O PERFIL DA POEIRA

Como mencionado anteriormente, a complexidade associada à composição da poeira dificulta o conhecimento preciso de sua contribuição nas medidas da RCF. Rowan-Rowinson (1986) obteve resultados excelentes com um modelo de grãos múltiplos de tamanhos e emissividades diferentes num campo de radiação como o da Galáxia, utilizando as observações do satélite IRAS em $\lambda = 12$, 25 e 60$\mu$m. Porém, medidas do espectro em comprimentos de onda mais longos ($<450$GHz; $\lambda > 67 \mu$m) e, portanto, de maior relevância para a RCF (pico de intensidade em $\nu_{\rm max}=160 {\rm GHz}$; ou seja, $\lambda = 1,\!87$ mm) revelaram que existe um excesso não compatível com este modelo (Banday e Wolfendale 1991b).

Um modelo mais adequado foi elaborado por Wright et al. (1991), que utilizaram os dados calibrados de forma absoluta do espectro no infravermelho distante obtidos pelo experimento FIRAS ($100 \mu$m $<\lambda<1$ cm) a bordo do satélite COBE para gerar um mapa empírico do céu, tal que

$$I_{\rm cc}(\nu,l,b) = \tau \left({\nu\over 900}\right)_{\rm GHz}^{\alpha_{\rm cc}} B_\nu(23,\!3 {\rm K}) G(l,b) \quad,$$

com opacidade $\tau = 0,\!00016$ e um índice espectral $\alpha_{\rm cc} = 1,\!65$ para a emissividade. $G(l,b)$ é um mapa adimensional derivado do canal de $100 \mu$m (dominado pela poeira) para especificar o padrão espacial da emissão da poeira em coordenadas Galácticas. Ele possui um máximo de $\approx 12$ na direção do Centro Galáctico, assume um valor em torno de 1 ao longo do Plano, e diminui para $0,\!03$ e $0,\!1$ em altas latitudes. Como o excesso na faixa submilimétrica tende a diminuir o valor de $\alpha_{\rm cc}$, supõe-se que a poeira possa ser constituída por dois componentes, um quente ($T_1=20,\!4$K e $\tau_1=0,\!00022$) e outro frio ($T_2=4,\!8$K e $\tau_2=0,\!00147$), com $\alpha_{\rm cc}=2$.