Figura 1:Painel esquerdo:imagem contínua de Sgr B2 na banda C. As regiões relevantes são marcadas com seus nomes (ver Mehringer et al. 1993). A caixa tracejada marca a região do DS. Painel direito:amplie a região DS. Círculos marcam as posições dos núcleos protoestelares de alta massa identificados por Ginsburg et al. (2018). O feixe sintetizado é mostrado como uma elipse amarela no canto esquerdo inferior (adaptado das Figs. 1 e 2 em Meng et al. 2019). Crédito:INAF
As observações de rádio em comprimentos de onda de metro centímetro lançam luz sobre a natureza da emissão das regiões HII. Usualmente, esta categoria de objetos é dominada pela radiação térmica produzida por hidrogênio ionizado, ou seja, prótons e elétrons. Vários estudos observacionais revelaram a existência de regiões HII com uma mistura de radiação térmica e não térmica. O último representa uma pista para a presença de elétrons relativísticos. Contudo, nem o fluxo de elétrons de raios cósmicos interestelares nem o fluxo de elétrons secundários produzidos por raios cósmicos primários através de processos de ionização são altos o suficiente para explicar as densidades de fluxo observadas.
Um grupo de pesquisadores liderado por Marco Padovani do Osservatorio Astrofisico di Arcetri mostrou que é possível acelerar elétrons térmicos locais até energias relativísticas em choques na região HII por meio do mecanismo de aceleração de Fermi de primeira ordem. Em Padovani et al. (2019), publicado recentemente em Astronomia e Astrofísica , eles descobriram que o fluxo de elétrons localmente acelerado pode explicar as densidades de fluxo observadas.
Em particular, eles aplicaram seu modelo à região do 'sul profundo' (DS) de Sagitário B2, observado com o rádio telescópio VLA (ver Fig. 1), cujos resultados são descritos no artigo de observação complementar de Meng et al. (2019). O modelo conseguiu reproduzir as densidades de fluxo observadas com uma precisão de 20%, bem como os índices espectrais (ver Fig. 2), também restringindo a força do campo magnético (0,3-4 mG), a velocidade do fluxo no referencial de choque (33-50 km s-1), e a densidade (1-9 104 cm-3) esperada em DS (ver Fig. 3).
Figura 2:Densidades de fluxo observadas (quadrados magenta) e seus melhores ajustes (linhas pretas tracejadas) para cinco posições selecionadas no DS em função da frequência, rotulados de (a) a (e). Linhas pretas sólidas mostram os resultados do modelo. Cada subtrama também exibe os índices espectrais modelados e observados, α mod e α obs , respectivamente. Crédito:INAF
Padovani et al. (2019) também desenvolveu uma ferramenta on-line interativa publicamente disponível que calcula o fluxo de elétrons acelerado por choque, a densidade de fluxo, e o índice espectral esperado em uma região HII no parâmetro densidade de espaço-intensidade do campo magnético para um determinado conjunto de temperatura, velocidade de fluxo no referencial de choque, e frequência de observação.
Maior sensibilidade, campo de visão maior, maior velocidade de pesquisa, e a capacidade de polarização de futuros telescópios como o SKA permitirá descobrir um maior número de regiões HII associadas à emissão não térmica, dando a oportunidade de melhor caracterizar a origem das fontes síncrotron Galácticas.
Figura 3:Mapas de velocidade de choque (U), densidade de volume (n), e a intensidade do campo magnético (B) de DS que reproduz os mapas de densidade de fluxo observados obtidos através de um Χ 2 teste usando o modelo descrito em Padovani et al. (2019). O modelo também gera o índice espectral modelado (α mod ) mapa que é consistente com o α observado obs mapa (da Fig. 12 em Meng et al. 2019). Crédito:INAF
