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.

1. Universidade Presbiteriana Mackenzie
SIMILARIDADES ENTRE OS MICRO QUASARES E OS AGN’S
Gunther Damaceno Barbosa (IC) e Luiz Claudio Lima Botti (Orientador)
Apoio: PIBIC CNPq
Resumo
Jatos relativísticos provenientes de sistemas binários, formados por um buraco negro de massa
estelar e uma estrela companheira são conhecidos pela sua emissão em raios-X e também por serem
uma versão em pequena escala dos jatos em núcleos ativos de galáxias (AGN’s). Esses sistemas são
alimentados por buracos negros e apresentam aspectos morfológicos, tais como discos de acréscimo
e jatos, muito similares aos quasares e galáxias com núcleos ativos, como em Centaurus A, o AGN
mais perto da Terra.
Palavras-chave: jatos relativísticos, buraco-negro, Centaurus A
Abstract
Relativistic jets from binary systems, formed by a stellar mass black hole and companion star are
known for their emission in X-rays and also for being a small-scale version of jets in active nuclei of
galaxies (AGN's). These systems are powered by black holes, and have morphology, such as
accretion 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. VII Jornada de Iniciação Científica - 2011
1 INTRODUÇÃO
Pretende-se fazer neste trabalho uma comparação das características presentes
tanto nos micro quasares como na rádio galáxia mais perto da Terra, Centaurus A. Esta
galáxia, por sua vez, possui comportamento temporal bem similar aos quasares. Acredita-se
que 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 quasares
ocorre 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 micro
quasares apresentam variabilidade em escalas de poucos minutos, sendo difícil detectar
escalas tão pequenas nos AGN’s.
Um dos objetivos principais do trabalho é o conhecimento do método científico, tendo
a oportunidade de aprender a operar uma grande antena. Para isso foi utilizado o rádio
telescópio do Itapetinga nas frequências de 22 e 43 GHz em Atibaia, onde foram
observadas diversas radiofontes, utilizando a técnica de varreduras repetidas (scan).
2 REFERENCIAL TEÓRICO
2.1. HISTÓRICO MICRO QUASARES
Durante a segunda metade do século XVIII, John Michell e Pierre Simon Laplace
foram os primeiros a imaginar objetos escuros e compactos para a concepção clássica da
gravitação. Michell deu a entender que, se uma estrela fosse suficientemente grande e
densa, nenhuma luz seria capaz de emanar de sua superfície (MIRABEL, 2008). Essa idéia
foi recuperada no começo do século XX por Karl Schwarzchild. Em 1916, ele começou a
elaborar as implicações da recém-publicada teoria da relatividade geral, de Einstein, que
afirmava que os raios de luz podiam ser curvados pela atração gravitacional. Schwarzchild
demonstrou que certos fenômenos acontecem quando uma estrela colapsa pela força de
sua própria gravidade (STRATHERN, 1998).
Segundo a teoria de Einstein sobre a influencia da gravidade sobre a luz, depois de
um certo ponto o efeito da força gravitacional aumentará de tal forma que nada, nem mesmo
a luz será capaz de sair de seu campo gravitacional. Esse ponto é alcançado quando a
estrela se reduz a um determinado raio, dependente de sua massa. Esse raio é o ponto
onde uma estrela que colapsa se transforma em um objeto compacto. Schwarzchild provara,
por meio da relatividade, aquilo de que Michell apenas suspeitara. Curiosamente, Einstein
recusou-se a aceitar as descobertas de Schwarzchild (embora fossem baseadas em sua
2

3. Universidade Presbiteriana Mackenzie
teoria). Apesar disso, o raio critico em que uma estrela se torna esse objeto compacto e
escuro é hoje conhecido como raio de Schwarzchild (STRATHERN, 1998)..
Portanto, no século XX, esses objetos compactos e escuros foram denominados
buracos negros1. Eles foram identificados, primeiramente, no céu, na década de 60, como
binárias de raios-X. De fato, esses objetos compactos, quando associados a outras estrelas
formam 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), foi
identificada por Clark e Murdin (1978) como uma estrela que tinha brilho variável, localizada
no centro dos restos da supernova3 W50. Em 1979 linhas de emissão que se deslocavam
foram 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 acabava
de ser descoberta. Na mesma época, Spencer (1979), foi o primeiro a descobrir sua
estrutura amplamente: um núcleo compacto com longos jatos visto em imagens em rádio de
SS 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 alta
energia foi possível a identificação de sistemas binários4com estrelas de nêutrons5ou
buracos-negros no seu interior. Já os jatos relativísticos em fontes compactas foram mais
facilmente observados, utilizando-se telescópios espalhados pela Terra operando em
diversos 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 dois
extremos do espectro eletromagnético: em energias associadas aos raios-X (Sunyaev et al
1991; Paul et al 1991) e em comprimento de onda rádio (Mirabel et al 1992 e
MIRABEL,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 campo
gravitacional 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 objeto
compacto 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 nêutrons
fortemente agrupados.
3

4. VII Jornada de Iniciação Científica - 2011
Tabela 1: Micro-quasares catalogados até 2004, mas atualmente existem outros possíveis candidatos à micro
quasar não confirmados. Na coluna do objeto compacto, o ponto de interrogação supõe o objeto compacto mais
provável.
Micro-quasar Quem descobriu? Objeto Compacto
SS 433 Margon 1979, Spencer 1979 Estrela de nêutrons?
1E1740-2942 Mirabel et al. 1992 Buraco-negro
GRS1758-258 Rodriguez et al. 1992 Buraco-negro
Cygnus X-3 Geldzahler et al. 1983 Estrela de nêutrons?
Spencer et al. 1986
Schanlinski et al. 1990,1995
Circinus X-1 Stewart et al.1993 Estrela de nêutrons
LS I 61303 Massi et al.1993 Estrela de nêutrons?
GRS1915+105 Mirabel & Rodriguez 1994 Buraco-negro
GROJ1655-40 Tingay et al.1995; Hjellming & Rupen Buraco-negro
1995
XTEJ1748-288 Hjellming et al.1998 Buraco-negro
CI 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 nêutrons
XTEJ1550-564 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 entrou
em colapso formou um objeto compacto e escuro (como uma estrela de nêutrons ou um
buraco negro) que está gravitacionalmente ligado a uma estrela, veja Figura 1. Nessa dança
cósmica 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 de
galáxias distantes que abrigam um buraco negro supermassivo e produzem numa região
como 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 pela
dissipação viscosa, e jatos com partículas altamente energéticas. Mas nos micro quasares o
buraco negro tem apenas algumas massas solares ao invés de alguns milhões de massas
solares; o disco de acréscimo tem uma temperatura de alguns milhões de graus ao invés de
alguns milhares de graus; e as partículas ejetadas com velocidades relativísticas podem
4

5. Universidade Presbiteriana Mackenzie
alcançar alguns anos-luz de distância do núcleo somente, ao invés de alguns milhões de
anos-luz como nas rádio galáxias gigantes. (MIRABEL, 1998).
Esses sistemas estelares binários na Nossa Galáxia são conhecidos pelo nome de
micro quasares por eles serem uma versão em miniatura dos quasares. Apesar das
diferenças envolvendo massa, tempo e espaço, os processos físicos nos micro quasares
são similares aos achados nos quasares. O estudo dos micro quasares em Nossa Galáxia
tem permitido um melhor entendimento do que acontece nos quasares distantes e nas
galáxias 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 pesquisadores
considerado como um dos mais importantes até o momento, será apresentado um resumo
de suas características principais.
A uma distância de aproximadamente 16.300 anos-luz deduzida através de
observações rádio com a estrutura variável dos jatos, SS 433 é um dos mais observados
micro quasares e uma das estrelas mais brilhantes da Galáxia. A principal diferença entre o
objeto SS 433 e outras binárias de raios-X conhecidas é a quantidade de matéria fornecida
para o acréscimo do gás em torno do objeto compacto (de acordo com diversos
pesquisadores é muito provável que seja um buraco negro), que levou a formação de um
disco 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
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6. VII Jornada de Iniciação Científica - 2011
disco. A precessão do disco e dos jatos faz de SS 433 um laboratório único para o estudo
dos mecanismos físicos que ocorrem nos micro quasares (FABRIKA, 2004).
A bem conhecida nebulosa W50, remanescente de uma supernova, envolve SS 433
em escalas de dezenas de parsecs. A posição central de SS 433, com a elongação da
nebulosa na direção leste-oeste ao longo do eixo de precessão do jato, e algumas
observações no óptico e em raios-X não deixam duvidas de que W50 foi formada ou
distorcida (pelo menos nessa direção) entre os jatos e o gás interestelar, onde ser vista na
Figura 2 (FABRIKA, 2004).
Figura 2 – Imagem da remanescente de supernova W50 que envolve o micro-quasar SS 433 na parte central
escala 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 sua
emissão rádio é denominada radiação sincrotrônica e tem natureza não térmica. São
consideradas uma das classes das galáxias com núcleo ativo. A potência delas é
tipicamente de 1033 - 1038 W. Para se entender por comparação, é como se no tamanho do
Nosso Sistema Solar fosse colocada uma luminosidade de 100 vezes a da Via Láctea. O
problema principal em explicar a emissão rádio é entender como o campo magnético é
produzido e, acima de tudo, onde os elétrons conseguem suas energias. As formas e os
tamanhos das regiões de emissão rádio dessas galáxias têm sido estudados desde a
década de 50, onde com a ajuda da técnica de Rádio Interferometria melhorou a resolução
dos telescópios ópticos. (KARTTUNEN, 2000).
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7. Universidade Presbiteriana Mackenzie
Quando observadas no óptico se parecem com uma grande galáxia elíptica, mas
quando observadas em rádio apresentam estrutura dupla que é produzida por ejeções
vindas do núcleo e que chegam a atingir cerca de 6 Mpc. Outra característica das rádio
galáxias é a presença de um jato de matéria saindo da fonte central, localizada no núcleo da
galáxia. A explicação mais plausível para os jatos: partículas carregadas se movendo em
um campo magnético. Uma das rádio galáxias mais brilhantes estudadas até hoje e também
a 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 rádio
galáxia Centaurus A (conhecida atualmente como NGC 5128) por meio de observações no
Observatório de Parramatta na Austrália, onde foi definido na época ser uma nebulosa6
galáctica. Alguns anos mais tarde, em 1847, Sir John Herschel observando do Cabo da Boa
Esperança (sul do continente africano), foi o primeiro a notar sua característica especial, que
foi descrita por ele como: “Uma nebulosa constituída de duas partes laterais semi-ovais e
sem 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 das
galáxias.
7

8. VII Jornada de Iniciação Científica - 2011
Cem anos após a descoberta da nebulosa por Dunlop, Centaurus A não chamava
tanto a atenção dos astrônomos, sendo observada com pouca frequência. Naquela época
não havia grandes telescópios ópticos no hemisfério sul. Em 1922, Edwin Hubble incluiu a
galáxia em uma lista composta na sua maior parte de objetos galácticos com emissão de
linha (HUBBLE, 1922).
Logo após a segunda guerra mundial, os astrônomos desenvolveram uma nova
técnica para estudar objetos celestes em outros comprimentos de onda além do visível:
instrumentos especiais para coletar ondas de rádio. Usando um interferômetro que utilizava
o mar em Dover Heights, Austrália, através de uma técnica onde se usava ondas de rádio e
ondas de rádio refletidas no mar, o astrônomo John Bolton (1922-1993) em 1948, anunciou
a descoberta de fontes discretas de rádio emissão. Em um artigo publicado um ano mais
tarde, os astrônomos John Bolton, Gordon Stanley, e Bruce Slee foram os primeiros a
identificar Centaurus A, como uma galáxia rádio potente, onde suas ondas de rádio foram as
primeiras a serem vinculadas a um objeto extragaláctico (BOLTON, 1949).
Estudando Centaurus A com telescópios do Observatório Palomar, na Califórnia em
1954, 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 primeira
vez relatou a variabilidade das freqüências de rádio e raios-X simultaneamente entre os
anos 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 o
Observatório Einstein (2-10 keV), Ethan Schreier descobriu um jato de raios-X que saia do
núcleo 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 dos
jatos que saiam do núcleo (SCHREIER, 1981).
Em 1996 Schreier utilizou o telescópio espacial Hubble e WFPC27 (Wide Field
Planetary Camera 2) para estudar as propriedades da faixa de poeira e de polarização da
distribuição das estrelas jovens ao longo de sua fronteira norte. As estrelas jovens azuis são
uma prova de que Centaurus A, uma galáxia elíptica, fundiu-se com uma galáxia espiral. As
galáxias elípticas como Centaurus A, não teriam tido a poeira e gás suficientes para formar
aglomerados de estrelas novas (SCHREIER, 1996).
Em 2008 pela primeira vez um novo método foi usado para determinar a massa do
buraco negro central de Centaurus A. Usando observações com óptica adaptativa8 (Adaptive
7
WFPC2 foi a câmera principal do telescópio Hubble até 2002, onde foi removida na metade de 2009 para ser
substituída pela WFPC3. Seus 48 filtros permitiram aos cientistas um estudo preciso dos comprimentos de onda
da luz do ultravioleta ao infravermelho próximo.
8
Óptica adaptativa é uma técnica para corrigir as distorções na propagação das ondas eletromagnéticas pela
atmosfera terrestre e através da óptica do telescópio.
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Optics), o valor derivado da massa está em excelente concordância com as determinações
anteriores 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 mais
brilhante no céu, imediatamente após os membros do Grupo Local (M31, M33, GNM e a
PNM). Imagens de exposição relativamente curtas, limitadas a um brilho superficial em
B(Blue-Azul) de cerca de 22 magnitudes por segundos de arco mostram uma aparência
quase 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 elíptica
cortada 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 rádio
extragaláctica no céu. Estende-se predominantemente na direção norte-sul entre as
declinações 38.5º ≤ δ ≤ - 46.5 º, entre as ascensões retas 13h 15m ≤ α ≤ 13h 32m e sua
dimensão angular total é de 8 º × 4 º. Isso se traduz em uma dimensão linear de 500 × 250
9

10. VII Jornada de Iniciação Científica - 2011
kpc. Embora rádio galáxias maiores têm sido encontradas, Centaurus A é ainda, em sentido
absoluto, uma das maiores conhecidas (ISRAEL, 1998).
A fonte de rádio da galáxia é muito complexa, mostrando uma estrutura significativa
variando 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 na
Figura 5, são os lóbulos gigantes exteriores estendendo-se até aproximadamente 250 kpc, o
lóbulo meio norte (sem contrapartida do sul) que se estende por cerca de 30 kpc, os lóbulos
interiores e os jatos centrais que se estendem por cerca de 5 e 1,35 kpc respectivamente e
o 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 em
4.9 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 fontes
extragalácticas muito distantes, que também possuem similaridades com as fontes
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11. Universidade Presbiteriana Mackenzie
galácticas. O modelo unificado de um AGN e a analogia entre fontes galáctica e
extragaláctica pode ser visto nas Figuras 6 e 7.
No sub-tópico anterior menciona-se a respeito dos micro quasares que foram
descobertos no começo da década de 1990 e vêm sendo observados e estudados até hoje
em dia por muitos pesquisadores que também observam e estudam os AGN’s. Esses
sistemas estelares binários na Nossa Galáxia são conhecidos pelo nome de micro quasares
por serem uma versão em miniatura dos quasares. Apesar das diferenças envolvendo
massa, tempo e espaço, os processos físicos nos micro quasares são similares aos
achados nos quasares. O estudo dos micro quasares em Nossa Galáxia tem permitido um
melhor 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 buraco
negro no centro, os jatos saindo do núcleo, e em volta dele o disco de acréscimo, definido de acordo com o
posicionamento do observador. Blazar, olhando em direção ao jato; quasar visto com um ângulo em relação ao
jato e rádio-galáxia, sendo observada com um ângulo de 90° em relação ao jato, mas todos são fisicamente
iguais.
Fonte: (http://www.astro.rug.nl/~koopmans/courses_2009.html).
11

12. VII Jornada de Iniciação Científica - 2011
Figura 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-se
através de artigos científicos publicados na comunidade científica e de livros da Biblioteca
da Universidade Presbiteriana Mackenzie. Foram realizadas observações no ROI para
obtenção dos dados referentes ao comportamento em rádio nas freqüências de 22 e 43 GHz
no período entre o segundo semestre de 2008 e o primeiro semestre de 2010.
3.1. OBSERVAÇÕES EM RÁDIO
3.1.1. RÁDIO OBSERVATÓRIO DO ITAPETINGA (ATIBAIA)
As observações para obtenção dos dados nas frequências de 22 e 43 GHz, foram
realizadas na grande Antena do Itapetinga (ver Figura 8), um radiotelescópio com uma
superfície parabólica refletora de 13.7 m de diâmetro. As cornetas utilizadas de 22 e 43 GHz
são retangulares e devido a suas sensibilidades elas detectam a componente vertical da
polarização. 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 ordem
de 700 K. Com essa temperatura de sistema e a banda utilizada, é possível detectar
radiofontes com densidade de fluxo de 1 Jy, em duas horas de observação ( BOTTI, 1990).
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13. Universidade Presbiteriana Mackenzie
Figura 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 temperaturas
Tnoise= 156 K em 22 GHz e Tnoise= 61 K em 43 GHz, e um “load” (carga) à temperatura
ambiente, Tload= 295 K. Para observação de Centaurus A utilizou-se a varredura de três
pontos, pegando 3 pares de coordenadas: dois pares diametralmente opostas ao plano da
galáxia e um par no centro da galáxia ( BOTTI, 1990).
A conversão de temperatura de antena em densidade de fluxo se baseia na
comparação entre a temperatura de antena obtida para a radiofonte e a temperatura de
antena apresentada por uma calibradora que possui densidade de fluxo conhecida. A fonte
calibradora utilizada foi a rádio-galáxia Virgo A.
4 RESULTADOS E DISCUSSÃO
Nesse tópico, serão apresentados os gráficos de Densidade de Fluxo versus Tempo
no período do segundo semestre de 2008 ao primeiro semestre de 2010 nas frequências de
22 e 43 GHz para a rádio galáxia Centaurus A.
Em todos os Gráficos apresentados, as barras de erros estão relacionadas com as
condições climáticas em Atibaia no momento da observação.
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14. VII Jornada de Iniciação Científica - 2011
4.1. ANÁLISE DOS DADOS OBTIDOS COM O RÁDIO OBSERVATÓRIO
4.1.2. RADIO FONTE CENTAURUS A
Nos Gráficos 1 e 2 são apresentados os comportamentos temporais da Densidade
de 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.
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15. Universidade Presbiteriana Mackenzie
O Gráfico 1, apresenta a variação da Densidade de Fluxo versus tempo de
Centaurus A em 22 GHz. Como foram poucas observações realizadas e com isso poucos
dados 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, que
pode ser visto no Gráfico 2, a fonte apresentou variabilidade com média no fluxo de
aproximadamente 11 Jy para o período. Como pode ser notado através do Gráfico, a fonte
apresentou um aumento de aproximadamente 120% entre o fim do mês de fevereiro e o começo
do mês de março de 2010, a maior variação do período, tendo uma queda de cerca de 50% até o
começo do mês de abril de 2010. Entre a metade do mês de abril e o começo do mês de maio de
2010 apresentou um aumento de 50%, onde posteriormente apresentou sua maior queda para o
período 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 recentes
dados coletados pelos cientistas, mas ainda tem muito por vir em relação a sua total
compreensão , 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 óptica
que os estudos têm mais tempo, e por isso ela possui uma grande quantidade de dados
comparados aos micro quasares durante todo esse tempo. Mas isso não quer dizer que uma
das grandes expectativas do estudo dos micro quasares, que é uma relação com os
quasares, não pode caminhar junto com o estudo das rádio galáxias, sempre buscando uma
conexão entre eles.
Os micro quasares estão abrindo novos horizontes para a compreensão das fontes
de raios-X superluminosas observadas nas galáxias com núcleo ativo como a rádio galáxia
Centaurus A, nas explosões de raios gama de longa duração e a origem dos buracos negros
estelares e estrela de nêutrons. Mas o trabalho vai continuar, devido ao grande potencial
que essa linha de pesquisa tem a desenvolver na Astronomia e Astrofísica.
Por meio do estudo da rádio galáxia Centaurus A, que envolveu pesquisa na
literatura disponível juntamente com observações no Rádio Observatório do Itapetinga em
22 e 43 GHz, conclui-se que para o estudo dos AGN’s, a rádio galáxia Centaurus A é uma
das fontes mais importantes (alguns pesquisadores chamam Centaurus A de “Pedra
Roseta” da Ciência dos AGN’s) para poder entender o fenômeno AGN, devido a sua
proximidade (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 GHz
pode-se verificar a variabilidade da fonte nos períodos de observação, mas para um estudo
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16. VII Jornada de Iniciação Científica - 2011
melhor sobre a variabilidade da fonte é necessário um período maior de observação, onde
poderá 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 rádio
sejam de grande importância, pois suas maiores emissões de acordo com o espectro são
em frequências rádio (apenas no ponto de vista do espectro emitido, já na distribuição
espectral de energia não é em rádio). As emissões em rádio (também em raios-X) de
Centaurus A resultam da radiação sincrotrônica produzida pelas partículas aceleradas no
campo magnético produzido pelo disco de acréscimo em torno do buraco negro
supermassivo. Dessa forma, essas emissões envolvem alguns dos processos físicos mais
importantes que ocorrem na rádio galáxia.
Finalmente, tanto para o estudo da rádio galáxia Centaurus A, como para os estudo
dos micro quasares, vem sendo realizadas observações em todas as frequências acessíveis
até o presente momento. Com o desenvolvimento de novas tecnologias para observação, os
instrumentos de observação que já ficaram prontos e os que vão ficar, já estão e ficarão
apontados para esses enigmáticos objetos galácticos e extragalácticos. Com isso mais
informações sobre os AGN’s estarão disponíveis futuramente, ajudando a ter cada vez mais,
um melhor entendimento do fenômeno AGN e dos micro quasares.
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