Kvalitetskrav

Como teste para demonstrar a capacidade da ferramenta, apresentamos os resultados obtidos em duas fontes MSOs distintas; 0810+46 e 0930+389 ambas extra´ıdas de Fanti et al. (2001).

Fonte 0930+389

A fonte 0930+389 ´e uma fonte bem resolvida embora n˜ao apresente uma ponte provavel- mente devido `a sensibilidade da observa¸c˜ao. Apresentamos a seguir, na Figura 4.3, uma sequˆencia de pain´eis que comparam o r´adio mapa da fonte observada (j´a digitalizado) com os nossos mapas r´adios sint´eticos. No ajuste fino dos parˆametros, observamos que o modelo para o campo magn´etico que melhor se adequava `a observa¸c˜ao ´e o de equiparti¸c˜ao. Simulamos a fonte com e sem perdas radiativas.

Observação MODELO B Equipartição Com perdas Sem perdas 0930+389

Figura 4.3: No painel superior temos o mapa extra´ıdo de Fanti et al. (2001) digitali- zado atrav´es do processo explanado no t´opico “Desenvolvimento computacional” e logo a seguir, mostramos os mapas sint´eticos com o modelo de equiparti¸c˜ao para o campo magn´etico em duas situa¸c˜oes; com e sem perdas radiativas.

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E not´orio como o mapa sint´etico consegue se aproximar do mapa real. Contudo, cer- tos detalhes da fonte como as protuberˆancias observadas no mapa observado s˜ao dif´ıceis de simular. A consequˆencia dessas diferen¸cas ser´a notada na fase da subtra¸c˜ao dos ma- pas, que resultar´a em uma “sobra” no mapa resultante. Observamos ainda que o mapa sint´etico com perdas radiativas ´e o que melhor reproduz o mapa observado. Na Figura 4.4 apresentamos a subtra¸c˜ao entre os mapas do brilho superficial.

Observação Modelo Obs. – Mod. Perfil Observação Modelo Obs. – Mod. 0930+389

Figura 4.4: A figura mostra o resultado da subtra¸c˜ao entre os mapas observado e sint´etico em duas perspectivas diferentes. A regi˜ao em amarelo corresponde ao local onde os dois mapas se anulam. O modelo usado adota um campo magn´etico de equiparti¸c˜ao com perdas radiativas.

Fonte 0810+46

A segunda fonte estudada, 0810+46, n˜ao ´e muito bem resolvida. O mapa apresenta pequenas “asas” que s˜ao dif´ıceis de simular com o nosso modelo anal´ıtico (cil´ındrico) simples. A sequˆencia de pain´eis apresentados na Figura 4.5 mostram o resultado obtido com a nossa ferramenta. Ao efetuarmos os ajustes finos para aproximar o mapa sint´etico do observado, percebemos que o melhor modelo para o campo magn´etico correspondia ao modelo de conserva¸c˜ao do fluxo. Mais uma vez constru´ımos dois mapas sint´eticos; com e sem perdas radiativas.

Mais uma vez, os mapas sint´eticos conseguem se aproximar satisfatoriamente do mapa observado. Percebemos nesse caso, que o mapa com perdas radiativas se aproxima melhor do observado por conseguir “resolver” os dois picos de m´axima intensidade (“hot spots”) o que n˜ao acontece no mapa sem perdas. Como comentado anteriormente, a existˆencia das “asas” n˜ao pode ser reproduzida por nosso modelo o que resultar´a no aparecimento de “montanhas” no mapa em 3D do brilho superficial (Figura 4.6).

Observation

MODELO B Conservação

do fluxo

Com perdas Sem perdas

0810+46

Figura 4.5: No painel superior apresentamos a digitaliza¸c˜ao do mapa extra´ıdo de Fanti et al. (2001), na sequˆencia temos os mapas sint´eticos com o modelo de conserva¸c˜ao do fluxo para o campo magn´etico em duas situa¸c˜oes; com e sem perdas radiativas.

Observação Modelo Obs. – Mod.

Perfil

Observação

Modelo Obs. – Mod.

0810+46

Figura 4.6: A figura apresenta o resultado da subtra¸c˜ao entre os mapas observado e sint´etico em duas perspectivas diferentes. A regi˜ao em amarelo corresponde ao local onde os dois mapas se anulam. O modelo usado adota um campo magn´etico de conserva¸c˜ao do fluxo com perdas radiativas.

compara¸c˜ao entre os mapas, muitos dos parˆametros da fonte tais como: o raio do “hot spot”, a largura do casulo, o melhor modelo para o campo magn´etico, etc. A limita¸c˜ao da ferramenta ´e maior quando tentamos sintetizar fontes extensas devido `a grande assimetria existente em tais fontes o que, no processo de subtra¸c˜ao entre os mapas, resultaria no

Tabela 4.1: Expoentes auto-similares para o modelo Expoente 0930+389 0810+46 γ 0 0 δ 0 0 a 1 1 b 0.375 0.5 c -1.25 -1 m 0 1 ℓ 0 0

aparecimento de muitos “vales” e “montanhas”. Na Tabela 4.1 apresentamos um resumo dos expoentes auto-similares, obtidos para o modelo atrav´es da compara¸c˜ao entre os mapas, das fontes 0930+389 e 0810+46. Vale salientar que este procedimento vai al´em de um simples processo de deconvolu¸c˜ao, pois nos fornece importantes informa¸c˜oes sobre os parˆametros f´ısicos da r´adio fonte extragal´actica.

Cap´ıtulo 5

Simula¸c˜oes num´ericas

hidrodinˆamicas

5.1

Introdu¸c˜ao

Nos ´ultimos 20 anos as simula¸c˜oes num´ericas tˆem sido fundamentais para o aumento do

nosso conhecimento sobre o comportamento dos jatos extragal´acticos, possibilitando a obten¸c˜ao de importantes “insights” sobre a dinˆamica e estrutura desses objetos, tanto no caso de jatos n˜ao relativ´ısticos (Rayburn 1977; Norman et al. 1982; Lind et al. 1989; Clarke, Norman & Burns 1989; Hardee & Norman 1990; K¨ossl, M¨uller & Hillebrandt 1990; Cox, Gull & Scheuer 1991; Falle 1991; Clarke & Burns 1991; Cioffi & Blondin 1992; Loken et al. 1992; Hardee et al. 1992; Ferrari, Massaglia & Bodo 1996) como no caso de jatos relativ´ısticos (Wilson 1987; Bowman, Leahy & Komissarov 1996; Mioduszewski, Hughes & Duncan 1997; Marti et al. 1997; Komissarov & Falle 1997, 1998; Rosen et al. 1999), com e sem campo magn´etico.

Neste Cap´ıtulo, e nos seguintes, apresentaremos o resultado das simula¸c˜oes num´ericas tridimensionais que realizamos usando o c´odigo fonte VH1. Este ´e um c´odigo escrito em linguagem FORTRAN desenvolvido pelo “Virginia Numerical Bull Session ideal hydrody- namics PPMLR”. O algoritmo utiliza as equa¸c˜oes dinˆamicas de um g´as em coordenadas lagrangeanas, baseadas no “Piecewise Parabolic Method (PPM)” desenvolvido por Colella & Woodward (1984), seguindo trˆes passos: (1) interpola a distribui¸c˜ao das vari´aveis de- pendentes, (2) calcula as solu¸c˜oes nas zonas de extremidades usando as equa¸c˜oes carac-

ter´ısticas e as solu¸c˜oes de Riemann e (3) usa essas solu¸c˜oes para calcular o fluxo efetivo.