J-PAS

O J-PAS (Javalambre Physics of the Accelerating Universe Astrophysical Survey) é um projeto envolvendo principalmente a Espanha e o Brasil. Um novo observatório astronômico foi construído na Sierra de Javalambre (perto de Teruel, na Espanha), onde foram instalados dois telescópios com grande campo de visão. O telescópio principal tem um espelho de 2,5m de diâmetro, e será equipado com uma câmera de 1.2 Giga-pixels. A estratégia inovadora do J-PAS, que busca observar galáxias (e seus redshifts) utilizando um sistema de 54 filtros estreitos, deve produzir um imenso mapa com centenas de milhões de galáxias, compreendendo 1/5 de todo o céu. O J-PAS deverá ter um grande impacto na pesquisa em cosmologia e astrofísica, em particular através de suas observações de galáxias em baixos e altos redshifts, estruturas em grandes escalas, aglomerados de galáxias, quasares, supernovas etc.

Levantamento

O levantamento astrofísico do J-PAS vai durar aproximadamente quatro anos. Ele vai ser feito através de imagens em 56 filtros estreitos, o que permitirá uma medida precisa dos redshifts de mais de 14 milhões de galáxias vermelhas, além de dezenas de milhões de galáxias azuis. Essas medidas precisas das posições de uma enorme quantidade de galáxias serão críticas para alcançar um dos nossos principais objetivos, que é estudar as propriedades da energia escura. A figura abaixo mostra as funções de transmissão dos 56 filtros, incluindo a eficiência quântica das CCDs, as reflexões internas e as linhas telúricas.

O levantamento (survey) do J-PAS será feito com um telescópio com espelho primário de 2,5 m e um plano focal de 7 graus quadrados, cuja “étendue” (área do espelho x área do plano focal) de 26 m² deg², o que lhe confere uma alta velocidade de mapeamento do céu. Com esse telescópio e sua câmera, seremos capazes de cobrir uma área de mais 8.000 deg² em um período de quatro anos.

Ao final desse período, teremos medido as posições de milhões de galáxias com luminosidades L>L_* e i_AB < 22,5 no intervalo 0,1<z<1,1 . A precisão na determinação dos redshifts dessas galáxias será melhor que σ_z ∼ 0,003(1 + z). Essa população terá uma densidade volumétrica n > 10⁻³ Mpc^-3  h³ , cobrindo um volume do universo de mais de 9 Gpc³ h⁻³ . Esse grande volume e essa alta densidade de galáxias serão as chaves para assegurar uma medida precisa da escala das oscilações acústicas de bárions (BAOs). Apenas com as medidas de BAOs que o J-PAS será capaz de fazer, poderemos determinar a equação de estado da energia escura com uma inédita precisão de 4%. Em combinação com outras medidas (da radiação cósmica de fundo, supernovas e/ou contagem de aglomerados), também seremos capazes de determinar se essa equação de estado tem variado no tempo.

Além de seu potencial para estudar o setor escuro do universo, o levantamento J-PAS vai determinar as propriedades de milhões de galáxias, desde populações estelares resolvidas em galáxias próximas até uma amostra significante de galáxias em altos redshifts; vamos identificar milhões de sistemas com linhas de emissão como AGNs e quasares; vamos descobrir milhares de supernovas e objetos do sistema solar; vamos identificar centenas de milhões de estrelas da Via Láctea e suas satélites; e vamos poder identificar milhões de grupos e aglomerados de galáxias. O legado de dados vai permitir uma imensa gama de aplicações em astronomia galáctica e extragaláctica.

Instrumentos do Levantamento

Telescópio T250

O principal parâmetro que determina a capacidade de realizar um levantamento é o étendue, definido com o produto da área do espelho primário do telescópio (em m²) pelo área do plano focal (em graus quadrados). Assim, o étendue dos maiores telescópios é da mesma ordem ou menor do que o de alguns telescópios muito menores. De fato, a combinação de grande campo de visão e grande área do espelho primário constitui um grande desafio tecnológico. Por essa razão, foi necessário explorar novos designs opto-mecânicos que permitissem maximizar o étendue.

Levando em conta as exigências de um levantamento como o J-PAS, aspectos técnicos como vignetting no foco primário, o fator de preenchimento (filling factor) do plano focal, etc., chegamos à seguinte lista de exigências (requirements) de primeiro nível:

• Abertura efetiva de 2,5 m
• Campo de visão (FoV) de três graus de diâmetro
• Escala de 22,67”/mm
• Transmissão e qualidade óptica homogêneas em todo o plano focal
• Modo de operação robótico

JPCam (câmera do T250)

A câmera do telescópio T250 está sendo projetada paralelamente àquele telescópio. A câmera tem os seguintes componentes: bandejas de filtros, janela de entrada, criostato, sistemas criogênicos de resfriamento, o mosaico de detectores (CCDs), e a eletrônica/sistemas de controle.

As 14 CCDs, de 9k x 9k pixels cada (9 μm/pixel) estão organizadas num mosaico com quatro fileiras, como mostrado na figura ao lado. Cada bandeja de filtros vai conter 14 filtros que vão se sobrepor precisamente acima de cada uma das CCDs do mosaico, numa posição a mais próxima possível da janela de entrada e do criostato.

Considerando uma separação entre as CCDs de 15 mm, nós obtemos uma eficiência na cobertura do plano focal de 71%.

Telescópio T80

Além do telescópio principal acima, o JAO também vai contar com um telescópio menor, cujo principal (mas não único) papel será a calibração das observações do T250. Parte do tempo do T80 será dedicado a outras tarefas (TBD). As exigências primárias para o T80 são:

• Abertura efetiva de 0,8 m
• Campo de visão de 1,7 graus de diâmetro
• Escala de 55,67”/mm
• Transmissão e qualidade óptica homogêneas em todo o campo de visão
• Modo de operação robótico

Câmera do T80

A escala proposta para essa câmera é um pouco maior do que a da JPCam, 0.501′′ /pixel. Assim, a CCD de 9k x 9k pixels e 9 μm/pixel é capaz de cobrir a maior parte do plano focal do T80. O sistema de filtros do T80 vai conter 12 filtros monolíticos, que podem ser trocados com um sistema mecânico semelhante a uma roda. Além dos filtros, a câmera tem as seguintes componentes: janela de entrada, criostato, e eletrônica/sistemas de controle. A câmera do T80 deverá constituir um teste de conceito para a JPCam.

O Sítio

OAJ – Observatorio Astrofisico de Javalambre

O OAJ é um novo sítio astronômico, que está sendo construído no Pico del Buitre, na Sierra de Javalambre (próximo à cidade de Teruel, na Espanha, nas coordenadas 40° 02′ 28.67” Norte, 01° 00′ 59.10” Oeste), 1957 metros acima do nível do mar. Na figura abaixo o sítio do observatório pode ser visto no canto direito.

As características da atmosfera e do céu no sítio do OAJ estão descritas em Moles et al. (2010), PASP 122: 363. O sítio tem um seeing excelente, baixa contaminação por luz artificial e tipicamente fica acima da camada de inversão. A fotografia abaixo foi tomada desde o Pico del Buitre, e mostra a cobertura de nuvens abaixo da montanha (imagens cedidas pelo CEFCA).

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Ciência

Uma das grandes descobertas das últimas décadas foi a de que o Universo tem se expandido de forma acelerada. Essa aceleração da taxa de expansão é consistente com a Constante Cosmológica introduzida por Albert Einstein, mas também pode ser causada por uma componente de matéria/energia com pressão negativa, comumente chamada de energia escura. Uma explicação alternativa é que as leis da gravidade, que geralmente acreditamos ser descrita pela Relatividade Geral de Einstein, têm que ser modificadas.

A energia escura é a componente dominante do universo, pelo menos duas vezes mais importante do que a matéria escura, a matéria bariônica (átomos) e a radiação juntos. A explicação para o fenômeno da aceleração do universo é  uma nova janela sobre questões fundamentais, desde a origem do universo até a física de partículas. O J-PAS será um instrumento inovador não só para responder essas questões fundamentais, mas também para entender como as galáxias se formaram e evoluíram, para descobrir quasares e supernovas, para mapear grupos e aglomerados de galáxias e para descobrir objetos do sistema solar.

Oscilações Acústicas de Bárions

Uma das mais poderosas ferramentas para o estudo da energia escura é uma característica da distribuição de galáxias conhecida oscilações acústicas de bárions (BAOs na sigla em inglês). Essas oscilações são sutis ondas de matéria, geradas numa era primordial do universo, que ficaram impressas na distribuição de galáxias. O tamanho dessas ondas é de aproximadamente 150 Mpc (o que corresponde a 450 milhões de anos-luz). Essas ondas foram geradas quando o universo tinha menos de um milhão de anos (atualmente ele tem mais de 13.5 bilhões de anos de idade!), numa época em que a matéria e a radiação eram tão densas e quentes que, juntas, constituiam um único fluido. À medida que o universo foi se expandindo e resfriando, essas ondas ficaram gravadas na distribuição de matéria, e são hoje observadas na distribuição de galáxias como as BAOs. (veja a figura à direita).

A assinatura das BAOs é uma leve preferência de que um par de galáxias se encontre a uma distância de 150 Mpc uma da outra. Desde o nosso ponto de vista na Terra, essa distância pode ser tanto na direção angular (o que é fácil de medir) quanto na direção radial (o que é complicado medir, devido à dificuldade de estabelecer as distâncias até galáxias tão afastadas). O J-PAS poderá medir as distâncias tanto na direção angular quanto na direção radial, por causa da alta precisão na determinação dos redshifts permitida pelo sistema de filtros estreitos. O J-PAS será capaz de determinar com alta precisão a equação de estado da energia escura (w), que é o parâmetro que mede o quanto essa componente acelera a taxa de expansão do universo.

Lentes Gravitacionais Fracas

O efeito de lentes gravitacionais fracas depende tanto da distância quanto do fator de crescimento como funções do redshift. O efeito de lenteamento fraco pode ser medido diretamente através dos mapas de cisalhamento, ou pode ser estimado pelo efeito de magnificação.

A câmera do J-PAS não foi construída para medir com precisão a elipticidade de galáxias, mas as medidas precisas dos redshifts de milhões de galáxias serão combinadas com mapas de cisalhamento de outros experimentos. Essa informação adicional vai servir para separar o cisalhamento causado pela lente dos alinhamentos intrínsecos.

A distribuição espacial de galáxias, por sua vez, é modulada pelas lentes gravitacionais. Galáxias pouco brilhantes, que não seriam detectadas na ausência de uma lente, passam a ser observadas por causa da magnificação. Isso aumenta a densidade de galáxias nas linhas de visada próximas a grandes aglomerações de matéria tais como aglomerados de galáxias. Por outro lado, a magnificação também aumenta a área aparente da galáxia, o que levaria a uma diminuição na densidade observada de galáxias. O efeito final da magnificação por lentes gravitacionais é controlado pela contagem de objetos (number counts).

O levantamento de galáxias do J-PAS será capaz de medir esse efeito através da correlação de galáxias separadas por fatias de redshifts. Dado o seeing excelente do site de Pico del Buitre, o J-PAS vai reservar as noites (seeing melhor que 0.5-0.6”) para fazer um mapa com alta qualidade de imagens no Hemisfério Norte.

Aglomerados de Galáxias

Os aglomerados de galáxias são as maiores estruturas ligadas do universo, e chegam a conter centenas ou até milhares de galáxias gravitacionalmente ligadas. A distribuição e evolução desses aglomerados podem ser usadas para medir o volume cósmico como função do redshift e a taxa de crescimento de estruturas. Essas medidas são complementares à medida da escala de BAOs, que é de natureza puramente geométrica.

A identificação de grupos e aglomerados de galáxias será feita com os catálogos de galáxias e seus redshifts, que o J-PAS permite medir com alta precisão. O J-PAS constituirá um novo patamar para a seleção óptica de grupos e aglomerados, já que poderemos buscar por concentrações de galáxias com velocidades similares: a precisão dos redshifts fotométricos se traduz em um erro nas velocidades que é equivalente a σ_v/c < 1000 km/s (1+z). Isso permitirá um salto de qualidade na completeza e pureza dos catálogos ópticos de grupos e aglomerados.

A comparação da teoria com as observações requer uma calibração das massas dos aglomerados, o que será buscado de diversas maneiras. O J-PAS vai permitir uma auto-calibração dos limiares de massa de vários modos: pelo empilhamento das medidas de magnificação e cisalhamento, ou pelo bias da aglomeração entre aglomerados. A dispersão de velocidade dos membros de aglomerados ricos também poderá servir como uma estimativa adicional de massa. Vamos também combinar o catálogo óptico de halos com observações de Sunyaev-Zel’dovich (SZ) e raios-X para limitar ainda mais a dispersão dessas estimativas de massa. Todos esses elementos apontam para a construção de um catálogo com massas bem medidas e limiares bem determinados, que pode ser usada para medir a função de massa de halos e, consequentemente, os parâmetros que determinam as propriedades da energia escura.

O redshift de grupos e aglomerados será medido com uma precisão ainda maior do que a das galáxias que compõe aquele objetos. Considerando cada halo como um traçador da distribuição de matéria no universo, esse catálogo de halos (junto com suas massas) poderá servir para medir diretamente o espectro de matéria e até mesmo as BAOs. Apesar da densidade em número desses halos ser menor que a de galáxias vermelhas (LRGs), o bias desses objetos é maior do que o das LRGs, e sua amplitude pode ser melhor determinada através das estimativas de massa desses halos.

Evolução de Galáxias e Supernovas

O J-PAS terá um grande impacto na pesquisa em supernovas. A primeira linha de evidência sobre a energia escura surgiu em 1998 (Perlmutter et al. 1998 e Riess et al. 1998), com a descoberta de que o diagrama de Hubble, medido por meio de supernovas to tipo Ia, indicava uma taxa de expansão acelerada.

Supernovas do tipo Ia permitem medidas direta de distância porque são velas padronizáveis: a medida das curvas de luminosidade e das cores dessas explosões permitem inferir suas luminosidade absolutas – e, portanto, as distâncias até esses objetos. Supernovas têm espectros com linhas de emissão e absorção muito largas, e o sistema de filtros do J-PAS é ideal não apenas para descobrir e identificá-las (como tipos Ia, Ib, Ic, II etc.), mas também para extrair os redshifts e cores desses objetos – e isso sem a necessidade de fazer follow-up dessas estrelas com espectrógrafos. O catálogo de supernovas do J-PAS conterá milhares de objetos em z < 0.6, assim como dados detalhados sobre as galáxias hospedeiras dessas supernovas. Esses dados terão um grande impacto sobre as mais importantes fontes de erros sistemáticos associados com as medidas absolutas de distância feitas com supernovas.

As galáxias mais próximas também serão completamente caracterizadas pelo sistema de filtros do J-PAS. Os 56 filtros de largura 100 A (FWHM) permitem uma espectroscopia de baixa resolução em cada pixel do céu, o que significa informação detalhada sobre populações estelares espacialmente resolvidas em galáxias a baixos redshifts. As medidas espectrofotométricas vão permitir estudar diretamente parâmetros relevantes para a evolução de galáxias, como temperatures estelares, massas estelares, idades, metalicidades, extinção por poeira e emissão por gás interestelar. A coleção de dados espectro-fotométricos para centenas de milhões de galáxias vai permitir um estudo inédito de populações estelares integradas. Isso vai permitir a determinação das taxas de formação estelar, taxas de mergers e parâmetros de evolução química que estão relacionadas às populações estelares de diferentes tipos de galáxias como função do redshift e de seus ambientes.

Quasares

O J-PAS também vai prover um mapa completo de galáxias nas vizinhanças das linhas-de-visada para os quasares, o que será extremamente interessante para correlacionar sistemas de absorção com as galáxias observadas, o que nos dá informação de alto valor sobre a distribuição de gás ao redor dessas galáxias. As galáxias luminosas com alta taxa de formação estelar a partir de um redshift z ~2.2 serão detectadas com a fotometria de banda estreita do J-PAS por meio da linha Lyman e os sistemas de absorção. Isso vai permitir o estudo dessa população galáctica e suas propriedades de aglomeração sobre um volume inédito.

Estrelas

Os dados fotométricos do J-PAS vão revelar as SEDs (spectral energy distributions) das estrelas. A determinação desses parâmetros espectrais será obtida através da comparação entre os espectros observados e teóricos, que são funções desses parâmetros. Algumas das principais características dessas SEDs, tais como o “salto” de Balmer (~3647A) e a inclinação do contínuo de Paschen  (entre 3800A e 8200A), que são muito sensíveis aos parâmetros estelares, serão usados como indicadores primários desses parâmetros. Uma análise de uma grande população de estrelas do halo permitirá uma determinação precisa das densidades e perfis de metalicidade de estrelas velhas e pobres em metais da nossa galáxia e de suas satélites.

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