Figura 1:Pannello di sinistra:immagine continua di Sgr B2 nella banda C. Le regioni rilevanti sono contrassegnate con i loro nomi (vedi Mehringer et al. 1993). La casella tratteggiata indica la regione di DS. Pannello di destra:Zoom nella regione DS. I cerchi segnano le posizioni dei nuclei protostellari di grande massa identificati da Ginsburg et al. (2018). Il raggio sintetizzato è mostrato come un'ellisse gialla nell'angolo in basso a sinistra (adattato dalle Figg. 1 e 2 in Meng et al. 2019). Attestazione:INAF
Le osservazioni radio a lunghezze d'onda metro-centimetro gettano luce sulla natura dell'emissione delle regioni HII. Generalmente, questa categoria di oggetti è dominata dalla radiazione termica prodotta dall'idrogeno ionizzato, vale a dire protoni ed elettroni. Numerosi studi osservazionali hanno rivelato l'esistenza di regioni HII con una miscela di radiazioni termiche e non termiche. Quest'ultimo rappresenta un indizio della presenza di elettroni relativistici. Però, né il flusso di elettroni dei raggi cosmici interstellari né il flusso di elettroni secondari prodotti dai raggi cosmici primari attraverso processi di ionizzazione sono abbastanza alti da spiegare le densità di flusso osservate.
Un gruppo di ricercatori guidati da Marco Padovani dell'Osservatorio Astrofisico di Arcetri ha dimostrato che è possibile accelerare gli elettroni termici locali fino a energie relativistiche negli shock della regione HII attraverso il meccanismo di accelerazione di Fermi del primo ordine. In Padovani et al. (2019), recentemente pubblicato in Astronomia e astrofisica , hanno scoperto che il flusso di elettroni accelerato localmente può spiegare le densità di flusso osservate.
In particolare, hanno applicato il loro modello alla regione del "profondo sud" (DS) del Sagittario B2, osservato con il radiotelescopio VLA (vedi Fig. 1), i cui risultati sono descritti nel documento osservazionale accompagnato da Meng et al. (2019). Il modello è riuscito a riprodurre le densità di flusso osservate con una precisione del 20% e gli indici spettrali (vedi Fig. 2), limitando anche l'intensità del campo magnetico (0,3-4 mG), la velocità del flusso nel quadro di riferimento dell'urto (33-50 km s-1), e la densità (1-9 104 cm-3) prevista in DS (vedi Fig. 3).
Figura 2:Densità di flusso osservate (quadrati magenta) e loro migliori adattamenti (linee nere tratteggiate) per cinque posizioni selezionate in DS in funzione della frequenza, etichettati da (a) a (e). Le linee nere continue mostrano i risultati del modello. Ogni sottotrama mostra anche gli indici spettrali modellati e osservati, α modalità e α obs , rispettivamente. Attestazione:INAF
Padovani et al. (2019) hanno anche sviluppato uno strumento online interattivo pubblicamente disponibile che calcola il flusso di elettroni accelerato da shock, la densità di flusso, e l'indice spettrale atteso in una regione HII nel parametro densità spaziale-intensità del campo magnetico per un dato insieme di temperatura, velocità del flusso nel sistema di riferimento dell'urto, e osservando la frequenza.
maggiore sensibilità, campo visivo più ampio, maggiore velocità di rilevamento, e la capacità di polarizzazione dei futuri telescopi come SKA consentirà di scoprire un numero maggiore di regioni HII associate a emissioni non termiche, dando l'opportunità di caratterizzare meglio l'origine delle sorgenti di sincrotrone galattico.
Figura 3:Mappe della velocità d'urto (U), densità di volume (n), e intensità del campo magnetico (B) di DS che riproducono le mappe di densità di flusso osservate ottenute attraverso un Χ 2 test utilizzando il modello descritto in Padovani et al. (2019). Il modello genera anche l'indice spettrale modellato (α modalità ) mappa coerente con l'α . osservato obs mappa (da Fig. 12 in Meng et al. 2019). Attestazione:INAF
