De modo a definir a evolução de BAO ao longo da história do Universo e a distribuição bariônica em grande escala, nos últimos anos foram desenvolvidos diferentes projetos, como por exemplo o BOSS, ou o trabalho pioneiro com DR3-SDSS. Em ambos, a matéria é identificada através do conteúdo estelar das galáxias.
O mapeamento de intensidade (IM) é uma técnica inovadora com o intuito de mapear estruturas de larga escala (LSS) em três dimensões, e que se baseia na linha espectral de 21 cm do HI devido à mudança na quantização do spin do elétron em relação ao spin referente ao núcleo do átomo, discutida nas seções anteriores. O que faz dessa técnica uma oportunidade é a abundância desse elemento no universo, sendo que a maioria do hidrogênio neutro deve ser encontrado em galáxias e atuar como um traçador de distribuição de matéria no Universo.
Em 1990, as primeiras propostas de que a observação das linhas de 21 cm do hidrogênio neutro em altos redshifts pudessem atuar como diagnósticos poderosos para o teste de teorias cosmológicas pelas observações do Giant Metre-Wavelength Radio Telescope (GMTR), que trabalhava na faixa dos 152 MHz, correspondendo a um redshift de z = 8, 4.
A conclusão foi que para se obter as observações em uma razão de sinal-ruído S/N > 1, o tempo de integração deveria ser de pelo menos 10 anos (SCOTT; REES, 1990).
Uma segunda proposta de intrumentos varrendo um espectro de frequências mais amplo que os dados anteriores, 400 MHz < fobs < 1200 MHz, e uma largura de feixe
maior para detectar uma maior quantidade de sinais das galáxias. Portanto, reduzindo consideravelmente o tempo de integração necessário para as observações dos instrumentos disponíveis no momento ao focar as observações em clusters de galáxias (BATTYE; DAVIES; WELLER, 2004). A proposta ainda seguiu para um telescópio baseado em uma rede de interferometria que não seria sensível à distribuição de matéria suave, mas sim às flutuações nessa distribuição, que apresentam valores tipicamente menores, podendo apresentar um campo de visão muito maior como diferencial, a partir de antenas de baixo custo arranjadas de forma a criar um grande número de feixes individuais a partir de componentes de hardware comerciais.
Outra proposta mais recente para o uso da IM na faixa de frequência entre 960 MHz a 1260 MHz com uma resolução de 2/3◦, determinados pela otimização da medição
da escala das BAO. Um radiotelescópio com um único prato com declinação constante denominado BINGO (Baryon acoustic oscillations In Neutral Gas Observations). Por mais que um telescópio com essas configurações não captasse o sinal de galáxias individuais ou até mesmo clusters por conta da resolução, a alternativa seria a medida do campo de intensidade completo, T (f, Ω, φ), e a obtenção do espectro de potência diretamente (BATTYE et al.,2013). O sinal esperado teria em média ∼ 100µK, o que representa uma
Capítulo 2. Revisão Bibliográfica 32
dificuldade na medição e exigiria a subtração de receptores de banda e de emissão contínua dos sinais vindos de nossa própria galáxia e extragalácticos (BATTYE et al.,2013). As subtrações referentes à primeira fonte são possíveis por meio de um telescópio que atenue a influência desses sinais, enquanto a subtração dos últimos possa aproveitar o fato de apresentarem uma assinatura espectral suave na faixa de frequência dos 21 cm.
Tentativas já foram feitas para a detecção do sinal de BAO, Bharadwaj & Sethi (2001) fizeram os cálculos para os parâmetros do Giant Meter-Wave Radio Telescope (GMRT) mostrando que seriam necessários tempos de integração da ordem de 100 horas para a detecção do sinal: Um modo de acelerar e desenvolver a cosmologia de IM e a detecção de BAO é por meio da correlação cruzada com outros mapas de 21 cm na expectativa de eliminar erros sistemáticos e ruídos por não estarem relacionados nos diferentes projetos. Um exemplo dessa prática foi o uso dos mapas do Green Bank Telescope (GBT) em conjunto com mapeamentos óticos do WiggleZ (CHANG et al., 2010), (MASUI et al.,
2013) e (SWITZER et al.,2013). De fato, a combinação de resultados deve levar a resultados mais precisos. Em 2008 concluiram que a restrição da energia escura também poderia ser obtida por telescópios menores, com diâmetros de 200 vezes o comprimento de onda do sinal de 21 cm, e mais baratos que o Square Kilometre Array (SKA - projeto que deve resultar em medidas na faixa de frequência de rádio com a mesma importância estatística dos telescópios ópticos), tais como GBT, o Effelsberg 100-meter Radio Telescope ou o Parkes Telescope (CHANG et al.,2008). A tabela1 relaciona os experimentos baseados na técnica de IM, tanto os existentes como os que estão em fase de planejamento.
Pelos dados da tebela, nota-se que os experimentos voltados para a IM, BINGO (BAO In Neutral Gas Observations), CHIME (the Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment) e Tianlai (Heavenly sound), são complementares entre si no que se diz respeito a faixa de frequência a ser observada, além de terem características similares, tais como largura de feixe, por conta dos pratos de diâmetros com medidas próximas. A comparação dos três pode ser vista também na figura 7.
Ambos CHIME e Tianlai são interferômetros cilíndricos e, portanto, mais adequados para maiores redshifts. A matriz interferométrica foi defendida por sua estabilidade em relação a variações no ganho do sistema quando comparado com telescópios de prato único; já em relação ao formato cilíndrico foi uma boa alternativa para um projeto de baixo custo e que consiga uma observação rápida, devido ao campo visual (FOV) que confere uma grande cobertura do céu (CHEN, 2012).
O formato cilíndrico do CHIME confere ao instrumento um campo visual instan- tâneo de ∼ 100◦ na direção norte-sul, esse fator permite o mapeamento de metade do
céu a cada rotação da Terra, conferindo uma alta velocidade de IM (BANDURA, 2014). Entretanto, a escala angular mínima de detecção é determinada por sua menor dimensão e pode apresentar problemas com as escalas de BAO, dessa forma as correlações necessitam
Capítulo 2. Revisão Bibliográfica 33
Tabela 1: Experimentos de intensidade de mapeamento: existentes e planejados. SD - prato único; CI - Interferômetro cônico; DAA - Matriz de abertura densa; SDP - prato único com fase de matriz de campo; Tsys - Temperatura do sistema; Prato -
diâmetro efetivo; νmax - frequência máxima; νmin - frequência mínima; ∆ν -
Faixa de frequência; zmin - Redshift mínimo; zmax - Redshift máximo.
Experimento Tipo Tsys Prato νmax νmin ∆ν zmin zmax S
(K) (m) (Hz) (Hz) (Hz) (deg2) Existentes GBT SD 29 100 920 680 240 0,54 1,09 100 GBT-HIM SD 33 100 900 700 200 0,58 1,03 1000 GMRT SD 70 45 1420 1000 420 0 0,42 1000 JVLA SD 70 25 1420 1000 420 0 0,42 1000 Parkes SD 23 64 1420 1155 265 0 0,23 5000 VLBA SD 27 25 1420 1200 220 0 0,18 5000 IM BAOBAB DAA 40 1,6 900 600 300 0,58 1,37 1000 BINGO SD 50 25 1260 960 300 0,13 0,48 5000 CHIME CI 50 20 800 400 400 0,77 2,55 25000 Tianlai CI 50 15 950 550 400 0,49 1,58 25000 Pré-SKA KAT7 SD 30 13,5 1420 1200 220 0 0,18 2000 MerrKat (B1) SD 29 13,5 1015 580 435 0,4 1,45 25000 SKA Fase 1 SKA1-MID SD 28 15 1050 350 700 0,35 3,06 25000 SKA1-SUR SDP 50 15 900 400 500 0,58 2,55 25000
Fonte: (BATTYE et al.,2016).
de uma eletrônica mais complicada e cara para ser efetuada.
O telescópio BINGO é um exemplo de telescópio de prato único, nesse tipo cada ponto do telescópio representa um único pixel do céu, porém com a adição de mais pratos ou canais de alimentação o campo visual pode ser aumentado. Isso é uma vantagem por resultar em modos de grandes escalas. Uma vez que a temperatura de brilho não depende do tamanho do prato, a sensibilidade pode ser mantida mesmo com pratos menores, embora, a resolução angular possa ser prejudicada.
BINGO irá cobrir um quinto do céu se comparado aos outros dois telescópios. Entretanto, um dos maiores desafios vem da dificuldade em isolar o sinal do HI da interferência de radiofrequência (RFI) e do foreground da Via Láctea, e, enquanto a metodologia de IM não estiver bem desenvolvida experimentos de porte médio e baixo custo são responsáveis pelos resultados iniciais e pelo desenvolvimento de técnicas para remoção de ruídos do foreground, assim como, métodos para tratar a imensa quantidade de dados que as observações irão gerar. Portanto, nessa etapa a resolução não é necessária para a detecção das BAO.
Capítulo 2. Revisão Bibliográfica 34
Figura 7: Diagrama de BAO Hubble. Relação entre distância e redshift para diferentes medidas de BAO. Os projetos e suas respectivas faixas de atuação são: BINGO 0.13-0.48, Tianlai 0-3, CHIME 0.8-2.5.
Fonte: (WUENSCHE,2018)
Essas emissões são ao menos quatro ordens de grandeza maiores (Tb ∼ 1000 mK)
que as flutuações do sinal de HI (δTb ∼ 1 mK). De modo a separar os sinais de foreground,
usa-se o fato de que a frequência deve ser suave e pode ser aproximada de uma lei de potência com uma curvatura espacial. As técnicas de remoção podem ser separadas em duas categorias: métodos paramêtricos ou cegos (BIGOT-SAZY et al., 2015). Para o primeiro tipo, há a necessidade de um modelo e ocorre a parametrização de cada pixel no mapa. Enquanto a segunda categoria não requer nenhuma propriedade do foreground ou da resposta do instrumento. Exemplos desses métodos são FASTICA (CHAPMAN et al., 2012), (WOLZ et al., 2014), o método Correlated Component Analysis (CCA) (BONALDI; BROWN,2015), Karhunen-Loeve Decomposition (SHAW et al.,2014), GMCA (CHAPMAN et al.,2012), principal component analysis (PCA) e independent component analysis (ICA) (ALONSO et al.,2015) (Alonso et al. 2015). Todos os métodos também devem lidar com os efeitos induzidos pela instrumentação, por exemplo: mistura de modos de flutuações angulares e de frequência pela dependência do feixe com a frequência. E a calibração se torna crucial para garantir a suavidade do sinal a ser removido.
Capítulo 2. Revisão Bibliográfica 35
Por fim, as vantagens da técnica de IM são:
• As flutuações na intensidade podem ser usadas para a reconstrução do espectro de potência das flutuações da matéria.
• Receptores com uma ampla banda de frequência pode detectar o sinal como uma função do redshift, pois a frequência de linha de emissão é desviada para o vermelho de acordo com a expansão do Universo.
• As flutuações de hidrogênio seguem o campo de densidade cósmico, portanto regiões de maior densidade elevam a intensidade de emissão.
• IM é um método rápido por não necessitar da detecção e medida de galáxias individuais.