I. Andruchow , S. A. Cellone, G. E. Romero

1. “Incidencia de la galaxia anfitriona en las mediciones de la polarización lineal óptica de los blazares.” I. Andruchow , S. A. Cellone, G. E. Romero • GARRA, IAR, CONICET, • FCAGLP, UNLP

2. Nucleos de Galaxias Activos • Agujero Negro supermasivo (alimentador) • Disco de acreción (combustible) • Jets • Toro de polvo (reservorio de masa, oscurecimiento) • Emisión: alta luminosidad, no-térmica, variable, polarizada. • Jet → procesos de altas energías • Disco → IR y UV Blazars:● Variaciones rápidas ● Falta de líneas de emisión ● Alta polarización ● Galaxias elípticas

4. Modelo planteado: Problema:¿De qué manera afectan las variaciones del seeing en las mediciones de variabilidad? ▼ Fotometría: Cellone et al., AJ, 119, 1534, 2000 ▼ Polarización:Simulación numérica, convolución de las funciones que representan a las diferentes componentes ↓ Galaxia anfritriona: elíptica gigante perfil de deVaucouleurs con ε=0 ↓ Núcleo Activo: fuente puntual perfil tipo delta de Dirac ↓ Atmósfera: función Gaussianacon σ variable

5. Funciones y parámetros: Galaxia → Núcleo→ Atmósfera → Parámetros: 1) re = 5, 7.5, 10 Kpc. 2) Ie / Io → ∆M = M Gal - MAGN = -2, 0, 2 3)z = 0.05, 0.1, 0.25, 0.5, 1 { Ho = 70 km/s/Mpc; qo = -1/2 } 4)σ = 0.25 – 6 arcsec, ∆σ = 0.25 5)Grado de polarizacion en la fuente α = 1, 2, 3, 4, 5, 10, 15, 20, 25, 30, 50 % 6) Radio del diafragma: rd = 2.8, 5.6, 8.5 arcsec Urry, C. M. et al., ApJ, 532, 740, 2000; ApJ, 532, 816, 2000 Floyd, D. J. E. et al., MNRAS, 355, 196, 2004 Pagani, C. et al., ApJ, 596, 830, 2003

6. Caso particular: PKS 0521-365 Z = 0.055 ; re = 2.8 arcsec ; mV(AGN) = 15.33 ; mV(GAL) = 14.99 Datos observacionales: Noviembre de 2002 Telescopio 2.15 m. Jorge Sahade, {CASLEO} » valores de seeing {DIMM, MEADE} » mediciones de la polarizacion {CASPROF}

7. Noche del 5/11/2002 Noche del 6/11/2002 NV V V NV

8. Conclusiones: ¶ Frente a valores de variacion típica de las condiciones de la noche, las observaciones mas afectadas son las realizadas con los aberturas de diafragma mas chicas. ¶ Estas variaciones introducen una componente espuria de variabilidad. ¶ Siguiendo este modelo, se pueden derivar curvas de variabilidad de la fuente con mayor presición. ¶ Se podrían poner cotas a los valores del porcentaje de polarización de la radiación saliente del blazar.

9. Parámetros estadísticos de la variación: Noche 06/11/2002: n = 8 Observación: <P> = 2.88% σ = 0.105 F.V.= 0.054 ∆t = 2.1621 hs. Por seeing: <P> = 2.21% σ = 0.365 F.V.= 0.090 ∆t = 1.1627 hs. Datos de seeing: <σ> = 2.86 arcsec σ = 0.59 arcsec ∆σ = 1.01 ∆t = 1.1627 hs. Noche 05/11/2002: n = 6 Observación: <P> = 3.05% σ = 0.769 F.V.= 0.331 ∆t = 2.1387 hs. Por seeing: <P> = 2.4% σ = 0.229 F.V.= 0.029 ∆t = 2.1387 hs. Datos de seeing: <σ> = 2.22 arcsec σ = 0.48 arcsec ∆σ = 0.64 ∆t = 2.1387 hs.

11. Caso general: Curva de variacion de seeing