Monitoreo Óptico de Causares Luminosos de Alto Redshift

Abstract

Este trabajo se enmarca en una campaña de monitoreo óptico de una muestra de 56 cuasares (QSO) de alta luminosidad ( L(1350A) > 1046.5 erg s-1) y de alto redshift (z > 2), el cual se lleva a cabo usando imágenes directas y espectros obtenidos en telescopios de pequeña y mediana envergadura desde los observatorios de Cerro Tololo y Las Campanas. El objetivo principal de este monitoreo consiste en seleccionar los objetos con mayor variabilidad en el continuo, caracterizado por el flujo en el filtro R, para los cuales se comienza un monitoreo espectroscópico con el fin de medir el tamaño de la región de líneas anchas (BLR), así como también la masa de agujero negro (BH) central de cada cuasar usando la técnica conocida como mapeo de reverberación. El mapeo de reverberación es el único método para medir directamente la masa del BH central en los núcleos activos de galaxias (AGNs) y ha sido aplicado exitosamente en una treintena de AGNs de luminosidad baja e intermedia. Sin embargo, la masa de los BH en QSOs, los AGN de mayor luminosidad, aún no han sido directamente medidos. Esto es particularmente importante debido a que la mayoría de estos objetos se encuentran a alto redshift, época clave para la evolución de las galaxias. El mapeo de reverberación para estas fuentes no es tarea fácil debido a las largas escalas de tiempo involucrados, debido a que son sistemas intrínsecamente más grandes, y al factor (1 + z) debido a la expansión del universo, lo que hace de este un proyecto ambicioso y de largo plazo (10 años). En este trabajo de tesis se muestra el análisis de la variabilidad del continuo de los primeros 6 años del monitoreo, que ha permitido la identificación de una sub-muestra de cuasares de alta variabilidad, que corresponde a un 30% de la muestra completa, los cuales ya se están monitoreando espectroscópicamente y que corresponden a los candidatos para realizar estudios de reverberación en los próximos 4 años. Además se presentan resultados preliminares para tres objetos con curvas de luz suficientemente pobladas, tanto en el continuo como en las líneas de emisión observadas, que corresponden al Si IV, C IV y C III] . Estos resultados preliminares indican que la masa de los BH en estos objetos es del orden de 109 Msol y que además el tamaño de su BLR concuerda con la relación RBLR – LUV basado en la línea de C IV propuesta por Kaspi et al. (2007).