TÉCNICAS ALTERNATIVAS

A necessidade de se conhecer com precisão o nível de contaminação dos mapas da RCF pela contribuição da Galáxia tem propriciado o desenvolvimento de técnicas alternativas de descontaminação. Afinal, o sucesso depende do entendimento do padrão espacial e espectral da emissão Galáctica. A discussão a seguir tem por objetivo acrescentar alguns detalhes a este questionamento básico, dos quais a escala angular das estruturas nos mapas é de fundamental importância para a interpretação cosmológica das anisotropias.

Na sua segunda técnica de separação dos componentes Galácticos e cósmicos Bennett e seus colaboradores (B92) puderam minimizar uma função de mérito que lhes permitiu extrair dois mapas (um da emissão livre-livre e outro do sinal cósmico) em 53GHz. Nesta técnica de ajuste a função somava sobre as três freqüências do DMR e sobre todos os pixels as diferenças entre os mapas das temperaturas residuais $T^\prime$ e as contribuições livre-livre e cósmica calculadas a partir de seus índices espectrais conhecidos, tal que

$$\chi^2 = \sum_{\nu=1}^3\sum_{i=0}^{N-1} (T_{\nu i}^\prime + ... ...\rm ll} - T_i^{\rm P} R_\nu^{\rm P})^2/\sigma_{\nu i}^2\quad,$$

sendo $T_\nu^0$ os offsets característicos de cada mapa. Especificamente teremos que, segundo a Equação (15), $R_\nu^{\rm ll} = T_A(\nu) /T_A({\rm 53 GHz})$; mas, devido à diferença entre temperaturas de antena e termodinâmica,

$$R_\nu^{\rm P} = \left[ {\delta T_{\rm RJ}(\nu)\over \delta T... ...,(x_m) -1 \over x_m \exp (x) -1}\right)^2 \exp (x-x_m) ,$$

sendo $x\equiv h\nu/kT$ e $x_m\equiv 53(h/kT)\times 10^9$. Desta vez, $T_A^{\rm ll}(\mu{\rm K}) \approx 12\pm 4 {\rm cossec} \vert b\vert$ para $\vert b\vert>15\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$ em 53GHz.

A suposição implícita de que os mapas em 408MHz e 1420MHz são mapas da emissão Galáctica exclusivamente produzida pelo mecanismo de radiação síncrotron, foi verificada recalculando-se o modelo do componente síncrotron. Para tanto utilizou-se o mapa resultante do componente livre-livre para descontaminar os mapas de baixas freqüências da Galáxia. Houve apenas uma modificação de $1 \mu$K no sinal rms do quadrupolo do componente síncrotron ($4 1\mu$K para $\vert b\vert>15\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$ em 53GHz). Porém, o quadrupolo cósmico é insensível a este efeito porque ele implica numa correção com sinal oposto no quadrupolo do componente livre-livre.

Uma variante da técnica de ajuste consiste em explorar o conjunto de medidas obtidas em freqüências diferentes para extrair o sinal cósmico mediante uma combinação linear de tais medidas. Postulam-se, então, condições de contorno para os coeficientes da solução de forma a moldar o resultado desejado. Na sua terceira técnica, o grupo de Bennett (B92) dispensou os modelos Galácticos e se baseou inteiramente nos mapas do DMR para construir uma solução favorável. Para tanto supuseram: (a) que a combinação linear dos três mapas fosse nula no Plano Galáctico externo ($\vert b\vert \raise 0.25ex\hbox{$<$}\hskip -0.65em \raise -0.45ex \hbox{$\scriptstyle\sim$}\hskip 0.2em 5\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$ e $\vert l\vert>30\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$); (b) que a contribuição da emissão livre-livre se anulasse na combinação resultante; e (c) que o resultado fosse de natureza planckiana. Obviamente, o item (a) estabelece um critério de ponderação para cancelar mutuamente os componentes síncrotron e de poeira, onde eles dominam a emissão Galáctica. Já o item (b) remove o sinal Galáctico residual (emissão livre-livre) ponderando os coeficientes pelos fatores $R_\nu^{\rm ll}$ da Equação (19); e o item (c) identifica um espectro de corpo negro com o resultado da combinação linear. A extração do sinal cósmico é consistente com o obtido na seção 3.2.3.

O garantia de que a subtração da emissão Galáctica represente só um fator de precisão nas medidas da RCF, que não compromete a realidade das conclusões cosmológicas, está diretamente relacionada com a escala angular das medidas. Este é o caso do experimento DMR, cujo resultado atribui a anisotropia de quadrupolo a flutuações na temperatura da RCF numa escala de 7$\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$. Mas o significado deste resultado para o futuro da Cosmologia implica num refinamento experimental que permita detectar anisotropias em escalas menores, nas quais certamente as previsões das teorias de formação de estruturas oferecem um confronto mais excitante com as observações. Porém, o problema da descontaminação se torna mais ambíguo e, como veremos a seguir, de certa forma invalida um tratamento direto.