Figure 1 :Panneau de gauche :Image du continuum de Sgr B2 dans la bande C. Les régions concernées sont marquées de leur nom (voir Mehringer et al. 1993). La case en pointillés marque la région de DS. Panneau de droite :Zoomez sur la région DS. Les cercles marquent les positions des noyaux protostellaires de masse élevée identifiés par Ginsburg et al. (2018). Le faisceau synthétisé est représenté par une ellipse jaune dans le coin inférieur gauche (adapté des figures 1 et 2 dans Meng et al. 2019). Crédit :INAF
Les observations radio aux longueurs d'onde du mètre-centimètre éclairent la nature de l'émission des régions HII. D'habitude, cette catégorie d'objets est dominée par le rayonnement thermique produit par l'hydrogène ionisé, à savoir les protons et les électrons. Un certain nombre d'études d'observation ont révélé l'existence de régions HII avec un mélange de rayonnement thermique et non thermique. Ce dernier représente un indice de la présence d'électrons relativistes. Cependant, ni le flux d'électrons des rayons cosmiques interstellaires ni le flux d'électrons secondaires produits par les rayons cosmiques primaires par les processus d'ionisation ne sont suffisamment élevés pour expliquer les densités de flux observées.
Un groupe de chercheurs dirigé par Marco Padovani de l'Osservatorio Astrofisico di Arcetri a montré qu'il est possible d'accélérer des électrons thermiques locaux jusqu'à des énergies relativistes dans les chocs de la région HII grâce au mécanisme d'accélération de Fermi de premier ordre. Dans Padovani et al. (2019), récemment publié dans Astronomie &Astrophysique , ils ont découvert que le flux d'électrons localement accéléré peut expliquer les densités de flux observées.
En particulier, ils ont appliqué leur modèle à la région du "sud profond" (DS) du Sagittaire B2, observé avec le radiotélescope VLA (voir Fig. 1), dont les résultats sont décrits dans l'article d'observation de Meng et al. (2019). Le modèle a réussi à reproduire les densités de flux observées avec une précision de 20% ainsi que les indices spectraux (voir Fig. 2), contraignant également l'intensité du champ magnétique (0,3-4 mG), la vitesse d'écoulement dans le référentiel de choc (33-50 km s-1), et la densité (1-9 104 cm-3) attendue dans DS (voir Fig. 3).
Figure 2 :Densités de flux observées (carrés magenta) et leurs meilleurs ajustements (lignes noires en pointillés) pour cinq positions sélectionnées dans DS en fonction de la fréquence, étiquetés (a) à (e). Les lignes noires pleines montrent les résultats du modèle. Chaque sous-parcelle affiche également les indices spectraux modélisés et observés, ??
Padovani et al. (2019) ont également développé un outil en ligne interactif accessible au public qui calcule le flux d'électrons accéléré par le choc, la densité de flux, et l'indice spectral attendu dans une région HII dans le paramètre densité spatiale-intensité de champ magnétique pour un ensemble donné de température, vitesse d'écoulement dans le référentiel de choc, et la fréquence d'observation.
Sensibilité plus élevée, champ de vision plus large, vitesse d'enquête plus élevée, et la capacité de polarisation des futurs télescopes tels que SKA permettront de découvrir un plus grand nombre de régions HII associées à des émissions non thermiques, donnant l'opportunité de mieux caractériser l'origine des sources synchrotron galactiques.
Figure 3 :Cartes de vitesse de choc (U), densité volumique (n), et l'intensité du champ magnétique (B) de DS qui reproduisent les cartes de densité de flux observées obtenues grâce à un Χ
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test utilisant le modèle décrit dans Padovani et al. (2019). Le modèle génère également l'indice spectral modélisé (α
