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CAPÍTULO 2

MUESTRA DE BLÁZARES EN INFRARROJO

2.1. Introducción

Según la definición dada por Angel y Stockman (1980), los blázares se caracterizan

por su emisión no térmica, que se cree causada por radiación sincrotrón, y por sus

grandes variaciones tanto en flujo como en polarización. El máximo de esta radición se

encuentra entre longitudes de onda submilimétricas y del infrarrojo cercano (Bregman

1991 y referencias incluidas). En el infrarrojo, el continuo puede frecuentemente

describirse como una ley de potencias (F ∝ −ν α ), con un índice espectral comprendido

entre 1 y 2 (Brown et al. 1989a), aunque algunos objetos (p.e., AO 0235+164) muestran

un espectro curvado.

Los programas de seguimiento en infrarrojo que se han realizado hasta ahora forman

parte bien de estudios multifrecuencia (p.e., Gear et al. 1986; Landau et al. 1986;

Brown et al. 1989a), o de estudios sobre variabilidad de flujo, variabilidad de la

polarización, o de ambos, que incluían el espectro visible (Impey et al. 1982; Holmes et

al. 1984; Gear et al. 1986; Brindle et al. 1986; Smith et al. 1987; Brown et al. 1989a;

Mead et al. 1990). Las únicas observaciones puramente infrarrojas publicadas son las de

Allen et al. (1982), Lorenzetti et al. (1989, 1990), Bersanelli et al. (1991) y Takalo

et al. (1992a). Todos los trabajos mencionados confirman la amplia gama de escalas

temporales de variabilidad de los blázares, que abarcan desde horas hasta años. Sin

embargo, con excepción del programa de seguimiento de 3C 273 (Courvoisier et al.

18 Muestra de blázares en infrarrojo

1990 y sus referencias), ninguno de estos estudios ha tratado de llevar a cabo un

seguimiento sistemático en el infrarrojo durante años.

El seguimiento en la región infrarroja proporciona información sobre la radiación del

continuo, casi sin contaminar por líneas fuertes de emisión, ya que existen pocas de

tales líneas que entren en los filtros JHK en quásares de corrimiento al rojo pequeño o

intermedio (p.e., Paschen α). El seguimiento infrarrojo llena además el vacío entre las

observaciones en radio y las ópticas, haciendo posible realizar estudios detallados de las

variaciones espectrales y buscar correlaciones y retrasos temporales entre regiones

espectrales distintas. Otro resultado interesante es la información que puede obtenerse

para los estudios de modelos teóricos. La radiación infrarroja emitida proviene de una

región de baja energía del objeto; la observación de esta radiación sirve para conocer

los procesos de emisión sincrotron que ocurren en el blázar, puesto que las

características de la variabilidad observada cambian con el espectro de energía de los

electrones emisores. La comparación de las curvas de luz en diferentes bandas

infrarrojas pueden proporcionar una información muy valiosa de las condiciones en la

región emisora.

Tras alguna observación esporádica llevada a cabo a partir de 1988, en 1990

comenzó el seguimiento sistemático de los blázares aquí presentados. Las «noches de

servicio» en el TCS empezaron en 1991 permitiendo que, desde la primavera de 1991,

unos pocos de estos objetos (3C 66A, OJ 287, 3C 345 y 3C 273) pudieran observarse

durante estos períodos. Todos los objetos de la muestra mostraron actividad de tipo

blázar durante el curso de las observaciones. Además, durante varios períodos de

observación, algunos de estos objetos fueron estudiados en busca de variaciones rápidas

del orden de unas pocas horas. Encontramos este tipo de actividad en OJ 287, BL Lac,

Markarian 501 y 3C 279, mientras que 3C 66A y AO 0235+164 no mostraron

variabilidad en escalas de tiempo tan pequeñas. Por otro lado, 3C 66A, BL Lac, OJ 287,

Markarian 501 y OQ530 presentan también evidencia de variaciones de color en escalas

de tiempo de unos días. Dos de los objetos de la muestra, Markarian 501 y 3C 279,

serán discutidos en el siguiente capítulo, junto con observaciones en el visible.

Muestra de blázares en infrarrojo 19

2.2. Instrumentación y reducción

Casi todas las observaciones en infrarrojo se han llevado a cabo usando el Telescopio

Carlos Sánchez (TCS) de 1,5 m, situado en el Observatorio del Teide, Tenerife1. El

instrumento utilizado es un fotómetro de un solo canal con alternador (chopper),

montado el el foco Cassegrain f/13,82. En las observaciones se emplearon dos criostatos

distintos: Con anterioridad a la primavera de 1989 se usó el criostato de Oxford para

todas las adquisiciones de datos. A partir de la primavera de 1989 se ha utilizado el

Filtro Circular Variable (CVF), con excepción hecha del intervalo de julio a septiembre

de 1990, en que el CVF no estuvo operativo, y se utilizó de nuevo el criostato de

Oxford. Las diferencias en la respuesta espectral y sensibilidad entre ambos sistemas

son demasiado pequeñas para poder ser detectadas en nuestras observaciones. Ambos

criostatos tienen detectores InSb enfriados con nitrógeno líquido, si bien el criostato de

Oxford alcanza solamente hasta el punto triple mientras el CVF llega hasta la

temperatura de solidificación del nitrógeno. En todas las observaciones se ha empleado

una apertura de 15″, con una distancia entre las posiciones del alternador de 20″ a 25″

en la dirección Este-Oeste, y una frecuencia de alternador de 8 Hz. En ninguna de las

fuentes la emisión de la galaxia de fondo es lo suficientemente extensa para causar una

señal significativa en el haz de cielo. En el caso de BL Lac, esta configuración hace que

otra fuente infrarroja entre en el haz de cielo, por lo que las observaciones de este

objeto tuvieron que hacerse con una distancia entre las posiciones del alternador de 31″.

No es aconsejable cambiar la distancia de alternador durante las observaciones puesto

que esto provocaría un cambio en los puntos cero de la fotometría (Kidger 1990a), por

lo que todas las observaciones realizadas en una sola noche fueron hechas con una

1Algunas observaciones se han realizado con el Telecopio Infrarroso en el

Gornergrat (TIRGO), cuyo diámetro es similar al del TCS, y utilizando unos métodosde observación casi idénticos a los del TCS.

2Existe cierta confusión respecto a la verdadera focal del TCS. El valor comunmenteaceptado para la misma es de f/13,8, pero el valor nominal es 13,5. En realidad, se hanbarajado valores en el rango 13,8 a 13,2 (Juan Calvo, Javier Fuentes y Roberto López1993, comunicaciones privadas).


misma distancia de alternador. Hay que destacar que no hay diferencias sistemáticas

entre los resultados obtenidos con diferentes distancias de alternador, siempre que los

parámetros utilizados (apertura, tiempo de adquisición...) sean idénticos.

Las observaciones fueron calibradas de extinción y punto cero usando un conjunto

de estrellas estándares medidas en un amplio rango de masas de aire. Siempre que fue

posible, se utilizó la misma estándar para calibrar cada fuente con el fin de obtener la

mayor consistencia fotométrica. Estas estándares fueron tomadas de una extensa lista de

estrellas calibradas en el sistema fotométrico del Telescopio Carlos Sánchez (Kidger,

Martínez y Páez 1992), y posteriores ampliaciones. Algunos objetos (p.e.

Markarian 421) carecían inicialmente de estrellas estándares adecuadas en sus

proximidades. En tales casos, se midieron cuidadosamente estrellas cercanas para ser

incluidas en la antes mencionada lista de estándares. La extinción estándar en el

Observatorio del Teide es de aproximadamente 0,12 magnitudes en J, 0,08 en H y 0,10

en K. Las longitudes efectivas de los filtros y sus pasabandas a la temperatura de

operación se dan en la tabla 2.1.

Tabla 2.1. Filtros infrarrojos utilizados con el Telescopio Carlos Sánchez.

FiltroLongitud de

onda central (µ)Pasabanda (µ)

(FWHM)

J 1,285 0,280H 1,647 0,338K 2,205 0,410L' 3,8301 0,640

Nota: (1) Recientes calibraciones del filtro L' dan unalongitud de onda central de 3,690 µ (A. Alonso 1994,comunicación privada).

Para la reducción de los datos se ha utilizado RED. Se trata de un paquete de rutinas

diseñado por el ESO para reducción de medidas obtenidas con los telescopios

infrarrojos en el Observatorio de La Silla. RED es un paquete versátil que permite hacer

ajustes a los puntos cero del sistema, la deriva y la extinción atmosférica (un análisis

detallado de RED puede encontrarse en Bouchet et al., 1991).


Desde enero de 1991, las mejoras en el sistema de adquisición de datos del TCS han

permitido realizar tomas de datos pseudo-simultáneas en las tres bandas J, H, K. Se

define un conjunto de filtros (p.e., J, H, K) y el rayo 1 se observa en todos ellos. Al

acabar la serie, el telescopio se desplaza al rayo 2 y se observa el objeto sobre la misma

secuencia de filtros antes de volver al rayo 1. El telescopio continua la secuencia entre

los rayos 1 y 2 hasta que la relación señal-ruido alcanza un valor satisfactorio. Los

tiempos totales de integración para las tres bandas estudiadas oscila entre diez y treinta

minutos, dependiendo del brillo de la fuente. Por lo general, este tiempo es constante

para todas las medidas de cada objeto. Posteriores modificaciones en la rutina de

adquisición de datos implementadas en 1991 permitieron definir distintos tiempos de

integración en cada filtro. Esto es importante pues muchos de los objetos observados

tienen una señal mucho más potente en K que en J. Generalmente, los tiempos de

integración por haz han sido de 150 s en K, 200 s en H y 250 s en J. Ocasionalmente, se

obtuvieron medidas en la banda L' (3,83 µm) de algunos objetos (Markarian 421,

3C 273, 3C 279 y Markarian 501). La integración en esta banda fue de 25 s por haz,

con un tiempo de integración de 10-15 min.

La calidad de los datos se ve afectada también por la temperatura de la atmósfera,

sobre todo en la banda K. Debido a ello, durante los meses de invierno se pueden

alcanzar magnitudes mayores. Este hecho se traduce en diferencias sistemáticas en la

calidad de los datos, las cuales puede apreciarse que dependen de la estación en que se

obtuvieron.

2.3. Resultados

Los datos obtenidos se presentan en la tabla del apéndice 1. Los errores son la

combinación de las incertidumbres en la calibración y los errores fotométricos en cada

medida. Las incertidumbres en la calibración incluyen las debidas a la extinción, a los

puntos cero y a las magnitudes de las estrellas de calibración. La experiencia obtenida

con el TCS apunta a que los errores finales están normalmente dominados por los


fotométricos, siendo la extinción un factor secundario y, por lo ordinario, mucho menos

importante3. Las incertidumbres en los puntos cero y en las estrellas de calibración son

generalmente despreciables. Las noches en las que la extinción es alta debido a la

componente aerosol, las incertidumbres en la extinción y en los puntos cero aumentan

considerablemente y llegan a dominar el resultado final: tales circunstancias se

producen en aproximadamente un 10% de las noches.

Se ha calculado los flujos mediante la calibración dada por Mead et al. (1990). Los

índices espectrales se han obtenido ajustando los flujos medidos a una ley de potencias

y se muestran en la tabla 2.2.

2.3.1. 3C 66A

Existen pocas observaciones publicadas de este objeto. Holmes et al. (1984) han

publicado observaciones en el infrarrojo cercano obtenidas durante dos noches y Smith

et al. (1987) añadieron una observación más, en K, a las anteriores. La muestra obtenida

por nosotros, que consiste en 21 mediciones entre 1990 y 1993 es, a nuestro entender, la

colección de datos fotométricos en infrarrojo más extensa que existe de este objeto.

Las curvas de luz en todas las bandas señalan que la fuente ha estado bastante activa

durante este intervalo (fig. 2.1). Las amplitudes máximas de variación en las tres bandas

J, H y K son 1,1, 1,2 y 1,3, respectivamente.

3Esta afirmación se refiere a observaciones para las cuales se ha realizado una

calibración adecuada, en nuestro caso, medidas de calibración de 12-15 estrellas durantela noche, a masas de aire desde 1,0 a 2,2.


(a)

(b)

(c)

Figura 2.1. Curva de luz infrarroja de 3C 66A observada con el TCS en lasbandas (a) J, (b) H y (c) K. Los datos correspondientes a una sola nocheaparecen promediados.


Se observa una erupción de 0,4 mag en K que dura cuanto menos 9 días (máximo

durante el DJ 2448335 ó 17-03-91), seguido por una disminución más rápida (6 días) de

1 mag. Esta erupción puede apreciarse también en las otras dos bandas, siendo incluso

más pronunciado a longitudes de onda más cortas: 0,5 mag en H y 0,75 mag in J.

Podría esperarse este comportamiento de una fuente sincrotrón con dos componentes y

con una emisión importante de la galaxia de fondo (p.e., Markarian 501; Kidger et al.

1992c). Sin embargo, el corrimiento al rojo del objeto (z=0,444) resulta demasiado

elevado para que la emisión de la galaxia de fondo tenga relevancia. Debido al tamaño

de los errores, los índices de color no muestran una correlación clara con el nivel del

flujo, a excepción del (H-K) frente a H (fig. 2.2), significativa al nivel del 5%.

Tabla 2.2. Índices espectrales de los objetos observados

Objeto Índice espectralmedio y error

Dispersión

3C 66A 1,02 0,07 0,30AO 0235+164 1,79 0,24 0,79OJ 287 1,16 0,08 0,44Markarian 421 - -3C 279 1,46 0,09 0,283C 273 1,40 0,02 0,11OQ 530 0,94 0,10 0,263C 345 1,17 0,11 0,52Markarian 501 -BL Lac 1,50 0,64 1,42

Notas. En la tabla se dan los índices espectrales medios y suscorrespondientes errores, así como la desviación estándar de losíndices espectrales. Markarian 421 y Markarian 501 no se ajustan auna ley de potencias, por lo que no se facilita sus índices espectrales.

Como se indica en la tabla 2.2, el índice espectral medio (α) de 3C 66A es 1,02. En

el máximo de la erupción (sobre el DJ 2448335), el índice espectral mantuvo este valor,

si bien al principio de la erupción era 1,34; este cambio indica un suavizado del

espectro al aumentar el flujo. Brown et al. (1989a) ya habían predicho un


comportamiento así partiendo de la hipótesis de que grandes cantidades de electrones

relativistas son inyectados en la región emisora, donde decaen radiativamente.

Figura 2.2. Correlación entre el índice de color (H-K) y las magnitudes en la bandaH en 3C 66A. Al aumentar el brillo del objeto, se hace menos rojo. En el ajuste nose ha tenido en cuenta la observación con el brillo más débil en H.

Figura 2.3. Correlación entre el flujo en la banda J y el índice espectral (α) en3C 66A. En el cálculo de la línea de ajuste, no se han tenido en cuenta los dospuntos más alejados de la misma. La dependencia hallada concuerda con lapredicción de Brown et al. (1989a) de inyección y decaimiento radiativo deelectrones relativistas en la región emisora.


En general, los datos muestran una correlación muy buena entre el índice espectral y

el flujo en la banda J (fig. 2.3). Aún teniendo en cuenta los dos puntos más

discrepantes, el coeficiente de Spearman (r=-0,4639) muestra una correlación entre el

índice espectral y el logaritmo del flujo en J significativa al nivel del 1%. Este efecto no

puede verse ni en la banda H ni en K, (coeficientes -0,0220 y +0,1615,

respectivamente). No obstante, el rango de variaciones en las tres bandas es similar, y

su distribución no muestra ninguna tendencia inusual (fig. 2.4).

Durante las observaciones, generalmente hemos empleado este blázar como objeto

de control de variabilidad rápida. Con anterioridad, lo habíamos seguido en varias

ocasiones sin detectar ninguna variación en escalas de tiempo de unas pocas horas (p.e.,

en agosto de 1990; Kidger et al. 1992c).

Figura 2.4. Distribuciones de las magnitudes en 3C 66A en las tres bandas infrarrojasJHK. Los datos de estas distribuciones están separados entre sí, por lo menos, un día.Aparte, se muestran las magnitudes medias en cada banda y las desviaciones estándarrespectivas. La similitud de las desviaciones estándar de los datos en las tres bandasinfrarrojas refuerza el argumento de que la emisión de la galaxia de fondo no contribuyesignificativamente al brillo del objeto.


2.3.2. AO 0235+164

Este objeto es uno de los blázares más observados en infrarrojo. Impey et al. (1982)

observaron variaciones rápidas en el infrarrojo cercano, mientras que Gear et al. (1986)

han detectado notables variaciones en el espectro entre las bandas milimétrica e

infrarrojo cercano. Por el contrario, Holmes et al. (1984) no detectaron variaciones en

el infrarrojo. Debe hacerse notar que, debido a la poca luminosidad de la fuente en el

visible durante el mínimo, resulta imposible su adquisición con la cámara de televisión

del TCS, por lo que todos los datos se refieren a los períodos en que AO 0235+164

estaba en erupción. Esta circunstancia origina un sesgo importante en las observaciones,

que afecta al estudio de este objeto puesto que su comportamiento puede ser distinto

que durante los períodos estacionarios. Este hecho se pone claramente de manifiesto en

la figura 2.5.

Figura 2.5. Distribución de las magnitudes obtenidas en las obervaciones de AO 0235.Para la confección de estas gráficas se han promediado las observaciones a lo largo deuna misma noche. Obsérvese que las distribuciones están muy sesgadas, consecuencia dehaber observado el objeto principalmente en las épocas de mayor brillo, como se explicaen el texto. También se muestran las magnitudes medias en cada banda y las desviacionesestándar respectivas, observándose una mayor dispersión de las magnitudes en la banda J.


(a)

A

B

(b)

A

B

(c)

A B

Figura 2.6. A0 0235+164: La curva infrarroja muestra gran variabilidad en las bandasinfrarrojas (a) J, (b) H y (c) K. Los datos correspondientes a una sola noche aparecenpromediados. Las letras A y B en esta y otras figuras referentes a este objeto, señalan dosmínimos muy pronuciados en la banda J, que tienen un gran peso en el análisis de losdatos.


(a)

A B

(b)

A

B

Figura 2.7. (a) Las variaciones de las magnitudes H y K enAO 0235+164 están correlacionadas y su razón es la unidad.(b) Aunque las variaciones en la banda J parecen más ampliasque en H, el efecto desaparece si se omiten las dosobservaciones con la banda J menos brillante.

Nuestras observaciones muestran una actividad considerable (fig. 2.6) con un rango

máximo de variaciones de 1,8 mag en K, 1,9 mag en H y 3,2 mag en J. La mayor

amplitud de las variaciones en la banda J se pone claramente de manifiesto en los

histogramas de la figura 2.5, pero debe tenerse en cuenta que, en esta banda, el error

para brillos menores que magnitud 15 son muy grandes. Entre DJ 2448272 (15-01-91) y

DJ 2448277 (20-01-91), el objeto se oscureció en 0,86 mag en K, 0,77 mag en H y

0,96 mag en J. Esta pérdida de luminosidad produjo algunas dificultades en el centrado


de la fuente en la apertura, ya que se alcanzó el límite de la cámara de búsqueda del

TCS, debiéndose prestar gran atención para conseguir el ajuste correcto.

En la figura 2.6 aparecen dos observaciones identificadas con las letras A y B, que

tienen un gran peso en los resultados obtenidos, como veremos a continuación. Los

datos correspondientes a estas observaciones están identificados con las mismas letras

en el resto de las figuras de este objeto y corresponden a observaciones con el brillo

muy bajo, sobre todo en la banda J. Así, la figura 2.7 muestra la relación entre las

magnitudes K, H y J, H. Es destacable que las variaciones estén tan bien

correlacionadas. Las variaciones entre K y H son virtualmente iguales, mientras que,

comparando las variaciones entre H y J y, análogamente, entre K y J, la razón

∆ ∆H J ≈ 0 68, . Sin embargo, si no se consideran los dos datos identificados como A y

B (fig. 2.7b), en los que el error, sobre todo en J, es muy grande4, la razón entre las

variaciones en la banda H (análogamente, K) y la banda J toma también el valor 1.

En este objeto, Gear et al. (1986) hallaron un rango de índices espectrales entre 1,25

y 1,73, siendo su valor típico 1,6, el mismo citado por Allen et al. (1982) y por Brown

et al. (1989a). El índice espectral promedio hallado por nosotros (tabla 2.2) concuerda

con tales valores (1,58); sin embargo, durante la época de baja luminosidad

(observaciones A y B), el índice espectral superó el valor 2,5, por lo que el espectro se

hizo considerablemente más pronunciado que durante sus estados típicos. Por lo

general, este objeto fue más brillante en el período de nuestras observaciones que

durante el de Gear et al. (1986).

4Más adelante, en este mismo apartado, se justificarán las dificultades para medir

este objeto en la banda J.


A

B

Figura 2.8. La probable dependencia de los índices de colorcon el brillo en AO 0235+164 es más evidente en el caso delíndice (J-K).

También se aprecia una ligera dependencia de los índices de color con el brillo del

objeto, en el sentido que un aumento del brillo hace que el espectro sea menos rojo

(fig. 2.8). Esta situación tiene su reflejo en que los espectros son más planos cuando el

objeto es más brillante (fig. 2.9a)5, lo cual queda puesto de manifiesto claramente en los

valores que adopta el índice espectral (fig. 2.9b). Sin embargo, cuando no se tienen en

cuenta las observaciones A y B, la correlación no resulta evidente ni en el caso del

5El lector puede pensar que en la figura 2.9a, y en otras figuras similares que

aparecerán en el resto de este capítulo y en el siguiente, se podría haber representado lalínea de regresión del espectro en vez de conectar los datos en cada banda. Talrepresentación estaría justificada por la presunción de que el espectro se puede ajustarpor una ley de potencias, y hubiera tenido la ventaja de disminuir el efecto de loserrores individuales en cada banda, que ocasionalmente pueden producir pequeñascurvaturas presumiblemente artificiales. Sin embargo, tal representación no contendríamayor información que la de la figura 2.9b, o las análogas en otros objetos. La razón derepresentar los espectros como en la figura 2.9a es que, al mismo tiempo que se observasi existe alguna relación entre la pendiente espectral y el nivel de brillo, se puedeidentificar fácilmente los casos en los que el espectro no cumple estrictamente la ley depotencias. Este hecho se va a poner claramente de manifiesto al estudiar Markarian 421y es la razón por la que, en las figuras como la 2.9a, no se identifican los espectrosindividuales, a menos que tengan un interés particular.


índice de color (J-K) frente a J (fig. 2.8), ni en el del flujo en la banda J frente al índice

espectral (fig. 2.9b). Este hecho será discutido al tratar el próximo objeto, OJ 287.

(a)

A

B

(b)

A

B

Figura 2.9. (a) Los espectros de banda ancha de AO 0235+164 obtenidos en cadanoche de observación muestran una tendencia a hacerse más abruptos al disminuirel nivel de brillo. (b) La dependencia del índice espectral con el brillo en la bandaJ implica un espectro más plano cuando el objeto es más brillante.

En dos ocasiones observamos AO 0235+164 buscando variabilidad rápida. A

diferencia de otros objetos, en los que pudimos observar en las tres bandas infrarrojas

con errores suficientemente pequeños para detectar variaciones rápidas de pequeña

amplitud, el espectro de AO 0235+164 es tan abrupto que el flujo en J es a menudo

demasiado escaso para permitir obtener una muestra con suficiente resolución temporal

y una calidad razonable. Así pues, la segunda noche (17-01-91) nos concentramos en


obtener datos sólo en las bandas H y K. Realizamos una prueba de varianza6, no

detectando en ninguna de las dos noches (15 y 17 de enero) variaciones significativas en

ninguna de las bandas observadas (fig. 2.10).

K

H

J

Figura 2.10. Seguimiento de AO 0235+164 en la noche del 15 de enero de 1991. Al igualque las observaciones del 17 de enero, ninguna de las bandas muestra variacionesestadísiticamente significativas.

2.3.3. OJ 287

Este blázar es uno de los más observados en todos los rangos temporales y uno de los

más activos. Las escalas de tiempo de variabilidad en infrarrojo van desde minutos a

años. Kidger y Allan (1988a) observaron un profundo mínimo en infrarrojo y Takalo et

al. (1990) detectaron otro mínimo todavía más pronunciado; desde entonces, los

6En esta prueba se compara la varianza de los datos, sν

2 , con la media de loscuadrados de los errores de medida, sδ

2 . El parámetro estadístico F se calcula mediante:

Fs

sδν ν

δ

=2

2

donde ν y δ representan los grados de libertad del numerador y del denominador,respectivamente. La probabilidad para valores dados de F, ν y δ viene recogida entablas.


resultado presentados en este apartado muestran que el objeto ha tenido una marcada

tendencia a recuperar un nivel más reposado.

Entre las observaciones infrarrojas más espectaculares que han aparecido publicadas

se encuentran las variaciones de 1 mag en 50 s y de 0,5 mag en 30 min registradas por

Wolstencroft et al. (1982). Lorenzetti et al. (1989) observaron variaciones de 0,3 mag

en 3 h y de 0,5 mag en un día, pero no detectaron variaciones espectrales. Gear et al.

(1986) encontraron sólo pequeñas variaciones del índice espectral en el infrarrojo

cercano, a pesar de que el flujo sufrió un cambio de un factor tres durante sus

observaciones.

Hemos estudiado este objeto extensamente, concentrándonos principalmente en la

variabilidad rápida en la banda K. En 1991, las mejoras en el programa de adquisición

de datos del TCS hicieron posible obtener fotometría pseudosimultánea en JHK. Así,

nos ha sido factible buscar variaciones de color e índice espectral en escalas de 10 a

15 min. Las curvas de luz (fig. 2.11) muestran que, durante 1991, OJ 287 no fue

particularmente activo. El rango extremo de variación durante ese año, tanto en H como

en K, fue de alrededor de 0,5 mag, mientras que el rango en J fue ligeramente superior;

hay que hacer notar que este mayor rango en J se debe en gran parte a unos pocos datos

con errores grandes, por lo que desconfiamos de este resultado. Es destacable que

pudimos registrar una pequeña erupción en las tres bandas el DJ 2448330 (15-03-91) y

lo que bien pudiera ser el decaimiento de otra erupción el DJ 2448272 (15-01-91). Las

observaciones realizadas en 1991 antes de la conjunción muestran que OJ 287 se había

oscurecido significativamente en el rango infrarrojo. Las observaciones de Kikuchi

(1991, comunicación privada) posteriores a la conjunción mostraron una considerable

recuperación y que, en el visible, esta fuente era más brillante de lo que había sido

durante varios años.


(a)

(b)

(c)

Figura 2.11. Curva de luz de OJ 287 en las bandas (a) J, (b) H,y (c) K.


En el siguiente período de observaciones, hasta mediados de 1992, el objeto se

presenta menos brillante en las bandas H y K, en las que sufre una disminución de brillo

sostenida a lo largo de todo este período, con una amplitud total de 0,5 mag, La banda

J, por el contrario, se mantiene próxima a la magnitud J≈13,6, en el mismo nivel que

las observaciones del período anterior, excepto al final de este período, cuando el brillo

disminuye en una magnitud, aunque los errores de estas observaciones son grandes. La

primera observación del siguiente período de observaciones, a finales de 1992, muestra

una recuperación en las tres bandas JHK hasta alcanzar niveles semejantes a 1991, pero

inmediatamente empieza una caída del brillo, probablemente más pronunciada en las

bandas H y K al principio (0,5 mag), que se estabiliza ya en 1993. En la banda J, en la

que falta el segundo dato de este período, la disminución podría ser mucho más lenta al

principo, y acentuarse cuando las otras dos bandas ya se han estabilizado. Así, los datos

de 1992 y 1993 indican un posible retraso del orden de 100 días de las variaciones que

tienen lugar en J respecto a las otras dos bandas H y K.

Figura 2.12. Estadística de las magnitudes observadas en OJ 287 en distintas bandas.Puede apreciarse que las magnitudes en J tienen una dispersión mayor enaproximadamente un 30% que las otras bandas infrarrojas. Nótese también que lasmagnitudes en la banda K no parecen ajustarse a una distribución normal.


Como puede apreciarse en las figuras 2.11 y 2.12, la amplitud de las variaciones en

la banda J es mayor en, aproximadamente, un 30% que en las bandas H y K. Un test de

varianzas (cola superior) muestra que la dispersión de los datos en J es mayor que en H

y K con una probabilidad del 98%. La correlación entre las magnitudes en las bandas H

y K alcanza un valor del coeficiente de Spearman rHK=0,8510 (30 observaciones),

mientras que las correlaciones de estas dos bandas con la banda J son rJH=0,6337 y

rJK=0,7033; todos estos valores se sitúan por encima del valor crítico 0,4670 para un

nivel de significación del 1%. Esta menor correlación entre las magnitudes en J

respecto a las otras dos bandas, puede tener su origen en el retraso de las variaciones en

esta banda, comentado anteriormente al discutir las curvas de luz. Análogamente,

hallamos que los índices de color (J-H) y (J-K) están correlacionados con las

magnitudes medidas en J, con coeficientes de correlación 0,6552 y 0,6682,

respectivamente (fig. 2.13). En ambos casos, las variaciones en J son mayores que en

(J-H) y (J-K) en un factor ≈2. Un análisis minucioso de la figura 2.13 muestra que la

correlación es debida a las cinco observaciones con valores más extremos [cuatro con

(J-K)>2 y una con (J-K)≈1], mientras que el resto de los datos se distribuyen alrededor

de un valor de (J-K) próximo a 1,5. Aunque también se aprecia correlación entre H y el

índice de color (H-K), depende de un solo punto, y desaparece si este punto no se tiene

en cuenta.

Los índices de color medios son (H-K)=0,81 y (J-H)=0,83. Estos valores se parecen

a los calculados por Lorenzetti et al (1989) (0,91 y 0,83) y a los obtenidos por Allen et

al. (1982) (0,88 y 0,83, respectivamente), si bien el índice (H-K) medido por nosotros

es algo menor. Esto hace suponer que el índice espectral medio (α )de OJ 287 se

mantiene en escalas de tiempo de varios años, pero en escalas de tiempo menores son

frecuentes las variaciones, lo que se pone de manifiesto en el valor elevado de la

desviación estándar del índice espectral (0,44, v. tabla 2 y fig. 2.15). Gear et al. (1986)

obtuvieron un índice espectral medio de α = ±1,15 0,08, que coincide con el calculado


a partir de nuestros datos, α = ±1,16 0,08 (v. tabla 2.2), a pesar del hecho que cuando

Gear et al. observaron OJ 287, éste era unas 3 mag más brillante en el visible.

Figura 2.13. El índice de color (J-K) frente a la magnitud en la banda J, en OJ 287. Seencuentra una relación análoga entre el índice (J-H) y J. Los cinco datos más extremostienen un gran peso al evaluar la correlación entre los valores en ambos ejes (ver texto).

OJ 287 muestra un espectro más continuo y plano cuando el nivel de flujo es alto, lo

que es una indicación de su probable origen sincrotrón. Observando detenidamente la

figura 2.15b, vemos que cuando el índice espectral está comprendido entre 0,5<α<1,5,

la correlación con el flujo en la banda J desaparece. En este intervalo de índices

espectrales se sitúan la mayor parte de las observaciones del objeto. Brown et al.

(1989b) puntualizan que, en una fuente sincrotrón simple, para electrones inyectados

con una distribución de energías de índice s=2,5, la pendiente espectral en el infrarrojo

aumenta en relación a la pendiente a frecuencias más bajas. Este hecho se debe a las

pérdidas de energía por radiación, tomando el índice espectral valores comprendidos

entre 0,75<α<1,25. La falta de correlación en este intervalo entre el índice espectral α y

el flujo en J puede explicarse como una consecuencia lógica de estas pérdidas por

radiación, en vez de ser intrínsecas a la emisión de la fuente sincrotrón.

El retraso observado de las variaciones en la banda J respecto a H y K puede

atribuirse a un efecto de precesión del eje del jet, como el propuesto por Schramm et al

(1993) para el caso de 3C 345. La figura 2.14 muestra esquemáticamente el modelo. El


jet tiene forma de embudo, y su eje precesa manteniedo una dirección cercana a la del

observador. El campo magnético B tiene una componente perpendicular al eje del jet

(en la figura 2.14, se han representado las líneas del campo asumiendo que se

desarrollan en espiral a lo largo del jet, pero este hecho no es una restricción del

modelo). Además, B se hace más débil al alejarnos del centro del jet, por lo que las

regiones próximas al eje emiten radiación sincrotrón a frecuencias más altas que las

regiones alejadas.

K

J

B

Observador

Figura 2.14. Los electrones sometidos a un campo magnético B se mueven en órbitashelicoidales. El campo B es más intenso cerca del eje del jet, y los electrones irradian energía amayores frecuencias. En las regiones más alejadas del eje, el campo B se hace menos intenso, yla radiación tiene lugar a frecuencias más bajas. Si el jet tiene forma de embudo, y su eje unapequeña precesión, la emisión de los electrones relativistas, que depende mucho de la dirección,podrá mostrar un adelanto a frecuencias más bajas (véase el texto).

La radiación sincrotrón de los electrones relativistas tiene una fuerte dependencia

respecto a la dirección, lo que produce que la emisión de las regiones más cercanas al

eje del jet sea más fácil de observar cuando el jet está más alineado respecto al

observador. Sin embargo, al alejarnos del eje del jet, el alineamiento se hace menos

importante, ya que la forma de embudo del jet permite que la radiación sincrotrón de

esas regiones pueda ser observada desde direcciones más alejadas de su eje. El resultado

es que las variaciones que tienen lugar en longitudes de onda más largas (bandas HK),


pueden ser observadas con mayor facilidad que las que tienen lugar en la banda J, que

precisarán, para ser detectada, un mejor alineamiento eje-observador. Como

consecuencia, si la inyección de electrones relativistas, o la variación del campo

magnético, tiene lugar simultáneamente en distintas regiones alrededor del eje del jet, se

observará un retraso de la curva de luz a longitudes de onda más cortas (J). Este retraso

sólo dejaría de producirse si en el momento de producirse la erupción el eje ya estuviera

alineado con el observador. Una explicación análoga podría aplicarse a AO 0235+164,

discutido anteriormente.

(a)

(b)

Figura 2.15. (a) Variaciones del espectro de OJ 287 a lo largode todas nuestras observaciones. La separación entre lasdistintas curvas es de al menos un día. (b) Correlación entre elíndice espectral y el flujo en la banda J.


(a)

(b)

(c)

Figura 2.16. Tres ejemplos de variabilidad rápida en la bandaK de OJ 287. (a) El 31-12-89. (b) El 15-01.91. (c) El 15-03-91.


En lo concerniente a las erupciones mayores, Sillanpää et al. (1989) han hallado una

periodicidad de 11,6 años, y han propuesto que estas erupciones son debidas a un

agujero negro binario. Este mecanismo produciría un aumento del ritmo de acreción en

el periastro en vez de efectos de origen sincrotrón, lo que daría lugar a la falta de

variaciones importantes del índice de color. Las explicaciones para otras variaciones en

las curvas de luz en el visible van desde la precesión en el jet relativista a la

disminución del ritmo de acreción y a la aparición de grandes erupciones de origen

sincrotrón (Takalo et al. 1990; Kidger et al. 1991, y referencias incluidas).

Figura 2.17. Las variaciones espectrales de OJ 287 pueden tener lugar incluso enuna escala de tiempo de unas pocas horas, como muestra esta gráfica de losespectros de banda ancha obtenidos el 15-01-91.

Hemos observado OJ 287 en busca de variabilidad rápida en varias ocasiones

(fig. 2.16). Durante la campaña de observaciones multifrecuencia del invierno de

1989/1990, observamos variaciones de hasta 0,4 mag en K (fig. 2.16a). No todas las

noches se observa variabilidad rápida, sino más bien se presenta como un fenómeno

esporádico: algunas noches se presentan grandes variaciones, mientras que en otras no

se aprecian cambios, incluso durante un mismo período de observaciones. En algunas

ocasiones, OJ 287 presenta actividad en una banda, pero no en las otras. Por ejemplo,

en la figura 2.16b se muestra la curva de luz del 15 de enero de 1991: en la banda K, el

objeto se presenta moderadamente activo (amplitud 0,2 mag, nivel de significación del


1%), pero no varía en H. En la noche del 15 de marzo (fig. 2.16c), sólo se observan

variaciones al principio de la noche. Como suele ocurrir, los errores en J son mayores y

no es posible estudiar variaciones de pequeña amplitud, aunque parece haber cierta

correlación entre K y J al principio de los datos, cuando la curva de luz en la banda K es

más activa. Además, durante la noche, puede haber también grandes variaciones

espectrales, como muestra por ejemplo la figura 2.17 para la noche del 15 de enero. En

esta figura, puede apreciarse que los espectros tienden a cruzarse aproximadamente a

una frecuencia tal que log( ) ,ν ≈ 14 2 (esto es, λ µ≈ 1 9, m). Resultados análogos fueron

obtenidos en las observaciones que llevamos a cabo los días 8, 9, 10, 15, 17 y 19 de

marzo de 1991 (Kidger et al., 1993)

2.3.4. Markarian 421

Este objeto se encuentra en el núcleo de una galaxia brillante de bajo corrimiento al

rojo (z=0,031) por lo que la fotometría se ve muy contaminada por la radiación térmica

de dicha galaxia, especialmente a mayores longitudes de onda en las bandas de

infrarrojo cercano. Por esta razón, Markarian 421 no ha sido muy observado por otros

grupos: las únicas observaciones infrarrojas publicadas son unos pocos datos obtenidos

por O'Dell et al. (1978), Sitko et al. (1983) y Sparks et al. (1986).

La curva de luz obtenida (fig, 2.18) muestra que este objeto tuvo un comportamiento

estable durante 1991. Es posible observar dos erupciones. La primera, que alcanzó el

máximo el DJ 2448276, tiene una amplitud de aproximadamente 0,1 mag en J. La

segunda erupción, DJ 2448331, fue también la mayor, con amplitudes de 0,20, 0,22 y

0,22 mag en las bandas J, H y K, respectivamente. Los cambios en el espectro del

objeto son muy pequeños. La figura 2.19a-b muestra una secuencia de espectros

obtenidos en enero y marzo de 1991. Como en el caso de Markarian 501 (Kidger et al.

1992a), el espectro no puede representarse mediante una ley de potencias. En la

erupción de marzo de 1991 (fig. 2.19b) observamos que el espectro se hace más plano

al disminuir el flujo y se torna más abrupto al aumentar la luminosidad. Cabe destacar

el primer dato obtenido de la erupción de marzo de 1991, correspondiente al


DJ 2448325: el espectro tiene un máximo poco acentuado en H que desaparece en las

siguientes observaciones (fig. 2.19b). Este resultado difiere bastante de lo registrado en

la anterior erupción de enero de 1991 (fig. 2.19a). En este caso, el espectro parece

ajustarse mejor a una ley de potencias y hacerse menos abrupto al acercarse al máximo.

(a)

(b)

Figura 2.18. Curva de luz infrarroja de Markarian 421 en lasbandas (a) J, (b) H, (c) K y (d) L'. Obsérvense las doserupciones, el DJ 2448276 (en JH) y el 2448331 (en JHK).

La figura 2.20a muestra los espectros de banda ancha obtenidos cada noche de

observación. Aunque el índice espectral apenas sufre variaciones, los espectros

obtenidos cuando la fuente es más brillante se ajustan mejor a una ley de potencias,

como pone de manifiesto la figura 2.21. La explicación más verosimil de este


comportamiento es que las variaciones se producen en la emisión no térmica del núcleo,

que intrínsecamente es una ley de potencias, mientras que la contribución de la galaxia,

responsable de la curvatura espectral a estas longitudes de onda, permanece constante.

(c)

(d)

Figura 2.18. Continuación.

La forma del espectro cambia bastante durante la erupción. Los diagramas

color-color de la curva de luz sufren el efecto de la, comparativamente, pequeña

amplitud de las variaciones, lo que hace difícil detectar variaciones de color. Aún así, es

posible que exista un pequeño aumento en el índice de color (H-K) al disminuir el brillo

en la banda K; el índice de color (J-H) también parece enrojecerse al disminuir la

luminosidad, lo que se espera que ocurra en esta clase de objetos, donde las variaciones


supuestamente tienen lugar de forma violenta a frecuencias altas y después decaen, con

menor intensidad, a frecuencias más bajas, donde la contribución galáctica (en este

caso) es mayor. Por ello, sorprende que las variaciones en las bandas JHK sean tan

semejantes (fig. 2.22). Los índices de color medios son (H-K)=0,55 y (J-H)=0,61.

(a)

(b)

Figura 2.19. Espectros continuos de Markarian 421: (a) Durante la erupción de enerode 1991. (b) Durante la erupción de marzo de 1991.

La figura 2.20b muestra tres ejemplos del espectro infrarrojo de banda ancha de

Markarian 421, en los que están incluidos algunos de los datos obtenidos en la banda L'.

El número escaso de observaciones (9) en la banda L' no permite un estudio extensivo

de la relación entre la banda L' y las demás bandas infrarrojas, pero si partiendo de la


suposición de que, a niveles similares de brillo, el objeto debería presentar espectros

semejantes (después de un cierto tiempo de relajación), las curvas de luz de la

figura 2.18 y los espectros de la figura 2.20b sugieren que existe cierto desfase (aunque

no su sentido) entre la banda L' y el resto de bandas infrarrojas observadas.

(a)

(b)

Figura 2.20. (a) Comparando los espectros de Markarian 421 tomados en distintas noches, puedeobservarse cómo los espectros que mejor se ajustan a una ley de potencias (esto es, son másrectos), suelen corresponder a los mayores niveles de flujo. (b) Las variaciones en la banda L'podrían estar desfasadas respecto a las demás bandas, a juzgar por los cambios espectrales. Losespectros de esta última factura están identificados por su fecha juliana modificada(DJM=DJ-2.440.000): de arriba a abajo, 26-04-92, 23-05-92, 12-01-93.


Figura 2.21. El coeficiente de correlación entre el logaritmo del flujo infrarrojo yel logaritmo de la frecuencia, comparado con el logaritmo del flujo en la banda J,como una medida de cómo se ajusta el espectro de Markarian 421 a una ley depotencias. La figura pone de manifiesto que el ajuste es mejor cuando el brillo delobjeto es alto.

El histograma de las magnitudes en las bandas JHK (fig. 2.22), muestra que los datos

de nuestras observaciones tienen una marcada tendencia a acumularse a ambos

extremos de la distribución de magnitudes. Este hecho, unido a la dependencia entre la

ley de potencias y el flujo comentada en el párrafo anterior, conducen a identificar una

componente térmica estable, de baja luminosidad, y una componente variable, con

espectro en forma de ley de potencias que, eventualmente, puede llegar a dominar el

espectro infrarrojo.

Figura 2.22. Histograma de las magnitudes JHK halladas en lasobservaciones de Markarian 421. Obsérvese la tendencia de los datos aagruparse a los dos extremos de las distribuciones.


2.3.5. 3C 273

Este objeto suele aparecer clasificado como un quásar de baja polarización, pero

muestra una serie de características similares a los blázares. La existencia de actividad

tal como erupciones polarizadas (p.e., Courvoisier et al. 1988) y variaciones en escalas

de tiempo de unas pocas horas (Valtaoja et al. 1991b) hace que este objeto sea

considerado un caso especial, para el que Impey et al. (1989) han acuñado el término de

«miniblázar». Se atribuye el 90% del flujo a la combinación de una componente de baja

polarización y una componente térmica con su máximo en el ultravioleta, y el 10%

restante a una tercera componente de naturaleza análoga a la de los blázares.

Courvoisier et al. (1987) interpretan el espectro desde el óptico hasta el infrarrojo

cercano como combinación de una ley de potencias con índice espectral 1,76 y una

componente de cuerpo negro a una temperatura de 16.200 K. Sin embargo, Valtaoja et

al. (1991b) razonan que el comportamiento del espectro durante las erupciones requiere

la presencia de no una, sino dos componentes con espectro plano (véase el capítulo 6),

que identifican con una componente de jet y otra de onda de choque.

Figura 2.23. Distribución de las magnitudes de 3C 273 en las bandas infrarrojas JHK. Losdatos individuales utilizados en esta distribución tienen una separación mínima de un díaentre sí. Aparte, se muestran las magnitudes medias en cada banda, las desviacionesestándar respectivas y el resultado de un test χ2 para varianzas que muestra en todos loscasos una probabilidad de que existan variaciones superior al 99,5% (test de colasuperior). Los valores críticos del test son χ2=50(J), 51(H) y 55(K).


(a)

(b)

Figura 2.24. En 3C 273, los errores de medida dan cuenta de lasvariaciones de los índice de color. (a) El índice de color (H-K) frentea la magnitud K. (b) El índice de color (J-H) frente a la magnitud K.

El número de observaciones que hemos realizado de este objeto es

comparativamente extenso (fig. 2.25) y confirman la existencia de variaciones durante

nuestras observaciones en el infrarrojo (fig. 2.23) con una probabilidad mayor que

99,5% (test de cola superior para varianzas). En K las variaciones tiene una amplitud de

0,82 mag, de 9,35 a 10,17. Esta disminución de luminosidad sucedió en 40 días y,

comparada con las variaciones que en 3C 273 suelen observarse en el óptico, es muy

grande y rápida (cfr. Angione y Smith 1985; Kidger 1988). Se observaron también otras

variaciones rápidas, pero desde DJ 2448320, la curva de luz es prácticamente estable.


(a)

(b)

(c)

Figura 2.25. Curva de luz de 3C 273 en las bandas (a) J, (b) H y (c) K.


La erupción de 0,30 mag observada en todas las bandas entre DJ 2448277 y

DJ 2448280 es propia de las que ocurren en este objeto en el rango visible e infrarrojo

cercano. En conjunto, todas las bandas infrarrojas observadas por nosotos tienen

variaciones semejantes, como pone de manifiesto las desviaciones estándar de los datos

en cada banda (fig. 2.23). El índice espectral medio que hemos obtenido es 1,40 (tabla

2.2). Este índice corresponde a un espectro ligeramente más suave que el medido por

Smith et al. (1987), aunque ambos resultados son compatibles. Por otra parte, el índice

de color (H-K) permanece cercano a 1,05 (fig. 2.24a). El comportamiento del índice de

color (J-H) es similar (fig. 2.24c) y permanece cerca del valor 0,83.

El suceso más espectacular que registramos en la curva de luz infrarroja fue el

aumento de brillo en 0,15 mag en K en mayo de 1990, que sucedió en menos de 4 h. La

probabilidad de que esta variación corresponda a un hecho real, y no al azar, la hemos

estimado mediante una prueba de varianza en el 99,9%. La curva de luz de este suceso

aparece en la figura 5.10, ya que en el capítulo 5 se discute este objeto en el contexto de

observaciones multifrecuencia. El aumento de brillo está relacionado probablemente

con el comienzo de una erupción observada en los espectros visible y radio por la

misma época. Esta es la primera ocasión en que se ha observado este tipo de

variabilidad rápida infrarroja en 3C 273, objeto en el que este tipo de pesquisas son

escasas o inexistentes en cualquier rango espectral.

2.3.6. OQ530

Este objeto es un BL Lac extremadamente activo: su rango espectral en el visible es

cuanto menos de 4,8 mag (Miller 1978). Este hecho genera dificultades obvias para un

seguimiento infrarrojo ya que, normalmente, no alcanza el brillo necesario para la

cámara de búsqueda y guiado del TCS. La ausencia de una estrella brillante cercana

hace que el guiado «a distancia» a través de la misma sea imposible de llevar a cabo.

Así pues, nuestras observaciones se reducen a un solo período de una semana y media

durante el mes de marzo de 1991; en agosto de 1991 el brillo en la banda V era menor


que 16,5 mag, por lo que no pudo ser localizado en ninguna de las noches de

observación.

(a)

(b)

Figura 2.26. OQ 530: (a) La curva de luz muestra una gran erupción entodas las bandas, más pronunciada en las bandas K y H que en J. (b) Eldiagrama color (J-K) frente a K tiene una dispersión de puntos claramentemayor que los errores de las observaciones, con una correlación (al nivel designificación del 5%) que indica que el objeto es más rojo cuanto másbrillante en la banda K.

A pesar del escaso número de noches de seguimiento, el rango de las variaciones es

considerable. La figura 2.26a muestra las curvas de luz para el único período de

observaciones del objeto. Todas las curvas de luz son similares, aunque la amplitud de

la erupción es mucho mayor en K (0,86 mag) que en J (0,54 mag). Los errores medios


de las medidas fueron razonablemente pequeños (0,06 mag en K y H, 0,09 mag en J),

por lo que no puede atribuirse estas variaciones al nivel de ruido. Existen pocos datos

publicados de este objeto: entre Impey et al. (1982, 1984), Holmes et al. (1984) y Smith

et al. (1987) solo suman catorce noches de observaciones, algunas de las cuales no

cubren todas las bandas infrarrojas. Los dos valores de menor brillo registrados por

nosotros se acercan a los flujos infrarrojos más débiles observados en este objeto.

Figura 2.27. Espectros de banda ancha de OQ 530. Obsérvesela tendencia del espectro a hacerse más abrupto al aumentar laluminosidad, al contrario de otros objetos.

El índice espectral medio registrado por Smith et al. (1987) es de 1,0 ± 0,3,

encontrando también que el espectro está muy curvado, haciéndose mucho más abrupto

en el rango visible. Nuestro propio índice espectral medio (0,94, v. tabla 2.2) concuerda

con aquel resultado, si bien el espectro se ajusta a una ley de potencias (fig. 2.27). El

diagrama (J-K) frente a K que se muestra en la figura 2.27b muestra una dispersión

mayor que la atribuible al valor de los errores de los datos, a la vez que una correlación

(r=-0,8514) al nivel de significación del 5% (test de 2 colas). Es de destacar que el

espectro se vuelve más rojo durante la erupción, lo cual se pone de manifiesto tanto en

las variaciones del índice de color como en la pendiente del espectro (fig. 2.26b-27).

Aunque en los diagramas de (H-K) y (J-H) frente a flujo se observan tendencias

análogas, estos diagramas son más confusos, pues se ven afectados por la menor


amplitud de variaciones del índice de color, cuya probable dependencia con el flujo se

ve enmascarada por los errores en los datos.

2.3.7. 3C 345

Este blázar es uno de los más observados en el visible, siendo su curva de luz de los

últimos 26 años particularmente bien conocida (Kidger 1989a). Su brillo en la banda B

se encuentra normalmente entre las magnitudes 16 y 17; tampoco en infrarrojo es una

fuente muy brillante. Desde las erupciones ocurridas entre 1983 y 1984

(Babadzhanyants y Belkon 1984), su luminosidad ha decaído desde B=14,8 hasta

B=18,66, un nivel de baja luminosidad sin precedentes (Kidger y de Diego 1990;

Kidger y Takalo 1990). A mediados de 1990, poco antes de la conjunción solar, se

produjo una erupción que había sido predicha por Kidger y Takalo (1990) y que

alcanzó al menos 3 máximos en los meses de febrero y septiembre de 1991 y abril de

1992 (B=15,6; 15,3; 15,5; respectivamente) registrado por Schramm et al. (1993). Esta

erupción se vio confirmada por varios grupos (p.e., Balonek 1991, comunicación

privada) e, independientemente, por nuestro propio grupo. En un intento por cubrir esta

erupción, 3C 345 fue añadido al programa de observaciones de servicio del TCS.

Para facilitar la comparación de las curvas en distintas bandas espectrales, en la

figura 2.28a se ha superpuesto en un tono más claro la curva de luz en la banda R

adaptada de Schramm et al. (1993). Las observaciones de Schramm et al., conjuntadas

con las obtenidas por nosotros en el TCS, ponen de manifiesto la semblanza entre las

variaciones en el rango visible e infrarrojo. Además, la curva de luz en R cubre mejor la

erupción que los datos en infrarrojo, por lo que sirve para identificar los máximos y

mínimos de la erupción.


(a)

(b)

(c)

Figura 2.28. Curva de luz infrarroja de 3C 345 observada con el TCS en las bandas (a) J,(b) H y (c) K. Superpuesta a la figura (a), y desplazada dos magnitudes (escala de laderecha), observaciones en la banda R y curva de luz teórica del modelo para laserupciones de 3C 345 adaptado de Schramm et al. (1993). Las diferencias entre losvalores teóricos y las observaciones pueden estar exagerados como consecuencia deerrores de dibujo al alterar la escala original de las figuras de Schramm et al.


Puede apreciarse en la curva de luz que las observaciones de servicio con el TCS

sólo cubren la erupción parcialmente, puesto que hay un lapso de tres meses (mayo,

junio y julio, alrededor de DJ 2.448.400) sin dato alguno, debido a que durante ese

período hubo montada instrumentación especial en el telescopio. La amplitud de las

variaciones es similar en las tres bandas JHK infrarrojas y en la banda R. Al principio,

apareció una disminución de luminosidad apreciable, sobre todo en la banda K pero,

durante el lapso en el seguimiento, se debió alcanzar el mínimo y la luminosidad volvió

a aumentar (agosto de 1991, aproximadamente DJ 2448500). Entre finales de agosto y

primeros días de septiembre, las curvas de luz en RHK muestran un estancamiento de la

actividad (en J los errores son demasiado grandes para sostener esta afirmación). La

curva de luz en R presenta un segundo máximo en septiembre, sin poder ser confirmado

en infrarrojo por falta de observaciones.

Hasta aquí, el comportamiento es similar al de la erupción de 1983-1984, en la que

se registró un doble máximo con picos separados unos doscientos días: el intervalo

entre los dos máximos de 1991 es también de este orden. Pero las curvas de luz

infrarrojas y en la banda R muestran la existencia de un tercer máximo entre abril y

junio de 1992, esto es, separado también unos 200 días del segundo máximo. Schramm

et al. (1993) ajustan un modelo (fig. 2.28a) en el que los electrones relativistas se

mueve en trayectorias helicoidales, análogo al propuesto anteriormente al hablar de

OJ 287.

La única observación realizada durante el primer trimestre de 1992, muestra un nivel

de flujo similar al de medio año antes en la banda J, una disminución de ≈0,5 mag en H

y de más de una magnitud en K. En el segundo trimestre de 1992 registramos una nueva

erupción. En la banda J, el brillo aumentó en ≈0,5 mag respecto a la medida del

trimestre anterior; en H el aumento de brillo es de ≈1 mag, y en K supera 1,5 mag.

Durante esta erupción, realizamos un seguimiento en busca de variaciones rápidas, del

orden de unas pocas horas, no obteniendo evidencia de las mismas en ninguna de las

tres bandas infrarrojas. Las siguientes observaciones, un mes más tarde, muestran una


disminución de brillo en las tres bandas que, al menos en la banda K, se traduce en una

caída de brillo de ≈1,35 mag en unos 200 días. Después, el brillo en el visible siguió

disminuyendo hasta situarse por debajo de la magnitud límite de la cámara de

adquisición del TCS (V≈17), por lo que nos vimos obligados a suspender las

observaciones de este objeto.

(a)

(b)

.Figura 2.29. (a) Variaciones del espectro de 3C 345 a lo largo de todas nuestrasobservaciones. La separación entre las distintas curvas es de al menos un día. (b)Correlación entre el índice espectral y el flujo en la banda J. La recta de regresiónha sido ajustada sin tener en cuenta el dato con el índice espectral negativo.

El índice espectral medio que hemos hallado para 3C 345 es 1,17 y, en el limitado

rango de longitudes de onda cubierto por nuestras observaciones, el espectro

normalmente se ajusta a una ley de potencias (fig. 2.29a). Con este valor de su índice, el


espectro resulta más abrupto que el citado por Smith et al. (1987), mientras que Gear et

al. (1986) midieron índices espectrales entre 1,05 y 1,6 durante la erupción de

1983-1984. Una sola observación, la del primer trimestre de 1992 (cuando se alcanzó el

mínimo en la banda K), corresponde a un índice espectral negativo. El blázar

3C 345 fue uno de los dos objetos, de un total de 19 observados por Smith et al. (1987),

que mostraron una clara correlación entre el flujo y el índice espectral; el otro fue

OQ 530. Mientras que este último tenía un espectro más pronunciado cuando el brillo

era menor, 3C 345 mostraba un comportamiento opuesto: su índice espectral pasó de

1,5 a 1,0 al disminuir la luminosidad 1,5 mag. En nuestros resultados (fig. 2.29b), se

observa una clara correlación en el sentido que los espectros más planos corresponden a

niveles de flujo mayores, lo que confirma la tendencia observada por Smith et al. Sin

embargo, y como apuntamos anteriormente en el caso de OJ 287, la correlación

desaparece, o al menos no resulta tan evidente, al considerar solamente los índices

espectrales en el intervalo 0,5<α<1,5.

Los índices de color medios son: (H-K)=0,88 y (J-H)=0,81. La magnitud de los

errores, especialmente en J, no nos permite estudiar las variaciones rápidas de flujo, a

pesar que los cambios en el índice espectral indican que aquellas variaciones existen. La

razón por la que podemos detectar cambios en el índice espectral, pero no en los índices

de color, es que el índice espectral se calcula ajustando una línea recta a los datos,

reduciendo así la importancia de los errores individuales en cada banda.

Finalmente, la distribución de las magnitudes de nuestras observaciones en las tres

bandas no muestra que, en conjunto, ninguna de ellas tenga una tendencia mayor a

fluctuar que las demás (fig. 2.30), a pesar de que en esporádicamente hallamos

observado que las variaciones individuales puedan ser mayores en unas bandas que en

otras (asociadas a observaciones con un mayor error). Se aprecia cierto sesgo de las

distribuciones hacia magnitudes más brillantes, como consecuencia de que todos los

datos han sido obtenidos en épocas en las que el objeto estaba en erupción.


Figura 2.30. Distribución de las magnitudes de nuestras observaciones de 3C 345 en lastres bandas infrarrojas. La desviación estándar de los datos es similar en las tres bandas,por lo que ninguna de ellas muestra una mayor tendencia a variaciones mayores. Existecierto sesgo de los datos hacia observaciones con mayor brillo, como consecuencia de queuna buena parte de las observaciones corresponden a épocas en las que el objeto sehallaba en erupción.

2.3.8. BL Lac

Este objeto, epónimo de los lacértidas, fue añadido a nuestro programa en agosto de

1991. Las observaciones se ven dificultadas por la presencia de la estrella roja

nominada «B» en la secuencia de Bertaud et al. (1973): la estrella entra en el haz 1 del

fotómetro cuando BL Lac se halla en el haz 2, a menos que la separación entre los haces

se increment a 30-35″ en vez de los 22″ habituales. Dado que esta operación tarda un

tiempo apreciable para completarse (la mayor parte para recentrado del haz), y además

altera la calibración del fotómetro, las observaciones de BL Lac se llevaron a cabo por

primera vez en 1991, cuando el telescopio tenía la configuración apropiada.


(a)

(b)

(c)

Figura 2.31. Curva de luz de BL Lac obtenida con el TCS. Las curvas de luz en lasbandas (a) J, (b) H, y (c) K están reproducidas a la misma escala y muestran la mayoramplitud de las variaciones a longitudes de onda más cortas.


(a)

(b)

(c)

Figura 2.32. Índices de color de BL Lac y su variación con el brillo de la fuente:(a) (J-H) y (b) (J-K) frente a la magnitud en J; (c) (H-K) frente a la magnitud en H.Obsérvese que, al aumentar el brillo, los índices de color disminuyen (esto es, elobjeto se hace más azul). Nótese que, para mayor claridad, la figura (c) está a unaescala diferente que la (a) y la (b).


Desde las observaciones de 1991 hasta septiembre de 1993, el objeto ha aumentado

su brillo en ≈3 mag en J, ≈2 mag en H y ha tenido oscilaciones de ≈1 mag en K

(fig. 2.31). Durante este tiempo, el espectro ha sufrido variaciones importantes, como

muestra la figura 2.33. A pesar de las pocas observaciones que hemos obtenido de este

objeto, esta figura muestra cómo el espectro tiende a pivotar alrededor de una

frecuencia situada por debajo de la correspondiente a la banda K, al mismo tiempo que,

al aumentar el flujo, el espectro se allana. Este fenómeno puede explicarse como

consecuencia de variaciones en una fuente sincrotrón, en la que o bien hay una

distribución de electrones a la que corresponde una frecuencia de corte en el espectro

situada por debajo de la frecuencia de la banda K, o la radiación es autoabsorbida en el

infrarrojo medio.

Figura 2.33. Variaciones espectrales de BL Lac. A pesar del limitado número deobservaciones, puede apreciarse que el espectro parece pivotar cerca de unafrecuencia algo más baja que la correspondiente a la banda K. También se advierteclaramente que la emisión no se ajusta bien a una ley de potencias.

Hemos medido el índice espectral medio de este objeto y encontramos un valor de

α =1,50, pero el rango de variación es muy grande (v. tabla 2.2), desde α = 3,09 hasta

α = -1,04. Este valor negativo del índice espectral coincide con el máximo de brillo del

objeto en las bandas J y H. Los índices de color también muestran variaciones,

disminuyendo su valor al aumentar el brillo del objeto (fig. 2.32). Este hecho es


consecuencia del allanamiento del espectro cuando el brillo aumenta, y es más

acentuado en el caso del índice de color (J-K). La causa última de este comportamiento

puede ser una variación intrínseca del espectro de emisión de la fuente, la pérdida de

importancia de la componente de emisión galáctica al aumentar la emisión de la

componente variable, o bien una combinación de ambos efectos. El efecto de emisión

galáctica no puede descartarse en BL Lac, pues la galaxia que alberga al objeto es

detectable, aunque no tan evidente como en Markarian 421 o Markarian 501.

(a)

(b)

Figura 2.34. Variaciones rápidas de BL Lac: (a) la noche del09-08-91; (b) la noche del 10-08-91.

Durante varias noches en agosto de 1991, observamos BL Lac en la banda K con el

fin de detectar variaciones rápidas. La noche del 09-08-91 (fig. 2.34a) observamos una


caída de brillo de ≈0,3 mag en 2 h, con una posible recuperación al final de las

observaciones. La noche siguiente (fig. 2.34b) observamos una disminución similar,

pero con posibles erupciones superpuestas de ≈0,1 mag.

Atribuyendo un origen sincrotrón a la rápida diminución de brillo observada el

09/08/91 (fig. 2.34), se nos brinda una ocasión apropiada para averiguar la intensidad

de los campos magnéticos involucrados en estas variaciones. En el recuadro de la

página 66 se exponen de forma detallada estos cálculos, cuyo resultado arroja un valor

más probable de unos 10 G. Este valor real queda siempre en función del seno del

ángulo θ entre la trayectoria de los electrones emisores y nuestra línea de visión, que es

desconocido. Sin embargo, excepto para valores pequeños de este seno, los valores

obtenidos para B son correctos al menos en orden de magnitud (fig. 2.35).

Figura 2.35. La duración de la disminución de brillo en la banda K observada en la curvade luz de BL Lac el 09/08/91 (fig. 2.34a) permite hacer una estimación del valor delcampo magnético en función del seno del ángulo θ entre la trayectoria de los electrones ynuestra línea de visión. El valor más probable de este seno es 1/2, que implica un campode ≈10 G.


ESTIMACIÓN DE LA INTENSIDAD DEL CAMPO MAGNÉTICO

DE UNA FUENTE SINCROTRÓN A PARTIR DE SUS VARIACIONES DE BRILLO

La observación con suficiente resolución de una variación rápida en una fuente sincrotrón permite

la determinación del campo magnético en el que se mueven los electrones relativistas. Aunque esta

discusión está centrada en el caso de las observaciones de BL Lac del 09/08/91, los razonamientos

expuestos en la misma son aplicables a cualquier objeto en las mismas circunstancias.

Los electrones relativistas, en presencia de un campo magnético con una componente perpendicular

no nula a la dirección de movimiento de los electrones, describen un movimiento helicoidal alrededor

de las líneas del campo, y emiten radiación electromagnética cuyo espectro depende del campo

magnético y de la velocidad de los electrones. Esta emisión de radiación produce la pérdida paulatina

de la energía de los electrones responsables de la misma (radiación de frenado). En consecuencia, los

electrones pierden velocidad y el espectro de la radiación varía con el tiempo. La ecuación que

relaciona el campo magnético con el tiempo de decaimiento de la radiación sincrotrón a una frecuencia

de corte dada νc viene expresada por:

ν θc t= − − −1 07 1024 3 3 2, B sen Hz (1)

en donde t es el tiempo de duración en segundos de la erupción, θ el ángulo entre la trayectoria de los

electrones y nuestra línea de visión, y νc es la frecuencia de corte, que coincide en este caso con la

frecuencia en el centro de la banda K.

En el caso de nuestras observaciones del 09/08/91, vemos una disminución de brillo que se extingue

al cabo de 3 h. La forma de la curva de luz sugiere que, al principio de las observaciones, aún no había

comenzado a extinguirse la erupción. A partir de los flujos máximo y mínimo observados, puede

calcularse el flujo atribuible a la erupción y el flujo de relajación de la misma. Se calcula entonces el

tiempo de relajación (lapso de tiempo transcurrido entre el máximo y la relajación). En nuestro caso, el

momento de la relajación se sitúa a las 3,8 h (T.U.), lo que implica un tiempo de relajación de 2,3 h

(8280 s). Este tiempo debe corregirse del efecto relativista, resultando que en el sistema de referencia

del objeto el tiempo de relajación es:

( ) s77471

=+

=z

tt obsr

en donde z es el corrimiento al rojo de la fuente y tobs el tiempo de relajación medido en el sistema de

referencia del observador.

La frecuencia de corte coincide con la frecuencia de observación, que también es conocida (en

nuestro caso, la frecuencia correspondiente a la banda K). En la ecuación (1) quedan pues dos

incógnitas, B y sen θ. Esta última, no obstante, sabemos que está limitada a los valores en el rango de 0

a 1 (el signo, en este caso, no importa), y que su valor más probable es 1/2. Tomando este último valor

y despejando B en la ecuación (1) obtenemos B≈10 G.


2.4. Conclusiones

En este capítulo (completado con el siguiente) se ha presentado la mayor colección

de datos de fotometría infrarroja presentada hasta la fecha. Las observaciones han sido

realizadas con el TCS, y en conjunto suman más de 2400 datos, cuyo análisis revela que

todos los blázares observados presentan variabilidad en el infrarrojo, en escalas de

tiempo que toman valores entre decenas de minutos y meses. Las variaciones rápidas

son generalmente de pequeña amplitud y no periódicas. Estas variaciones no se

producen siempre; por ejemplo, OJ 287 las presenta algunas noches sí y otras no,

incluso durante el mismo período de observaciones. En cambio, las variaciones más

lentas, pueden ser mucho mayores (p.e., 2 mag en AO 0235+164 en un intervalo de dos

meses).

En algunos objetos, las erupciones van acompañadas de cambios espectrales,

haciéndose el espectro habitualmente más plano cuando el flujo aumenta (p.e.,

3C 66A), aunque un objeto (OQ 530) presenta justamente el comportamiento contrario

(aunque el número de observaciones de este objeto en particular es muy limitado). Se

acepta comúnmente que el allanamiento del espectro cuando el nivel de flujo aumenta

está relacionado con el espectro de energía de los electrones relativistas inyectados en el

curso de la erupción. Sin embargo, si el objeto está inmerso en una galaxia brillante, el

flujo térmico de ésta tiende a dominar más la emisión en la banda K que en J, lo que

hace que el espectro «normal» sea más plano y provocando que las erupciones tengan

mayor amplitud a longitudes de onda más cortas. Markarian 421 y Markarian 501 (v.

siguiente capítulo) y, en menor medida, BL Lac pertenecen a este grupo de objetos.

Obviamente, ambos efectos operan en el mismo sentido: reducir la pendiente espectral

durante las erupciones; en los objetos con emisión galáctica intensa los dos efectos se

superponen.

En Markarian 421, el origen sincrotrón de las erupciones también se pone de

manifiesto en el hecho de que, durante las mismas, el espectro se ajusta mejor a una ley

de potencias. Esto se explica por la mayor importancia que adquiere la componente


sincrotrón frente a la componente de emisión galáctica durante el transcurso de la

erupción.

En dos objetos, BL Lac y 3C 345, hemos registrado en una ocasión índices

espectrales negativos, con valores cercanos a -1. En el caso de BL Lac, este hecho tuvo

lugar cuando el objeto era más brillante, no así en el caso de 3C 345, en que el cambio

de sentido en la pendiente espectral fue debido a un mínimo muy acusado en la banda

K. Hay, no obstante, algunos objetos en los que los cambios espectrales durante las

erupciones no son tan acusados (p.e., OJ 287), mientras que OQ 530 muestra un

comportamiento opuesto: un espectro más abrupto durante la erupción. Estos casos son

bastante más difíciles de interpretar. Una explicación podría hallarse en los retrasos

observados algunas veces en las diferentes bandas (p.e., en OJ 287, Takalo et al. 1990;

Kidger et al. 1992d). Sería necesario, en tal caso, que el máximo en K estuviera

adelantado respecto al de J; no es posible dar cuenta de tal comportamiento por ahora,

pero en el caso de OQ 530 esta explicación no es verosímil puesto que la erupción es

simultánea en las tres bandas JHK. Aunque la mayoría de los objetos se comportan

según lo hallado por Brown et al. (1989a,b) y Lorenzetti et al. (1990), no podemos

confirmar todos los resultados obtenidos por estos grupos. La razón para esta falta de

acuerdo puede radicar en haber observado objetos diferentes y a distintos niveles de

actividad.

Hay que hacer notar que Bersanelli et al. (1991) no encontraron ninguna correlación

entre el flujo y el índice espectral en una muestra de quásares «normales» y de algunos

blázares observados en ESO. El único objeto que compartimos con su muestra es

OJ 287 que, como hemos comentado al discutir este objeto, se trata de una fuente cuyo

índice espectral no suele variar. Por otra parte, Brown et al. (1989b) no suelen

encontrar correlación entre los índices espectrales en los OVV observados por ellos y

sus correspondientes niveles de flujo, por lo que existe la posibilidad de que los objetos

que muestran correlación entre el flujo y el índice espectral sean los «anómalos». Sin

embargo, Brown et al. (1989b) argumentan que en el intervalo de valores desde 0,75 a

1,25 para el índice espectral, el espectro infrarrojo refleja las pérdidas de energía debida


a radiación por parte de electrones con un índice de energías inicial de valor s=2,5. Este

hecho puede dar cuenta de la falta de correlación entre el índice espectral y el nivel de

flujo en el infrarrojo en ese intervalo de índices espectrales. No esperamos que esta

correlación entre flujo e índice espectral esté relacionada con la emisión relativista ya

que dos de los objetos conocidos con este tipo de emisión son AO 0235+164, que

muestra correlación flujo-índice espectral, y OJ 287, que bien no la presenta o, si lo

hace, es a un nivel limitado.

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