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CAPÍTULO 5
QUÁSARES DE BAJA POLARIZACIÓN
5.1. Introducción
Al comparar los quásares de baja polarización y los blázares, las dos diferencias que
inmediatamente destancan son la variabilidad y la polarización. Los llamados esquemas
de unificación (p.e., Blandford y Rees 1978; Barthel 1989) explican estas diferencias
como resultado de la perspectiva desde la cual observamos a cada objeto, distinta en
cada caso. Así, todos los núcleos activos constarían fundamentalmente de los mismos
elementos (singularidad supermasiva central, disco de acreción, nubes de materia en
órbita alrededor de la singularidad, chorros de materia despedidos desde el núcleo a
velocidades próximas a las de la luz). Por el contrario, cabe la posibilidad de que las
distintas propiedades observadas sean debidas, en realidad, a profundas diferencias
morfológicas en las propias fuentes (p.e., que haya varias, una o tal vez ninguna
singularidad; la cantidad de materia en órbita a su alredor; la existencia o no del chorro
de materia expulsada; que el discos de acreción sea grueso o delgado...).
Hasta la fecha, se han realizado pocas observaciones polarimétricas de quásares de
baja polarización (<3%). Los estudios más importantes son los de Berriman et al.
(1990), Moore y Stockman (1984) y Stockman et al. (1984) pero, a diferencia de las
nuestras, todas sus observaciones se hicieron en luz integrada (sin usar filtros). Los
resultados de estos trabajos muestran que el grado de polarización de los quásares de
baja polarización ronda un valor del 0,5%. Frecuentemente, la emisión de estos objetos
es variable, como han puesto de manifiesto Cimatti, Zamorani y Marano (1993),
148 Quásares de baja polarización
quienes han detectado variaciones en más de un 50% de quásares1 con magnitud
comprendida entre 17,5 y 22,5 en la banda fotográfica J. Entre los quásares normales
más conocidos, está bien documentada la variabilidad de 3C 273 (Valtaoja et al. 1991b,
y sus referencias). Por otra parte, hasta nuestras observaciones, 3C 273 es el único
quásar de baja polarización en el que se habían tomado medidas polarimétricas con
filtros estándar de banda ancha, y no sólo con luz integrada.
En el capítulo anterior se presentó una muestra de observaciones fotopolarimétricas
de blázares, completada con datos bibliográficos. En este capítulo, el estudio se
extiende a los quásares de baja polarización, y se intenta encontrar alguna correlación
entre las características de emisión de radio y rayos X con la detección o no de luz
polarizada. Al final del capítulo, se toman observaciones del objeto mejor estudiado de
la muestra, 3C 273, para realizar un estudio más pormenorizado.
5.2. Fotopolarimetría de quásares de baja polarización
Hemos observado una muestra del quásares del catálogo Véron-Cetty y Véron
(1989), con los únicos criterios de selección de que su posición permita el uso del NOT
para las observaciones y de que sean lo suficientemente brillantes para que los tiempos
de integración sean menores que cuatro horas, con errores en el grado de polarización
idealmente de un 0,2% o menos, y hasta de un 0,5% en el peor de los casos. No
obstante, se han incluido dos objetos, Markarian 205 y PG 1351+640, debido a que
resultan interesantes por otras razones, tales como la presencia en la línea de visión de
Markarian 205 de una brillante galaxia de fondo y, en el caso de PG 1351+640, un
exceso en el infrarrojo lejano y medio.
Las observaciones se llevaron a cabo durante los meses de febrero de 1991, julio de
1992 y mayo de 1993, utilizando el instrumental habitual en nuestras observaciones
fotopolarimétricas (v. capítulo 4). Las medidas fotométricas fueron realizadas de dos
1Exactamente, de 90 quásares observados con una separación de un año y de 45
observados en dos años, mostraron variaciones 48 y 24 objetos, respectivamente.
Quásares de baja polarización 149
maneras distintas según cada caso. Para algunos objetos, hay publicada alguna
secuencia fotométrica, por lo que observamos una de las estrellas de tal secuencia antes
y después de observar el quásar. Para calibrar otros objetos de los que no existe ninguna
de tales secuencias publicada, observamos estrellas estándar intercaladas entre las
observaciones de los quásares. Los datos obtenidos se presentan en la tabla A.3, excepto
los de 3C 273 que están contenidos en la tabla A.2.
5.2.1. Análisis estadístico de la muestra
Uno de los objetivos de las observaciones de quásares de baja polarización era
comprobar si se puede realizar un estudio amplio de las propiedades de polarización de
estos objetos con el NOT. El análisis de los datos debía dar respuesta, en primer lugar, a
si la calidad de los datos era lo suficientemente buena como para permitirnos detectar
bajos niveles de polarización o, cuanto menos, proporcionarnos límites superiores del
nivel de polarización de estos objetos. En segundo lugar, se pretendía encontrar
diferencias entre los niveles de polarización entre quásares escogidos por sus
propiedades como fuentes de radio, de rayos X, o de ambas clases de radiación.
Por tanto, el primer análisis es el de comparar el brillo de los objetos con la
detección o no de polarización. Para ello, separamos los objetos en dos grupos, según
hubiéramos detectado o no polarización. Por razones intrínsecas a las medidas, el
criterio empleado para decidir si un objeto pertenece al grupo en el que sí se ha
detectado polarización, es que al menos la detección tuviese una probabilidad de ser real
del 97% (esto es, un nivel de significación del 3%). Este criterio ha sido adoptado
porque, en cada observación, el objeto es medido 16 veces (4 grupos de 4 medidas cada
uno). Para una muestra de 16 medidas por observación, de la que se obtiene una
distribución binomial (detección sí o no), con 5 observaciones (una por cada filtro),
puede demostrarse fácilmente que el nivel de significación del 3% se alcanza con una
150 Quásares de baja polarización
detección a 3σ (2,5%) o con dos detecciones a 2σ (0,6%)2. Utilizamos dos pruebas
Tabla 5.1. Muestra de quásares de baja polarización.
Objeto Mag. VDetección
2 σ 3σPolarización
Detec. Media (error)Radio
RayosX
NAB 0205+02 15,02 1 0 No - No NoPKS 0405-12 14,68 1 0 No - Sí NoB2 0742+31 15,63 1 0 No - Sí NoMK 205 15,00 0
100
No - No Sí
3C 232 16,07 0 0 No - Sí NoPG 1008+133 15,29 0 4 Sí 1,320,12 No NoPG 1718+481 14,48 2 2 Sí 0,440,07 No NoII ZW 136 14,54 1 1 Sí 0,410,12 No SíPG 1351+64 14,29 0
23
512
Sí 1,310,121,330,201,240,28
No Sí
S 1435+63 16,57 1 0 No - Sí NoKUV 18217+64 14,27 2 2 Sí 0,590,08 No SíMK 335 13,82 0 4 Sí 0,620,13 No Sí3C 351 15,10 3 0 Sí 0,630,11 Sí SíI ZW 1 14,24 1 1 Sí 0,370,05 No SíPG 1634+706 14,53 3 0 No - No SíPG 1115+08 15,75 0
221
Sí 2,290,401,700,22
No Sí
TON 256 15,91 0 0 No - No SíB2 1512+37 16,40 0 3 Sí 1,590,24 Sí SíTON 153 15,59 1 0 No - No No3C 273 12,70 2
12111
024230
Sí 0,280,070,420,080,450,080,500,140,280,050,380,04
Sí Sí
Notas: Para cada objeto se indica su magnitud en V (promediada), número de bandas enque se ha detectado polarización, a 2 y 3σ, criterio de detección (al menos una deteccióna 3σ ó dos detecciones a 2σ), el grado de polarización promediado (v. texto), eidentificación de la fuente como emisora en radio y en rayos X.
estadísticas distintas para contrastar los resultados: Kruskal-Wallis (KW, v. apéndice 3)
y una comparación t de Student para medias de dos muestras. La hipótesis nula del test
2Para 16 medidas, se tienen 15 grados de libertad en una distribución t de Student.
La prueba de cola superior para una sola banda (polarización mayor que cero) alcanzaun nivel de significación del 0,5% para 3σ (t≈3) y del 2,5% para 2σ (t≈2). Ladistribución binomial para las 5 bandas tiene entonces los niveles de significación del2,5% para una detección a 3σ y del 0,6% para dos detecciones a 2σ.
Quásares de baja polarización 151
es que la detección de polarización no depende del brillo de la fuente. La hipótesis
alternativa es que es más fácil la detección en las fuentes más brillantes, ya que no tiene
sentido que la detección sea más fácil en fuentes que, por ser menos brillantes, los datos
tengan más ruido.
Tanto la prueba KW (no parámetrica) como la t de Student (paramétrica) arrojaron el
mismo resultado: al nivel del 5%, la detección de polarización es menor en los quásares
menos brillantes. Por tanto, para estudiar la posible correlación entre objetos con
distintas propiedades, debemos reducir la muestra a aquellos objetos más brillantes,
hasta conseguir que la detección sea independiente del brillo de cada objeto. El
resultado de este estudio podrá ser aplicado posteriormente como método de selección
de otros objetos para aumentar la muestra.
Una simple inspección de los datos (tabla 5.1 y fig. 5.1) muestra que se ha detectado
polarización en todos los objetos (7) con magnitud más brillante que V=14,5. Para
brillos más débiles, sólo se detecta polarización en 4 de 13 objetos. Las diferencias
entre ambos grupos (más brillantes o menos que V=14,5) es significativa al nivel del
0,5%, según pone de manifiesto una prueba exacta de Fisher (v. apéndice 3). También
se encuentran diferencias en la detección por filtros.
Figura 5.1. Comparación entre la detección de objetos y su magnitud en V.
La tabla 5.2 muestra las frecuencias (números) de detección por bandas, a 2σ y a 3σ,
para el número total de observaciones (29) de los 20 objetos de la muestra. También
muestra las frecuencias esperadas si las detecciones estuvieran homogéneamente
distribuidas entre los distintos filtros. Las diferencias de detección entre filtros son
Polarización No detectada . . : : . . . -+---------+---------+---------+---------+---------+-----V
Detectada . . .: : . . . . -+---------+---------+---------+---------+---------+-----V 12 13 14 15 16 17 ^ límite
152 Quásares de baja polarización
significativas a los niveles del 2% y del 3% para los casos de 2σ y 3σ, respectivamente.
La inspección de la tabla 5.2 descubre fácilmente que existe un leve exceso de
detecciones en la banda V, mientras que en la banda I las detecciones son más raras de
lo esperado. De hecho, el exceso de detecciones en la banda V no resulta significativo
(al nivel del 10%) cuando se compara con las bandas UBR, y las diferencias entre filtros
son básicamente atribuibles a la banda I. Es difícil determinar, con sólo estos resultados,
si estas diferencias de detección son intrínsecas a los objetos o a la instrumentación. Sin
embargo, hay dos hechos adicionales que sugieren que la causa del menor número de
detecciones en la banda I es instrumental. En primer lugar, no se observa ninguna
tendencia en el sentido de que las detecciones sean progresivamente más frecuentes a
menores longitudes de onda, y el error en la banda I es mayor que en las demás bandas
(v. tabla A.3). En segundo lugar, las observaciones espectropolarimétricas de 3C 273,
que serán presentadas en el siguiente capítulo, muestran un mayor grado de polarización
hacia longitudes de onda largas, hecho puesto también de manifiesto por Valtaoja et al.
(1990). Por el contrario, en las seis observaciones de este objeto realizadas con el NOT,
sólo detectamos polarización en la banda I a 2σ en tres de ellas, y ninguna detección al
nivel 3σ .
Tabla 5.2. Detecciones de polarización por filtros en el NOT.
Frecuencias de detección
2σ 3σNo Sí No Sí
Frec. esperada 15,2 13,8 21,8 7,2
U 16 13 20 9
B 15 14 23 6
V 9 20 18 11
R 14 15 20 9
I 22 7 28 1
Quásares de baja polarización 153
En la tabla 5.1 se muestra el grado de polarización medio para aquellos objetos en
los que ha sido detectada. Para calcularlo, se han tenido en cuenta todas las bandas, y se
ha buscado un peso que tuviera en cuenta no sólo el error en cada banda, sino también
el nivel de detección. Así, los pesos w para cada observación (i) se calculan de la
siguiente manera:
4
222
Error
detección Nivel
i
i
i
iii E
P
E
EPw =
=
=
en donde P indica el grado de polarización y E el error. La figura 5.2 muestra un
ejemplo del grado de polarización medio calculado con los pesos anteriores.
Figura 5.2. Grado de polarización de PG 1008+133 medido en cada banda. Laslíneas horizontales indican el grado de polarización medio calculado según seexpone en el texto, así como las bandas de error.
Hemos intentado encontrar relaciones entre la emisión en radio y en rayos X de los
objetos, y su polarización. Ni entre los objetos más brillantes que V=15 ni entre los
objetos más débiles que esta magnitud hemos hallado diferencias significativas entre la
detección o no de polarización. Sólo al considerar todos los objetos de la muestra, se
154 Quásares de baja polarización
observa que en los objetos emisores en rayos X se tienen más detecciones de
polarización que las esperadas (tabla 5.3). El nivel de significación de esta diferencia,
calculada mediante una prueba exacta de Fisher (v. apéndice 3), es del 5%, pero su
fiabilidad queda comprometida por el efecto discutido anteriormente de que, en los
objetos más débiles, la detección es más difícil.
Tabla 5.3. Detecciones de polarización observadas y esperadas de quásaresclasificados según su emsión en rayos X.
Emisión en rayos X
Detección Polarización
Observados Esperados Total
No emisores Emisores No emisores Emisores
No 6 3 3,6 5,4 9
Sí 2 9 4,4 6,6 11
Total 8 12 8 12 20
Entre los objetos en los que se ha detectado polarización, tampoco se observa que el
valor de la polarización media dependa de la emisión en radio o en rayos X, ni que el
rango de valores que pueda toma la polarización (esto es, la desviación estándar) varíe
dependiendo del tipo de objeto (tabla 5.4). De hecho, las medidas son prácticamente
idénticas en todos los grupos así formados.
Tabla 5.4. Polarizaciones medias y desviaciones estándar por tipos de emisión.
Tipo de emisiónNúmero de
objetosPolarizaciónmedia (%)
Desv. est.
Emisor radio 3 0,86 0,65
No emisor radio 8 0,86 0,55
Emisor rayos X 9 0,86 0,57
No emisor rayos X 2 0,88 0,62
Quásares de baja polarización 155
5.2.2. Variabilidad y dependencia del ángulo de polarización con la frecuencia
En este apartado discutiremos la detección de variabilidad en el flujo y en el ángulo
de polarización, así como la dependencia del ángulo de polarización con la frecuencia
(FDPA). Los niveles de detección de polarización son generalmente bajos,
frecuentemente del orden de 2σ, lo cual impide detectar cambios en el grado de
polarización, que se confundirían con el ruido. Por el contrario, en algunos objetos se
producen cambios en el ángulo de polarización que sí están por encima del nivel de
ruido, pero cuya detección requiere un análisis cuidadoso para separar lo que realmente
son variaciones de los errores debidos a la dificultad de detección de la polarización de
las fuentes. Algunos de los objetos presentados en este capítulo han sido observados en
más de una ocasión. Este es el caso de Markarian 205, PG 1351+640 o PG 115+08. El
objeto mejor estudiado de la muestra es, sin duda, 3C 273, que será discutido aparte en
la próxima sección.
Figura 5.3. Variaciones de flujo en Markarian 205.
156 Quásares de baja polarización
En el caso de Markarian 205, no hemos detectado polarización en ninguna de las dos
noches en las que observamos el objeto. En el intervalo de 17 meses que separan las
observaciones, el flujo sufrió una disminución importante, de hasta una magnitud en la
banda U (fig. 5.3).
En el quásar PG 1351+640, las variaciones de flujo también son importantes,
alcanzando 0,8 mag en B en el mismo intervalo de 17 meses (fig. 5.4). Estas variaciones
de flujo en Markarian 205 y PG 1351+640 confirman las variaciones detectadas por
Cimatti et al. (1993) sobre una muestra mucho más amplia, con observaciones de cada
fuente separadas por uno o dos años. Además, en el caso de PG 1351+640, aunque no
se detectan variaciones en el grado de polarización (tabla 5.1 y fig. 5.5), existe una
fuerte evidencia de posibles variaciones de hasta 22° en el ángulo de polarización en
escalas de tiempo de un solo día (fig. 5.6).
Figura 5.4. Variaciones de flujo en PG 1351+640.
Quásares de baja polarización 157
Figura 5.5. El grado de polarización observado en PG 1351+640 durante las tresnoches de observación no muestra evidencia de variaciones. Para evitar que losdatos se solapen, se han desplazado ligeramente las abcisas de los días 06-02-91(izquierda) y 04-07-92 (derecha).
Figura 5.6. Ángulo de polarización de PG 1351+640. Algunas medidas han sidodesplazadas +180°, por ser estos valores más congruentes que los directamentecalculados a partir de las observaciones. Para evitar que los datos se solapen, sehan desplazado las abcisas de los días 06-02-91 (izquierda) y 04-07-92 (derecha).
158 Quásares de baja polarización
Para determinar si estas variaciones del ángulo de polarización en PG 1351+640 son
reales, primero realizamos una prueba de varianzas, comparando, para cada noche de
observación, la media de los cuadrados de los errores de las ángulos en cada filtro con
la varianza de las medidas de estos ángulos. En ninguna de las noches hallamos
evidencia de la existencia de FDPA. Por tanto, calculamos la media ponderada de los
ángulos en cada noche (tabla 5.5) y aceptamos este valor para todas las bandas
observadas3. Comparando estos valores vemos que en las noches del 06-02-91 y del
04-07-92 los ángulos así promediados coinciden, pero en la noche del 03-07-92 el
ángulo promedio es distinto al nivel de significación del 1%. Sin embargo, debe tenerse
en cuenta que el nivel de detección en la noche del 03-07-92 es sensiblemente menor
que en las otras dos noches (tabla 5.1), por lo que estos resultados, aunque sugerentes,
deberán ser confirmados con otras observaciones en los que el nivel de detección sea
más alto.
Tabla 5.5. Ángulos medios de PG 1351+640.
Fecha Ángulo
06-02-91 174,51,3
03-07-92 198,44,1
04-07-92 176,43,7
Sólo tenemos una noche de observación de PG 1008+133. Sin embargo, detectamos
claramente una FDPA (fig. 5.7), con variaciones de 46° del ángulo de polarización, que
disminuye rápidamente al aumentar la frecuencia, entre las bandas R y B.
3Al contrario de lo que ocurría con el grado de polarización, cuyo error depende
poco del nivel de detección, en el caso del ángulo de polarización se descubrerápidamente que los errores son mucho mayores si la fuente no está bien detectada. Poreste motivo, al calcular el ángulo de polarización promedio, se han tomado como pesoslas inversas de los cuadrados de los errores, sin incluir el nivel de detección.
Quásares de baja polarización 159
Figura 5.7. Dependencia del ángulo de polarización con la frecuencia enPG 1008+133.
5.3. La conexión entre 3C 273 y los blázares
Al comienzo de este capítulo, se ha comentado que los esquemas de unificación
tratan de explicar las diferencias entre distintas clases de núcleos activos como resultado
de efectos de perspectiva. Alternativamente, las diferencias podrían ser intrínsecas a
cada tipo de objeto. La observación de objetos con una perspectiva intermedia, que
mostrasen propiedades análogas a los blázares y a los quásares de baja polarización,
constituiría una evidencia importante a favor de los modelos unificados. Este podría ser
el caso de 3C 273 (Impey et al. 1989; Valtaoja et al. 1990).
La detección de una erupción con emisión de luz polarizada en 3C 273 (Courvoisier
et al. 1988) hizo que este objeto fuera el primer cuásar con baja polarización del que se
tienen variaciones bien documentadas de su polarización, así como FDP.
Posteriormente, en este mismo quásar se han detectado variaciones en escalas de tiempo
de un día (Impey et al. 1989; Valtaoja et al. 1990).
160 Quásares de baja polarización
Impey et al. (1990) introdujo el término miniblázar para explicar las variaciones en
la polarización de 3C 273. En su modelo, el 90% del flujo total viene de una
componente de baja polarización, con espectro en forma de ley de potencias, y de una
componente térmica con el máximo en longitudes de onda cortas. El 10% restante del
flujo proviene del miniblázar, está polarizado al menos en un 10%, y es muy variable,
con escalas de tiempo de variabilidad menores incluso que un día. En este contexto, la
polarización del miniblázar estaría muy diluida por las componentes «normales» del
quásar de baja polarización, por lo que el grado de polarización resultante sería muy
bajo incluso durante las erupciones. También encontraron un aumento de la
polarización en longitudes de onda cortas durante los períodos de reposo, que lo
atribuyeron a la componente térmica. Asimismo, predijeron que otros quásares con baja
polarización podrían albergar también una componente blázar, lo que reforzaría los
modelos unificados.
Independientemente, Valtaoja et al. (1990) también señalaron la actividad tipo blázar
de 3C 273. En su modelo, habría una componente sincrotrón (jet) constante diluida por
un disco de acreción emisor en longitudes de onda cortas. La variabilidad en escalas de
un día sería debida a una segunda componente sincrotrón muy variable y más
polarizada que la primera, un miniblazar, que identificaron con una onda de choque
viajando a través del jet. Estimaron la polarización intrínseca de la componente de
choque de unos pocos tantos por ciento. Valtaoja et al. (1990) observaron que, en
estados de poca actividad, la polarización aumentaba a longitudes de onda más largas,
lo que fue interpretado como debido a la componente constante del jet, que tendría una
polarización baja (≈0,7%). De acuerdo con esta interpretación, la principal diferencia
entre 3C 273 y los blázares consistiría en la cantidad de emisión y el grado de
polarización de las dos componentes sincrotrón, la de jet y la de choque, en relación con
el disco de acreción. Si las dos componentes sincrotrón fueran unas diez veces más
vigorosas, 3C 273 sería un blázar.
En esta sección, discutiremos nuestras observaciones fotopolarimétricas en las
bandas UBVRI y la fotometría en infrarrojo cercano de 3C 273. Durante estas
Quásares de baja polarización 161
observaciones, 3C 273 estuvo en erupción, afectando tanto al flujo óptico como a la
polarización. En marzo de 1990, coincidiendo con las observaciones, hubo también una
erupción en radio detectada en 90 GHz con el Telescopio Submilimétrico Sueco-ESO
(SEST) en La Silla, Chile. La comparación entre los datos de las erupciónes óptica,
infrarroja y radio indica que su origen cabe situarlo en la misma región del espacio, y
que la evolución de la polarización en el óptico puede ser descrita según el modelo de
Valtaoja et al. (1990). Comparando otros datos de polarización óptica multibanda
(Courvoisier et al. 1988; Impey et al. 1989; Valtaoja et al. 1990) con las dos erupciones
en radio anteriores de 3C 273, encontramos que las erupciones ópticas polarizadas
parecen estar asociadas con fases iniciales de erupción en radio. Por último,
comparando la polarización en radio a 14,5 GHz (Aller et al. 1985; y comunicación
privada) con la polarización óptica, se observa que las componentes variables en ambas
regiones espectrales tienen similares grados y ángulos de polarización intrínsecos. De
todo lo expuesto, nuestra conclusión es que una sola componente es capaz de explicar
las variaciones en radio y parte de las variaciones en óptico en 3C 273, y que el mismo
mecanismo de onda de choque.
5.3.1. Observaciones
Las observaciones fotopolarimétricas se realizaron en el NOT y en el telescopio de
1,25 m del Observatorio Astrofísico de Crimea4, en lo que entonces era todavía la
Unión Soviética, actualmente Ucrania. El fotopolarímetro empleado en el telescopio de
Crimea es exactamente igual al del NOT, descrito en el capítulo anterior.
Todas las observaciones se obtuvieron empleando un diafragma de 10″. Cada noche
se observó la misma estrella de comparación, «G» en la secuencia de Smith et al.
(1985), antes y después de 3C 273. También se observó al menos una estrella estándar
de polarización cada noche. La polarización instrumental del telescopio de Crimea,
calibrada mensualmente, es de ≈0,17%. Los errores en la polarización, tanto del
4En colaboración con los Dres. N.M. Shakhovskoy y Yu. S. Efimov.
162 Quásares de baja polarización
telecopio de Crimea como del NOT, están determinados casi enteramente mediante la
estadística fotónica. Los resultados en la tabla A.4 son los valores observados, no
corregidos de la baja relación señal-ruido debida al nivel de cero.
También observamos 3C 273 con una cámara CCD en el NOT. Esta cámara tiene un
chip Tektronix, con 500 500× píxeles útiles cada uno de los cuales cubre un ángulo
sólido de 0,2 0,2× segundos de arco. Esta configuración permite captar en la misma
imagen al quásar y a la estrella G. El sistema CCD posee también filtros BVRIZ que,
combinados con la respuesta del chip, corresponden a las bandas Johnson B, V, Gunn R,
I, y Z. Los resultados de estas observaciones también aparecen en la tabla A.4.
Los datos infrarrojos se obtuvieron con el Telescopio Carlos Sánchez (TCS), cuyas
características ya han sido explicados en el capítulo sobre las observaciones infrarrojas.
La apertura utilizada fue la habitual en este tipo de observaciones (15″). Todas las
medidas tomadas con el TCS se obtuvieron alternando entre la fuente y una posición de
referencia en el cielo, separada 25″, con una frecuencia de 8 Hz. Se utilizaron los filtros
JHK cuyas respuestas son próximas a las «estándar». Cada noche, se observó la misma
estrella (BS4883) antes y después de 3C 273, y cada 1,5 ó 2 h durante las
observaciones. En cada observación de la estrella se rencentró la apertura, por lo que el
error introducido por el desplazamiento de la misma (<2″) es negligible. Además, estas
frecuentes observaciones de la estrella sirvieron para determinar la estabilidad
fotométrica de la noche. Las demás estrellas observadas perimitieron la precisa
determinación del punto cero fotométrico para cada noche. En la tabla 5.6 puede verse
un resumen de las observaciones en infrarrojo.
Las observaciones a 90 GHz se tomaron con el SEST5 (15 m). Para las
observaciones del continuo, el receptor estuvo en modo DSB (banda dual de
frecuencias) con intercambio de haz dual. Las temperaturas de ruido del receptor
estuvieron dentro del rango 185-215 K. El instrumento empleado fue un espetrómetro
5En colaboración con los Dres. L. Valtaoja y E. Valtaoja, del Observatorio de Tuorla
(Finalandia), y en uso del 10% del tiempo de este instrumento correspondiente aFinlandia.
Quásares de baja polarización 163
óptico-acústico, con un ancho de banda de 2 500× MHz. Durante la primera mitad de
1990, se observó 3C 273 tan frecuentemente como fue posible, con un seguimiento
aproximado de una o dos veces al mes, excepto a mediados de abril en que se
obtuvieron once días seguidos de observaciones a 90 ó a 230 GHz.
Tabla 5.6. Resumen de la fotometría infrarroja de 3C273 durante y después de la erupción óptica en 1990.
Fecha J H K
1990 05 26,91 11,51 0,05 10,68 0,03 9,65 0,02
1990 06 22,9 11,55 0,10 10,52 0,07 9,43 0,02
1990 06 22,9 9,44 0,02
1990 06 23,9 11,34 0,11 10,47 0,06 9,46 0,03
1990 06 23,9 10,54 0,06 9,54 0,04
5.3.2. Resultados
Los flujos de las medidas en las bandas ópticas e infrarrojas se calcularon usando la
calibración dada por Mead et al. (1990), y se muestran en la tabla 5.7. La curva de luz
de 3C 273 en 1990 puede verse en la figura 5.8(a). Las magnitudes en 1989 fueron
parecidas a los valores medios observados por Courvoisier et al. (1988) en el período
1984-1986. A principios de 1990 se apreció una actividad eruptiva en la región óptica.
Esta actividad podría tratarse tanto de de una sola erupción con cierta estructura o bien
de dos erupciones separadas: una en marzo y otra en mayo de 1990. Durante las
erupciones, 3C 273 aumento su brillo en unas 0,3 mag en la banda V.
Las observaciones infrarrojas comenzaron el 26 de mayo durante lo que puede haber
sido la segunda erupción. El flujo infrarrojo fue unas 0,2 mag más brillante que los
valores medios entre los años 1984 y 1986 medidos por Courvoisier et al. (1988). A
finales de junio, 3C 273 había aumentado su brillo cerca de 0,2 mag en las bandas K, H
y J. Este aumento de luminosidad en las bandas infrarrojas parece que tiene su causa en
el mismo mecanismo que produjo la erupción en el óptico, pero no puede confirmarse
164 Quásares de baja polarización
ya que, desafortunadamente, no pudimos seguir la evolución de la erupción óptica
después de mayo.
Tabla 5.7. Flujos del continuo de 3C 273 (mJy)
Fecha U B V R I J H K
1989 02 10 21,9 23,1 22,9 25,9 21,6
1989 03 15 19,5 21,0 23,5 26,7 29,5
1989 04 04 18,8 21,6 24,5 28,1 31,5
1989 05 19 23,9 22,0 21,5 22,9 28,7
1990 01 05 23,2 21,0 22,5 22,7 27,2
1990 01 30 19,8 21,7 24,4 28,2 30,7
1990 02 24 20,3 21,8 23,1 27,0 28,0
1990 03 02 22,2 22,8 23,2 23,4 26,7
1990 03 03 22,6 22,6 24,1 20,9 27,9
1990 03 05 23,9 24,5 25,2 24,2 29,3
1990 03 07 31,2 29,5 28,1 31,1 38,6
1990 03 21 21,8 23,5 25,3
1990 03 22 20,3 22,2 25,0
1990 04 26 22,6 28,6 30,6 35,1 36,9
1990 05 12 26,4 25,7 27,6 27,3 33,0
1990 05 20 26,9 26,2 28,1
1990 05 21 27,9 26,6 28,4 27,8 33,6
1990 05 22 28,7 27,9 29,2 29,0 35,5
1990 05 26 41,83 60,45 101,39
1990 05 28 19,8 26,1 24,5 33,3
1990 06 22 43,40 70,05 117,49
1990 06 23 50,99 72,68 108,14
Nota. Los errores medios en los flujo son 0,2 (U,B), 0,4 (V) y 0,5 (R,I).
Quásares de baja polarización 165
a
b
c26/4/1990
d
Figura 5.8. (a) Flujo total de 3C 273 en la banda U desde el principio de 1990 hastael 22 de mayo del mismo año. (b) Flujo polarizado en la banda U. (c) La FDP en lapolarización óptica expresada como la razón entre los grados de polarización en lasbandas U e I. (d) El flujo en radio a 90 GHz.
166 Quásares de baja polarización
En la noche del 26 al 27 de mayo, observamos 3C 273 durante cerca de 4 h en la
banda K. La curva de luz obtenida muestra un aumento de brillo de 0,15 mag durante el
período de seguimiento (fig. 5.9), con un error medio para cada observación de
≈ 0 015, mag. La noche fue fotométricamente estable, como pone de manifiesto las
cuatro observaciones de la estrella BS 4883 tomadas antes, durante y después de las
observaciones de 3C 273, sobre un rango de 1,000 a 1,832 masas de aire; las
desviaciones respecto a la línea de regresión de las magnitudes instrumentales frente a
las masas de aire son, en promedio, de 0,004 mag. La extinción durante la noche fue
EJ = 0 084, mag/ma, EH = 0 063, mag/ma, y Ek = 0 112, mag/ma (ma=masa de aire).
Las variaciones observadas son significativas al nivel del 0,1%, y resultan demasiado
grandes para ser simplemente parte de la erupción, indicando, por el contrario, la
presencia de variabilidad rápida superpuesta a la erupción. Puede apreciarse también
una evidencia marginal de la existencia de una estructura fina en la curva de luz. El
decaimiento al final del seguimiento es dudoso, ya que puede ser debido a problemas de
centrado causado por la refracción diferencial cuando las masas de aire son grandes
(2,36 ma para la última observación), que provoca que la imagen infrarroja esté
desplazada respecto a la imagen en el visible, que es la que se usa en el guiado.
El flujo de 3C 273 a 90 GHz, medido en el SEST, disminuyó lentamente durante los
tres primeros meses de 1990 [fig. 5.8(d)]. El 7 de abril el flujo comenzó a aumentar
progresivamente desde 13 Jy en marzo a 32 Jy a finales de junio. En este momento
parece que se alcanzó el máximo de la erupción a 90 GHz, aunque los flujos siguieron
aumentando a 22 y 37 GHz, según los datos conseguidos con el radiotelescopio de
Metsähovi (Teräsranta et al. 1992).
Quásares de baja polarización 167
Figura 5.9. Curva de luz en la banda K durante el 26 de mayo de 1990.
La figura 5.10 muestra un ejemplo de las observaciones casi simultáneas de los
espectros óptico e infrarrojo, obtenidas en el NOT y en el TCS. La estructura del
espectro es típica de 3C 273: un índice espectral α ≈ 1,5 (S∝ −ν α) en el infrarrojo y
α ≈ 0,2 en el óptico. Courvoisier et al. (1987) han explicado este tipo de espectro
óptico como una combinación de un espectro de ley de potencias con α ≈ 1,76, y un
cuerpo negro a temperatura T ≈ 16200 K. Parece que el espectro óptico tiene una
tendencia a aplanarse durante las erupciones. Si las variaciones del flujo se debieran a
cambios en la pendiente de la componente en forma de ley de potencias, el espectro
óptico debería más bien aumentar su pendiente al incrementarse el flujo. Esta
contradicción puede resolverse si se considera la existencia de otra componente, con un
espectro más plano, responsable del aumento de brillo.
168 Quásares de baja polarización
Figura 5.10. El espectro de 3C 273 desde el óptico hasta el infrarrojo. Los datos eninfrarrojo son del 26 de mayo y los del óptico del 22 de mayo.
5.3.3. Polarización
Durante la mayor parte del tiempo que duraron las observaciones, el grado de
polarización, P, estuvo por debajo del 1%, como es normal en 3C 273 (Impey et al.
1989), con variaciones marginales. El aumento de la polarización ya era visible el 26 de
abril, cuando los flujos polarizados en longitudes de onda más cortas eran mayores que
las medias de las seis medidas tomadas en marzo: Spol U, , ,= ±0 21 0 01 mJy(media de
marzo 0,06 mJy), Spol B, , ,= ±0 13 0 01 mJy (marzo 0,09 mJy), y Spol V, , ,= ±0 12 0 01 mJy
(marzo 0,08 mJy). El 12 de mayo de 1990, el grado de polarización aumentó
claramente en todas las bandas y, diez días después, estaba por encima del 1,5% en la
banda I.
En la figura 5.8(b) se muestra el comportamiento del flujo polarizado en la banda U
durante 1990. Los errores en el flujo polarizado son debidos, casi enteramente, a los
errores en el grado de polarización, siendo el error relativo medio del grado de
Quásares de baja polarización 169
polarización en U: 6,0/)( =UU PPσ (esto es, en muchas ocasiones no pudo detectarse
polarización, o se detectó en unas bandas sí y en otras no; cf. tabla A.4).
Como se muestra en las figuras 5.8a-b-d, el aumento en el grado de polarización
coincidió con las erupciones en óptico y en radio. En conjunto, hay muy pocas
observaciones de 3C 273 en las que el grado de polarización es mayor que el 1%. Todas
estas observaciones coinciden con el principio de la erupción en radio: Impey et al.
(1989) en marzo de 1984, Courvoisier et al. (1988) en febrero de 1988, y las obtenidas
por nosotros en mayo de 1990. En la siguiente subsección se compara detalladamente
los datos en radio y en óptico.
Si se considera solamente nuestros datos, el grado de polarización no parece
correlacionado con otras magnitudes. Pero utilizando todas las observaciones
simultáneas en varias bandas de 3C 273 (Courvoisier et al. 1988; Impey et al. 1989;
Valtaoja et al. 1990, y nuestros datos), se encuentra una correlación entre el grado de
polarización y el flujo total. En la figura 5.11 se muestra el grado de polarización en la
banda U frente al logaritmo del flujo total. Aunque la dispersión es grande, las mayores
polarizaciones tienden a producirse cuando la fuente es más brillante. El coeficiente de
correlación de Spearman para estos datos es 0,4182, bastante mayor que el valor crítico
al nivel del 1% (dos colas) que es 0,3822. Lo más correcto, sin embargo, es considerar
sólo los datos a partir de cierto valor del flujo en que realmente se detecte polarización.
Efectivamente, en la sección anterior ya se comentó la relación entre la detección de
polarización y el brillo de la fuente, y en este apartado, el hecho de que muchas veces
no llegamos a detectar polarización en 3C 273. Inspeccionando la figura 5.11 podemos
establecer un valor mínimo del logaritmo del flujo en U a partir del cual detectamos
polarización: 4.1)log( , ≥mJyUF . Tomando, entonces, este límite, la correlación entre el
flujo y el grado de polarización en la banda U es evidente. Prescindiendo de un valor
excepcionalmente bajo del grado de polarización (≈0,1%) en este subconjunto de datos,
el coeficiente de correlación de Spearman toma el valor de 0,6996, siendo 0,5751 el
valor crítico correspondiente al nivel del 1%.
170 Quásares de baja polarización
Definiendo la intensidad de la FDP como la razón )(/)( IPUP , el nivel normal de
FDP en 3C 273 está alrededor de 0,3 (Valtaoja et al. 1990), que significa que el grado
de polarización disminuye hacia longitudes de onda cortas. Esta dependencia puede
verse cuando 3C 273 está en un estado de reposo y los flujos polarizado alcanzan sus
niveles mínimos, por lo que, en el marco del modelo de Valtaoja et al. (1990), sería
debida a la polarización de las componentes no variables. Valtaoja et al. (1990)
atribuyeron esta polarización habitual en este quásar a la contaminación de la
componente polarizada del jet sincrotrón por el flujo proveniente de un disco de
acreción no polarizado. Sin embargo, la intensidad de la FDP cambia de una
observación a otra, tomando valores en el rango 0,3 a 2,1 en nuestras observaciones,
con su valor máximo alcanzado justo al principio de la erupción. Los valores de
)(/)( IPUP de cada noche se muestran en la figura 5.8(c).
Log flujo U (mJy)
Figura 5.11. Grado de polarización frente a flujo total en la banda U. Datos deCourvoisier & (1988), Impey & (1989), Valtaoja & (1990), y este capítulo. Losgrados de polarización más altos ocurren cuando el brillo de la fuente es mayor. Lalínea a trazos indica esta tendencia, que se pierde a partir del valor 1,4 para ellogaritmo del flujo, debido a que a partir de ese punto los valores del grado depolarización se confunden con sus errores.
Según Impey et al. (1989), cuando la polarización es grande, el grado de
polarización a longitudes de onda cortas disminuye [ ]1)(/)( <IPUP , pero esta
Quásares de baja polarización 171
correlación desaparece si utilizamos todos los datos obtenidos hasta ahora (fig. 5.12).
Sin embargo, sí parece existir una tendencia en el sentido que, en polarizaciones
intermedias %)8,04,0( −≈P , el grado de polarización decrece con mayor ímpetu a
longitudes de onda más largas (esto es, el valor de la FDP aumenta). Aunque el número
de datos es demasiado escaso para obtener una conclusión definitiva sobre este hecho,
es interesante el hecho de que este comportamiento de la FDP es el que se esperaría en
el modelo de choque creciente, que se discutirá en el siguiente apartado.
Figura 5.12. Dependencia del grado de polarización con la frecuencia (FDP) en elóptico frente a la polarización en la banda U. P U P I( ) ( ) es la razón entre losgrados de polarización en las bandas U e I y constituye una forma de medir laFDP. En los niveles de polarización más altos y más bajos, el grado depolarización disminuye en las longitudes de onda más cortas, mientras que en losniveles de polarización intermedios, el grado de polarización tiende a disminuir enlas longitudes de onda más largas. Para dibujar esta figura, se ha utilizado los datosobtenidos por Impey et al. (1989), Valtaoja et al. (1990), Courvoisier et al. (1988)y nuestras propias observaciones.
En general, los ángulos de polarización se mantuvieron constantes durante el período
de observaciones, alrededor de 60 15o o± . Durante la mayor parte del tiempo, el ángulo
de polarización no mostró dependencia respecto a la longitud de onda. Sólo en dos
observaciones en febrero y marzo de 1989, y en otras dos a finales de mayo de 1990,
172 Quásares de baja polarización
durante la erupción, hubo una clara FDPA. Es de destacar que, durante las
observaciones de mayo de 1990, el ángulo de polarización alcanzó unos valores
inusualmente pequeños, entre 10° y 30°. La aparición de FDPA cerca del máximo de la
erupción parece indicar la presencia de al menos dos componentes sincrotrón con flujos
polarizados parecidos en aquel momento.
5.3.4. La conexión entre la variabilidad en radio y la polarización en el óptico
Valtaoja et al. (1991) compararon la polarización en el óptico con los flujos
obtenidos simultáneamente de cuatro blázares. En sus conclusiones, ponían de
manifiesto que sus observaciones eran compatibles con la existencia de una cola de altas
frecuencias en los mismos choques que causan la variabilidad en radio. Esta cola de
altas frecuencias determinaría el comportamiento de la polarización en el rango óptico.
Para comprobar si el mismo mecanismo es también válido para los quásares de baja
polarización, en particular 3C 273, hicimos comparaciones similares entre los datos en
radio a 22 y a 37 GHz, obtenidos con el radiotelescopio de Metsähovi (Teräsranta y
Tornikoski 1991, comunicación privada). En conjunto, tenemos datos de polarización
óptica multibanda de 3C 273 durante cuatro erupciones en radio diferentes (Courvoisier
et al. 1988; Impey et al. 1989; Valtaoja et al. 1990; y los datos de este capítulo). Estas
erupciones empezaron en 1984, 1986, 1988 y 1990. Los datos en el rango óptico
cubren, desgraciadamente, sólo una pequeña parte de cada una de las erupciones en
radio.
Una parte de nuestros datos de polarización en el óptico coinciden con un
seguimiento a 90 GHz muy completo de la erupción en radio que empezó a principios
de abril de 1990, lo que nos proporciona una información muy valiosa para poner a
prueba el modelo de Valtaoja et al. (1990). Estos datos se muestran en la figura 5.8. Al
comienzo de las erupciones en radio y en óptico, la polarización también aumentó. Por
otra parte, la FDP, que en el estado de reposo tiene un valor típico ≈0,3 ( ))()( IPUP < ,
aumentó hasta 2,1 ( ))()( IPUP > , volviendo después a su valor normal, aunque el
grado de polarización medio siguió aumentando. Este comportamiento es similar al
Quásares de baja polarización 173
mostrado en la figura 5.12: al aumentar el grado de polarización, la FDP alcanza un
valor máximo y después vuelve a disminuir. Este efecto sobre la FDP en el rango óptico
se puede explicar mediante la aparición de una onda de choque causante de una nueva
erupción en radio. La mayor polarización intrínseca de la radiación de la onda de
choque causaría un rápido aumento del grado de polarización, y puesto que esta
radiación tiene inicialmente un espectro más plano que la del jet, la FDP [medida como
la razón P U P I( ) ( ) ], también aumentaría primero al aumentar la polarización.
Posteriormente, al aumentar la pendiente del espectro del choque, la FDP comenzaría a
decrecer, aunque tanto el flujo óptico como la polarización media seguirían aumentando
ya que las pérdidas de energía aún no habrían llegado a extinguir la onda de choque en
el óptico.
22-05-9012-05-9026-04-90Marzo-90
Figura 5.13. Los espectros polarizados, correspondientes a las observaciones deMarzo de 1990 (media de las observaciones), 26 de abril, y 12 y 22 de mayo,muestran el aumento y la pronunciación del espectro óptico debida a la nuevaerupción.
Alternativamente, puede seguirse la evolución de la erupción a través de las
variaciones del flujo polarizado. Si el flujo polarizado variable tiene su origen en una
sola componente sincrotrón, sus variaciones seguirían las del flujo total de esa
174 Quásares de baja polarización
componente. En la figura 5.13 pueden verse los espectros polarizados correspondientes
a la media de las observaciones de Marzo de 1990 (antes de la erupción), 26 de abril, y
12 y 22 de mayo (nótese que aunque el flujo total en marzo tuvo claras variaciones, el
flujo polarizado varió mucho menos, lo que es una indicación de que la mayor parte de
las variaciones del flujo tuvieron lugar en la componente no polarizada). En marzo,
probablemente la componente del flujo polarizado más visible es la misma que en el
estado de reposo del quásar. El 26 de abril el flujo polarizado en longitudes de onda
cortas ya había empezado a aumentar con lo cual la razón P U P I( ) ( ) , que empleamos
para medir la FDP, se hizo mayor. El grado de polarización siguió aumentando en
conjunto, pero como al mismo tiempo aumentó la pendiente del espectro (12 y 22 de
mayo), la razón P U P I( ) ( ) disminuyó.
Si se asume que, en marzo, la mayor parte del flujo polarizado proviene de la
componente no variable del jet, la substracción del espectro medio de marzo al del 12
de mayo, indica que el índice espectral del flujo polarizado y del flujo total ha
aumentado su pendiente hasta ≈-1,3, cuando en marzo era ≈-1,0. Después, mientras la
componente de choque seguía creciendo, su pendiente y, cabe suponer, también la de su
espectro polarizado se fueron acentuando, mientras el valor de P U P I( ) ( ) debía
disminuir hasta el nivel en reposo (≈0,3), o incluso aún más, pero la falta de
observaciones en el óptico impide la confirmación de estas suposiciones. Sin embargo,
los datos existentes apuntan a que la erupción en el óptico, caracterizada tanto por el
aumento del flujo total como de la polarización, estaba relacionada con la evolución del
choque en radio.
Las anteriores erupciones durante los años ochenta proporcionan un soporte
adicional al modelo. Courvoisier et al. (1988) observaron a 37 GHz un comportamiento
similar en la erupción en radio a principios de 1988: primero un aumento grande de la
polarización, con aumento también en el flujo en el espectro óptico y aumento
progresivo de la FDP hasta invertirse [pasar de P U P I( ) ( )< a P U P I( ) ( )> ]. El
aumento de flujo en radio en 1986 empezó con la FDP disminuyendo enérgicamente
hacia longitudes de onda mayores (Impey et al. 1989), pero la magnitud de los errores
Quásares de baja polarización 175
de los datos ópticos de este período impiden extraer más conclusiones. La erupción en
radio en 1984 tiene un cubrimiento parcial a longitudes de onda ópticas, aunque
también se aprecia la existencia de una erupción en esta banda. Impey et al. (1989)
midieron algunas de los escasos valores grandes de la polarización de 3C 273 (P>1%)
en lo que parece ser el principio de esta erupción en radio.
En conjunto, parece que los elevados valores del grado de polarización e inusuales
medidas de la FDP (en el caso de 3C 273, el grado de polarización decreciendo hacia
longitudes de onda largas) coinciden con los inicios de las erupciones en radio. Sin
embargo, los datos disponibles son bastante fragmentarios, y una confirmación del
modelo de choque para los aumentos de la polarización óptica en 3C 273 (y en los
blázares) necesita un seguimiento simultáneo en altas frecuencias en radio y de la
polarización en el óptico.
Figura 5.14. Relación entre el valor del campo magnético (en Gauss) y el tiempo(en días) para el decaimiento de la radiación en la banda V, supuesto un ángulo de30° entre la trayectoria de los electrones y nuestra línea de visión. El tiempo serefiere al sistema de referencia en reposo.
Particularmente, las fases iniciales de las erupciónes en el óptico, cuando aparece el
espectro plano debido al choque y las variaciones en la FDP son mayores, tienen una
duración escasa, debido a que los tiempos de vida de los electrones que emiten en
176 Quásares de baja polarización
longitudes de onda ópticas son de unos pocos días (la ecuación que relaciona el campo
magnético, la frecuencia de corte al cabo de un tiempo dado, el ángulo entre la
trayectoria de los electrones y la dirección al observador, se ha presentado en el capítulo
2). La figura 5.14 muestra el tiempo de duración de la erupción en la banda V, para un
valor de 0,5 para el seno del ángulo θ que forman la trayectoria de los electrones y la
dirección al observador (esto es, θ=30°). En nuestro caso, la observación del 26 de abril
es la única que cumple las condiciones de espectro plano y variaciones grandes en la
FDP, y es nuestra opinión que coincide con esta fase pasajera. La coincidencia de
nuestro mayor valor observado de la FDP (fig. 5.8c), con el principio de la erupción,
parece confirmar el modelo, pero solamente con un buen seguimiento polarimétrico
podría conocerse la significación estadística de los resultados de este tipo de
observaciones.
5.3.5. Polarización de las componentes variables en radio y óptico
El quásar 3C 273 es uno de los pocos que tienen un jet en el rango óptico. Este jet es
visible entre 12″ y 21″ desde el núcleo. Debido a la similitud de las estructuras de los
mapas de polarización en óptico y en radio en el jet, se cree que las emisiones en ambos
regímenes se deben a los mismos mecanismos, identificados como procesos sincrotrón
(Scarrot y Warre-Smith 1987; Fraix-Burnet y Nieto 1988; Scarrot y Ralph 1989). En el
núcleo no se puede hacer una comparación similar, ya que no es posible hacer un mapa
óptico del mismo por falta de resolución espacial, e incluso la resolución del VLBI es
un tanto pobre (los mapas muestran principalmente la polarización en los brotes -en
inglés, knots-, que probablemente sean restos de antiguos choques en el jet del tamaño
de 10-3 segundos de arco). Por tanto, no está todavía claro que la polarización óptica en
el núcleo de 3C 273 sea debida también a la radiación sincrotrón, ni hasta qué punto es
cierto que los flujos variables del núcleo puedan originarse a partir de una sola
componente.
Los ángulos de polarización en óptico y en radio de 3C 273 parecen variar poco y
son perpendiculares entre sí. En el estado de baja actividad del quásar, el ángulo de
Quásares de baja polarización 177
polarización típico a 14,5 GHz es de unos 150° (Aller et al. 1985), mientras que el
ángulo de polarización en el óptico es de unos 60°. Dado que el ángulo del jet es de
unos -130°, la polarización en radio puede entenderse como debida a un campo
magnético que se extiende a lo largo del jet no variable y es aproximadamente paralelo
al eje del jet (fig. 5.15). El bajo nivel del grado de polarización en radio indica que el
campo magnético es bastante turbulento, con una componente pequeña resultante a lo
largo del eje6.
PA
B
PA
BO,Q
JET
R,Q
CHOQUE
R,S O,SPA = PA
Figura 5.15. Representación esquemática de 3C 273. Las flechas gruesas muestranla dirección del campo magnético resultante en el jet no variable y en el choqueresponsable de la erupción en radio y en óptico. Las flechas delgadas indican losvectores de polarización observados debidos a la emisión sincrotrón en radio porparte del jet (PAR,Q) y del choque (PAR,S), para la emisión óptica del mismochoque (PAO,S), y para la componente de emisión óptica no variable (PAO,S). Elorigen de esta última emisión no está determinado.
En radio, las variaciones de flujo y el grado de polarización anticorrelacionan (Aller
et al. 1985; y comunicación privada). Para producir esta anticorrelación, las
componentes del jet y del choque deben tener densidades de flujo polarizado similares y
6Aquí se asume que la fuente a 14,5 GHz es ópticamente delgada. Aunque las nuevas
componentes de choque en radio son autoabsorbidas, la comparación entre lasvariaciones del flujo a 14,5 GHz con las que tienen lugar a 22 y a 37 GHz, indica que laautoabsorción empieza, por lo general, por debajo de 14,5 GHz.
178 Quásares de baja polarización
ser aproximadamente perpendiculares entre sí7. En este caso, la aparición de la onda de
choque en radio hace aumentar el flujo total, mientras que la polarización disminuye al
cancelarse parte de la polarización debida a la componente del jet. El ángulo de
polarización permanece constante duante este proceso, tal y como se observa. Por tanto,
el ángulo de polarización de la componente variable en radio debe ser ≈60°, lo que
significa que el campo magnético es perpendicular al jet; justo el resultado que se
espera de la compresión por una onda de choque de un campo magnético desordenado.
La interpretación de los mapas del núcleo de 3C 273, obtenidos con el VLBI (por
ejemplo, Wardle et al. 1990) es algo ambigua, y la frecuencia de las observaciones
(5 GHz) tampoco ayuda a hacer comparaciones. No obstante, parece que haya dos
componentes con polarizaciones casi ortogonales, correspondientes a campos
magnéticos aproximadamente paralelo y perpendicular a la dirección del jet.
Al contrario de lo que ocurre en radio, la polarización y flujo total en el óptico
muestran una correlación positiva al nivel de significación del 1% (cf. fig.5.11). Para
explicar esta correlación, el ángulo de polarización de la componente óptica polarizada
y variable debe ser similar al de la componente no variable (≈60°). Si la componente
variable es de origen sincrotrón, entonces el campo magnético es perpendicular al eje
del jet8. Aunque las razones expuestas no resultan concluyentes, la interpretación que
damos es que los campos magnéticos relacionados con las componentes variables en
radio y en el óptico, tienen la misma orientación.
A partir de este resultado, pueden estimarse independientemente los grados de
polarización intrínsecos de las componentes radio y óptica a partir de las observaciones
respectivas en ambos regímenes. Si ambas componentes variables se originan en la
misma región del espacio, como pretende el modelo de Valtaoja et al. (1991), los
valores del grado de polarización intrínseco derivados independientemente de los datos
7Quian et al. (1991) explicaron las propiedades cualitativas del quásar 0917+164
mediante un modelo similar.8Nótese que no está definido el origen de la componente óptica no variable, pero que
esto no afecta la argumentación, ya que sólo estamos considerando la componentevariable.
Quásares de baja polarización 179
en el óptico y en radio, así como el ángulo de polarización de la componente de choque,
deberían coincidir, dentro de los errores de las observaciones y de todas las
simplificaciones asumidas en el modelo.
A partir de los menores flujos observados, estimamos los flujos de la componente no
variable del jet en la banda óptica U (20 mJy) y en radio a 14,5 GHz (25 Jy), con grados
de polarización 0,2% y 6%, respectivamente. Primero se obtienen los flujos de las
componentes variables en los dos rangos espectrales a partir de los flujos totales
observados. Luego, se calculan los grados de polarización a partir de los valores
observados para los mismos y de la ecuación (Holmes et al. 1984) que describe la
polarización resultante de combinar dos fuentes sincrotrón:
( )212
12212
1222
212
212211
212211
1
)2cos()(2)(
)2cos()2cos(
)2sen()2sen()2tan(
II
�IIppIIppp
QIIpQp
QIIpQpQ
+⋅++=
⋅⋅+⋅⋅⋅+⋅=
Debido a que la precisión de los datos no es suficiente como para permitir calcular
simultáneamente los valores intrínsecos del grado y de la diferencia entre los ángulos de
polarización entre las componentes estable y no variables, imponemos la condición de
que estas diferencias sean de 90° en radio y de 0° en el óptico, de acuerdo con las
consideraciones discutidas anteriormente.
Así, hemos podido comparar los datos correspondientes a dos erupciones en radio:
las que empezaron a mediados de 1986 y la de 1988. Los datos polarimétricos en el
óptico de la primera erupción (cinco observaciones) dan un resultado de 3 1 1 0, % , %±
para el grado de polarización de la componente de choque, mientras que de los datos en
radio obtenemos 2 1 0 6, % , %± . Para la erupción de 1988, el resultado en el óptico (dos
observaciones) es de 0 8 0 4, % , %± y en radio (cinco observaciones) 1 7 0 2, % , %± .
Existe pues un acuerdo, si bien en grosso modo, entre los resultados en radio y en el
óptico, que apoya la suposición de que los flujos variables en ambos regímenes tienen
su origen en la misma región del espacio, y que la misma onda de choque que origina
180 Quásares de baja polarización
las variaciones de flujo en radio, da lugar al comportamiento de la polarización
observado en el óptico.
5.4. Conclusiones
Hemos observado una muestra de 20 quásares de baja polarización (<3%) con el
NOT, detectando polarización en todas las fuentes de la muestra con brillo superior a
V=14,5 (en total, 7 objetos). Por debajo de este brillo, sólo detectamos polarización en 4
de 13 objetos. Además, hallamos que el número de detecciones es estadísticamente
similar en todas las bandas excepto en I, en la que las detecciones son muy escasas.
Cuando se tiene en consideración que el número de detecciones no muestra una
progresión entre los demás filtros, y que en un objeto (3C 273) hemos detectado mayor
polarización a longitudes de onda largas mediante otro instrumento (v. capítulo 6), se
llega a la conclusión de que, por un motivo probablemente instrumental, la banda I en el
fotopolarímetro del NOT es menos sensible a la detección de polarización.
No encontramos diferencias entre la detección de polarización en objetos en razón de
su esmisión en radio y, sólo al considerar todos los objetos de la muestra, encontramos
un exceso de detecciones en los objetos emisores en rayos X respecto a los no emisores.
Sin embargo, en este caso, no se tiene en cuenta el efecto del brillo de la fuente, por lo
que el resultado es poco fiable. La polarización media de los 11 objetos en los que se ha
detectado polarización es 0,86%, independientemente de su emisión en radio o en
rayos X.
Hemos hallado variaciones de flujo en Markarian 205 y PG 1351+640 entre
observaciones separadas por un intervalo de 17 meses, coincidiendo en este sentido con
las variaciones detectadas por Cimatti et al. (1993) sobre una muestra mucho más
amplia. En PG 1351+640 detectamos variaciones de hasta 22° en el ángulo de
polarización entre observaciones realizadas en noches consecutivas. En un objeto,
PG 1008+133, detectamos claramente FDPA, con una variación neta de 46° entre las
bandas R y B.
Quásares de baja polarización 181
Entre 1989 y 1990 hemos observado el quásar 3C 273 en períodos de calma y de
actividad. El aumento de brillo en el óptico e infrarrojo y el aumento de emisión
polarizada en el óptico coinciden con el comienzo de una gran erupción en radio,
seguida a 90 GHz. Las variaciones de brillo en el óptico, infrarrojo y del flujo en radio,
así como de la polarización en el óptico, tuvieron lugar de acuerdo con un modelo
según el cual las variaciones son debidas a radiación a altas frecuencias emitida desde
una creciente onda de choque en radio, en un medio ópticamente delgado (Valtaoja
et al. 1991).
A partir de todas las observaciones polarimétricas en el óptico que nos ha sido
posible conseguír de 3C 273, hallamos una posible correlación entre el flujo total en el
óptico y el grado de polarización, tal como predice el modelo. Midiendo la intensidad y
el sentido de la FDP en el óptico mediante la razón )()( IPUP , encontramos una
tendencia a que los mayores valores de esta razón en 3C 273 tienen lugar a niveles de
polarización intermedios (0,4%-0,8%). Estos valores se alcanzan, según el modelo, en
los primeros estadios de formación del choque, antes de que el espectro del mismo
empiece a ser más pronunciado en el óptico. Finalmente, la comparación entre todos los
datos disponibles de polarización en el óptico con el seguimiento en radio a altas
frecuencias muestra que los aumentos en la polarización tienden a asociarse con las
primeras etapas de las erupciones en radio, como predice el modelo de onda de choque.
Durante los períodos de calma, la polarización en el rango centimétrico en radio
mantiene un ángulo de ≈150°, lo que indica que el campo magnético y el eje del jet son
paralelos. El flujo en radio y la polarización anticorrelacionan, lo que se explica
mediante una componente variable, asociada a la onda de choque), cuyo campo
magnético es perpendicular al eje del jet, con un ángulo de polarización resultante de ≈
60°. Por el contrario, el flujo en el óptico y el grado de polarización se correlacionan, lo
cual se explica si los ángulos de polarización tanto de la componente no variable como
de la variable son ≈60°. El cálculo de los grados de polarización intrínsecos de las
componentes variables en radio y en óptico obtenidos a partir de los datos de dos
erupciones muestra que son similares (≈2,5% en 1986 y ≈1,5% en 1988). Por tanto, las
182 Quásares de baja polarización
componentes variables en radio y en óptico tienen, dentro de sus errores, el mismo
grado y ángulo de polarización y, dado que también varían simultáneamente,
probablemente tienen el mismo origen espacial y provienen de la misma onda de
choque en el jet.
El modelo de onda de choque fue desarrollado en principio para explicar la
dependencia observada entre las variaciones en el óptico y en radio en blázares
(Valtaoja et al. 1989, 1991a). Las observaciones presentadas en este capítulo, cubriendo
el óptico, infrarrojo y radio, del quásar de baja polarización 3C 273, pueden explicarse
con este mismo modelo. Esto indica que los mecanismos básicos de emisión en 3C 273
pueden ser similares a los de los blázares, aunque en el rango óptico se ven muy
diluidos por la componente de luz ordinaria en los quásares. En definitiva, queda
reforzada la suposición de que hay un miniblázar oculto en 3C 273, por lo que este
objeto se constituye en un importante candidato como caso límite entre quásares de
ordinarios y de alta polarización, de acuerdo con los modelos unificados de núcleos
activos.