A variabilidade do Índice Espectral
Medidas espectrais são, em princípio, difíceis de serem feitas, porque a técnica mais adequada requer que o padrão de antena seja idêntico em cada uma das freqüências observadas e, ainda, muito bem conhecido para descontar a contribuição dos lóbulos laterais. Mas se o objetivo é utilizar a informação disponível nos mapas discutidos anteriormente, torna-se necessário adotar critérios que permitam compatibilizar as diferenças técnicas entre eles.
Um estudo feito por Lawson et al. (1987) para o Hemisfério Norte a partir dos mapeamentos TB62, MS73, H-I, H-II, H-IV e mais dois mapeamentos parciais, o de Berkhuijsen (1972) em 820MHz e o de Reich (1982) em 1420MHz, mostrou claramente que os erros residuais no ponto zero dos mapas introduzem falhas sistemáticas na distribuição do índice espectral. Para amenizar este efeito, eles convoluiram os mapas em 408MHz, 820MHz e 1420MHz para uma resolução comum de 4º e optaram por fixar o nível zero de todos os mapas supondo um índice espectral constante na região do céu mais susceptível a este parâmetro; ou seja, a região de brilho mínimo. Constataram a seguir que o mapa em 178MHz se mostrava irreconciliável com a estimativa menos incerta do nível zero como mostra a Tabela 2.3. O mapa de Haslam sofreu ainda um ajuste de -1,7K nos valores de H-IV quando se verificou um efeito de contraste na fronteira de H-II e H-IV na determinação do índice espectral relativo ao mapa de Reich. Para garantir um estudo apenas da emissão Galáctica, dois componentes isotrópicos de origem extragaláctica foram subtraídos dos mapas: a própria RCF e o sinal integrado das fontes extragalácticas não-resolvidas. Para estas últimas Lawson et al.(1987) adotaram uma temperatura de brilho de 50K em 150MHz e o índice espectral βEG = 2,75.
Os resultados obtidos por Lawson et al. (1987) mostraram que o índice espectral não apresenta uma variação significativa nas freqüências abaixo de 408MHz (β ≃ 2,5), havendo apenas um aumento esperado de β com a latitude. Segundo o denominador da Equação (10), as escalas de tempo para os elétrons emissores nesta faixa do espectro são suficientemente longas para que suas perdas por radiação síncrotron sejam proporcionais à escala de altura de seus volumes de confinamento com relação ao Plano Galáctico.
Acima de 408MHz, porém, o índice espectral devido às estruturas de média escala (laços, filamentos etc...) se torna mais acentuado do que o da emissão em grande escala, enquanto que os menores valores de β ocorrem nas regiões mais frias do céu. Estes autores sugerem, ainda, que a variação do índice espectral da emissão Galáctica no Hemisfério Norte resulta do efeito ambiental das quebras no espectro dos elétrons relativísticos que os restos de supernovas velhos podem introduzir localmente. No entanto, sendo a intensidade observada uma contribuição ao longo da linha de visada, o componente de emissão de fundo da Galáxia deve amenizar o aumento do índice espectral das estruturas observadas na direção de regiões próximas ao Plano.
Carlos Alexandre Wuensche - Criado em 2005-06-02