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71 CAPÍTULO 3 FOTOMETRÍA INFRARROJA Y VISIBLE DE 3C 279 Y MARKARIAN 501 3.1. Introducción En este capítulo, se presenta el seguimiento en infrarrojo cercano y visible de la disminución de brillo del blázar 3C 279 tras la erupción de 1988. Combinando nuestras observaciones y otros datos publicados, estudiamos el comportamiento de la curva de luz entre las bandas B y K. Observamos un máximo en la curva de luz infrarroja en junio de 1989 que es comparable al máximo registrado en 1988. También analizamos las semejanzas entre la erupción de 1988-89 y la de 1936, y buscamos correlaciones entre los índices de color y las magnitudes en el visible y en el infrarrojo. Nuestros resultados apuntan a un enrojecimiento del continuo al disminuir la luminosidad de 3C 279, lo que coincide con el comportamiento de otros blázares, proporcionando una evidencia importante acerca de los mecanismos de producción de energía activos en tales objetos. También se tratará de las observaciones del objeto BL Lac Markarian 501 obtenidas en el visible y en el infrarrojo cercano usando, por un lado, un sistema doble de fotometría en las bandas B y K en el TCS y, por otro, fotometría CCD en U y en B con el telescopio Jacobus Kapteyn (JKT). Las observaciones se llevaron entre 1989 y 1993. En 1989, obtuvimos evidencia de variaciones en el visible e infrarrojo en escalas de tiempo de horas, registrando una de las noches una breve erupción infrarroja de baja amplitud (0,14 mag en K), que no detectamos en la banda B. En 1990 las observaciones se limitaron al rango infrarrojo. Claramente en dos noches, y marginalmente en otras

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71

CAPÍTULO 3

FOTOMETRÍA INFRARROJA Y VISIBLE

DE 3C 279 Y MARKARIAN 501

3.1. Introducción

En este capítulo, se presenta el seguimiento en infrarrojo cercano y visible de la

disminución de brillo del blázar 3C 279 tras la erupción de 1988. Combinando nuestras

observaciones y otros datos publicados, estudiamos el comportamiento de la curva de

luz entre las bandas B y K. Observamos un máximo en la curva de luz infrarroja en

junio de 1989 que es comparable al máximo registrado en 1988. También analizamos

las semejanzas entre la erupción de 1988-89 y la de 1936, y buscamos correlaciones

entre los índices de color y las magnitudes en el visible y en el infrarrojo. Nuestros

resultados apuntan a un enrojecimiento del continuo al disminuir la luminosidad de

3C 279, lo que coincide con el comportamiento de otros blázares, proporcionando una

evidencia importante acerca de los mecanismos de producción de energía activos en

tales objetos.

También se tratará de las observaciones del objeto BL Lac Markarian 501 obtenidas

en el visible y en el infrarrojo cercano usando, por un lado, un sistema doble de

fotometría en las bandas B y K en el TCS y, por otro, fotometría CCD en U y en B con

el telescopio Jacobus Kapteyn (JKT). Las observaciones se llevaron entre 1989 y 1993.

En 1989, obtuvimos evidencia de variaciones en el visible e infrarrojo en escalas de

tiempo de horas, registrando una de las noches una breve erupción infrarroja de baja

amplitud (0,14 mag en K), que no detectamos en la banda B. En 1990 las observaciones

se limitaron al rango infrarrojo. Claramente en dos noches, y marginalmente en otras

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72 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501

dos, detectamos variaciones rápidas en la banda K; las variaciones más rápidas se

produjeron en escalas de tiempo inferiores a una hora y parecen indicar un tamaño de la

región emisora del orden de 4 UA de diámetro, atravesada por un poderoso campo

magnético de 13 G. Apreciamos un oscurecimiento de 1,1 mag en J, 0,73 mag en H y

0,24 mag en K en un solo día, lo que constituye las mayores variaciones conocidas de

Markarian 501 en esta escala temporal. Esta caída de brillo fue seguida de una

recuperación durante tres días, hasta alcanzar un nivel próximo al anterior. El

oscurecimiento estuvo acompañado de grandes cambios en el espectro infrarrojo.

3.2. Observaciones de 3C 279

A diferencia de otros blázares, la curva de luz de 3C 279 durante los períodos de

calma no es muy activa (Pica et al. 1980), a pesar de que ocasionalmente muestra

grandes máximos. En 1937, 3C 279 alcanzó B=11,3 (Eachus y Liller 1975), esto es,

más de seis magnitudes por encima del brillo en su estado normal; este máximo fue

precedido un año antes por otro que alcanzó magnitud 12. Más recientemente, Pica y

Smith (1983) encontraron que el brillo medio determinado por el programa de

observaciones de Florida, llevado a cabo entre 1971 y 1980, fue de B=17,44, mientras

que la amplitud de la curva de luz fue de 1,4 mag (Pica et al. 1980); a pesar de que esta

amplitud es grande, 3C 279 no mostró claramente una actividad tipo blázar en su

programa de observaciones. Este resultado es parecido al obtenido con PKS1510-089,

el cual también presenta erupciones históricas de gran amplitud (Eachus y Liller, 1975),

y sin embargo sólo muestra una curva de luz moderadamente activa en los datos de

Florida. Estos resultados indican la existencia de prolongadas épocas de escasa

actividad.

3.2.1. Observaciones

Todas las observaciones infrarrojas fueron hechas con el TCS. Excepto en las de

enero de 1989, se usó la configuración estándar (v. el capítulo 2) con una distancia de

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Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 73

chopper de 18″. En enero de 1989 utilizamos el CVF en su configuración original1,

antes de ser rediseñado, con filtros JHK estándar y una apertura efectiva de 7″: no

existen diferencias sistemáticas entre ambos sistemas dado que utilizan detectores y

sistemas de filtros idénticos . Obtuvimos la calibración y los coeficientes de extinción a

partir de observaciones a diferentes masas de aire de la estrella estándar BS4883,

bastante cercana a 3C 279. Asumimos una extinción constante y una relación lineal con

la masa de aire durante cada noche.

La fotometría en el rango visible la realizamos usando la cámara CCD del JKT, en el

foco Cassegrain (f/15). El chip CCD es un GEC recubierto, con una sensibilidad

excelente también en el azul, mínima estructura bidimensional y ruido de lectura muy

bajo. Llevamos a cabo la calibración mediante observaciones de estándares ecuatoriales,

a masas de aire similares, tomadas antes y después de las observaciones del quásar.

Realizamos la reducción usando la rutina de fotometría de apertura desarrollada en el

Instituto de Astrofísica de Canarias (M. Collados 1988, comunicación privada),

adaptada para los datos de La Palma.

3.2.2. Resultados

La fotometría visible se presenta en la tabla 3.1 y el seguimiento infrarrojo en la

tabla 3.2. La combinación del espectro del quásar y de las características del sistema

detector del TCS hace que exista un rápido aumento en la relación señal-ruido desde J

hasta K, por lo que dimos prioridad al seguimiento en 2,2 µm (K).

Tabla 3.1. Fotometría en el rango visible de 3C 279.

Fecha B V R I

21,8-07-1988 13,80 13,32 12,90 -

22,8-07-1988 13,84 13,32 12,84 12,25

23,8-07-1988 13,53 13,09 12,30 -

Nota. El error estimado es de 0,02 mag.

1La configuración original del CVF no incluía lente de campo.

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74 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501

En en la figura 3.1 aparecen los datos obtenidos en nuestras observaciones,

completados con los datos en el visible (B y V) de Webb et al. (1990) que tratan de la

erupción de 1988-89, con lo que conseguimos un conjunto de curvas de luz para las

bandas B, V, J, H y K. Sobre todo en el infrarrojo cercano, la curva de luz es bastante

incompleta, pese a contar con observaciones en 23 noches. En febrero de 1988, Robson

et al. (1988) detectaron una gran erupción infrarroja en 3C 279. Otros observadores

(p.e., Kidger y Allan 1988a, Neugebauer y Matthews 1988) confirmaron su existencia.

En el visible, Pica et al. (1988), Sadun (1988), Webb (1988 y 1990), Carini y Miller

(1988) y Kidger y Allan (1988b) señalan una caída inicial seguida de un segundo

máximo en julio (≈DJ 2447350). Pica et al. (1988) aluden a un máximo de magnitud

fotográfica 13,29 alcanzado el 13 de marzo de 1988 (DJ 2447235), posterior a la fecha

del máximo infrarrojo; no están claras las causas de este retraso, que podría ser debido a

Tabla 3.2. Fotometría infrarroja de 3C 279.

Fecha J H K L24-03-1988 11,70 0,05 10,91 0,05 10,00 0,02 -

25-03-1988 11,82 0,03 10,99 0,02 10,09 0,02 8,24 0,26

26-03-1988 11,76 0,03 10,97 0,02 10,10 0,02 -

28-03-1988 11,78 0,04 11,05 0,03 10,13 0,02 -

11-04-1988 11,47 0,10 10,79 0,10 9,87 0,10 -1

09-01-1989 12,63 0,06 11,43 0,03 10,60 0,02 -

22-01-1989 - - 10,72 0,06 -

27-05-1989 - - 10,14 0,14 -

29-05-1989 - - 10,22 0,16 -

30-05-1989 - 11,15 0,17 10,38 0,07 -

01-06-1989 - - 10,32 0,05 -

02-06-1989 - 11,22 0,18 10,41 0,09 -

04-06-1989 - 11,47 0,12 10,61 0,04 -

06-06-1989 - 11,60 0,30 10,52 0,07 -

15-07-1989 - 11,84 0,08 11,02 0,04 -

17-07-1989 - - 11,01 0,04 -

24-07-1989 - 11,19 0,04 10,27 0,08 -

26-07-1989 - 11,13 0,05 10,55 0,04 -

11-03-1991 13,21 0,10 12,14 0,06 11,30 0,07 -

12-03-1991 13,75 0,12 12,62 0,08 11,64 0,08 -

13-03-1991 13,45 0,07 12,58 0,05 11,67 0,06 -

15-03-1991 13,54 0,09 12,62 0,05 11,65 0,04 -

17-03-1991 13,21 0,08 12,21 0,04 11,18 0,081 -

Notas. En cada banda, se da la magnitud y el error.1Se asume un error fotométrico mayor para estos datos debido a que laextinción aerosol medida esa noche era muy alta.

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Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 75

la pérdida del verdadero máximo a causa de las lagunas en el seguimiento. La curva

infrarroja muestra un segundo máximo en abril de 1988.

Figura 3.1. Curvas de luz de la erupción de 1988-89 de 3C 279 compilada a partirde los datos de nuestras observaciones y de los publicados por Webb et al. (1990)en el visible. Las últimas observaciones infrarrojas corresponden a 1991.

Estas observaciones, realizadas inmediatamente después de la conjunción solar,

muestran que 3C 279 se había apagado considerablemente, aunque todavía permanecía

por encima de su nivel normal, tanto en el visible como en el infrarrojo. Si esta

erupción había sido similar a la de 1936-37, era de esperar un segundo máximo durante

la primera mitad de 1989. Posteriores observaciones tomadas a finales de mayo y

principios de junio de 1989 indican que podría haberse producido tal máximo (el

DJ 2447675, K=10,14; García-Lario et al. 1989), si bien la curva de luz es incompleta y

sólo cubre un período de dos semanas. Han sido observadas erupciones con estructuras

semejantes y máximos repetidos en al menos otros dos objetos: 3C 345 (Schramm et al.

1993; Kidger 1990d) y OJ 287 (Sillanpää et al. 1985 y 1988). Schramm et al. (1993)

proponen un modelo de «faro» para 3C 345, en el cual existe una inyección de

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76 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501

electrones relativistas que precesionan alrededor del eje del chorro (jet), dando lugar a

los máximos cuando el haz del chorro atraviesa nuestro campo de visión. En cambio,

Sillanpää et al. 1988 plantean la existencia de un agujero negro binario en OJ 287, con

masas de 5×109 M~ y 2×107 M~, capaz de reproducir las mismas estructuras mediante

aproximaciones orbitales. Ambos modelos resultan plausibles en el caso de 3C 279, si

bien las curvas de luz de este objeto se asemejan más a las de OJ 287 que a 3C 345.

El flujo medido durante el comienzo de este seguimiento fue el mayor desde

marzo-abril de 1988, a pesar de que disminuyó muy rápidamente hasta el nivel

registrado en enero de 1989. Sadun y Carini (1989) y Webb et al. (1990) registraron en

abril de 1989 un aumento de brillo de ≈2 mag tanto en B como en V, comparado con las

observaciones de marzo de 1989 (B=16,0), lo que podría explicarse si nuestras

observaciones infrarrojas coinciden con el final de una gran erupción que hubiese

durado varias semanas. Podría ser, pues, que el brillo máximo fuese superior que el

registrado en 1988. Sin embargo, el seguimiento por Webb et al. (1990) parece indicar

que la amplitud en el visible fue menor que la habida durante el máximo de 1988, pero

la muestra de datos, aunque extensa, no es lo suficientemente apropiada para poder

afirmar este hecho con absoluta certeza. En el caso de que el segundo máximo fue tan

brillante o más que el primero, la erupción de 1988-89 y la de 1936-37 podrían ser muy

parecidas, pues en ésta la segunda erupción fue más brillante. La curva de luz en el

visible muestra una disminución de brillo que alcanza hasta finales de mayo (B=15,

DJ 2447678).

Los datos en K y H obtenidos a mediados y a finales de julio de 1989

(DJ 244724-2447736), poco antes de la conjunción, sugieren que entre junio y julio se

pudo producir un mínimo en el rango infrarrojo. En el visible, Webb et al. (1990)

registraron un tercer máximo alrededor del DJ 2447710 (B=13,5), pero cuya fecha

exacta está indeterminada por lagunas de seguimiento. En el infrarrojo, observamos un

rápido incremento de brillo entre mediados y finales de julio, que podría ser

continuación de esta tercera erupción observada en el visible.

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Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 77

A pesar de las diferencias en el seguimiento de la erupción, resulta evidente por

simple inspección de la figura 3.1 que la amplitud de las variaciones de brillo en el

visible es mucho mayor que en el infrarrojo. Esta diferencia puede tomarse como

indicación de un cambio de régimen abrupto en la distribución de velocidades de los

electrones, ya que la contribución de la galaxia en la que el objeto está sumergido es

exigua en el visible debido al alto corrimiento al rojo (z=0,538).

Las posteriores observaciones en el visible a finales de 1989 y principios de 1990

(Webb et al. 1990) muestran a 3C 279 por debajo de B=17, aunque a finales de febrero

de 1990 se recuperó momentáneamente, hasta llegar a B=16,1 (DJ 2447948). Las

últimas observaciones infrarrojas, en 1991, indican que 3C 279 se encontraba en un

estado de brillo 2 mag por debajo de las primeras observaciones, obtenidas en 1988.

3.2.3. Correlación luminosidad - pendiente espectral

La correlación entre el color y el brillo es un fenómeno bien determinado en los

blázares. El primer objeto en el cual se estableció una clara correlación entre su índice

de color (B-V) y el nivel del flujo de su continuo, medido en la banda V, fue BL Lac

(Bertaud et al. 1973). En el capítulo anterior, encontramos que en el infrarrojo cercano

varios objetos tenían una correlación similar (3C 66A, OJ 287, OQ 530, BL Lac y,

probablemente, AO 0235+164). En estos casos, excepto OQ 530, se observa que el

continuo es mucho más rojo cuando la fuente es más débil, lo que implica una

pendiente más abrupta. Robson et al. (1988), en sus medidas de 3C 279, encontraron

que, durante la erupción, el objeto presentó una peculiar nivelación en la pendiente

entre 1,2 y 20 µm, predicha en su propio modelo, pero sin especificar detalles. Brown

et al. (1989a,b) encontraron que, en muchos blázares, el continuo en el infrarrojo

cercano se hace más pronunciado al disminuir su brillo, atribuyéndolo a pérdidas por

radiación de la energía de los electrones inyectados en la fuente sincrotrón.

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78 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501

Figura 3.2. El índice de color (B-V) frente a V en 3C 279. Los puntos blancos estántomados de Webb et al. (1990), y los negros son medidas realizadas por nuestropropio grupo en el JKT. Las observaciones de Webb et al. se extienden desdemediados de 1988 hasta el primer trimestre de 1990.

A partir de nuestras propias observaciones y de los datos de Webb et al. (1990),

encontramos variaciones en el índice de color (B-V) de 3C 279, pero no están

correlacionadas con el brillo de la fuente (figura 3.2).

Durante la erupción, nuestras observaciones indican que la amplitud de las

variaciones en J es mayor que en las otras dos bandas infrarrojas. Este hecho se pone de

manifiesto a través de la clara correlación entre el índice de color (J-H) y el brillo en J

(fig. 3.3), mientras que (H-K) no muestra ninguna dependencia. La correlación entre

(J-H) y J indica que, cuando 3C 279 está en plena erupción, también es más azul. Este

resultado es análogo al obtenido por nosotros en otros objetos (v. capítulo 2). Sin

embargo, cuando el efecto de la erupción se ha extinguido (en 1991), la correlación

color-brillo desaparece.

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Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 79

1991

1988

1989

Figura 3.3. El índice de color (J-H) frente a J indica que, cerca del máximo de laerupción (1988), 3C 279 fue más azul que en otras épocas. En particular, en 1991,no parece que haya ninguna correlación entre el índice de color y el brillo.

En conjunto, las variaciones en las tres bandas infrarrojas JHK tienen amplitudes

similares (figs. 3.4), y están bien correlacionadas, pero apreciamos que las que las

variaciones en la banda J son mayores que en las otras bandas cuando el objeto es más

brillante, hecho que explica la correlación (J-H) frente a J. Un reflejo de este posible

comportamiento lo constituye el hecho de que la distribución de magnitudes en J

(fig. 3.5) tiene una desviación estándar mayor que en H (al nivel de significación

n.s.=10% para el test de una cola) y K (n.s.=5%).

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80 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501

Figura 3.4. Comparación entre las variaciones en H y K frente a J en 3C 279. En elrango de nuestras observaciones, la correlación entre las bandas H, K y J es casilineal, pero puede haber una tendencia a que las variaciones en J sean mayores queen las otras bandas cuando el objeto es más brillante.

Figura 3.5. Distribución de las magnitudes de 3C 279 obtenida a partir de nuestrasobservaciones infrarrojas en el TCS. La banda J tiene una dispersión mayor que lasotras dos, con un nivel de significación del 5% para K y del 10% para H.

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Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 81

Los cambios de color implican variaciones importantes de la pendiente espectral. La

figura 3.6 muestra los espectros continuos en seis épocas y la posible correlación entre

el brillo en la banda J y el índice espectral infrarrojo, significativa al nivel del 10% (test

de dos colas), como los resultados presentados anteriormente sugieren. Se aprecia

claramente que, al aumentar el brillo de la fuente, la pendiente (índice) espectral

disminuye, tal como ocurría en otros objetos ya citados anteriormente y analizados en el

capítulo precedente. Dentro de las limitaciones de las actuales teorías sobre núcleos

activos, las pérdidas de energía de los electrones debidas a procesos de radiación

(Brown et al. 1989a-b) se perfilan como una causa razonable y acorde con nuestras

observaciones.

11-04-88(1,02)25-03-88

(1,25)

09-01-89(1,43)

17-03-91(1,72)

15-03-91(1,49)

22-07-88(1,11)

3C 279: Espectro del continuo (Observaciones con el TCS y JKT)

Figura 3.6. Distribuciones de energía espectral absolutas de 3C 279 en el visible (JKT) einfrarrojo cercano (TCS) en cuatro períodos distintos. El índice espectral viene dado entreparéntesis, debajo de la fecha de observación. Se observa una tendencia haciadistribuciones de energía más abruptas cuando el flujo del continuo disminuye, tal y comopredicen los modelos de decaimiento radiativo de la energía de los electrones en unafuente sincrotrón. Datos obtenidos con el TCS (JHKL) y con el JKT (BVRI). La figurainsertada muestra el brillo en la banda J frente al índice espectral infrarrojo; la correlaciónentre estas dos magnitudes es significativa al nivel del 10%.

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82 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501

3.3. Observaciones de Markarian 501 entre 1989-91

Markarian 501 es un objeto BL Lac cercano (z=0,0306) inmerso en una galaxia

elíptica brillante (Wills y Wills 1974; Hickson et al. 1982). Sillanpää et al. (1988) han

detectado variaciones de 1 magnitud en el rango óptico. Senbay et al. (1985)

encontraron que el espectro de Markarian 501, desde el infrarrojo hasta el ultravioleta,

puede ajustarse con una ley de potencias de índice espectral α=0,62. Sin embargo,

Impey et al. (1983) hallaron que, en el infrarrojo cercano, a menudo el espectro no

puede aproximarse mediante una ley de potencias debido a la contribución de la galaxia

que lo contiene.

3.3.1. Las observaciones

Las observaciones infrarrojas se realizaron con el equipo y las técnicas usuales en el

TCS (v. capítulo 2). En 1989 utilizamos una apertura de 15″ y en 1990, cuando ya

estaba instalado el sistema de autoguiado, de 10″. Como los errores de guiado mayores

que 2″ causan variaciones importantes en la contribución del flujo de la galaxia que

contiene al objeto (v. apéndice 2), tuvimos especial cuidado en recentrar la apertura

usando una estrella de calibración brillante (BS7236) aproximadamente cada 2 h. El

guiado, en conjunto, no alcanzó errores mayores que 1″, suficiente para limitar las

variaciones causadas por el flujo de la galaxia a menos de 0,01 mag.

En el visible, realizamos observaciones simultáneas y con el mismo telescopio que

las infrarrojas utilizando las facilidades del Fotómetro Visible Adaptado (FOVIA). Este

instrumento usa un procedimiento de integración de televisión y un conjunto de filtros

que corresponden al sistema Johnson/Kron-Cousins. Debido a la no linealidad de la

cámara a diferentes valores de sensibilidad (entre 0 y 24), y a la falta de una calibración

de esta no linealidad, sólo pudimos obtener fotometría relativa, para lo que usamos una

estrella a 2′ del objeto como referencia. Las pruebas técnicas muestran que la cámara

tiene un comportamiento lineal en un rango de 2,5 mag (Jiménez 1989, comunicación

privada); este rango es considerablemente mayor que la amplitud de variación de

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Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 83

nuestras observaciones (≈0,6 mag). Para evitar perturbaciones introducidas por la

limitada linealidad del sistema, adquirimos todos los datos con la misma sensibilidad y

con una apertura constante de 10″. El seeing del TCS está dominado por el espejo, y se

calcula en 1″;8, siendo éste, aproximadamente, el seeing durante las observaciones.

Tomando una apertura fotométrica entre 5 y 7 veces el diámetro del disco de seeing,

aseguramos que el flujo del objeto que llega al detector no se ve afectado por las

variaciones del seeing, siendo el efecto de las mismas insignificante comparado con los

cambios que observamos en la curva de luz. Esta configuración permite integrar

simultáneamente en ambas bandas (infrarrojo y visible). La única diferencia entre los

dos sistemas es que en el infrarrojo la integración es de 50 s por rayo, mientras que los

programas del fotómetro visible limitan la integración a 10 s por rayo.

Tabla 3.3. Registro de las observaciones de Markarian 501 en 1989.

Fecha Banda

Telescopio Duración(h)

Nº Puntos Probab. (%)

24/07/89 B TCS 3,7 12 >99,5K TCS 3,7 10 <90,0

25/0789 B TCS 3,21 14 99,0K TCS 3,2 14 <90,02

27/07/89 B TCS 1,5 9 <90,013/08/89 B JKT 2,7 35 98,03

14/08/89 B JKT 2,4 32 >99,54

15/08/89 U JKT 2,5 25 >95,0

Notas: La probabilidad de que las variaciones sean reales (últimacolumna) ha sido derivada comparando las varianzas de los datos y loscuadrados de los errores con una distribución F, excepto en los casosindicados.

1Observaciones interrumpidas por la aparición de nubes.2Probabilidad calculada para todos los datos de la curva de luz. Para la

sección de la curva de luz que rodea la posible erupción infrarroja, laprobabilidad de las variaciones alcanza el 99%.

3Probabilidad obtenida mediante la comparación de las medias de lasúltimas 10 observaciones con la media de las restantes 25.

4Probabilidad estimada mediante el coeficiente de correlación lineal.

Tomamos fotometría CCD durante las tres del 13 al 15-08-89 noches en el JKT.

Como ya se comentó en la sección anterior, la cámara CCD está montada en el foco

Cassegrain f/15. El chip CCD es del tipo GEC recubierto para hacerlo sensible en el

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84 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501

azul; en él puede registrarse simultáneamente las imágenes de Markarian 501 y de la

estrella de comparación utilizada para fotometría relativa. La desviación estándar típica

de la fotometría comparada entre Markarian 501 y la estrella de referencia en este

período fue de 0,009 mag, lo que da una idea del límite máximo de los errores

fotométricos de los datos. Los errores calculados para otros objetos observados de la

misma forma van desde 0,004 a 0,01 mag (Kidger 1989b; Kidger y de Diego 1990). En

la reducción, usamos una pseudoapertura de 6″ (entre 4 y 5 veces el disco de seeing). El

seeing no sufrió cambios bruscos que pudieran ser causa de variaciones espúreas en la

curva de luz. Los filtros usados dan respuestas muy próximas a los estándares U y B. La

alta eficiencia cuántica del chip CCD permite integraciones de 200 s en B y 300 s en U,

a los que hay que añadir unos 80 s de tiempo muerto del sistema (lectura, borrado y

presentación en pantalla). En la tabla 3.3 presentamos el registro de las observaciones.

3.3.2. Resultados

Observaciones de 1989

Realizamos un seguimiento en las bandas B y K simultáneamente durante dos

noches: el 24 y el 25 de julio de 1989. El 24/07/89 hubo una erupción de 0,4 mag en B

hacia el final de la noche que también parece ocurrir en K, pero con una amplitud

mucho menor (figura 3.7). El 25/07/89 (figura 3.8), el contraste entre las dos curvas de

luz es aún mayor: antes de una breve interrupción por la presencia de nubes, en B se

observa una caída continua de brillo a razón de 0,10 mag/h; en K este oscurecimiento es

más marginal. Ajustando una recta de regresión a los datos en la banda K, la

disminución de brillo tiene una pendiente de 0,035 mag/h, a pesar de que el «centelleo»

parece real: la sección de la curva de luz donde el centelleo parece más evidente es

desde 22,977 a 23,912 TU. Realizando una prueba de varianza a esta sección, las

variaciones se muestran como reales a un nivel de significación <5% (según una

distribución F). Por el contrario, en la banda B no se aprecia esta actividad. Una vez

reanudado el seguimiento, tras una pausa impuesta por la aparición de nubes,

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Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 85

observamos variaciones significativas en B, mientras que la curva de luz infrarroja no

muestra perturbaciones.

En las otras tres noches de seguimiento en B, las variaciones observadas fueron de

amplitud mucho menor. El 27/07/89 no detectamos variaciones: sólo uno de un total de

diez puntos corresponde a un brillo 0,10 mag menor (figura 3.9), lo que puede deberse,

tal vez, a cambios temporales de la transparencia atmosférica o a alguna anomalía en la

toma de datos. El 13/08/89 (figura 3.10), durante la última hora del seguimiento, se

observa una caída lenta del brillo; la diferencia entre la media de las magnitudes antes

de las 23,5 h y después es significativa al nivel del 5%. Al comparar la dispersión de los

datos (s = 0,012) con la curva de luz obtenida en la noche siguiente (s = 0,006,

fig. 3.11), vemos que en la noche del 13/08/89 los puntos están bastante más

diseminados (con un nivel de significación del 5%), lo cual puede deberse a un rápido

centelleo. También el 14/08/89 hubo una disminución de brillo, cuyo nivel de

significación es >0,5%, obtenido mediante el coeficiente de correlación lineal. Estas

Figura 3.7. Curvas de luz simultáneas de Markarian 501 obtenidas en K (superior) y en B(inferior) en la noche del 24-25 de julio de 1989. Las magnitudes son instrumentales (estoes, corregidas de extinción pero no del punto cero del sistema). La erupción registrada alfinal de la curva de luz en B apenas es visible en K. Sólo se dibujan las barras de errorcuando son mayores que 0,02 mag.

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86 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501

disminución posiblemente estuvo acompañada de variaciones en forma de «dientes de

sierra» durante parte de la noche.

Figura 3.8. Como la figura 2.16 para la noche del 25-26 de julio de 1989.

Figura 3.9. Curva de luz en B de Markarian 501 obtenida con FOVIA el 27-28 dejulio de 1989.

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Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 87

Figura 3.10. Curva de luz CCD en B de Markarian 501 del 13-14 de agosto de1989. Las magnitudes se miden relativas a la estrella de referencia dentro de laimagen del chip.

Figura 3.11. Curva de luz CCD en B de Markarian 501 del 14-15 de agosto de1989. Las magnitudes se miden relativas a la estrella de referencia dentro de laimagen del chip.

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88 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501

Siguiendo la sugerencia de que podría haber una actividad significativa en la banda

U (Takalo 1989, comunicación privada) dedicamos 2,5 h de observación en la última

noche de seguimiento en 1989 (fig. 3.11). En la banda U, el fondo de la galaxia en la

que está situada el objeto es mucho menos brillante que el núcleo. Con su

recubrimiento, el chip CCD mantiene una eficiencia cuántica alta y una respuesta lineal

a estas longitudes de onda, si bien el ritmo de cuentas de este objeto se ve reducido en

un factor 5. Aún así, la desviación estándar de los datos es de solamente 0,016 mag.

Observamos un aumento del brillo de 0,046 mag seguido de una rápida disminución de

0,053 mag entre las 21,9 y las 23,0 h; a partir de las 23,5 h y hasta el final de las

observaciones, podemos detectar un suceso similar, aunque de menor amplitud. Estas

variaciones son difíciles de justificar por causas debidas al azar, ya que la separación

entre Markarian 501 y la estrella de comparación es muy pequeña. Este hecho permite

la observación simultánea de la estrella y de Markarian 501 en el reducido campo del

chip, por lo que las variaciones atmosféricas también causarían variaciones en los datos

de la estrella2.

Figura 3.12. Curva de luz CCD en U de Markarian 501 del 15-16 de agosto de 1989. Lasmagnitudes se miden relativas a la estrella de referencia dentro de la imagen del chip.

2Carini et al. (1992) contemplan otra posible causa de error en la fotometría CCD.

Se trata de las variaciones debidas a que el objeto y la estrella de comparación tengancolores muy distintos: demuestran que la fotometría no se ve afectada en un ampliorango de masas de aire.

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Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 89

Observaciones de 1990

Las observaciones de este año tuvieron lugar en el mes de agosto (fig. 3.13).

Comparando las magnitudes medias entre las distintas noches, no pueden apreciarse

variaciones significativas. Sin embargo, los seguimientos de variaciones rápidas

llevados a cabo el 31/07/90 (DJ 2448105) y el 05/08/90 (DJ 2448110), mostrados en la

figura 3.14, ponen de manifiesto la existencia de variaciones a los niveles de

significación del 0,5% y del 1,5%, respectivamente.

Figura 3.13. Observaciones de Markarian 501 en el infrarrojoen agosto de 1990.

Al principio de la noche del 31/07/90 (fig. 3.14a), se observa una disminución de

brillo en la banda K de 0,14 mag durante la primera media hora. Inmediatamente

después, el objeto empieza una recuperación hasta aumentar su brillo en 0,25 mag en

unos 50 min, y a partir de este momento inicia un nuevo descenso de brillo. Después de

una pausa para medidas de calibración, aproximadamente al cabo de una hora, el objeto

es 0,15 mag más débil que en el máximo, pero el brillo aumenta en esa misma cantidad

a lo largo de las siguientes 2 h y 12 min. En este intervalo, entre la 1 y las 2 h de la

madrugada del 01/08/90, se observa un máximo secundario y un mínimo separados

0,5 h. El mínimo observado a la 1 h y 12 min puede deberse a un dato espúreo, pues es

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90 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501

debido a un solo punto muy alejado de los valores cercanos de la curva de luz

(fig. 3.14a).

(a)

(b)

Figura 3.14. Seguimiento de variaciones rápidas de Markarian 501 en agosto de 1990: (a)el 31/07/90 y (b) el 05/08/90. En ambas fechas encontramos variaciones significativas alos niveles del 0,5% y del 1,5%, respectivamente.

Las observaciones del 05/08/90 (fig. 3.14b) muestran una disminución de brillo entre

las 23 y las 24 h de 0,14 mag en 55 min. Tras la pausa para calibraciones el objeto

apareció 0,07 mag más brillante (1 h 30 min de la madraguda) y, hasta el final de las

observaciones, Markarian 501 siguió aumentando su brillo en 0,09 mag en 1 h y

24 min. El máximo de la noche se alcanza a la 1 h y 25 min de la madrugada del día

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Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 91

07/08/90 pero, al igual que el mínimo de la noche del 31/07/90, se trata de un solo dato,

bastante distinto de las observaciones cercanas, y por tanto posiblemente espúreo.

Una vez detenidas las observaciones de Markarian 501, al alcanzar éste una distancia

cenital de 65° (con el fin de minimizar los efectos de la refracción diferencial), el 6-7 de

agosto hicimos el seguimiento de 3C 66A con técnicas e instrumental idénticos a los

utilizados en Markarian 501. El quásar 3C 66A fue algo más débil que Markarian 501,

lo que hace que el error medio de las observaciones sea 0,06 mag en vez de 0,03 mag

como ocurre con Markarian 501. En dos horas de seguimiento, no observamos

variaciones en 3C 66A; la desviación estándar de los datos de la curva de luz era

idéntica a la media de los errores de las observaciones. Lo mismo puede decirse de

IIIZw2, observado el 31 de julio. Estas observaciones de control permiten, a nuestro

entender, descartar los efectos instrumentales como posible causa de las variaciones

observadas en Markarian 501.

Observaciones de 1991 y 1993

Las curvas de luz (fig. 3.15) muestran que Markarian 501 estuvo muy inactivo

durante 1991, manteniendo su magnitud marcadamente constante. En la curva de luz se

aprecian dos sucesos: dos máximos de corta duración, sobre todo en la banda J. El

12-03-91 (DJ 2448330), el objeto era 0,45 mag más brillante en J y 0,24 en H que tres

días antes. Dos noches después, el flujo en ambas bandas había vuelto a su anterior

nivel. En K no hubo aumento de brillo; incluso es posible que en el máximo de las otras

bandas, el objeto se mostrase ligeramente más débil en este filtro. Este comportamiento

puede deberse a una erupción sincrotrón con un corte muy brusco en longitudes de

onda. En el pico de la erupción, la pendiente del espectro cambia (figura 3.16), tomando

el índice espectral el valor α = −0,57 , frente al espectro plano (α≈0) medido antes y

después de la erupción. Los índices de color obtenidos son (H-K)=0,43 y (J-H)=0,77

(fig. 3.17); sin embargo, en 1991 obtuvimos valores ligeramente más azules: 0,45 y

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92 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501

(a)

(b)

(c)

Figura 3.15. Curva de luz. infrarroja de Markarian 501, obtenida a partir de lasobservaciones con el TCS entre 1989 y 1993. Las observaciones realizadas duranteuna misma noche están promediadas: (a) en J, (b) en H, y (c) en K.

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Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 93

0,63, respectivamente. Durante las erupciones, el espectro es mucho más azul que en

reposo, alcanzando en esta primera erupción (H-K)=0,05 y (J-H)=0,48.

El segundo máximo fue detectado el primer día del siguiente período de

observaciones, el 08-08-91 (DJ 2448478), por lo que en rigor no puede calificarse de

una erupción pues, por nuestras observaciones, lo mismo podría tratarse de una

disminución repentina de brillo (0,47 mag en 24 h en la banda J). Sin embargo, a pesar

de que los errores son mayores que en el máximo anterior, parece tratarse del final de

un suceso muy similar a éste (v. fig. 3.15-16-17).

Figura 3.16. Espectros de banda ancha de Markarian 501 en el infrarrojo cercano,correspondientes a las observaciones infrarrojas realizadas con el TCS entre 1990 y 1992.Obsérvese que los espectros no se ajustan bien a una ley de potencias, debido a la emisión de lagalaxia de fondo. La pendiente del espectro es casi nula, pero se hace más abrupta al aumentar elflujo en la banda J y, cuando el flujo en esta banda disminuye, la pendiente se hace también máspronunciada, pero en sentido contrario. Los números que aparecen a la izquierda de algunos delos espectros hacen referencia a la fecha juliana modificada (DJM=DJ-2440000) de los mismos.Estos espectros corresponden a los máximos del 12-03-91 y 08-08-91, y a un espectro típico enfechas próximas a estos máximos. Los espectros ajustados a leyes de potencia se muestran en lafigura insertada.

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94 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501

(a)

(b)

(c)

Figura 3.17. Índices espectrales de Markarian 501, (a) (J-K) y (b) (J-H) frente a magnitud en J, y(c) (H-K) frente a magnitud en K, obtenidos a partir de las observaciones realizadas con el TCSentre 1990 y 1992. Obsérvese que en todos los índices de color se observa una clara dependenciacon respecto al brillo del objeto, cuyo espectro se hace más azul cuando es más brillante.

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Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 95

Como resultado de que las variaciones en escalas de tiempo de uno o varios días sean

mucho más pronunciadas en la banda J que en el resto de bandas infrarrojas observadas,

el histograma de distribución de magnitudes muestra una dispersión mucho mayor en J

que en H y K (fig. 3.18), a un nivel de significación estadística <<0,5%).

Como en 1989 y 1990, buscamos posibles variaciones rápidas en tres noches en

agosto de 1991, sin conseguir detectarlas.

Figura 3.18. Distribución de magnitudes de Markarian 501 en el rango infrarrojo, apartir de las observaciones obtenidas con el TCS entre 1989 y 1992. Obsérvese lamayor dispersión en la banda J, consecuencia de que las erupciones rápidas (delorden de un día) son más pronunciadas en esta banda que en H y K.

El siguiente período de observaciones, ya en 1992, tiene lugar a finales del mes de

abril. En él observamos que el objeto es, en promedio, 0,22 mag más brillante en la

banda J que en agosto del año anterior. En las bandas H y K el aumento de brillo es

similar (0,17 y 0,18, respectivamente). La observación obtenida a finales de ese mismo

año (01-11-92), muestra que Markarian 501 había vuelto al mismo nivel que en agosto

de 1991, en todas las bandas, lo que se ve confirmado por las últimas medidas,

realizadas a principios de 1993 (v. fig. 3.15).

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96 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501

3.3.3. Discusión

Como en otros objetos discutidos en el capítulo anterior (p.e., 3C 345), la

dependencia del índice de color con el brillo del objeto tiene su reflejo en el índice

espectral, lo que se pone de manifiesto en la figura 3.19. Aunque en el caso de

Markarian 501, cuyo espectro no se ajusta bien por una ley de potencias en el óptico y

en el infrarrojo, el índice espectral no está bien definido (v. fig. 3.16), la figura 3.19

sugiere, por la analogía con los casos de OJ 287 y AO 0235+164 (v. capítulo 2), que la

componente variable es debida probablemente a radiación sincrotrón.

Figura 3.19. Dependencia del índice espectral con el brillo en la banda J enMarkarian 501, a partir de las observaciones infrarrojas con el TCS entre 1990 y1992. Téngase en cuenta que el índice espectral en este objeto no está biendefinido en el rango óptico e infrarrojo.

Regresando a la figura 3.16, observamos que los espectros (sobre todo cuando se

hace el ajuste a ley de potencias) tienden a cruzarse en algún lugar próximo a la

frecuencia de la banda H. En el capítulo 2 encontramos efectos análogos en OJ 287 y

BL Lac, y los atribuimos a la existencia de una frecuencia de corte situada en el

infrarrojo cercano y medio, respectivamente. Sin embargo, la frecuencia en la que se

producen las intersecciones puede ser el resultado de la convolución entre los espectros

térmico y sincrotrón, a diferencia del caso de OJ 287, cuya galaxia de fondo no se

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Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 97

detecta (en BL Lac sí se detecta la galaxia de fondo en infrarrojo, pero su contribución

al brillo total no es tan importante como en Markarian 501).

A excepción de una noche, en los datos de 1989 sólo se aprecian variaciones

pequeñas. El único caso de variación rápida de gran amplitud fue el del 24 de julio, en

que observamos un aumento de brillo en la banda B pero no en las observaciones

simultáneas en la banda K. Puesto que realizamos ambas observaciones desde el mismo

telescopio, podemos descartar los efectos atmosféricos como causa de las variaciones.

La diferencia de comportamiento en ambas bandas supone un cambio de color de

0,3 mag entre B y K. Aunque los quásares con variaciones en el rango óptico tienden a

hacerse más azules al aumentar su brillo (p.e., Bertaud et al. 1973; Brown et al.

1989a,b), las variaciones de color son mucho más pequeñas que la obtenida de nuestros

datos. La explicación es que la emisión de la galaxia domina completamente a la no

térmica en la banda K, pero en B la emisión del núcleo es relativamente más importante.

El modelo de Hutter y Mufson (1986) de chorro relativista, basado en observaciones en

las bandas BVRI, prevé una relación del flujo no térmico al de la galaxia en la banda V

de RV=0,33. En nuestros cálculos, para dar cuenta de las amplitudes mucho más

pequeñas en K, estimamos RK≈0,1, lo que implica que la galaxia huésped domina por

un factor de 10 en 2,2 µm. A longitudes de onda menores, cabe esperar que el núcleo

destaque cada vez más hasta el punto que, cerca de 3000 Å, la contribución de la

galaxia sea mucho menor que la debida a la componente no térmica. Este razonamiento

también explica el hecho de que las variaciones observadas en el seguimiento con la

cámara CCD en sucesivas noches sea mayor en la banda U que en B.

Las variaciones rápidas observadas en la banda K el 25 de julio de 1989 (fig. 3.8), si

son reales, son más difíciles de entender. La curva de luz en B muestra un

oscurecimiento más rápido que en K, lo que se justifica debido a la contaminación

producida por la emisión galáctica en el infrarrojo. Pero a juzgar por la amplitud de las

variaciones rápidas observadas en la banda K, cabría esperar que en el visible la

amplitud fuese de 0,5 mag, si el origen se encuentra en la fuente de radiación no

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98 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501

térmica. Sin embargo, el oscurecimiento en la curva de luz en la banda B no muestra

dispersión.

La rapidez con que se produjo la erupción en la noche del 6 al 7 de agosto de 1990

impone un límite superior al diámetro de la región emisora infrarroja de unos

30 minutos luz (≈4 UA). Este tamaño debe ser el de una zona especialmente activa en el

disco de acreción, ya que la mayoría de las variaciones detectadas tienen escalas de

tiempo superiores a 1 hora; por ejemplo, el mínimo y posterior recuperación observados

el 6-7 de agosto duran 3,5 h. Este resultado se ajusta más al tamaño que esperamos de la

región emisora en infrarrojo que no las variaciones rápidas inferiores a 1 hora. Sin

embargo, el 25 de julio de 1989 también habíamos detectado una posible erupción

infrarroja de duración inferior a 1 h. Así, de un total de 21,5 h de seguimiento,

encontramos variaciones rápidas en menos del 3% de las observaciones, mientras que

los cambios en escalas más lentas afectan aproximadamente al 50% de las medidas.

Estos resultados apuntan a un origen orbital de las variaciones más lentas, tal como

turbulencias en el material que rodea a la singularidad central, o a ocultaciones. Por el

contrario, las variaciones más rápidas pueden deberse a erupciones de naturaleza

sincrotrón, en donde un campo magnético intenso interacciona con una región del disco

de acreción. Esta interpretación queda reforzada por el hecho de que las variaciones

más lentas muestran cambios similares en rangos adyacentes del espectro, mientras que

las rápidas manifiestan grandes diferencias en sus amplitudes en distintos colores,

dependiendo de las caraterísticas de los procesos (sincrotrón) involucrados.

Aceptando como válido el anterior razonamiento sobre el origen sincrotrón,

podemos calcular el valor del campo magnético B análogamente a como lo hicimos en

el caso de BL Lac, en el capítulo anterior, mediante la fórmula:

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

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. Así, para θ=π/2

(valor que implica un campo magnético turbulento, Brown et al. 1989b), estimamos que

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Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 99

el campo magnético tiene un valor próximo a 13 G. Tomando un valor promedio de

senθ = 0,5 , que corresponde a θ=30°, se obtiene un campo magnético de unos 100 G.

Estos valores de B, aunque grandes, no resultan exagerados si los comparamos con los

campos con intensidad entre 102 y 104 G que, según Blandford y Payne (1982), podrían

atravesar los discos de acreción, y son similares a los calculados para BL Lac (v.

capítulo anterior)3. No obstante, partiendo de la evolución temporal de la frecuencia de

corte de la radiación emitida durante la erupción, Brown et al. (1989a) estiman valores

típicos de la intensidad del campo magnético entre 0,1 y 1 G en una muestra de blázares

en reposo.

3.3.4. Conclusiones

En este capítulo se ha presentado observaciones en infrarrojo y visible de 3C 279 y

Markarian 501. El quásar 3C 279 entró en erupción en 1988, presentando tres máximos:

en febrero de 1988, y en mayo y julio de 1989. Esta última erupción fue seguida por

Webb et al. (1990) hasta el 01/07/89, pero el máximo se pudo alcanzar hacia finales del

mes, en cuyo caso nuestros datos mostrarían el final de la misma en el rango infrarrojo.

Este razonamiento viene sugerido por la buena correlación entre las observaciones en el

visible e infrarrojo, dentro de las incertidumbres debidas a las diferencias en el

seguimiento del objeto.

Las variaciones en el visible son, sin embargo, mucho mayores que en el infrarrojo.

Como consecuencia, el objeto es más azul cuando es más brillante, pero una vez

superada la erupción, la correlación entre el índice de color (J-H) y el brillo en J

3Los valores similares que adopta la intensidad del campo magnético B en los casos

de BL Lac y Markarian 501 pueden tener dos interpretaciones bien distintas. La primeraes que las variaciones del flujo están realmente relacionadas con el campo B, en cuyocaso cabe deducir que las condiciones físicas en ambos objetos pueden ser similares. Lasegunda es que, si la hipótesis de que las variaciones de flujo y el campo estánrelacionados es falsa, los valores obtenidos para la intensidad del campo simplementeson un reflejo de la escala temporal de las variaciones observadas (en ambos casos conresoluciones próximas a los 10 min) y de la frecuencia de observación.

Page 30: CAPÍTULO 3 FOTOMETRÍA INFRARROJA Y VISIBLE …jdo/Papers/jdo/Tesis/infr2bl.pdfLa fotometría visible se presenta en la tabla 3.1 y el seguimiento infrarrojo en la tabla 3.2. La combinación

100 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501

desaparece para las pequeñas variaciones que pueden tener lugar cuando 3C 279 está en

su estado normal.

Las dos noches de seguimiento de Markarian 501 en las bandas B y K muestran la

existencia de variaciones rápidas. En el infrarrojo cercano, el flujo de la galaxia en la

que se halla inmerso el objeto domina la emisión, lo que explica la mayor amplitud de

las variaciones en B. Por la misma razón, en la banda U la emisión de la galaxia se ve

aún más reducida, por lo que se entiende que esta banda registre gran actividad. Estas

variaciones son las primeras que se observan en un blázar en escalas de tiempo

inferiores a 1 h en la banda U, y sugieren la necesidad de observaciones en longitudes

de onda cortas con la mejor resolución posible, pues es en altas frecuencias donde

observamos a la vez los procesos más energéticos y más relacionados con la fuente

primaria de energía.

Las observaciones de 1990 arrojan como resultado las mayores variaciones de

Markarian 501 registradas en el infrarrojo en escala temporal de días, e indican la

posible existencia de un disco de acreción no homogéneo alrededor del objeto. Si las

variaciones son debidas a ocultaciones, la distancia de las regiones ocultantes a la

singularidad es del orden de 103 UA; a menores distancias, la relación entre el tamaño

de la región ocultante y el radio orbital aumenta, lo que podría llegar a producir una

ocultación permanente; a distancias mayores, la sección efectiva de ocultación

disminuye, por lo que las ocultaciones serían unos fenómenos extraordinariamente raros

a no ser que el número de nubes fuera muy grande.

La actividad infrarroja en escalas de unas pocas horas es frecuente, aunque no

constante. En escalas menores a una hora, las variaciones son más raras y sugieren la

presencia de campos magnéticos intensos; en cualquier caso, la resolución temporal con

la que contamos no nos permite estudiar este fenómeno con mayor detalle.

Las curvas de luz infrarrojas tienen amplitudes similares en las tres bandas JHK. Sin

embargo, en 1991 registramos dos erupciones de escasa duración, cuyas amplitudes

decrecieron rápidamente en la banda J. En la banda H, estas erupciones fueron mucho

menores, y en K no las detectamos. Lo mismo, pero al revés, sucedió para el mínimo de

Page 31: CAPÍTULO 3 FOTOMETRÍA INFRARROJA Y VISIBLE …jdo/Papers/jdo/Tesis/infr2bl.pdfLa fotometría visible se presenta en la tabla 3.1 y el seguimiento infrarrojo en la tabla 3.2. La combinación

Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 101

J en 1990. Estos comportamientos hacen que también Markarian 501 se muestre más

azul al aumentar su brillo, lo que se pone claramente de manifiesto al comparar los

índice de color con el brillo. Así, y análogamente a otros objetos estudiados

anteriormente (v. capítulo anterior) y a 3C 279, el índice espectral en el infrarrojo

disminuye al aumentar el brillo, aunque en Markarian 501 su espectro no se ajusta bien

a una ley de potencias debido a la emisión de la brillante galaxia en la que se aloja el

objeto. Como consecuencia de la emisión de esta galaxia, los espectros obtenidos en

distintas épocas tienden a cortarse entre las bandas H y K.

Tres objetos presentan una observación con índice espectral negativo: BL Lac y

3C 345, discutidos en el capítulo 2, y Markarian 501. En los casos de BL Lac y

Markarian 501 este suceso tuvo lugar durante un máximo de brillo, y parece un caso

extremo del efecto de azulado del espectro al aumentar el brillo. Por el contrario, la

inversión del espectro en 3C 345 está asociada a un mínimo destacado en la banda K,

mientras en J el brillo se mantiene dentro de su rango habitual.

Con estas observaciones, queda confirmada la mayor amplitud de las variaciones en

longitudes de onda cortas, salvo raras excepciones (3C 66A y, en un caso, posiblemente

también 3C 279). Esta tendencia se había observado en la mayoría de los objetos

estudiados en el capítulo anterior (de ahí las variaciones espectrales y de los índices de

color), pero no se apreciaba tan claramente por simple examen de las curvas de luz.

Ahora, al comparar los datos en el visible y en infrarrojo, el mayor rango de

variabilidad en longitudes de onda cortas queda claramente de manifiesto.