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Em parceria com a Professora Helena Abascal, publicamos os relatórios das pesquisas realizados por alunos da fau-Mackenzie, bolsistas PIBIC e PIVIC. O Projeto ARQUITETURA TAMBÉM É CIÊNCIA difunde trabalhos e os modos de produção científica no Mackenzie, visando fortalecer a cultura da pesquisa acadêmica. Assim é justo parabenizar os professores e colegas envolvidos e permitir que mais alunos vejam o que já se produziu e as muitas portas que ainda estão adiante no mundo da ciência, para os alunos da Arquitetura - mostrando que ARQUITETURA TAMBÉM É CIÊNCIA.

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  1. 1. Universidade Presbiteriana MackenzieSIMILARIDADES ENTRE OS MICRO QUASARES E OS AGN’SGunther Damaceno Barbosa (IC) e Luiz Claudio Lima Botti (Orientador)Apoio: PIBIC CNPqResumoJatos relativísticos provenientes de sistemas binários, formados por um buraco negro de massaestelar e uma estrela companheira são conhecidos pela sua emissão em raios-X e também por seremuma versão em pequena escala dos jatos em núcleos ativos de galáxias (AGN’s). Esses sistemas sãoalimentados por buracos negros e apresentam aspectos morfológicos, tais como discos de acréscimoe jatos, muito similares aos quasares e galáxias com núcleos ativos, como em Centaurus A, o AGNmais perto da Terra.Palavras-chave: jatos relativísticos, buraco-negro, Centaurus AAbstractRelativistic jets from binary systems, formed by a stellar mass black hole and companion star areknown for their emission in X-rays and also for being a small-scale version of jets in active nuclei ofgalaxies (AGNs). These systems are powered by black holes, and have morphology, such asaccretion disks and jets, very similar to quasars and galaxies with active nuclei, such in Centaurus A,the nearest AGN from the Earth.Key-words: relativistic jets, black hole, Centaurus A 1
  2. 2. VII Jornada de Iniciação Científica - 20111 INTRODUÇÃO Pretende-se fazer neste trabalho uma comparação das características presentestanto nos micro quasares como na rádio galáxia mais perto da Terra, Centaurus A. Estagaláxia, por sua vez, possui comportamento temporal bem similar aos quasares. Acredita-seque muitas das características morfológicas (disco de acréscimo, buraco negro e jatos)encontradas nos micro quasares também são encontradas em galáxias com núcleo ativo(AGN’s). O fenômeno acréscimo de matéria (disco) e ejeção (jatos) em micro quasaresocorre de modo mais rápido em micro quasares do que nas galáxias com núcleos ativos,sendo de 10 −7 a 10 −5 mais rápidos nos primeiros. As curvas de luz rádio para os microquasares apresentam variabilidade em escalas de poucos minutos, sendo difícil detectarescalas tão pequenas nos AGN’s. Um dos objetivos principais do trabalho é o conhecimento do método científico, tendoa oportunidade de aprender a operar uma grande antena. Para isso foi utilizado o rádiotelescópio do Itapetinga nas frequências de 22 e 43 GHz em Atibaia, onde foramobservadas diversas radiofontes, utilizando a técnica de varreduras repetidas (scan).2 REFERENCIAL TEÓRICO2.1. HISTÓRICO MICRO QUASARES Durante a segunda metade do século XVIII, John Michell e Pierre Simon Laplaceforam os primeiros a imaginar objetos escuros e compactos para a concepção clássica dagravitação. Michell deu a entender que, se uma estrela fosse suficientemente grande edensa, nenhuma luz seria capaz de emanar de sua superfície (MIRABEL, 2008). Essa idéiafoi recuperada no começo do século XX por Karl Schwarzchild. Em 1916, ele começou aelaborar as implicações da recém-publicada teoria da relatividade geral, de Einstein, queafirmava que os raios de luz podiam ser curvados pela atração gravitacional. Schwarzchilddemonstrou que certos fenômenos acontecem quando uma estrela colapsa pela força desua própria gravidade (STRATHERN, 1998). Segundo a teoria de Einstein sobre a influencia da gravidade sobre a luz, depois deum certo ponto o efeito da força gravitacional aumentará de tal forma que nada, nem mesmoa luz será capaz de sair de seu campo gravitacional. Esse ponto é alcançado quando aestrela se reduz a um determinado raio, dependente de sua massa. Esse raio é o pontoonde uma estrela que colapsa se transforma em um objeto compacto. Schwarzchild provara,por meio da relatividade, aquilo de que Michell apenas suspeitara. Curiosamente, Einsteinrecusou-se a aceitar as descobertas de Schwarzchild (embora fossem baseadas em sua 2
  3. 3. Universidade Presbiteriana Mackenzieteoria). Apesar disso, o raio critico em que uma estrela se torna esse objeto compacto eescuro é hoje conhecido como raio de Schwarzchild (STRATHERN, 1998).. Portanto, no século XX, esses objetos compactos e escuros foram denominadosburacos negros1. Eles foram identificados, primeiramente, no céu, na década de 60, comobinárias de raios-X. De fato, esses objetos compactos, quando associados a outras estrelasformam um disco de acréscimo com um gás muito quente que emite raios-X e raios gama.(MIRABEL, 2008). A primeira fonte de jatos relativísticos2 na Via Láctea descoberta (SS 433), foiidentificada por Clark e Murdin (1978) como uma estrela que tinha brilho variável, localizadano centro dos restos da supernova3 W50. Em 1979 linhas de emissão que se deslocavamforam descobertas no espectro dessa estrela brilhante e as associaram a uma fonte rádio(MARGON, 1979). Tornou-se aparente que uma nova classe de objetos na Galáxia acabavade ser descoberta. Na mesma época, Spencer (1979), foi o primeiro a descobrir suaestrutura amplamente: um núcleo compacto com longos jatos visto em imagens em rádio deSS 433. A tabela 1 mostra exemplos de micro quasares, sendo que na primeira linha tem-se: classificação do objeto, quem descobriu e o suposto objeto compacto (TRUSHKIN,2003). A partir da década de 90, somente com a ajuda de satélites com detectores de altaenergia foi possível a identificação de sistemas binários4com estrelas de nêutrons5ouburacos-negros no seu interior. Já os jatos relativísticos em fontes compactas foram maisfacilmente observados, utilizando-se telescópios espalhados pela Terra operando emdiversos comprimentos de onda (MIRABEL, 2008). As novas fontes estelares de jatos relativísticos, conhecidas como micro quasares(Mirabel & Rodríguez, 1998), só foram reveladas somente com as observações nos doisextremos do espectro eletromagnético: em energias associadas aos raios-X (Sunyaev et al1991; Paul et al 1991) e em comprimento de onda rádio (Mirabel et al 1992 eMIRABEL,1999). Até 2004, aproximadamente 280 binárias de raios-X galácticas eram conhecidas,mas somente 18 delas (conforme a Tabela 1) mostraram evidências de jatos em rádio e,portanto, aplica-se a mesma definição das galáxias com núcleo ativo (MASSI, 2004).1 Buraco-negro ou estrela congelada (denominação russa) é uma região do espaço-tempo onde o campogravitacional é tão forte que nada consegue escapar, nem mesmo a luz.2 Jatos relativísticos são formados de plasma acelerado em altíssima velocidade, originados de um objetocompacto no espaço.3 Supernova é o nome dado a uma explosão de uma estrela supermassiva.4 Sistemas compostos de duas estrelas ligadas gravitacionalmente.5 Uma estrela de nêutrons é uma estrela superdensa, muito pequena, que é composta principalmente de nêutronsfortemente agrupados. 3
  4. 4. VII Jornada de Iniciação Científica - 2011Tabela 1: Micro-quasares catalogados até 2004, mas atualmente existem outros possíveis candidatos à microquasar não confirmados. Na coluna do objeto compacto, o ponto de interrogação supõe o objeto compacto maisprovável.Micro-quasar Quem descobriu? Objeto CompactoSS 433 Margon 1979, Spencer 1979 Estrela de nêutrons?1E1740-2942 Mirabel et al. 1992 Buraco-negroGRS1758-258 Rodriguez et al. 1992 Buraco-negroCygnus X-3 Geldzahler et al. 1983 Estrela de nêutrons? Spencer et al. 1986 Schanlinski et al. 1990,1995Circinus X-1 Stewart et al.1993 Estrela de nêutronsLS I 61303 Massi et al.1993 Estrela de nêutrons?GRS1915+105 Mirabel & Rodriguez 1994 Buraco-negroGROJ1655-40 Tingay et al.1995; Hjellming & Rupen Buraco-negro 1995XTEJ1748-288 Hjellming et al.1998 Buraco-negroCI Cam Mioduszewski et al.1998 Estrela de nêutrons?LS 5039 Paredes et al.2000 Estrela de nêutrons?V4641 Sgr Hjellming et al.2000 Buraco-negro?Cygnus X-1 Stirling et al.2001 Buraco-negro?Scorpion X-1 Fomalont et al.2001 Estrela de nêutronsXTEJ1550-564 Hannikainen et al.2001 Buraco-negro?XTEJ1859+226 Brocksopp et al.2002 Buraco-negro?GX339-4 Fender et al.1997, Gallo et al. 2004 Buraco-negro?XTEJ1118+480 Fender et al.2001 Buraco-negro?2.1.2. DEFINIÇÃO MICRO QUASARES Micro quasares são sistemas binários onde o que sobrou de uma estrela que entrouem colapso formou um objeto compacto e escuro (como uma estrela de nêutrons ou umburaco negro) que está gravitacionalmente ligado a uma estrela, veja Figura 1. Nessa dançacósmica de uma estrela morta com uma viva, a primeira agrega matéria da segunda,produzindo radiação e partículas com muita energia (MIRABEL, 2008). Neles são encontrados três ingredientes básicos que os quasares (núcleos degaláxias distantes que abrigam um buraco negro supermassivo e produzem numa regiãocomo nosso sistema solar, uma luminosidade de 100 galáxias como a Via Láctea) possuem,mas em escalas menores; um buraco negro, um disco de acréscimo aquecido peladissipação viscosa, e jatos com partículas altamente energéticas. Mas nos micro quasares oburaco negro tem apenas algumas massas solares ao invés de alguns milhões de massassolares; o disco de acréscimo tem uma temperatura de alguns milhões de graus ao invés dealguns milhares de graus; e as partículas ejetadas com velocidades relativísticas podem 4
  5. 5. Universidade Presbiteriana Mackenziealcançar alguns anos-luz de distância do núcleo somente, ao invés de alguns milhões deanos-luz como nas rádio galáxias gigantes. (MIRABEL, 1998). Esses sistemas estelares binários na Nossa Galáxia são conhecidos pelo nome demicro quasares por eles serem uma versão em miniatura dos quasares. Apesar dasdiferenças envolvendo massa, tempo e espaço, os processos físicos nos micro quasaressão similares aos achados nos quasares. O estudo dos micro quasares em Nossa Galáxiatem permitido um melhor entendimento do que acontece nos quasares distantes e nasgaláxias com núcleos ativos (MIRABEL, 2008).Figura 1 – Ilustração de um micro quasar (MIRABEL, 2008).2.1.3. MICRO QUASAR SS 433 O fato de o micro quasar SS 433 ser o primeiro a ser descoberto no ano de 1979,como citado anteriormente, ser um dos mais observados e por alguns pesquisadoresconsiderado como um dos mais importantes até o momento, será apresentado um resumode suas características principais. A uma distância de aproximadamente 16.300 anos-luz deduzida através deobservações rádio com a estrutura variável dos jatos, SS 433 é um dos mais observadosmicro quasares e uma das estrelas mais brilhantes da Galáxia. A principal diferença entre oobjeto SS 433 e outras binárias de raios-X conhecidas é a quantidade de matéria fornecidapara o acréscimo do gás em torno do objeto compacto (de acordo com diversospesquisadores é muito provável que seja um buraco negro), que levou a formação de umdisco de acréscimo e jatos relativísticos colimados que chegam a ter velocidade de 0,26c.As propriedades dos jatos são determinadas pelas suas interações com o fluxo de saída do 5
  6. 6. VII Jornada de Iniciação Científica - 2011disco. A precessão do disco e dos jatos faz de SS 433 um laboratório único para o estudodos mecanismos físicos que ocorrem nos micro quasares (FABRIKA, 2004). A bem conhecida nebulosa W50, remanescente de uma supernova, envolve SS 433em escalas de dezenas de parsecs. A posição central de SS 433, com a elongação danebulosa na direção leste-oeste ao longo do eixo de precessão do jato, e algumasobservações no óptico e em raios-X não deixam duvidas de que W50 foi formada oudistorcida (pelo menos nessa direção) entre os jatos e o gás interestelar, onde ser vista naFigura 2 (FABRIKA, 2004).Figura 2 – Imagem da remanescente de supernova W50 que envolve o micro-quasar SS 433 na parte centralescala horizontal: Right Ascension (B1950) (h, m, s) e escala vertical: Declination (B1950) (graus ◦, minutos ’,segundos”). Os jatos (nas linhas em branco) interagem com o meio da nebulosa, modelando seu formato(DUBNER, 1998).2.2. DEFINIÇÃO RÁDIO GALÁXIAS Por definição rádio galáxias são galáxias que são poderosas fontes de rádio e suaemissão rádio é denominada radiação sincrotrônica e tem natureza não térmica. Sãoconsideradas uma das classes das galáxias com núcleo ativo. A potência delas étipicamente de 1033 - 1038 W. Para se entender por comparação, é como se no tamanho doNosso Sistema Solar fosse colocada uma luminosidade de 100 vezes a da Via Láctea. Oproblema principal em explicar a emissão rádio é entender como o campo magnético éproduzido e, acima de tudo, onde os elétrons conseguem suas energias. As formas e ostamanhos das regiões de emissão rádio dessas galáxias têm sido estudados desde adécada de 50, onde com a ajuda da técnica de Rádio Interferometria melhorou a resoluçãodos telescópios ópticos. (KARTTUNEN, 2000). 6
  7. 7. Universidade Presbiteriana Mackenzie Quando observadas no óptico se parecem com uma grande galáxia elíptica, masquando observadas em rádio apresentam estrutura dupla que é produzida por ejeçõesvindas do núcleo e que chegam a atingir cerca de 6 Mpc. Outra característica das rádiogaláxias é a presença de um jato de matéria saindo da fonte central, localizada no núcleo dagaláxia. A explicação mais plausível para os jatos: partículas carregadas se movendo emum campo magnético. Uma das rádio galáxias mais brilhantes estudadas até hoje e tambéma mais próxima da Via Láctea é Centaurus A, conforme apresentado na Figura 3 (KEPLER,2003).Figura 3 – Rádio galáxia Centaurus A no óptico (cor branca e marrom), rádio (cor laranja) e em raios-X (cor azul)sobrepostas.Fonte: http://chandra.harvard.edu/photo/2009/cena/2.2.1. HISTÓRICO DE CENTAURUS A James Dunlop (1793-1848), um astrônomo escocês, descobriu em 1826 a rádiogaláxia Centaurus A (conhecida atualmente como NGC 5128) por meio de observações noObservatório de Parramatta na Austrália, onde foi definido na época ser uma nebulosa6galáctica. Alguns anos mais tarde, em 1847, Sir John Herschel observando do Cabo da BoaEsperança (sul do continente africano), foi o primeiro a notar sua característica especial, quefoi descrita por ele como: “Uma nebulosa constituída de duas partes laterais semi-ovais esem dúvida, com uma pequena faixa de nebulosidade ao longo da fenda que a separa”(HERSCHEL, 1847).6 Nebulosa é uma nuvem de poeira e gás interestelar que se localiza, na maioria das vezes no interior dasgaláxias. 7
  8. 8. VII Jornada de Iniciação Científica - 2011 Cem anos após a descoberta da nebulosa por Dunlop, Centaurus A não chamavatanto a atenção dos astrônomos, sendo observada com pouca frequência. Naquela épocanão havia grandes telescópios ópticos no hemisfério sul. Em 1922, Edwin Hubble incluiu agaláxia em uma lista composta na sua maior parte de objetos galácticos com emissão delinha (HUBBLE, 1922). Logo após a segunda guerra mundial, os astrônomos desenvolveram uma novatécnica para estudar objetos celestes em outros comprimentos de onda além do visível:instrumentos especiais para coletar ondas de rádio. Usando um interferômetro que utilizavao mar em Dover Heights, Austrália, através de uma técnica onde se usava ondas de rádio eondas de rádio refletidas no mar, o astrônomo John Bolton (1922-1993) em 1948, anuncioua descoberta de fontes discretas de rádio emissão. Em um artigo publicado um ano maistarde, os astrônomos John Bolton, Gordon Stanley, e Bruce Slee foram os primeiros aidentificar Centaurus A, como uma galáxia rádio potente, onde suas ondas de rádio foram asprimeiras a serem vinculadas a um objeto extragaláctico (BOLTON, 1949). Estudando Centaurus A com telescópios do Observatório Palomar, na Califórnia em1954, Walter Baade e Rudolph Minkowski confirmaram que a então peculiar nebulosa,poderia ser classificada como uma galáxia (BAADE, 1954). De acordo com Beall et al.(1978) foi publicado um documento que, pela primeiravez relatou a variabilidade das freqüências de rádio e raios-X simultaneamente entre osanos de 1975 e 1976. As observações em rádio foram realizadas na América do Norte(Stanford University e Kitt Peak) e as observações de raios-X pelo satélite OSO-8. Usando oObservatório Einstein (2-10 keV), Ethan Schreier descobriu um jato de raios-X que saia donúcleo de Centaurus A (SCHREIER, 1979). Trabalhando com Eric Feigelson e Jack Burns,Schreier usou o Very Large Array, no Novo México para encontrar emissão rádio vindo dosjatos que saiam do núcleo (SCHREIER, 1981). Em 1996 Schreier utilizou o telescópio espacial Hubble e WFPC27 (Wide FieldPlanetary Camera 2) para estudar as propriedades da faixa de poeira e de polarização dadistribuição das estrelas jovens ao longo de sua fronteira norte. As estrelas jovens azuis sãouma prova de que Centaurus A, uma galáxia elíptica, fundiu-se com uma galáxia espiral. Asgaláxias elípticas como Centaurus A, não teriam tido a poeira e gás suficientes para formaraglomerados de estrelas novas (SCHREIER, 1996). Em 2008 pela primeira vez um novo método foi usado para determinar a massa doburaco negro central de Centaurus A. Usando observações com óptica adaptativa8 (Adaptive7 WFPC2 foi a câmera principal do telescópio Hubble até 2002, onde foi removida na metade de 2009 para sersubstituída pela WFPC3. Seus 48 filtros permitiram aos cientistas um estudo preciso dos comprimentos de ondada luz do ultravioleta ao infravermelho próximo.8 Óptica adaptativa é uma técnica para corrigir as distorções na propagação das ondas eletromagnéticas pelaatmosfera terrestre e através da óptica do telescópio. 8
  9. 9. Universidade Presbiteriana MackenzieOptics), o valor derivado da massa está em excelente concordância com as determinaçõesanteriores da cinemática do gás. O novo valor para a massa do buraco negro é (5,5 ± 3,0) ×107 Mʘ (CAPPELLARI, 2008).2.2.2. CENTAURUS A Com uma magnitude absoluta de V= 6,98, NGC 5128 é a quinta galáxia maisbrilhante no céu, imediatamente após os membros do Grupo Local (M31, M33, GNM e aPNM). Imagens de exposição relativamente curtas, limitadas a um brilho superficial emB(Blue-Azul) de cerca de 22 magnitudes por segundos de arco mostram uma aparênciaquase circular, que a levou a ser classificada como uma galáxia S0 ou E0, conforme Figura 4(ISRAEL, 1998).Figura 4 - Imagem em banda B de NGC 5128 onde mostra a tradicional parte central interna da galáxia elípticacortada por uma faixa escura. A faixa escura é a projeção de um disco fino bastante distorcido (AAO).Fonte: http://www.aao.gov.au/images/captions/aat007.html Devido a sua proximidade (d = 3,8 ± 0,1 Mpc), Centaurus A é a maior fonte de rádioextragaláctica no céu. Estende-se predominantemente na direção norte-sul entre asdeclinações 38.5º ≤ δ ≤ - 46.5 º, entre as ascensões retas 13h 15m ≤ α ≤ 13h 32m e suadimensão angular total é de 8 º × 4 º. Isso se traduz em uma dimensão linear de 500 × 250 9
  10. 10. VII Jornada de Iniciação Científica - 2011kpc. Embora rádio galáxias maiores têm sido encontradas, Centaurus A é ainda, em sentidoabsoluto, uma das maiores conhecidas (ISRAEL, 1998). A fonte de rádio da galáxia é muito complexa, mostrando uma estrutura significativavariando ao longo de um fator de 108 em tamanho, de escala maior para menos de um mili-segundo de arco. Os principais componentes da fonte de rádio, onde podem ser vistos naFigura 5, são os lóbulos gigantes exteriores estendendo-se até aproximadamente 250 kpc, olóbulo meio norte (sem contrapartida do sul) que se estende por cerca de 30 kpc, os lóbulosinteriores e os jatos centrais que se estendem por cerca de 5 e 1,35 kpc respectivamente eo núcleo compacto com jatos nucleares associados que se estendem por cerca de 1 pc(BURNS, 1983).Figura 5 – Imagem obtida por observações rádio (VLA) dos lóbulos interiores da rádio galáxia Centaurus A em4.9 GHz (BURNS, 1983).2.3. MODELOS UNIFICADOS As fontes galácticas que possuem algumas características similares entre si,fornecem informações que são de grande importância quando se observa fontesextragalácticas muito distantes, que também possuem similaridades com as fontes 10
  11. 11. Universidade Presbiteriana Mackenziegalácticas. O modelo unificado de um AGN e a analogia entre fontes galáctica eextragaláctica pode ser visto nas Figuras 6 e 7. No sub-tópico anterior menciona-se a respeito dos micro quasares que foramdescobertos no começo da década de 1990 e vêm sendo observados e estudados até hojeem dia por muitos pesquisadores que também observam e estudam os AGN’s. Essessistemas estelares binários na Nossa Galáxia são conhecidos pelo nome de micro quasarespor serem uma versão em miniatura dos quasares. Apesar das diferenças envolvendomassa, tempo e espaço, os processos físicos nos micro quasares são similares aosachados nos quasares. O estudo dos micro quasares em Nossa Galáxia tem permitido ummelhor entendimento do que acontece nos quasares distantes e nos AGN’s (MIRABEL,2008).Figura 6 – Modelo unificado de um AGN (Galáxia com núcleo ativo): uma fonte extragaláctica com um buraconegro no centro, os jatos saindo do núcleo, e em volta dele o disco de acréscimo, definido de acordo com oposicionamento do observador. Blazar, olhando em direção ao jato; quasar visto com um ângulo em relação aojato e rádio-galáxia, sendo observada com um ângulo de 90° em relação ao jato, mas todos são fisicamenteiguais. Fonte: (http://www.astro.rug.nl/~koopmans/courses_2009.html). 11
  12. 12. VII Jornada de Iniciação Científica - 2011Figura 7 - Ilustração no diagrama da analogia entre os micro quasares e os quasares (MIRABEL, 2008).3 MÉTODO Foi realizado um levantamento bibliográfico sobre o assunto. A pesquisa realizou-seatravés de artigos científicos publicados na comunidade científica e de livros da Bibliotecada Universidade Presbiteriana Mackenzie. Foram realizadas observações no ROI paraobtenção dos dados referentes ao comportamento em rádio nas freqüências de 22 e 43 GHzno período entre o segundo semestre de 2008 e o primeiro semestre de 2010.3.1. OBSERVAÇÕES EM RÁDIO3.1.1. RÁDIO OBSERVATÓRIO DO ITAPETINGA (ATIBAIA) As observações para obtenção dos dados nas frequências de 22 e 43 GHz, foramrealizadas na grande Antena do Itapetinga (ver Figura 8), um radiotelescópio com umasuperfície parabólica refletora de 13.7 m de diâmetro. As cornetas utilizadas de 22 e 43 GHzsão retangulares e devido a suas sensibilidades elas detectam a componente vertical dapolarização. A largura de feixe à meia potência é cerca de 4,2’ em 22 GHz e 2,1’em 43 GHz.O receptor tem banda lateral dupla de 1 GHz, dando uma temperatura de sistema da ordemde 700 K. Com essa temperatura de sistema e a banda utilizada, é possível detectarradiofontes com densidade de fluxo de 1 Jy, em duas horas de observação ( BOTTI, 1990). 12
  13. 13. Universidade Presbiteriana MackenzieFigura 8 – Rádio-observatório do Itapetinga, com a antena situada dentro da redoma.Fonte:http://www.das.inpe.br/radio/observatorio.html A técnica de observação consistiu na média de 30 varreduras de 20s de duração,precedida por uma calibração com um “noise source” (tubo de ruído) com temperaturasTnoise= 156 K em 22 GHz e Tnoise= 61 K em 43 GHz, e um “load” (carga) à temperaturaambiente, Tload= 295 K. Para observação de Centaurus A utilizou-se a varredura de trêspontos, pegando 3 pares de coordenadas: dois pares diametralmente opostas ao plano dagaláxia e um par no centro da galáxia ( BOTTI, 1990). A conversão de temperatura de antena em densidade de fluxo se baseia nacomparação entre a temperatura de antena obtida para a radiofonte e a temperatura deantena apresentada por uma calibradora que possui densidade de fluxo conhecida. A fontecalibradora utilizada foi a rádio-galáxia Virgo A.4 RESULTADOS E DISCUSSÃO Nesse tópico, serão apresentados os gráficos de Densidade de Fluxo versus Tempono período do segundo semestre de 2008 ao primeiro semestre de 2010 nas frequências de22 e 43 GHz para a rádio galáxia Centaurus A. Em todos os Gráficos apresentados, as barras de erros estão relacionadas com ascondições climáticas em Atibaia no momento da observação. 13
  14. 14. VII Jornada de Iniciação Científica - 20114.1. ANÁLISE DOS DADOS OBTIDOS COM O RÁDIO OBSERVATÓRIO4.1.2. RADIO FONTE CENTAURUS A Nos Gráficos 1 e 2 são apresentados os comportamentos temporais da Densidadede Fluxo de Centaurus A em 22 e 43 GHz respectivamente.Gráfico 1 – Comportamento temporal da Densidade de Fluxo de Centaurus A em 22 GHz.Gráfico 2 – Comportamento temporal da Densidade de Fluxo de Centaurus A em 43 GHz. 14
  15. 15. Universidade Presbiteriana Mackenzie O Gráfico 1, apresenta a variação da Densidade de Fluxo versus tempo deCentaurus A em 22 GHz. Como foram poucas observações realizadas e com isso poucosdados nessa frequência, não foi possível concluir algo sobre o comportamento da fonte. De acordo com o comportamento da Densidade de Fluxo de Centaurus A em 43 GHz, quepode ser visto no Gráfico 2, a fonte apresentou variabilidade com média no fluxo deaproximadamente 11 Jy para o período. Como pode ser notado através do Gráfico, a fonteapresentou um aumento de aproximadamente 120% entre o fim do mês de fevereiro e o começodo mês de março de 2010, a maior variação do período, tendo uma queda de cerca de 50% até ocomeço do mês de abril de 2010. Entre a metade do mês de abril e o começo do mês de maio de2010 apresentou um aumento de 50%, onde posteriormente apresentou sua maior queda para operíodo de 100% entre o começo do mês de maio e o começo do mês de junho de 2010.5 CONCLUSÃO Sobre os micro quasares há uma grande expectativa em explorar seus recentesdados coletados pelos cientistas, mas ainda tem muito por vir em relação a sua totalcompreensão , pois eles foram descobertos na década de noventa por Mirabel e Rodriguez,comparado com a galáxia Centaurus A que vem sendo estudada há mais de um século,mas Centaurus A em rádio começou a ser pesquisada na década de 60. Somente em ópticaque os estudos têm mais tempo, e por isso ela possui uma grande quantidade de dadoscomparados aos micro quasares durante todo esse tempo. Mas isso não quer dizer que umadas grandes expectativas do estudo dos micro quasares, que é uma relação com osquasares, não pode caminhar junto com o estudo das rádio galáxias, sempre buscando umaconexão entre eles. Os micro quasares estão abrindo novos horizontes para a compreensão das fontesde raios-X superluminosas observadas nas galáxias com núcleo ativo como a rádio galáxiaCentaurus A, nas explosões de raios gama de longa duração e a origem dos buracos negrosestelares e estrela de nêutrons. Mas o trabalho vai continuar, devido ao grande potencialque essa linha de pesquisa tem a desenvolver na Astronomia e Astrofísica. Por meio do estudo da rádio galáxia Centaurus A, que envolveu pesquisa naliteratura disponível juntamente com observações no Rádio Observatório do Itapetinga em22 e 43 GHz, conclui-se que para o estudo dos AGN’s, a rádio galáxia Centaurus A é umadas fontes mais importantes (alguns pesquisadores chamam Centaurus A de “PedraRoseta” da Ciência dos AGN’s) para poder entender o fenômeno AGN, devido a suaproximidade (o AGN mais perto da Via Láctea) e suas características físicas. Pela construção das curvas de luz de Centaurus A nas frequências de 22 e 43 GHzpode-se verificar a variabilidade da fonte nos períodos de observação, mas para um estudo 15
  16. 16. VII Jornada de Iniciação Científica - 2011melhor sobre a variabilidade da fonte é necessário um período maior de observação, ondepoderá ser observado o seu comportamento de uma forma mais abrangente. O fato de Centaurus A ser uma rádio galáxia faz com que as observações em rádiosejam de grande importância, pois suas maiores emissões de acordo com o espectro sãoem frequências rádio (apenas no ponto de vista do espectro emitido, já na distribuiçãoespectral de energia não é em rádio). As emissões em rádio (também em raios-X) deCentaurus A resultam da radiação sincrotrônica produzida pelas partículas aceleradas nocampo magnético produzido pelo disco de acréscimo em torno do buraco negrosupermassivo. Dessa forma, essas emissões envolvem alguns dos processos físicos maisimportantes que ocorrem na rádio galáxia. Finalmente, tanto para o estudo da rádio galáxia Centaurus A, como para os estudodos micro quasares, vem sendo realizadas observações em todas as frequências acessíveisaté o presente momento. Com o desenvolvimento de novas tecnologias para observação, osinstrumentos de observação que já ficaram prontos e os que vão ficar, já estão e ficarãoapontados para esses enigmáticos objetos galácticos e extragalácticos. Com isso maisinformações sobre os AGN’s estarão disponíveis futuramente, ajudando a ter cada vez mais,um melhor entendimento do fenômeno AGN e dos micro quasares.6 REFERÊNCIASBAADE, W.; MINKOWSKI, R., (1954). On the Indentification of Radio Sources. AstrophysicalJournal, vol. 119, p.215.BEALL, J. H.; ROSE, W. K.; GRAF, W.; PRICE, K. M.; DENT, W. A.; HOBBS, R. W.;DENNIS, B. R.; CRANNELL, C. J.; CONKLIN, E. K.; ULICH, B. L.; and 3 coauthors, (1978).Radio and X-ray variability of the nucleus of Centaurus A /NGC 5128/. Astrophysical Journal,Part 1, vol. 219, Feb. 1, 1978, p. 836-844.BOLTON J.G.; STANLEY G.J.; SLEE O.B., (1949). Positions of Three Discrete Sources ofGalactic Radio-Frequency Radiation. Nature, Volume 164, Issue 4159, pp. 101-102.BOTTI, L. C. L., (1990). Estudo da Variabilidade e do Espectro de Radiofontes em 22 43GHz. 1990. Tese (Doutorado em Ciência Espacial). Instituto Nacional de PesquisasEspaciais, São José dos Campos.BROCKSOPP, C.,FENDER, R., P.MCCOLLOUGH, M., POOLEY, G. G., RUPEN, M. P.,HJELLMING, R. M., DE LA FORCE, C. J., SPENCER, R. E., MUXLOW, T. W. B.,GARRINGTON,S. T. & TRUSHKIN, S. Initial Low/hard state, multiple jet ejections and X-ray/radio correlations during the outburst of XTE J1859+226. Mon. Not. R. Astron. Soc.331,765-775, 2002.BURNS, J. O.; FEIGELSON, E. D.; SCHREIER, E. J., (1983). The inner radio structure ofCentaurus A - Clues to the origin of the jet X-ray emission. Astrophysical Journal, Part 1(ISSN 0004-637X), vol. 273, Oct. 1, 1983, p. 128-153.CAPPELLARI, MICHELE; NEUMAYER, N.; REUNANEN, J.; VAN DER WERF, P. P.; DEZEEUW, P. T.; RIX, H.-W, (2009). The mass of the black hole in Centaurus A from SINFONI 16
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