Cosmologia

O Perfil Síncrotron

Conforme a discussão na seção 2.1, o espectro de energia do componente eletrônico dos raios cósmicos medido no topo da atmosfera terrestre oferece uma alternativa plausível, e no mínimo necessária, para se inferir a forma do espectro do componente síncrotron. Mas desta vez normaliza-se a amplitude da emissão Galáctica com o mapa de Haslam, que em 408MHz representa, principalmente, os elétrons com E ∼ 2 - 3Gev em campos magnéticos com intensidade B ~ 6 - 3μG, e cuja cobertura do céu é completa. Bennett et al. (1992; doravante B92) utilizaram este procedimento e atribuiram a variabilidade espacial de β ao valor efetivo do campo magnético da Gálaxia, B_eff, que por sua vez seria ajustado segundo a distribuição espacial do índice espectral encontrada a partir dos mapas em 408MHz e 1420MHz. Na notação usual para o fluxo dos elétrons, J(m^-2s^-1sr^-1GeV^-1) = 10⁴(c/4π) N (E), com N(cm^-3GeV^-1), B92 ajustaram a quantidade J E³ a um polinômio de 5º grau em log E, tal que para uma distribuição de lei de potência seu índice espectral entre as energias E₁ e E₂ resultou em

Este ajuste seria válido para elétrons com energias 0,1 < E(GeV) < 100 e a partir de observações do espectro eletrônico na fase de mínimo solar para E < 8GeV, que implicam em

Para elétrons com energias maiores sua distribuição em energia seguiria uma única lei de potência com p=3,312. Segundo B92, os mapas da emissão Galáctica em 408MHz e 1420MHz resultam num valor para a mediana de B_eff = 1,4μ. Este valor foi utilizado uniformemente para δ < -19°, uma vez que não existe uma contrapartida do mapa em 1420MHz abaixo desta latitude que pudesse servir de referência para estimar a variabilidade espacial de β. Na Figura 1.11 comparamos os índices espectrais dos componentes síncrotron e livre-livre a partir das equações (16) e (7) para um conjunto de freqüências espaçadas logaritmicamente de 0,00293 entre 408MHz e 1.000GHz.

Carlos Alexandre Wuensche - Criado em 2005-06-02