A contaminação livre-livre

Utilizando os argumentos desenvolvidos acima podemos concluir que existe uma faixa do espectro em torno de algumas dezenas de GHz onde a emissão Galáctica é mínima e dominada essencialmente pelo seu componente livre-livre (Figura 8). Por exemplo, em altas latitudes (b ~ 70º) onde as contribuições dos componentes síncrotron e livre-livre são aproximadamente iguais em ν ∼ 25GHz, a intensidade da poeira resulta umas 75 vezes menor. Já a equivalência dos componentes térmicos só ocorre por volta de 75GHz, sendo a contribuição não-térmica menor por um fator em torno de 3.

O DMR, um segundo experimento a bordo do satélite COBE, foi exclusivamente desenvolvido para explorar esta região de mínimo e medir a intensidade da RCF com sensibilidade suficiente para detectar anisotropias de origem cosmológica. O extraordinário sucesso deste emprendimento foi confirmado por Smoot et al. (1992) e dependeu de uma estratégia observacional criteriosa que permitiu mapear o céu inteiro nas freqüências de 31,5GHz, 53GHz e 90GHz. Embora os mapas resultantes nas duas freqüências mais altas tenham mostrado detecção de níveis positivos da esperada anisotropia considerando apenas o céu para |b| > 20º, suas respectivas correlações com os mapas de Boughn et al. (1992) em 19,2GHz e o do DIRBE para a poeira indicaram que a Galáxia poderia ainda estar contribuindo com ~ 10% das estruturas nos mapas. Para o mapa em 31,5GHz a contaminação Galáctica não comprometia os resultados desde que o corte em latitude fosse feito com |b| ≈ 30°.

Bennett e colaboradores (B92) estimaram a contribuição da Galáxia aplicando os modelos de emissão discutidos acima. Eles utilizaram três técnicas dife-rentes para fundamentar suas conclusões de que o DMR tinha claramente detectado anisotropia não-cinemática no sinal cósmico.

A seguir, trataremos da técnica de subtração e na seção seguinte abordaremos as outras duas.

Para começar, os modelos dos componentes síncrotron e da poeira nas seções 3.2.1 e 3.2.2 foram subtraídos dos mapas nas três freqüências do DMR, de tal forma que o mapa residual em 31,5GHz corresponde à combinação da emissão livre-livre e do sinal cósmico. Em seguida, extrapolava-se este mapa, com o índice espectral da Equação (7), para as outras duas freqüências e por subtração eliminava-se a contaminação livre-livre dos respectivos mapas residuais. O sinal cósmico em 53GHz e 90GHz era, então, recuperado mediante um fator multiplicativo que compensava a extrapolação do sinal cósmico a partir de 31,5GHz. Finalmente, cancelando o sinal cósmico do mapa resi-dual em 31,5GHz a partir do valor médio dos mapas resultantes em 53 e 90GHz, obtinha-se um mapa da emissão livre-livre. Na resolução efetiva de ~ 10º o mapa apresentava um perfil de temperatura de antena em função da latitude que correspondia a T¹¹_A(μK) = 13 ± 6 cossec |b| para |b| > 15º em 53GHz. Este resultado se mostrou compatível com a previsão de Reynolds (1992) na Equação (15), ou T_A[I₁₁(53GHz)] = 2.1 cossec |b| μK, uma vez que esta se refere ao componente difuso; enquanto que o mapa sintético do DMR inclui a contribuição de fontes discretas. No entanto, o efeito da amostragem incompleta podia ser quantizado comparando-se a intensidade prevista por Reynolds para a linha de N⁺ em 205 μm e a observada pelo FIRAS nesta freqüência. Assim, o valor observado resultava da ordem de 3 vezes maior que o previsto.

O espectro dos componentes Galácticos apresentado na Figura 1.8 resume a contribuição da Galáxia implementada nesta técnica de subtração. No caso do componente síncrotron, extrapolamos o valor médio da temperatura de antena do mapa de Haslam para 15° ≲ |b| ≲ 70° (30K ≳ T_A ≳ 15K) com o índice espectral indicado na Figura 1.11. A intensidade da emissão livre-livre na Equação (15) foi corrigida de um fator 3 x 1,65, enquanto que o modelo da poeira na Equação (18) foi adaptado para dois componentes com G(l,b) variando com o cossecante de b, de tal forma que G(l, 15°) ≈ 1/3 e G(l, 90°) ≈ 0,03.

Carlos Alexandre Wuensche - Criado em 2005-06-02