A FORMA DO ESPECTRO

A segunda limitação que degrada a qualidade de um mapa como os da Tabela1.1 é o problema da variação do espectro em regiões diferentes do céu. Para o mapa A, Yates utilizou primeiramente um mapeamento auxiliar em $81,\!5$MHz de Baldwin (1955) para determinar a temperatura mínima no Hemisfério Norte. A seguir, transformou as temperaturas obtidas em 178MHz em temperaturas em 85MHz segundo uma relação linear a partir da razão entre as temperaturas no mínimo e o gradiente espectral ao longo da Espora Polar Norte. Para o mapa B, Landecker e Wielebinsky corrigiram empiricamente as temperaturas de antena de Y67 (contaminadas pela contribuição de lóbulos laterais) mediante a comparação direta com LW-I na mesma freqüência, e aplicaram um índice espectral médio calculado a partir de LW-I e LW-II para obter o céu abaixo de $\delta = -25\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$ em 150MHz. Já as temperaturas de brilho de LW-II e TB62 na região de sobreposição fornecem um índice espectral que, ao transformar as temperaturas em 178MHz, as torna em média 10% mais altas do que as correpondentes em LW-II. Mas a discrepância é considerada admissível segundo a incerteza na escala de temperaturas ($\Delta T_{\rm escala}$) nos dois mapeamentos.

Figure: Mapa de Cane (1978) em 30MHz [Mapa C] (Fonte:Cane (1978), p. 563).

Cane também notou que nos $25\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$ de declinação ao sul do Equador Celeste, onde os mapeamentos M65 e MS73 se sobrepunham, as temperaturas em 30MHz de M65 se apresentavam maiores do que as extrapoladas a partir das obtidas em 38MHz de MS73. Para contornar esta incompatibilidade os contornos em 30MHz foram modificados linearmente, supondo correto o ponto zero da escala de temperatura em 38MHz. O fator de escala foi obtido mediante a comparação entre as temperaturas do Pólo Sul Celeste no mapa em 30MHz e a medida independentemente por Cane em 38MHz. No entanto, para os contornos próximos ao Plano Galáctico, onde a diferença de contrastes começava a introduzir efeitos não-lineares devidos à diferença de resolução nos dois mapeamentos, deu-se preferência aos contornos modificados de 30MHz. Estimou-se então $\Delta T_{\rm escala}$ em 10%.

Embora o mapa D tenha sido obtido na sua totalidade na mesma freqüência, Haslam e colaboradores determinaram sua escala de temperatura e ponto zero por comparação com as observações calibradas de forma absoluta de Pauliny-Toth e Shakeshaft (1962) em 404MHz (na prática, uma grade de pontos espaçados de $10\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$ em declinação e $10\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$ a $15\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$ em $\alpha$ no intervalo $-20\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi <\delta<+90\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$).

Figure: Mapa de Haslam et al. (1982) em 408MHz preparado numa versão com resolução de $2\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi \times 2\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$ [Mapa D].

O procedimento começava por uma convolução dos mapas em 408MHz para a re-solução das medidas em 404MHz (HPBW = $8,\!5\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi \times 6,\!5\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$). A seguir, as temperaturas nas duas freqüências eram ajustadas linearmente após uma ligeira correção, com índice espectral constante, das temperaturas de brilho em 404MHz. A média das inclinações e a variação do ponto zero com a declinação forneciam então a escala e o nível de base para a conversão de temperatura de brilho em 408MHz. A comparação das temperaturas de brilho de H-III com os valores calibrados de forma absoluta por Price (1972), para uma grade de pontos (regiões de $5\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi \times 5\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$ separadas de $15\ifmmode^\circ\else\hbox{$^\circ$}\fi$ em $l$ e $b$) do Hemisfério Sul, sugere que o ponto zero de H-III possui uma incerteza $<2$K.