Dorrit Hoffleit na reunião da AAVSO de Junho de 1961, Nantucket, Massachusetts. (Crédito: Da coleção M.W. Mayall, AAVSO Archives. Copyright 2005, AAVSO)
A era espacial estava bem encaminhada em 1963, e a ciência da astronomia estava crescendo a passos largos. Avanços rápidos estavam sendo feitos na radioastronomia, e o novíssimo campo da astronomia de raios X abriu uma janela inteiramente nova para o universo. Uma das grandes descobertas de 1963 foi a possibilidade de que as Fontes de Rádio Quase-estelares, chamadas quasares, eram objetos extragalácticos a grandes distâncias, emitindo quantidades incríveis de energia de meio caminho através do Universo. Uma enxurrada de papéis na revista Nature no início de 1963 utilizou uma ocultação lunar casual de uma fonte de rádio quase-estelar localizada em Virgo, 3C 273, para determinar com precisão a contraparte óptica da fonte de rádio brilhante. Eles mediram o redshift – o deslocamento no comprimento de onda do espectro observado causado pela expansão do universo – e descobriram que o 3C 273 tinha um redshift espantoso de 0,158, colocando-o a quase dois bilhões de anos-luz de distância. Mas notícias mais excitantes ainda estavam por vir.
Harlan J. Smith, que, com Dorrit Hoffleit, usou o Harvard Plate Stacks para investigar o comportamento histórico de 3C 273. (Crédito: Ohio County Public Library, Wheeling, WV).
Dois artigos apareceram logo após a série Nature indicando que este objeto distante e brilhante era na verdade variável em escalas de tempo detectáveis. Sharov & Efremov (1963; IBVS #23) verificou um pequeno número de placas fotográficas detidas pelo Instituto Sternberg na União Soviética, e notou que o objecto era variável, possivelmente em escalas de tempo com meses de duração. Para um objecto tão brilhante como uma galáxia inteira variar em tão curtos períodos de tempo era impensável na altura, e o mistério que rodeava estes objectos aprofundou-se. Mais ou menos ao mesmo tempo, Harlan J. Smith e o próprio Dorrit Hoffleit da AAVSO utilizaram a coleção muito maior de placas fotográficas mantidas pelo Observatório da Faculdade de Harvard para medir a curva de luz deste objeto ao longo dos 80 anos anteriores. A sua curva de luz, publicada na Nature, foi igualmente espantosa. Não só houve variações com anos de duração, como Smith e Hoffleit também detectaram erupções de luz de várias décimas de magnitude, com duração de meses ou menos. Claramente, qualquer que fosse a fonte de energia, ela era pequena – menos do que alguns meses-luz, pelo menos!
Observações subseqüentes desses objetos e muitos outros revelaram muito sobre os quasares e outros tipos de núcleos galácticos ativos (AGN) que agora conhecemos como a graça do nosso universo. O “enorme” redshift de 3C 273 é agora considerado mundano entre as galáxias de alta altitude (que agora se estendem aos redshifts de 6 e mais), mas 3C 273 ainda tem o recorde como o quasar mais brilhante dos céus da Terra. Também tem um lugar especial entre os observadores “estelares” variáveis. Os observadores da Associação Americana de Observadores de Estrelas Variáveis têm monitorado o 3C 273 desde meados dos anos 60, e seu trabalho tem fornecido um registro claro do comportamento fascinante deste objeto ao longo dos últimos 40 anos.
Quasares
Os quasares, como todos os núcleos galácticos activos, são agora acreditados como manifestações de buracos negros supermassivos nos centros de galáxias distantes. Estes buracos negros, alguns com mais de um bilhão (109) de massas solares, espreitam nos centros dos poços de potencial gravitacional das suas galáxias hospedeiras. Seus discos de acreção, compostos de gás interestelar, poeira e até mesmo estrelas inteiras, são aquecidos a energias muito altas e irradiam do rádio para o raio-X.
Representação artística de um mecanismo de formação sugerido para jatos astrofísicos. As linhas de campo magnético de um furo negro rotativo entrain material do disco de acreção, ejetando-o perpendicularmente ao disco a uma velocidade próxima à velocidade da luz. Estas partículas relativistas dão então luz em quase todos os comprimentos de onda. (Crédito: NASA, & Ann Field, STScI)
Fechar o buraco negro, as coisas ficam ainda mais ocupadas. Os motores centrais do AGN podem formar jatos colimados de material, nos quais as partículas são aceleradas até quase a velocidade da luz, provavelmente pelo próprio campo magnético do buraco negro. Essas partículas – elétrons, prótons e núcleos atômicos mais pesados – encontram os campos magnéticos galácticos e extragalácticos e os meios interestelares e intergalácticos, e podem produzir radiação em quase todos os comprimentos de onda de luz. Parte da radiação é emissão sincrotrônica, gerada por elétrons ultra-relativistas quando eles se espiralam em torno das linhas do campo magnético que encontram. A emissão de Synchrotron é responsável pela emissão de rádio nesses objetos, mas pode gerar emissão óptica — e até mesmo de raios X — nos jatos mais potentes. Raios X de alta energia e até mesmo raios gama são gerados também em jatos, através de um processo de dois passos chamado emissão synchrotron-self Compton. Neste processo, a luz sincrotrônica de menor energia emitida pelos jatos é Compton invertido, espalhado pelo mesmo feixe de elétrons relativistas que os criou. Quando isto acontece, os fótons recebem um enorme impulso energético em detrimento dos elétrons, criando raios X e raios gama. Muitas vezes podemos ver jactos de rádio no AGN mesmo que não estejam alinhados com a nossa linha de visão, mas normalmente, para detectar os raios X e os raios gama de maior energia, temos de estar a olhar “directamente para o cano” do jacto.
Hubble Space Telescope imagem do núcleo e do jacto óptico interno do M 87. Na luz óptica, o jato tem vários quiloparsecs de tamanho, mas na luz de rádio, o jato tem centenas de quiloparsecs de tamanho, muito maior em extensão do que a própria galáxia óptica. (Crédito: NASA & o Instituto de Ciências Telescópicas Espaciais)
Muitas das propriedades espectrais e comportamentais do AGN e quasares dependem de qual orientação estamos vendo o motor central e o jato (se houver). Acredita-se que o AGN será mais brilhante quanto mais próximo o jacto estiver apontado na nossa direcção, e que os quasares são vistos quase em linha recta. Nos casos em que o jacto está quase exactamente alinhado com a nossa linha de visão, vemos o exemplo mais extremo do AGN — um blazar. Blazars (o nome é uma combinação de objeto BL Lac e quasar) são conhecidos por sua emissão de raios gama, por seus espectros ópticos, na maioria das vezes sem características, e por sua rápida variabilidade óptica. 3C 273 foi o primeiro quasar a ser observado em raios gama (em 1976, pelo satélite europeu COS-B), ainda que os jactos não estejam perfeitamente alinhados connosco. O 3C 273 é considerado um membro da família blazar devido à sua emissão de raios gama e à sua variabilidade. Mas também tem algumas características de linha espectral, incluindo linhas de emissão de hidrogênio na óptica, e linhas de ferro na radiografia X. A luz do 3C 273 é provavelmente uma combinação de radiação do disco de acreção e do jacto brilhante.
HST imagem do 3C 273 mostrando uma estrutura de escala fina no jato. Os nós brilhantes dentro do jato são choques — pontos onde o material do jato corre para um “engarrafamento” e desacelera, liberando energia no processo. (Crédito: NASA & J. Bahcall, Institute for Advanced Study)
Em muitos casos, vemos jatos de quasares e outros AGN manifestados como galáxias de rádio brilhantes e estendidos, com lóbulos fofos de emissão de rádio que se projetam para ambos os lados do motor central. Estes jatos de rádio e lóbulos podem às vezes se estender por centenas de kiloparsecs de distância da galáxia central. Na maioria dos AGN, só vemos estes jatos na luz de rádio, mas em princípio, os jatos podem gerar emissão de sincrotrons em qualquer comprimento de onda, desde que as partículas aceleradas pelo jato tenham energia suficiente – quanto maior a energia dos elétrons, maior a energia dos fótons você pode sair. Em alguns sistemas particularmente energéticos, podemos ver os jactos emitidos pelo buraco negro em quase todos os comprimentos de onda em que olhamos. Um exemplo famoso é o jacto da galáxia elíptica gigante Virgo A, ou M 87. O pequeno jato óptico perto do núcleo desta galáxia foi detectado no início do século 20, e agora as observações de rádio e raios X desta galáxia ativa mostram que o jato também está presente nesses comprimentos de onda.
Outro exemplo notável disto é a nossa Variável “Estrela” da Temporada, 3C 273. Bev Oke e Maarten Schmidt (1963; AJ 68, 288) notaram a existência de “um wisp ou jato fino adjacente”. Você pode vê-lo fracamente nas imagens do Digital Sky Survey deste quasar, apontado diretamente da fonte central para o sudoeste. O jato está perfeitamente alinhado com o jato de rádio 3C 273, e acredita-se que seja emissão sincrotrônica da mesma fonte. A radiação de alta energia vem principalmente dos nós do jato, onde o jato sofre choques ao esbarrar no gás que envolve o motor central.
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Observing 3C 273
O quasar 3C 273 é uma fonte pontual em torno da magnitude 12.7 na constelação Virgo (J2000 RA:12 29 06.7, Dez:+02 03 08.6), e os gráficos da AAVSO estão disponíveis aqui. O observador da AAVSO Thomas Cragg (CR) fez a primeira observação visual do 3C 273 em 9 de fevereiro de 1964 (mvis=12.9), e muitos outros na comunidade AAVSO seguiram entusiasticamente esta fonte ao longo dos últimos 40 anos. A longa curva de luz do 3C 273 tem ajudado os teóricos do quasar a entender o comportamento desses objetos, e nós queremos urgentemente que a comunidade visual mantenha o bom trabalho! Como em muitos objectos astronómicos, as curvas de luz dos quasares tornam-se cada vez mais valiosas quanto mais tempo ficam, e as suas observações visuais deram uma importante contribuição para a ciência destes excitantes objectos.
Incluímos a curva de luz visual, com intervalos médios de 1 ano para maior clareza, mostrando o comportamento do 3C 273 ao longo dos últimos 40 anos. O quasar varia em alguns décimos de magnitude ao longo do seu intervalo, e estas variações ocorrem em intervalos de tempo com a duração mínima de um ano. Trabalhos anteriores, incluindo o de Smith e Hoffleit, mostraram que variações podem até ocorrer em escalas de tempo de meses; a curva de luz visual da AAVSO indica essas variações por causa das mudanças ocasionalmente grandes de ano para ano que podem ter uma estrutura de menor escala de tempo. O tamanho máximo da região variável é definido como a quantidade de tempo que a luz leva para viajar durante a variação – neste caso, alguns meses-luz no máximo. Isto mostra que o motor central de 3C 273 (e na verdade todos os quasares) é pequeno, muito menos do que um parsec de diâmetro.
Média de um ano de 3C 273 observações visuais da AAVSO International Database. As variações em 3C 273 ocorrem em escalas de tempo inferiores a um ano. Copyright 2005, AAVSO.
A nossa Estrela Variável da Temporada também é um alvo interessante para a crescente comunidade de espectroscopistas da AAVSO. Como todos os quasares, 3C 273 tem um continuum relativamente plano, indicando a alta temperatura da fonte continuum. Também como a maioria dos quasares (mas ao contrário de muitos blazares!) o 3C 273 tem linhas de emissão em seu espectro, as mais brilhantes das quais são as linhas Balmer de hidrogênio; os comprimentos de onda do quadro de descanso de H-α e H-β são 6563Å e 4862Å. Com um espectrógrafo de média resolução, pode-se facilmente detectar estas duas características. Parte da amplitude da linha H-α vem da mistura de linhas proibidas de nitrogênio, mas em geral, as linhas largas são causadas pela rotação rápida do disco de acreção em torno do buraco negro central.
Obtendo um espectro de 3C 273, não encontrará estas linhas nos comprimentos de onda do seu quadro de descanso! Uma das descobertas mais importantes sobre o 3C 273 em 1963 foi que ele estava em um redshift alto, o que significa que as linhas são deslocadas para comprimentos de onda mais vermelhos pela expansão do Hubble do universo. O redshift é determinado por
onde λ e λ0 são os comprimentos de onda medidos e em repouso de uma linha observada no espectro. Se você pode tomar um espectro de 3C 273, tente medir as posições das linhas você mesmo. Que redshift você obtém? Como na observação visual, tente medir o que vê, não o que “sabe” ser a resposta certa!
Finalmente, a AAVSO também gostaria que os nossos observadores CCD participassem nas observações do quasar mais brilhante dos nossos céus! 3C 273 faz parte do programa de monitoramento da Rede Global de Telescópio (GTN) Blazar, e a comunidade de observadores da GTN fez um maravilhoso trabalho monitorando outros blazares no programa, incluindo BL Lac, Markarian 421, e Markarian 501. Um gráfico do CCD para 3C 273 está disponível aqui, e adoraríamos ter observadores do CCD fazendo observações, sejam elas mensais, semanais ou mesmo diárias! Como com os outros blazares do programa GTN, as observações da série temporal pelo menos uma noite por mês são encorajadas, juntamente com o uso de filtros V e/ou IC. Embora muitos anos de fotometria ainda não tenham revelado variações rápidas no 3C 273 como as observadas nos blazares verdadeiros, este objeto tem mostrado algumas dicas de comportamento flaring ao longo dos anos, e talvez você possa ser o único a captar o início de tal evento!
A nossa variável “Estrela” da estação — o quasar 3C 273 em Virgo — oferece algo para toda a nossa comunidade de observadores, visual e CCD, norte e sul. O quasar mais brilhante dos céus da Terra dá-lhe a oportunidade de olhar para longe através do universo e para trás no tempo, e ver uma das classes de objectos mais enérgicas do nosso universo.
- Cominsky, L.R. et al., 2004, “The GTN-AAVSO Blazar Program”, apresentado na 8ª reunião da Divisão de Astrofísica de Alta Energia da Sociedade Astronómica Americana, Setembro de 2004
- Edge, D.O. et al.., 1959, “A Survey of Radio Sources at a Frequency of 159 Mc/s” , Memoirs of the Royal Astronomical Society 68, 37
- Oke, J.B., 1963, “Absolute Energy Distribution in the Optical Spectrum of 3C 273”, Nature 197, 1040
- Oke, J.B. & Schmidt, M., 1963, “Observações Ópticas da Fonte de Rádio 3C 273,” Astronomical Journal 68, 289
- Peterson, B.M., 1997, An Introduction to Active Galactic Nuclei (New York: Cambridge University Press)
- Schmidt, M., 1963, “3C 273: um objeto semelhante a uma estrela com grande deslocamento vermelho”, Nature 197, 1040
- Sharov, A.S. & Efremov, Yu.N., 1963, “On the Light Variability of the Object Identified with the Radio Source 3C 273”, IBVS 23,1
- Smith, H.J. & Hoffleit, D., 1963, “Light Variations in the Superluminous Radio Galaxy 3C 273”, Nature 198, 650
Para leitura posterior:
- Começando com Blazars
- A página inicial da rede de alta energia Blazar da AAVSO
- Uma pesquisa amadora com resultados profissionais (arquivo pdf) de Aaron Price (AAVSO) et al.
- Quasares e Núcleos Galácticos Activos por William Keel, University of Alabama
- Gráficos da AAVSO
- A página inicial da Rede Global de Telescópio da Sonoma State University
- O Imagine the Universe da NASA! página sobre Galáxias Ativas e Quasares
- AAVSO Variable Stars of the Season: BL Lacertae and Markarian 421
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Esta Primavera a Estrela Variável da Temporada foi preparada pelo Dr. Matthew Templeton, AAVSO.