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Detección del retardo temporal en los AGNs mediante la desintegración radiactiva

En este estudio, me centraré principalmente en la desintegración radiactiva del Cadmio 109, que se produce a los 463 días. Mi objetivo es detectar si en los diversos AGNs se producen un retardo temporal. Las siguientes curvas de luz de la AAVSO corresponden a 1.000 días de observación. Más abajo, yo expongo el listado de todos los elementos radiactivos dentro de este periodo.

Aunque muestro los tres tipos de explosiones, como yo así lo he definido en mi anterior artículo (es el primer enlace de esta Web), las Explosiones del Tipo III son las más energéticas. Por ello, son las que más se ajustan a las explosiones secundarias con la desintegración de los elementos radiactivos, medidos en su vida media. Como su comportamiento son las menos aleatorias, resulta más sencillo encontrar una pauta de comportamiento entre todos ellos.

Como se aprecia en las siguientes curvas de luz de la AAVSO, en la mayoría de ellos existe un retardo temporal en los AGNs estudiados. El máximo brillo en el óptico es el punto que considero como Explosión Principal, marcado como 0 days. También se observa que el máximo brillo en rayos Gamma se suele producir unos 3 días antes.

El retardo temporal en todas las subclases de AGNs (Blazares, Cuásares, galaxias Seyfert 2, etc) es el mismo. Lo único que es apreciable en sus curvas de luz, es su menor amplitud lumínica. Las explosiones secundarias están directamente relacionadas con la desintegración radiactiva de los diferentes elementos.

Lo que me resulta más difícil es detectar el momento exacto de la explosión principal y las explosiones secundarias. A medida que vaya recopilando más curvas de luz, iré adjuntándolo y reduciendo los errores. Es decir, yo quiero definir más aún la curva de luz y su retardo temporal.

Es por ello, que si el máximo de brillo en el óptico se produce unos días después de la desintegración radiactiva del Cadmio 109, que se produce a los 463 días, entonces se deduce un retardo temporal en el AGN. Realmente, éste es mi objetivo principal de este estudio. Si es así, todos los máximos (líneas rojas) y mínimos (líneas azules) estarán desplazados hacia la derecha en su medida proporción (líneas amarillas y azules discontinuas).

En la gráfica de más abajo se representa teóricamente una curva de luz de una Explosión del Tipo III, con un máximo de brillo muy marcado en los 85 días, tan brillante como la explosión principal. Si realmente el AGN fuera una Explosión del Tipo I, las explosiones secundarias no se detectarían en la mayoría de los casos. Si fuese una Explosión del Tipo II, los máximos en las explosiones secundarias serían más representativos, pero no tendría un máximo en los 85 días.





    • Conceptos básicos
    - Los Blazares siguen siendo predecibles. Curvas de luz 1.000 días.

    - Existen tres tipos de explosiones principales. Tipo I, Tipo II y Tipo III.

    - En el momento de una explosión principal, se produce una cascada de elementos estables como radiactivos.

    - Las desintegraciones radiactivas de los diferentes elementos provocan las explosiones secundarias.

    - Dependiendo de lo agudo de las explosiones secundarias, se puede saber lo ancho que es el chorro del Jet.

    - Como los elementos radiactivos se comportan como relojes atómicos bien definidos medidos en su vida media,
    cuando se produce un retardo en las explosiones secundarias, es un indicativo claro de su retardo temporal.
    Es decir, cada Blazar tiene su propio retardo temporal.


    • Tipos de explosiones principales
    - Las del Tipo I, suele moverse cerca de su mínimo de brillo, sin que se produzcan grandes variaciones
    al llegar a sus explosiones secundarias, aunque algunas veces se produce algún aumento significativo.
    Su característica más importante es que no se detecta explosiones entre los 60 y 100 días.
    Su trayectoria suele ser plana o incluso descendiendo ligeramente.

    - Las del tipo II, tienen un mayor movimiento dentro de la curva de luz,
    detectando un aumento de brillo a los 75 y 90 días después.

    - Las del Tipo III, son las explosiones más energéticas.
    Se detecta una explosión secundaria a los 85 días, casi tan brillante como la principal.
    Son los más predecibles. Su movimiento dentro de la curva de luz es similar a las del Tipo II.


    • Concepto en los destellos Gamma
    - En rayos Gamma, la explosión principal suele suceder unos 3 a 10 días antes que en el óptico.

    - En las explosiones secundarias suele coincidir con el máximo en el optico
    o unos 6 días más tarde.

    - En ocasiones, se observa un destello Gamma separado por tres o cuatro semanas del anterior,
    que correspondería a un máximo de luz en el óptico.

    - Esta simetría es producida porque los dos lóbulos están conectados y estaríamos viendo el destello Gamma
    proveniente del lóbulo opuesto. Es decir, veríamos una simetría en el destello Gamma,
    no siendo igual en su detección, aunque físicamente serían iguales.

    - El tiempo empleado desde el primer destello Gamma al segundo, es la distancia que están separados los dos lóbulos.
    No es estrictamente correcto porque el espacio-tiempo es arrastrado y esto influye mucho en esta apreciación.

    - Es posible que la simetría esté producida por la precesión de los dos lóbulos emisores, al girar.
    De ahí, que la simetría de cada blazar nunca se produce en un tiempo exacto determinado.


    • Expresión matemática
    Cada Blazar tiene su propio retardo temporal, por lo que le aplico una constante (D).
    En mi modelo teórico de más arriba, la constante podría ser: D=0.011
    Es decir, cuando se produce el máximo brillo a los 463 días (T), su retardo temporal corresponde (Td):

    Td = T x D // Td = 463 x 0.011 // Td = 5 Días
    (El máximo se produciría 5 días más tarde)

    y cuando alcanza los 735 días (T), le corresponde:

    Td = T x D // Td = 735 x 0.011 // Td = 8 Días
    (El máximo se produciría 8 días más tarde)

    Como se aprecia, el retardo temporal (Td) es proporcional al tiempo trascurrido (T).





  • Retardo Temporal. Cadmio 109


    Explosión Tipo I
    Blazar
    BL LAC
    (22 02 43.29139 +42 16 39.9803) z=0.069















    Explosión Tipo I
    Seyfert 1 Galaxy
    3C 390.3
    (18 42 08.9899 +79 46 17.128) z=0.056159

















    Explosión Tipo I
    Quasar
    3C 454.3
    (22 53 57.74798 +16 08 53.5611) z=0.859001

















    Explosión Tipo I
    Quasar
    3C 279
    (12 56 11.16657 -05 47 21.5247) z=0.53620












    Light curve. NASA's Fermi Gamma-ray Space Telescope









    Explosión Tipo II
    Blazar
    S5 2007+77
    (20 05 31.004 +77 52 43.27) z=0.342
    The Astronomer’s Telegram. Nº 8635 Burst Gamma ray. 4 Feb 2016












    Light curve. NASA's Fermi Gamma-ray Space Telescope









    Explosión Tipo II
    Quasar
    PKS 0736+01
    (07 39 18.03390 +01 37 04.6179) z=0.191










    Light curve. NASA's Fermi Gamma-ray Space Telescope









    Explosión Tipo III
    Seyfert 1 Galaxy
    1RXS J190910.3+665222
    (19 09 10.8964 +66 52 21.373) z=0.191















    Explosión Tipo II
    Blazar
    PKS 0716+71
    (07 21 53.44846 +71 20 36.3634) z=0.300












    Light curve. NASA's Fermi Gamma-ray Space Telescope









    Explosión Tipo III
    Blazar
    OT 081
    (17 51 32.81855 +09 39 00.7288) z=0.322












    Light curve. NASA's Fermi Gamma-ray Space Telescope









    Explosión Tipo II
    Quasar
    S5 1044+71
    (10 48 27.6 +71 43 36) z=1.1500






    Light curve. NASA's Fermi Gamma-ray Space Telescope









    Explosión Tipo III
    Blazar
    S5 1803+78
    (18 00 45.684 +78 28 04.02) z=0.680
    The Astronomer’s Telegram. Nº 7933 Burst Gamma ray. 20 Aug 2015












    Light curve. NASA's Fermi Gamma-ray Space Telescope









    Explosión Tipo III
    Blazar
    S4 0954+65
    (09 58 47.24510 +65 33 54.8181) z=0.367












    Light curve. NASA's Fermi Gamma-ray Space Telescope









    Explosión Tipo III
    Seyfert 1 Galaxy
    S4 1030+61
    (10 33 51.42726 +60 51 07.3301) z=1.40095










    Light curve. NASA's Fermi Gamma-ray Space Telescope









    Explosión Tipo III
    Blazar
    OJ 287
    (08 54 48.87493 +20 06 30.6410) z=0.306
    The Astronomer’s Telegram. Nº 9489 Burst Gamma ray. 13 Sep 2016












    Light curve. NASA's Fermi Gamma-ray Space Telescope









    Explosión Tipo III
    Blazar
    S2 0109+224
    (01 12 05.82470 +22 44 38.7868) z=0.265















    Explosión Tipo I
    Blazar
    PKS 0048-09
    (00 50 41.31738756 -09 29 05.2102688) z=0.635















    Explosión Tipo II
    Blazar
    QSO B0506+056
    (05 09 25.9645434784 +05 41 35.333636817) z=0.3365















    Explosión Tipo I
    Quasar
    S4 1800+44
    (18 01 32.31481 +44 04 21.9004) z=0.663








    Light curve. NASA's Fermi Gamma-ray Space Telescope









    Explosión Tipo ?
    Quasar
    4C 29.45
    (11 59 31.83390975 +29 14 43.8268741) z=0.72475













    Explosión Tipo ?
    Blazar
    1ES 0806+52.4
    (08 09 49.18673 +52 18 58.2507) z=0.13710















    Explosión Tipo III
    Blazar
    PKS 0735+178
    (07 38 07.39376 +17 42 18.9983) z=0.424















    Explosión Tipo I
    Blazar
    QSO B1553+113
    (15 55 43.0440 +11 11 24.366) z=0.360













    Explosión Tipo ?
    Blazar
    NSV 19409
    (12 30 14.0894 +25 18 07.136) z=0.135













    Explosión Tipo ?
    Quasar
    PKS 1510-089
    (15 12 50.53292 -09 05 59.8296) z=0.360











    Explosión Tipo III
    Quasar
    B2 1420+32
    (14 22 30.37890 +32 23 10.4446) z=0.68144








    Light curve. NASA's Fermi Gamma-ray Space Telescope









    Explosión Tipo III
    Blazar
    S5 1803+78
    (18 00 45.684 +78 28 04.02) z=0.680













    Explosión Tipo III
    Blazar
    BL LAC
    (22 02 43.29139 +42 16 39.9803) z = 0.069











    Explosión Tipo ??
    Blazar
    S4 0954+65
    (09 58 47.24510 +65 33 54.8181) z=0.367











    Explosión Tipo ?
    Quasar
    4C 29.45
    (11 59 31.83390975 +29 14 43.8268741) z=0.72475











    Explosión Tipo III
    Blazar
    S4 1749+70
    (17 48 32.84043 +70 05 50.7684) z=0.770








    Light curve. NASA's Fermi Gamma-ray Space Telescope









    Explosión Tipo III
    Blazar
    OT 355
    (17 34 20.57853650 +38 57 51.4430945) z=0.975









    Light curve. NASA's Fermi Gamma-ray Space Telescope









    Explosión Tipo III
    Blazar
    PKS 0735+178
    (07 38 07.39376 +17 42 18.9983) z=0.0.424











    Explosión Tipo I
    Blazar
    B2 1147+24
    (11 50 19.2122083392 +24 17 53.834712576) z=0.2090











    Explosión Tipo III
    Blazar
    OJ 287
    (11 50 19.2122083392 +24 17 53.834712576) z=0.2090











    Explosión Tipo ?
    Blazar
    AU CVN
    (13 10 28.66385420 +32 20 43.7828340) z=0.99591











    Explosión Tipo ??
    Blazar
    4C 31.03
    (01 12 50.3328920232 +32 08 17.435303556) z=0.600











    • Conclusiones
    • - Los Blazares tienen un retardo temporal. Esto indica que la luz observada está muy cerca del horizonte de sucesos del agujero negro.

      - Tienen un patrón reconocible. Son predecibles.

      - Las explosiones secundarias corresponden a las desintegraciones radiactivas y están en proporción directa a la intensidad emitida. Al comparar la intensidad de estas explosiones secundarias, podemos conocer su cantidad de elementos pesados.

      - Todos los AGNs tienen sus períodos de máximo y mínimo, iguales. Esto confirma que todos los AGNs son los mismos objetos, vistos desde diferentes perspectivas.

      - Aunque el brillo máximo en diferentes longitudes de onda está relacionado, hay un retraso temporal de unos días con respecto a otros tipos de longitudes de onda detectadas, de modo que la emisión de luz no ocurre exactamente en el mismo lugar. Incluso en la explosión principal, el máximo de brillo en rayos Gamma suele suceder unos 3 días antes que en el óptico.

      - Cuanto mayor es la frecuencia detectada, por ejemplo, en los rayos Gamma con respecto a la óptica, más rápido puede cambiar su luminosidad. Esto indica que la región emisora de rayos Gamma es mucho más pequeña que en el óptico.

      - Al comparar el grado de retardo temporal con otras magnitudes astrofísicas, podríamos descubrir conceptos relacionados.

      - Dependiendo del Blazar, la explosión principal como las explosiones secundarias pueden ser más agudas o achatadas, en las curvas de luz. Podríamos conocer porqué el cono del Jet emisor es más estrecho que otros.



      • Agradecimientos

      Agradezco a la AAVSO por autorizarme a publicar sus curvas de luz y al Grupo M1 por su importante contribución. También a todos los observadores que han hecho posible estas observaciones, que sin ellas, no hubiese sido posible este trabajo. A todos ellos, muchas gracias.

      En especial a mi compañero Diego Rodríguez del Grupo M1. A Gianpiero Locatelli, Ramón Naves, David Cejudo, Jose Luis Martin, a Jordi Berenguer y Fernando Huet Grondona del Grupo de Supernovas. También a Dave Hinzel y a Heinz-Bernd Eggenstein de la AAVSO. Y a Daniel Mendicini desde el Grupo de la LIADA.

      Tambien al Grupo Fermi de la Nasa por autorizarme a publicar sus curvas de luz en Rayos Gamma para una mayor compresión de estos objetos.




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