Extrapolation de la composante Galactique à 170 $\mu$m à partir de l'émission HI

Afin d'éviter les problèmes d'un ajustement incertain, nous pouvons utiliser les données HI pour tracer la poussière (neutre et ionisée, [Lagache et al.(2000)]) et extrapoler la composante Galactique à 170 $\mu$m, en supposant toujours son émission comme celle d'un corps noir de température 17.2 K modifié avec une émissivité en $\nu^{2}_{}$.

Figure 3.16: Contribution Galactique dans le champ FSM: données DIRBE (losanges) à 100, 140 et 240 $\mu$m; ajustement pondéré (ligne rouge en tirets); extrapolation à 170  $\mu$m des donnés HI (étoile bleue); extrapolation à 240  $\mu$m des donnés HI pour vérifier la cohérence de la méthode (carré vert).

Pour déterminer le rayonnement de la poussière Galactique à 100 $\mu$m, nous utilisons la densité de colonne HI, qui est de 8.2×10¹⁹ et 7.7×10¹⁹HIcm^-2 dans FN1 et FN2 respectivement, la multiplions par ${\frac{4}{3}}$ pour prendre en compte également le milieu ionisé [Lagache et al.(1999)]. Cette contribution est estimée avec une précision relative de 30%. Nous obtenons ainsi les valeurs de la contribution Galactique. N'ayant pas de mesure précise du HI dans FSM, je prends 1.0×10²⁰HIcm^-2 soit de l'ordre de celle mesurée dans FN1, car la proximité d'un cirrus augmente la densité de colonne.

Figure 3.17: Contribution Galactique dans le champ FN1: même légende que la figure 3.16.

Le point obtenu à 170 $\mu$m est représenté par une étoile bleue dans les figures 3.16, 3.17 et 3.18. Pour s'assurer de la cohérence de la méthode, nous extrapolons cette contribution à 240 $\mu$m (carré verts dans les figures 3.16, 3.17 et 3.18) que nous comparons aux données DIRBE: l'accord est raisonnable, et entièrement compatible avec les barres d'erreur (mieux que 15% alors que les barres d'erreur sont de l'ordre de 60% à 240 $\mu$m).

Figure 3.18: Contribution Galactique dans le champ FN2: même légende que la figure 3.16.