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 ($b\sim 70\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$) onde as contribuições dos componentes síncrotron e livre-livre são aproximadamente iguais em $\nu\sim 25$GHz, 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 $31,\!5$GHz, 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 $\vert b\vert>20\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$, suas respectivas correlações com os mapas de Boughn et al. (1992) em $19,\!2$GHz e o do DIRBE para a poeira indicaram que a Galáxia poderia ainda estar contribuindo com $\sim 10$% das estruturas nos mapas.⁷ Para o mapa em $31,\!5$GHz a contaminação Galáctica não comprometia os resultados desde que o corte em latitude fosse feito com $\vert b\vert\approx 30\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$.

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 $31,\!5$GHz 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 $31,\!5$GHz. Finalmente, cancelando o sinal cósmico do mapa resi-dual em $31,\!5$GHz a partir do valor médio dos mapas resultantes em 53 e 90GHz, obtinha-se um mapa da emissão livre-livre. Na resolução efetiva de $\sim10\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$ o mapa apresentava um perfil de temperatura de antena em função da latitude que correspondia a $T_A^{\rm ll}(\mu{\rm K}) = 13\pm 6 {\rm cossec} \vert b\vert$ para $\vert b\vert>15\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$ em 53GHz. Este resultado se mostrou compatível com a previsão de Reynolds (1992) na Equação (15), ou $T_A[I_{\rm ll} (53{\thinspace }GHz)] = 2.1 {\rm cossec} \vert b\vert \mu$K, 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 $205 \mu$m 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 $15\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi \raise 0.25ex\hbox{$<$}\hskip -0.65em... ...\hbox{$\scriptstyle\sim$}\hskip 0.2em 70\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$ ($30 {\rm K} \raise 0.25ex\hbox{$>$}\hskip -0.65em \raise -0.45ex \hbox{$\scr... ...kip -0.65em \raise -0.45ex \hbox{$\scriptstyle\sim$}\hskip 0.2em 15 {\rm K}$) com o índice espectral indicado na Figura 1.11. A intensidade da emissão livre-livre na Equação (15) foi corrigida de um fator $3\times 1,\!65$, 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 $G(l,15\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi ) \approx 1/3$ e $G(l,90\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi ) \approx 0,\!03$.