Pesquisa das Fontes B , B , B e B em Rádio, Óptico e Raios X

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1 Restrições a Modelos de Núcleos Galácticos Activos (AGN): A Evolução de Rádio Galáxias e o tamanho da Região Emissora de Riscas Estreitas (no espectro de AGN) Pesquisa das Fontes B , B , B e B em Rádio, Óptico e Raios X CENTRO DE CIÊNCIAS MATEMÁTICAS (CCM) (Fundação para a Ciência e a Tecnologia-Programa ESO; PESO/P/PRO/15133/1999) NOEL B. F. CAIRES MARÇO DE

2 ACRÓNIMOS NLR- Narrow-Line Region AGN- Núcleo Galáctico Activo LINERs- Low Ionization Nuclear Emission-Line Region QSO- Objecto Quasi-Estrelar BN- Buraco Negro mas- mili-segundo de arco CSS- Compact steep Spectrum Sources GPS- Giga-Hertz Peaked Spectrum Sources CSOs- Compact symmetric objects MSOs- Medium-sized symmetric Objects HST- Telescópio Espacial Hubble VLA-Very Large Array VLBA- Very Large Baseline Array CJs- core-jet Sources MERLIN- Multi-Element Radio Linked Interferometer Network VLBI- Very Long Baseline Interferometer EVN- European VLBI Network JVAS- the Jodrell Bank-VLA Astrometric Survey CLASS- Cosmic Lens All-Sky Survey 2

3 ÍNDICE Sumário Introdução AGN Evolução de Radio Galáxias NLR As 55 fontes da amostra Discussão Resultados obtidos Polarização O trabalho Futuro Índice Espectral Radio Óptico Raios X O Meu Trabalho Bibliografia

4 SUMÁRIO O objectivo do projecto é: classificar morfologicamente e fisicamente uma amostra de 55 fontes com o espectro plano (flatspectrum) e estrutura em 0.1-1Kpc. Para isso, serão feitas várias observações em rádio, óptico e em raios X. Também, tentar colocar confinamentos, na evolução das rádios galáxias e calcular geometricamente o tamanho real das NLR. A minha contribuição será importante, visto que no projecto falta alguma informação acerca das fontes, e eu irei pesquisa-la de forma a completar, podendo mesmo ser de extrema importância se eu confirmar a B , como sendo uma Supernova de Remnant. 4

5 1 INTRODUÇÃO 1.1 AGN A definição de uma galáxia activa, está relacionada com a quantidade de radiação emitida, estas emitem radiação em todos os comprimentos de onda, sendo constituídas, por galáxias normais, estrelas, gás e poeiras. A característica especial dos seus espectros é a abundância de riscas de emissão a contrapor às galáxias normais onde essas riscas não se vêm e apenas se detectam riscas de absorção. A proporção de galáxias activas em relação as galáxias normais é de 1 para 10. AGN, termo que surgiu para designar a classe geral de galáxias activas. Existem 5 tipos de AGN: Seyferts, LINERs, Blazars, Quasares/QSO e Rádio-galáxias. O Modelo Standard, explica a forte emissão vinda das AGN, como a rápida variabilidade vista no óptico, raios X e raios γ. O mecanismo fundamental, base de todos as componentes do modelo, é o BN supermassivo, responsável pela emissão de jactos e formação do disco de acreção. O jacto é responsável pela criação de lobos e de radio galáxias, e estes formam-se devido á colisão do jacto vindo do centro do AGN com o meio intergaláctico. A evolução das AGN é feita através dos Quasares/QSO, são talvez o tipo mais famoso. São como que estrelas (não resolvíveis por telescópios) mas a distancias cosmológicas e com luminosidades prodigiosas, da ordem de L~ Lo, sendo os objectos mais luminosos do universo. Possuem riscas de emissão largas. Cerca de 5% das QSOs são radio-barulhentas, com polarização linear elevada. Os outros 95%, são radio-silenciosos com baixa polarização. Os QSOs constituem a classe de AGN mais numerosas, com cerca de membros e concentram-se em regiões remotas do universo z~2, embora cubram 0.1 z Evolução de Radio Galáxias Radio-galáxias, são em geral galáxias Es que emitem fortemente no radio ( erg/s). O tamanho da radio galáxia é superior ao da E (onde reside), podendo atingir dez vezes o tamanho da mesma, sendo a gama observável de 10Kpc a 2 Mpc. As radio galáxias apresentam quase sempre uma estrutura dupla, muitas vezes quasi-simétrica, com dois lobos e/ou dois jactos diametralmente opostos. Uma região nuclear coincidente com o centro da galáxia anfitriã é, quase sempre visível entre os dois lobos/jactos. Conforme a extensão dos lobos, a 5

6 intensidade dos jactos e a preponderância do núcleo, classificamos as radio-galáxias em dois grupos de Fanaroff-Riley: FRII, este tipo é o mais luminoso (a potência especifica é >10 25 W/Hz). Tem como galáxias anfitriãs Es normais. FRI, este tipo de radio-galáxias é mais pequeno e menos luminosa do que as FRII (potência especifica <10 25 W/Hz). São encontradas quase sempre em galáxias cd embora existem em galáxias Es normais. Uma forma de distinção entre FRI e as FRII é efectuando um estudo geométrico dos mapas rádio de cada tipo. Podemos estimar a idade do universo por dois métodos: medindo a distância linear do lobo ao núcleo da radio galáxia ou por métodos sincrotrónicos. As CSS que inclui GPS podem ser radio galáxias novas ou mesmo ter uma evolução independente das radio galáxias normais. Tem um tamanho típico entre 1-20Kpc e com um espectro radio (α>0.5 com S v α v -α ). Estas constituem cerca de 15-30% das fontes luminosas, têm uma idade inferior a 10 6 anos. Foram observadas 30 fontes destas no HTS, com bom aligamento óptico/radio, com o redshifts z>1, contrariando as radio galáxias normais (z>0.6). As CSOs são candidatas a radio galáxias com um tamanho entre pc, também as MSOs são igualmente candidatas a radio galáxias mas com um tamanho entre 1-15Kpc. No projecto considerase CSO e as MSO como um único (CSO/MSO), isto, enquanto não forem classificadas morfologicamente. Os lobos CSO/MSO tem uma concentração < 0.02``, com um espectro α~0.75, com uma baixa polarização e com um tamanho ~1Kpc. As CSO/MSO são definidas como novas (a idade <10 5 anos). 1.3 NLR É uma região de emissão de riscas estreitas, com uma massa total de material ionizado da ordem de 10 9 M Θ, e uma temperatura ~5x10 4 K. O tamanho típico é de ~0.1-1Kpc. 1.4 As 55 Fontes da amostra Inicialmente foi feito um estudo do espectro plano, de forma a ver com que frequência ocorria as CSO/MSOs, que tivesse uma escala angular entre mas, com um tamanho da ordem ~0.2-2Kpc e com um redshifts z>0.2. Foram selecionados 1665 fontes, de uma VLA de resolução ~200 mas, onde posteriormente foram escolhidas todas as fontes que verificassem os seguintes critérios: S 8.4 GHz 100mJy 6

7 α 4.85 <0.5 b >10 0 Reduzindo a amostra para 55 fontes. Cerca de metade das 55 fontes da amostra são CSOs e pequenas MSOs. A polarização é baixa e o índice espectral é muito diversificado na amostra α~ Desconhecemos o redshift de quase todas as fontes, como também a sua classificação morfologica no radio (é necessário pesquisar informação sobre o espectro óptico das fontes), contudo, conseguimos distinguir o tipo de candidatos unicamente pelo seu tamanho angular. 2 Discussão 2.1 Resultados obtidos Todas as 55 fontes foram observadas no VLA a 8.4GHz, durante a pesquisa JVAS/CLASS. O trabalho iniciou-se depois de selecionar observações, feitas no MERLIM a 5 GHz de resolução 50 mas. Das 55 fontes 12 foram observadas no VLBA a 5 GHz de resolução 2 mas, 5 foram observadas no MERLIM a 22 GHz de resolução 10 mas, e 10 das 55 fontes com EVN+MERLIM A 1,6 GHz Polarização A polarização é importante já que vai fornecer-nos informação sobre o campo magnético e as colisões nas fontes, sendo particularmente importante para averiguar a NLR ou mesmo o espectro óptico. A polarização das fontes a 8.4 GHz é em geral baixa, contudo existe dois tipos de fontes radio (CSO/MSOs e CJs) com diferentes distribuições, as CJs é mais polarizada do que CSO/MSOs. 2.2 Trabalho Futuro Índice Espectral 7

8 Planeamos construir o índice espectral de alta resolução em toda a amostra, para isso é necessário observar no Merlin a 1.66 GHz para as maiores fontes e com o EVN+Merlin ou VLBA para as pequenas fontes (para ter melhores polarizações). A repetição de observações torna-se benéfica não só para identificar os candidatos a CSO/MSOs como tambem para detectar algum movimento superluminal Radio É possível através da interferometria, combinar antenas radio a muitos Km de distância, de forma a que a resolução efectiva passe a ser dada pela distância entre a antena. Se pretendermos calcular o fluxo de uma dada fonte radio, é necessário conhecer o espectro de rádio do fluxo. No projecto pretende-se estender a classificação não só á classificação morfológica como também ao comprimento de onda das fontes, para estimar a idade e tentar perceber os mecanismos responsáveis pela estrutura da amostra no espectro plano. Completar o programa do EVN+MERLIM A 1,6 GHz para ficar com uma pequena escala das fontes. Produzir mapas com uma alta resolução de índice espectral. Procurar observações a 22 GHz no MERLIN e VLA para o centro das CSO/MSOs, de forma a classificar em CSO/MSOs ou CJs. Pretende-se usar o VLA a 74 MHz e um disco simples para a densidade de fluxo medida até ~30 MHz ou ~100MHz, para saber as propriedades físicas das 55 fontes da amostra (temperatura, energia, campo magnético.), para isso é necessário saber o redshift o que vai implicar a trabalhar no óptico Óptico Espera-se fazer o estudo fotométrico para todas as fontes da amostra para ter uma boa estimativa do redshift, e assim determinar o redshift. Identificar as 55 fontes (se são galáxias e se o são identificar o tipo). Verificar se a forte emissão de radio das QSOs é sistemática. Espera-se usar HST para relacionar toda a amostra óptico/radio Raios X O estudo dos raios X é importante visto que juntamente com o índice espectral obtemos informação sobre as nossas fontes; compara as radio silenciosas e as radio barulhentas, nomeadamente as CSO/MSOs, verificando a evolução; N H irá dar-nos a informação do material circumnuclear; estudar a área de onde os jactos veem de forma a fornecer mais informação sobre a inclinação do angulo da fonte; e dar- 8

9 nos informação do meio interestrelar e nalguns casos do meio intergalactico. Como quase todas as fontes tem um fluxo baixo de raios X, será preciso pesquisar em alguns catálogos a informação pretendida. Teremos que submeter analises a novas missões com sensibilidade ~10-15 erg/cm 2 /s, para observar as 55 fontes da amostra com os novos observatórios (AXAF, ASTRO-E e XMM). O Chandra/AXAF verificou ser o melhor porque pretendemos ver a estrutura da fonte e estudar em detalhe duas CSOs. Fazer estudos e cálculos de raio X/radio para relacionar as 55 fontes da amostra. Determinar o meio físico das fontes como também o campo magnético. 3 O Meu Trabalho Vai consistir em procurar toda a informação possível existente (como propriedades, características, tipo, e outras) em artigos, catálogos, livros e páginas da internet (de instituições credibilizadas) sobre as 55 fontes da amostra, e sobre as 1665 fontes da amostra mãe (ou pelo menos, da sub-amostra de 100 a utilizar no óptico). A pesquisa em alguns casos terá que ser feita manualmente (como nos artigos), noutros como na página da IUE terá que ser pelas coordenadas ou pelo nome do objecto, estando mesmo esperançado que com o auxilio de algum programa (Mathematica) consiga fazer uma procura interactiva, já que é capaz de haver muita informação que na sua essência torna-se repetida para o projecto (criar um programa ou mesmo com o auxílio de algum programa existente de forma a selecionar e a guardar a pagina). Estudar em detalhe a fonte B (qual a informação existente: em rádio nos arquivos VLA, VLBI, e MERLIN, óptico e raios X). No Internal Report (CCM) de Janeiro de 2001 esta fonte está classificada como uma BLLac. Este tipo de AGN encontram-se em galáxias elípticas, apresentando um curioso espectro óptico sem riscas, quer de emissão quer de absorção. A emissão em rádio é forte pois são rádiobarulhentas, apresentando uma elevada polarização linear e um jacto que apresenta um movimento superluminal. Os raios X apresentam uma rapidíssima variabilidade. Esta fonte será importante no projecto visto ter características diferentes das restantes fontes (como variabilidade, alta polarização e outras), tornando-se indispensável não só porque pretendemos construir 9

10 um mapa do índice espectral de toda a amostra, como para perceber o significado de variabilidade nas nossas fontes, para determinar o tipo de variabilidade e para fornecer mais informação sobre o campo magnético. Estudar em detalhe a B , um possível supernova Remnant, dentro da amostra. A supernova de Remnant (SNR), é uma supernova onde dá-se uma implosão com as estrelas mais massivas, posteriormente quando o núcleo esgota o combustível dá-se uma explosão criando uma nuvem de matéria que dispersa no espaço, tornando-se o restante núcleo como uma estrela de neutrões ou um buraco negro. Terei que confrontar os dados existentes (ou se não existem procurar em arquivos) com teoria de forma a verificar se é uma supernova ou não. Estudar em detalhe o B e B , visto que estas duas fontes saírem fora das relações gerais côr-côr e côr-magnitude por serem muito vermelhos, sem terem um elevado redshift. A forma de fazer este estudo, terá que ser feito de forma similar aos pontos anteriores, na base de pesquisa de informação. 10

11 Bibliografia Ianridpath (1998); Norton s star atlas (19 th ed.), addison Wesley longman limited G.J. Babu e E.D. Feigelson (1996); Astrostatistics (1 st ed.), Chapman & Hall P. Augusto (1998); Astronomia Extragalactica Constraining Models of Active Galactic Nuclei:Evolution of radio galaxies and the size of the Narrow- Line Region P. Augusto, J. I. Gonzalez-Serrano, N. A.B. Gizani, A. C. Edge, e I. Perez- Fournon (Janeiro 2001); Constraining Models of Active Galactic Nuclei:Evolution of radio galaxies and the size of the Narrow- Line Region, Internal Report (CCM) P. Augusto, P. N. Wilkinson e I. W. A. Browne (1998); Flat- spectrum radio with Kpc- scale Structure 11