Outros objetivos científicos

O projeto do BINGO foi otimizado para a caracterização das BAO, seu principal alvo nos primeiros anos de operação. No entanto, o BINGO mapeará em 3D a distribuição de matéria de uma grande fração do universo local e, portanto, prevemos uma ampla gama de aplicações científicas, incluindo estudo de pulsares, distribuição de matéria em larga escala e distorções no espaço de redshift. Além disso, um subproduto direto das observações das BAO será um mapa de alta razão sinal/ruído dos foregrounds galácticos, produzido por uma combinação das emissões síncrotron, free-free e linhas de recombinação em rádio. Seu estudo é um resultado extremamente relevante para o conhecimento da emissão difusa da Galáxia. O BINGO será também um instrumento potencialmente poderoso para o estudo dos Fast Radio Bursts. Uma discussão mais extensa sobre estes fenômenos transientes será apresentada na seção 9.

Pulsares, fontes astrofísicas de radiação eletromagnética pulsante, são uma excelente ferramenta para estudar física fundamental, desde a detecção de ondas gravitacionais, através da formação ou fusão de buracos negros, até a equação de estado das estrelas de nêutrons. O modo de observação do BINGO permite revisitar a mesma região do céu todos os dias e abre a oportunidade de descobrir pulsares incomuns (como por exemplo PSR B1931+24), que alternam fases de emissão eletromagnética ativas (∼ 5-10 dias) e quiescentes (∼ 25-35 dias) [1]. O estudo desses objetos pode ter consequências importantes para o uso de “pulsar timing” para detecção de ondas gravitacionais [2].

Embora não seja o objetivo principal do experimento BINGO, os mapas multi-frequências de grandes áreas do céu que o telescópio produzirá terão aplicação em várias áreas da ciência galáctica. O BINGO mapeará com precisão a emissão contínua síncrotron no plano Galáctico e toda a sua extensão para fora do plano dentro da faixa de observação.

Esta é a principal fonte de foreground no mapeamento de intensidade HI e já foi mapeada por outros experimentos [3], revelando grandes loops e spurs, considerados pela comunidade scientifics remanescentes de supernovas. No entanto, pouco se sabe sobre as regiões de baixa intensidade (a faixa de observação do BINGO inclui várias destas). Novos mapas de alta sensibilidade ajudarão a entender a natureza dessa emissão. Os resultados do BINGO (mapas de intensidade de HI, mapas índices espectrais de emissão difusa e de rádio fontes, espectros de potência de foregrounds) serão extremamente úteis no planejamento de futuros experimentos de CMB.

O BINGO estudará também o problema de aglomerados de galáxias através de correlações cruzadas com levantamentos ópticos. Cada população de galáxias têm um certo bias, independente de como essa população é detectada. No entanto, na prática, é impossível ter dois levantamentos mapeando exatamente os mesmos objetos de forma completamente diferentes. Além disso, existem efeitos sistemáticos diferentes em diferentes levantamentos, o que introduz erros nos parâmetros estimados, dificultando a análise. A relação entre a emissão de 21 cm e, por exemplo, a luminosidade óptica, pode evoluir com o tempo, e nos permitirá estudar com mais detalhes o bias das galáxias. Isto significa que os objetos podem se tornar mais raros ou mais frequentes em diferentes redshifts para os diferentes levantamentos. Portanto, o bias das duas populações é afetado. Este estudo também tem implicações interessantes para a relação entre a taxa de formação de estrelas e a natureza do gás interestelar nas galáxias.

Quando os mapas de HI do Bingo estiverem disponíveis, poderemos obter um estudo das distribuições de velocidades presentes em aglomerados de galáxias que ainda contém HI. Isto será possível com o estudo de distorções dos redshifts das galáxias presentes na região em que HI é medido. Como já foi mencionado, o Bingo vai medir a luminosidade em HI, possibilitando a comparação com levantamentos de galáxias. Esta distribuição é correlacionada com uma distribuição de matéria, produzindo uma distribuição de velocidades locais que modifica ligeiramente os deslocamentos para o vermelho das galáxias que estão emitindo a radiação de 21 cm. Portanto, o estudo das distorções presentes nos mapas do BINGO permitirá mapear as velocidades locais das galáxias que tem HI presente em grandes quantidades.

Os mesmos mapas de HI podem ser estudados de uma maneira diferente para obter uma informação valiosa da geometria e do conteúdo do Universo. A luz emitida pelas galáxias presentes nos mapas do BINGO viajou até nós passando por uma rede cósmica de matéria escura. Como a teoria da relatividade geral prevê que a trajetória da luz se curva na presença de matéria, a distribuição de galáxias pode distorcer essas trajetórias por efeitos de lentes gravitacionais nos mapas de HI. Com esses mapas nós poderemos produzir um mapa de tais distorções e medir seu efeito na propagação da luz usando a teoria da relatividade geral, cobrindo uma faixa de redshifts entre 0,13 < z < 0,48, que corresponde a um intervalo de tempo entre 8,7 e 12 bilhões de anos.

A banda de observação do telescópio conterá aproximadamente 20 linhas de recombinação em rádio, que são produzidas por gás quente (T ~ 10000 K). A recombinação é o processo pelo qual o estágio mais alto da ionização de um átomo captura um elétron (geralmente com baixas energias) em um nível energético bem acima do nível fundamental. Após a recombinação, há uma cascata dos níveis mais altos de energia para o estado fundamental, sendo que a cada transição descendente ocorre emissão de fótons da linha de emissão correspondente. Essas linhas são fracas e só foram detectadas, na Galáxia, em regiões brilhantes de HII em que ocorre formação estelar [4]. Pela primeira vez seremos capazes de detectar o fundo dessas linhas em latitudes galácticas mais altas, onde ele é muito mais fraco. Isso permitirá traçar a fase do gás ionizado quente do meio interestelar, sem os efeitos de absorção e espalhamento associados às linhas de emissão óptica. Comparando com a temperatura do fundo de emissão free-free (após a separação do fundo de síncrotron), poderemos medir a temperatura dos elétrons desse gás, bem longe das estrelas brilhantes OB. A resolução dos canais de frequência (que pode ser tão estreita quanto 18 kHz) permitirá a separação de velocidades na faixa de velocidade de ± 150 km/s, esperada da Galáxia. Na banda de frequência do BINGO, haverá 17 linhas Hα que podem ser empilhadas para melhorar a razão sinal/ruído.

Referências

1. Young, N., et al., 2013, MNRAS, 429, 2569
2. Lyne, A.G., et al., 2010, Science, 329, 408.
3. Haslam, C. G. T., Salter, C. J., Stoffel, H. and Wilson, W. E., 1982, A&AS, 47
4. Alves, M. I. R. et al., 2010, MNRAS, Volume 405, Issue 3, pp. 1654-1669