O CAMPO MAGNÉTICO DA GALÁXIA

Dada a correlação significativa entre o componente fortemente polarizado da radiação síncrotron da Galáxia e a polarização da luz estelar, a ordenação do campo magnético ao longo da estrutura espiral Galáctica sugere uma origem para o componente de espectro acentuado no braço espiral local. De fato, o confinamento do campo magnético nos braços espirais também é observado em outras galáxias. E, ainda, como as medidas da rotação de Faraday para a emissão Galáctica fornecem valores inferiores aos obtidos para pulsares e fontes extragalácticas na mesma região do céu, sugere-se que a polarização da emissão rádio da Galáxia se origina dentro de uma região com um raio $< 500$pc.

No caso das fontes extragalácticas, o decréscimo progressivo da rotação de Faraday com a latitude Galáctica revela um campo magnético interestelar que se dispõe paralelamente ao Plano Galáctico. Já o mapa de polarização da luz estelar feito por Mathewson e Ford (1970), a partir de uma amostra de 6000 estrelas localizadas num raio de 3 kpc, apresenta não só o mesmo confinamento paralelo mas também exibe detalhes comparáveis aos evidenciados nos mapas da emissão Galáctica como a Espora Polar Norte. Webster (1978) sugeriu a existência de um halo de emissão rádio com uma distribuição esferoidal achatada na direção do Plano, cuja extensão radial seria em torno de 10 kpc e semi-altura de $3$-$4$ kpc. Comparativamente, a partir da variação da intensidade com a latitude no mapa de Haslam, a Galáxia revela os contornos de um disco central com um raio de uns 8 kpc e meia-altura de $0,\!7$-$1$ kpc. Entretanto, seu campo magnético seria da ordem de 5 vezes mais forte do que o do halo.

Embora nossa Galáxia seja representativa de uma galáxia espiral típica em termos de massa, tamanho e luminosidade, suas propriedades rádio são surpreendentemente diferentes. Em 408MHz, por exemplo, a Galáxia irradia uma potência total quinze vezes maior do que M33 e mais de dez vezes a da M31 (Berkhuijsen 1984). Destas três galáxias espirais, apenas a nossa possui emissividade não-térmica numa escala de altura com relação ao Plano que excede em muito a do próprio gás. Também, a presença de laços e filamentos na Galáxia distingue a morfologia em grande escala do seu campo magnético que se caracteriza por iguais intensidades de campos magnéticos ordenados e orientados ao acaso, enquanto que em M31 e M33 esta razão é o dobro. Como a bi- simetria do campo ordenado ao longo dos braços espirais indica uma conexão com o campo intergaláctico, a relação entre a desordem do campo Galáctico e a existência de emissividade além dos limites de um disco fino se constitui num questionamento em aberto.

Por outro lado, é possível comparar o espectro observado dos elétrons nos raios cósmicos com o inferido a partir das observações radiostronômicas. Porém, sabe-se que o vento solar modula significativamente a difusão dos raios cósmicos para elétrons com energias $E<10$GeV provenientes do meio interestelar. Como a radiação síncrotron emitida por elétrons relativísticos de energia $E=\gamma m_e c^2$ (GeV) é fortemente acentuada em torno de

$$\left({\nu_{\rm max}\over \rm MHz}\right) = 5,\!44\times 10^... ...over \rm GeV}\right)^2 \left({B\over \mu\rm G}\right)\quad ,$$

para campos magnéticos interestelares típicos $(B\sim 3{\mu\rm G})$ a modulação solar começa a se tornar desprezível acima de alguns GHz; ou seja, justamente na faixa do espectro onde as medidas do contínuo não-térmico são escassas. No entanto, segundo Webber (1990), para $E>10$ GeV, o espectro eletrônico, que supostamente seria representativo dos elétrons ultrarelativísticos no meio interestelar local, segue uma lei de potência com $p=3,\!3$. Uma vez que o mecanismo síncrotron se caracteriza por um espectro de radiação relativamente suave e de banda larga, pode-se compôr um espectro conjunto, escolhendo $B$ de modo que o espectro dos elétrons se constitua numa extensão natural do contínuo da emissão Galáctica.

Para tanto, Longair (1994a) utilizou os resultados em 10MHz obtidos por Caswell (1976) e estimou a emissividade síncrotron na direção de regiões HII conhecidas, que nesta freqüência atuam como anteparos opacos e cuja contribuição pode ser subtraída diretamente. Mas para que a emissividade prevista com o espectro dos elétrons nos raios cósmicos fosse compatível com a emissividade em rádio, o campo magnético interestelar deveria ser umas 2 vezes mais intenso do que o valor médio, $<B_{\vert\vert}> = 1,\!5$-$3,\!0 \mu$G (obtido a partir da razão entre as medidas da rotação de Faraday e de dispersão dos pulsares). Essa discrepância pode ser devida à Terra se localizar numa região de baixa densidade de elétrons relativísticos; ou simplesmente pelo fato da emissividade síncrotron ser ponderada por $\int B^{(p+1)/2}dl$ enquanto que $<B_{\vert\vert}> =\int n_eB_{\vert\vert}dl/\int n_edl$. Se a discrepância não for significativa, o espectro da radiação síncrotron poderá ser utilizado para medir a modulação solar no espectro dos elétrons em função da energia dos raios cósmicos (rigidez magnética).