Sinais Contaminantes

Os telescópios não só detectam o sinal astronômico de interesse, mas potencialmente tudo o que entrar no seu feixe. E esse fato é um grande problema se o sinal pretendido é várias ordens de magnitude mais fraco que os sinais “contaminantes”. Alguns exemplos de “contaminantes”:

  • Fontes galácticas (emissão de poeira, emissão de sincrotrão por parte de supernovas, riscas espectrais oriundas do meio interestelar)
  • Fontes extragalácticas (rádio galáxias e galáxias com elevada taxa de formação de estrelas “Starburst galaxies“)
  • Atmosfera

Na sequência acima, a colaboração Planck ilustra os diferentes contaminantes neste caso para medições de CMB, começando pelo sinal total (incluindo o sinal CMB aparentemente indetectável) em freqüências entre 24 GHz e 1 THz e depois subtraindo progressivamente: emissão de fontes pontuais (galácticas e extragalácticas) e emissão do meio material. Após a remoção dos anteriores sinais contaminantes, o CMB é revelado.

Como exemplo, no caso de mapeamento de intensidade HI a 1GHz, numa escala angular de 1⁰, ao longo de uma faixa de 10 ° céu, na declinação delta = 45⁰ e | b | > 30⁰ o sinal dos contaminantes é T ~ 4600 mK com flutuações de delta T ~ 82 mK, enquanto o sinal que queremos medir é delta T_HI ~ 0.1mK, veja a seguinte tabela publicada em Battye et al 2013:

Os sinais de fontes contaminantes são relativamente simples de subtração, já que, mesmo que sejam muito fortes, seus espectros são suaves, apresentando flutuações muito menores do que o sinal, muito diferente ao que se espera das regiões HI onde a flutuação do sinal é da ordem do próprio sinal.

Rádio-interferências (RFI) e incertezas sistemáticas

Mas o que de verdade compromete a detecção das BAO são os sinais relacionados com a civilização, globalmente referidos como interferências nas rádio-frequências, ou RFI (radio frequency interferences), que incluem: comunicações móveis, comunicações por satélite e avião, radiodifusão de TV, plantas solares fotovoltaicas, parques eólicos. Abaixo simulações mostrando como o BINGO poderá detectar o sinal de satélites:

Simulação que mostra o RMS da variação de potência devido aos satélites de navegação globais, assumindo as características do BINGO e para um período de um ano: as linhas contínuas mostram as variações quando os satélites estão dentro de 0, 1, 5 e 10 graus da linha de visão do BINGO, e também se mostra o ruído de temperatura do sistema de 50 K previsto, e o RMS do sinal HI. Adaptado de Harper & Dickinson 2016

A soma de todas essas contribuições representa um sinal de uma magnitude várias ordens superior ao sinal científico que se pretende medir. Para tentar detectar BAO, todas as fontes de sinal indesejável devem ser suprimidas ou pelo menos minimizadas. A RFI é minimizada através da escolha da localização, ie, onde a presença de sinais não astronómicos seja minima ou mesmo inexistent. Para além da RFI existe o ruído da eletrônica do telescópio, que é subtraído via a utilização de receptores chamados de correlação e sua calibração. Os radio telescópios mundiais existentes, independentemente do seu tamanho, foram construídos sob requisitos de RFI e electrónica, mas não no nível que a detecção BAO requer, e essa é a razão pela qual as BAO ainda não foram detectados na banda de rádio.