14: Dados utilizados na modelaão da SED da rádio galáxia 3C 346. 50. Tabela 3.15: Estimativas para a densidade de fluxo a 325 MHz e 1.4 GHz, índice espectral e tamanho angular para diferentes redshifts para a 3C 346. 50. Tabela 3.16: Dados utilizados na modelaão da SED da rádio galáxia 3C 353. 51. Tabela 3.17: Estimativas para a densidade de fluxo a 325 MHz e 1.4 GHz, índice espectral e tamanho angular para diferentes redshifts para a 3C 353. 51. Tabela 3.18: Dados utilizados na modelaão da SED da rádio galáxia 3C 405. 52. Tabela 3.19: Estimativas para a densidade de fluxo a 325 MHz e 1.4 GHz, índice espectral e tamanho angular para diferentes redshifts para a 3C 405. 52. Tabela 3.20: Valores para o brilho de superfície a 1.4 GHz a diferentes redshifts para as rádio galáxias estudadas. 57. Tabela 4.1: Densidades de fluxo a 1.4 GHz e brilho de superfície estimados para a 3C 405. 82. Tabela 4.2: Densidades de fluxo a 1.4 GHz e brilho de superfície estimados para a 3C 353. 82. Tabela 4.3: Dados estimados para densidades de fluxo, tamanho angular e brilhos de superfície para a rádio galáxia modelo. 85.

(20) Capítulo 1. Introdução. 1.1. Contexto Científico. Desde a sua descoberta, em meados do século XX, que as rádio galáxias têm fascinado cientistas de várias áreas do conhecimento. Identificadas, na sua grande maioria, no óptico como galáxias elípticas, revelam-se como sendo objectos extretamente brilhantes nas frequências do rádio, aos quais se associa uma estrutura constituida por um ou dois jactos e lóbulos. A presença desta estrutura mostra que estas fontes de emissão rádio são na realidade galáxias em intensa actividade nuclear, que albergam buracos negros supermassivos nos seus centros. Pensa-se que estes sejam os responsáveis pela expulsão de enormes quantidades de electrões (principalmente) e protões relativistas,que espiralam num campo magnético, para o meio intergaláctico, o que origina a radiação que caracteriza estas galáxias: radiação de sincrotrão. No entanto, o mecanismo responsável pela formação destes jactos de partículas permanece um mistério. Por outro lado, estas galáxias tendem a inserir-se em grandes enxames de galáxias, sendo responsáveis pelo controlo de crescimento e actividade, nomeadamente no que toca à formação estelar, das galáxias suas vizinhas, devido à interacção dos seus jactos com o meio que as envolve..

(21) 2. Rádio Galáxias a Muito Elevado Redshift Os seus espectros no rádio, normalmente bem aproximados por leis de potência na. forma , têm tendência, na maioria das rádio galáxias, a se tornarem mais inclinados para frequências mais elevadas, resultado de estes se tornarem mais côncavos. Isto, juntamente com outros factores faz com que rádio galáxias a redshifts mais elevados apresentem distribuições espectrais de energia com índices espectrais no rádio mais acentuados, ou seja, verifica-se uma correlação entre o índice espectral de uma rádio galáxia e o seu redshift. Desde a sua descoberta, no fim da decada de 70 do século passado, esta correlação tem-se mostrado um meio bastante eficiente de procura de rádio galáxias a elevados redshifts. Dentro das possíveis explicações para esta correlação, além de se poder dever ao efeito já mencionado, estão o aumento da inclinação do espectro devido a efeitos associados à perda de energia da população relativista de electrões para fotões da radiação cósmica de fundo, pelo processo de Inverso de Compton, de se tratar de uma observação indirecta de uma correlação intrínseca entre a luminosidade no rádio e o índice espectral associada a um efeito de Malmquist bias1 e, mais recentemente, a possibilidade de que esta correlação possa ser devida à evolução da densidade do meio intergaláctico, uma vez que se verifica que as rádio galáxias a elevados redshifts tendem a se localizar em ambientes com densidades aproximadas às dos enxames ricos de galáxias e a interacção do meio com o jacto que nele se propaga por estar na origem desta correlação (Klamer et al 2006). As observações realizadas a rádio galáxias a elevados redshifts têm demonstrado que o estudo destes objectos permite obter uma grande quantidade de informação sobre as épocas cósmicas em que se inserem, não só a nível da sua evolução e formação, mas também a nível do meio que as rodeia e da forma como a sua actividade condiciona não só esse meio como as suas galáxias companheiras. Verifica-se que as rádio galáxias tiveram o seu máximo de densidade espacial na mesma época cósmica que os quasares, o que suporta a ideia de que rádio galáxias radio loud e quasares são exactamente o mesmo fenómeno visto de ângulos diferentes (e que por seu lado fornece mais um suporte ao esquema de unificação das diversas galáxias activas). No entanto, tem sido muito mais dificil encontrar rádio galáxias e muito altos redshifts do que quasares, não só porque estes apresentam luminosidades bastante superiores, mas também devido à influência do meio extragaláctico na formação das estruturas rádio que caracterizam as rádio galáxias. As perdas de energia por Inverso de Compton em vez de por radiação de sincrotrão dos electrões relativistas que constituem os jactos e lóbulos, a densidade do meio e a forma 1. Trata-se de um efeito observacional que leva à detecção preferencial de objectos intrinsecamente mais. brilhantes. Afecta levantamentos feitos segundo um dado limite de brilho, onde objectos abaixo de um certo brilho não são incluídos. Uma vez que objectos mais distantes tendem a ser menos brilhantes (devido à distância), apenas os objectos intrinsecamente mais luminosos poderão ser observados a grandes distâncias, criando uma falsa tendência de aumento de luminosidade, e outras quantidades, com a distãncia..

(22) Capítulo 1: Introdução. 3. como poderá condicionar a formação e propagação do jacto e a formação dos lóbulos rádio, o ínicio da actividade nuclear após a formação da galáxia e do seu buraco negro central supermassivo estão entre os principais problemas que se levantam quando se pondera a futura observação de rádio galáxias a muito alto redshift. Será que estes sistemas activos já existiram a redshifts de 9 ou 10, altura em que o Universo se encontrava numa fase denominada Era da Reinonização? Que efeitos terá essa época cósmica na formação das primeiras rádio galáxias? Como era o meio para essa altura e em que medida as densidades de energia do campo de radiação e de matéria poderá condicionar a actividade destas fontes rádio? Será que no futuro, com instrumentos cada vez mais sensíveis, seremos capazes de vir a detectar rádio galáxias a tão elevados redshifts? Que luminosidades e tamanhos terão de ter estes objectos distantes para que os possamos detectar e até mesmo resolver? Estas são algumas das muitas perguntas que permanecem sem resposta sobre estes objectos fascinantes.. 1.2. Objectivos. Tendo em conta o referido anteriormente, é interessante a vários níveis estudar a existência e possibilidade de detecção destes objectos nas épocas mais remotas do Universo, com vista a compreender um pouco melhor a sua formação, desenvolvimento e condições para que seja possível a sua actividade na forma como a conhecemos actualmente. No entanto, tal como já foi referido, existem diversos factores que podem afectar de forma determinante a possibilidade de se vir a observar rádio galáxias numa. época tão jovem do Universo quanto 10. Neste sentido, o principal objectivo desta dissertação prende-se exactamente com a possibilidade de se poder vir a detectar rádio galáxias a muito elevados redshifts. Assim, apresentamos um estudo sobre as luminosidades necessárias à sua detecção a tão elevados redshifts, tendo em conta determinados limites de fluxo, os fluxos que poderemos vir a detectar caso estas fontes sejam observáveis, os factores que poderão condicionar a formação de rádio galáxias a esses redshifts e de que forma afectarão os fluxos que poderemos vir a receber destas caso existam a tais redshifts. Uma vez que estas fontes necessitam de um certo tempo até que o buraco negro supermassivo cresça o suficiente para iniciar a sua actividade, com a ejecção de jactos de partículas relativistas, a idade do Universo para tais épocas pode ser outro condicionante à existência de rádio galáxias. Nesta dissertação iremos analisar vários pontos-chave que nos permitem ter uma ideia de se no futuro a observação de tais objectos distantes será possível..

(23) 4. Rádio Galáxias a Muito Elevado Redshift. 1.3. Estrutura da Tese. Capítulo 1: Introdução Neste capítulo abordamos o contexto científico em que o tema da dissertação se insere, os objectivos desta e a apresentação da estrutura da dissertação.. Capítulo 2: Rádio galáxias e suas luminosidades Este capítulo é uma introdução às rádio galáxias e em particular às rádio galáxias a altos redshifts e a ao que actualmente se sabe sobre elas. É abordada de uma forma geral a sua constituição, morfologia, o tipo de radiação que emitem e o tipo de actividade que têm, tanto pelo que se observa das rádio galáxias a baixo redshift como das suas congéneres a alto redshift.. Capítulo 3: Limites de detecção para rádio galáxias a elevado redshift Neste capítulo fazemos vários estudos sobre as luminosidades e fluxos para rádio. galáxias caso estas se encontrassem a muito elevados redshifts (tomando 10 como referência para o nosso estudo). Pretendemos verificar até que ponto uma rádio galáxia típica, como as que já conhecemos relativamente bem, poderia ser detectada caso se encontrasse a um redshift diferente daquelea que se encontra actualmente. Inicialmente determinaremos que luminosidades na banda de 1.4 GHz teriam de ter rádio galáxias a. 10 com índices espectrais típicos destas fontes para que fossem detectadas a 1.4 GHz em detectores sensíveis a fluxos até 10 e 1 µJy. De seguida calcula-se o fluxo que observariamos a 1.4 GHz caso diversas rádio galáxias reais, por nós escolhidas, se encontrassem a redshifts diferentes daqueles a que se encontram, além de verificarmos em que medida os seus índices espectrais, tamanhos angulares e brilhos de superfície2 se. alterariam com o redshift e se estas fontes seriam ou não detectáveis a 10 em levantamentos no rádio ultra sensíveis.. 2. Em inglês, Surface Brightness..

(24) Capítulo 1: Introdução. 5. Capítulo 4: O Universo a muito alto redshift e a existência de rádio galáxias em épocas remotas Neste capítulo abordamos vários temas relacionados com a existência de rádio. galáxias para uma época em que o Universo tinha cerca de 5 ! 10" anos. Faremos uma pequena análise à Era de Reionização, à formação de buracos negros supermassivos e ao fenómeno dos jactos. Procuraremos compreender em que medida as perdas por Inverso de Compton podem condicionar as perdas de energia por sincrotrão, que é a radiação responsável pela emissão no rádio e que nos interessa detectar. Também estudaremos a forma como o meio intergaláctico pode condicionar a formação de rádio galáxias e a propagação dos jactos.. Capítulo 5: Conclusões e considerações finais Por último, faz-se uma reflexão sobre os vários estudos efectuados ao longo desta dissertação e retiram-se algumas conclusões sobre a possibilidade de se poderem vir a detectar rádio galáxias a muito alto redshift com a próxima geração de instrumentos em Rádio Astronomia.. A bibliografia com as referências aos diversos artigos e livros consultados para o desenvolvimento e escrita desta dissertação encontra-se no final da mesma..

(25) 6. Rádio Galáxias a Muito Elevado Redshift.

(26) Capítulo 2. Rádio galáxias e suas luminosidades. 2.1. A descoberta das rádio galáxias. As rádio galáxias foram descobertas acidentalmente durante a década de 40 do século XX. No entanto, foram necessários vários anos até estas poderem ser estudadas decentemente pela nova ciência da Rádio Astronomia. Em 1953, poucos anos após a detecção das primeiras fontes rádio extragalácticas, Jennison e Das Gupta descobriram que a fonte rádio Cygnus A (3C 405), descoberta por Grote Reber em 1939, apresentava uma estrutura com lóbulos duplos, e no ano seguinte Baade e Minkowski identificaram este objecto com uma galáxia distante com uma morfologia peculiar. No artigo que publicaram em 1954, Baade e Minkowski avançaram com uma teoria para explicar a peculiaridade de Cygnus A: “A fonte rádio coincide, em posição, com um dos membros mais brilhantes do enxame: Cyg A(…). No centro desta nebulosa estão duas condensações brilhantes separadas em cerca de 2” em ângulos de posição de 115º.(…) À primeira vista, esta nebulosa é um objecto muito curioso que parece desafiar a classificação. A pista para uma interpretação.

(27) 8. Rádio Galáxias a Muito Elevado Redshift acertada reside no facto de ter dois núcleos que estão distorcidos por forças de maré e como tal estamos a lidar com imagens sobrepostas de duas galáxias.(…) Na realidade, os dois sistemas deverão estar em contacto próximo devido aos fortes sinais de distorções por forças de maré que o núcleo mostra. Isto sugere que estamos a lidar com o caso extremamente raro de duas galáxias que estão em colisão.”. 3, 4. (Baade and. Minkowski, 1954:211). Figura 2.1: Cygnus A (3C 405) observada a 4.8 GHz pelo Very Large Array (VLA). (Fonte: daviddarling.info/encyclopedia/C/Cygnus_A.html). Baade, o principal defensor desta teoria, tinha à sua disposição uma prova para a mesma: a existência de riscas de emissão associadas a estados excitados. Tais linhas são produzidas por átomos e iões num gás de baixa densidade que se encontra a elevadas temperaturas. Basicamente, uma colisão deveria levar à formação de uma nuvem de gás quente de baixa densidade que produziria as linhas de emissão que se observavam no espectro de Cygnus A. No entanto, alguns anos mais tarde, novas descobertas vieram mostrar que tal não se devia a galáxias em colisão. O espectro de Cygnus A também mostrava que estas linhas de emissão se encontravam desviadas para o vermelho de igual forma, o que indicava que este objecto se 3 4. A partir desta altura e em toda a dissertação as traduções são da nossa responsabilidade. “The radio sources coincides in position with one of the brightest members of the cluster: Cyg A(…). In the. center of this nebula are two bright condensations separated by about 2” in position angles 115º.(…) At first sight, this nebula is a very curious object which seems to defy classification. The clue to a proper interpretation lies in the fact that it has two nuclei which are tidally distorted and that hence we are dealing with the superimposed images of two galaxies.(…) Actually, the two systems must be in close contact because of the strong signs of tidal distortions which the nuclei show. This suggests that we are dealing with the exceedingly rare case of two galaxies which are in actual collision.” (Baade and Minkowski, 1954:211).

(28) Capítulo 2: Rádio galáxias e suas luminosidades. 9. encontrava a uma distância tal da Terra que seria necessária uma fonte de energia extremamente poderosa para produzir a radiação rádio e óptica observadas. Parecia ser impossível que galáxias em colisão pudessem produzir tanta energia. Com o avanço do trabalho teórico e de mais observações no rádio, concluiu-se que as ondas rádio provenientes de Cygnus A e outras galáxias que emitiam no rádio eram produzidas por electrões de alta energia a moverem-se num campo magnético, um processo, que já havia sido visto observado num acelerador de partículas, denominado sincrotrão. Em 1958, Geoffrey Burbidge mostrou que a energia necessária para produzir partículas de altas energias era muito superior à energia que se esperava ser produzida numa colisão de galáxias. Com novas medições feitas à estrutura de Cygnus A, começou a notar-se que a galáxia se encontrava no meio dos dois grandes lóbulos de partículas de alta energia, que se encontravam separados entre si por quase 150 Kpc. A radiação proveniente de Cygnus A parecia ser devida a um qualquer processo misterioso que colocou a comunidade científica a estudar estas estranhas galáxias brilhantes no rádio. Enquanto isso, surgiram os catálogos de Cambridge de fontes rádio, nomeadamente 2C e 3C, publicados por membros do Grupo de Rádio Astronomia da Universidade de Cambridge, entre eles Martin Ryle e Antony Hewish. As fontes listadas nestes catálogos foram inicialmente detectadas a 159 MHz e posteriormente a 178 MHz, usando o Interferómetro de Cambridge. Com o passar dos anos novos catálogos de Cambridge surgiram, contendo fontes observadas a outras frequências rádio, noutras áreas do céu e utilizando outros instrumentos, cada vez mais sensíveis. A meio dos anos 60 foram descobertos os quasares, fontes rádio com uma aparência quase estelar, apresentando redshifts superiores aos das rádio galáxias, e foi demonstrado que a densidade espacial de rádio galáxias varia com a época cósmica. Quando Maartin Schmidt fotografou e tirou o espectro da fonte 3C 273, verificou que a fotografia mostrava um objecto com aparência estelar com uma fraca mancha semelhante a um jacto num dos lados. Por outro lado, o espectro apresentava linhas de emissão largas, como as que já haviam sido observadas no objecto 3C 48. Schmidt apercebeu-se que estas linhas de emissão eram devidas a bem conhecidas transições entre estados de energia do átomo de hidrogénio, apenas estavam desviadas para comprimentos de onda maiores. O problema prendia-se com a identificação do espectro de um objecto com aparência estelar em termos de um elevado redshift. Schmidt propôs duas explicações para esta questão: 3C 273 era um objecto estelar no qual os redshifts eram causados por um campo gravitacional forte (o que era difícil de conciliar com os detalhes do espectro) ou era o núcleo de uma galáxia que se estava a afastar de nós à velocidade de 170 milhões de quilómetros por hora. Usando a relação redshift-distância de Hubble, a interpretação anterior implica que 3C 273 se encontra a mais de 700 Mpc. Isto por sua vez implica que o núcleo desta galáxia.

(29) 10. Rádio Galáxias a Muito Elevado Redshift. é aproximadamente 100 vezes mais brilhante do que uma galáxia normal de elevada luminosidade. Usando anteriores fotografias deste objecto, os astrónomos Harlan Smith e Dorrit Hoffleit mostraram que a luminosidade de 3C 273 tinha variado ao longo do período de um ano. Novas análises ao espectro de 3C 48 levaram à conclusão de se estar na presença de um objecto semelhante a 3C 273. Estas descobertas foram relatadas na mesma edição da Nature, a 16 de Março de 1963, data que marca a descoberta de um dos objectos mais extremos do Universo: os quasares.. Figura 2.2: O quasar 3C 273, no óptico. Imagem tirada pela câmara WFPC2 do Telescópio Espacial Hubble. (Fonte: hubblesite.org.). Durante os anos seguintes, várias rádio galáxias foram observadas a redshifts até. ~1 e o seu estudo levou ao desenvolvimento de algumas teorias relacionadas com as. fontes rádio serem alimentadas por acreção de matéria por buracos negros em rotação. Entre as décadas de 80 e 90, o melhoramento das técnicas de observação permitiu. observar rádio galáxias até ~5. A descoberta de que as fontes rádio e as suas galáxias hospedeiras, visíveis no óptico, estão alinhadas mostrou que existe interacção considerável entre ambas. Com os estudos realizados nos anos seguintes tornou-se claro que as rádio galáxias luminosas desempenham um papel muito importante na evolução galáctica e da.

(30) Capítulo 2: Rádio galáxias e suas luminosidades. 11. estrutura a larga escala. A descoberta de uma relação entre as massas de galáxias elípticas e as massas inferidas dos buracos negros centrais levou à conclusão de que todas as galáxias terão passado por um período de actividade nuclear em alguma instância da sua história. O estudo que tem sido desenvolvido desde meados da década de 90 do século passado tem permitido descobrir diversos factos acerca destas fontes rádio extragalácticas. Análises ao seu espectro permitem concluir que estas fontes são, pelo menos, compostas por enormes quantidades de partículas com carga altamente relativistas, presumivelmente electrões e neutrões, que se movem em campos magnéticos. A radiação de sincrotrão emitida por estas fontes e a quantidade que é emitida é um indicador de que os processos que ocorrem nelas são bastante complexos. Estas fontes rádio apresentam também peculiaridades em termos morfológicos. A estrutura rádio que as caracteriza é um indicador de que a galáxia interage fortemente com o meio intergaláctico que a rodeia, através do que aparentam serem jactos gerados a partir do núcleo compacto desta. Actualmente, os modelos teóricos mais aceites pela comunidade científica suportam a suposição de que os vários tipos de galáxias activas observados no Universo são manifestações do mesmo fenómeno visto de diferentes ângulos. Estes vários tipos de galáxias, que incluem galáxias Seyfert, quasares, rádio galáxias e blasares, mostram evidências de libertação de grandes quantidades de energia a partir de uma região muito pequena, comparativamente à dimensão da galáxia. Esta pequena região é em geral coincidente com o núcleo da galáxia, pelo que a origem do excesso de radiação que estas galáxias apresentam no seu espectro é atribuído ao núcleo galáctico activo (em inglês, active galactic nucleus ou AGN). Para fornecer a quantidade exorbitante de energia observada, várias ordens de grandeza superior à produzida pelo Sol, foi proposta para explicação do fenómeno a acreção de matéria para um buraco negro super massivo existente no centro da galáxia, da qual resulta radiação electromagnética por conversão de energia gravitacional. As rádio galáxias pertencem então a um modelo de AGNs em que o núcleo está a produzir um par de jactos, o modelos de AGNs rádio-loud. Deste modelo também fazem parte os quasares e os blazares. O modelo em que o AGN não está a produzir jactos, e do qual fazem parte os dois tipos de galáxias Seyfert, é denominado modelo de AGNs rádio-quiet. Estes modelos não são definitivos e continuam a ser amplamente discutidos, mas pode-se dizer que as galáxias hospedeiras das rádio galáxias e dos quasares são objectos semelhantes..

(31) 12. 2.2. Rádio Galáxias a Muito Elevado Redshift. A radiação emitida pelas rádio galáxias. Praticamente qualquer corpo quente emite alguma radiação nas frequências rádio. Os mecanismos dominantes de produção de radiação electromagnética em astrofísica podem ser classificados como termais, não termais e discretos. A radiação térmica é aquela que é emitida por um objecto que está a uma dada temperatura e encontra-se distribuída ao longo de várias frequências, com um pico bem definido dado pela temperatura a que se encontra o objecto. A radiação discreta é caracterizada por picos bem definidos na distribuição da radiação com a frequência. Trata-se da emissão quantizada de energia devido à desexcitação de um electrão num átomo de um estado excitado para um de menor energia. O processo inverso também pode ocorrer, mas com absorção de energia, igualmente quantizada. A energia que é libertada ou absorvida corresponde à diferença das energias entre os níveis na qual o electrão transita, dentro do átomo. O espectro característico de linhas de emissão e absorção e, em particular, a razão das intensidades da radiação em várias das linhas, podem fornecer variadas informações sobre o estado de uma estrela ou de uma nuvem de gás. No entanto, os mecanismos de produção de radiação mais importantes para as fontes extragalácticas são os mecanismos não-térmicos, com um em particular a ser de grande importância. Um facto físico fundamental a saber é que quando uma partícula é acelerada radiará radiação electromagnética. Uma partícula carregada movendo-se num campo magnético sente uma força sobre si que é perpendicular ao campo e à velocidade da partícula, o que leva esta a descrever uma trajectória curva. Qualquer partícula movendo-se ao longo de um caminho curvo está a ser acelerada e para partículas carregadas isto fará com que radiem. Para partículas a moverem-se a baixas velocidades a radiação produzida é muito pequena, mas à medida que a velocidade aumenta, esta torna-se significativa. Se um electrão ou protão se move relativisticamente num campo magnético, as perdas de energia para radiação podem ser muito importantes. Estas perdas de energia são muito maiores para electrões do que para os protões, uma vez que a massa do electrão é muito inferior à do protão, enquanto que a força que produz a curvatura das trajectórias é a mesma para ambas as partículas sob as mesmas condições. Então, o electrão sofre acelerações muito maiores que o protão, da qual resultam maiores perdas de energia sob a forma de radiação. Esta forma de radiação não térmica é conhecida como radiação de sincrotrão, tendo sido descoberta pela primeira vez em aceleradores de partículas de altas energias, os sincrotrões. A radiação de uma partícula apresenta um pico bem definido para uma frequência que é proporcional à energia da partícula e à intensidade do campo magnético, e a partícula perde energia a uma taxa que é proporcional ao quadrado destas duas.

(32) Capítulo 2: Rádio galáxias e suas luminosidades. 13. quantidades. Para partículas muito energéticas a taxa de perda de energia pode ser muito elevada, pelo que a partícula esgotará grande parte da sua energia em pouco tempo. Quando a emissão rádio proveniente de fontes rádio extragalácticas é observada em função da frequência, a intensidade da radiação decresce rapidamente com o aumento desta. Em geral, o espectro de emissão da radiação, quando feito da forma intensidade versus frequência, em escalas logarítmicas, toma a forma de uma curva suave e, várias vezes, partes deste espectro podem ser descritas através de uma lei de potência, isto é, a intensidade da radiação é proporcional a , onde α é uma constante cujo valor. normalmente encontra-se entre 0.5 e 1.0 para rádio galáxias. Em alguns casos tal espectro de lei de potência é produzido a partir do efeito combinado de vários outros espectros curvos cujos picos ocorrem a diferentes frequências, enquanto que, em outros casos, este parece ser produzido por uma região de emissão única. Uma vez que a energia total produzida é um produto das energias das partículas e das intensidades do campo magnético, se o campo não for homogéneo afectará a forma do espectro da radiação emergente. No entanto, em todos os casos, a teoria da radiação de sincrotrão combinada com as observações de emissão rádio em função da frequência permitem chegar a uma conclusão bastante abrangente a ser feita sobre as fontes rádio extragalácticas: são, pelo menos, compostas por enormes quantidades de partículas altamente relativistas, na sua grande maioria electrões, movendo-se em e através de campos magnéticos. Em nenhum outro lugar na natureza se encontra forma tão especializada de energia em tão grande escala. A energia total presente a qualquer altura nas fontes rádio extragalácticas é bastante elevada, da ordem de 1060 ergs. É aproximadamente a mesma quantidade de energia que é radiada por todas as estrelas numa galáxia dita normal, como a Via Láctea, ao longo de milhares de milhões de anos. No capítulo 4 será retomada a discussão sobre a radiação de sincrotrão emitida pelas rádio galáxias.. 2.3. Morfologia. As fontes rádio extragalácticas podem apresentar diversos tamanhos. As fontes brilhantes mais pequenas residem no núcleo de galáxias e o seu tamanho é da ordem de grandeza do parsec ou inferior. Por outro lado, as fontes mais extensas no rádio apresentam dimensões da ordem de grandeza do Kpc ou mesmo do Mpc, o que torna estas fontes rádio centenas ou milhares de vezes maiores que uma típica galáxia, pelo que são os maiores objectos singulares conhecidos no Universo. Uma importante particularidade das fontes extensas é que elas são quase sempre caracterizadas por uma estrutura dupla ou bilateral..

(33) 14. Rádio Galáxias a Muito Elevado Redshift. Observações feitas ao longo dos anos sugerem que as fontes compactas e extensas são manifestações diferentes do mesmo fenómeno. Em 1974, Fanaroff e Riley propuseram um esquema de classificação que divide as fontes rádio extensas em duas classes morfológicas. Como se pode ler no artigo que publicaram nesse ano:. “As fontes foram classificadas usando a razão das distâncias entre as regiões de maior brilho em lados opostos da galáxia ou quasar central, até à extensão total da fonte medida a partir do contorno mais baixo; qualquer componente compacto situado no centro da galáxia não foi tido em conta. As fontes para as quais esta razão é inferior a 0.5 foram colocadas na classe I; aquelas para as quais é superior a 0.5 foram colocadas na classe II. Em fontes para as quais temos mapas com bom resolução, isto é equivalente a ter os ‘hot spots’ mais perto (classe I) ou mais afastados (classe II) da galáxia ou quasar brilhante central do que as regiões de emissão rádio difusa. (…) É claro (…) que existe uma divisão bem definida na luminosidade entre as duas. classes; aquelas com luminosidades a 178 MHz abaixo de ≈ 2 ! 10$ %& '( (…) são quase todas de classe I, e aquelas com luminosidades acima são quase todas de classe II. (…) É também aparente que a maioria das fontes de classe I mostram estruturas muito complexas, mas na maioria delas a estrutura próxima da galáxia associada indica que foi ejectado material em direcções opostas, como é presumido ocorrer em muitas das fontes duplas poderosas da classe II. Afastadas dos centros das fontes de classe I existe uma grande diversidade de estruturas – os componentes por vezes mostram mudanças consideráveis de curvatura ao longo da sua extensão. A distorção de componentes deste grau não é encontrada na maioria das fontes de classe 5. II(…).” (Fanaroff and Riley, 1974:31). 5. “The sources were classified using the ratio of the distances between the regions of highest brightness on. opposite sides of the central galaxy or quasar, to the total extent of the sources measured from the lowest contour; any compact component situated on the central galaxy was not taken into account. Those sources for which this ratio is less than 0.5 were placed in class I; those for which it is greater than 0.5 were placed in class II. In sources for which we have maps of adequate resolution, this is equivalent to having the ‘hot spots’ nearer to (class I) or further away from (class II) the central bright galaxy or quasar than the regions of diffuse rádio emission. (…) It is clear (…) that there is a sharp division in luminosity between the two classes; those with luminosities at 178. MHz below ≈ 2 ! 10$ %& '( (…) are nearly all of class I, and those above nearly all class II. (…) It is also apparent that the majority of class I sources show very complex structure, but in most of them the structure close to the associated galaxy indicates that material has been ejected in opposite directions, as is presumed to ooccur in most of the powerful double sources in class II. Away from the centers of the class I sources there is a great diversity of structure – the components often show considerable changes of curvature along their lengths. Distortion of the components to this degree is not found in most of the class II sources (…).” (Fanaroff and Riley, 1974:31).

(34) Capítulo 2: Rádio galáxias e suas luminosidades. 15. Ou seja, considerando como fonte rádio toda a estrutura brilhante no rádio e como núcleo ou centro a galáxia hospedeira, os objectos FRII tendem a ter as regiões mais brilhantes no rádio mais distantes do núcleo e localizadas perto das “extremidades” da fonte rádio (figura 2.3), enquanto que os objectos FRI mostram a tendência oposta (figura 2.4). Fanaroff e Riley também descobriram uma importante correlação entre a potência da radiação rádio emitida e a morfologia da fonte: os objectos FRII tendem a ser mais luminosos.. Figura 2.3: Imagem de Cygnus A com indicação dos seus constituintes. (Fonte: cv.nrao.edu). As fontes FRI, de baixa luminosidade, tendem a ter “pontes” de emissão brilhantes que vão desde as regiões mais exteriores da fonte até ao centro galáctico. As “pontes” normalmente estão distorcidas por dobras e curvas estreitas de radiação e as zonas mais exteriores são frequentemente difusas e parecem diminuir em intensidade com a distância ao centro. Por outro lado, os objectos FRII tendem a ser mais lineares, com hot spots bem definidos nas regiões mais exteriores e com pontes de emissão muito menos proeminentes entre essas regiões e o centro da galáxia hospedeira. De uma forma geral, as fontes pertencentes à classe FRI são aquelas para o qual a razão entre a distância entre as regiões de maior luminosidade de cada lado de objecto que as produz e o tamanho total da fonte é menor que 0.5. As fontes que apresentam uma razão superior a 0.5 são classificadas como sendo FRII..

(35) 16. Rádio Galáxias a Muito Elevado Redshift. Figura 2.4: A rádio galáxia 3C 31 (a 1.4 GHz), do tipo FRI. (Fonte: nrao.edu.). Figura 2.5: Imagem da rádio galáxia 3C 83.1 em cores falsas. As regiões a vermelho indicam zonas de elevada emissão no rádio, contrariamente às zonas a azul. O centro da rádio galáxia está localizado no ponto circular vermelho ao fundo da imagem. (Fonte: nrao.edu.).

(36) Capítulo 2: Rádio galáxias e suas luminosidades. 17. Apesar de as fontes FRII serem consideradas as rádio galáxias tipo e dominarem qualquer amostra limitada por fluxo, a sua densidade espacial é inferior à das rádio galáxias FRI. No entanto, algumas fontes apresentam estruturas no rádio mais complexas que a maioria. Uma interessante subclasse de fontes rádio extensas denomina-se fonte NarrowAngle Tailed (NAT)6. Um dos exemplos de galáxias que são assim classificadas é a galáxia 3C 83.1 (figura 2.5), que faz parte de um enxame de galáxias localizado na direcção da constelação Perseu. A razão deste nome é óbvia ao se observar a imagem desta galáxia. Esta classe de objectos pode dar muita informação sobre as características do gás emissor no rádio, que apenas podem ser inferidas para as fontes pertencentes às classes FRI e FRII. A razão para tal prende-se com o facto de a galáxia se estar a mover através de um gás quente rarefeito que existe na maioria dos enxames de galáxias. A componente radial da velocidade da galáxia pode ser medida e a sua velocidade média inferida a partir da assumpção de que o exame de galáxias se encontra em equilíbrio gravitacional. As características do gás dentro do enxame podem ser deduzidas a partir da sua emissão nos comprimentos de onda dos raios X e o último dado importante pode ser retirado da morfologia da fonte rádio, que sugere que o gás que emite no rádio está a ser “atirado” para trás à medida que a galáxia se move dentro do enxame a que pertence. Este panorama dinâmico fornece valores para a velocidade da galáxia e densidade do meio em que ela se move. Outra classe de fontes extensas pode ser também encontrada em enxames de galáxias. Um exemplo é a fonte 4C 47.51 (1919+479). A distorção deste objecto, chamado fonte rádio Wide-Angle Tailed (WAT), é similar à vista nas fontes NAT, mas o mecanismo que causa a distorção não é o mesmo. Pode ser demonstrado que esta morfologia não pode ser causada pelo movimento relativo da galáxia através do meio dentro do enxame, apesar de o mecanismo que causa esta morfologia ainda não estar bem compreendido. A natureza da curvatura das WATs tem sido habitualmente atribuída a fortes ventos interiores ao enxame causados por interacções dinâmicas, tais como colisões entre enxames. Estas galáxias, tais como outras galáxias semelhantes, tendem a localizar-se nas regiões mais densas dos enxames no Universo local, sendo preferencialmente encontradas em regiões de elevada radiação X (Mao et al., 2010). Além da sua intrigante formação, morfologia e possíveis ligações à evolução do enxame de galáxias em que se insere, esta classe de objectos é de interesse por outra razão: com uma extensão total a exceder 1 Mpc, estes objectos constituem uma das maiores entidades no Universo.. 6. “Narrow-Angle Tailed” e “Wide-Angle Tailed” podem ser traduzidas aproximadamente como “Com cauda de. ângulo estreito” e “Com cauda de ângulo amplo”. Mas preferimos manter as denominações em Inglês devido ao facto de a sua tradução não ser usada no meio científico..

(37) 18. Rádio Galáxias a Muito Elevado Redshift. Figura 2.6: Imagem da rádio galáxia 4C 47.51 a 1.42 GHz. Imagem tirada pelo VLA. (Fonte: http://ned.ipac.caltech.edu/level5/March02/Sarazin/Sarazin3_3.html). Como já foi dito, as fontes rádio compactas são objectos cujo tamanho total é menor que o de uma pequena galáxia, ou seja, tipicamente menos de alguns Kpc. Estas fontes encontram-se localizadas nos centros das galáxias hospedeiras. Quase sempre apresentam características. espectrais,. nomeadamente. o. seu. espectro. no. rádio. ser. tanto. aproximadamente plano em função da frequência, como apresentar um pico de intensidade bem definido para uma dada frequência. Além disso, muitas das fontes compactas apresentam variações temporais na potência da sua radiação. Na ausência de uma estrutura que pudesse ser resolvida pela instrumentação, muitas fontes compactas foram classificadas tendo em conta as características do seu espectro e a sua variabilidade temporal. Assim, as fontes têm sido classificadas como de Espectro Plano, Gigahertz Peaked Spectrum (GPS) e Compact Steep Spectrum (CSS), e no caso de variabilidade temporal como BL Lac Objects e Blazares. As fontes compactas apresentam regularmente espectros que tanto têm um máximo bem definido como vários picos em intensidade em função da frequência. A teoria da radiação de sincrotrão mostra que este comportamento pode acontecer quando o gás emissor é denso o suficientemente para absorver a sua própria radiação abaixo de uma dada frequência ou quando a absorção é causada por um gás ionizado muito denso que rodeia a fonte. Com o advento da interferometria foi possível obter novas imagens mais detalhadas destas fontes compactas. A maioria delas revela que estas fontes compactas apresentam estruturas consideráveis, permanecendo uma pequena minoria como não resolvidas ou com uma aparência pontual. As estruturas são quase sempre na forma de um núcleo central.

(38) Capítulo 2: Rádio galáxias e suas luminosidades. 19. brilhante com vários tipos de estruturas extensas. Normalmente estas estruturas apresentam-se na forma de um “jacto” localizado num dos lados do núcleo, mas pode tomar a forma de um halo de emissão que rodeia o núcleo, duas estruturas simétricas, tanto jactos como lóbulos localizados de ambos os lados do núcleo ou estruturas ainda mais complexas. É interessante verificar que objectos anteriormente apenas classificados pelas suas características espectrais revelam estruturas semelhantes a objectos muito maiores e que não partilham as mesmas características espectrais. Duas classes morfológicas que têm uma particular relevância física são as estruturas com núcleo assimétrico e jacto e os Compact Symmetric Objects (CSOs), que parecem fontes rádio FRII em miniatura.. 2.4. Constituição das rádio galáxias. Cada rádio galáxia tem um núcleo pontual brilhante no rádio coincidente com o núcleo da galáxia hospedeira. Esta característica é partilhada com outros tipos de galáxias. O núcleo mostra muitas das propriedades de outros AGNs, incluindo linhas de emissão, um espectro de banda larga que é bastante maior que o de uma galáxia normal e variabilidade. Tal como as galáxias Seyfert, as rádio galáxias podem ser classificadas em dois tipos dependendo se estão presentes linhas de emissão largas ou apenas linhas estreitas, o que poderá depender do ângulo de observação entre o observador e o núcleo, tal como já foi referido anteriormente sobre os modelos de AGNs. A fonte básica de energia que alimenta as rádio galáxias é na verdade desconhecida. Podem ser feitas conjecturas razoáveis, a partir do que é inferido das observações e das teorias existentes. Muito provavelmente a fonte de energia destes objectos será gravitacional, mas outras hipóteses não podem ser eliminadas. Se a energia é gravitacional, a única forma que é actualmente conhecida para tal, que vai de encontro a todas as necessidades energéticas, é a de uma singularidade gravitacional ou buraco negro. Uma das hipóteses mais compreendidas para a formação de uma destas singularidades no centro galáctico segue a evolução de um sistema de estrelas muito denso. Devido à atracção gravitacional mútua, um tal sistema irá gradualmente tornar-se mais e mais compacto, até que colisões entre estrelas se tornam importantes. Estas colisões podem resultar na coalescência de duas estrelas num objecto de maior massa ou podem resultar na destruição de uma ou ambas as estrelas. Então, os restos estelares e gasosos tenderão a cair para o centro do sistema, especialmente se o arrefecimento do gás por radiação for eficiente. Um grande número de tais colisões levará ao surgimento de grandes quantidades de destroços no centro, que servirão para aprofundar o poço potencial.

(39) 20. Rádio Galáxias a Muito Elevado Redshift. gravitacional e aumentar o processo de colisões. A suposição é de que chega a um ponto que se forma um objecto massivo no centro com uma gravidade tal que as forças nucleares não podem mais resistir ao colapso gravitacional. Uma vez que este objecto esteja formado, talvez com uma massa de apenas alguns milhares de massas solares, inevitavelmente irá crescer, à medida que absorve mais material proveniente de colisões cada vez mais frequentes. Assim que a massa total do buraco negro atinge 108 a 109 massas solares, a energia potencial gravitacional é então alta o suficiente para produzir (em princípio) as energias requeridas pelas fontes rádio. As estimativas mais actuais para a formação de um buraco negro por este processo requerem tempos de vários milhares de milhões de anos, que é uma fracção considerável da idade do Universo. O problema é que muitas fontes rádio extensas são encontradas a redshifts maiores que 3, para o qual o Universo tinha apenas uma fracção da sua idade actual. Estas observações tanto significam que os modelos cosmológicos actuais precisam de ser revistos ou que existem alternativas para a formação de buracos negros massivos nos centros das galáxias que ainda não estão bem definidas, como as que serão discutidas no capítulo 4 desta dissertação. Actualmente é comum sustentar que todas as galáxias já formaram ou formarão buracos negros nos seus centros e que a ocorrência de uma fonte rádio ou núcleo galáctico activo depende da presença de “combustível” para alimentar o seu buraco negro. Assim que um buraco negro se estabelece no centro de uma galáxia, vários processos complexos começam a ocorrer à sua volta. Para a produção de uma fonte rádio o que é mais importante é o destino do material gasoso que está à volta do buraco negro. Se está presente uma grande quantidade de gás resultante de colisões estelares, proveniente de massa ejectada de estrelas jovens durante eventos de starbust ou do meio interestelar, eventualmente irá cair para a singularidade. No entanto, se o gás também tem uma quantidade significativa de momento angular, chega a um ponto em que a força centrífuga devido à sua rotação começará a criar resistência à queda, levando à formação de um disco de gás em rotação à volta do buraco negro. Em princípio, isto fornecerá a massa necessária à fonte rádio para criar o campo magnético, extrair a energia requirida do buraco negro, e talvez fornecer o mecanismo para colimar o outflow7 no jacto estreito que é observado. Devido à complexidade das interacções entre campo, gás, radiação e partículas, pode ser necessário ter em conta efeitos de relatividade geral. Contudo, a estrutura interna dos discos que rodeiam os buracos negros ainda não está bem compreendida.. 7. “Outflow” pode ser traduzido como “escoamento” ou “jorro” e para no nosso caso estamos a referir-nos à. matéria, principalmente gás, que está a ser ejectado do objecto, mas que não está colimado, pelo que a tradução não é a que melhor descreve o fenómeno em causa. Assim, decidimos manter a palavra no original e que é mais usada no meio científico..

(40) Capítulo 2: Rádio galáxias e suas luminosidades. 21. O gás em queda perto do buraco negro pode libertar energia gravitacional até algumas dezenas de percentagem da massa de repouso do material. Então, uma taxa de acreção de algumas massas solares por ano pode assegurar, em princípio, taxas de produção de energia da ordem dos 1045 ergs/s, que é a quantidade requerida pelos objectos mais luminosos. O que se presume é que muita da energia é perdida por radiação, principalmente no regime ultravioleta ou de raios X soft. Radiação de muito maior energia é também possível, e tem sido observada, nos regimes de raios X hard e raios gamma. No entanto, não é claro o caminho preciso pelo qual esta libertação de energia produz a população de electrões relativistas que é semelhante para todas as fontes rádio. É também possível retirar uma quantidade significativa de energia do próprio buraco negro, especialmente se este estiver em rotação e existirem campos magnéticos nas regiões muito próximas dele, que são bastante complexas, talvez repletas de campos de radiação e magnéticos intensos, ondas de choque, partículas de altas energias, etc. Além da radiação de grande intensidade e de partículas de altas energias, que em princípio podem fornecer a energia precisa para a constituição dos electrões relativistas necessários pela fontes rádio, as regiões internas do disco de acreção devem também acelerar e colimar material para a formação do jacto. Têm sido propostos vários mecanismos para este processo, incluindo aceleração por pressão de radiação, colimação pelas paredes de um toro espesso, aceleração e colimação por conversão de energia térmica em energia cinética, e vários outros modelos usando colimação magnética e hidrodinâmica. No entanto, deve ser claro que a região nuclear, onde a fonte rádio nasce, é ainda bastante desconhecida, não apenas devido à complexidade da região, mas também devido à falta de informação observacional. A morfologia dos objectos FRII sugere que o jacto ou outflow tem uma terminação e é desacelerado ao colidir ou ao atravessar o material que rodeia o objecto. De forma análoga, as fontes FRI normalmente têm uma estrutura de pluma, com várias mudanças de direcção e uma aparência serpenteante. As fontes que melhor mostram interacção com o meio são as fontes Narrow-Angle Tailed e as Wide-Angle Tailed. Apenas as fontes compactas de pequena escala mostram uma morfologia que parece ser indiferente à influência do meio ambiente. Na sua forma mais simples, a interacção com o meio ocorre na fronteira entre o jacto e o gás ambiente, onde a velocidade muda rapidamente com a passagem deste. Do que se sabe acerca das temperaturas do gás em torno das galáxias, é muito provável que o jacto se mova no gás ambiente a velocidades superiores à do som, pelo que a frente deste é precedida de uma forte onda de choque à medida que se propaga pelo gás. Esta onda de choque acelera o gás ao passar através dele e, como tal, este processo leva à transferência de energia e momento do jacto para o meio ambiente. Também existe um outro processo de transferência de energia e momento do jacto para o.

(41) 22. Rádio Galáxias a Muito Elevado Redshift. meio a ocorrer ao longo deste. Ambos os processos resultam na perda de energia e momento. Qual deles é dominante depende das condições iniciais do jacto e do meio envolvente. Mas seja qual for o dominante, o papel destes dois processos na evolução do jacto é essencial, pois é através deles que se dá a interacção com o meio. Não sabemos quanto tempo duram as fontes rádio. As estimativas para a idade destes objectos vêm das velocidades iniciais dos jactos juntamente com os cálculos para a propagação dos mesmos. Quando somado com os tamanhos observados para estas fontes, estas estimativas dão tempos de vida de algumas dezenas de milhões até algumas centenas de milhões anos. Não é clara a razão pela qual a fonte nuclear deverá desligar-se após este tempo. Terá de ser encontrado um mecanismo específico que cause a destruição e remoção do disco de acreção após este tempo. Em vez de serem destruídos, o disco e o mecanismo de formação do jacto poderão ser atenuados por repentina queda de matéria. Neste caso, a paragem de actividade poderá ser temporária, uma vez que o buraco negro acabará por consumir o excesso de material. No entanto, a destruição das fontes rádio ainda não teve tantos esforços dedicados ao seu estudo como a sua criação.. 2.5. Rádio galáxias a alto redshift. As rádio galáxias que mais nos interessam para esta dissertação são aquelas que são apelidadas de rádio galáxias a alto redshift (sendo conhecidas na literatura por HzRG8). Miley & De Breuck (2008) publicaram um excelente resumo sobre tudo o que se sabe actualmente e o que ainda é um mistério sobre as rádio galáxias a elevado redshift e segundo o qual nos guiaremos para apresentar estes objectos distantes. A designação HzRG aplica-se comummente a rádio galáxias que se encontram a. 2. Rádio galáxias com 1.2 1.8 podem não representar bem as HzRGs, uma vez. que existem dificuldades em medir o redshift para este intervalo devido à ausência das linhas de emissão mais fortes da parte óptica do espectro das rádios galáxias (Cruz et al 2006). Por outro lado, as rádio galáxias tornam-se cada vez mais raras para altos redshifts. Estudos feitos a HzRGs com espectros de inclinação acentuada e luminosidades típicas de .* 10++ ,(' & '-,( mostram que a grande maioria das rádio galáxias. luminosas para 2 está associada a enxames de galáxias em formação. Além disso, a. densidade numérica de rádio galáxias com estas luminosidades com 2 5 é cerca de. 10" ./0 + e a de proto-enxames de galáxias dentro dos mesmos limites é cerca de 8. Abreviatura que provém da designação em inglês High Redshift Rádio Galaxies..