Modelagem Galáctica
A descontaminação das medidas de anisotropia da RCF depende, por outro lado, do sucesso em extrair informação do comportamento espectral dos componentes da emissão Galáctica que os distingue de um corpo negro em função das faixas do espectro onde estes se tornam dominantes (Figura 1.8). Pelo exposto até agora, podemos esperar que a variabilidade no índice espectral do componente síncrotron da emissão Galáctica se torne um dos principais problemas para se determinar o nível da contribuição da Galáxia nos experimentos para medir a RCF. De fato, a extrapolação do componente síncrotron a partir dos mapas em baixas freqüências se torna imprecisa por dois motivos: (1) as incertezas nas escalas de temperatura destes mapas, e (2) o aumento de β com a freqüência. Os mapas de Haslam (1982) em 408MHz, de Reich (1982) e de Reich e Reich4 (1986) em 1420MHz constituem, entretanto, a única escolha para o processo de descontaminação.5 Mas o sucesso da decomposição do sinal do céu em freqüências mais altas que garanta a extração da temperatura da RCF dependerá da forma como possamos superar a nossa ignorância do comportamento espectral da lei de potência para os elétrons e do valor efetivo do campo magnético num dado local da Galáxia.
Se compararmos agora os valores relevantes do índice espectral do componente livre-livre na Equação (7), ou seja β11 ≈ 2,1, com os esperados para o componente síncrotron (β > 2,7) verificaremos que em torno de 20GHz a contribuição destes dois componentes para a temperatura do céu se torna equivalente. A razoável precisão com que podemos prever βμ não se reflete, infelizmente, no co-nhecimento do padrão espacial deste componente. Não existem mapeamentos do céu da emissão livre-livre cuja distribuição de temperatura pode apenas ser inferida indiretamente a partir de medidas de emissão (∫ n2edl) obtidas nas observações da linha de Hα fora do Plano Galáctico. Reynolds (1992) investigou a emissão de Hα em 44 direções escolhidas ao acaso e deduziu que o componente livre-livre difuso resultaria, em média, para latitudes Galácticas |b| ≥ 15°
embora tivessem sido detectados alguns desvios locais da ordem 100%. Notar que a equação acima, como a Equação (7), não depende sensivelmente de Te nem de ν.
Já a emissão da poeira se caracteriza por um espectro de corpo cinza, ou seja, um espectro de corpo negro com índice espectral variável devido às propriedades dielétricas de grãos de poeira com diferente composição e estrutura em nível atômico e geométrico. Embora existam, também neste caso, mapeamentos do céu inteiro que descrevem detalhadamente a emissão da poeira no infravermelho, como os do satélite IRAS (λ = 100;60;25 e 12μm) e os do experimento DIRBE do satélite COBE (λ = 240; 140; 100; 60; 25; 12; 4,9; 3,4; 2,3 e 1,2 μm), percebe-se que sua extrapolação até a faixa milimétrica sofre do mesmo tipo de problemas que o componente síncrotron. Uma complicação adicional nesta banda do espectro é a presença da luz zodiacal entre 100μm e 5μm, devido à nuvem de poeira interplanetária que espalha a luz solar no plano da Eclíptica.
Para contornar os problemas acima descritos deve-se recorrer ao uso de modelos da emissão Galáctica. A disponibilidade de mapas para o padrão de grande escala dos componentes síncrotron e da poeira nos extremos da faixa espectral da RCF poderá então ser explorada para gerar "mapas" correspondentes que permitam estimar suas contribuições individuais ao longo da faixa toda. A presente discussão se baseia nos trabalhos desenvolvidos com o objetivo de separar os sinais Galácticos e cósmico nos mapas de céu inteiro obtidos pelo satélite COBE.
Carlos Alexandre Wuensche - Criado em 2005-06-02