Cosmologia
A Distribuição Espacial do Índice Espectral
Um dos objetivos principais, senão o mais importante, na prepara-ção de mapas de céu inteiro é nterpretar o padrão espacial da emissão Galáctico em função de seu espectro. Esta questão é de particular interesse para o componente síncrotron, dado que sua emissividade depende, como veremos a seguir, tanto do fluxo de elétrons relativísticos quanto da intensidade do campo magnético numa dada região da Galáxia. Nesta seção elucidaremos a associação entre as propriedades do meio interestelar e o comportamento espectral da emissão síncrotron.
Mas antes de particularizar nossa abordagem sobre esta questão convém definir os processos de radiação que caracterizam a emissão Galáctica como um todo. Esta se compõe de:
(a) Radiação síncrotron emitida por elétrons relativísticos espiralando no campo magnético B da Galáxia, cuja intensidade
recebe as contribuições da potência espectral P ∝ B(p+1)/2ν-(p-1)/2 de cada elétron de massa mc e carga q na freqüência ν ao longo do percurso l até o observador segundo um espectro de energias N(E)dE = k(1)E -pdE, tal que se k' ≡ k(mce2)1-p e Cijk ≡ qk / miecj (c é a velocidade da luz), então
![Imagem da fórmula](img/img215.png)
sendo que para uma distribuição isotrópica de alinhamentos entre B e o campo de velocidades dos elétrons
![Imagem da fórmula](img/img216.png)
(b) Radiação Bremsstrahlung térmica, ou livre-livre, produzida pelo gás ionizado quente (temperatura eletrônica Τe = 0,6 - 1,0 × 104 K) e de baixa densidade (ne ≈ 0,3cm -3) do meio interestelar com intensidade
![Imagem da fórmula](img/img88.png)
sendo K a constante de Boltzmann e g11(Τe, ν) o fator de Gaunt. Num meio ionizado predominantemente composto de HII (Ζ = 1, nHII ≡ ni = ne), e opticamente fino, o cálculo detalhado do fator de Gaunt mostra que g11 = (√3/π) P1, sendo P1 e ln(P1/P2) e os limites inferior e superior do parâmetro de colisão entre os elétrons e os íons. O correspondente índice espectral entre as freqüências ν1 e ν2 (ambas em GHz) resulta em
![Imagem da fórmula](img/img227.png)
(c) Radiação térmica da poeira, que emite como um corpo cinza à temperatura Τcc com intensidade
sendo que a integral do coeficiente de absorção α(ν, 1) é a opacidade do meio (≪ 1) e Bν é a função de Planck.
A Figura 8 mostra a relação de intensidades em unidades de temperatura de antena entre estes componentes e um corpo negro com a temperatura da Radiação Cósmica de Fundo (para maiores detalhes, veja a seção 1.3.2).
![Imagem do Espectro dos componentes da emissão Galáctica](img/cmbr_foregrounds.gif)
Figure: Espectro dos componentes da emissão Galáctica comparado com o da RCF entre 408MHz e 1.000GHz. A largura das respectivas bandas evidencia a variação esperada dos componentes Galácticos com a latitude 15° ≲ |b| ≲ 70° segundo um modelo de camadas plano-paralelas em relação ao Plano Galáctico.
Observacionalmente, o espectro do componente não-térmico se torna mais inclinado com a freqüência. Webster (1971) mediu o espectro da emissão Galáctica em regiões próximas ao Pólo Norte Galáctico ( b > 70° e b > 50° para 50° < l < 90° e b > 30° para 70° < l < 90°) e ao anticentro Galáctico (15° < b < 50° para l = 180° ± 40° ) que se identificariam com emissões características da região intermediária entre braços espirais da Galáxia (com aproximadamente metade da emissão proveniente do halo) e do braço espiral local, respectivamente (Figura 9). Os dois espectros mostram uma variação no índice s ≡ (p - 1)/2 da Equação (4), tal que s(ν ≲ 200MHz) = 0,4 e s(ν ≲ 400MHz) = 0,8 - 0,9.
![Espectro da emissão Galática](img/fig9.jpg)
Figure: Espectro da emissão Galáctica nas regiões do anticentro (I) e do Pólo Norte Galáctico (II). As unidades no eixo da intensidade são 10-17 ergs -1 cm -2 Hz -1 sr -1 ou, equivalentemente, ≃ 3,25 × 105K (Fonte: Adaptada de Longair (1994a), p. 263).
Kallas et al. (1983) utilizaram o mapa de Haslam em 408MHz e e mais dois mapeamentos parciais do Hemisfério Norte, o de Berkhuijsen (1972)
em 820MHz e o de Reich (1982) em 1420MHz, para investigar a distribuição do índice espectral na região do anticentro Galáctico entre Cassiopéia
e Perseus. Após convoluirem os mapas em 408MHz e 1420MHz para a resolução de 1,2° do mapa de Berkhuijsen,
eles extraíram o componente do contínuo isento de fontes discretas e de esporas e constataram que esta região apresenta um espectro com uma inclinação
acentuada. Denotando de β[ν1, ν2] o índice espectral determinado entre as freqüências
ν1 e ν2, eles encontraram índices médios
Carlos Alexandre Wuensche - Criado em 2005-06-02