Contraintes et exigeances

Pour détecter les fluctuations du fond infrarouge et les galaxies, il importe d'être contaminé le moins possible par les émission d'avant-plan, comme la poussière Galactique ou la lumière zodiacale. Il convient donc de choisir des champs à haute latitude galactique et écliptique pour s'affranchir au maximum de cette contamination.

Dans l'infrarouge lointain, à la différence du domaine optique par exemple où la principale limitation est le bruit instrumental et où le fond du ciel est plat, le fond du ciel est brillant avec des fluctuations, et les instruments sont limités par le confusion.

A haute latitude et dans l'infrarouge lointain, le fond est composé d'émission diffuse des cirrus galactiques, du fond extragalactique, et des poussières zodiacales. Les cirrus, dont l'émission infrarouge est bien corrélée à l'émission HI [Boulanger et al.(1996)], créent des fluctuations à toutes les échelles: le spectre de puissance est ajusté par une loi en k^-3, k étant la fréquence spatiale [Gautier et al.(1992),Herbstmeier et al.(1998),Miville-Deschênes(1999)]. A faible densité de colonne HI, la probabilité qu'une concentration dans un cirrus simule une source extragalactique est faible. Les poussières zodiacales émettent un rayonnement qui pique vers 25 $\mu$m et qui dépend de la ligne de visée à travers le nuage zodiacal, donc de la position de la Terre sur son orbite et de la direction d'observation.

La confusion a pour effet de rendre l'extraction des sources particulièrement difficile, surtout lorsque le fond fluctue à cause des cirrus et du CIB, même si le rapport signal sur bruit détecteur est grand (supérieur à 50).

Les critères de sélection des champs FIRBACK sont donc:

$\bullet$

haute latitude galactique et écliptique

$\bullet$

peu de cirrus galactique

$\bullet$

faible brillance à 100 $\mu$m, typiquement inférieure à 1.7 MJy/sr

$\bullet$

faible densité de colonne HI, typiquement inférieure à 1.0×10²⁰H cm^-2

$\bullet$

si possible, couverture multi-longueur d'onde existante ou à venir

Nous avons étudié les données DIRBE, dont l'émission étendue est étalonnée de manière absolue [Boggess et al.(1992),Hauser et al.(1998)], IRAS, disposant d'une meilleure résolution spatiale, et HI disponibles pour sélectionner trois champs.

Table 2.4: Caractéristiques des champs FIRBACK.

field	$\alpha_{2000}^{}$	$\delta_{2000}^{}$	l	b	surface	tint
	h, min	deg, min	deg	deg	deg2	sec
FSM	03 11	-54 45	270	-52	0.95	256
FN1	16 11	+54 25	84	+45	1.98	128
FN2	16 36	+41 05	65	+42	0.96	128