Notícias
Laboratório Nacional de Astrofísica, junho de 2024
Sondar buracos negros em quasares distantes com mapeamento de reverberação fotométrica torna-se 150 vezes mais rápido!
Um estudo publicado hoje no The Astrophysical Journal Letters demonstra uma nova abordagem para inferir as massas dos buracos negros de núcleos galácticos ativos distantes (AGN) que hospedam buracos negros supermassivos (SMBHs). A equipe de pesquisa aplicou o mapeamento de reverberação fotométrica ou técnica PRM, em combinação com a potência e a eficiência de pequenos telescópios terrestres equipados com filtros de banda estreita e média. Essa abordagem reduz enormemente o tempo de observação em até 150 vezes mais rápido do que os métodos tradicionais! O estudo foi liderado pelo Dr. Swayamtrupta Panda, pesquisador de pós-doutoramento e bolsista PCI do Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA/MCTI), e pelo Dr. Francisco Pozo Nunez, investigador associado do Heidelberg Institute for Theoretical Studies (HITS).
Ao estudar a relação entre o tamanho do disco de acreção (AD) e a luminosidade, pode-se inferir o tamanho da região de linha larga (BLR), que é crucial para a estimativa da massa do buraco negro. Com esta técnica, temos agora o potencial de descobrir tamanhos de regiões emissoras de linhas através de PRM contínuo para dezenas de centenas de AGN - e medir massas de buracos negros para todos eles! A equipe de investigação demonstrou o desempenho da sua nova abordagem utilizando simulações do telescópio La Silla de 2,2 metros do ESO com filtros Wide Field Imager (WFI), como mostrado na Figura 1, o que lhes permitiu propor os fatores de escala para estimar as massas dos buracos negros com redshifts mais elevados do que cosmic noon.
Contexto:
O mapeamento de reverberação (RM) pode fornecer massas de buracos negros (BHM) para redshifts (z) abaixo de 0,2 usando a relação bem conhecida entre o tamanho da região da linha larga (BLR; Hβ centrado em 4861Å) e a luminosidade contínua AGN em 5100Å, também conhecida como relação RL (Bentz et al. 2013). Atualmente, temos uma população de mais de 200 AGNs próximas com tamanhos BLR usando a técnica RM com relação RL atualizada (Shen et al. 2024) e sua extrapolação permite a estimativa de BHM para quasares de alto z (Banados et al. 2018). A tentativa de preencher a relação RL com quasares em redshifts mais elevados é extremamente demorada e requer campanhas de cerca de uma década ou mais para detectar o atraso (Kaspi et al. 2021). Outra limitação do RM tradicional são as lacunas sazonais que limitam a precisão da medição do atraso, que se baseia na modelagem e interpolação das curvas de luz (Pozo Nunez et al. 2023).
Figura 1: Telescópio La Silla de 2,2 metros do ESO. (Inset) A montagem do telescópio com o Wide Field Imager (WFI), uma câmera do tipo redutor focal no foco Cassegrain e com um campo de visão de 34'x33', Nyquist amostrado em 0,238'' pixels excedendo qualquer outro instrumento do ESO em um fator de 2. Oferece excelente sensibilidade de 350 nm a infravermelho próximo, com mais de 40 filtros disponíveis simultaneamente, muitos deles especificamente selecionados para apoiar a determinação de redshifts fotométricos de objetos distantes. Crédito: Instituto Max Planck de Astronomia, Heidelberg, Alemanha.
Uma relação de luminosidade do tamanho do disco de acreção (AD) (AD-L) é uma alternativa mais eficiente. O tamanho do AD é derivado do intervalo de tempo entre as emissões contínuas de diferentes regiões do AD, semelhante ao cenário de reprocessamento no BLR, embora vindo de uma região muito mais próxima e compacta ao redor do SMBH. Esses atrasos contínuos podem ser medidos usando o método de mapeamento de reverberação fotométrica (PRM) (Haas et al. 2011, Pozo Nunez et al. 2012), que utiliza uma combinação de fotometria de banda larga, média e estreita. Através de uma pré-seleção cuidadosa de filtros, a abordagem PRM pode ser usada para medir os tamanhos do AD para um grande número de AGN através de redshifts (Pozo Nunez et al. 2017). Podemos então preencher a relação AD-L, testar a relação de escala entre os tamanhos de AD e BLR, estimar os tamanhos de BLR e, juntamente com o conhecimento da dispersão da velocidade da região emissora da espectroscopia, podemos calcular a massa dos SMBHs. No entanto, não está claro se esta relação e o fator de escala também se aplicam a quasares com desvios para o vermelho mais elevados. Para colocar isso em contexto, nos AGNs locais com região emissora de Hβ revelada, o RM tradicional leva de 100 a algumas centenas de dias, mesmo para os AGN mais luminosos. Em redshifts mais elevados, utiliza-se a informação do RM baseado em CIV, que leva cerca de 10-20 anos de monitoramento, devido ao redshift cosmológico, um efeito da expansão cósmica. A nova publicação liderada por uma equipe de pesquisadores do Brasil e da Alemanha tem agora as respostas para essa questão.
Com esta nova abordagem, os pesquisadores podem efetivamente fazer medições semelhantes dentro de alguns meses. A chave aqui é a medição dos tamanhos do disco de acreção (AD) que são nitidamente menores, permitindo, portanto, medições mais rápidas. Isto reduz enormemente o custo de realizar observações de uma década com o benefício adicional de usar telescópios menores da classe dos medidores equipados com filtros de banda estreita e média.
Estratégia de observação:
Atualmente estamos monitorando a amostra de quasares com alto desvio para o vermelho, como mostrado no painel direito da Figura 2, usando as bandas médias WFI do telescópio ESO/La Silla de 2,2 m, que estão estrategicamente posicionadas para evitar a contaminação das linhas de emissão nestes AGNs. Isso nos permite concentrar na verdadeira radiação intrínseca do disco de acreção. As bandas foram cuidadosamente selecionadas com base no redshift para medir atrasos de tempo entre regiões contínuas em torno de linhas proeminentes para quasares de alto redshift, por ex. Lyα, CIII] e CIV (um caso representativo é mostrado no painel esquerdo da Figura 3).
Figura 2: (Painel esquerdo:) Ilustração de uma galáxia ativa hospedando um buraco negro supermassivo e no centro e cercada por um disco de acreção irradiando grandes quantidades de energia e demonstrando a base da técnica de mapeamento de reverberação contínua. Crédito: Swayamtrupta Panda. (Painel direito:) O tamanho do BLR recuperado - relação de tamanho do disco de acréscimo. O coeficiente “β” = 2,22 (em escala logarítmica) implica que os tamanhos do BLR são ~ 165,96 vezes maiores que os tamanhos do disco de acreção emissor contínuo correspondente. Esta é a chave para reduzir drasticamente o tempo de observação com telescópios e obter medições precisas dos tamanhos dos discos de acreção, inferindo os tamanhos dos BLR e medindo assim as massas dos buracos negros para estes AGN localizados em redshifts mais elevados. Crédito: Figura 5 em Panda et al. (2024).
Simulações de curva de luz e afirmação da teoria padrão do disco:
O cálculo dos atrasos de tempo AD segue o cenário padrão de reprocessamento térmico, combinando aquecimento viscoso e irradiação externa de raios X. A temperatura do disco é proporcional à massa do buraco negro e à taxa de acréscimo de massa, influenciando a emissão contínua UV/óptica observada. Esta emissão é derivada da convolução da curva de luz de raios X com função de transferência, considerando o perfil de temperatura do disco. O atraso de tempo entre as emissões é modelado usando densidade espectral de potência consistente com as curvas de luz do quasar, e a contaminação da região de linha larga (BLR) e a extinção nuclear são minimizadas através da seleção eficiente de filtros fotométricos. O estudo estima os tamanhos da AD comparando atrasos em diferentes comprimentos de onda, ajustando relações lineares aos dados observacionais e considerando a contaminação e a vermelhidão intrínseca. A inclinação da relação tamanho-luminosidade do AD é consistente com a teoria da fotoionização, sugerindo uma dispersão menor em comparação com a relação tamanho-luminosidade do BLR, devido à menor contaminação dos componentes mencionados.
Mostramos nossa previsão teórica para o tamanho do AD medido por pares de emissões contínuas nas proximidades da linha de emissão CIV na Figura 3 (painel do meio). Combinando os esforços das observações, especialmente considerando a amostragem adequada e simulações numéricas, a equipe validou a dependência do tamanho do disco de acreção em função do comprimento de onda de acordo com a expectativa da teoria do disco padrão (painel direito da Figura 3).
Figura 3: (Painel Esquerdo:) Espectro de uma das fontes (CT286) da amostra estudada. A linha colorida mostra a transmissão dos filtros de banda média WFI, que foram convolvidos com a eficiência quântica da câmera. Os filtros rastreiam principalmente as variações contínuas livres das linhas de emissão AGN em torno das linhas de emissão proeminentes. (Painel do meio:) Distribuições recuperadas de atrasos de tempo para CT286 para a curva de luz dos diferentes pares de filtros de banda média. (Painel direito:) Espectro de atraso de tempo (linha preta) conforme previsto nas funções de transferência. Os círculos pretos representam os valores medianos das distribuições recuperadas. Mostramos os resultados para diferentes intervalos de amostragem usando símbolos diferentes: círculos preenchidos por 2 dias, círculos vazios por 3 dias e quadrados vazios por 5 dias, para destacar a importância da amostragem durante as observações. Crédito: Figuras 2 e 4 em Panda et al. (2024).
O uso de quasares como sondas cosmológicas teve um grande impulso
A cosmologia usando mapeamento de reverberação contínua de AGN envolve medir atrasos de tempo entre variações em diferentes comprimentos de onda de luz emitida pelo disco de acreção AGN para estimar seu tamanho, o que por sua vez ajuda a determinar a luminosidade e distância intrínsecas do AGN. Os quasares são adequados para atuar como sondas cosmológicas e ajudar a preencher a lacuna entre o Universo local e os indicadores de distância das primeiras épocas (Panda & Marziani, 2023). Este novo método fornece uma forma independente de medir distâncias cósmicas e contribuir para o cálculo da constante de Hubble, auxiliando na compreensão da taxa de expansão do universo.
Pesquisadores:
Esta pesquisa foi conduzida por uma colaboração internacional liderada pelos pesquisadores Dr. Swayamtrupta Panda, do LNA, e Dr. Francisco Pozo Nunez, do HITS, em colaboração com o Dr. Eduardo Banados do MPIA, e o Dr. Jochen Heidt da LSW/Universidade de Heidelberg. Mais detalhes sobre este trabalho podem ser encontrados no artigo científico, cujo link segue abaixo. Outros links e referências a todas as publicações utilizadas neste trabalho estão no final deste artigo.
A pesquisa do Dr. Swayamtrupta Panda é apoiada pela bolsa 301628/2024-6 do Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico (CNPq).
Contatos:
Swayamtrupta Panda
spanda@lna.br
Pesquisador de pós-doutorado/Bolsista PCI do Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA/MCTI)
Francisco Pozo Nuñez
francisco.pozonunez@h-its.org
Pesquisador associado do Instituto Heidelberg de Estudos Teóricos, Alemanha
Links:
Pesquisa publicada: https://doi.org/10.3847/2041-8213/ad5014
Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA): https://www.gov.br/lna/pt-br/
Instituto Heidelberg de Estudos Teóricos (HITS), Heidelberg, Alemanha: https://www.h-its.org/
Instituto Max Planck de Astronomia, Heidelberg, Alemanha: https://www.mpia.de/en
LSW/Universidade de Heidelberg, Alemanha: https://www.lsw.uni-heidelberg.de/?lang=en
Telescópio La Silla do ESO de 2,2 metros: https://www.mpia.de/information-for-scientists/eso
Wide Field Imager (WFI): https://www.eso.org/sci/facilities/lasilla/instruments/wfi.html
Banados et al. (2018): https://www.nature.com/articles/nature25180
Bentz et al. (2013): https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-637X/767/2/149
Haas et al. (2011): https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2011/11/aa17325-11/aa17325-11.html
Kaspi et al. (2021): https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ac00aa
Panda e Marziani (2023): https://www.frontiersin.org/articles/10.3389/fspas.2023.1130103/full
Pozo Nuñez et al. (2012): https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2012/09/aa19107-12/aa19107-12.html
Pozo Nuñez et al. (2017): https://iopscience.iop.org/article/10.1088/1538-3873/aa7a55
Pozo Nuñez et al. (2023): https://academic.oup.com/mnras/article/522/2/2002/7028794
Shen et al. (2024): https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4365/ad3936