MAPAS DO CÉU INTEIRO EM COMPRIMENTOS DE ONDA MÉTRICOS E DECIMÉTRICOS (30 - 408 MHz)

A Radioastronomia tem contribuído substancialmente para o entendimento da estrutura de nossa Galáxia desde o descobrimento por Karl Jansky, em 1932 (Figura 1), de emissão no contínuo na direção do Centro Galáctico (Jansky 1933). Observações posteriores em $20,\!5$MHz e 30MHz lhe permitiram identificar a natureza desta radiação como sendo indiscutivelmente de origem Galáctica (Jansky 1935). A suposição de que a emissão era de um corpo negro levou Grote Reber a construir um radiotelescópio para investigar a radiação em freqüências mais altas. Utilizando uma montagem de trânsito meridiano, Reber obteve inicialmente resultados negativos em $3,\!3$GHz e 910MHz, mas, em 1939, conseguiu detectar a emissão da Galáxia em 160MHz e a atribuiu às transições livre-livre num plasma quente a 10.000K (Reber 1940). Reber continuou aperfeiçoando seu instrumento nesta freqüência e em 1944 publicou o primeiro mapa rádio do céu (Reber 1944), sendo seguido quatro anos mais tarde (Reber 1948) por um segundo mapa em 480MHz (Figura 2).

Figure: Versão moderna das observações originais de Jansky numa projecão Ham-mer-Aitoff em coordenadas Galácticas novas para temperaturas de brilho em unidades de 10$^3$K (Fonte: Sullivan (1978), p. 8).

Henyey e Keenan (1940) confirmaram a previsão de emissão livre-livre obtida por Reber (coincidentemente na direção de uma região HII), mas mostraram que as temperaturas de brilho observadas por Jansky, da ordem de 100.000K, se apresentavam seriamente discrepantes com a previsão de um espectro térmico. Reber também notou a partir de seus mapas que a região do Cisne apresentava emissão de um componente com espectro plano (tipo livre-livre) e de um outro com espectro inclinado (Reber 1948); mas, só na década seguinte, Kiepenheuer (1950) mostrou que a natureza não-térmica do contínuo da emissão Galáctica podia ser explicada em termos do mecanismo de radiação síncrotron. A polarização deste tipo de radiação foi prevista por Shklovsky (1953) e observada no óptico pelos russos em 1954 para a Nebulosa do Caranguejo. Três anos mais tarde a mesma constatação seria feita em rádio por Mayer, McCullough e Sloanaker (1957) no comprimento de onda de 3cm. Mas foi só a partir das medidas com alta resolução espacial de Mills (1959, citado por Salter e Brown 1988), que indicavam uma correlação entre o componente difuso da emissão Galáctica e os braços espirais, e a detecção da polarização linear do contínuo não-térmico por Westerhout et al. (1962, citado por Salter e Brown 1988), que a explicação por parte do mecanismo de radiação síncrotron foi finalmente aceita.

Figure: Primeiros mapas da emissão Galáctica obtidos por Reber nas freqüên-cias de 160MHz e 480MHz. Sistemas de coordenadas equatoriais foram utilizados nestas projeções globulares, nas quais as unidades dos contornos de isointensidade são $10^{-22}$ W cm$^{-2}$MHz$^{-1}$ por grau circular. Na concepção de Reber a Galáxia formava um disco de emissão com o Sol localizado a $8,\!4$ kpc de distância do seu centro (Fonte: Sullivan (1978), p. 67 e 73).

O primeiro mapa do céu inteiro foi produzido por Dröge e Priester (1956) na freqüência de 200MHz (Figura 3), que acrescentaram às suas observações do Hemisfério Norte as obtidas por Allen e Gum (1950) para section o Hemisfério Sul. Neste mapa, a Galáxia exibe sua típica morfologia de disco e, embora sua espessura seja mais expressiva do que no óptico, dele emanam saliências na forma de esporas orientadas perpendicularmente ao Plano Galáctico.

Figure: 1o mapa do céu inteiro em baixas freqüências preparado por Dröge e Priester (1956) em 200MHz numa projeção senoidal (resolução: $17\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi \times 17\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$). Cas A e Cyg A são as duas fontes discretas que se destacam do contínuo à esquerda da figura (Fonte: Kraus (1966), p. 481).

Jansky tinha utilizado uma antena broadside do tipo Bruce com 29 m de comprimento (basicamente um arranjo linear de 4 dipolos de meio comprimento de onda) para operar na freqüêncide $20,\!5$MHz. O feixe principal tinha uma largura a meia potência (HPBW) de $24\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$ em azimute por $36\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$ em elevação. Já o refletor parabólico de Reber tinha $9,\!5$ m de diâmetro e um feixe cônico de $\sim 12,\!5\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$ e $\sim 4,\!0\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$ em 160MHz e 480MHz, respectivamente. Em 160MHz tinha uma sensibilidade de $\sim 40$K e uma temperatura de sistema em torno de 11.000K. Com o advento dos grandes radiotelescópios cons-truídos na Inglaterra e na Austrália tornou-se possível mapear a Galáxia com resolução e sensibilidade suficientes para detalhar sua estrutura no contínuo.

O resultado desses esforços se resultou nos mapas de céu inteiro listados na Tabela 1.1, cujas respectivas projeções aparecem nas Figuras 4, 5, 6, 7. As características gerais desses mapas se encontram nas informações complementares da Tabela 1.2.