IDENTIFICACAO DE CONTRAPARTIDAS

INFRAVERMELHAS DE FONTES DE RAIOS-X NA

REGIAO DO CENTRO GALACTICO

Leonardo de Almeida Ramos

Dissertacao de Mestrado do Curso de Pos-Graduacao em Astrofısica,

orientada pelo Dr. Francisco Jose Jablonski,

aprovada em 27 de abril de 2005.

INPE

Sao Jose dos Campos

2005

XXX.XX.XX.XX(XX.XX)

RAMOS, L. A.

Identificacao de contrapartidas infravermelhas de fon-

tes de raios-X na regiao do Centro Galactico / L. A.

Ramos. – Sao Jose dos Campos: INPE, 2005.

XXp. – (INPE-XXXX-TDI/XXX).

1. Centro Galactico. 2. Raios-X. 3. Contrapartidas.

4. Infravermelho. 5. Estrelas Variaveis.

Aprovada pela Banca Examinadora

em cumprimento a requisito exigido

para a obtencao do Tıtulo de Mes-

trado em Astrofısica.

Dr. Flavio D’Amico

Presidente

INPE, SJCampos (SP)

Dr. Francisco Jablonski

Orientador

INPE, SJCampos (SP)

Dr. Deonısio Cieslinski

Membro da Banca

INPE, SJCampos (SP)

Dr. Augusto Damineli

Membro da Banca - convidado -

IAG-USP, Sao Paulo (SP)

Candidato: Leonardo de Almeida Ramos

Sao Jose dos Campos, 27 de Abril de 2005.

“No, you’re never too old to Rock’n’Rollif you’re too young to die.”

Ian Anderson

A minha mae e meu irmao,e em memoria de meu pai.

AGRADECIMENTOS

Sou imensamente grato a minha famılia por continuar tentando conviver comigo. E ine-gavel que ela merece boa parte do credito por meu sucesso.

Agradeco tambem aos meus grandes amigos por me suportarem, tanto nos momentosagradaveis quanto nos momentos adversos. Minha personalidade, hoje, tem um poucode cada um.

As minhas Grandes Amigas, por me lembrarem constantemente que existem sentimentos,objetivos e coisas belas no mundo.

Ao Rock and Roll e a Musica Classica, pela trilha sonora.

A maravilhosa literatura fantastica, seus escritores, e ao RPG por serem um mecanismode alıvio, permitindo manter minha sanidade.

As belas reservas naturais deste maravilhoso paıs ainda preservadas da destruicao burrado homem, onde pude revigorar minhas energias para o dia-a-dia. Infelizes aqueles des-providos do contato com a natureza.

Aos institutos e pessoas que disponibilizaram os dados e as ferramentas usados nestetrabalho.

A Coordenacao de Aperfeicoamento de Pessoal de Nıvel Superior (CAPES) que provi-denciou importante suporte financeiro.

Aos professores, por dividirem seus preciosos conhecimentos comigo.

Aos colegas do INPE, pela convivencia, dividindo os momentos extra-academicos noperıodo que passei fora de casa. Os apoios foram cruciais para ultrapassar as dificuldades.

Ao meu orientador, por entender o meu ritmo, me permitir trabalhar em um assuntomaravilhoso, e acreditar na minha capacidade. Tem o meu sincero respeito.

E ao Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE), por me permitir fazer parte desua historia.

RESUMO

O telescopio de raios-X Chandra realizou um levantamento na regiao do Centro Galacticoproduzindo um catalogo de 2357 fontes em um campo de 17′ × 17′. As fontes possuemuma incerteza posicional ≤ 4 segundos de arco, o que facilita sobremaneira a identi-ficacao de contrapartidas em outros comprimentos de onda. Devido a grande extincaopelo meio interestelar na direcao do Centro Galactico (de ate dezenas de magnitudes nabanda V) o numero de contrapartidas opticas que se pode identificar e pequeno. No in-fravermelho, no entanto, a extincao e muito menor. Nos utilizamos dados obtidos com aCamIV no OPD/LNA, juntamente com dados do 2MASS para identificar contrapartidasinfravermelhas as fontes de raios-X do Chandra. Alem disso, utilizando imagens CamIVobtidas em diferentes epocas, investigamos a constancia do fluxo na banda H para asfontes candidatas a estarem associadas a fontes de raios-X. Tambem analizamos o ca-talogo resultante e selecionamos candidatas para estudos detalhados com os telescopiosSOAR e GEMINI.

INFRARED COUNTERPARTS OF X-RAY SOURCES INTHE GALACTIC CENTER REGION

ABSTRACT

The Chandra X-ray telescope has carried out a survey in the Galactic Center regionresulting in a catalog of 2357 point sources in a 17′ × 17′ field-of-view. The positionaluncertainty of the sources is ≤ 4 arcsec. This allowed us to identify counterparts in otherwavelengths. In the optical region, due to the large extinction by the interstellar medium(tens of magnitudes in the V band), the number of counterparts is small. In the infrared,however, the extinction is relatively small. In this work we use CamIV data obtainedat OPD/LNA, as well as 2MASS information to identify infrared counterparts to theChandra X-ray sources. Moreover, using CamIV images obtained at different epochs, weinvestigate the variability in the H band flux for the most likely identifications. We alsoanalyse the resultant catalogue of identifications to select targets for follow-up studieswith the SOAR and GEMINI telescopes.

SUMARIO

Pag.

LISTA DE FIGURAS

LISTA DE TABELAS

CAPITULO 1 – INTRODUCAO 19

CAPITULO 2 – FENOMENOLOGIA DA REGIAO VIZINHA AO

CENTRO GALACTICO 21

2.1. O Centro Galactico . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21

2.1.1. A Descoberta de Sgr A* . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 22

2.1.2. O Buraco Negro Supermassivo no Centro da Galaxia . . . . . . . . . . . . 23

2.1.3. Formacao Estelar na Regiao Central da Galaxia . . . . . . . . . . . . . . . 24

2.2. Fontes Pontuais de Raios-X do Chandra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 24

2.2.1. Acrescao . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25

2.2.2. Variaveis Cataclısmicas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25

2.2.3. Binarias de Raios-X . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26

2.2.4. Binarias com Buracos Negros . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27

CAPITULO 3 – INSTRUMENTOS E DADOS 29

3.1. O Imageador CamIV . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 29

3.2. O Two-micron All Sky Survey (2MASS) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30

3.3. O Telescopio Chandra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 31

3.3.1. Telescopios de Incidencia Rasante . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33

3.4. O Levantamento Realizado pelo Telescopio Chandra . . . . . . . . . . . . . . 34

CAPITULO 4 – METODOLOGIA DO TRABALHO 39

4.1. A Obtencao e Selecao dos Dados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 39

4.2. Sistematica de Reducao dos Dados no Infravermelho . . . . . . . . . . . . . 40

4.2.1. A Tecnica de Pontilhamento e a Imagem de Ceu . . . . . . . . . . . . . . 41

4.2.2. A Obtencao dos Flat-fields . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 41

4.2.3. A Mascara de Pixels Ruins e a Imagem Final . . . . . . . . . . . . . . . . 43

4.3. As Listas de Coordenadas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43

4.4. A Calibracao de Magnitudes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45

4.5. A Criacao da Lista de Identificacoes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47

4.5.1. A Incerteza Posicional das Fontes de Raios-X . . . . . . . . . . . . . . . . 47

4.5.2. As Identificacoes e Suas Verossimilhancas . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47

4.6. A Procura por Variabilidade nas Fontes Identificadas . . . . . . . . . . . . . 49

CAPITULO 5 – RESULTADOS E DISCUSSAO 51

5.1. A Lista de Fontes Identificadas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51

5.2. A Variabilidade das Fontes Identificadas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53

5.3. Discussao de Algumas Fontes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53

CAPITULO 6 – CONCLUSOES 93

REFERENCIAS BIBLIOGRAFICAS 95

LISTA DE FIGURAS

Pag.

2.1 Distribuicao de massa e dispersao de velocidades projetada proximo a Sgr A*. 23

3.1 Comparacao entre as bandas H da CamIV e do 2MASS. . . . . . . . . . . . . 31

3.2 O observatorio Chandra e o arranjo ACIS. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32

3.3 Espelhos de incidencia rasante. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 33

3.4 Distribuicao espacial das fontes Chandra. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36

4.1 Imagem CamIV da regiao do Centro Galactico. . . . . . . . . . . . . . . . . . 42

4.2 Fluxograma da criacao da lista de coordenadas. . . . . . . . . . . . . . . . . 44

4.3 Calibracoes das imagens. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 45

4.4 Calibracoes das imagens (continuacao). . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46

4.5 Dependencia do erro posicional com a distancia. . . . . . . . . . . . . . . . . 48

4.6 Fontes-X e fontes identificadas marcadas sobre uma imagem CamIV. . . . . . 49

5.1 As 10 fontes com maior verossimilhanca na identificacao. . . . . . . . . . . . 53

5.2 Dois exemplos de curvas de luz, e das correspondentes verossimilhancas. . . . 54

5.3 Mosaicos de fontes visualmente variaveis em diferentes imagens. . . . . . . . 55

5.4 Magnitudes comparadas em varias datas para fontes variaveis. . . . . . . . . 56

5.5 Magnitudes comparadas em varias datas para fontes constantes. . . . . . . . 57

LISTA DE TABELAS

Pag.

3.1 Chandra comparado com outros telescopios. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32

3.2 Caracterısticas de fontes estelares de raios-X. . . . . . . . . . . . . . . . . . 35

4.1 Caracterısticas das observacoes CamIV. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 40

5.1 Numero de fontes identificadas em cada imagem. . . . . . . . . . . . . . . . 51

5.2 Lista de identificacoes das fontes. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 60

5.3 Objetos com variabilidade significativa. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 90

CAPITULO 1

INTRODUCAO

O Centro Galactico vem sendo estudado observacionalmente nos comprimentos de onda

de radio, submilimetrico, infravermelho, raios-X e raios-gama; atraindo a atencao de

astronomos e astrofısicos interessados na fısica de objetos compactos com acrescao, di-

namica de gas magnetizado e formacao estelar nao usual. A regiao em torno do centro

da nossa Galaxia tem sido alvo de muitas investigacoes cientıficas porque e o nucleo

galactico mais proximo, sendo possıvel ser estudado com resolucao espacial que seria

impossıvel de se obter em outras galaxias.

Outro proposito para dedicar tantos esforcos no estudo dessa regiao e em funcao da

variedade de fenomenos que apresenta. Estes fenomenos cobrem desde o proprio buraco

negro supermassivo central [Genzel et al. (1997); Genzel et al. (2000); Ghez et al. (1998);

Ghez et al. (2000); Schodel et al. (2002)], a emissao difusa em raios-X (Muno et al., 2004)

e em radio (Yusef-Zadeh, 2003) e a dinamica do gas e das estrelas na regiao [Zylka et al.

(1990); Mazger et al. (1999); Serabyn e Morris (1996); Morris e Serabyn (1996)].

Fontes de raios-X galacticas, em sua maioria sistemas binarios, se concentram no plano

da Galaxia, especialmente na regiao do Centro Galactico, fazendo deste ambiente um

laboratorio observacional privilegiado.

A tecnologia de deteccao de raios-X evoluiu muito desde seus primordios. Em 1974 a

precisao das posicoes de raios-X pelos satelites Uhuru e Copernicus era de graus. Apenas

10 fontes estelares tinhas sido identificados (ex: Sco X-1, Cen X-3, Cyg X-1, Her X-1)

naquela epoca (Charles e Seward, 1995). Em especial no Centro Galactico, as observacoes

em raios-X comecaram desde a epoca dos instrumentos a bordo de foguetes e baloes, mas

estudos detalhados surgiram apenas com o satelite Einstein. Com a modesta resolucao

angular do instrumento de grande campo, ele encontrou 12 fontes em 1◦×1◦ em torno do

centro da Galaxia. Nenhuma variabilidade no Centro Galactico foi encontrada durante

o tempo de observacao do Einstein (Baganoff et al., 2003). O satelite ROSAT ampliou

o numero de fontes detectadas para 14 em 30′ × 30′ do centro (Motch et al., 1991). Em

1993 foi obtida uma imagem de raios-X pelo ASCA com resolucao espacial de 3′ [Koyama

(1995); Sakano et al. (2002)].

As imagens em raios-X eram muito limitadas, mas com a entrada em operacao do obser-

vatorio de raios-X Chandra de alta resolucao angular, deu-se um salto quantitativo no

numero de deteccoes de fontes pontuais de raios-X. No trabalho de Muno et al. (2003) foi

19

apresentado um catalogo de fontes pontuais de raios-X na regiao do Centro Galactico,

com 2357 fontes detectadas numa regiao de 17′ × 17′. Esse avanco permite atacar uma

outra questao cientıfica distinta e fundamental: a natureza das fontes discretas de raios-X

da regiao do Centro Galactico.

Nesta dissertacao, nos abordamos este tema utilizando observacoes no infravermelho

proximo. Por causa da intensa absorcao galactica, a banda infravermelha tem grande

vantagem sobre a optica para detectar fontes no plano galactico. Como a luminosidade

em raios-X das fontes detectadas (ao limite de completeza) e relativamente baixa, 1031

erg/s na banda de 2-8 keV, varias populacoes distintas sao detectadas. Isto permite a

realizacao de um censo de populacoes estelares de um ponto de vista privilegiado. Tal

censo nunca foi realizado anteriormente na regiao do Centro Galactico pelo pequeno

numero de fontes detectadas e pelo limite pouco fundo de luminosidade associado aos

levantamentos previos.

A identificacao das contrapartidas infravermelhas das fontes de raios-X do Chandra e um

passo inicial para realizar este censo. Alem disso, o cotejo de observacoes infravermelhas

em epocas distintas permite iniciar o trabalho de identificacao das fontes variaveis no

infravermelho.

O presente trabalho tem tres objetivos principais: (1) entender todos os passos do pro-

cesso de identificacao de contrapartidas, compreendendo desde as etapas de aquisicao,

tratamento dos dados no infravermelho, ate a manipulacao dos catalogos de posicao; (2)

procurar por indıcios de variabilidade entre as fontes identificadas; e (3) selecionar alvos

para estudos detalhados futuros.

Este texto foi construıdo em 6 capıtulos, sendo o primeiro destinado a esta introducao.

No Capıtulo 2 sera revista a fenomenologia da regiao do Centro Galactico, e tambem os

objetos compactos que emitem em raios-X. O Capıtulo 3 descreve os instrumentos cujos

dados utilizamos, e o catalogo de fontes pontuais do Chandra. O Capıtulo 4 descreve

a metodologia utilizada no desenvolvimento do trabalho. Os resultados, bem como a

discussao destes, sao feitos no Capıtulo 5. E por fim, no Capıtulo 6, e exposta a conclusao

da dissertacao.

20

CAPITULO 2

FENOMENOLOGIA DA REGIAO VIZINHA AO CENTRO

GALACTICO

Sera revisto neste Capıtulo, de forma breve, o que se sabe sobre a fenomenologia da regiao

vizinha ao Centro Galactico. Embora nao exista um modelo satisfatorio, a interacao

entre alguns componentes pode explicar certos fenomenos observados. Tambem faremos

um resumo sobre as fontes de raios-X, associadas a objetos compactos, relacionadas a

amostra do telescopio Chandra.

2.1 O Centro Galactico

O centro da nossa Galaxia foi inicialmente determinado por H. Shapley em 1918 (Shapley,

1918). Em 1958, durante um encontro internacional, as coordenadas α = 17h42m24s e

δ = −28◦55′0′′ (epoca 1950) foram convencionadas como sendo o zero das coordenadas

galacticas, razoavelmente proximo do local determinado por Shapley. A distancia ao

Centro Galactico e admitida hoje como sendo de 7, 62 ± 0, 32 kpc (Eisenhauer et al.,

2003). Para se ter uma ideia das escalas espaciais envolvidas a esta distancia, uma escala

angular de 1 grau corresponde a aproximadamente 175 pc, 1 minuto de arco corresponde

a aproximadamente 2,9 pc e 1 segundo de arco corresponde a aproximadamente 0,05 pc.

As partes mais centrais da Via Lactea sao afetadas por varias magnitudes de extin-

cao nas regioes optica e ultravioleta. Gas e poeira absorvem a maior parte da radiacao

eletromagnetica proveniente dessa regiao; assim, a astronomia radio e infravermelha pro-

videnciava toda a informacao disponıvel ate o desenvolvimento de satelites de raios-X

com boa resolucao espacial.

A morfologia de larga escala (centenas de parsecs) revelada no infravermelho e em radio

e extremamente complexa. Sgr E (Sagitario E) e a soma de varias regioes HII, Sgr D e

a soma de um resto de supernova e uma regiao de formacao estelar, Sgr C e um misto

de grandes filamentos e uma casca compacta, Sgr B e um extremamente denso conjunto

de regioes HII e filamentos complexos, enquanto Sgr A contem a parte central da nossa

Galaxia.

O complexo de Sgr A, que ocupa uma area de cerca de 50 × 50 pc em torno do centro

de nossa Galaxia, pode ser ainda subdividido em cinco outros componentes:

• Um aglomerado concentrado de estrelas quentes chamado IRS16. Este aglo-

merado de cerca de duas duzias de estrelas azuis, aparenta ser a origem de

21

um forte vento (700 km s−1), com perda de massa aproximada de 4×10−3M�

por ano (Allen et al., 1990). Por sua vez estas estrelas estao embebidas em

um aglomerado de estrelas evoluidas (e mais frias) cuja densidade radial cai

com r−2 do Centro Galactico.

• Um anel molecular (circumnuclear disk) com massa > 104M�. Este anel gira

(110 km s−1), centrado em IRS16 (Yusef-Zadeh, 2003). Esta estrutura tambem

possui uma coluna, semelhante a uma lingua, que sai em direcao ao norte.

A maior parte da luminosidade (cerca de 2× 106L� em infravermelho medio

e longınquo) do anel molecular e interpretada como sendo uma reemissao

da radiacao ultravioleta do aglomerado, absorvida por poeira no seu interior

(Guesten et al., 1987).

• Sgr A Oeste e uma regiao de gas ionizado e poeira no formato de uma espiral

de tres bracos. Espectroscopia dessa regiao sugere que a estrutura possui

uma rotacao anti-horaria de cerca de 150 km s−1 em torno do centro. Pro-

ximo a juncao de seus bracos norte e leste, existe um buraco conhecido como

minicavidade (Roberts e Goss, 1993).

• Sgr A Leste e uma estrutura observada em radio no formato de uma casca

nao-termica de grande escala (Pedlar et al., 1989). Os modelos dessa regiao

tratam-na como sendo um resto de supernova. Boa parte de Sgr A Leste esta

perto, mas atras das demais estruturas, aparentando uma superposicao na

visao projetada (Yusef-Zadeh e Morris, 1987).

• O candidato a Buraco Negro Supermassivo Sgr A* ocupa o centro propria-

mente dito.

A interacao desses componentes e responsavel por varios fenomenos que acontecem nessa

complexa porcao da Galaxia.

2.1.1 A Descoberta de Sgr A*

Lynden-Bell e Rees (1971) especularam sobre um modelo usando buracos negros para

quasares, sugerindo assim que o centro de nossa Galaxia poderia abrigar um buraco negro

supermassivo detectavel com interferometria radio. Balick e Brown (1974) encontraram

uma fonte compacta em radio com o interferometro do National Radio Astronomy Ob-

servatory (NRAO), posteriormente confirmada por Ekers et al. (1975) e com o Very Long

Baseline Interferometer (VLBI) (Lo et al., 1975). Oito anos depois de sua descoberta,

Brown (1982) nomeou-o Sgr A* para distinguir da emissao mais extensa do complexo

Sgr A. Observacoes mais precisas de alta resolucao do Very Large Array (VLA) (Brown

22

et al., 1981) indicaram que ele esta localizado proximo ao centro dinamico no nucleo

Galactico [Eckart et al. (1995), Menten et al. (1997), e Ghez et al. (1998)].

2.1.2 O Buraco Negro Supermassivo no Centro da Galaxia

O objeto compacto associado a Sgr A* e um forte candidato a buraco negro supermassivo.

Baseado nos dados do movimento proprio das estrelas ao redor do objeto massivo num

campo de 5 dias-luz de Sgr A*, foi encontrada uma massa de 2, 6± 0, 2× 106M� dentro

de 0,015 pc do centro (Genzel et al., 1997). A distribuicao de materia inferida em funcao

da distancia a Sgr A* e a dispersao de velocidade medida das estrelas sao consistentes

com movimento Kepleriano (Figura 2.1). Imagens do VLBI de Sgr A* com resolucao

angular de milisegundo de arco mostram que para um comprimento de onda de 7 mm o

raio da estrutura e 0, 76± 0, 04 mas ou 6, 2× 1013 cm (4 UA).

FIGURA 2.1 – Distribuicao da massa × distancia a Sgr A* (esquerda). As tres curvasrepresentam os modelos para tres combinacoes de sistemas com mas-sas diferentes, onde a melhor situacao supoe uma massa pontual de2, 6 ± 0, 2 × 106M� dentro de 0,015 pc. Na direita e mostrada a disper-sao de velocidades projetada × distancia ao centro. A curva representao movimento Kepleriano devido a massa concentrada no interior.

FONTE: Genzel e Eckart (1999).

As evidencias de buracos negros em outras galaxias corroboram a conclusao de que

o centro da nossa galaxia nao e excecao. A existencia de um objeto exotico que irradia

bolometricamente∼ 107L� e capaz de surtos periodicos de atividade pode explicar alguns

pontos: excitacao do plasma, luminosidade no infravermelho distante, a remocao do gas

23

para manter a baixa densidade, a expansao do anel molecular, o alto ındice de formacao

estelar, a ocorrencia da fonte nao termica ultra compacta e um elo entre o nucleo da

Galaxia e os nucleos ativos observados em outras galaxias (Schaeffer, 2002).

2.1.3 Formacao Estelar na Regiao Central da Galaxia

As evidencias observacionais para a formacao estelar na regiao central sao convincentes

[Rieke e Lebofsky (1982), Lacy et al. (1982), Rieke e Rieke (1989), Allen et al. (1990)],

embora as condicoes encontradas sejam bastante diferentes de outros locais da Galaxia. A

temperatura, pressao, dispersao de velocidades e campo magnetico sao mais elevados no

centro do que no disco. Porem, estudos de infravermelho longınquo mostram estrelas OB

ionizando filamentos de nuvens moleculares [Moneti et al. (1992), Moneti et al. (1994)].

A distribuicao de energia no infravermelho proximo mostra varias fontes como sendo

estrelas jovens massivas embebidas em poeira. Proximo do Centro Galactico, fontes como

IRS7 sao supostamente supergigantes massivas de idade da ordem de 60 milhoes de anos

(Eckart et al., 1992). Tudo indica que forcas de mares nao usuais podem auxiliar no

colapso de nuvens de gas, iniciando a formacao estelar (Ghez et al., 1998).

Estrelas da sequencia principal sao difıceis de serem detectadas proximo das regioes cen-

trais por causa da confusao com estrelas gigantes muito luminosas. Mas as estrelas da

parte superior da sequencia principal podem vir a ser estudadas com observacoes no in-

fravermelho proximo. Os aglomerados de estrelas jovens conhecidos ate agora mostraram

a presenca de linhas de emissao compatıveis com ventos de alta velocidade (500 a 1000

km s−1), e ricos em helio (Morris e Serabyn, 1996). Estes fatores reforcam os indıcios de

que boa parte das estrelas acabaram de sair da sequencia principal.

2.2 Fontes Pontuais de Raios-X do Chandra

Nos estados finais da evolucao estelar a producao de energia nao e mais devida a queima

de elementos no seu interior. Nas anas brancas e estrelas de neutrons essa energia e

emitida como fotons termicos e neutrinos (Shapiro e Teukolsky, 1983). A energia cinetica

pode ser convertida, por processos eletromagneticos, em formas radiativas. E dessa forma

que estrelas de neutrons isoladas emitem como pulsares [Michael (1991); Beskin et al.

(1993)]. Ate os buracos negros com rotacao podem emitir algum tipo de energia detectavel

(Blandford e Znajek, 1977). Estrelas de neutrons fortemente magnetizadas (conhecidas

como magnetares), que se supoe possuırem um campo superficial maior que 1015 Gauss,

convertem energia magnetica em radiacao eletromagnetica.

Mas a fonte de energia mais importante envolvida quando falamos de objetos compac-

24

tos e aquela associada a conversao de energia via queda de materia em seus pocos de

potencial gravitacional. A ideia basica e a conversao de energia cinetica em energia ra-

diativa. Quando alguma materia cai nesses objetos e liberada energia, metade na forma

de radiacao.

2.2.1 Acrescao

Os sistemas binarios em interacao sao associacoes entre uma estrela nao degenerada e

um objeto compacto. Estas associacoes podem se dar de diferentes maneiras. O objeto

compacto pode ser uma ana branca, uma estrela de neutrons ou um buraco negro. Ja o

objeto que perde massa pode estar na sequencia principal ou um pouco mais evoluıdo; ser

massivo ou nao (Richter et al., 1985). A maneira como a transferencia de massa ocorre

tambem pode variar.

O modo como a materia e acretada pode ser por meio de um vento do objeto nao dege-

nerado ou ate do meio interestelar. Outra forma de transferencia de massa e diretamente

da superfıcie do objeto nao degenerado quando este preenche todo o lobo de Roche. A

materia no ponto Lagrangiano L1 nao esta presa e e sugada para o objeto compacto.

A trasferencia de massa nao ocorre de forma radial sobre a superfıcie da estrela que

acreta. Por causa do movimento orbital, a materia transferida possui momento angular.

Inicialmente a materia transferida tende a orbitar o objeto mais evoluıdo ao inves de

simplesmente cair direto nele. A viscosidade e a transferencia de momento angular no

entanto produzem um disco de acrescao que efetivamente transfere materia para o objeto

compacto. Na maioria das vezes o processo de acrescao e turbulento e dissipativo. A

dissipacao pela friccao do material e o responsavel por fazer as orbitas serem circulares,

e por tornar as bordas externas do disco mais espessas. Porem, algumas variacoes do

processo podem ocorrer, devido principalmente a forcas de torque pela gravidade (Charles

e Seward, 1995).

2.2.2 Variaveis Cataclısmicas

Variaveis cataclısmicas sao a associacao de uma ana branca e uma ana da sequencia

principal (Warner, 1995a). O perıodo orbital das variaveis cataclısmicas varia entre 17

minutos e 15 dias (Loore e Doom, 1992). Nas novas o material acretado sofre explosoes

catastroficas de tempos em tempos. O material acretado que cai na ana branca entra em

um ambiente onde se torna muito quente, denso e degenerado. Como consequencia ele

sofre explosoes, em episodios de “flashs” termo-nucleares. Quando isso ocorre, o brilho do

objeto cresce dramaticamente, aumentando por volta de 10 magnitudes (Pringle e Wade,

25

1985). Um pouco do material acretado costuma ser ejetado, formando uma nebulosa pos-

nova.

Diferente das novas, as chamadas novas anas apresentam variacoes de luminosidade em

escalas de tempo de dezenas de dias, que nao sao devidos a eventos nucleares eruptivos.

Elas possuem uma transferencia de massa atraves do disco de acrescao de uma maneira

dependente do tempo (Dubus, 2002).

Quando a ana branca associa-se a uma gigante ao inves de uma ana, o resultado e

uma binaria chamada de simbiotica (Kenyon e Webbink, 1984). A ana branca orbita na

atmosfera da gigante, e um observador ve o sistema como uma unica estrela com ambas

as caracterısticas espectrais (quente e fria).

Em alguns casos a acrescao e tao grande que o material se mantem a temperatura acima

do limite de degenerescencia e a estrela nao sofre os “flashs” termo-nucleares. Elas se

apresentam como fontes de raios-X moles. O material acretado vai se acumulando, e

assim que o limite de Chandrasekhar e atingido a estrela compacta se transforma em

uma Supernova do tipo Ia (Schaeffer, 2002).

A ana branca numa variavel cataclısmica pode estar magnetizada, podendo ser reco-

nhecida por um contınuo polarizado (Wickramasinghe e Ferrario, 2000). Variaveis ca-

taclısmicas onde o objeto compacto e muito magnetizado sao chamadas de Polares (ou

AM Herculis), com rotacao da ana branca e rotacao orbital sincronizados. As variaveis

cataclısmicas onde a ana branca tem campo magnetico mais fraco e rodam de modo as-

sıncrono sao chamadas de Polares Intermediarias, ou estrelas tipo DQ Herculis (Warner,

1995b).

2.2.3 Binarias de Raios-X

De forma semelhante, se no lugar da ana branca numa variavel cataclısmica estiver

uma estrela de neutrons temos uma binaria de raios-X mais luminosa. Neste tipo de

binaria o poco gravitacional em que o material cai e muito mais profundo do que em

uma variavel cataclısmica. Ao inves de ultravioleta ou raios-X moles, a energia emitida

e predominantemente em raios-X. Se o objeto menos evoluıdo for um objeto de baixa

massa, o sistema e chamado de binaria de raios-X de baixa massa (BXBM). Binarias

de raios-X de alta massa (BXAM) sao associacoes entre estrelas de neutrons e estrelas

jovens massivas.

As estrelas de neutrons podem estar magnetizadas em diferentes estados. Pulsares de

milisegundos possuem campo magnetico superficial de ate 109 Gauss, enquanto os cha-

26

mados magnetares devem ter campo magnetico superficial maior que 1015 Gauss. O

campo magnetico da estrela de neutrons pode fazer a acrescao acontecer proximo da

estrela, forcando a emissao de raios-X a se localizar nos polos. A rotacao da estrela de

neutrons faz com que a radiacao seja vista por um observador em pulsos periodicos. O

sistema e assim chamado de pulsar (ou binaria pulsante) de raios-X. A acrescao, como

transporta momento angular, gera a alteracao da rotacao da estrela de neutrons.

Quando o material e acretado atraves de uma coluna e vai se acumulando na superfıcie

da estrela de neutrons, o calor por unidade de superfıcie pode chegar a ser grande o

bastante para desencadear a queima termo-nuclear desse material em um “flash”, e a

materia evapora da superfıcie. Esse fenomeno e chamado de bursts de raios-X (Charles e

Seward, 1995). Isso acontece se a estrela de neutrons for pouco magnetizada. Os bursts

de raios-X estao para as estrelas de neutrons assim como as novas estao para as anas

brancas.

2.2.4 Binarias com Buracos Negros

Quando o objeto compacto no sistema binario e um buraco negro, a materia acretada

e simplesmente sugada para dentro, nao podendo ser uma binaria pulsante de raios-X.

Na maioria das vezes os sistemas com buracos negros sao fontes permanentes de raios-X.

Estes objetos apresentam variabilidade em uma ampla escala de tempo, de milisegundos

a minutos (Richter et al., 1985).

27

28

CAPITULO 3

INSTRUMENTOS E DADOS

No presente trabalho usou-se dados de tres fontes: a Camara Infravermelha (CamIV) do

Laboratorio Nacional de Astrofısica (LNA), o catalogo de fontes pontuais do Two Micron

All Sky Survey (2MASS) e o catalogo de fontes pontuais do Chandra X-ray Observatory

(Chandra) na direcao do Centro Galactico. Faremos a seguir, uma breve revisao das

caracterısticas destas fontes de dados.

3.1 O Imageador CamIV

A camara infravermelha CamIV foi financiada pelo Nucleo de Excelencia em Formacao,

Evolucao e Atividade de Galaxias coordenado pela Dra. Sueli Viegas, do Instituto de

Astronomia, Geofısica e Ciencias Atmosfericas da USP (IAG-USP)1. A CamIV baseia-se

num arranjo do tipo HAWAII de 1024 × 1024 pixels de 18 µm, da Rockwell International.

O semicondutor e composto de Hg, Cd e Te, com sensibilidade na faixa de 0,8 a 2,5 µm.

O detector e montado no interior de um criostato a vacuo e operado a temperatura

do Nitrogenio lıquido, 77 K. O criostato, cujo objetivo e bloquear fotons termicos que

representam uma intensa contribuicao ao ruıdo, contem ainda uma roda de filtros para

selecao de bandas espectrais.

Do ponto de vista tecnologico, a maior diferenca entre o arranjo HAWAII e os CCDs

(Charge-Coupled Device) utilizados em astronomia optica reside no fato de que nos

CCDs, o conteudo de cargas acumuladas em cada pixel e deslocado serialmente, pi-

xel a pixel, de modo que a cada passo, uma coluna completa vai para o registrador de

saıda. Este, sendo tambem um registrador de deslocamento, disponibiliza o sinal ana-

logico para digitalizacao. Repetindo o procedimento para todas as colunas, tem-se a

imagem completa digitalizada. No arranjo HAWAII cada pixel comporta-se como uma

juncao semicondutora (fotodiodo) polarizada reversamente. A leitura e feita enderecando

os pixels individuais via uma matriz chamada de multiplexador.

A razao para nao se utilizar a tecnologia de deslocamento de cargas no infravermelho e

que nesses comprimentos de onda, a energia necessaria para criar pares eletron-vacancia

e muito baixa, e so a agitacao termica no elemento sensıvel ja produz uma quantidade

importante de corrente de escuro. Isto torna a eficiencia da transferencia de cargas muito

baixa.

1http://www.iag.usp.br/

29

Uma consequencia pratica importante da operacao de um fotodiodo com polarizacao re-

versa e que o detector torna-se nao-linear. O efeito pode ser corrigido atraves de medidas

apropriadas. No caso da CamIV, modelamos globalmente a nao linearidade na forma:

Icorrigido = Ibruto + c× Ibruto2 (3.1)

onde Ibruto e o sinal bruto detectado num pixel (em unidades do conversor analogico-

digital), Icorrigido e o sinal apos a correcao e c e o coeficiente de nao-linearidade para o

modelo de correcao. No nosso caso, c = 3, 6 × 10−6. Esse valor e bastante estavel desde

que o detector comecou a operar em 1999.

De modo geral os detectores no infravermelho tem mais defeitos que os CCDs. Isto se

aplica nao somente ao numero de pixels defeituosos, mas tambem a uma maior dispersao

na resposta dos pixels. Uma maneira de ilustrar essa diferenca e comparar as irregulari-

dades pixel a pixel de imagens de flat-field obtidas com um CCD e com um arranjo no

infravermelho. Enquanto num CCD pode-se ter a dispersao na sensibilidade pixel a pixel

de 1% ou menos, num detector como o utilizado na CamIV ela e tipicamente de 5%. Mais

adiante, no capıtulo 4 detalharemos os procedimentos para contornar estes defeitos.

Neste trabalho, utilizamos os dados provenientes de medidas na banda H (1,65 µm) que

fornece um bom compromisso entre sensibilidade e um avermelhamento relativamente

baixo na direcao do Centro Galactico (AH ∼ 5 mag).

3.2 O Two-micron All Sky Survey (2MASS)

O 2MASS2 e um projeto que varreu uniformemente o ceu para detectar e caracterizar

fontes com fluxo maior que 1 mJy, relacao sinal-ruıdo maior que 10 e resolucao espacial

de 2,0′′. Nesta empreitada foram usados dois telescopios automatizados de 1,3 metros,

um no hemisferio norte (Mt. Hopkins) e outro no hemisferio sul (CTIO - Chile) equipados

com uma camara de tres canais, capaz de observar o ceu simultaneamente nas bandas

J (1,25 µm), H (1,65 µm) e KS (2,17 µm). Os detectores do projeto sao semelhantes

ao usado na CamIV, de modo que as bandas espectrais na CamIV e 2MASS tambem sao

muito semelhantes. A Figura 3.1 mostra a comparacao entre a banda H nos dois sistemas.

Pode-se notar que a consistencia e muito boa, o que garante uma boa qualidade para a

calibracao dos dados da CamIV a partir do 2MASS. Os dados produzidos cobrem mais

de 99% do ceu e resultaram, dentre outros produtos, no catalogo de fontes pontuais

(posicoes e fotometria), usado nesta dissertacao.

2http://www.ipac.caltech.edu/2mass

30

FIGURA 3.1 – A comparacao entre as bandas H da CamIV (linhas cheias) e do 2MASS(linhas pontilhadas) levando em conta a transmissao atmosferica e res-posta do detector.

3.3 O Telescopio Chandra

O universo violento (T & 106 K) e observavel em condicoes ideais em raios-X. Mesmo

os telescopios oticos mais potentes, como o Hubble Space Telescope (HST) ou os grandes

telescopios terrestres, nao podem observar atraves das grandes quantidades de material

no meio interestelar. A extincao da radiacao eletromagnetica e muito menor nos com-

primentos de onda de raios-X. Sendo assim, o universo correspondente a kT ≥ 3 keV

e bastante transparente. Telescopios de raios-X permitem a observacao de fenomenos

energeticos como os associados a acrescao de materia em buracos negros ou estrelas

compactas, liberacao de energia em cromosferas ou coroas estelares, ou ainda, liberacao

de energia em choques como os existentes em restos de supernovas.

O Chandra3, anteriormente chamado de AXAF (Advanced X-ray Astrophysics Facility),

e um telescopio de raios-X em que a combinacao de qualidade de imagem e campo de

visada e muito melhor que a dos observatorios existentes ate o seu lancamento. Sua

eficiencia e devida a um espelho capaz de fazer imagens com resolucao melhor do que

segundo de arco e detectores com alta eficiencia em uma larga banda de raios-X. Alem

3http://chandra.harvard.edu/

31

TABELA 3.1 – Chandra comparado com outros telescopios.

Telescopio θ† CDV ‡ Faixa de energia Area (cm2)§ Operacao

Chandra 0,5′′ 30′ 0,1 - 10 keV 600 07/1999 -

XMMa 6′′ 33′ 0,1 - 15 keV 1200 12/1999 -

ASCA (GIS) 30′′ 50′ 0,4 - 10 keV 50 02/1993 - 03/2001

ROSAT (HRI) 2′′ 38′ 0,1 - 2,5 keV 80 06/1990 - 02/1999

EXOSAT 18′′ 2◦ 0,05 - 50 keV 10 05/1983 - 04/1986

Einstein (HRI) 2′′ 25′ 0,2 - 20 keV 20 11/1978 - 04/1981

† - resolucao espacial; ‡ - campo de visada; § -em 1,0 keV; a - o XMM e posterior ao Chandra

FONTE: HEASARC http://heasarc.gsfc.nasa.gov/.

disso, um de seus detectores tem moderada resolucao espectral. A Tabela 3.1 mostra

uma comparacao entre o Chandra e alguns outros telescopios.

O Chandra, que esta dentro do projeto dos Grandes Observatorios da NASA, consiste de

duas partes principais: o telescopio de raios-X com seus espelhos de incidencia rasante e os

instrumentos de deteccao propriamente ditos (Figura 3.2a). Os instrumentos cientıficos a

bordo do obervatorio sao a High Resolution Camera (HRC) e o Advanced CCD Imaging

Spectrometer (ACIS). A ACIS-I e um arranjo composto por quatro CCDs (2 por 2) de

1024 × 1024 pixels, com uma resolucao angular de 0,492′′ no centro da imagem, usado

para obter imagem e espectrometria. O ACIS-S e um arranjo de 6 CCDs (lineares),

que tambem pode fazer espectroscopia de alta resolucao. A Figura 3.2b apresenta um

esquema dos arranjos do ACIS.

FIGURA 3.2 – Esboco do observatorio Chandra com seus espelhos de incidencia rasantee os instrumentos de deteccao (a); e um esquema do arranjo ACIS (b).

FONTE: The Chandra Proposers Observatory Guidehttp://asc.harvard.edu/proposer/POG/html/.

32

Sua orbita, que dura 64 horas, e chega a uma distancia de cerca de um terco da orbita da

Lua, foi definida para que ele permaneca 85% de seu percurso fora do cinturao de partı-

culas carregadas que circunda a Terra. O observatorio recebeu este nome em homenagem

ao astrofısico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar.

3.3.1 Telescopios de Incidencia Rasante

O Chandra faz uso da tecnica de incidencia rasante para a formacao de imagens, pois

as superfıcies metalicas absorvem os raios-X com muita facilidade a menos que incidam

com grandes angulos. Espelhos construıdos de forma que a radiacao apenas esbarra em

sua superfıcie, onde os angulos incidentes ficam proximos de 89o, possuem o melhor uso

pratico. Uma combinacao de duas secoes anulares com um espelho paraboloide e outro

hiperboloide, formam a imagem de uma fonte de raios-X que esta no infinito no foco

comum, depois de duas reflexoes (veja Figura 3.3a). Para aumentar a abertura efetiva,

e consequentemente a sensibilidade do aparelho, varios espelhos com raios diferentes

sao colocados concentricos, um dentro do outro, formando uma estrutura semelhante as

camadas de uma cebola. A Figura 3.3b esquematiza este agrupamento de espelhos.

FIGURA 3.3 – Espelhos de incidencia rasante. Em (a) e mostrado um corte transversalde um combinado de espelhos seguindo as curvaturas de uma parabola ede uma hiperbole. Em (b) pode ser visto a secao de um agrupamento deespelhos para aumentar a abertura efetiva.

FONTE: Kitchin (1984).

33

3.4 O Levantamento Realizado pelo Telescopio Chandra

Fazendo uso da elevada resolucao angular do Chandra, Muno et al. (2003) apresentaram

um catalogo de fontes pontuais na regiao do Centro Galactico. Esse instrumento permitiu

a separacao das componentes difusas e pontuais da emissao em raios-X de forma mais

precisa. Somados varios apontamentos entre setembro de 1999 e maio de 2002, totali-

zando 590 ks, o catalogo final contem 2357 fontes pontuais distribuıdas em um campo

de 17′ × 17′ (40 × 40 pc a 8kpc).

O Chandra conseguiu detectar fontes com fluxo entre 3 × 10−16 e 2 × 10−13 erg cm−2

s−1 na banda de 2,0-8,0 keV, o que corresponde a luminosidades tao fracas quanto 3 ×1030 erg s−1 a 2 × 1033 erg s−1 a nossa distancia ao Centro Galactico. Estudos com

instrumentos anteriores detectavam apenas fontes mais fortes (1035 erg s−1). Muitos

tipos de sistemas estelares, representativos de diversas classes de fontes de raios-X, que

antes nao eram detectados, podem agora estar presentes nesta amostra. Considerando

o limite de luminosidade ao qual o levantamento e sensıvel, mais da metade das fontes

apresentam espectro bastante duro, com Γ < 1 numa representacao do espectro do tipo

lei de potencia do tipo:

Nfotons(E) ∝ E−Γ (3.2)

indicando que muitas delas podem ser variaveis cataclısmicas magnetizadas (tais como

as polares e as polares intermediarias), ou estrelas de neutrons com acrescao em sistemas

binarios. Objetos estelares jovens e variaveis cataclısmicas podem ser usados para tracar

estrelas de baixa massa, ajudando no estudo de populacoes estelares. Uma grande ajuda

para desvendar a historia de formacao da Galaxia pode vir da analise de estrelas do

tipo O, estrelas Wolf-Rayet e de estrelas de neutrons jovens que emitem em raios-X.

Fontes brilhantes devem ser responsaveis por 10% da emissao Galactica de raios-X, em

comparacao com a emissao difusa. Se levarmos em consideracao as fontes mais fracas,

a contribuicao de fontes pontuais para a emissao difusa pode subir significantemente.

As caracterısticas das fontes estelares de raios-X estao resumidas na Tabela 3.2, onde

os espectros de fontes pontuais sao descritos por emissao termica de plasma, Leis de

Potencia (LP) ou emissao de Corpo Negro (CN).

Das 2357 fontes detectadas, 281 estao na banda mole (0,5-1,5 keV) e foram considera-

das como estando entre nos e o Centro Galactico (foreground). As fontes de foreground

possuem uma densidade superficial de 1800 fontes por grau quadrado, distribuıdas uni-

formemente no campo, como deveria de se esperar para fontes no disco. As demais fontes

34

estao na regiao do Centro Galactico ou atras dele. A contaminacao por objetos atras

de nossa galaxia (background), principalmente galaxias com nucleos ativos (AGNs), e

estimada em cerca de 20-100 objetos, de modo que a maior parte das fontes esta nas pro-

ximidades do Centro Galactico. Este numero se baseia em comparacoes com observacoes

em altas latitudes galacticas.

A distribuicao espacial de fontes da amostra apresenta uma pequena assimetria e uma

deficiencia de fontes em regioes onde acredita-se existir duas nuvens moleculares, prova-

velmente obscurecendo um pouco as fontes de raios-X (Figura 3.4). A uma distancia de

8′ do centro da imagem, a estimativa e que todas as fontes com fluxo acima de 5× 10−7

fotons cm−2 s−1, e com uma relacao sinal/ruıdo de no mınimo nσ = 3, na banda 2,0-8,0

keV, estejam detectadas. A densidade superficial de fontes no campo e bastante alta,

estimada em 15.000 fontes por grau quadrado na banda de 2,0-8,0 keV dentro de 9′ do

centro. O numero de fontes por unidade de angulo solido cai com 1/θ, onde θ e a sepa-

racao angular a Sgr A*, semelhante a distribuicao de estrelas no infravermelho (Serabyn

e Morris, 1996). Considerando as fontes esfericamente distribuıdas em torno do Centro

Galactico, a densidade espacial cai com o inverso do quadrado da distancia ao centro

(1/r2).

TABELA 3.2 – Caracterısticas de fontes estelares de raios-X.

Objeto Log LX Espectro ReferenciasSP 25-30,3 kT < 1 keV plasma 1,2Objetos jovens 29-31,1 kT = 1− 10 keV plasma 3,4,5RS CVn/Algol 29-31,7 kT = 0, 1− 2 keV plasma 6,7WR/O 31-35 kT = 0, 1− 6 keV plasma 8,9,10VC 29,5-32,6 kT = 1− 25 keV plasma 11,12,13,14Pulsares 29,3-39 Γ = 1− 2, 5 LP; kT = 0, 3 keV CN 15,16BXBM EN 31,6-38 Γ = 1− 2 LP; kT ∼ 0, 3 keV CN 17,18,19,20BXBM BN 30-39 Γ = 1− 2 LP 17,21BXAM 32,7-38 Γ = 0, 5− 2, 5 LP 22,23

SP = Estrelas da Sequencia Principal (mais tardias do que as do tipo O); VC = Variaveis Cataclısmicas; BXBM EN =

Binarias de raios-X de Baixa Massa (onde o objeto compacto e uma Estrela de Neutrons); BXBM BN = Binarias de

raios-X de Baixa Massa (onde o objeto compacto e um Buraco Negro); BXAM = Binarias de raios-X de Alta Massa.

Referencias: (1) (Krishnamurthi et al., 2001); (2) (Hempelmann et al., 1995); (3) (Garmire et al., 2000); (4) (Preibisch e

Zinnecker, 2002); (5) (Kohno et al., 2002); (6) (Singh et al., 1996); (7) (Dempsey et al., 1993); (8) (Yusef-Zadeh et al.,

2002); (9) (Portegies-Zwart et al., 2002); (10) (Pollock, 1987); (11) (Verbunt et al., 1997); (12) (Mukai, 2000); (13)

(Mauche e Mukai, 2002); (14) (Szkody et al., 2002); (15) (Becker e Aschenbach, 2002); (16) (Possenti et al., 2002); (17)

(Asai et al., 1998); (18) (Rutledge et al., 2001); (19) (Wijnands et al., 2002); (20) (Campana et al., 2002b); (21) (Kong

et al., 2002); (22) (Campana et al., 2001); (23) (Campana et al., 2002a).

FONTE: Muno et al. (2003).

35

FIGURA 3.4 – Distribuicao espacial das fontes Chandra. Fontes de foreground estaomarcadas com cırculos abertos e fontes no Centro Galactico com cırculoscheios. O cırculo e a elipse na figura indicam a localizacao aproximadade duas nuvens moleculares. Sgr A* e indicado com uma cruz branca.

FONTE: Muno et al. (2003).

Com os limites de deteccao atingidos, 10% das fontes que compoem as fontes de raios-X

na regiao de Orion seriam detectadas a distancia do Centro Galactico; 70% das estrelas

RS CVn seriam detectadas; praticamente qualquer estrela do tipo WR isolada seria

detectada; pelo menos algumas BXBM (das ∼ 1000 supostamente existentes na Galaxia)

seriam detectadas; 60% das variaveis cataclısmicas magnetizadas existentes na regiao

seriam detectadas. Isto, alem de mostrar a qualidade da amostra, reforca a necessidade

de comparacoes com outros comprimentos de onda para um estudo mais detalhado da

regiao.

Pfahl et al. (2002) estudaram a natureza das fontes discretas na regiao do centro galactico

a partir de um modelo de sıntese de populacoes e concluıram que muitos desses objetos

devem ser binarias com estrelas de neutrons em que o acrescimo se da sob a forma de

vento (Belczynski e Taam, 2003). Pelo menos 10% dessa classe de objetos na Galaxia toda

36

deve estar na amostra do Chandra. O estudo indica ainda que muitos objetos devem ser

variaveis cataclısmicas magnetizadas e tambem binarias de raios-X transientes (sistemas

de massa total alta).

O catalogo de fontes pontuais do Chandra na regiao do Centro Galactico, tem as seguintes

informacoes:

• Nome da fonte.

• Ascensao reta e declinacao (J2000).

• Distancia da fonte a Sgr A*.

• Tempo total de observacao.

• Fracao da PSF dentro da area de extracao.

• Energia que indica se a fonte esta a frente do Centro Galactico.

• Numero de contagens em cada uma das quatro bandas (0,5-2,0 keV; 2,0-3,3

keV; 3,3-4,7 keV; 4,7-8,0 keV).

• Fundo (ceu) estimado nas quatro bandas.

• Razao ente as areas de ceu e de extracao nas quatro bandas.

• Valor medio da funcao de area efetiva nas quatro bandas.

• Contagens lıquidas na banda total (0,5-8,0 keV), com indicador de limite e

erro.

• Cores (Mole, Media, e Dura) e seus respectivos erros.

• Fluxos nas quatro bandas, com indicadores de limite e erros.

As cores sao definidas de acordo com (h − s)/(h + s), onde h e s sao as contagens nas

bandas de alta e baixa energia respectivamente. Para a cor mole, h esta na banda 2,0-3,3

keV e s na banda 0,5-2,0 keV. Para a cor media, h esta na banda 3,3-4,7 keV e s na

banda 2,0-3,3 keV. E para a cor dura, h esta na banda 4,7-8,0 keV e s na banda 3,3-4,7

keV.

37

38

CAPITULO 4

METODOLOGIA DO TRABALHO

4.1 A Obtencao e Selecao dos Dados

As imagens em infravermelho proximo da regiao do Centro Galactico com a CamIV

constituem-se de: (1) dados adquiridos em observacoes com a participacao do autor deste

trabalho; e (2) dados publicos disponıveis no banco de dados do Laboratorio Nacional

de Astrofısica (LNA)1.

Durante o intervalo entre observacoes de um outro projeto realizado pelos Drs. Francisco

Jablonski e Flavio D´Amico, dois conjuntos adicionais de observacoes do Centro Galac-

tico foram obtidos. Na maior parte dos casos o campo coberto e de apenas 8′×8′ (IAG e

Zeiss), mas nestas duas noites foram obtidas imagens adicionais que estendem o campo

para 16′ × 8′.

Os dados das observacoes do Observatorio do Pico dos Dias (OPD) se tornam disponıveis

para o publico depois de dois anos de sua observacao. Na ocasiao em que foi feita a

procura e solicitacao dos dados para o inıcio do trabalho, foram encontradas quinze

noites com apontamentos na direcao do Centro Galactico e, dentre estes, sete com dados

utilizaveis. Os dados sao distribuıdos em mıdia optica (CD) e a reducao teve inıcio em

abril de 2004.

Das sete imagens no infravermelho obtidas no banco de dados do LNA, quatro foram

descartadas, duas por nao utilizarem o filtro H (o filtro de interesse) e duas por terem

tempo de exposicao insuficiente.

Os dados de uma outra observacao, em julho de 1999, feita por Damineli et al. tambem

ja estavam disponıveis de imediato para o trabalho. Esta ultima observacao ja havia sido

reduzida pelo Dr. Francisco Jablonski e foi usada para a avaliacao inicial da viabilidade do

trabalho. Os dados destas observacoes tambem foram usados, perfazendo seis conjuntos

de dados, dois dos quais com tres imagens, totalizando dez imagens. A Tabela 4.1 mostra

as caracterısticas das observacoes com a CamIV usadas no trabalho.

O arquivo do Catalogo de Fontes Pontuais do 2MASS foi acessado diretamente no web-

site do InfraRed Science Archive (IRSA)2, abrangendo 13′ em torno das coordenadas:

α = 17h45m40s e δ = −29◦00′29′′ (J2000). As informacoes de interesse compreendem:

1http://www.lna.br/~databank/databank.html2http://irsa.ipac.caltech.edu/applications/Gator/

39

TABELA 4.1 – Caracterısticas das observacoes CamIV.

Data Telescopio Escala† texp(s) Filtro FWHM‡ Observador(es)

27/07/99 Perkin Elmer 0,2465 20 H 0,88 A. Damineli, et al.

26/08/99 B&C (IAG) 0,476 10 H, J 1,45 A. Damineli

08/09/99 Zeiss 0,5128 60 H 1,09 F. Jablonski, et al.

06/07/01 Perkin Elmer 0,2465 35 H 1,14 E. Figueredo

06/07/03a B&C (IAG) 0,476 60 H 1,37 F. Jablonski, et al.

07/07/03a B&C (IAG) 0,476 60 H 1,36 F. Jablonski, et al.

† - em (′′/pixel); ‡ - em (′′); a - estas datas possuem 3 imagens cada uma.

ascencao reta, declinacao, magnitude na banda H, incerteza na magnitude H (σH), in-

dicador de qualidade fotometrica da extracao e indicador de contaminacao ou confusao.

Como a densidade espacial de objetos na regiao do Centro Galactico e alta e o catalogo

2MASS possui uma resolucao relativamente pobre, foi necessario realizar iterativamente

a eliminacao de objetos que tinham baixa qualidade fotometrica no 2MASS. A lista foi

depurada mantendo-se apenas as fontes com alta qualidade fotometrica e baixa conta-

minacao/confusao.

A versao eletronica do catalogo de fontes pontuais de raios-X do Chandra em torno do

Centro Galactico (Muno et al., 2003) pode ser encontrada no website do Astrophysical

Journal3. O catalogo possui 47 colunas de informacoes, das quais mais da metade foram

usadas nos nossos calculos ou listadas no nosso arquivo de identificacoes.

4.2 Sistematica de Reducao dos Dados no Infravermelho

O Image Reduction and Analysis Facility4 (IRAF) e um programa de reducao de dados

astronomicos desenvolvido por um grupo do National Optical Astronomy Observatories

(NOAO) que contem um vasto conjunto de aplicativos para processar imagens e trans-

formar geometricamente listas de posicoes nas imagens em listas de coordenadas padrao.

O ambiente e tal que o usuario pode desenvolver seus proprios aplicativos e pacotes,

integrados a outros ou nao. As imagens que trabalhamos usam o formato FITS (Flexible

Image Transport System)[Greisen et al. (1981); Hanisch et al. (2001)], e uma boa parte

dos aplicativos usados como base fazem parte de um pacote desenvolvido para a reducao

de imagens em infravermelho com a CamIV.

3http://www.journals.uchicago.edu/ApJ/4http://iraf.noao.edu/

40

Depois de copiados os dados da mıdia transportavel para as maquinas e descompactados

os arquivos, as imagens foram linearizadas (aplicativo lineariza), de acordo com o

procedimento descrito na Secao 4.1 (Equacao 3.1).

4.2.1 A Tecnica de Pontilhamento e a Imagem de Ceu

O maior numero de pixels defeituosos em detectores no infravermelho introduz a neces-

sidade de sistematicas diferentes de observacao e reducao dos dados. Enquanto em um

CCD a sensibilidade pixel a pixel varia muito pouco e o fundo de ceu em torno de uma

fonte pode ser considerado praticamente “plano”, facilitando muito a tarefa de estimar

esta contribuicao para a realizacao de fotometria numa abertura, num detector HAWAII

como o da CamIV essa consideracao nao pode ser feita.

Na pratica, para obter uma boa estimativa do fundo de ceu, o que se faz e obter nao

uma imagem somente, mas um conjunto de imagens para cada alvo. Essas imagens sao

deslocadas de 10-20′′ umas das outras, de modo que a mediana delas forneca uma imagem

de ceu livre de estrelas. Chamamos essa tecnica de “pontilhamento”.

Os cabecalhos das imagens foram examinados para selecionar somente aquelas com o

filtro de interesse (H), alem de definir as imagens com tempo de integracao e numero

de imagens acumuladas compatıveis para serem combinadas. As imagens selecionadas

foram combinadas (aplicativo imcombine), dentro de uma sequencia de pontilhamento,

para formar uma imagem de ceu. O tipo de operacao de combinacao utilizado foi a

mediana, com a opcao de deslocamento do zero a partir do valor modal.

Cinco posicoes de pontilhamento sao em geral suficientes em campos nao muito ricos em

estrelas. Porem, o ambiente em torno do Centro Galactico e tao rico em estrelas que o

pontilhamento foi feito com deslocamentos muito maiores, e envolveu um numero maior

de imagens para a obtencao de uma imagem de ceu satisfatoria.

4.2.2 A Obtencao dos Flat-fields

Outro procedimento que requer cuidados um pouco diferentes daqueles utilizados quando

observamos com detectores CCD e o de obtencao dos flat-fields. No caso das noites

com grande numero de imagens (pontilhadas) onde estava disponıvel uma exposicao “de

escuro”(com o detector fechado), calculamos a mediana daquelas imagens (deslocadas em

intensidade de acordo com suas modas - aplicativo imcombine) e subtraımos a imagem

“de escuro” (imarith). Quando se normaliza esse resultado (imarith) e obtida a imagem

de flat-field desejada.

41

FIGURA 4.1 – Imagem CamIV da regiao do Centro Galactico (27/07/99) feita com o te-lescopio de 1,60m do OPD/LNA reduzida com os procedimentos descri-tos. A orientacao e Norte para cima e Leste para a esquerda. O tamanhoaproximado e de 6′ × 6′.

Quando nao se tem imagens em numero suficiente o recurso e fazer uma serie de ima-

gens da tela branca iluminada pela lampada de flat-field e uma sequencia com o mesmo

numero de imagens com a lampada apagada. A diferenca (imarith) entre as imagens

combinadas (imcombine) das duas sequencias, uma vez normalizada, produz o flat-field

necessario para a reducao dos dados. A normalizacao consiste em dividir a imagem com-

binada (aplicativo imarith) por uma superfıcie suave (aplicativo imsurfit) previamente

avaliada.

Costuma-se utilizar um secao fixa da imagem, digamos [100:200,100:200], para calcular

a dispersao pixel a pixel e ter uma medida da qualidade da imagem de flat-field em

comparacao com outras noites ou outras missoes observacionais.

42

4.2.3 A Mascara de Pixels Ruins e a Imagem Final

Examina-se a imagem de flat-field normalizada e marca-se todos os pixels com sensibi-

lidade fora da faixa 0, 8 < s < 1, 2 (aplicativo badfaz). Isto corresponde tipicamente

a 0,1% dos pixels, a maior parte nas bordas do arranjo. A mascara de pixels ruins e

utilizada por certos aplicativos do IRAF para interpolar sobre os defeitos.

As imagens usadas no trabalho sao produzidas pelo aplicativo prepara, onde um grupo

de imagens selecionadas de acordo com o filtro, tempo de integracao, e numero de imagens

sao combinadas e registradas (media), usando a imagem de ceu, a imagem de flat-field

e interpolando com a mascara de pixels ruins. Depois de feitos estes procedimentos, as

imagens podem ser tratadas da mesma forma que uma imagem de CCD que passou pelos

procedimentos basicos de reducao. Uma tıpica imagem feita pela CamIV, reduzida pelo

processo descrito acima e mostrada na Figura 4.1.

4.3 As Listas de Coordenadas

Uma tarefa fundamental para nosso trabalho e comparar coordenadas, o que nos levou a

gerar listas de coordenadas padrao para as fontes encontradas nas imagens CamIV. Para

as fontes do 2MASS e do Chandra os arquivos distribuıdos ja trazem especificadas as

coordenadas.

O aplicativo reduz, usado em uma unica imagem CamIV, procura as fontes existentes

e fornece uma lista de posicoes (x,y) com a magnitude e erro das fontes encontradas.

Como o processo de registro da imagens faz com que as bordas fiquem irregulares, a

area coberta pela procura foi restringida. Alem disso, algumas fontes nao encontradas

pelo aplicativo, por confusao ou forma irregular, foram adicionadas manualmente a lista

(aplicativo adiciona).

Com o aplicativo p2mass, que marca numa imagem CamIV as fontes do 2MASS, foi

possıvel adicionar aquela lista as coordenadas 2MASS de cada fonte encontrada. Neste

passo, basta uma solucao astrometrica simples, apenas com ajuste de escala e uma ro-

tacao para que as coordenadas 2MASS sejam atribuıdas sem ambiguidades as posicoes

X,Y da CamIV.

O passo seguinte consiste em usar o aplicativo geomap para parametrizar funcoes de

transformacoes espaciais. O geomap nos da os parametros do modelo de transformacao

na forma de arquivos texto.

Por fim, foi possıvel transformar a lista de posicoes CamIV em uma lista de coordenadas.

43

FIGURA 4.2 – Fluxograma do processo de criacao da lista de coordenadas a partir deuma imagem CamIV.

Isso e feito com o aplicativo geoxytran, fazendo uso dos parametros gerados no geomap.

Como resultado, produziu-se uma lista final, com as coordenadas padrao de cada fonte

CamIV, sendo possıvel, a partir daqui, fazer a comparacao com o catalogo Chandra.

Este processo de criacao das listas de coordenadas esta esquematizado no fluxograma da

Figura 4.2.

44

4.4 A Calibracao de Magnitudes

A calibracao fotometrica das imagens CamIV e um processo realizado utilizando o Cata-

logo de Fontes Pontuais do 2MASS. Verificando a media das diferencas de magnitudes

das fontes obtidas com a CamIV e o 2MASS definimos o “ponto zero” de magnitude para

cada imagem. As Figuras 4.3 e 4.4 mostram as calibracoes para cada imagem com o eixo

Y mostrando a diferenca de magnitude obtida com a CamIV e o 2MASS em funcao do

brilho dos objetos. Note que as diferencas de magnitude no eixo Y sao arbitrarias, de-

pendendo do telescopio, tempo de integracao total e ponto zero (igual a 25) do aplicativo

apphot do IRAF. A principal contribuicao para as barras de erro provem do 2MASS.

FIGURA 4.3 – Calibracoes para as imagens das quatro primeiras datas da Tabela 4.1.

As fontes usadas para encontrar o “ponto zero” foram selecionadas com base na lista

45

FIGURA 4.4 – Calibracoes para as seis imagens correspondentes as duas ultimas datasda Tabela 4.1.

produzida pelo aplicativo p2mass, de forma que nao houvesse confusao de fontes. Para

isso, foram usadas apenas fontes bem isoladas e com magnitudes entre 11 < H ≤ 13, 5.

O valor foi obtido atraves do aplicativo calcm, valor este que foi posteriormente usado

46

como entrada no programa de identificacao das fontes de raios-X.

4.5 A Criacao da Lista de Identificacoes

Uma tentativa inicial de codificar um aplicativo IRAF utilizando scripts do cl para

identificar as fontes do Chandra nas imagens CamIV resultou em um tempo de procura

muito elevado. A alternativa foi elaborar um programa Fortran usando como entrada as

listas Chandra e CamIV, a calibracao de magnitudes e uma referencia da data da imagem

para posterior estudo de variabilidade.

4.5.1 A Incerteza Posicional das Fontes de Raios-X

A comparacao das posicoes CamIV × Chandra leva em conta a incerteza posicional das

fontes de raios-X, que em princıpio e uma funcao do numero de fotons observados e da

posicao no plano focal do Chandra. Boa parte do alargamento da PSF (Point Spread

Function) com a distancia do centro da imagem e devida as aberracoes opticas geradas

pelo conjunto da optica rasante.

Modelamos a incerteza posicional σX (em segundos de arco) com base no Guia de Pro-

posta para Observacao do Chandra5 e em Feigelson et al. (2002) da seguinte forma:

σX =

0, 3 + 0, 0234 θ2 para θ < 8 arcmin

1, 5 + 0, 875 (θ − 8) para 8 ≤ θ < 12 arcmin(4.1)

A Figura 4.5 mostra a dependencia da estimativa do erro posicional, em segundos de

arco, com a distancia ao centro da imagem Chandra.

4.5.2 As Identificacoes e Suas Verossimilhancas

O programa de identificacao procura a fonte CamIV mais proxima da coordenada Chan-

dra, a um limite de duas vezes a estimativa dada pela Equacao 4.1 em raios-X, e o

adiciona a lista de saıda, avaliando-a com uma funcao de verossimilhanca. Fontes-X a

distancias maiores que 2σX nao foram consideradas como identificacoes. A expressao da

verossimilhanca L foi definida como:

L =exp

(−d2

2 σ2X

)σX

√2π

× σ0H

σ0H+ σH

× σ0X

σN

N+ σ0X

(4.2)

5http://asc.harvard.edu/proposer/POG/html/

47

FIGURA 4.5 – Dependencia do erro posicional com a distancia ao centro da imagemChandra.

onde d e a distancia da fonte-X a fonte infravermelha mais proxima, σX a incerteza

posicional da fonte-X conforme Equacao 4.1, σH a incerteza na magnitude H, N a con-

tagem lıquida em fotons-X, e σN a incerteza na contagem lıquida. Os termos σ0He σ0X

garantem que L nao divirja para σH → 0 e N → 0. Para σH � σ0, temos que L → 0.

O primeiro termo da Equacao 4.2 e a expressao para a verossimilhanca de uma identifica-

cao considerando-se somente a informacao posicional. Como a posicao em infravermelho

tem uma precisao muito boa (< 0, 1′′, em geral), d e σX representam a distancia a origem

e a dispersao das medidas de posicao em raios-X. Naturalmente, e necessario levar em

conta tambem o fluxo das fontes. E este o significado dos dois termos adicionais. Quando

o erro σH no fluxo infravermelho de uma fonte e pequeno, o segundo termo torna-se ≈1, e somente os demais termos sao relevantes. O mesmo raciocınio vale para o terceiro

termo, que trata do numero de contagens em raios-X.

O processo de identificacao pode ser visualmente acompanhado quando marcamos so-

bre uma imagem CamIV as posicoes-X. A Figura 4.6 e um exemplo disso. Apenas uma

parte da imagem e mostrada. A posicao de Sgr A* esta marcada com um X branco,

no quadrante inferior direito. Pode-se perceber que os raios dos cırculos aumentam para

fontes mais distantes de Sgr A* (o centro das imagens-X), correspondendo a incerteza na

posicao segundo a expressao 4.1. Os quadrados claros marcam as fontes infravermelhas

identificadas como contrapartidas das fontes-X para a imagem em questao.

48

FIGURA 4.6 – Posicao das fontes-X (cırculos) e das fontes infravermelhas identificadas(quadrados) sobre uma imagem CamIV.

4.6 A Procura por Variabilidade nas Fontes Identificadas

Para quantificar a possıvel variabilidade dos objetos que podem ser contrapartidas in-

fravermelhas de fontes-X, adotamos o procedimento de Almaini et al. (2000). Naquele

estudo foi investigada a variabilidade em raios-X de quasares.

A suposicao basica e que a variancia de uma curva de luz tem duas componentes: as

flutuacoes devido a ruıdo, σ2ruido, e as flutuacoes intrınsecas do objeto, σ2

intr. Quantitati-

vamente, σ2total = σ2

ruido + σ2intr.

49

Supondo estatıstica gaussiana, a densidade de probabilidade para N dados xi, com erro

σi e:

p(xi | σi, σintr) =N∏

i=1

e−[ 12(xi−x)2/(σ2

i +σ2intr)]

(2π)12 (σ2

i + σ2intr)

12

(4.3)

Nos podemos usar o teorema de Bayes para obter a distribuicao de σintr para as medidas:

p(σintr | xi, σi) = p(xi | σi, σintr)p(σintr)

p(xi)

∝ L(σintr | xi, σi)

(4.4)

L(σintr | xi, σi) e a verossimilhanca de σintr dados xi e σi.

Esta funcao pode ser calculada se fizermos alguma suposicao sobre a distribuicao “a

priori”de xi e σi. No caso mais simples, essas quantidades teriam distribuicoes uniformes,

entao:

L(σintr | xi, σi) ∝ p(xi | σi, σintr) (4.5)

Diferenciando a expressao acima, pode-se mostrar que a estimativa de maxima verossi-

milhanca para σintr satisfaz a condicao

N∑i=1

[(xi − x)2 − σ2i + σ2

intr]

(σ2i + σ2

intr)2

= 0 (4.6)

que e a solucao de mınimos quadrados para σintr.

Como para N > 2 e necessario resolver numericamente a Equacao 4.6, nos ja calculamos

de forma a obter simultaneamente xi e σi.

50

CAPITULO 5

RESULTADOS E DISCUSSAO

5.1 A Lista de Fontes Identificadas

O programa de identificacao das fontes produziu uma lista de candidatas para cada

imagem, e o numero de candidatas encontradas em cada campo e mostrado na Tabela

5.1. Algumas imagens foram obtidas para as regioes em torno do Centro Galactico. Isso

e mostrado na Tabela 5.1 com as anotacoes “Leste” ou “Oeste”. Pode-se notar que os

menores numeros de deteccoes no campo central sao das imagens do telescopio maior

(Perkin Elmer) que cobre um campo 4× menor do que nos telescopios de 60 cm.

As listas de candidatas para cada imagem foram entao unidas em uma lista unica, con-

tendo todas as identificacoes. No caso de uma fonte ter sido medida em mais de uma data,

elas sao diferenciadas pelo dia juliano da observacao. Estes objetos podem ser analisados

sob o ponto de vista de estabilidade/variabilidade.

Excetuando-se todas as repeticoes, chegou-se a uma lista final de candidatas a identifi-

cacoes para nossa amostra. Esta lista e o nosso catalogo com 843 candidatas a contra-

partidas infravermelhas das fontes pontuais de raios-X na regiao do Centro Galactico,

dentro da area de cobertura das imagens. Apresentamos este catalogo na Tabela 5.2. No

caso de observacoes em mais de uma data, utilizamos o criterio de manter a identificacao

com a maior verossimilhanca.

TABELA 5.1 – Numero de fontes identificadas em cada imagem.

Imagem Fontes Regiao Telescopio

27/07/99 153 Centro Perkin Elmer

26/08/99 204 Centro B&C (IAG)

08/09/99 214 Centro B&C (IAG)

06/07/01 95 Centro Perkin Elmer

06/07/03 a 186 Centro B&C (IAG)

06/07/03 b 206 Oeste B&C (IAG)

06/07/03 c 122 Leste B&C (IAG)

07/07/03 a 231 Centro B&C (IAG)

07/07/03 b 269 Oeste B&C (IAG)

07/07/03 c 198 Leste B&C (IAG)

51

As informacoes disponıveis no catalogo sao:

• Dia Juliano.

• Nome da fonte.

• Posicao X,Y CamIV.

• Ascensao Reta e Declinacao (J2000).

• Distancia entre a fonte CamIV e X.

• Verossimilhanca da identificacao.

• Magnitude H.

• Erro na magnitude H.

• Cor Dura (h em 4,7-8,0 keV e s em 3,3-4,7 keV).

• Incertezas na Cor Dura.

• Fluxos nas quatro bandas (0,5-2,0 keV; 2,0-3,3 keV; 3,3-4,7 keV; 4,7-8,0 keV).

• Erros nos fluxos das quatro bandas, com indicador de limite.

No caso de os fluxos (ou incertezas) em raios-X estarem indefinidos (limite superior

em raios-X), a tabela mostra o valor -9,000 para a respectiva banda (ou incerteza). As

informacoes dos quatro ultimos ıtens, assim como o nome da fonte, foram herdadas da

lista Chandra.

A Figura 5.1 mostra as dez candidatas a identificacao com maior verossimilhanca.

As 97 ultimas fontes da lista possuem uma verossimilhanca menor que 0,001, dentre estas,

17 com o valor zero, mas estao incluıdas porque estao dentro do limite estipulado de duas

vezes a estimativa dada pela Equacao 4.1 em raios-X. Todas estas fontes foram detectadas

nas partes das imagens dos campos Leste e Oeste, correspondentes a grandes distancias

do centro da imagem-X. O peso da incerteza posicional, em raios-X, na expressao de

verossimilhanca nesses casos e alto.

Da mesma forma existe uma predominancia de fontes brilhantes dentre as de maior

verossimilhanca, com erros pequenos no infravermelho. Na expressao da verossimilhanca

o peso maior, neste caso, e da magnitude (e erro). A primeira fonte com H=14 so aparece

na linha 31, e a primeira com H=15 na linha 116.

52

FIGURA 5.1 – As 10 fontes com maior verossimilhanca na identificacao.

5.2 A Variabilidade das Fontes Identificadas

Para quantificar a variabilidade das nossas candidatas a contrapartidas de fontes de

raios-X, calculamos p(σintr, x | xi, σi) conforme a Equacao 4.4. Da mesma forma que em

Almaini et al. (2000), calculamos tambem o valor de χ2. Deve-se lembrar que algumas

das candidatas foram medidas apenas uma vez. Com mais de 2 medidas, temos 473

objetos (328 para as quais ha informacao completa em raios-X). Na tabela 5.3 mostramos

os 55 objetos (39 para as quais ha informacao completa em raios-X) que apresentam

variabilidade significativa. As Figuras 5.2a e 5.2b mostram dois exemplos da curva de

luz com as correspondentes verossimilhancas para o valor medio do fluxo na banda H e

σintr. A Figura 5.3 mostra as fontes com variabilidade visualmente detectavel em imagens

distintas. A Figura 5.4 ilustra a variabilidade. Notar que o eixo X nao e tempo, e sim o

ındice crescente das medidas para cada objeto. Como comparacao, a Figura 5.5 mostra

alguns casos de fontes para as quais tanto a Equacao 4.4 quanto o valor de χ2 nao indicam

variabilidade significativa.

5.3 Discussao de Algumas Fontes

Foi feita uma busca na literatura com as coordenadas das fontes com as 100 maiores ve-

rossimilhancas para verificar se haviam informacoes disponıveis. Dentre as 50 fontes com

melhor verossimilhanca, 10 delas possuem alguma fonte associada em outros comprimen-

tos de onda em ate 4 segundos de arco de distancia. Para as 50 fontes seguintes o numero

de associacoes cai para 5. Isso indica que as identificacoes possuem uma confiabilidade

proporcional a verossimilhanca.

53

FIGURA 5.2 – Dois exemplos de curvas de luz, e das correspondentes verossimilhancasde σintr e x na Equacao 4.4.

As 21 fontes com objetos encontrados na literatura com ate 4′′ sao:

• 174544.5-285813: Estrela variavel do tipo OH/IR com perıodo de 511 dias e

amplitude de 0,9 magnitudes em K [V4934 Sgr - Glass et al. (2001)].

• 174546.9-285903: Fonte radio (1LC 359.978-0.056) (Lazio e Cordes, 1998).

• 174552.1-285804: Estrela com movimento proprio muito pequeno [#51 em

Muller et al. (1994)].

• 174550.6-285919: Estrela Wolf-Rayet tipo WN6 [WR 102b - Hucht (2001)] que

54

FIGURA 5.3 – Mosaicos de fontes visualmente variaveis em diferentes imagens. As fontesem questao sao as situadas no centro de cada quadrado.

fica no aglomerado aberto de Arches. Possui magnitudes J=15,27; H=12,45

e K´=10,97.

• 174529.0-290406: Fonte infravermelha com J=16,06; H=11,82 e K=9,37 [#13

em Nagata et al. (1993)].

• 174545.3-290130: Estrela com I=16,62 e V= 17,55 [#17 em Fabricius e Joer-

gensen (1995)].

• 174539.7-290029: A regiao central da Galaxia. Com ate 4′′ de distancia desta

fonte, foram encontradas 53 objetos. Mais de duas dezenas de fontes estao

dentro de 2′′ de distancia, 19 delas no infravermelho. Um dos objetos e uma

55

FIGURA 5.4 – Medidas de magnitudes comparadas em varias datas para 15 fontes tidascomo variaveis.

Wolf-Rayet. O objeto mais proximo da fonte-X e a fonte infravermelha #89

em Ott et al. (1999).

• 174525.7-285627: Estrela de tipo espectral B com B=11,5 e V=11,2 [HD

316223 - Hog et al. (1998)].

• 174548.0-290301: Estrela variavel a 3′′ [V4945 Sgr - Glass et al. (2001)] com

perıodo de 348 dias e amplitude de 0,7 magnitudes em K.

• 174548.5-290246: Estrela [#37 em Muller et al. (1994)].

• 174550.5-285912: Estrela [#55 em Muller et al. (1994)].

56

FIGURA 5.5 – Medidas de magnitudes comparadas em varias datas para 15 fontes tidascomo constantes.

• 174539.3-290041: Fonte infravermelha [#123 em Ott et al. (1999)].

• 174556.5-285736: Estrela de tipo espectral A0 a menos de 1′′ [HD 316317 -

Nesterov et al. (1995)].

• 174538.2-290105: Estrela variavel a 3′′ com perıodo de 528 dias e amplitude

de 0,5 magnitudes [V4911 Sgr - Glass et al. (2001)].

• 174540.4-290036: Esta fonte tem 11 objetos a 2′′, uma delas variavel [V4920

Sgr - Glass et al. (2001)]. As demais estao no infravermelho, sendo a mais

proxima a #64 em Ott et al. (1999) (1′′).

• 174530.8-290139: Estrela variavel a 2′′ com perıodo de 560 dias e amplitude

57

1,5 mag [V4883 Sgr - Glass et al. (2001)].

• 174539.2-290023: Tem tres objetos proximos: #43 do catalogo de Muller et al.

(1994), # 43 do catalogo de Fabricius e Joergensen (1995), e a fonte infraver-

melha #56 de Giveon et al. (2002).

• 174540.7-290115: Estrela proxima [#9 de Fabricius e Joergensen (1995)].

• 174541.7-290103: Fonte radio proxima [#9 de Haddock et al. (1954)].

• 174547.7-285624: Estrela variavel [V4942 Sgr - Glass et al. (2001)] com perıodo

de 330 dias e amplitude de 0.7 magnitudes.

• 174549.4-285647: Fonte infravermelha [#6 de Nagata et al. (1993)].

Fazendo uma analise dos dados, algumas fontes tem caracterısticas destacaveis:

• 174536.1-285638: Este e o objeto com o maior fluxo X. A verossimilhanca

da identificacao e grande mas ele nao e variavel. A cor dura (HR2) e bem

negativa, sugerindo que pode ser um objeto de foreground. H=12,25.

• 174537.9-290134: E o objeto com a maior verossimilhanca. Alem de ser bri-

lhante (H=9,7), ele tem HR2 levemente negativo. Pode ser objeto de fore-

ground.

• 174538.5-290136: Dos objetos considerados variaveis, este e o mais brilhante

simultaneamente em H (13,1) e em X (8,36). Tem HR2=0,134 e fluxos BFX

e HFX altos. Mesmo com uma variabilidade pequena (σintr=0,4), e boa can-

didata a ser uma variavel cataclısmica.

• 174541.7-285823: Dos objetos variaveis, este e o mais brilhante em H (11,6).

A verossimilhanca e boa, o fluxo X e relativamente alto e HR2=0,1. Pode ser

uma estrela tardia, ativa, de foreground.

• 174543.2-285823: Entre as variaveis, e a segunda mais brilhante (H=11,8).

Tem um HR2 elevado (0,4) e uma verossimilhanca de variacao alta.

Assemelha-se muito ao caso anterior.

• 174534.9-285937: Tem um HR2 moderado (0,19), mas dentre os fluxos, apenas

o SFX nao e elevado. Tem boa variabilidade (σintr=1,25). Essas caracterısticas

somadas ao fato de ter um HFX moderado (3,16) faz dela uma boa candidata

a variavel cataclısmica.

58

• 174552.9-290358: Brilhante (H=13,2) e bem variavel (σintr=1,0). Mas e ape-

nas um ponto de 4, que da a variacao. Tem um HR2 bem negativo (-0,452),

e todos os fluxos-X sao altos, especialmente SFX (28,66).

• 174543.1-285823: Parecido com o caso anterior, mas com HR2=0,1; H=12,5;

e σintr=1,14. Apenas dois pontos.

• 174516.6-290339: O que tem a maior variabilidade (1,7), embora sejam apenas

2 pontos, e tenha verossimilhanca da identificacao < 0,001.

• 174536.3-285837: O segundo mais variavel (σintr=1,62). E bem isolado, mas

so com 2 pontos. Tem H=16,41, HR2=0,4 e HFX=1,47. E uma candidata

boa a ser uma fonte na regiao do Centro Galactico, e pode ser uma variavel

cataclısmica ou BXBM.

• 174542.0-285824: Tem alta verossimilhanca na variacao. O HR2=0,56 combi-

nado com o maior HFX das variaveis (13,11), faz dessa fonte uma candidata

forte a variavel cataclısmica na regiao do Centro Galactico.

Algumas fontes variaveis tem HR2 bem alta: 174544.1-290127, 174548.6-285920,

174539.0-285625 e 174699.8-285716. Ja as fontes 174521.0-290156 e 174528.2-290250 pos-

suem o valor de HR2 bem negativo.

Segundo Muno et al. (2003), as fontes candidatas a variaveis cataclısmicas devem estar

dentre aquelas com alto fluxo nas bandas mais altas (b e h) e com a cor dura elevada.

Dentre as nossas fontes variaveis, um bom numero tem essas caracterısticas, o que as

coloca como candidatas promissoras. As melhores sao: 174533.1-290046, 174534.9-285937,

174542.0-285824, 174549.5-285950, 174551.3-290319, 174536.3-285837, 174538.5-290136

e 174533.7-285728; embora as duas ultimas tenham uma variabilidade menor que meia

magnitude.

59

TA

BE

LA

5.2:

Lis

tade

iden

tifica

coes

das

fonte

s.

MJD

Nom

ex

yα

2000

δ2000

dis

LH

σH

hr2

hr2

lohr2

hi

sfx

esf

xafx

eafx

bfx

ebfx

hfx

ehfx

52827.7

174537.9

-290134

355.6

2356.4

7266.4

0832

-29.0

2623

0.0

47

0.9

358852

9.6

35

0.0

02

-0.0

18

0.2

24

0.1

71

5.1

00.5

46.2

10.7

31.4

10.3

82.7

30.7

5

52097.6

6174545.2

-285828

678.8

8895.5

9266.4

3859

-28.9

7454

0.5

89

0.6

622733

11.7

31

0.0

03

-0.1

50

0.2

48

0.1

90

70.8

82.4

47.1

41.0

32.6

90.6

54.0

21.1

8

51387.4

4174535.2

-290048

148.1

1305.8

5266.3

9676

-29.0

1365

0.6

57

0.6

490863

11.6

93

0.0

04

0.4

42

0.2

14

0.1

38

0.0

4<

0.2

30.0

9<

0.5

20.4

40.3

22.2

70.7

1

52097.6

6174540.2

-285900

407.0

7770.0

5266.4

1756

-28.9

8359

0.1

30

0.6

357802

12.0

30

0.0

06

-0.4

71

0.4

82

0.3

27

0.0

5<

0.2

43.6

90.5

61.2

80.3

60.9

10.5

6

51387.4

4174551.5

-290146

1013.1

665.9

2266.4

6463

-29.0

2966

0.2

62

0.6

234806

10.1

50

0.0

01

-9.0

00

-9.0

00

-9.0

00

8.4

00.6

50.0

7<

0.4

6-0

.04

<0.3

2-0

.18

<0.5

0

51387.4

4174540.1

-290055

410.2

0277.5

0266.4

1730

-29.0

1546

0.1

23

0.6

011124

11.9

97

0.0

11

0.0

37

0.0

40

0.0

38

0.3

50.2

26.4

90.8

719.4

01.1

741.2

52.2

9

52097.6

6174543.1

-290049

551.9

9323.5

6266.4

2976

-29.0

1391

0.6

19

0.5

861713

11.7

44

0.0

05

1.0

00

0.8

89

-9.0

00

0.3

80.2

9-0

.08

<0.8

20.3

8<

1.0

92.7

01.1

7

51387.4

4174544.5

-285813

646.7

8930.7

1266.4

3545

-28.9

7062

0.7

83

0.5

460547

10.6

68

0.0

02

-0.0

76

0.4

11

0.2

67

-0.1

5<

0.1

80.7

20.4

00.9

80.3

81.6

70.7

8

51387.4

4174538.4

-285810

324.8

9946.1

7266.4

1025

-28.9

6972

0.5

43

0.5

450302

11.8

83

0.0

04

0.1

57

0.2

51

0.1

77

-0.0

2<

0.1

90.4

90.3

40.9

00.3

52.5

20.8

0

51387.4

4174537.5

-290153

269.3

747.3

9266.4

0639

-29.0

3129

0.6

90

0.4

585981

12.8

10

0.0

10

-0.4

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0.4

12

0.2

91

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0.1

70.6

80.3

31.4

60.3

81.1

60.6

0

52097.6

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527.6

2825.8

5266.4

2689

-28.9

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0.3

01

0.4

511722

12.6

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30.7

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5

52097.6

6174543.2

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9918.0

4266.4

3043

-28.9

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0.4

73

0.4

510228

12.4

72

0.0

07

0.4

35

0.1

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0.1

30

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2<

0.2

00.4

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30.5

10.3

02.6

00.7

9

51387.4

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0.4

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09

0.5

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38

0.0

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0.1

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-285843

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9848.1

6266.3

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-28.9

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0.7

33

0.4

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12.3

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0.0

07

0.1

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0.0

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6

52826.7

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10.6

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52826.7

5174552.1

-285804

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1863.0

1266.4

6718

-28.9

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0.1

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52097.6

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0.1

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0.0

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30.5

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0

52827.7

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521.4

7833.7

4266.4

3302

-28.9

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0.1

79

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0.0

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-0.1

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0.1

30.1

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6

52097.6

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-29.0

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0.1

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tinua)

86

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52826.7

5174556.8

-285653

990.5

01005.6

6266.4

8681

-28.9

4866

1.9

63

0.0

168320

12.8

67

0.0

14

1.0

00

0.0

20.1

60.4

43.6

12.9

00251E-2

.6200306

11.1

6376

1.0

87254E-2

4

52826.7

5174557.2

-290349

998.2

4134.2

9266.4

8874

-29.0

6387

1.1

42

0.0

080256

15.9

33

0.2

21

-0.0

73

-0.0

50.6

72.9

95.3

41.3

40587E-2

1.0

00026

28.0

383

8.1

57574E-7

3

51430.4

3174557.4

-285622

986.6

4953.8

0266.4

8966

-28.9

3933

1.6

46

0.0

020633

13.7

85

0.2

40

0.0

02

0.0

01.3

52.0

54.2

84.0

86578E-2

1.1

70034

39.2

0572

3.8

14206E-1

02

52826.7

5174557.9

-285803

1016.7

8860.1

0266.4

9091

-28.9

6789

1.7

99

0.0

258529

14.0

29

0.0

28

0.1

80

-0.0

40.0

41.4

84.3

61.2

77191E-2

.5470316

58.9

0648

4.9

23284E-1

25

51430.4

3174558.7

-285646

1019.4

9904.5

8266.4

9509

-28.9

4630

1.2

16

0.0

037552

13.7

31

0.2

51

1.0

00

0.0

4-0

.09

0.2

93.5

43.9

07081E-2

.7140294

15.6

8094

3.9

34836E-4

3

51430.4

3174559.1

-290255

1019.9

1186.0

5266.4

9642

-29.0

4864

0.3

97

0.0

119261

13.5

37

0.1

78

1.0

00

0.0

2-0

.10

-0.0

82.1

81.5

82905E-2

.6770299

21.2

9178

9.1

56229E-5

4

52827.7

174600.8

-285716

988.5

5895.6

1266.5

0355

-28.9

5451

0.8

25

0.0

018314

17.3

72

0.8

73

0.5

00

0.1

70.1

00.5

03.1

75.8

12166E-2

.9540263

3.5

53337

5.9

42583E-2

2

52826.7

5174605.7

-290032

570.4

3549.3

5266.5

2476

-29.0

0910

2.5

04

0.0

001714

15.2

73

0.0

91

-9.0

00

4.6

20.4

10.2

60.6

22.4

91973E-2

1.5

33051

578.1

422

02

52826.7

5174615.7

-285752

849.4

8880.2

1266.5

6664

-28.9

6516

3.6

01

0.0

000000

16.0

22

0.1

84

-9.0

00

0.2

01.2

70.8

6-2

.57

2.3

10234E-2

1.5

92053

153.4

177

3.1

04421E-3

52

52826.7

5174616.7

-285948

867.8

8635.4

2266.5

6965

-28.9

9751

2.2

73

0.0

000000

15.2

38

0.1

19

0.3

50

0.2

80.8

41.0

54.7

53.4

79303E-2

1.2

68038

4.9

46697

2.6

14057E-2

2

91

Na Tabela 5.2, a referencia das siglas e: dis = distancia entre a posicao IV e X; hr2

= ındice de cor em raios-X duros; hr2lo = incerteza inferior do ındice de cor; hr2hi =

incerteza superior do ındice de cor; sfx = fluxo de fotons na banda 0.5-2.0 keV; esfx =

incerteza do fluxo de fotons na banda 0.5-2.0 keV; afx = fluxo de fotons na banda 2.0-3.3

keV; eafx = incerteza no fluxo de fotons na banda 2.0-3.3 keV; bfx = fluxo de fotons na

banda 3.3-4.7 keV; ebfx = incerteza no fluxo de fotons na banda 3.3-4.7 keV; hfx = fluxo

de fotons na banda 4.7-8.0 keV; ehfx = incerteza no fluxo de fotons na banda 4.7-8.0

keV.

A respeito da Tabela 5.3 temos: dis = distancia entre a posicao IV e X; hr2 = ındice de

cor em raios-X duros; sfx = fluxo de fotons na banda 0.5-2.0 keV; afx = fluxo de fotons

na banda 2.0-3.3 keV; bfx = fluxo de fotons na banda 3.3-4.7 keV; hfx = fluxo de fotons

na banda 4.7-8.0 keV; ehfx = incerteza no fluxo de fotons na banda 4.7-8.0 keV.

92

CAPITULO 6

CONCLUSOES

Nesta dissertacao apresentamos um catalogo de candidatas a contrapartidas infraverme-

lhas das fontes do levantamento do telescopio de raios-X Chandra na regiao do Centro

Galactico. Como a extincao na regiao optica pelo meio interestelar nessa direcao e grande,

usamos imagens da CamIV obtidas no OPD/LNA; algumas feitas com a participacao do

autor desse trabalho e outras disponıveis no banco de dados publico.

O processo de identificacao de contrapartidas foi executado desde a aquisicao dos dados,

a compreensao da sistematica de reducao de dados infravermelhos, a manipulacao dos

catalogos de posicao, a calibracao das magnitudes usando o catalogo de fontes pontuais

do 2MASS, ate a elaboracao de um programa Fortran para a producao da lista final.

O catalogo contem 843 identificacoes infravermelhas, das fontes-X do Chandra dentro

da area coberta pelas nossas imagens. Foram encontradas de 95 a 269 identificacoes em

cada uma das dez imagens analisadas. Estas identificacoes possibilitam um estudo futuro

da natureza das fontes discretas de raios-X na regiao levantada.

A investigacao da constancia dos fluxos na banda H das fontes identificadas foi feita

usando imagens CamIV em epocas diferentes. Com mais de 2 medidas tivemos 473

objetos, dentre os quais 55 mostraram variabilidade significativa. Diversas destas fontes

ja estavam catalogadas como variaveis na literatura.

Os objetos mais promissores a serem variaveis cataclısmicas sao as fontes variaveis e

que possuem ındice de cor em raios-X bem positivo. Ha pelo menos 7 fontes desse tipo

em nosso catalogo. A caracterizacao mais completa desses objetos pode ser facilmente

realizada com o NIRS do telescopio Gemini.

A experiencia adquirida durante o presente trabalho nos encoraja a realizar um projeto

mais ambicioso no futuro, utilizando o telescopio SOAR e o imageador infravermelho

Spartan. A estrategia seria obter mosaicos de 4×4 imagens na banda K semanalmente,

para realizar uma procura mais profunda de objetos variaveis associados as fontes-X do

Chandra, bem como monitorar detalhadamente os objetos identificados como de interesse

no presente trabalho.

93

94

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