d tania p dominici

d tania p dominici

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Universidade de São Paulo

Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas Departamento de Astronomia

Estudo das variações de brilho em blazares

Tese de Doutoramento Tânia Pereira Dominici

Orientadora: Zulema Abraham Dezembro de 2002

Para meu tio, Ranulfo. Para meu tio, Ranulfo.

Agradecimentos

Gostaria de agradecer a minha orientadora, Zulema Abraham, pela valiosa oportunidade de realizar este trabalho e por toda a atenção dedicada a mim e ao projeto nestes últimos anos.

Agradeço a André Galo, por sua colaboração durante as campanhas observacionais no LNA.

A todos os funcionários do LNA, sempre atenciosos e prestativos, e em especial ao Rodrigo e ao Maurício pela assistência durante as missões.

À Gustavo Romero, Ileana Andruchow e Sergio Cellone, por toda a troca de informações e pela proposta e execução das observações simultâneas no CASLEO e no LNA.

Agradeço à Fapesp, pelo apoio financeiro indispensável para a realização deste trabalho (Processo 98/07491-8).

Esta Tese é baseada em observações realizadas no Observatório do Pico dos Dias (LNA/MCT).

Índice Geral

DISTRIBUIÇÃO ESPECTRAL DE ENERGIA EM QUASARES25
DISTRIBUIÇÃO ESPECTRAL DE ENERGIA EM BLAZARES32
I.1 MODELOS DE VARIABILIDADE INTRÍNSECA40
I.2 MODELOS DE VARIABILIDADE EXTRÍNSECA46
IV.1 PKS 2005-48949
VI.2 PKS 2155-30452
IV.3 3C27956
IV.4 OUTROS OBJETOS CONSIDERADOS59
V.1 O CÍRCULO MERIDIANO E O PROGRAMA OBSERVACIONAL63
V.2 REDUÇÃO DOS DADOS E CONSTRUÇÃO DAS CURVAS DE LUZ65
V.3 AS CURVAS DE LUZ RESULTANTES68
V.3.1 PKS 2005-48968
V.3.2 PKS 2155-30471
V.4 INTERPRETAÇÃO DOS RESULTADOS76
V.4.1 Comparação com as curvas em raios-X do RXTE-ASM78
V.4.2 Comportamento espectral83
VI.1 OBSERVAÇÕES NO ÓPTICO89
VI.2 OBSERVAÇÕES NO INFRAVERMELHO PRÓXIMO90
VI.3 CALIBRAÇÃO DAS MEDIDAS91
ESPECTRAIS92
VI.4.1 PKS 2005-48993
VI.4.2 PKS 2155-304116

VI.4 AS CURVAS DE LUZ RESULTANTES E A RELAÇÃO ENTRE AS DIFERENTES BANDAS

ESPECTRO CONTÍNUO E O COMPORTAMENTO DO ÍNDICE ESPECTRAL133
VI.5.1 PKS 2005-489134
VI.5.2 PKS 2155-304138
VI.6 ESTIMATIVAS DO DUTY CYCLE146
VI.7 OUTRAS MONITORIAS REALIZADAS147
VI.7.1 PKS 0537-441148
VI.7.2 AO 0235+164152
VI.7.3 3C 273156
ÓPTICA158
VII.1.1 A Campanha observacional159
VII.1.2 Análise dos dados160
162
B.1 OBSERVAÇÕES COM O CÍRCULO MERIDIANO188

Índice de Figuras

Figura I.1: Distribuição de energia espectral (SED) típica para AGNs rádio quiet e rádio loud. As áreas destacadas (em rádio) indicam os prováveis limites do índice

espectral (α). Reproduzido de Sanders et al. (1989)26
Espectro rádio do quasar NRAO 140 (Marscher & Broderick 1985)30
Urry (1999)34
a luminosidade em 5 GHz. Extraído de Fossati et al. (1998)35
(3-4) (Marscher 1990)43
2005-489 em três diferentes faixas de energia (Perlman et al. 1998)50
Figura IV.2: Distribuição espectral de energia de PKS 2005-48951
uma diminuição e aumento de brilho muito rápido54
normal em escala de tempo de poucos dias. Figura extraída de Pesce et al. (1997)5

Figura I.2: a) Mapa em rádio do quasar NRAO 140, obtido através de técnicas de VLBI. Estão indicadas diversas componentes do jato, sendo ’A’ a fonte central. b) Figura I.3: SED característica dos blazares, com duas componentes, sendo uma síncrotron e a outra provavelmente devida ao efeito Compton inverso. Dependendo da região do pico, os objetos são classificados como LBL (ou FSRQ) ou HBL. Extraída de Figura I.4: SEDs médias para um conjunto de 126 blazares amostrados de acordo com Figura I.1: Relação esperada entre o fluxo e a freqüência no espectro durante as três fases da evolução de um choque no jato: Compton (1-2), Síncrotron (2-3) e Adiabática Figura IV.1: Curva de luz do flare em raios-X ocorrido em novembro de 1998 em PKS Figura IV.3: Curva de luz de PKS 2155-304 no UV, filtro V e polarimétrica (também no V) obtida por Urry et al. (1997). No início da monitoria no UV nota-se a existência de Figura IV.4: Observações multibanda do PKS 2155-304 realizadas em 1994. Em torno de 2449450 foi observado um decréscimo de brilho, seguido de um retorno ao nível Figura IV.5: Distribuição espectral de energia de PKS 2155-304 e ajuste de modelo de jato não homogêneo feito por Ghisellini et al. (1985), sobre os dados coletados por

do IR até raios-X é considerado um parabolóide56
grandes flares. Figura extraída de Hartman et al. (1996)58
(Hartman et al. 2001a)59
(Lichti et al. 1995)61

Maraschi et al. (1983). Nas freqüências rádio o jato é considerado cônico enquanto que, Figura IV.6: Curva de luz do 3C 279 em magnitude fotográfica, mostrando os dois Figura IV.7: SED do blazar 3C 279 em diferentes épocas e níveis de atividades Figura IV.8: Espectro e distribuição de energia espectral (SED) para o quasar 3C 273

filtro V de Johnson. Figura extraída de Dominici et al. (1999a)64
Figura V.2: Curva de luz diferencial do BL Lac PKS 2005-489 de 1996 a 200069
arbitrariamente deslocadas para uma melhor comparação70
Figura V.4: Curva de luz diferencial do BL Lac PKS 2155-304 de 1996 a 199972
304. Abaixo temos a curva de luz de controle73

excluídos os pontos com nível de confiança menor do que 1σ. b) foram excluídos os

pontos com nível de confiança menor do que 2σ75
reamostrados com média de cinco pontos em um intervalo máximo de 2 dias80
reamostrados com média de cinco pontos em um intervalo máximo de 2 dias81

Figura V.7: Comparação entre as curvas de luz no óptico e em raios-X no caso do PKS 2005-489, em cima: curva de luz do ASM reamostrada com a média de dois pontos em um intervalo máximo de tempo de 4 dias. Em baixo: os mesmos dados em raios-X Figura V.8: Comparação entre as curvas de luz no óptico e em raios-X no caso do PKS 2155-304, em cima: curva de luz do ASM reamostrada com a média de dois pontos em um intervalo máximo de tempo de 4 dias. Em baixo: os mesmos dados em raios-X Figura V.9: Comparação entre as curvas de luz no óptico e em raios-X no caso do quasar 3C 273. A curva de luz do ASM foi reamostrada com a média de dois pontos em

na variação em raios-X82
Figura V.10: Distribuição de energia espectral (SED) para o BL Lac PKS 2005-48986
Figura V.1: Distribuição de energia espectral (SED) para o BL Lac PKS 2155-30487
à diferença entre os valores máximos e mínimos da curva de luz de controle95
filtros B, V, R e I para a noite de 16/07/0196
filtros J e H na noite de 16/07/0197
filtros B e V na noite de 17/07/0197
98
filtros B, V, R e I para a noite de 18/07/019
filtros J e H na noite de 18/07/01100
devidas a uma eventual contribuição da galáxia hospedeira102
16 e 17/07/01 nos filtros V e R103
atividade no filtro R ocorrendo antes105
noites de 10, 1 e 12/08/01107
filtros B, V, R e I para a noite de 10/08/01108
filtros J e H para a noite de 10/08/01109
filtros B e V para a noite de 1/08/01109
filtros R, I, J e H para a noite de 1/08/0110
filtros B, V, R e I na noite de 12/08/011
e H para a noite de 12/08/01112
filtro H para as noites de 16 e 17/07/01114
tempo longas para PKS 2005-489115
B, V, R, I, J e H118
filtros B, V, R e I para a noite de 16/07/01119
filtros J e H na noite de 16/07/01120
filtros B e V na noite de 17/07/01120
filtros R, I, J e H para a noite de 17/07/01121
filtros J e H na noite de 18/07/01123
variações de brilho nos filtros B, V, R, I e J124
filtros B, V, R e I para a noite de 12/08/01125
filtros J e H na noite de 12/08/01126
filtros V e R na noite de 10/1/01126
filtros J e H na noite de 10/1/01127
noite de 10/1/01127
variando entre cerca de 0.1 (filtro R) até 0.4 magnitudes (Filtro B)129
filtros J e H na noite de 08/07/02130
filtros J e H na noite de 10/07/02130
tempo longas para PKS 2155-304132
foram baseados estão indicados na Figura136
comparados ao modelo de Padovani et al. (2001)137
dados de Maraschi et al. (1983), indicados em preto140
comparados ao modelo de Ghisellini et al. (1985)141
magnitudes médias de cada noite nos filtros B e V142
magnitudes médias de cada noite nos filtros R e I143
aqui. O ponto referente à noite de 12/08/01 é mostrado em destaque144
J145
com o telescópio de 0.60 m (B&C) e CamIV149
com o telescópio de 1.60 m e CamIV150
com o telescópio de 1.60 m e CamIV151
e H152
controle nas noites de 10 e 1/08/01, nos filtros V e R154
controle nas noites de 07 e 09/1/01, nos filtros J e H155
publicado em Andruchow et al. (em preparação)161
realizadas entre março e maio de 2002164
utilizadas como referência e controle (Figura A.6)166
fotometria diferencial em observações feitas com o Círculo Meridiano180
fotometria diferencial em observações feitas com o Círculo Meridiano181
diferencial em observações feitas com o Círculo Meridiano182
fotometria diferencial nas observações feitas no LNA183
galáxia cuja curva de luz está mostrada na Figura VI.9184
Figura A.6: Campo do blazar 3C 279185
Figura A.7: Campo do BL Lac PKS 0537-441186

Índice de Tabelas

são de Véron-Cetty & Véron 199848

Tabela IV.1: Informações básicas sobre as fontes consideradas neste trabalho. Os dados Tabela V.1: Dados básicos sobre as fontes e seu monitoramento. Os redshifts e magnitudes V foram copilados de Véron-Cetty & Véron (1998), o valor médio de VVal é

é o tempo de integração no modo drift scanning65

dado para comparação com o V de Johnson, N é o número de imagens processadas e tint Tabela V.2: Estrelas escolhidas como referência e controle nos campos das fontes estudadas. A maioria destas estrelas pertence ao catálogo Tycho I (H∅g et al. 2000).

Smith et al. (1985)67

No caso de 3C 273 foram usadas as estrelas de referência e comparação sugeridas por Tabela V.3: Fluxos médios observados nos diferentes anos para PKS 2005-489 e PKS

2155-304 para a banda centrada em ν = 6.5 x 1015 Hz84
brilho dentro de cada noite94
brilho dentro de cada noite117
TabelaVI.4: Índices espectrais calculados para PKS 2005-489137

Tabela VI.1: Resumo das campanhas observacionais para o BL Lac PKS 2005-489. Nas colunas estão mostradas as datas das observações, os filtros utilizados, o número de imagens aproveitadas em cada caso e uma indicação da detecção ou não de variações de Tabela VI.2: Resumo das campanhas observacionais para o BL Lac PKS 2155-304. Nas colunas estão mostradas as datas das observações, os filtros utilizados, o número de imagens aproveitadas em cada caso e uma indicação da detecção ou não de variações de Tabela VI.3: Correções de avermelhamento adotadas para as duas fontes estudadas. 134 TabelaVI.5: Índices espectrais calculados para PKS 2155-304. A passagem de nuvens

Círculo Meridiano189
Meridiano191
curvas de luz de controle é de 0.033 magnitudes192
curvas de luz de controle é de 0.031 magnitudes193
curvas de luz de controle é de 0.12 magnitudes194
total da curva de luz de controle é de 0.02 magnitudes196
total da curva de luz de controle é de 0.06 magnitudes197
total da curva de luz de controle é de 0.042 magnitudes199
das curvas de luz de controle é de 0.032 magnitudes201
das curvas de luz de controle é de 0.022 magnitudes201
das curvas de luz de controle é de 0.05 magnitudes203
das curvas de luz de controle é de 0.02 magnitudes204
das curvas de luz de controle é de 0.029 magnitudes205
das curvas de luz de controle é de 0.025magnitudes207
novembro/2001 (JD ~ 2452221) e março/2002209
Tabela B.18: Dados da curva de luz do blazar 3C 279 no filtro J210
Tabela B.19: Dados da curva de luz do blazar 3C 279 no filtro H211
de luz de controle é de 0.16 magnitudes212
de luz de controle é de 0.07 magnitudes212
de luz de controle é de 0.08 magnitudes213
de luz de controle é de 0.005 magnitudes213
de luz de controle é de 0.05 magnitudes214

Resumo

A observação das variações de brilho em AGNs é uma ferramenta importante para o estudo de suas propriedades físicas e geométricas. Entretanto, para obter vínculos efetivos para as mesmas é necessário estudar a relação entre a variabilidade detectada em diferentes faixas de energia e escalas de tempo. Apresentamos aqui o estudo da variação na densidade de fluxo em alguns blazares no óptico e no infravermelho próximo, em escalas de tempo que variam de poucos minutos a alguns anos. Este trabalho representa uma contribuição inédita e importante, apesar de ter sido obtida com telescópios de pequeno porte. Inicialmente, aproveitando a base de dados do Círculo Meridiano de Valinhos construída ao longo de cinco anos, estudamos o comportamento da variabilidade de três fontes: o quasar 3C 273 e os BL Lacs PKS 2155-304 e PKS 2005- 489, sendo que, no caso deste último objeto, as variações de brilho até então só haviam sido estudadas com detalhes em raios-X. Buscando formar um cenário mais completo, realizamos observações multibanda simultâneas destas mesmas fontes no óptico e infravermelho próximo (B, V, R, I, J e H) em escalas de tempo muito curtas, construindo assim um panorama bastante completo sobre o comportamento dos objetos em distintas escalas de tempo, além de registrarmos a primeira detecção de variabilidade no infravermelho próximo em escalas de tempo da ordem de minutos (< 10 minutos) em um BL Lac. Finalmente, fizemos observações no infravermelho próximo do blazar 3C 279 ao longo de três meses e, em um trabalho de colaboração com pesquisadores do IAR/UNLP (Argentina), realizamos medidas simultâneas em escalas de tempo curtas no IR e polarização no óptico.

De maneira geral as curvas de luz não apresentam evidências de periodicidade e também não encontramos correlações entre as variações em escalas de tempo longas no observações multibanda, as variações rápidas nem sempre são detectadas em todas as bandas observadas enquanto que, em escalas de tempo longas a atividade foi observada em todos os filtros. Em PKS 2005-489 foram observadas variações rápidas nos filtros V e R, aparentando um atraso de cerca de 30 minutos, com a atividade ocorrendo primeiro no R, o que é o contrário do esperado no modelo de propagação de choques no jato ou da resposta do disco de acresção às variações da fonte central. Propomos um novo mecanismo, no qual considera-se um sistema binário de buracos negros supermassivos, onde uma perturbação seria gerada pelo buraco negro secundário, em uma órbita não coplanar ao disco de acresção do primário, propagando-se da parte externa do disco na direção do centro, o que produziria primeiro variabilidade nos comprimentos de onda mais longos, como foi observado. Para PKS 2155-304 encontramos uma correlação entre o índice espectral e as magnitudes no óptico em escalas de tempo longas, mas durante a ocorrência de variações rápidas bem correlacionadas no óptico e no infravermelho, o índice espectral médio desvia-se da correlação, indicando que mecanismos diferentes são responsáveis pelas variações nas distintas escalas de tempo. Calculamos o duty cycle baseado no comportamento de microvariabilidade das duas fontes melhor monitoradas e encontramos que DC = 30.6%, o que é comparável com o valor de 29.7% encontrado por

Romero et al. (1999) para XBLs. Os valores de densidade de fluxo obtidos e sua evolução temporal foram comparados com dados em diversas freqüências e épocas e com modelos de distribuição espectral de energia (SED) encontrados na literatura. Quanto à

3C 279, detectamos variações intraday no infravermelho próximo bem correlacionadas com as variações no grau e ângulo de polarização no óptico.

Abstract

The observation of brigthness variations in AGNs is an important tool for the study of their physical and geometrical properties. However, to obtain effective constrains for these properties it is necessary to study the relation between the variability in different energy bands. In this work we present the study of variability in the flux density of some blazars at optical and near infrared wavelengths, in time scales that vary between few minutes to several years. This work represents a new and important contribution, despite the fact that they have been made with small telescopes. First, using a five year database obtained with the Valinhos’s meridian circle, we studied variability in three sources: the quasar 3C 273, and the BL Lacs PKS 2155-304 and PKS 2005-489. In this last object, only the variations in the X-rays range were studied in detail before this work. To form a more general scenario, we carried out multiwavelength simultaneous observations at optical and near infrared bands (B, V, R, I, J e H) for very short time scales, constructing a complete picture of the behavior of the studied sources in several time scales. Besides, we obtained the first detection of variability at the infrared in time scales of few minutes (< 10 minutes) in a BL Lac object. Finally, we made near infrared observations of blazar 3C 279 during three months and, in a collaboration with IAR/UNLP researchers, we carried out simultaneous short time scale observations at the near infrared and optical polarimetry.

In general, the resulting light curves do not show any evidence of periodicity and we did not find correlation between long time scale variability at optical and X-rays, obtained from All Sky Monitor database (1.5-12 keV). In the multiwavelenght observations, the rapid variations were not always detected at all observed bands even thought, in longer time scales, activity was observed in all filters. In PKS 2005-489 rapid variations were observed in the V and R bands, with a delay of about 30 minutes, with the variation appearing first at the R band, which is the contrary to what is predicted by the shocks-in-jet model or what is expected to be observed in the emission of the accretion disk when the central source vary. We proposed a new mechanism, considering a supermassive binary black hole scenario, where a perturbation could be caused by the secondary black hole, moving in a non coplanar orbit with the accretion disk, propagating from the external part of the disk to the center, which could produce variability first in the longer wavelengths, as was observed. For PKS 2155-304, we found a correlations between the optical spectral index and magnitude for long time scales variations but, during the night when well correlated rapid variations were observed at optical and near infrared wavelengths, the mean spectral index deviated from the correlation, showing that different mechanisms are responsible for the brightness variations at different time scales. We estimated the duty cycle based on the microvariability behavior of the two better al. (1999) for XBLs. The mean flux densities and their temporal evolution were compared with published data at several frequencies and epochs and with spectral energy distribution (SED) models, found in the literature. In the case of 3C 279, we detected infrared intraday variations well correlated with the variations in the angle and degree of optical polarization.

Capítulo I – Introdução

São chamados de núcleos ativos de galáxias (AGNs) os objetos que diferem das galáxias normais devido ao seu brilho central alto e a algumas características espectrais, como linhas de emissão largas e contínuo não térmico. Além disso, eles emitem em uma faixa muito mais ampla do espectro eletromagnético do que as galáxias comuns, apresentando variações de brilho em todos os comprimentos de onda. Por serem muito luminosos podem ser observados a grandes distâncias (z > 4).

Os AGNs podem ser divididos em várias classes, porém a classificação destas fontes é sempre ambígua, principalmente pela superposição de propriedades, bias na seleção das amostras pesquisadas e o surgimento de novas informações sobre os objetos com a maior disponibilidade de dados.

Muitas vezes as classificações adotadas diferem de trabalho para trabalho mas, de maneira geral, podemos dizer que existem quatro grandes classe de núcleos ativos: as galáxias Seyfert, os quasares, os LINERs e os blazares.

As galáxias Seyferts e os LINERs são os núcleos ativos de menor luminosidade dentro desta classificação. Nestes dois casos, apesar do brilho central alto, as galáxias hospedeiras (espirais) são facilmente observadas, pois são objetos próximos com redshifts pequenos. As Seyferts podem ser divididas em dois subtipos: 1 e 2, sendo que nas de tipo 1 observam-se dois grupos de linhas de emissão: um com linhas estreitas, originadas em regiões de baixa densidade (o que é indicado pela presença de transições proibidas) e outro com linhas largas, apenas com linhas permitidas. Nas Seyferts 2 este segundo grupo de linhas não aparece. Os LINERs são semelhantes as Seyferts 2 mas diferenciam-se pela existência de linhas de baixa ionização. Neste trabalho vamos nos concentrar apenas nas fontes classificadas como quasares e blazares.

Os quasares são as fontes mais luminosas dentre todos os AGNs e também apresentam linhas largas de emissão em seu espectro óptico. Geralmente a galáxia hospedeira, elíptica, não é detectada no imageamento óptico, devido à distância em que estes objetos se encontram – os quasares também são os núcleos ativos mais distantes. Sua aparência estelar sugeriu a nomeclatura original para estas fontes quando selecionadas através de surveys no óptico: QSOs (Quasi Stellar Objects). O termo

“quasar” (derivado de QSR, Quasi Stellar Radio Source), originalmente era utilizado para as fontes selecionadas pelas propriedades em freqüências rádio, mas ultimamente – e neste trabalho – a mesma nomenclatura é usada indiscriminadamente para fontes descobertas no óptico ou em rádio.

Na classe dos blazares estão incluídos os OVVs (Optical Violent Variables), os objetos classificados como BL Lacs, os QSOs altamente polarizados (HPQs) e alguns dos quasares conhecidos como fontes rádio de espectro plano (FSRQ) que possuem propriedades semelhantes as dos BL Lacs quanto a forma do espectro contínuo. Os AGNs apresentam variabilidade em todas as regiões espectrais, porém nos blazares as amplitudes das variações são maiores e às vezes ocorrem em escalas de tempo muito curtas (minutos). Eles também apresentam variabilidade na polarização, que pode oscilar entre 3% e 30%, enquanto que em outros AGNs esta variação, quando existe, geralmente não passa de 1% (Altschuler 1989).

A definição inicial dos BL Lacs, que os diferenciaria dos outros blazares e dos quasares, é a de objetos cujos espectros não apresentam linhas de emissão. Porém, na verdade esta é uma característica com dependência temporal, já que às vezes tais linhas podem ser detectadas, provavelmente quando os mecanismos responsáveis pela contribuição do contínuo não térmico estão em épocas de menor atividade.

Os núcleos ativos também são classificados de acordo com seu comportamento nas freqüências rádio. Os AGNs chamados de radio quiet não apresentam emissão rádio, no entanto isso depende da sensibilidade do detector com o qual estes objetos são observados. Eles foram descobertos em observações no óptico, principalmente usando o fato de ocuparem um local diferente das estrelas no diagrama cor-cor. Os objetos com fluxo mais significativo em rádio são chamados de radio loud.

As observações rádio mostram, de uma maneira geral, que alguns AGNs possuem uma componente estendida (kpc), geralmente dupla, e outra compacta (pc) que representa o núcleo ativo. Dois jatos são responsáveis pelo transporte de matéria e energia entre as componentes compacta e estendida. Estas fontes podem ser divididas em duas classes de acordo com suas estruturas e suas luminosidades (Fanaroff & Riley, 1974): FR I, quando são mais brilhantes no centro e o brilho superficial diminui nas bordas e FR I, quando são mais brilhantes nas bordas. A diferença entre estas duas classes é quantificada através

Outra distinção observacional no caso dos BL Lacs é entre aqueles detectados através de observações rádio (Radio Selected BL Lacs, RBLs) e em observações de raios- X (X-ray Selected BL Lacs, XBLs). Em geral, os XBLs possuem um grau de polarização menor do que os RBLs, são menos luminosos e também apresentam menor atividade em relação as variações de brilho (Urry & Padovani 1995).

Já as observações com alta resolução espacial (em escalas de milisegundos de arco), feitas com técnicas de VLBI (Very Large Baseline Interferometry), mostram a existência de uma estrutura complexa também na componente compacta, com um núcleo não resolvido (< 1 pc) e um jato que não necessariamente está alinhado com o observado em larga escala. Os jatos apresentam estruturas caracterizadas por regiões mais brilhantes, que se afastam do núcleo compacto com velocidades às vezes superluminais. Estes movimentos são interpretados como um efeito geométrico: o jato é formado por um plasma em movimento relativístico numa direção muito próxima à linha de visada. Neste caso espera-se também que a intensidade da emissão observada seja aumentada em relação a intensidade intrínseca, devido a contração do tempo e do ângulo sólido (boosting).

Não se sabe ao certo em que proporção as propriedades das distintas classes de

AGNs (Seyferts, LINERs, quasares, blazares) refletem a ação de diferentes processos físicos, da geometria das fontes ou se são apenas efeitos de seleção. Por isso, diversos modelos de unificação foram propostos entre as diferentes classes (Urry & Padovani 1995 e Antonucci 1993, por exemplo). Em geral dois parâmetros são necessários na unificação, o primeiro é o ângulo entre o jato em escala de pc e a linha de visada e o segundo relaciona-se com a luminosidade, massa do objeto compacto central e/ou a taxa de acresção.

A fonte primária de energia nos AGNs é provavelmente um buraco negro

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