A estrutura do campo magnético na Pequena Nuvem de Magalhães 

• Autor(a) principal: Gomes, Aiara Lobo
• Data de Publicação: 2012
• Tipo de documento: Dissertação
• Idioma: por
• Título da fonte: Biblioteca Digital de Teses e Dissertações da USP
• Texto Completo: http://www.teses.usp.br/teses/disponiveis/14/14131/tde-18062012-061001/
• topic: Campos magnéticos; Interstellar polarization; Magellanic Clouds; Magnetic fields; Nuvens de Magalhães; Pequena Nuvem de Magalhães; Polarização interestelar; Small Magellanic Cloud

A Pequena Nuvem de Magalhães (PNM) é uma galáxia irregular e rica em gás, que juntamente com a Grande Nuvem de Magalhães (GNM) orbita a Via Láctea (VL). Elas formam um sistema triplo em constante interação. A PNM possui metalicidade baixa, e consequentemente seu meio interestelar (MI) apresenta propriedades particularmente diferentes das observadas para o MI da Galáxia. Mais do que isso, a importância do campo magnético em escalas galácticas vem sendo evidenciada cada vez mais. Então, o objetivo desta dissertação foi estudar a estrutura do campo magnético na PNM, e sua relação com componentes do MI desta galáxia. Para este fim, utilizamos dados de polarimetria no óptico, obtidos no Cerro Tololo Inter American Observatory. Construímos um catálogo polarimétrico que contém 7.207 estrelas em 28 campos distribuídos nas secções Nordeste e da Asa da PNM. Os mapas de polarização traçam o campo magnético no plano do céu diretamente, e pode-se obter sua intensidade utilizando o método de Chandrasekhar & Fermi. A partir do catálogo polarimétrico gerado neste trabalho, conseguimos observar que o campo magnético na PNM possui direção bastante irregular, porém é provável a existência de dois padrões em larga escala o primeiro alinhado com a Ponte pan-Magelânica e o segundo alinhado com a Barra da PNM. Obtivemos para o campo magnético regular Bcéu = (1,84 ± 0,11) uG e para o campo turbulento dB = (2,920 ± 0,098) uG. Esse resultado evidencia que na PNM o campo aleatório domina com relação ao de larga escala, justificando a observação de uma configuração tão irregular para os vetores de polarização. Correlacionando os mapas de polarização com estruturas presentes no MI da PNM, pudemos verificar a presença de diversos shells que podem possuir campos magnéticos da ordem de algumas dezenas de uG. Também foi possível observar ambientes onde o campo regular parece ter sido destruído pela turbulência e outros onde ele pode ainda não ter tido tempo de se formar. Derivamos a relação entre polarização e avermelhamento, e obtivemos como resultado que ela é da ordem de P/Av ~ 2, o que indica que na PNM a eficiência para polarização pode ser menor do que na Galáxia, talvez devido a alta turbulência e/ou ao fato de que nela o campo regular é muito baixo. Por fim, a partir da estimativa para as densidades de energia do campo magnético e para o movimento de rotação e de turbulência do gás, pudemos mostrar que o campo magnético possui importância dinâmica para PNM, sendo a componente turbulenta a maior responsável pela pressão magnética.