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CAPÍTULO 3
FOTOMETRÍA INFRARROJA Y VISIBLE
DE 3C 279 Y MARKARIAN 501
3.1. Introducción
En este capítulo, se presenta el seguimiento en infrarrojo cercano y visible de la
disminución de brillo del blázar 3C 279 tras la erupción de 1988. Combinando nuestras
observaciones y otros datos publicados, estudiamos el comportamiento de la curva de
luz entre las bandas B y K. Observamos un máximo en la curva de luz infrarroja en
junio de 1989 que es comparable al máximo registrado en 1988. También analizamos
las semejanzas entre la erupción de 1988-89 y la de 1936, y buscamos correlaciones
entre los índices de color y las magnitudes en el visible y en el infrarrojo. Nuestros
resultados apuntan a un enrojecimiento del continuo al disminuir la luminosidad de
3C 279, lo que coincide con el comportamiento de otros blázares, proporcionando una
evidencia importante acerca de los mecanismos de producción de energía activos en
tales objetos.
También se tratará de las observaciones del objeto BL Lac Markarian 501 obtenidas
en el visible y en el infrarrojo cercano usando, por un lado, un sistema doble de
fotometría en las bandas B y K en el TCS y, por otro, fotometría CCD en U y en B con
el telescopio Jacobus Kapteyn (JKT). Las observaciones se llevaron entre 1989 y 1993.
En 1989, obtuvimos evidencia de variaciones en el visible e infrarrojo en escalas de
tiempo de horas, registrando una de las noches una breve erupción infrarroja de baja
amplitud (0,14 mag en K), que no detectamos en la banda B. En 1990 las observaciones
se limitaron al rango infrarrojo. Claramente en dos noches, y marginalmente en otras
72 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501
dos, detectamos variaciones rápidas en la banda K; las variaciones más rápidas se
produjeron en escalas de tiempo inferiores a una hora y parecen indicar un tamaño de la
región emisora del orden de 4 UA de diámetro, atravesada por un poderoso campo
magnético de 13 G. Apreciamos un oscurecimiento de 1,1 mag en J, 0,73 mag en H y
0,24 mag en K en un solo día, lo que constituye las mayores variaciones conocidas de
Markarian 501 en esta escala temporal. Esta caída de brillo fue seguida de una
recuperación durante tres días, hasta alcanzar un nivel próximo al anterior. El
oscurecimiento estuvo acompañado de grandes cambios en el espectro infrarrojo.
3.2. Observaciones de 3C 279
A diferencia de otros blázares, la curva de luz de 3C 279 durante los períodos de
calma no es muy activa (Pica et al. 1980), a pesar de que ocasionalmente muestra
grandes máximos. En 1937, 3C 279 alcanzó B=11,3 (Eachus y Liller 1975), esto es,
más de seis magnitudes por encima del brillo en su estado normal; este máximo fue
precedido un año antes por otro que alcanzó magnitud 12. Más recientemente, Pica y
Smith (1983) encontraron que el brillo medio determinado por el programa de
observaciones de Florida, llevado a cabo entre 1971 y 1980, fue de B=17,44, mientras
que la amplitud de la curva de luz fue de 1,4 mag (Pica et al. 1980); a pesar de que esta
amplitud es grande, 3C 279 no mostró claramente una actividad tipo blázar en su
programa de observaciones. Este resultado es parecido al obtenido con PKS1510-089,
el cual también presenta erupciones históricas de gran amplitud (Eachus y Liller, 1975),
y sin embargo sólo muestra una curva de luz moderadamente activa en los datos de
Florida. Estos resultados indican la existencia de prolongadas épocas de escasa
actividad.
3.2.1. Observaciones
Todas las observaciones infrarrojas fueron hechas con el TCS. Excepto en las de
enero de 1989, se usó la configuración estándar (v. el capítulo 2) con una distancia de
Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 73
chopper de 18″. En enero de 1989 utilizamos el CVF en su configuración original1,
antes de ser rediseñado, con filtros JHK estándar y una apertura efectiva de 7″: no
existen diferencias sistemáticas entre ambos sistemas dado que utilizan detectores y
sistemas de filtros idénticos . Obtuvimos la calibración y los coeficientes de extinción a
partir de observaciones a diferentes masas de aire de la estrella estándar BS4883,
bastante cercana a 3C 279. Asumimos una extinción constante y una relación lineal con
la masa de aire durante cada noche.
La fotometría en el rango visible la realizamos usando la cámara CCD del JKT, en el
foco Cassegrain (f/15). El chip CCD es un GEC recubierto, con una sensibilidad
excelente también en el azul, mínima estructura bidimensional y ruido de lectura muy
bajo. Llevamos a cabo la calibración mediante observaciones de estándares ecuatoriales,
a masas de aire similares, tomadas antes y después de las observaciones del quásar.
Realizamos la reducción usando la rutina de fotometría de apertura desarrollada en el
Instituto de Astrofísica de Canarias (M. Collados 1988, comunicación privada),
adaptada para los datos de La Palma.
3.2.2. Resultados
La fotometría visible se presenta en la tabla 3.1 y el seguimiento infrarrojo en la
tabla 3.2. La combinación del espectro del quásar y de las características del sistema
detector del TCS hace que exista un rápido aumento en la relación señal-ruido desde J
hasta K, por lo que dimos prioridad al seguimiento en 2,2 µm (K).
Tabla 3.1. Fotometría en el rango visible de 3C 279.
Fecha B V R I
21,8-07-1988 13,80 13,32 12,90 -
22,8-07-1988 13,84 13,32 12,84 12,25
23,8-07-1988 13,53 13,09 12,30 -
Nota. El error estimado es de 0,02 mag.
1La configuración original del CVF no incluía lente de campo.
74 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501
En en la figura 3.1 aparecen los datos obtenidos en nuestras observaciones,
completados con los datos en el visible (B y V) de Webb et al. (1990) que tratan de la
erupción de 1988-89, con lo que conseguimos un conjunto de curvas de luz para las
bandas B, V, J, H y K. Sobre todo en el infrarrojo cercano, la curva de luz es bastante
incompleta, pese a contar con observaciones en 23 noches. En febrero de 1988, Robson
et al. (1988) detectaron una gran erupción infrarroja en 3C 279. Otros observadores
(p.e., Kidger y Allan 1988a, Neugebauer y Matthews 1988) confirmaron su existencia.
En el visible, Pica et al. (1988), Sadun (1988), Webb (1988 y 1990), Carini y Miller
(1988) y Kidger y Allan (1988b) señalan una caída inicial seguida de un segundo
máximo en julio (≈DJ 2447350). Pica et al. (1988) aluden a un máximo de magnitud
fotográfica 13,29 alcanzado el 13 de marzo de 1988 (DJ 2447235), posterior a la fecha
del máximo infrarrojo; no están claras las causas de este retraso, que podría ser debido a
Tabla 3.2. Fotometría infrarroja de 3C 279.
Fecha J H K L24-03-1988 11,70 0,05 10,91 0,05 10,00 0,02 -
25-03-1988 11,82 0,03 10,99 0,02 10,09 0,02 8,24 0,26
26-03-1988 11,76 0,03 10,97 0,02 10,10 0,02 -
28-03-1988 11,78 0,04 11,05 0,03 10,13 0,02 -
11-04-1988 11,47 0,10 10,79 0,10 9,87 0,10 -1
09-01-1989 12,63 0,06 11,43 0,03 10,60 0,02 -
22-01-1989 - - 10,72 0,06 -
27-05-1989 - - 10,14 0,14 -
29-05-1989 - - 10,22 0,16 -
30-05-1989 - 11,15 0,17 10,38 0,07 -
01-06-1989 - - 10,32 0,05 -
02-06-1989 - 11,22 0,18 10,41 0,09 -
04-06-1989 - 11,47 0,12 10,61 0,04 -
06-06-1989 - 11,60 0,30 10,52 0,07 -
15-07-1989 - 11,84 0,08 11,02 0,04 -
17-07-1989 - - 11,01 0,04 -
24-07-1989 - 11,19 0,04 10,27 0,08 -
26-07-1989 - 11,13 0,05 10,55 0,04 -
11-03-1991 13,21 0,10 12,14 0,06 11,30 0,07 -
12-03-1991 13,75 0,12 12,62 0,08 11,64 0,08 -
13-03-1991 13,45 0,07 12,58 0,05 11,67 0,06 -
15-03-1991 13,54 0,09 12,62 0,05 11,65 0,04 -
17-03-1991 13,21 0,08 12,21 0,04 11,18 0,081 -
Notas. En cada banda, se da la magnitud y el error.1Se asume un error fotométrico mayor para estos datos debido a que laextinción aerosol medida esa noche era muy alta.
Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 75
la pérdida del verdadero máximo a causa de las lagunas en el seguimiento. La curva
infrarroja muestra un segundo máximo en abril de 1988.
Figura 3.1. Curvas de luz de la erupción de 1988-89 de 3C 279 compilada a partirde los datos de nuestras observaciones y de los publicados por Webb et al. (1990)en el visible. Las últimas observaciones infrarrojas corresponden a 1991.
Estas observaciones, realizadas inmediatamente después de la conjunción solar,
muestran que 3C 279 se había apagado considerablemente, aunque todavía permanecía
por encima de su nivel normal, tanto en el visible como en el infrarrojo. Si esta
erupción había sido similar a la de 1936-37, era de esperar un segundo máximo durante
la primera mitad de 1989. Posteriores observaciones tomadas a finales de mayo y
principios de junio de 1989 indican que podría haberse producido tal máximo (el
DJ 2447675, K=10,14; García-Lario et al. 1989), si bien la curva de luz es incompleta y
sólo cubre un período de dos semanas. Han sido observadas erupciones con estructuras
semejantes y máximos repetidos en al menos otros dos objetos: 3C 345 (Schramm et al.
1993; Kidger 1990d) y OJ 287 (Sillanpää et al. 1985 y 1988). Schramm et al. (1993)
proponen un modelo de «faro» para 3C 345, en el cual existe una inyección de
76 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501
electrones relativistas que precesionan alrededor del eje del chorro (jet), dando lugar a
los máximos cuando el haz del chorro atraviesa nuestro campo de visión. En cambio,
Sillanpää et al. 1988 plantean la existencia de un agujero negro binario en OJ 287, con
masas de 5×109 M~ y 2×107 M~, capaz de reproducir las mismas estructuras mediante
aproximaciones orbitales. Ambos modelos resultan plausibles en el caso de 3C 279, si
bien las curvas de luz de este objeto se asemejan más a las de OJ 287 que a 3C 345.
El flujo medido durante el comienzo de este seguimiento fue el mayor desde
marzo-abril de 1988, a pesar de que disminuyó muy rápidamente hasta el nivel
registrado en enero de 1989. Sadun y Carini (1989) y Webb et al. (1990) registraron en
abril de 1989 un aumento de brillo de ≈2 mag tanto en B como en V, comparado con las
observaciones de marzo de 1989 (B=16,0), lo que podría explicarse si nuestras
observaciones infrarrojas coinciden con el final de una gran erupción que hubiese
durado varias semanas. Podría ser, pues, que el brillo máximo fuese superior que el
registrado en 1988. Sin embargo, el seguimiento por Webb et al. (1990) parece indicar
que la amplitud en el visible fue menor que la habida durante el máximo de 1988, pero
la muestra de datos, aunque extensa, no es lo suficientemente apropiada para poder
afirmar este hecho con absoluta certeza. En el caso de que el segundo máximo fue tan
brillante o más que el primero, la erupción de 1988-89 y la de 1936-37 podrían ser muy
parecidas, pues en ésta la segunda erupción fue más brillante. La curva de luz en el
visible muestra una disminución de brillo que alcanza hasta finales de mayo (B=15,
DJ 2447678).
Los datos en K y H obtenidos a mediados y a finales de julio de 1989
(DJ 244724-2447736), poco antes de la conjunción, sugieren que entre junio y julio se
pudo producir un mínimo en el rango infrarrojo. En el visible, Webb et al. (1990)
registraron un tercer máximo alrededor del DJ 2447710 (B=13,5), pero cuya fecha
exacta está indeterminada por lagunas de seguimiento. En el infrarrojo, observamos un
rápido incremento de brillo entre mediados y finales de julio, que podría ser
continuación de esta tercera erupción observada en el visible.
Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 77
A pesar de las diferencias en el seguimiento de la erupción, resulta evidente por
simple inspección de la figura 3.1 que la amplitud de las variaciones de brillo en el
visible es mucho mayor que en el infrarrojo. Esta diferencia puede tomarse como
indicación de un cambio de régimen abrupto en la distribución de velocidades de los
electrones, ya que la contribución de la galaxia en la que el objeto está sumergido es
exigua en el visible debido al alto corrimiento al rojo (z=0,538).
Las posteriores observaciones en el visible a finales de 1989 y principios de 1990
(Webb et al. 1990) muestran a 3C 279 por debajo de B=17, aunque a finales de febrero
de 1990 se recuperó momentáneamente, hasta llegar a B=16,1 (DJ 2447948). Las
últimas observaciones infrarrojas, en 1991, indican que 3C 279 se encontraba en un
estado de brillo 2 mag por debajo de las primeras observaciones, obtenidas en 1988.
3.2.3. Correlación luminosidad - pendiente espectral
La correlación entre el color y el brillo es un fenómeno bien determinado en los
blázares. El primer objeto en el cual se estableció una clara correlación entre su índice
de color (B-V) y el nivel del flujo de su continuo, medido en la banda V, fue BL Lac
(Bertaud et al. 1973). En el capítulo anterior, encontramos que en el infrarrojo cercano
varios objetos tenían una correlación similar (3C 66A, OJ 287, OQ 530, BL Lac y,
probablemente, AO 0235+164). En estos casos, excepto OQ 530, se observa que el
continuo es mucho más rojo cuando la fuente es más débil, lo que implica una
pendiente más abrupta. Robson et al. (1988), en sus medidas de 3C 279, encontraron
que, durante la erupción, el objeto presentó una peculiar nivelación en la pendiente
entre 1,2 y 20 µm, predicha en su propio modelo, pero sin especificar detalles. Brown
et al. (1989a,b) encontraron que, en muchos blázares, el continuo en el infrarrojo
cercano se hace más pronunciado al disminuir su brillo, atribuyéndolo a pérdidas por
radiación de la energía de los electrones inyectados en la fuente sincrotrón.
78 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501
Figura 3.2. El índice de color (B-V) frente a V en 3C 279. Los puntos blancos estántomados de Webb et al. (1990), y los negros son medidas realizadas por nuestropropio grupo en el JKT. Las observaciones de Webb et al. se extienden desdemediados de 1988 hasta el primer trimestre de 1990.
A partir de nuestras propias observaciones y de los datos de Webb et al. (1990),
encontramos variaciones en el índice de color (B-V) de 3C 279, pero no están
correlacionadas con el brillo de la fuente (figura 3.2).
Durante la erupción, nuestras observaciones indican que la amplitud de las
variaciones en J es mayor que en las otras dos bandas infrarrojas. Este hecho se pone de
manifiesto a través de la clara correlación entre el índice de color (J-H) y el brillo en J
(fig. 3.3), mientras que (H-K) no muestra ninguna dependencia. La correlación entre
(J-H) y J indica que, cuando 3C 279 está en plena erupción, también es más azul. Este
resultado es análogo al obtenido por nosotros en otros objetos (v. capítulo 2). Sin
embargo, cuando el efecto de la erupción se ha extinguido (en 1991), la correlación
color-brillo desaparece.
Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 79
1991
1988
1989
Figura 3.3. El índice de color (J-H) frente a J indica que, cerca del máximo de laerupción (1988), 3C 279 fue más azul que en otras épocas. En particular, en 1991,no parece que haya ninguna correlación entre el índice de color y el brillo.
En conjunto, las variaciones en las tres bandas infrarrojas JHK tienen amplitudes
similares (figs. 3.4), y están bien correlacionadas, pero apreciamos que las que las
variaciones en la banda J son mayores que en las otras bandas cuando el objeto es más
brillante, hecho que explica la correlación (J-H) frente a J. Un reflejo de este posible
comportamiento lo constituye el hecho de que la distribución de magnitudes en J
(fig. 3.5) tiene una desviación estándar mayor que en H (al nivel de significación
n.s.=10% para el test de una cola) y K (n.s.=5%).
80 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501
Figura 3.4. Comparación entre las variaciones en H y K frente a J en 3C 279. En elrango de nuestras observaciones, la correlación entre las bandas H, K y J es casilineal, pero puede haber una tendencia a que las variaciones en J sean mayores queen las otras bandas cuando el objeto es más brillante.
Figura 3.5. Distribución de las magnitudes de 3C 279 obtenida a partir de nuestrasobservaciones infrarrojas en el TCS. La banda J tiene una dispersión mayor que lasotras dos, con un nivel de significación del 5% para K y del 10% para H.
Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 81
Los cambios de color implican variaciones importantes de la pendiente espectral. La
figura 3.6 muestra los espectros continuos en seis épocas y la posible correlación entre
el brillo en la banda J y el índice espectral infrarrojo, significativa al nivel del 10% (test
de dos colas), como los resultados presentados anteriormente sugieren. Se aprecia
claramente que, al aumentar el brillo de la fuente, la pendiente (índice) espectral
disminuye, tal como ocurría en otros objetos ya citados anteriormente y analizados en el
capítulo precedente. Dentro de las limitaciones de las actuales teorías sobre núcleos
activos, las pérdidas de energía de los electrones debidas a procesos de radiación
(Brown et al. 1989a-b) se perfilan como una causa razonable y acorde con nuestras
observaciones.
11-04-88(1,02)25-03-88
(1,25)
09-01-89(1,43)
17-03-91(1,72)
15-03-91(1,49)
22-07-88(1,11)
3C 279: Espectro del continuo (Observaciones con el TCS y JKT)
Figura 3.6. Distribuciones de energía espectral absolutas de 3C 279 en el visible (JKT) einfrarrojo cercano (TCS) en cuatro períodos distintos. El índice espectral viene dado entreparéntesis, debajo de la fecha de observación. Se observa una tendencia haciadistribuciones de energía más abruptas cuando el flujo del continuo disminuye, tal y comopredicen los modelos de decaimiento radiativo de la energía de los electrones en unafuente sincrotrón. Datos obtenidos con el TCS (JHKL) y con el JKT (BVRI). La figurainsertada muestra el brillo en la banda J frente al índice espectral infrarrojo; la correlaciónentre estas dos magnitudes es significativa al nivel del 10%.
82 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501
3.3. Observaciones de Markarian 501 entre 1989-91
Markarian 501 es un objeto BL Lac cercano (z=0,0306) inmerso en una galaxia
elíptica brillante (Wills y Wills 1974; Hickson et al. 1982). Sillanpää et al. (1988) han
detectado variaciones de 1 magnitud en el rango óptico. Senbay et al. (1985)
encontraron que el espectro de Markarian 501, desde el infrarrojo hasta el ultravioleta,
puede ajustarse con una ley de potencias de índice espectral α=0,62. Sin embargo,
Impey et al. (1983) hallaron que, en el infrarrojo cercano, a menudo el espectro no
puede aproximarse mediante una ley de potencias debido a la contribución de la galaxia
que lo contiene.
3.3.1. Las observaciones
Las observaciones infrarrojas se realizaron con el equipo y las técnicas usuales en el
TCS (v. capítulo 2). En 1989 utilizamos una apertura de 15″ y en 1990, cuando ya
estaba instalado el sistema de autoguiado, de 10″. Como los errores de guiado mayores
que 2″ causan variaciones importantes en la contribución del flujo de la galaxia que
contiene al objeto (v. apéndice 2), tuvimos especial cuidado en recentrar la apertura
usando una estrella de calibración brillante (BS7236) aproximadamente cada 2 h. El
guiado, en conjunto, no alcanzó errores mayores que 1″, suficiente para limitar las
variaciones causadas por el flujo de la galaxia a menos de 0,01 mag.
En el visible, realizamos observaciones simultáneas y con el mismo telescopio que
las infrarrojas utilizando las facilidades del Fotómetro Visible Adaptado (FOVIA). Este
instrumento usa un procedimiento de integración de televisión y un conjunto de filtros
que corresponden al sistema Johnson/Kron-Cousins. Debido a la no linealidad de la
cámara a diferentes valores de sensibilidad (entre 0 y 24), y a la falta de una calibración
de esta no linealidad, sólo pudimos obtener fotometría relativa, para lo que usamos una
estrella a 2′ del objeto como referencia. Las pruebas técnicas muestran que la cámara
tiene un comportamiento lineal en un rango de 2,5 mag (Jiménez 1989, comunicación
privada); este rango es considerablemente mayor que la amplitud de variación de
Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 83
nuestras observaciones (≈0,6 mag). Para evitar perturbaciones introducidas por la
limitada linealidad del sistema, adquirimos todos los datos con la misma sensibilidad y
con una apertura constante de 10″. El seeing del TCS está dominado por el espejo, y se
calcula en 1″;8, siendo éste, aproximadamente, el seeing durante las observaciones.
Tomando una apertura fotométrica entre 5 y 7 veces el diámetro del disco de seeing,
aseguramos que el flujo del objeto que llega al detector no se ve afectado por las
variaciones del seeing, siendo el efecto de las mismas insignificante comparado con los
cambios que observamos en la curva de luz. Esta configuración permite integrar
simultáneamente en ambas bandas (infrarrojo y visible). La única diferencia entre los
dos sistemas es que en el infrarrojo la integración es de 50 s por rayo, mientras que los
programas del fotómetro visible limitan la integración a 10 s por rayo.
Tabla 3.3. Registro de las observaciones de Markarian 501 en 1989.
Fecha Banda
Telescopio Duración(h)
Nº Puntos Probab. (%)
24/07/89 B TCS 3,7 12 >99,5K TCS 3,7 10 <90,0
25/0789 B TCS 3,21 14 99,0K TCS 3,2 14 <90,02
27/07/89 B TCS 1,5 9 <90,013/08/89 B JKT 2,7 35 98,03
14/08/89 B JKT 2,4 32 >99,54
15/08/89 U JKT 2,5 25 >95,0
Notas: La probabilidad de que las variaciones sean reales (últimacolumna) ha sido derivada comparando las varianzas de los datos y loscuadrados de los errores con una distribución F, excepto en los casosindicados.
1Observaciones interrumpidas por la aparición de nubes.2Probabilidad calculada para todos los datos de la curva de luz. Para la
sección de la curva de luz que rodea la posible erupción infrarroja, laprobabilidad de las variaciones alcanza el 99%.
3Probabilidad obtenida mediante la comparación de las medias de lasúltimas 10 observaciones con la media de las restantes 25.
4Probabilidad estimada mediante el coeficiente de correlación lineal.
Tomamos fotometría CCD durante las tres del 13 al 15-08-89 noches en el JKT.
Como ya se comentó en la sección anterior, la cámara CCD está montada en el foco
Cassegrain f/15. El chip CCD es del tipo GEC recubierto para hacerlo sensible en el
84 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501
azul; en él puede registrarse simultáneamente las imágenes de Markarian 501 y de la
estrella de comparación utilizada para fotometría relativa. La desviación estándar típica
de la fotometría comparada entre Markarian 501 y la estrella de referencia en este
período fue de 0,009 mag, lo que da una idea del límite máximo de los errores
fotométricos de los datos. Los errores calculados para otros objetos observados de la
misma forma van desde 0,004 a 0,01 mag (Kidger 1989b; Kidger y de Diego 1990). En
la reducción, usamos una pseudoapertura de 6″ (entre 4 y 5 veces el disco de seeing). El
seeing no sufrió cambios bruscos que pudieran ser causa de variaciones espúreas en la
curva de luz. Los filtros usados dan respuestas muy próximas a los estándares U y B. La
alta eficiencia cuántica del chip CCD permite integraciones de 200 s en B y 300 s en U,
a los que hay que añadir unos 80 s de tiempo muerto del sistema (lectura, borrado y
presentación en pantalla). En la tabla 3.3 presentamos el registro de las observaciones.
3.3.2. Resultados
Observaciones de 1989
Realizamos un seguimiento en las bandas B y K simultáneamente durante dos
noches: el 24 y el 25 de julio de 1989. El 24/07/89 hubo una erupción de 0,4 mag en B
hacia el final de la noche que también parece ocurrir en K, pero con una amplitud
mucho menor (figura 3.7). El 25/07/89 (figura 3.8), el contraste entre las dos curvas de
luz es aún mayor: antes de una breve interrupción por la presencia de nubes, en B se
observa una caída continua de brillo a razón de 0,10 mag/h; en K este oscurecimiento es
más marginal. Ajustando una recta de regresión a los datos en la banda K, la
disminución de brillo tiene una pendiente de 0,035 mag/h, a pesar de que el «centelleo»
parece real: la sección de la curva de luz donde el centelleo parece más evidente es
desde 22,977 a 23,912 TU. Realizando una prueba de varianza a esta sección, las
variaciones se muestran como reales a un nivel de significación <5% (según una
distribución F). Por el contrario, en la banda B no se aprecia esta actividad. Una vez
reanudado el seguimiento, tras una pausa impuesta por la aparición de nubes,
Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 85
observamos variaciones significativas en B, mientras que la curva de luz infrarroja no
muestra perturbaciones.
En las otras tres noches de seguimiento en B, las variaciones observadas fueron de
amplitud mucho menor. El 27/07/89 no detectamos variaciones: sólo uno de un total de
diez puntos corresponde a un brillo 0,10 mag menor (figura 3.9), lo que puede deberse,
tal vez, a cambios temporales de la transparencia atmosférica o a alguna anomalía en la
toma de datos. El 13/08/89 (figura 3.10), durante la última hora del seguimiento, se
observa una caída lenta del brillo; la diferencia entre la media de las magnitudes antes
de las 23,5 h y después es significativa al nivel del 5%. Al comparar la dispersión de los
datos (s = 0,012) con la curva de luz obtenida en la noche siguiente (s = 0,006,
fig. 3.11), vemos que en la noche del 13/08/89 los puntos están bastante más
diseminados (con un nivel de significación del 5%), lo cual puede deberse a un rápido
centelleo. También el 14/08/89 hubo una disminución de brillo, cuyo nivel de
significación es >0,5%, obtenido mediante el coeficiente de correlación lineal. Estas
Figura 3.7. Curvas de luz simultáneas de Markarian 501 obtenidas en K (superior) y en B(inferior) en la noche del 24-25 de julio de 1989. Las magnitudes son instrumentales (estoes, corregidas de extinción pero no del punto cero del sistema). La erupción registrada alfinal de la curva de luz en B apenas es visible en K. Sólo se dibujan las barras de errorcuando son mayores que 0,02 mag.
86 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501
disminución posiblemente estuvo acompañada de variaciones en forma de «dientes de
sierra» durante parte de la noche.
Figura 3.8. Como la figura 2.16 para la noche del 25-26 de julio de 1989.
Figura 3.9. Curva de luz en B de Markarian 501 obtenida con FOVIA el 27-28 dejulio de 1989.
Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 87
Figura 3.10. Curva de luz CCD en B de Markarian 501 del 13-14 de agosto de1989. Las magnitudes se miden relativas a la estrella de referencia dentro de laimagen del chip.
Figura 3.11. Curva de luz CCD en B de Markarian 501 del 14-15 de agosto de1989. Las magnitudes se miden relativas a la estrella de referencia dentro de laimagen del chip.
88 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501
Siguiendo la sugerencia de que podría haber una actividad significativa en la banda
U (Takalo 1989, comunicación privada) dedicamos 2,5 h de observación en la última
noche de seguimiento en 1989 (fig. 3.11). En la banda U, el fondo de la galaxia en la
que está situada el objeto es mucho menos brillante que el núcleo. Con su
recubrimiento, el chip CCD mantiene una eficiencia cuántica alta y una respuesta lineal
a estas longitudes de onda, si bien el ritmo de cuentas de este objeto se ve reducido en
un factor 5. Aún así, la desviación estándar de los datos es de solamente 0,016 mag.
Observamos un aumento del brillo de 0,046 mag seguido de una rápida disminución de
0,053 mag entre las 21,9 y las 23,0 h; a partir de las 23,5 h y hasta el final de las
observaciones, podemos detectar un suceso similar, aunque de menor amplitud. Estas
variaciones son difíciles de justificar por causas debidas al azar, ya que la separación
entre Markarian 501 y la estrella de comparación es muy pequeña. Este hecho permite
la observación simultánea de la estrella y de Markarian 501 en el reducido campo del
chip, por lo que las variaciones atmosféricas también causarían variaciones en los datos
de la estrella2.
Figura 3.12. Curva de luz CCD en U de Markarian 501 del 15-16 de agosto de 1989. Lasmagnitudes se miden relativas a la estrella de referencia dentro de la imagen del chip.
2Carini et al. (1992) contemplan otra posible causa de error en la fotometría CCD.
Se trata de las variaciones debidas a que el objeto y la estrella de comparación tengancolores muy distintos: demuestran que la fotometría no se ve afectada en un ampliorango de masas de aire.
Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 89
Observaciones de 1990
Las observaciones de este año tuvieron lugar en el mes de agosto (fig. 3.13).
Comparando las magnitudes medias entre las distintas noches, no pueden apreciarse
variaciones significativas. Sin embargo, los seguimientos de variaciones rápidas
llevados a cabo el 31/07/90 (DJ 2448105) y el 05/08/90 (DJ 2448110), mostrados en la
figura 3.14, ponen de manifiesto la existencia de variaciones a los niveles de
significación del 0,5% y del 1,5%, respectivamente.
Figura 3.13. Observaciones de Markarian 501 en el infrarrojoen agosto de 1990.
Al principio de la noche del 31/07/90 (fig. 3.14a), se observa una disminución de
brillo en la banda K de 0,14 mag durante la primera media hora. Inmediatamente
después, el objeto empieza una recuperación hasta aumentar su brillo en 0,25 mag en
unos 50 min, y a partir de este momento inicia un nuevo descenso de brillo. Después de
una pausa para medidas de calibración, aproximadamente al cabo de una hora, el objeto
es 0,15 mag más débil que en el máximo, pero el brillo aumenta en esa misma cantidad
a lo largo de las siguientes 2 h y 12 min. En este intervalo, entre la 1 y las 2 h de la
madrugada del 01/08/90, se observa un máximo secundario y un mínimo separados
0,5 h. El mínimo observado a la 1 h y 12 min puede deberse a un dato espúreo, pues es
90 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501
debido a un solo punto muy alejado de los valores cercanos de la curva de luz
(fig. 3.14a).
(a)
(b)
Figura 3.14. Seguimiento de variaciones rápidas de Markarian 501 en agosto de 1990: (a)el 31/07/90 y (b) el 05/08/90. En ambas fechas encontramos variaciones significativas alos niveles del 0,5% y del 1,5%, respectivamente.
Las observaciones del 05/08/90 (fig. 3.14b) muestran una disminución de brillo entre
las 23 y las 24 h de 0,14 mag en 55 min. Tras la pausa para calibraciones el objeto
apareció 0,07 mag más brillante (1 h 30 min de la madraguda) y, hasta el final de las
observaciones, Markarian 501 siguió aumentando su brillo en 0,09 mag en 1 h y
24 min. El máximo de la noche se alcanza a la 1 h y 25 min de la madrugada del día
Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 91
07/08/90 pero, al igual que el mínimo de la noche del 31/07/90, se trata de un solo dato,
bastante distinto de las observaciones cercanas, y por tanto posiblemente espúreo.
Una vez detenidas las observaciones de Markarian 501, al alcanzar éste una distancia
cenital de 65° (con el fin de minimizar los efectos de la refracción diferencial), el 6-7 de
agosto hicimos el seguimiento de 3C 66A con técnicas e instrumental idénticos a los
utilizados en Markarian 501. El quásar 3C 66A fue algo más débil que Markarian 501,
lo que hace que el error medio de las observaciones sea 0,06 mag en vez de 0,03 mag
como ocurre con Markarian 501. En dos horas de seguimiento, no observamos
variaciones en 3C 66A; la desviación estándar de los datos de la curva de luz era
idéntica a la media de los errores de las observaciones. Lo mismo puede decirse de
IIIZw2, observado el 31 de julio. Estas observaciones de control permiten, a nuestro
entender, descartar los efectos instrumentales como posible causa de las variaciones
observadas en Markarian 501.
Observaciones de 1991 y 1993
Las curvas de luz (fig. 3.15) muestran que Markarian 501 estuvo muy inactivo
durante 1991, manteniendo su magnitud marcadamente constante. En la curva de luz se
aprecian dos sucesos: dos máximos de corta duración, sobre todo en la banda J. El
12-03-91 (DJ 2448330), el objeto era 0,45 mag más brillante en J y 0,24 en H que tres
días antes. Dos noches después, el flujo en ambas bandas había vuelto a su anterior
nivel. En K no hubo aumento de brillo; incluso es posible que en el máximo de las otras
bandas, el objeto se mostrase ligeramente más débil en este filtro. Este comportamiento
puede deberse a una erupción sincrotrón con un corte muy brusco en longitudes de
onda. En el pico de la erupción, la pendiente del espectro cambia (figura 3.16), tomando
el índice espectral el valor α = −0,57 , frente al espectro plano (α≈0) medido antes y
después de la erupción. Los índices de color obtenidos son (H-K)=0,43 y (J-H)=0,77
(fig. 3.17); sin embargo, en 1991 obtuvimos valores ligeramente más azules: 0,45 y
92 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501
(a)
(b)
(c)
Figura 3.15. Curva de luz. infrarroja de Markarian 501, obtenida a partir de lasobservaciones con el TCS entre 1989 y 1993. Las observaciones realizadas duranteuna misma noche están promediadas: (a) en J, (b) en H, y (c) en K.
Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 93
0,63, respectivamente. Durante las erupciones, el espectro es mucho más azul que en
reposo, alcanzando en esta primera erupción (H-K)=0,05 y (J-H)=0,48.
El segundo máximo fue detectado el primer día del siguiente período de
observaciones, el 08-08-91 (DJ 2448478), por lo que en rigor no puede calificarse de
una erupción pues, por nuestras observaciones, lo mismo podría tratarse de una
disminución repentina de brillo (0,47 mag en 24 h en la banda J). Sin embargo, a pesar
de que los errores son mayores que en el máximo anterior, parece tratarse del final de
un suceso muy similar a éste (v. fig. 3.15-16-17).
Figura 3.16. Espectros de banda ancha de Markarian 501 en el infrarrojo cercano,correspondientes a las observaciones infrarrojas realizadas con el TCS entre 1990 y 1992.Obsérvese que los espectros no se ajustan bien a una ley de potencias, debido a la emisión de lagalaxia de fondo. La pendiente del espectro es casi nula, pero se hace más abrupta al aumentar elflujo en la banda J y, cuando el flujo en esta banda disminuye, la pendiente se hace también máspronunciada, pero en sentido contrario. Los números que aparecen a la izquierda de algunos delos espectros hacen referencia a la fecha juliana modificada (DJM=DJ-2440000) de los mismos.Estos espectros corresponden a los máximos del 12-03-91 y 08-08-91, y a un espectro típico enfechas próximas a estos máximos. Los espectros ajustados a leyes de potencia se muestran en lafigura insertada.
94 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501
(a)
(b)
(c)
Figura 3.17. Índices espectrales de Markarian 501, (a) (J-K) y (b) (J-H) frente a magnitud en J, y(c) (H-K) frente a magnitud en K, obtenidos a partir de las observaciones realizadas con el TCSentre 1990 y 1992. Obsérvese que en todos los índices de color se observa una clara dependenciacon respecto al brillo del objeto, cuyo espectro se hace más azul cuando es más brillante.
Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 95
Como resultado de que las variaciones en escalas de tiempo de uno o varios días sean
mucho más pronunciadas en la banda J que en el resto de bandas infrarrojas observadas,
el histograma de distribución de magnitudes muestra una dispersión mucho mayor en J
que en H y K (fig. 3.18), a un nivel de significación estadística <<0,5%).
Como en 1989 y 1990, buscamos posibles variaciones rápidas en tres noches en
agosto de 1991, sin conseguir detectarlas.
Figura 3.18. Distribución de magnitudes de Markarian 501 en el rango infrarrojo, apartir de las observaciones obtenidas con el TCS entre 1989 y 1992. Obsérvese lamayor dispersión en la banda J, consecuencia de que las erupciones rápidas (delorden de un día) son más pronunciadas en esta banda que en H y K.
El siguiente período de observaciones, ya en 1992, tiene lugar a finales del mes de
abril. En él observamos que el objeto es, en promedio, 0,22 mag más brillante en la
banda J que en agosto del año anterior. En las bandas H y K el aumento de brillo es
similar (0,17 y 0,18, respectivamente). La observación obtenida a finales de ese mismo
año (01-11-92), muestra que Markarian 501 había vuelto al mismo nivel que en agosto
de 1991, en todas las bandas, lo que se ve confirmado por las últimas medidas,
realizadas a principios de 1993 (v. fig. 3.15).
96 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501
3.3.3. Discusión
Como en otros objetos discutidos en el capítulo anterior (p.e., 3C 345), la
dependencia del índice de color con el brillo del objeto tiene su reflejo en el índice
espectral, lo que se pone de manifiesto en la figura 3.19. Aunque en el caso de
Markarian 501, cuyo espectro no se ajusta bien por una ley de potencias en el óptico y
en el infrarrojo, el índice espectral no está bien definido (v. fig. 3.16), la figura 3.19
sugiere, por la analogía con los casos de OJ 287 y AO 0235+164 (v. capítulo 2), que la
componente variable es debida probablemente a radiación sincrotrón.
Figura 3.19. Dependencia del índice espectral con el brillo en la banda J enMarkarian 501, a partir de las observaciones infrarrojas con el TCS entre 1990 y1992. Téngase en cuenta que el índice espectral en este objeto no está biendefinido en el rango óptico e infrarrojo.
Regresando a la figura 3.16, observamos que los espectros (sobre todo cuando se
hace el ajuste a ley de potencias) tienden a cruzarse en algún lugar próximo a la
frecuencia de la banda H. En el capítulo 2 encontramos efectos análogos en OJ 287 y
BL Lac, y los atribuimos a la existencia de una frecuencia de corte situada en el
infrarrojo cercano y medio, respectivamente. Sin embargo, la frecuencia en la que se
producen las intersecciones puede ser el resultado de la convolución entre los espectros
térmico y sincrotrón, a diferencia del caso de OJ 287, cuya galaxia de fondo no se
Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 97
detecta (en BL Lac sí se detecta la galaxia de fondo en infrarrojo, pero su contribución
al brillo total no es tan importante como en Markarian 501).
A excepción de una noche, en los datos de 1989 sólo se aprecian variaciones
pequeñas. El único caso de variación rápida de gran amplitud fue el del 24 de julio, en
que observamos un aumento de brillo en la banda B pero no en las observaciones
simultáneas en la banda K. Puesto que realizamos ambas observaciones desde el mismo
telescopio, podemos descartar los efectos atmosféricos como causa de las variaciones.
La diferencia de comportamiento en ambas bandas supone un cambio de color de
0,3 mag entre B y K. Aunque los quásares con variaciones en el rango óptico tienden a
hacerse más azules al aumentar su brillo (p.e., Bertaud et al. 1973; Brown et al.
1989a,b), las variaciones de color son mucho más pequeñas que la obtenida de nuestros
datos. La explicación es que la emisión de la galaxia domina completamente a la no
térmica en la banda K, pero en B la emisión del núcleo es relativamente más importante.
El modelo de Hutter y Mufson (1986) de chorro relativista, basado en observaciones en
las bandas BVRI, prevé una relación del flujo no térmico al de la galaxia en la banda V
de RV=0,33. En nuestros cálculos, para dar cuenta de las amplitudes mucho más
pequeñas en K, estimamos RK≈0,1, lo que implica que la galaxia huésped domina por
un factor de 10 en 2,2 µm. A longitudes de onda menores, cabe esperar que el núcleo
destaque cada vez más hasta el punto que, cerca de 3000 Å, la contribución de la
galaxia sea mucho menor que la debida a la componente no térmica. Este razonamiento
también explica el hecho de que las variaciones observadas en el seguimiento con la
cámara CCD en sucesivas noches sea mayor en la banda U que en B.
Las variaciones rápidas observadas en la banda K el 25 de julio de 1989 (fig. 3.8), si
son reales, son más difíciles de entender. La curva de luz en B muestra un
oscurecimiento más rápido que en K, lo que se justifica debido a la contaminación
producida por la emisión galáctica en el infrarrojo. Pero a juzgar por la amplitud de las
variaciones rápidas observadas en la banda K, cabría esperar que en el visible la
amplitud fuese de 0,5 mag, si el origen se encuentra en la fuente de radiación no
98 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501
térmica. Sin embargo, el oscurecimiento en la curva de luz en la banda B no muestra
dispersión.
La rapidez con que se produjo la erupción en la noche del 6 al 7 de agosto de 1990
impone un límite superior al diámetro de la región emisora infrarroja de unos
30 minutos luz (≈4 UA). Este tamaño debe ser el de una zona especialmente activa en el
disco de acreción, ya que la mayoría de las variaciones detectadas tienen escalas de
tiempo superiores a 1 hora; por ejemplo, el mínimo y posterior recuperación observados
el 6-7 de agosto duran 3,5 h. Este resultado se ajusta más al tamaño que esperamos de la
región emisora en infrarrojo que no las variaciones rápidas inferiores a 1 hora. Sin
embargo, el 25 de julio de 1989 también habíamos detectado una posible erupción
infrarroja de duración inferior a 1 h. Así, de un total de 21,5 h de seguimiento,
encontramos variaciones rápidas en menos del 3% de las observaciones, mientras que
los cambios en escalas más lentas afectan aproximadamente al 50% de las medidas.
Estos resultados apuntan a un origen orbital de las variaciones más lentas, tal como
turbulencias en el material que rodea a la singularidad central, o a ocultaciones. Por el
contrario, las variaciones más rápidas pueden deberse a erupciones de naturaleza
sincrotrón, en donde un campo magnético intenso interacciona con una región del disco
de acreción. Esta interpretación queda reforzada por el hecho de que las variaciones
más lentas muestran cambios similares en rangos adyacentes del espectro, mientras que
las rápidas manifiestan grandes diferencias en sus amplitudes en distintos colores,
dependiendo de las caraterísticas de los procesos (sincrotrón) involucrados.
Aceptando como válido el anterior razonamiento sobre el origen sincrotrón,
podemos calcular el valor del campo magnético B análogamente a como lo hicimos en
el caso de BL Lac, en el capítulo anterior, mediante la fórmula:
ν θc t= − − −1 07 1024 3 3 2, B sen Hz
en donde t es el tiempo de duración en segundos de la erupción, θ el ángulo entre la
trayectoria de los electrones y nuestra línea de visión, y νc es la frecuencia de corte, que
coincide en este caso con la frecuencia en el centro de la banda K. Así, para θ=π/2
(valor que implica un campo magnético turbulento, Brown et al. 1989b), estimamos que
Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 99
el campo magnético tiene un valor próximo a 13 G. Tomando un valor promedio de
senθ = 0,5 , que corresponde a θ=30°, se obtiene un campo magnético de unos 100 G.
Estos valores de B, aunque grandes, no resultan exagerados si los comparamos con los
campos con intensidad entre 102 y 104 G que, según Blandford y Payne (1982), podrían
atravesar los discos de acreción, y son similares a los calculados para BL Lac (v.
capítulo anterior)3. No obstante, partiendo de la evolución temporal de la frecuencia de
corte de la radiación emitida durante la erupción, Brown et al. (1989a) estiman valores
típicos de la intensidad del campo magnético entre 0,1 y 1 G en una muestra de blázares
en reposo.
3.3.4. Conclusiones
En este capítulo se ha presentado observaciones en infrarrojo y visible de 3C 279 y
Markarian 501. El quásar 3C 279 entró en erupción en 1988, presentando tres máximos:
en febrero de 1988, y en mayo y julio de 1989. Esta última erupción fue seguida por
Webb et al. (1990) hasta el 01/07/89, pero el máximo se pudo alcanzar hacia finales del
mes, en cuyo caso nuestros datos mostrarían el final de la misma en el rango infrarrojo.
Este razonamiento viene sugerido por la buena correlación entre las observaciones en el
visible e infrarrojo, dentro de las incertidumbres debidas a las diferencias en el
seguimiento del objeto.
Las variaciones en el visible son, sin embargo, mucho mayores que en el infrarrojo.
Como consecuencia, el objeto es más azul cuando es más brillante, pero una vez
superada la erupción, la correlación entre el índice de color (J-H) y el brillo en J
3Los valores similares que adopta la intensidad del campo magnético B en los casos
de BL Lac y Markarian 501 pueden tener dos interpretaciones bien distintas. La primeraes que las variaciones del flujo están realmente relacionadas con el campo B, en cuyocaso cabe deducir que las condiciones físicas en ambos objetos pueden ser similares. Lasegunda es que, si la hipótesis de que las variaciones de flujo y el campo estánrelacionados es falsa, los valores obtenidos para la intensidad del campo simplementeson un reflejo de la escala temporal de las variaciones observadas (en ambos casos conresoluciones próximas a los 10 min) y de la frecuencia de observación.
100 Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501
desaparece para las pequeñas variaciones que pueden tener lugar cuando 3C 279 está en
su estado normal.
Las dos noches de seguimiento de Markarian 501 en las bandas B y K muestran la
existencia de variaciones rápidas. En el infrarrojo cercano, el flujo de la galaxia en la
que se halla inmerso el objeto domina la emisión, lo que explica la mayor amplitud de
las variaciones en B. Por la misma razón, en la banda U la emisión de la galaxia se ve
aún más reducida, por lo que se entiende que esta banda registre gran actividad. Estas
variaciones son las primeras que se observan en un blázar en escalas de tiempo
inferiores a 1 h en la banda U, y sugieren la necesidad de observaciones en longitudes
de onda cortas con la mejor resolución posible, pues es en altas frecuencias donde
observamos a la vez los procesos más energéticos y más relacionados con la fuente
primaria de energía.
Las observaciones de 1990 arrojan como resultado las mayores variaciones de
Markarian 501 registradas en el infrarrojo en escala temporal de días, e indican la
posible existencia de un disco de acreción no homogéneo alrededor del objeto. Si las
variaciones son debidas a ocultaciones, la distancia de las regiones ocultantes a la
singularidad es del orden de 103 UA; a menores distancias, la relación entre el tamaño
de la región ocultante y el radio orbital aumenta, lo que podría llegar a producir una
ocultación permanente; a distancias mayores, la sección efectiva de ocultación
disminuye, por lo que las ocultaciones serían unos fenómenos extraordinariamente raros
a no ser que el número de nubes fuera muy grande.
La actividad infrarroja en escalas de unas pocas horas es frecuente, aunque no
constante. En escalas menores a una hora, las variaciones son más raras y sugieren la
presencia de campos magnéticos intensos; en cualquier caso, la resolución temporal con
la que contamos no nos permite estudiar este fenómeno con mayor detalle.
Las curvas de luz infrarrojas tienen amplitudes similares en las tres bandas JHK. Sin
embargo, en 1991 registramos dos erupciones de escasa duración, cuyas amplitudes
decrecieron rápidamente en la banda J. En la banda H, estas erupciones fueron mucho
menores, y en K no las detectamos. Lo mismo, pero al revés, sucedió para el mínimo de
Fotometría infrarroja y visible de 3C 279 y Markarian 501 101
J en 1990. Estos comportamientos hacen que también Markarian 501 se muestre más
azul al aumentar su brillo, lo que se pone claramente de manifiesto al comparar los
índice de color con el brillo. Así, y análogamente a otros objetos estudiados
anteriormente (v. capítulo anterior) y a 3C 279, el índice espectral en el infrarrojo
disminuye al aumentar el brillo, aunque en Markarian 501 su espectro no se ajusta bien
a una ley de potencias debido a la emisión de la brillante galaxia en la que se aloja el
objeto. Como consecuencia de la emisión de esta galaxia, los espectros obtenidos en
distintas épocas tienden a cortarse entre las bandas H y K.
Tres objetos presentan una observación con índice espectral negativo: BL Lac y
3C 345, discutidos en el capítulo 2, y Markarian 501. En los casos de BL Lac y
Markarian 501 este suceso tuvo lugar durante un máximo de brillo, y parece un caso
extremo del efecto de azulado del espectro al aumentar el brillo. Por el contrario, la
inversión del espectro en 3C 345 está asociada a un mínimo destacado en la banda K,
mientras en J el brillo se mantiene dentro de su rango habitual.
Con estas observaciones, queda confirmada la mayor amplitud de las variaciones en
longitudes de onda cortas, salvo raras excepciones (3C 66A y, en un caso, posiblemente
también 3C 279). Esta tendencia se había observado en la mayoría de los objetos
estudiados en el capítulo anterior (de ahí las variaciones espectrales y de los índices de
color), pero no se apreciaba tan claramente por simple examen de las curvas de luz.
Ahora, al comparar los datos en el visible y en infrarrojo, el mayor rango de
variabilidad en longitudes de onda cortas queda claramente de manifiesto.
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