Estudo da emissão galáctica em 30 Ghz e 41.5 Ghz

• Autor(a) principal: Mirko Sime Raljevic Ergueta
• Data de Publicação: 2005
• Tipo de documento: Dissertação
• Idioma: por
• Título da fonte: Biblioteca Digital de Teses e Dissertações do INPE
• Texto Completo: http://urlib.net/sid.inpe.br/MTC-m13@80/2005/10.26.11.35

A emissão em microondas da Galáxia é um dos principais contaminantes das medidas da Radiação Cósmica de Fundo em microondas (RCFM). Os modelos usuais prevêem três componentes como fontes desta emissão: síncrotron, livre-livre e poeira. No entanto, há evidências de um excesso de emissão nesta região do espectro que estaria aparentemente correlacionado com poeira e que não pode ser explicado pelos modelos de emissão térmica de grãos. Em razão disso, foi proposto mais um mecanismo para explicar este comportamento anômalo da emissão em microondas da Galáxia. Neste trabalho, exploramos as características das emissões galácticas em microondas e do excesso de emissão observado nessa região do espectro. Para isso, usamos os mapas obtidos pelo experimento BEAST em 30 GHz e 41,5 GHz. Aplicamos uma técnica de correlação cruzada entre os mapas BEAST e mapas de referência para as emissões galácticas com o objetivo de estimar a contribuição de cada componente da emissão galáctica nos mapas BEAST. Avaliamos a distribuição espacial das emissões realizando cortes em diferentes latitudes galácticas. Para estudar a emissão difusa da Galáxia e excluir as regiões do Plano Galáctico, aplicamos aos mapas BEAST a máscara Kp2 utilizada nos dados do WMAP. Associando às emissões leis de potência do tipo \textit{T}$\alpha$$\nu$$^\beta$, obtivemos índices espectrais para cada componente galáctica, Analisamos dois ambientes diferentes: as regiões do Plano Galáctico e as regiões difusas que as envolvem. As características espaciais e espectrais de cada componente obtida indicam que: 1) a emissão síncrotron está concentrada no Plano Galáctico, apresentando um índice espectral $\beta$ = -2,9, consistente com o modelo de geração de elétrons no Plano Galáctico; 2) a emissão livre-livre se localiza nas regiões difusas e no Plano Galáctico, apresentando um índice espectral $\beta$ = -1,3, que é menor que o esperado; 3) a emissão de poeira engloba toda a região do Plano Galáctico, apresentando índices que variam entre -2,2 $\textless$$\beta$$\textless$ -1,4; 4) o excesso de emissão na região difusa segue a distribuição da poeira e o índice espectral associado ($\beta$$\sim$-3) é compatível com a emissão de \textit{spinning-dust}. Quando se inclui o Plano Galáctico, o índice espectral ($\beta$$\sim$-1,5) é compatível com o modelo de \textit{spinning-dust} somado à emissão térmica de poeira.