Antonio Mário Magalhães, Antonio Pereyra, Rocio Melgarejo IAG-USP George Vincent Coyne, Observatório do Vaticano RESUMO OBJETIVO PRINCIPAL: Aprimorar o conhecimento da estrutura do campo magnético do Meio Interestelar difuso, da razão entre as componentes aleatória e uniforme do campo e do comprimento da escala de variação do campo. OBJETIVOS CORRELATOS: Estudo do campo magnético: (a) em altas latitudes galácticas, através de nuvens e estruturas recentemente reconhecidas; (b) próximo ao Sol, desde a vizinhança imediata até 300pc; (c) através de aglomerados abertos, para mapeamento do campo em pequena escala; (d) através de nuvens escuras próximas ao Sol; (e) através de glóbulos de Bok, particularmente os que já têm propriedades IRAS e em rádio conhecidas. O SURVEY INÍCIO Março de 2000 (em andamento) TELESCÓPIO 60cm do IAG, instalado no LNA INSTRUMENTAÇÃO Câmara CCD + Gaveta Polarimétrica + Redutor Focal EXTENSÃO PARA O HEMISFÉRIO NORTE Em planejamento, usando o Vatican Advanced Technology Telescope (VATT, abaixo), de 1.8m, em Mount Graham, perto de Tucson (EUA). GAVETA POLARIMÉTRICA DO IAG Imagens do campo são obtidas em 8 posições da lâmina retardadora. O prisma de calcita ocasiona imagens duplas de cada objeto do campo, perpendicular/e polarizadas entre si. Para um dado objeto do campo: ía partir da razão entre as contagens das duas imagens, como função da posição da lâmina polarização do objeto! Técnica pode ser usada em noites não-fotométricas. IMAGEM POLARIMÉTRICA DE Cru Cru, um aglomerado aberto a 2.3 kpc. O campo é de ~ 18x18. Exemplo de uma imagem tomada através do prisma de calcita, numa dada posição da lâmina retardadora. Para cada objeto do campo, determinamos a razão entre suas duas imagens como função da posição da lâmina Técnica é bastante precisa, limitada apenas pelo ruído de fotons POLARIZAÇÃO E O CAMPO MAGNÉTICO INTERESTELARES Os grãos de poeira tendem a alinhar-se com seu momento angular paralelo ao campo magnético. A poeira interestelar está presente no Meio difuso, em nuvens, etc. Ela é alinhada pelo campo magnético que permeia a região, entre nós e as estrelas de fundo. A poeira alinhada polariza a luz das estrelas de fundo A direção da polarização da luz da estrela é paralela à projeção de íIsto nos permite mapear o campo magnético da região de interesse! MOTIVAÇÃO A Estrutura do Campo Magnético do Meio Interestelar (MI) é importante para a dinâmica do MI e várias outras questões de interesse astrofísico. Vantagens da polarização óptica sobre as medidas de rádio de pulsares (Heiles 1996): íerros aleatórios menores (poucos pulsares conhecidos) íêrros sistemáticos menores: a direção do campo da polarização óptica não está sujeita a irregularidades do campo como para pulsares. Da polarização óptica resultam (Heiles 1997): íprojeção da direção do campo no céu írazão entre as componentes aleatória e uniforme do campo magnético do MI. Motivações do Survey: íNa compilação de Heiles (2000), todos dados são fotoelétricos. íEstudos em resolução angular média/alta inexistem. íOutros ambientes de interesse astrofísico têm desconhecido. íPolarímetro de Imagem do IAG no LNA: instrumento praticamente único no Hemisfério Sul. REFERÊNCIAS Heiles, C. 1996, ApJ 462, , ApJS 111, , AJ119, 923. Zweibel, E. 1996, in Polarimetry of the Interstellar Medium, (eds. W. Roberge and D. Whittet), San Francisco: ASP, p AGRADECIMENTOS As atividades do Grupo de Polarimetria Óptica do IAG são apoiadas pela FAPESP (proc. 97/ ). AMM e RM são apoiados pelo CNPq. O apoio do pessoal técnico do IAG e do LNA tem sido fundamental para este projeto. CAMPO MAGNÉTICO NA DIREÇÃO DE Cru O aglomerado aberto Cru e os vetores de polarização dos membros mais brilhantes. Os dados mostram um campo magnético razoavelmente uniforme na direção de Cru. Dados para os membros menos brilhantes, com tempos de integração distintos, foram também coletados, embora não estejam mostrados na figura por razões de clareza Dados precisos de polarimetria para aglomerados abertos devem-nos ajudar a mapear melhor o campo magnético do MI em pequena escala (~ 0.1 pc) (Zweibel 1996). CAMPOS OBSERVADOS ATÉ JULHO/00 Estes são os campos observados em 3 missões (Março, Abril e Junho de 2000). Para todos os campos, pelo menos dois tempos de integração foram usados e Para ~28% deles, três tempos de integração foram usados para melhor cobertura em magnitudes. Além destes campos, dois aglomerados abertos foram observados (com 3 integrações): C ( Cru) e C