A CONTRIBUIÇÃO DOS LÓBULOS LATERAIS

Quando se utiliza um radiotelescópio com uma dada resolução angular para efetuar uma medida da distribuição de brilho no céu, o ângulo sólido $\Omega_M$ que define o feixe principal da antena cobrirá no céu uma região cujo brilho integrado estará associado a uma temperatura média de antena $T_{A, {\rm c\acute eu}}^M$. Este é o resultado da convolução sob $\Omega_M$ do diagrama de radiação (normalizado) da antena $P_n(\theta,\phi)$ com a distribuição de brilho no céu $T(\theta,\phi)$. Portanto, sendo $\Omega_A$ a área do feixe (a integral de $P_n$ sob $4\pi$), a melhor aproximação para a distribuição verdadeira da temperatura de brilho no céu será dada por

$$T_b = \left({\Omega_A \frac \Omega_M}\right) T_{A, {\rm c\acute eu}}^M\quad .$$

Na prática, a potência coletada pelo radiotelescópio inclui as contribuições do céu, $T_{A, {\rm c\acute eu}}^s$, e do solo, ($T_{A, \oplus}$), nos lóbulos laterais da antena; tal que

$$T_{A, {\rm c\acute eu}}^M = T_A - T_{A, {\rm c\acute eu}}^s - T_{A, \oplus} - T_{A, {\rm atm}}\quad ,$$

sendo $T_A$ a temperatura de antena propriamente dita e $T_{A, {\rm atm}}$ um termo relativo à atenuação atmosférica. Para descontar este efeito, o mapa observado precisa ser de-convoluído com o diagrama de radiação total. O lóbulo principal pode ser medido eficazmente mediante a observação de radiofontes conhecidas, mas devido às dimensões dos radiotelescópios utilizados nos ``surveys'' da Tabela 1.2, a determinação do nível dos secundários requer a utilização de transmissores terrestres. A imprecisão nesta determinação compromete diretamente a qualidade dos mapeamentos, embora, na maioria dos casos o nível de atenuação dos lóbulos secundários que interceptam o céu, $\Omega_s$ resultou da ordem de 20 dB.

Para Y67 os autores tiveram de recorrer a modelos de escala e considerações teóricas para estimar as contribuições nos lóbulos laterais. Mesmo assim, optaram por incluir em $\Omega_M$ a resposta do primeiro lóbulo secundário, e o mapa publicado mostra apenas uma distribuição de brilho modificada, cuja única correção consistiu em considerar a contribuição do solo independentemente do apontamento da antena. Esta simplificação foi inevitável devido ao enorme esforço computacional que teria sido necessário para se distinguir $T_{A, {\rm c\acute eu}}^s$ de $T_{A, \oplus}$ naquela época. Para avaliar o erro introduzido, os autores compararam primeiro as temperaturas modificadas com as temperaturas corrigidas no zênite e depois acompanharam a variação na temperatura de regiões frias em função da distância zenital. Concluiram, então, que $T_{A, {\rm c\acute eu}}^s$ e $T_{A, \oplus}$ contribuiriam com incertezas de 2% e 5%, respectivamente.

Para a versão melhorada de LW70 foi acrescentado um algoritmo computacional que calculava, a partir de valores tabelados, a contribuição do céu e do solo nos lóbulos laterais em função da distância zenital. Por sua vez, em TB62 os autores optaram por convoluir as temperaturas de brilho observadas alargando artificialmente o feixe principal para 5^$^\circ$, mas reduzindo a contribuição dos lóbulos laterais de 33% para 1%. Esta mudança inviabilizaria mais tarde a utilização desse mapa em estudos do índice espectral. O mapa C não foi corrigido pelo efeito dos lóbulos laterais, mas no mapeamento MS73 estima-se que seu efeito seja da ordem de 10%, e que a radiação refletida pelo solo seja menor do que 2%. Para este mapeamento são fornecidas, ainda, tabelas com valores de atenuação ionosférica para corregir eventualmente as observações feitas durante o dia. Esta correção pode chegar a 20% do sinal medido.

Haslam e colaboradores também não aplicam nenhuma correção devida aos lóbulos laterais, mas argumentam que a omissão é sugerida pela excelente concordância nas regiões onde os 4 mapeamentos (H-I, H-II, H-III e H-IV) coincidem, e pela consistência dos dados quando comparados aos calibrados de forma absoluta em 404MHz. De fato, Pauliny-Toth e Shakeshaft (1962) seguiram um procedimento experimental suficientemente cuidadoso que lhes permitiu avaliar o efeito dos lóbulos laterais ($\xi=0,\!18$) e da atmosfera. No experimento deles, todas as observações foram corrigidas em duas fases. Na primeira, uma aproximação para $T_{A, {\rm c\acute eu}}^M + T_{A, {\rm c\acute eu}}^s$ na Equação (2) era obtida estimando-se $T_{A, \oplus} + T_{A, {\rm atm}}$ a partir da variação na temperatura de regiões circumpolares (monitoradas entre sucessivas culminações inferiores e superiores). Calculava-se então seu valor no zênite aplicando as correções da atmosfera e do solo segundo dados tabelados para $T_{A, {\rm atm}}$ e uma contribuição do solo para ângulos de incidência rasante (a radiação proveniente do solo nas proximidades da antena não se mostrou significativa). Numa segunda fase, o aumento com a elevação da proporção de céu para solo nos lóbulos laterais era considerado calculando-se o efeito cumulativo de $T_{A, {\rm c\acute eu}}^s$ quando se sobrepunha o padrão polar da antena à distribuição de temperatura da primeira fase. Desta forma inferia-se $T_{A, {\rm c\acute eu}}^s$ e obtinha-se $T_b$. A incerteza na escala de temperatura resultou em $3,\!6$% e o erro no seu ponto zero foi de $\pm 2,\!3$K.