Séparation des composantes astrophysiques

Entre 100 et 240  $\mu$m, le signal provient essentiellement de l'émission du nuage zodiacal dans notre Système Solaire, de la poussière Galactique, et du fond extragalactique infrarouge:

$$\lambda \lambda \lambda \lambda$$ (3.7)

où:
$\lambda$ est la longueur d'onde d'observation
t est l'instant d'observation
signal ($\lambda$) est la brillance mesurée à la longueur d'onde $\lambda$, entre 100 et 240 $\mu$m
zodi($\lambda$, t) est la contribution, à la longueur d'onde $\lambda$, de la lumière zodiacale à l'instant de l'observation
dust($\lambda$) est la contribution, à la longueur d'onde $\lambda$, de l'émission de la poussière Galactique
cib($\lambda$) est la contribution, à la longueur d'onde $\lambda$, du fond extragalactique infrarouge.

La composante zodiacale dépend de la ligne de visée à travers le nuage zodiacal du système solaire, elle dépend donc de la position de la Terre sur son orbite (donc de la date d'observation) et de la direction observée. Cette composante astrophysique variable avec le temps doit être traitée séparément des composantes constantes.

Nous utilisons les données DIRBE corrigées de l'émission zodiacale fournies par l'équipe de COBE/DIRBE; la soustraction de la lumière zodiacale a été faite chaque semaine en utilisant la bande à 25 $\mu$m comme traceur. Ainsi ces données ne comportent que l'émission Galactique et extragalactique.

Pour soustraire la composante zodiacale de nos données PHOT à 170 $\mu$m, j'utilise le modèle de [Reach et al.(1995)], en utilisant la valeur correspondant à la date de l'observation ISO. Dans le cas de nos observations espacées dans le temps (pour FN1 par exemple), je prend la moyenne des valeurs de chaque date, car elles ne varient pas de plus de 0.04 MJy/sr à 170 $\mu$m, soit moins de 3%. La table 3.4 donne les contributions obtenues de la lumière zodiacale en fonction de la longueur d'onde et des champs.

Table 3.4: Composante zodiacale en MJy/sr dans les champs FIRBACK à 100, 140, 170 et 240 $\mu$m, obtenue avec le modèle de [Reach et al.(1995)], dont l'incertitude est de 10%.

$\lambda$ $\mu$m	FSM	FN1	FN2
100	2.08±0.2	1.99±0.2	2.26±0.2
140	1.10±0.1	1.05±0.1	1.18±0.1
170	0.75±0.07	0.71±0.07	0.80±0.08
240	0.41±0.04	0.39±0.04	0.44±0.04

Le signal total de DIRBE à 100, 140 et 240 $\mu$m et de PHOT à 170 $\mu$m dans tous les champs FIRBACK sont résumés dans la table 3.5. La valeur de l'écart-type $\sigma$ moyen pour PHOT provient de l'analyse effectuée à la section 4.5.

Table 3.5: Brillance totale en MJy/sr dans les champs FIRBACK par DIRBE à 100, 140 et 240 $\mu$m et par PHOT à 170 $\mu$m. J'ai ajouté aux données DIRBE l'émission zodiacale. Noter la grande incertitude des brillances à 140 et 240 $\mu$m.

$\lambda$ $\mu$m	instrument	FSM	FN1	FN2	$\sigma$ moyen
100	DIRBE	3.50	3.16	3.45	0.03
140	DIRBE	2.76	3.39	2.04	3.22
170	PHOT	3.39	3.01	2.97	0.50
240	DIRBE	2.46	2.08	2.03	0.98

La composante extragalactique, tirée de [Lagache et al.(1999),Lagache et al.(2000)], est donnée en table 3.6.

Table 3.6: Composante extragalactique en MJy/sr à 100, 140, 170 et 240 $\mu$m [Lagache et al.(1999),Lagache et al.(2000)].

$\lambda$	CIB
100	0.78±0.21
140	1.13±0.54
170	1.00±0.20
240	0.88±0.55