Oscilações acústicas de bariões através de observações de gás neutro – BINGO

O projeto BINGO é sobre a construção de um radiotelescópio onde sinais indesejados são minimizados desde o início, permitindo a extração do sinal HI através de uma calibração bem controlada e tudo isso a baixo custo.

BINGO observará ao longo de 2 anos (1 ano na fonte) de forma a ser possível estimar a escala acústica com um nível de incerteza de 2%, o que por sua vez permitirá estimar a equação do estado da energia escura w com 16% de nível de incerteza.

O objetivo principal é pesquisar uma região de 200 graus do céu com um RMS de 0,1 mJy e estabilidade espectral. A energia escura é melhor avaliada em uma fase avançada do Universo, e a motivação do BINGO para medir as flutuações HI em um redshift de z <0.5. Como referido anteriormente, espera-se que o sinal de interesse, HI, seja da ordem dos 0.1 mK, o dos contaminantes da ordem de 5 K. A contribuição do sistema de detecção para o sinal está prevista ser T_sys ~ 50 K, o que não será um problema se estável. Todos os esforços foram realizados para encontrar uma localização limpa em termos de RFI.

o telescópio: BINGO será um telescópio de antena única, estático, aproveitando a rotação da Terra para mapear uma faixa de 10⁰ do céu, usando um conjunto de cornetas no plano focal. Mais especificamente, terá uma configuração chamada de dois espelhos em cruzamento-Dragone, constituída por uma antena de 40 m, o primário, uma segunda antena ligeiramente menor, o secundário, e por 50 cornetas de 4 metros de comprimento. O facto de ser necessário um campo de visão extenso é a razão para o grande número de cornetas e, para acomodar esse número de cornetas, é necessária uma distância focal grande, que se prevê que será f / D = 3

banda de freqüência: BINGO funcionará entre 960 MHz -1260 MHz, permitindo detectar emissões de 21 cm em um deslocamento para vermelho entre 0.12 e 0.48, correspondendo a uma banda que deverá estar limpa em termos de canais de comunicações.

resolução espectral e angular: BINGO terá uma resolução espectral de 1 MHz e uma resolução angular de 40 arcmin

receptores: serão receptores standard de correlação, de forma a reduzir o ruído 1/f, sendo o sinal resultante igual à diferença entre a observação e o sinal de uma fonte conhecida. Para controlar os custos, serão utilizados LNA (Low noise Amplifiers) a temperatura ambiente, a temperatura total do sistema prevista para T_sys ~ 50 K. A estabilidade em termos de ganho tem que ser garantida por períodos de 20 minutos – correspondente ao tempo de trânsito no céu.

sensibilidade: os receptores precisam ser extremamente estáveis, com RMS de 0,1 mK em cada canal de freqüência de 1 MHz. Para poder detectar as flutuações de 0.1mK, é necessário integrar por anos, considerando que o BINGO é um instrumento de trânsito, observando-se cada ponto do céu 20 minutos por passagem.

Resultados do BINGO expectáveis


Abaixo está apresentada uma simulação mostrando o sinal HI que se spera observar, neste caso assumindo um feixe do telescópio de 60 arcmin (será 40 arcmin) e uma resolução de freqüência de 1 MHz. As flutuações visadas serão identificadas como a diferença entre o sinal e uma média representada pela linha tracejada.

A detecção a 5σ será alcançável após 1 ano de integração na fonte, permitirá uma medida da escala acústica com uma incerteza de 2,4%, e permitirá restringir a equação de energia escura w a uma incerteza de 16%.

O espectro de potência angular HI em z = 0,28 – correspondente à freqüência central do BINGO – juntamente com erros projetados  assumindo  50 cornetas, 1 ano de tempo de integração na fonte, cobrindo 2000 graus quadrados. Incluído  espectro de potência dividido por um “espectro suave” para isolar os BAOs – Figura e legenda de Baytte et al 2016.

As medidas de escala acústica permitem restringir o diagrama de Hubble das BAO  (relação da distância angular  – redshift). A distância média angular que é espectável o BINGO medir está apresentada no gráfico em cima,  juntamente com os resultados de outras trabalhos, veja abaixo

Adaptado de Baytte et al 2013

Para tal, é necessário garantir que os sinais contaminantes, ambos astronómicos e do sistema de detecção, sejam subtraídos através de uma calibração eficiente. Abaixo algumas simulações, contemplando ambos aspectos, onde foi assumido um telescópio como descrito anteriormente, veja Bigot-Sazy et al (2015) para obter detalhes:

 

Em cima se mostra a emissão (contaminante) galáctica e extragaláctica a 1 GHz, estando delineada a linhas sólidas brancas a região do céu que será observada pelo BINGO.

Na seguinte simulação, gráfico de cima, o sinal HI que é previsto detectar na mesma região, após uma passagem do BINGO ( a região em cinza não é observável pelo

telescópio) e a correspondente emissão galáctica e extragaláctica contaminante no gráfico inferior.

Em cima, a simulação mostra, para a mesma região, e para uma uma só passagem, o sinal do ruído instrumental, onde na parte superior é apresentado o ruído térmico e no gráfico inferior o ruído 1 / f. Vale ressaltar as diferenças nas escalas de intensidade entre as diferentes simulações.

Os sinais indesejados astronômicos e instrumentais podem ser estimados e posteriormente subtraídos usando métodos diferentes, abaixo são mostrados os resultados assumindo dois métodos: ajuste paramétrico e a análise de componentes principais (PCA). As simulações referem-se ao ruído instrumental (ruído térmico e ruído 1 / f) e sinal astronomico (emissão sincrotrão galáctico mais fontes extragalácticas pontuais). De cima para baixo:

  • 1ª faixa – sinal HI
  • 2ª a 4ª faixa – sinal HI recuperado após um, três e sete modosprincipais serem removidos
  • 5ª faixa – sinal HI recuperado após ajuste paramétrico aplicado

Essas simulações mostram que o componente de análise principal pode recuperar razoavelmente o sinal HI de um mapa contaminado, neste caso após 7 modos principais removidos.

Para além  dos BAO

Além do mapeamento de intensidade HI, BINGO será um telescópio fantástico para ciência de trânsito. Um dos assuntos astronômicos que podem aproveitar este tipo instrumento são os chamados Fast Radio Burst (FRB).

First Fast Radio Burst detection, Lorimer et al 2007

Muito pouco se sabe sobre FRB, a sua origem ainda por determinar. São fenômenos brilhantes e muito curtos (milisegundos), e entre os poucos eventos registrados (20 até agora), apenas um se repete e de forma irregular.

O sinal FRB é muito amplo em frequência, sendo a medida de dispersão muito maior do que o esperado no caso de uma fonte galáctica, e por esse motivo favorecendo uma origem extragaláctica.

 

Gemini Observatory/AURA/NSF/NRC

Muito recentemente a única fonte FRB que se repete foi associada a uma galáxia. Mas, além desse objeto específico, a origem e a localização desses objetos são um mistério.

BINGO sendo um telescópio de trânsito, estará em posição de participar no progresso do conhecimento relativo aos FRB. Estima-se que poderá ser possível detectar FRBs numa taxa de 1 por semana, depois de componentes electrónicos adicionais serem adicionados para garantir elevada resolução temporal – este não é necessário para detecção das BAO. Em uma fase futura, pequenos telescópios ópticos poderão ser adicionados para medir posições precisas em tempo real e identificação óptica posterior.