Figura 1:Panel izquierdo:imagen continua de Sgr B2 en la banda C. Las regiones relevantes están marcadas con sus nombres (ver Mehringer et al. 1993). El cuadro punteado marca la región de DS. Panel derecho:Zoom en la región DS. Los círculos marcan las posiciones de los núcleos protoestelares de gran masa identificados por Ginsburg et al. (2018). El haz sintetizado se muestra como una elipse amarilla en la esquina inferior izquierda (adaptada de las Figs.1 y 2 en Meng et al. 2019). Crédito:INAF
Las observaciones de radio a longitudes de onda de un metro por centímetro arrojan luz sobre la naturaleza de la emisión de las regiones HII. Generalmente, esta categoría de objetos está dominada por la radiación térmica producida por hidrógeno ionizado, a saber, protones y electrones. Varios estudios de observación han revelado la existencia de regiones HII con una mezcla de radiación térmica y no térmica. Este último representa una pista de la presencia de electrones relativistas. Sin embargo, ni el flujo de electrones de rayos cósmicos interestelares ni el flujo de electrones secundarios producidos por los rayos cósmicos primarios a través de procesos de ionización son lo suficientemente altos como para explicar las densidades de flujo observadas.
Un grupo de investigadores dirigido por Marco Padovani del Osservatorio Astrofisico di Arcetri demostró que es posible acelerar electrones térmicos locales hasta energías relativistas en choques de la región HII a través del mecanismo de aceleración de Fermi de primer orden. En Padovani et al. (2019), publicado recientemente en Astronomía y Astrofísica , encontraron que el flujo de electrones acelerado localmente puede explicar las densidades de flujo observadas.
En particular, aplicaron su modelo a la región del 'sur profundo' (DS) de Sagitario B2, observado con el radiotelescopio VLA (ver Fig.1), cuyos resultados se describen en el artículo de observación complementario de Meng et al. (2019). El modelo logró reproducir las densidades de flujo observadas con una precisión del 20%, así como los índices espectrales (ver Fig.2), también restringe la fuerza del campo magnético (0.3-4 mG), la velocidad del flujo en el marco de referencia de choque (33-50 km s-1), y la densidad (1-9 104 cm-3) esperada en DS (ver Fig. 3).
Figura 2:Densidades de flujo observadas (cuadrados magenta) y sus mejores ajustes (líneas negras discontinuas) para cinco posiciones seleccionadas en DS en función de la frecuencia, etiquetados (a) a (e). Las líneas negras continuas muestran los resultados del modelo. Cada subparcela también muestra los índices espectrales modelados y observados, α modificación y α obs , respectivamente. Crédito:INAF
Padovani y col. (2019) también desarrolló una herramienta interactiva en línea disponible para el público que calcula el flujo de electrones acelerado por choque, la densidad de flujo, y el índice espectral esperado en una región HII en el parámetro densidad espacial-fuerza del campo magnético para un conjunto dado de temperatura, velocidad de flujo en el marco de referencia de choque, y frecuencia de observación.
Mayor sensibilidad, mayor campo de visión, mayor velocidad de encuesta, y la capacidad de polarización de futuros telescopios como SKA permitirá descubrir un mayor número de regiones HII asociadas con emisiones no térmicas, dando la oportunidad de caracterizar mejor el origen de las fuentes de sincrotrón galáctico.
Figura 3:Mapas de velocidad de choque (U), densidad de volumen (n), y la intensidad del campo magnético (B) de DS que reproducen los mapas de densidad de flujo observados obtenidos mediante un Χ 2 prueba utilizando el modelo descrito en Padovani et al. (2019). El modelo también genera el índice espectral modelado (α modificación ) mapa que es consistente con el α observado obs mapa (de la Fig.12 en Meng et al.2019). Crédito:INAF
