Koruma Sisteminin Suistimali (Genişlemesi) ve

Os ˆangulos de polariza¸c˜ao encontrados usando o m´etodo descrito anteriormente ficam corrigidos para o sistema equatorial. Isso significa que estes ˆangulos tˆem a origem na dire¸c˜ao do PNC e o sentido de aumento do ˆangulo coincide com o sentido de aumento da ascen¸c˜ao reta.

Para facilitar a interpreta¸c˜ao dos ˆangulos de polariza¸c˜ao quando grandes estruturas do meio interestelar s˜ao estudadas, ´e necess´ario visualiz´a-los dentro do contexto da posi¸c˜ao do Sol na Gal´axia, livre dos efeitos associados `a inclina¸c˜ao da Terra em rela¸c˜ao ao plano do Sistema Solar e deste em rela¸c˜ao ao plano Gal´actico. Neste caso os ˆangulos devem ser transformados para o Sistema Gal´actico, no qual a referˆencia ´e o P´olo Norte Gal´actico (PNG) e o sentido de aumento do ˆangulo ´e o sentido do aumento da longitude Gal´actica. A transforma¸c˜ao consiste no c´alculo do ˆangulo β, que ´e subentendido na posi¸c˜ao de cada objeto pela dire¸c˜ao do PNC e do PNG. Mais especificamente, se tra¸carmos na ab´obada celeste um grande c´ırculo passando pela posi¸c˜ao do objeto e pela posi¸c˜ao do PNC e outro grande c´ırculo passando pela posi¸c˜ao do objeto e pela posi¸c˜ao do PNG, ent˜ao o ˆangulo β ´e aquele entre os dois grandes c´ırculos na posi¸c˜ao do objeto. A Figura 4.10 representa um esquema simplificado (projetado no plano) da transforma¸c˜ao. O ˆangulo β ´e dado por:

sin β = cos δ0sin (α0− α)

cos b (4.34)

onde α0 e δ0 s˜ao as coordenadas equatoriais (J2000) do PNG (α0 = 12h51m26,282s e

δ0 = +27◦07′42,01′′), α ´e a ascen¸c˜ao reta equatorial do objeto e b ´e a latitude Gal´actica

do mesmo.

Dessa forma, como pode ser visto na figura 4.10, o ˆangulo de posi¸c˜ao Gal´actico ser´a dado por:

θgal = θeq− β (4.35)

Nesta opera¸c˜ao, podem haver situa¸c˜oes em que θgalfique fora da faixa 0◦ < θgal < 180◦,

que ´e a conven¸c˜ao utilizada. Neste caso basta fazer θgal → θgal+ 180◦, se θgal calculado

for < 0◦_{; ou θ}

Figura 4.10: Esquema simplificado, projetado no plano, da transforma¸c˜ao do sistema equato- rial para o sistema Gal´actico.

Cap´ıtulo 5

Dados Observacionais

5.1

Coleta de dados

Todos os dados polarim´etricos coletados para esta pesquisa foram obtidos no LNA, sendo que foi dado in´ıcio `as miss˜oes observacionais em Agosto de 2007, se estendendo at´e Dezembro de 2008. Obtivemos um total de 63 noites observacionais, sendo que dentre estas, 55 noites foram utilizadas no telesc´opio B&C IAG (0,6m) e 8 noites no telesc´opio PE (1,60m).

Um dos objetivos do trabalho observacional foi cobrir da melhor maneira poss´ıvel a regi˜ao de intera¸c˜ao entre as bolhas Local e Loop I, dando maior ˆenfase `a regi˜ao anular proposta por Egger & Aschenbach (1995). A figura 5.1 mostra a distribui¸c˜ao dos dados

Figura 5.1: Distribui¸c˜ao dos dados polarim´etricos utilizados na regi˜ao da interface, onde o contorno anular corresponde `a suposta regi˜ao de intera¸c˜ao proposta por Egger & Aschenbach (1995). EmMarrom, temos os dados coletados no LNA (note que foi dado maior ˆenfase `a regi˜ao anular) e emAzul, os dados do cat´alogo de Heiles (2000).

polarim´etricos coletados na dire¸c˜ao da interface (em Marrom). Este diagrama mostra tamb´em a distribui¸c˜ao dos dados polarim´etricos que obtivemos na literatura (em Azul), os quais descreveremos em detalhes na se¸c˜ao 5.2. Atrav´es da an´alise da polariza¸c˜ao linear das estrelas em fun¸c˜ao da distˆancia, ´e poss´ıvel encontrar uma estimativa das distˆancias at´e as estruturas de g´as e poeira do meio interestelar sobre a regi˜ao do suposto anel de intera¸c˜ao.

Como a regi˜ao anular cobre uma grande ´area na esfera celeste (delimitando um ˆangulo de aproximadamente 160◦ _{ao longo da longitude gal´actica), uma extremidade do anel ´e}

vis´ıvel em uma determinada ´epoca do ano, ao passo que a extremidade oposta ´e vis´ıvel (considerando o mesmo instante da noite) apenas 6 meses depois. Por isso, distribu´ımos as noites observacionais de maneira bem espa¸cada no per´ıodo de observa¸c˜oes mencionado, com uma m´edia de 5 noites por mˆes, de maneira a cobrir a regi˜ao anular em toda a sua ex- tens˜ao. Mesmo assim, a distribui¸c˜ao dos dados coletados em algumas regi˜oes se apresenta menos uniforme pois suas observa¸c˜oes coincidiram com ´epocas mais chuvosas do ano, por exemplo, a regi˜ao leste do anel (figura 5.1), cujo per´ıodo de observa¸c˜oes mais favor´avel corresponde aos meses de Outubro a Fevereiro. Outro problema associado `as observa¸c˜oes nesta regi˜ao ´e a proximidade com o P´olo Sul Celeste em (l; b) ∼ (302,9◦_{; −27,1}◦_{), pois}

o telesc´opio encontra uma limita¸c˜ao f´ısica no apontamento para objetos com declina¸c˜ao menor que −80◦_.

Um problema recorrente associado `a coleta dos dados ´e a variabilidade das condi¸c˜oes clim´aticas, que muitas vezes impossibilitaram o desenvolvimento do trabalho observa- cional. Cerca de 50% do tempo observacional obtido n˜ao foi utilizado devido a condi¸c˜oes atmosf´ericas n˜ao favor´aveis. Mesmo assim, como a medida polarim´etrica ´e bastante ro- busta em rela¸c˜ao `as oscila¸c˜oes atmosf´ericas, a presen¸ca de pequenas nebulosidades n˜ao interrompiam a coleta de dados.

Para obter uma boa estimativa das distˆancias at´e as estruturas do meio, precisamos de uma boa precis˜ao nesta grandeza, pelo menos at´e cerca de 250 pc, ou seja, at´e onde se espera encontrar estruturas da Bolha Local. Por isso selecionamos um conjunto de objetos do cat´alogo Hipparcos (ESA, 1997), com boa distribui¸c˜ao em distˆancia, na faixa de 0 a ∼ 250 pc. O histograma da figura 5.2 mostra a distribui¸c˜ao das estrelas da amostra

Figura 5.2: Histograma mostrando a distribui¸c˜ao das estrelas de nossa amostra em fun¸c˜ao da distˆancia.

em fun¸c˜ao da distˆancia, revelando que a cobertura dos dados ´e adequada dentro desta faixa.

O Hipparcos (acrˆonimo para “High Precision Parallax Collecting Satellite”, ou Sat´eli- te para Coleta de Paralaxes de Alta Precis˜ao) foi uma miss˜ao astrom´etrica da Agˆencia Espacial Europ´eia (ESA) dedicada a medidas de paralaxes estelares e movimentos pr´oprios das estrelas (ESA, 1997). O cat´alogo fornece boa precis˜ao em distˆancia para objetos at´e cerca de 300 pc, a partir de onde os erros come¸cam a ficar relativamente grandes. Na sele¸c˜ao dos objetos, restringimos o erro relativo na paralaxe a no m´aximo 30% (∆π/π < 0,3).

Utilizamos o filtro V do sistema fotom´etrico de Johnson/Cousins para a coleta de dados polarim´etricos. Esta escolha foi feita com base no comprimento de onda efetivo caracter´ıstico deste filtro, dado por λef f(V ) ≈ 0,55µm. O valor de λmax para o qual a

polariza¸c˜ao linear ´e m´axima (Pmax), para condi¸c˜oes normais do meio interestelar difuso ´e

encontrado dentro da faixa 0,3 − 0,8 µm. Vemos assim que o valor de λef f(V ) encontra-se

bem centrado nesta faixa, indicando que em m´edia espera-se encontrar um maior grau de polariza¸c˜ao linear observando-se atrav´es do filtro V. De fato, o valor de 0,55 µm para a polariza¸c˜ao m´axima corresponde justamente a um gr˜ao de tamanho caracter´ıstico 0,15 µm (equa¸c˜ao 3.31), um valor m´edio conhecido para gr˜aos do meio interestelar difuso. Outra vantagem de utilizar este sistema fotom´etrico s˜ao as bandas espectrais largas para os filtros, o que implica em um menor tempo de exposi¸c˜ao no momento da medida, possibilitando a coleta de dados para um maior n´umero de objetos.

Durante todo o per´ıodo observacional foram coletados dados para cerca de 900 objetos do Hipparcos no filtro V (os dados est˜ao disponibilizados no apˆendice A). As medidas po- larim´etricas para os objetos de programa foram realizadas na maioria das vezes utilizando 8 posi¸c˜oes da lˆamina retardadora. Este esquema observacional resulta em um erro m´edio para a polariza¸c˜ao encontrada no filtro V de ∼ 0,05%. Para os objetos padr˜ao, utilizados na calibra¸c˜ao dos parˆametros polarim´etricos, foram utilizadas 16 posi¸c˜oes do retardador. Como a maioria dos objetos de programa s˜ao brilhantes (V ∼ 6,0 − 9,0), uma medida completa ´e realizada tipicamente em cerca de 10 min.

Um segundo objetivo em nosso trabalho refere-se `a an´alise da polariza¸c˜ao em fun¸c˜ao do comprimento de onda para estrelas cuja luz foi polarizada devido `a passagem atrav´es de uma nuvem escura e densa presente no meio interestelar. A regi˜ao de intera¸c˜ao analisada apresenta um conjunto de nuvens que supostamente estariam associadas `a “parede” de material neutro na interface entre as bolhas Local e Loop I (figura 5.3). A an´alise espectral da polariza¸c˜ao nestas nuvens deve fornecer um conjunto valioso de informa¸c˜oes a respeito de suas propriedades f´ısicas, permitindo a compara¸c˜ao destas propriedades do meio para diferentes regi˜oes ao longo da zona de intera¸c˜ao. Al´em disso a dependˆencia do ˆangulo de polariza¸c˜ao com o comprimento de onda pode fornecer ind´ıcios da presen¸ca de mais de uma componente de g´as e poeira ao longo da linha de visada. Escolhemos realizar a coleta de dados polarim´etricos em diferentes faixas espectrais na dire¸c˜ao de trˆes nuvens:

• Saco de Carv˜ao (SC), localizada a cerca de 120 − 150 pc na regi˜ao leste da zona de intera¸c˜ao (Corradi et al., 1997, 2004);

• R Corona Australis (R CrA), a uma distˆancia aproximada de 170 pc, localizada na regi˜ao sudoeste da suposta “parede” de intera¸c˜ao (Harju et al., 1993; Chini et al., 2003; Haas et al., 2008);

Figura 5.3: Localiza¸c˜ao do conjunto de nuvens escuras na dire¸c˜ao da zona de intera¸c˜ao, como exposto por Corradi et al. (2004). Inclu´ımos tamb´em a regi˜ao do filamento interestelar difuso na dire¸c˜ao da constela¸c˜ao de Mensa (Penprase et al., 1998) .

• um filamento difuso do meio interestelar, localizado a uma distˆanicia de 230±30 pc na regi˜ao entre a Pequena e Grande Nuvens de Magalh˜aes, na constela¸c˜ao de Mensa, coincidindo em parte com a regi˜ao sudeste da suposta ´area anular de intera¸c˜ao (Penprase et al., 1998).

A localiza¸c˜ao destas nuvens ao longo da zona de intera¸c˜ao est´a indicada na figura 5.3. Para cada uma delas, foram coletados dados polarim´etricos para um conjunto de ob- jetos preferencialmente do cat´alogo Hipparcos que estivessem localizados imediatamente “atr´as” da nuvem, de maneira que a luz das estrelas fosse polarizada apenas devido `a passagem pela nuvem em quest˜ao. Tomamos este cuidado especialmente com as nuvens de R CrA e SC, j´a que a posi¸c˜ao de ambas pr´oximas ao plano Gal´actico implica em uma maior probabilidade de se encontrar material do meio interestelar pr´oximo da nu- vem. J´a o filamento interestelar difuso encontra-se a uma maior altura em rela¸c˜ao ao plano Gal´actico (b ∼ −40◦_{) e assim n˜ao ´e esperado encontar outras grandes estruturas de}

material interestelar em suas proximidades.

Utilizamos os filtros UBVRI do sistema fotom´etrico de Johnson/Cousins para a coleta de dados em 5 faixas espectrais diferentes (tabela 5.1).

Tabela 5.1: Comprimentos de onda efetivos para os filtros do sistema fotom´etrico de John- son/Cousins. Filtro λef f (nm) U 365 B 440 V 550 R 700 I 900

A experiˆencia observacional nos revelou que as medidas no filtro U no telesc´opio IAG(0,6m) na maioria das vezes precisam ser feitas com tempos de exposi¸c˜ao excessi- vamente longos (≥ 15 min), o que prejudica a qualidade das imagens, j´a que a precis˜ao do acompanhamento do telec´opio n˜ao ´e adequada para tempos muito longos. Por isso a maior parte das medidas neste filtro foram feitas utilizando o telesc´opio PE(1,60 m), otimizando assim os tempos de exposi¸c˜ao e obtendo melhor qualidade dos dados po- larim´etricos. Mesmo assim, as medidas utilizando este filtro s˜ao dif´ıceis e dependem de condi¸c˜oes atmosf´ericas relativamente est´aveis, mesmo sendo a polarimetria uma t´ecnica bastante robusta `as varia¸c˜oes clim´aticas. A dificuldade vem do fato que a faixa espectral coberta pelo filtro U ´e em parte influenciada pela atmosfera, de tal maneira que varia¸c˜oes atmosf´ericas podem modificar a faixa espectral observada. Vamos discutir mais sobre estes problemas na se¸c˜ao 7.1.3.