Arquivo do trabalho - IAG - USP

Revisão TeóricaFermi 1 (Chandrasekhar & Fermi 1953), o qual permite medir a componente do campono plano do céu, B pos (do inglês plane of the sky), através de medidas de polarização dapoeira e da polarização linear de linhas espectrais (Goldreich & Kylafis 1981; veja tambémCrutcher 2005 e Heiles & Crutcher 2005).Não há correlações óbvias entre o campo magnético observado ao longo da linha devisada B los com qualquer quantidade, incluindo a densidade de coluna observada N obs ,largura de linha, ou T k . No entanto, podemos comparar as diferentes densidades deenergia.Em Heiles & Troland (2005) cada componente do CNM é caracterizado por valoresmedidos não só do campo magnético, mas também da temperatura, densidade de coluna,e dispersão de velocidade. Isso nos permite comparar densidades de energia. Uma maneirade fazer isto é com a razão entre as pressões térmica e magnética, o parâmetroβ th = ρc 2 s /(B2 /8π), que é o mesmo que compararmos as densidades de energia térmica emagnética. Podemos também definir a razão entre a densidade de energia turbulenta e adensidade de energia magnética. Usando valores médios para o meio difuso frio (Heiles &Troland 2005):T = 50K (2.1)∆v turb,1d = 1.2km.s −1 (2.2)Com estes valores obtemos:B tot = 6.0µG. (2.3)β th = 8πρc2 sB 2 = 0.29 (2.4)1 O método Chandrasekhar-Fermi faz uma estimativa do campo magnético do MIS baseado nas dispersõesdo ângulo de polarização e da velocidade do gás, comparando as flutuações na direção de B poscom as do campo de velocidades e assumindo que estas perturbações do campo são Alfvénicas e que avelocidade rms é isotrópica.16