LNA OPD Gemini SOAR CFHT Curtas

LNA
E
m abril de 2010 fará trinta anos
que o telescópio Perkin Elmer do
OPD recebeu sua primeira luz. O OPD
tornou-se rapidamente a ferramenta
mais importante para a astronomia observacional brasileira. De fato, o observatório logo não era mais capaz de
satisfazer a crescente demanda, o que
levou à associação do Brasil aos consórcios SOAR e Gemini, e mais recentemente à colaboração com o CFHT.
Apesar de constantes investimentos na
infraestrutura observacional do OPD, o
acesso dos astrônomos brasileiros a
maiores e mais modernos observatórios fez com que sua importância diminuisse nos últimos anos. Houve uma
queda de demanda e na produtividade
científica. Entretanto, o LNA está convicto de que o OPD ainda tem um papel
importante na astronomia brasileira. Necessita-se, porém, de uma reflexão profunda sobre as medidas necessárias
para manter o OPD competitivo, o que
inclui instrumentação mais moderna,
novas modalidades operacionais, e a
identificação de nichos a serem explorados no futuro. O LNA considera imprescindível a forte participação de toda a
comunidade de usuários nessa discussão sobre o futuro do OPD.
O Observatório Gemini vai entrar em
uma nova fase da sua existência: O atual contrato entre os parceiros vence no
final de 2012. É previsto que se faça
uma emenda ao contrato, com vigência
até 2015, prorrogando, desta forma, o
contrato atual, sendo que os sócios
desde já começam a negociar um novo
Workshop .................... 01
VI SNCT .................... 03
contrato, que poderá ser bem diferente
do contrato atual, para os anos após
2015. Um fato complicador nesse contexto é a alta probabilidade (ainda falta
uma decisão formal) do Reino Unido
sair do consórcio já em 2012. Nessa
situação a comunidade astronômica
brasileira precisa discutir o seu papel
no Gemini após 2012 e após 2015.
O Telescópio SOAR ainda se encontra
na fase de aprimoramento. Medidas
para melhorar o desempenho do
telescópio encontram-se em andamento. Com as recentes melhorias do
desempenho do espectrógrafo Goodman, o início de observações rotineiras
da Câmara Spartan e o comissiomento
do SIFS em andamento, a primeira geração do instrumentos está se completando. Instrumentos da segunda
geração, como o BTFI, o SAM e o
STELES não irão demorrar para
chegar ao SOAR. Vale a pena, portanto, que a comunidade astronômica
brasileira busque formas para o melhor
uso do SOAR.
O Ministério da Ciência e Tecnologia instaurou a Comissão Especial de Astronomia - CEA para elaborar a proposta
de um Plano Nacional de Astronomia PNA. Os observatórios gerenciados
pelo LNA representam uma parte fundamental da infraestrutura para pesquisa
astronômica no país e, portanto, deverão ser contemplados no PNA. A CEA
precisa de subsídios da comunidade
para inserir, no PNA, o OPD, o SOAR e
o Gemini, considerando o contexto geral da astronomia brasileira.
OPD
Estatística ..................
Formulário .................
Aluminização .............
Nêutrons ....................
Câmara CCD ............
Espectrógrafo ..........
05
06
09
12
16
17
Gemini
GSC ........................... 21
Longo Prazo ........... 22
SOAR
Aluminização .......... 23
Calendário ............... 25
SIFS .......................... 26
CFHT
Novidades ................ 30
Curtas
Para
promover
uma
discussão
abrangente sobre os tópicos acima enumerados, o LNA convida a comunidade
astronômica brasileira para participar
de um Workshop, a ser realizado nos dias 8, 9 e 10 de março de 2010 no Hotel
Orotur em Campos de Jordão, SP.
No foco das deliberações estarão os aspectos operacionais, instrumentais e
políticos do OPD, Gemini e SOAR.
Desta forma, a maior parte da pro-
gramação é composta por palestras
convidadas sobre esses assuntos e mesas redondas, sendo que a ciência realizada com os observatórios terá seu
lugar no Workshop na forma de algumas palestras convidadas e de paineis.
Para que o Workshop possa atingir seu
objetivo, é fundamental uma ampla participação da comunidade astronômica!
Inscrevam-se!!!!
http://www.lna.br/OSG/index.html
Comitê Científico (SOC)
Comitê Local (LOC)
Albert Bruch LNA/MCT
Albert Bruch LNA/MCT
Laerte Sodré Jr. IAG/USP
Alberto Ardilla LNA/MCT
Beatriz L. S. Barbuy IAG/USP
Bruno Vaz Castilho LNA/MCT
João Evangelista Steiner IAG/USP
Iranderly Fernandes LNA/MCT
Marcio Maia ON/MCT
Marilia J. Sartori LNA/MCT
Maximiliano Faundez-Abans LNA/MCT
Tania Dominici LNA/MCT
Raimundo Batista UFSC
Tania P. Dominici LNA/MCT
Albert Bruch é Diretor do LNA
E
ste é o quinto ano consecutivo que
o LNA organiza e executa a Semana em Itajubá em parceria com outras
instituições e entidades. Neste ano,
somaram-se os esforços do LNA, Universidade Federal de Itajubá - UNIFEI, Faculdade de Ciências Sociais Aplicadas
do Sul de Minas - FACESM, Faculdade
de Medicina de Itajubá, Faculdade de
Enfermagem Wenceslau Braz, Prefeitura Municipal, Superintendência Regional de Ensino de Itajubá, além do
apoio do Canal 20 e o patrocínio do
MCT.
O LNA ofereceu diversas atividades
para diferentes públicos-alvo:
Portas Abertas na Sede do LNA evento fechado para 450 alunos de ensino médio das escolas públicas de
Itajubá e região. O LNA providenciou
condução para 14 turmas pré-agendadas. A visita foi constituída de uma
palestra sobre o LNA e a Astronomia,
seguida de apresentação sobre a construção de um espectrógrafo com fibras
ópticas e visitação a ambiente criado especialmente para exemplificar como o
LNA desenvolve e executa projetos em
desenvolvimento instrumental, em especial espectrógrafos com fibras ópticas.
De 19 a 23/10.
Figura 1 - Rogério Ottoboni explica a aluno o
funcionamento de instrumento projetado e construído
no Laboratório de Eletrônica do LNA
Visita Especial ao OPD - assim como
no ano passado, o LNA ofereceu aos
alunos das redes públicas municipal e
estadual que se sobressaíram na
Olimpíada Brasileira de Astronomia, Astronáutica e Energia (OBA) de 2009
uma visita especial ao OPD. Os 25
estudantes e seus professores visitaram as instalações do Observatório
durante a tarde de 20/10 e participaram
de palestra sobre o funcionamento do
mesmo e a profissão de astrônomo. Ao
cair da noite, receberam lanche e,
como as condições meteorológicas permitiram, observaram o céu noturno através do telescópio Zeiss de 60cm de
diâmetro acompanhados do técnico
Geraldo Machado/OPD. A segunda
turma, que deveria fazer a visita no dia
27/10, não pode subir devido ao mau
tempo; Mariângela recebeu-os na sede
e ministrou, então, palestra sobre o
LNA e a profissão de astrônomo,
mostrou fibras ópticas e peças usinadas no LNA, discorrendo sobre espectrógrafos e telescópios. O transporte foi
oferecido pelo LNA.
Figura 2 - Geraldo Machado explica o
funcionamento do telescópio Zeiss.
Subindo no Telhado - palestras para
um total de cerca de 20 leigos jovens e
adultos, com distribuição de material impresso e observações do céu noturno
no Observatório no Telhado (OnT), localizado no Edifício dos Laboratórios na
sede do LNA em Itajubá. Foram duas
palestras por noite, cujo conjunto constitui uma "Introdução à Astronomia".
Teve lugar no auditório da sede do
LNA. Como o céu não esteve nublado
após as palestras, houve identificação
das constelações, planetas e aglomerados de estrelas e o público presente
recebeu instruções de como participar
da 3ª. Contagem Mundial Anual de Estrelas, com o propósito de estimar o
grau de poluição luminosa na região.
Os palestrantes foram: Alexandre Bortoletto, Bruno Castilho de Souza, Iran
Fernandes, Arturo Gutiérrez e Mariângela de Oliveira-Abans. De 20 a 22/10.
Exposição
“Paisagens
Cósmicas”,
FETTU - o LNA recebeu os direitos de
expor as imagens de objetos celestes
que compõem a FETTU - From Earth
To The Universe. Trata-se de uma
coleção de dezenas de imagens astronômicas de alta qualidade e que estão sendo exibidas em mais de 250
locais no mundo em 2009 e 2010. Mais
de 60 países programaram-se para ap-
Figura 3 – Foto da superfície da Lua tirada no Telescópio
Meade 0,40cm
resentar a FETTU. O conjunto de 20 imagens mais um banner de 5m de
comprimento sobre a Evolução do Universo esteve em exposição no OPD
durante o Portas Abertas e ainda percorrerá escolas públicas e particulares
de Itajubá ao longo dos próximos
meses.
Tarde e Noite de Portas Abertas no
OPD – 810 pessoas visitaram o OPD,
assistiram a vídeos e apresentações,
apreciaram a exposição supracitada,
puderam observar Júpiter e a Lua, exibir suas fotos daquele dia para os demais visitantes através de projetor
multimídia, e as crianças, como
sempre, desenharam, coloriram e receberam pintura no dorso das mãos e
maçãs do rosto. O LNA fechou parceria
com a ONG “Centro de Tratamento
Laura Saia Palombo - CTL” para a
venda de alimentos e bebidas. Houve
ambulância UTI, van para transporte de
idosos e deficientes pessoas com crianças de colo entre o portão e o topo
da montanha, além de segurança reforçada. Dia 26/09 (evento adiantado
devido ao começo da estação das
chuvas).
Foi contratada a agência Contexto para
os serviços de assessoria de comunicação e de imprensa.
Foto 4 - Foto de Saturno tirada no Telescópio IAG. Fotos:
Arturo Gutierrez (MCT/LNA)
Paloma Paganelli Fernandes, aluna
da EE Wenceslau Brás, saiu do passeio estimulada, “Aqui é lindo e dife-
rente. Quem sabe, um dia, eu estude
Física”, afirmou. (Bill Souza, Contexto)
Mariângela de Oliveira-Abans é
pesquisadora do LNA e responsável pela
assessoria de comunicação social do LNA
P
ara o semestre de 2010A foram recebidas 41 propostas, sendo 7 projetos para o telescópio 0,6 m Boller &
Chivens (IAGUSP), 1 para o telescópio
0,6 m Zeiss, e 33 para o telescópio 1,6
m Perkin-Elmer.
Tabela 1- Número de noites solicitadas para cada instrumento.
Das propostas apresentadas, 37 são de
Astronomia Galáctica (sendo 22 para o
estudo de estrelas e uma para o estudo
de planetas extrasolares/anãs marrom), e 4 de Astronomia Extragaláctica
Tabela 2 - Estatística do número de propostas por telescópio, bem como o fator de pressão.
Max Faundez-Abans é pesquisador
do LNA e Presidente da Comissão
de Programas do OPD
A
presentamos aqui uma análise das
primeiras respostas fornecidas pelos usuários do OPD através do ‘Formulário de avaliação dos dados’, instituído
a partir do semestre 2008B (‘LNA em
Dia’, nº 7, página 18). Como em outros
observatórios, o formulário visa investigar o estado do processamento dos dados obtidos algum tempo após as
observações e pode ser novamente preenchido pelo usuário sempre que este
desejar comunicar a evolução de sua
análise. O objetivo é obter informações
para aprimorar as operações e o suporte oferecido pelo OPD, garantindo o máximo retorno científico aos projetos
contemplados com tempo de observação.
A resposta da comunidade ainda é baixa: para aproximadamente 34% dos projetos do semestre 2008B foi efetivado
um primeiro preenchimento do formulário (11/32 projetos, sendo dois de Lon-
Figura 1: Porcentagem de aproveitamento do tempo alocado para um dado projeto segundo avaliação dos
pesquisadores responsáveis por cerca de 15% dos projetos executados
com telescópios do OPD nos semestres 2008B e 2009A. Os projetos LP
para os quais há resposta nos dois
semestres (três) foram considerados
neste ponto como independentes.
go Período, daqui para frente LP). Para
2009A, 24.5% dos projetos foram relatados até o momento (12/49, sendo
seis LP). No entanto, as informações
oferecidas já demonstram ser de alto
valor para a equipe do OPD.
Análise das respostas
A Figura 1 mostra a distribuição dos
resultados para a pergunta acerca da
fração de tempo de observação
efetivamente
aproveitada,
considerando todas as noites/missões
do projeto de um dado semestre. São
20 projetos no total, mas os LP para os
quais havia respostas nos dois
semestres foram tratados neste ponto
como independentes (três projetos).
Nos outros tópicos de análise do
formulário, apenas as respostas mais
recentes dos projetos LP anteriores a
2009A foram consideradas.
Os usuários também são questionados
sobre o estado atual do processamento
dos dados. Consideramos daqui para
frente 17 projetos, visto que em três casos não foi possível obter qualquer observação. Entre eles:
- 35.3% (seis projetos) relatam que a
preparação da comunicação dos resultados, em forma de artigo arbitrado,
já está em andamento;
- Para 17.6% os dados relevantes já
foram extraídos das observações e estão em análise;
- 23.5 % relatam que a redução dos
dados está em andamento;
- Para 17.6% dos projetos os dados
não foram processados, mas a qualidade das observações foi verificada
de algum modo;
- 5.8 % (um projeto) indica que o tratamento dos dados (por exemplo, descontos de bias e flat field) foi iniciado.
Em relação às expectativas dos usuários com a qualidade dos dados que seriam obtidos, 64.7% (11 projetos) relatam
que os dados alcançam as expectativas. Para 17.6% eles superam as expectativas. Os três projetos restantes
comunicam que os dados não alcançam as expectativas; que ainda não foi
possível avaliar e que as medidas foram insuficientes para essa avaliação.
Apesar da fração de tempo aproveitada, ilustrada na Figura 1 e superior a
50% apenas em cerca da metade dos
casos, os usuários apontam para perspectivas positivas de publicação. Entre
os pesquisadores principais dos 17 projetos:
- 58.8% (10 projetos) afirmam que os
dados obtidos resultarão em artigo para revistas arbitradas;
- 5.9% dizem que os dados obtidos resultarão em dissertação de Mestrado
e comunicação através de Boletim da
SAB;
- Para 11.8% ainda é incerto se com
os dados obtidos será possível produzir uma publicação;
- 23.5% afirmam que serão necessárias mais observações para obter um
conjunto de dados adequado para produzir uma publicação.
É importante destacar que, apesar de estarem sendo tratados aqui da mesma
maneira, os projetos LP possuem características distintas e podem, por exem-
plo, necessitar de alguns anos de
observação para gerar uma única publicação.
Em relação ao envolvimento de estudantes, 10 projetos (58.8%) não são relacionados a nenhuma tese ou
dissertação. Seis projetos (35.3%) são
relacionados aos trabalhos de três estudantes, dois de mestrado e um de doutorado. Para um projeto, o item
referente à resposta dessa pergunta foi
deixado em branco. O formulário não
questiona a respeito do envolvimento
de estudantes de graduação.
O formulário também solicita ao pesquisador responsável pelo projeto uma
análise crítica de sua estratégia observacional e escolha da instrumentação/configuração.
Com
isso
pretendemos identificar se a equipe do
OPD pode oferecer um auxílio adicional
nesses pontos. No entanto, para a maioria dos projetos (88.2%) os pesquisadores consideram que a estratégia
observacional por eles elaborada e adotada otimizou a obtenção dos resultados.
Entre os comentários e fatores que afetaram a obtenção de resultados é citada a cúpula do telescópio B&C que,
durante os semestres em análise, tinha
que ser posicionada e movimentada para acompanhamento do telescópio manualmente
através
da
manete.
Comunicamos que a cúpula já se encontra automatizada, exceto pela trapeira. A cúpula do 1.60 m apresenta
problemas raros e isolados que afetou
apenas um projeto entre os relatados.
O controle de foco do telescópio B&C
também gerou comentários. Durante os
próximos meses, o sistema de foco deverá ser substituído por aquele já implantado no telescópio PE 1.60 m.
A disponibilidade de detectores CCD é
o ponto crítico da operação do OPD atualmente. Ainda assim, 82.4% dos pesquisadores relataram como ‘bom’ esse
item. As respostas parecem não refletir
os problemas frequentes que efetivamente tem sido enfrentados durante as
operações, como a perda de vácuo e
condensação em alguns dos CCDs.
Os comentários específicos de alguns
usuários foram em relação à integração
do CCD S800, o primeiro a chegar dentro da política de renovação dos detectores (‘LNA em Dia’, nº 6, página 7).
Esse equipamento está sendo utilizado
em modo de ‘risco compartilhado’, pois
o seu comissionamento não está completo. O programa de aquisição original
é de aplicação geral e apresenta várias
inadequações para a observação astronômica. A equipe do OPD trabalha
em soluções paliativas para que o S800
possa ser utilizado adequadamente enquanto um novo sistema de aquisição
está em estudo/desenvolvimento.
Para todos os projetos, a assistência noturna foi considerada boa. A configuração
inicial
dos
instrumentos
e
apontamento dos telescópios também
não comprometeu a qualidade dos dados (registra-se um caso de instalação
inicial de instrumento diferente do solicitado entre os projetos relatados). Algumas observações específicas foram
feitas em relação aos programas de
aquisição e controle, porém ambos os
sistemas passam por profunda reformulação.
Tânia Dominici é pesquisadora do
LNA e Rodrigo Prates Campos é
Analista em Ciência e Tecnologia
e Coordenador do OPD
Considerações finais
A análise aqui apresentada pode estar
distorcida em algum ponto devido ao
baixo número de projetos para os quais
já recebemos retorno. Cabe à comunidade fornecer mais informações que,
como descrito ao longo deste texto, são
esclarecedoras e podem ajudar a orientar o suporte oferecido, concentrando
esforços nos pontos que realmente estejam comprometendo a obtenção de
resultados.
Os formulários podem ser encontrados
na
página
do
OPD
(http://www.lna.br/opd/opd.html), idealmente devem ser preenchidos pelo pesquisador responsável pelo projeto e
são disponibilizados ao final de cada semestre de observação. O preenchimento não tem data limite e pode ser refeito
sempre que os pesquisadores desejarem comunicar a evolução da análise
do ponto de vista da qualidade e adequação científica dos dados obtidos
através das observações no Observatório do Pico dos Dias.
E
ntre os dias 9 e 10 de setembro de
2009, foi realizada a aluminização
dos espelhos do telescópio Zeiss. O
primário havia sido aluminizado há um
ano e o secundário não passava pelo
processo desde 2007 (veja também
‘LNA em Dia’, nº 8, página 17; daqui
para frente, Dominici & Campos, 2009).
A Figura 1 mostra a evolução dos
valores de refletividade dos espelhos
com medidas realizadas entre abril de
2008 e setembro de 2009. As medidas
de 9 de setembro foram feitas antes da
aluminização e, aquelas de 10 de setembro, imediatamente depois. A amplitude
da degradação no primário no intervalo
entre aluminizações foi semelhante à observada no primário do telescópio B&C
(Dominici & Campos 2009): aproximadamente 14%, 12%, 10% e 7% em 470,
530, 650 e 880 nm, respectivamente.
No secundário, a degradação foi maior:
36%, 28%, 19% e 9% em 470, 530, 650
e 880 nm, respectivamente. Um modo alternativo de observar as variações de refletividade, diretamente em função do
tempo, pode ser visto na Figura 2.
Além do ganho em refletividade, é possível notar que a resposta espectral
atípica do secundário, quando comparada aos outros telescópios (veja análise em Dominici & Campos, 2009), e
que vinha sendo registrada até então,
se equiparou após a aluminização. A
acentuada queda de refletividade e de
resposta
principalmente
nos
comprimentos de onda menores não
pode ser explicada apenas pelo intervalo maior entre as aluminizações, uma
vez que a posição do secundário por si
só promove uma proteção da superfície
do espelho.
Como já discutido em Dominici & Campos (2009), o valor do espalhamento
total integrado (TIS) é uma indicação
das condições gerais de limpeza do espelho. Antes da aluminização, as medi-
das de TIS no primário em setembro
apresentaram grandes variações entre
si, com valor médio de 7.84 ± 3.71%;
após a aluminização, TIS = 0.34 ±
0.03%. No secundário, TIS = 14.06 ±
0.83% antes e TIS = 0.23 ± 0.02% depois do processo. Lembramos que com
TIS acima de 2%, o espelho é considerado poluído.
Os espelhos do Zeiss, como os do
telescópio PE 1.60 m, são limpos regularmente com CO2. A degradação comparável (no caso do primário) com o
B&C 0.6 m, cujo espelho não pode ser
acessado para limpezas periódicas, assim como a excessiva degradação do
secundário e a resposta espectral são
de difícil explicação. Os espelhos dos
telescópios PE e B&C são de Cervit,
vidro cerâmico de baixa expansão, enquanto que os do Zeiss são feitos de
Pyrex, vidro de borosilicato. Nos dois
casos, são vidros de excelente qualidade, o que é comprovado pelos altos
valores de refletividade alcançados
após a nova aluminização.
A explicação mais plausível é que o procedimento de aluminização do Zeiss
não tenha sido completamente bem sucedido tanto em 2007, para explicar a
resposta espectral do secundário,
quanto em 2008, buscando justificar a
rápida e excessiva degradação do
primário. De fato, houve o registro de alguns filetes de alumínio que não evaporaram
dentro
da
câmara
de
aluminização em anos anteriores, o
que pode fazer com que a camada refletora de alumínio resultante sobre o
vidro não tenha a espessura adequada.
Esse fato não se repetiu em 2009 para
nenhum dos telescópios após a troca
das resistências.
Uma análise mais aprofundada será
possível apenas com maior cobertura
temporal das medidas de refletividade,
incluindo alguns procedimentos de
aluminização. A monitoria do estado
das superfícies dos espelhos visa exata-
mente identificar e solucionar os fatores
que comprometem a sua qualidade.
Figura 1- Evolução da refletividade dos espelhos primário (em cima) e secundário (em baixo) do
telescópio Zeiss (0.60 m) com medidas realizadas entre abril de 2008 e setembro de 2009, quando foi
realizada uma nova aluminização em ambos os espelhos.
Figura 2 - Variação temporal dos valores de refletividade nos espelhos primário (em cima) e
secundário (em baixo) do telescópio Zeiss As linhas pontilhadas indicam as datas das aluminizações
de 2008 e 2009, sendo que o secundário não foi aluminizado em 2008.
Tânia Dominici e Germano Quast são
pesquisadores do LNA e Rodrigo
Prates Campos é Analista em Ciência e
Tecnologia e Coordenador do OPD
E
m outubro último, o LNA ofereceu
apoio a um projeto de medidas de
espectro de nêutrons oriundos de interação da radiação cósmica nos constituintes atmosféricos, que está sendo
realizado pelo Instituto de Estudos
Avançados (IEAv), pertencente ao Departamento de Ciência e Tecnologia Aeroespacial (DCTA), como parte de um
trabalho de doutoramento. O experimento foi montado no Observatório do
Pico dos Dias (OPD), operado e gerenciado pelo Laboratório Nacional de Astrofísica (MCT/LNA).
O homem ao longo de sua vida está continuamente exposto à radiação ionizante de origem artificial e natural. A
radiação artificial é proveniente das aplicações médicas (raios-X, radioterapia
e medicina nuclear), de reatores nucleares e outras aplicações industriais. As
fontes naturais de radiação são aquelas
emanadas por radioisótopos presentes
na terra, água e ar desde a origem do
nosso planeta e as partículas de alta energia provenientes do espaço e do sol.
Estas últimas, juntamente com seus subprodutos, são chamadas de radiação
cósmica (RC). A RC interage com o
campo magnético e com a atmosfera terrestre e parte dela ainda atinge a superfície, irradiando todos os seres vivos
continuamente. A intensidade da radiação cósmica varia com a altitude, latitude e ciclo solar, entre outros fatores.
Nestas últimas décadas, com o desenvolvimento de aeronaves com teto de operação mais alto e o aumento do fluxo
aéreo, o problema do controle do nível
de dose de RC recebida pelos pilotos e
tripulação de aeronaves e pelos equipamentos sensíveis (aviônicos), passou a
ser, gradualmente, mais importante nas
áreas de saúde ocupacional, proteção
radiológica e segurança de vôo, motivando diversos estudos sobre esse assunto,
publicados
na
literatura
especializada internacional. Com efeito,
as tripulações de aeronaves podem receber doses comparáveis às recebidas
por trabalhadores na indústria nuclear,
o que motivou alguns países a recomendar o controle das doses para
essa categoria profissional. Do ponto
de vista dos aviônicos, a miniaturização
têm aumentado sua susceptibilidade à
radiação, motivando empresas a
estudar os efeitos da radiação cósmica
nesses componentes.
Dos diversos componentes da radiação
cósmica (prótons, nêutrons, múons,
fótons, elétrons, etc.), os nêutrons são
os que mais contribuem para a dose de
radiação ionizante recebida por tripulações de aeronaves e instrumentação
embarcada sensível. Daí a importância
de se conhecer mais completamente o
espectro e fluxo dessas partículas em
nossa atmosfera.
As medidas, efetuadas no OPD (altitude de 1864 m), fizeram parte de um
conjunto de medidas em diversas altitudes, que variaram desde o nível do
mar (em Ilhabela, no litoral de SP) até
cerca de 2400 m (no planalto do Itatiaia, RJ) e foram realizadas por meio de
um instrumento denominado espectrômetro de esferas de Bonner (Figuras
1e 2) e de dois outros monitores de
nêutrons (Figuras 3 e 4).
Figura 1 – O detector de nêutrons térmicos montado em seu suporte,
colocado dentro de uma barraca para proteção contra intempéries.
Foto: Carlos Erli (MCT/LNA).
Figura 2 – O autor, com o espectrômetro (ao fundo) e a eletrônica de
aquisição instalada no Centro de Visitantes do OPD.
Foto: Carlos Erli (MCT/LNA).
Figura 3 – O monitor de nêutrons do tipo “Long Counter”, utilizado como
instrumento de acompanhamento para normalização dos resultados.
Foto: Carlos Erli (MCT/LNA).
Figura 4 – Um monitor de nêutrons convencional, utilizado para “mapear” os
arredores e identificar possíveis estruturas que estejam causando
espalhamento. Foto: Carlos Erli (MCT/LNA).
O espectrômetro de esferas de Bonner
consiste, basicamente, de um detector
de nêutrons térmicos (nêutrons térmicos são aqueles nêutrons em equilíbrio
térmico com o meio ambiente, com energia média de 0,025 eV) que é acoplado
com diferentes esferas termalizadoras
intercambiáveis de polietileno, de diferentes diâmetros. A função destas esferas é reduzir a energia dos nêutrons
incidentes, que pode chegar a centenas de MeV, de forma que eles possam
ser captados pelo detector. Assim, a eficiência de detecção de um determinado conjunto (detector+esfera) é
otimizada para uma determinada faixa
de energia e pela combinação das respostas para os vários conjuntos, podese determinar o espectro de energia
dos nêutrons incidentes. Uma ilustração das eficiências de resposta para
as várias esferas utilizadas é mostrada
na figura 5. Na figura 6 são vistas as
esferas termalizadoras.
Figura 5 – Curvas de eficiência de cada esfera termalizadora (a curva indicada
por 0” representa o detector sem esfera).
Figura 6 – Esferas termalizadoras.
Foto: Carlos Erli (MCT/LNA).
As medidas foram feitas no OPD durante dois dias e os resultados passaram por um processo denominado
desdobramentro (ou desconvolução),
de forma a se obter o espectro aproxim-
ado dos nêutrons incidentes, que pode
ser visto na figura 7. A integral do espectro permite obter uma estimativa do
fluxo total de nêutrons naquela determinada altitude.
Figura 7 – Espectro de nêutrons incidente, obtido no OPD,
após o processo de desdobramento.
Embora as condições meteorológicas
não tenham sido muito favoráveis, os dados coletados nesses dois dias no OPD
ajudaram a compor uma parte dos resultados obtidos pelo projeto. Tais resultados não teriam sido possíveis sem a
colaboração dos servidores do LNA,
que se desdobraram para oferecer o
maior apoio possível a este doutorando,
que faz questão de ressaltar a cordialidade, o profissionalismo e o espírito de
equipe reinantes no laboratório, ingredientes indispensáveis a uma instituição
científica de ponta, como o LNA.
Os próximos passos do estudo envolverão estender estas medidas para
altitudes maiores por meio de medidas
em aeronaves da FAB, bem como implantar uma metodologia melhorada
para estimar a dose de radiação em
vôos no território nacional.
Claudio Antonio Federico é
tecnologista do CTA/IEAv
T
écnicas diferenciais em fotometria
e polarimetria são ferramentas observacionais usadas por uma parcela
considerável da comunidade astronômica brasileira e estão entre as que podem manter o Observatório do Pico do
Dias do LNA competitivo em escala
mundial. Para que isso de fato ocorra é
indispensável o aumento da eficiência
através de instrumentos mais modernos e, se possível, com poucos concorrentes em outros observatórios.
Nesse contexto, propomos a construção de uma câmara CCD que: (i)
tenha a capacidade de realizar medidas simultâneas em várias bandas; (ii)
seja rápida (tempo entre integrações
menor que 1s); (iii) possa realizar polarimetria.
Informações multicores são a base da
astrofísica: a distribuição espectral de
energia é o vínculo primário de
qualquer modelo físico para um objeto.
O exemplo mais simples, mas nem por
isso menos importante, é a determinação das características estelares fundamentais que se baseia em estudos
multibandas. Desse modo, é difícil imaginar um projeto observacional que não
se torne mais abrangente com a obtenção de medidas multiespectrais.
Nossa proposta é obter esses dados
sem tempo de observação adicional.
Isso aumentaria consideravelmente a eficiência de estudos de aglomerados
aberto ou de objetos récem-descobertos em levantamentos.
O mapeamento da estrutura do campo
magnético em regiões de formação es-
telar, quando realizado utilizando vários filtros, permite a determinação das
cores e da dependência espectral da
polarização das estrelas de campo. Assim, o estudo das características
físicas dos grãos interestelares poderá
ser realizado como um subproduto.
A variabilidade temporal, por outro
lado, não está presente em todos os
objetos astrofísicos, mas mesmo assim
é relevante em muitos contextos. Processos de transferência de matéria em
sistemas binários apresentam variação
em escalas de tempo tão curtas quanto
segundos, como flickering e oscilações
quasi-periódicas. Se a estrela que recebe matéria possui um campo magnético alto o suficiente, pode existir
emissão polarizada e que também será
variável em tempo. Envelopes de estrelas quentes apresentam mudanças
na distribuição de matéria em escalas
de horas, o que leva à variação dos
parâmetros de Stokes observados. Medidas para a determinação de oscilações e pulsações estelares, como as
presentes em anãs brancas, dependem também de uma resposta
rápida do instrumento. Na área extragaláctica, a estrutura das ejeções relativísticas em blazares pode ser
estudada pela variabilidade em escalas
de minutos da emissão de origem nãotérmica. Variabilidade rápida também é
observada no sistema solar em eventos como ocultações e eclipses. Em particular, a existência e caracterização de
atmosfera em planetas menores pode
ser abordada com o instrumento proposto.
O desenho instrumental ainda não está
definido, mas alguns requisitos não podem ser relaxados. O campo deve possuir dimensão mínima de 5 x 5 arcmin2
para permitir fotometria diferencial
usando como padrão estrelas do
campo e maior eficiência nos estudos
de objetos distribuídos em uma mesma
região. Provavelmente, a melhor
solução para separação das cores é
aquela baseada na utilização de filtros
dicróicos. Muitos instrumentos a utilizam, mas destacamos ULTRACAM e
GROND. Os detetores devem permitir
leitura rápida e podem ser buscadas
soluções otimizadas para as diferentes
bandas.
Os interessados em acompanhar e/ou
contribuir com o projeto são convidados pelos autores a entrar em contato
([email protected]
ou
[email protected]).
Cláudia Vilega Rodrigues e Francisco
J. Jablonski são astrônomos e
pesquisadores do INPE
Summary
This white paper briefly describes a proposal for building FISP, a Fast Imaging
SpectroPolarimeter for LNA. It will be a
portable, multi-mode instrument, allowing for imaging, imaging polarimetry,
spectroscopy or spectropolarimetry to
be performed, all in the same evening
and in any order.
I.Introduction
The purpose of this brief document is to
propose an instrument that will allow
LNA to augment further its capabilities.
LNA will be able to offer its users a versatile apparatus that will include imaging, low and medium resolution
spectroscopy and spectropolarimetry.
II.Science Case
A multi-mode instrument is an obvious
advantage in an era where remote or robotic observations are considered more
and more frequently at the observatories the Brazilian community has access
to. Science with an instrument that is
able to perform either imaging or low/intermediate resolution spectroscopy is
reasonably self-evident. Adding polarimetric capabilities to such an instrument will be a great scientific asset for
the reasons listed below. In the final section, we exemplify observing modes of
the proposed instrument.
Polarimetry provides insight into the
physical mechanisms operating in and
around the source as well as the
source’s asymmetry. A particularly attractive feature of the technique is that
the source does not have to be angularly resolved.
In the context of circumstellar envelopes, for example, mechanisms that polarize light include Rayleigh scattering
from atoms and molecules, Mie (i.e.,
dust) scattering and Thompson scattering by free electrons. A spherical envelope of any such scatterers produces no
net polarization; an observed non-zero
polarization (after a possible interstellar
polarization subtraction) signals the
presence of a non-spherical envelope.
An important thing to note is that the polarized spectral flux carries information
about the emission and absorption processes that occur in the envelope.
III.Additional Science Cases
Cosmology
•Sampling of starlight polarization
across the sky will allow for a much better knowledge and modeling of the
Foreground Galactic polarization at the
far-IR & sub-mm wavelengths. This correction is crucial for analyzing the observed CMB polarization from WMAP,
PLANCK & CMBPol, as the Galactic polarized emission signal from dust dominates above 70 GHz.
Extragalactic Astronomy
•Active galactic nuclei (AGN) are variable on time scales of minutes to years.
Because the shorter wavelengths are
produced closer to the energy source,
they are better at measuring the
changes in magnetic field structure
near the central engine than radio
waves.
•The magnetic field structure of interacting systems such as the Magellanic
Clouds, (Magalhães et al. 2009) and its
relation with the gas dynamics, may be
determined from starlight polarization.
Other resolved systems may be
mapped as well.
Galaxy, Interstellar
and Star Formation
Medium
•Observations of starlight polarization in
the general ISM, in conjunction with stellar parallaxes determined by GAIA or
LSST, will provide an unprecedented
knowledge of the general magnetic field
structure of the Galaxy, down to the Local Bubble.
•Mapping the magnetic field through Giant Molecular Clouds, from which most
stars form, will provide understanding
the connection of the field from the diffuse ISM, through the GMCs and down
to the embedded dense cores from molecular line and dust emissions.
Stellar Astrophysics (in the
Galaxy and beyond)
•Statistics and time evolution of explosive phenomena: optical polarization of
GRBs and associated Optical Transients will provide insight into the explosion mechanism, its asymmetry, how
such asymmetry evolves with time and
its relation to photometric signatures.
This is a good example of a scientific
synergism between imaging, imaging
polarimetry, spectroscopy and spectropolarimetry. This can be applied to SN
as well.
•Polarimetry of the highly non-spherical
circumstellar environments of both
YSOs (HAeBe, T Tau, etc.) and
evolved objects (RGB, AGB,
postAGB, PPN, PN, LBV, WR, B[e]) will
provide a means to study of angularly
resolved and unresolved envelopes.
Solar System
•Polarimetric observations of asteroids
are the best available technique to derive the albedos, and hence the sizes
and size distribution, of these objects.
V.Technical aspects
General Instrument Requirements
Optical polarimetry requires typically relatively high precision, often much better than 0.1%. This usually means that
polarimeters must avoid systematic errors and be both as efficient as possible and basically photon noise limited.
An additional, important point is that the
instrument should ideally allow the observers to use it also as a photometer
or spectrograph only, when that is all
the observing programme requires.
Finally, in view of the existing mediumto-large aperture telescopes that Brazil
takes part in (Gemini, SOAR, etc.) and
possibile future telescopes that the
community may have access to (such
as the robotic telescopes being proposed or under study), the proposed
equipment will have to be portable
enough to be mounted, permanently or
temporarily, in these other facilities
should the scientific need warrant such
move.
Basic Instrument Design
Our aim here is at wideband- and spectro-polarimetry of stellar and extended
sources, combining efficiency, versatility and wavelength coverage from 3600
A to 9000 A. Our option was for an
afocal system combined with a CCD;
the schematic of such a system is depicted in Fig. 1.
For broad band work, wide-band (eg.,
UBVRI) filters will be mounted on a
wheel and may be employed. This
wheel will also carry order sorter filters
for spectroscopy. Grisms, sitting in the
lower wheel, were selected as dispersing elements due to their high efficiency
and straight-through character. In our
case, their wheel mount will great1y
add to the instrument's versatility.
The grisms set has already been manufactured by Milton Roy, New York. Our
final grim design is summarized in
Table 1, where the last three columns
reflect a 300mm f.l. collimator and a
105mm f.l. camera. They values are
meant to exemplify some typical values
achievable.
The CCD camera may be one of the
already available at LNA. In the future,
use of a so-called OTA (Orthogonal
Transfer Array) chip could be used for
minimizing atmospheric effects.
Fig. 1. Schematic of the proposed
imaging spectropolarimeter. From
Magalhães & Velloso (1988
The several instrument modes of the proposed instrument are now described:
•Wide-band imager: only a broad band
filter is chosen from the filter wheel to
be inserted in the beam.
•Slit spectrograph: a grism from the
grism wheel is chosen, possibly with an
order sorter filter in the filter wheel.
•Slitless field spectrograph: this mode is
possible with the lowest dispersion
grism, which can be useful in cases
such as identification of emission line ob-
jects in a given field.
•Wide-band polarimeter: for point
sources, one of the rotatable waveplates is inserted just before the telescope focal plane, together with the
calcite block and one of the broad band
filters. For extended objects, a focal
plane mask, consisting of a series of
parallel slots, with be used to avoid
overlapping of the two polarized images of the object.
•Spectropolarimeter: a grism is inserted
instead of the broad band filter.
Table 1. Grism set for the imaging spectropolarimeter
VI.Final Considerations
The versatility and efficiency of the instrument will allow not only users with distinct projects to use it but
also distinct techniques to be easily applied to the
same object(s) during the same observing night. A few
such examples follow:
•Field spectroscopy of an X- or -ray selected field,
with grism B500 (or R300) plus a narrow filter isolating
Hα, could grant the observer an opportunity of selecting a target; then, wide-band imaging polarimetry as
well as spectropolarimetry could be performed for the
selected object.
•An optical counterpart for a GRB could be first identified in wide-band imaging mode; spectroscopy and/or
spectropolarimetry could then be performed; a similar
procedure could be used for newly discovered novae
or SNe.
•A known stellar object can have its envelope studied
through spectropolarimetry; then, wide-band imaging
polarimetry of the field around the object could be performed for help with estimating the interstellar polarization contribution towards that direction.
•A star cluster can be observed for imaging polarimetry in order to study the interstellar magnetic field
structure towards that direction; cluster stars which
present distinct polarization position angles from the
cluster average can be later studied spectroscopically
and/or spectropolarimetrically, as they might possess
a circumstellar envelope.
We welcome the community input on FISP!
References
Magalhães, A. M. et al. 2009, in The Magellanic System: Stars, Gas, and Galaxies, IAU Symposium,
Volume 256, p. 178-183
Magalhães, A. M. & Velloso Jr., W. F. 1988, in Instrumentation for Ground-Based Optical Astronomy,
Present and Future, Ed. L.B. Robinson, Springer,
p.638
Antônio Mário Magalhães é professor
titular do Instituto de Astronomia,
Geofísica e Ciências Atmosféricas da
Universidade de São Paulo
A
presento aqui um breve resumo
das principais discussões ocorridas
durante a reunião do GSC de outubro
de 2009.
Status da Instrumentação Atual
Foi feita uma revisão do status dos instrumentos atuais. O GNIRS continua
com problemas e só deve estar
disponível para uso geral em 2010B ou
possivelmente em 2011A. O Flamingos2 possivelmente estará disponível para
2010B, assim como os novos detectores do GMOS-N. O ALTAIR continua com uma performance abaixo das
expectativas, mas aparentemente as
causas disso já foram identificadas.
Instrumentação Futura
Um dos principais objetivos do GSC
para o próximo ano é definir a instrumentação futura do Gemini. Com esse
propósito promovi um survey em nossa
comunidade, recebendo respostas de
16 colegas de 6 instituições diferentes.
Segue o resultado, de acordo com as respostas recebidas:
(08) cross dispersed high resolution infrared spectrometer
(10) cross dispersed high resolution optical spectrometer
(06) medium resolution full wavelength
(0.4 - 2.5 microns) spectrograph
(01) OH suppressing imager/spectrograph
(03) ground layer adaptive
(GLAO) development program
optics
(03) near infrared imager
(01) ALTAIR upgrades
(05) GMOS+ (advanced optical imager/MOS)
(03) Gemini Tunable Filter
Aparentemente muitos colegas se ressentem da falta de espectrógrafos de
alta resolução. Curiosamente um survey na comunidade americana levou a
um resultado muito semelhante para os
instrumentos "mais desejados". A lista
final dos novos instrumentos para o
Gemini só vai ser decidida no final do
ano que vem. Para propiciar uma maior
discussão dentro de nossa comunidade, o LNA deve organizar um workshop sobre instrumentação em março
do próximo ano.
Produtividade
Brasileira
da
Comunidade
A comunidade brasileira continua tendo
um desempenho acima da média na
publicação de resultados com o Gemini: embora tendo 2.5% do tempo de
telescópio respondemos por 4% das
publicações. A novidade desta vez é
que também em impacto estamos
acima da média. Usando uma métrica
definida pela razão entre o número de
citações de um artigo e o número mediano de citações dos artigos no Astronomical Journal do mesmo ano, os
artigos
produzidos
com
tempo
brasileiro tiveram impacto mediano
maior que todos os parceiros, com a exceção da Austrália. Aparentemente o
desempenho de nossos colegas australianos é justificado pelo grande
número de joint proposals com outros
países, que permite que os projetos recebam na prática maior tempo que projetos estritamente nacionais. Assim,
gostaria de alertar aos colegas para os
“ganhos” que podemos ter participando
de projetos maiores, seja na forma das
joint proposals atuais, seja na forma
dos Large Programs, a serem eventualmente implementados no futuro.
Implementação de projetos de
longa duração
O GSC discutiu e elaborou um projeto
para a implementação de projetos de
longa duração (Large Programs, LP) –
ver mais sobre este assunto no artigo
“Viabilizando Programas de Longa Duração” deste número.
Laerte Sodré Jr. é professor
titular do Instituto de
Astronomia, Geofísica e
Ciências Atmosféricas da
Universidade de São Paulo
A
tualmente, está em discussão no
Gemini um sistema através do qual
o Observatório possa ser mais
acessível aos programas científicos de
longa duração (Large Programs, LP) e
sobre a forma como os processos correntes poderiam ser alterados para
garantir que esses LPs sejam programados e executados eficientemente.
O Gemini tem executado um número significativo de LP, ou seja, programas
com tempo total de mais de 100 horas,
incluindo programas com até 600 horas
alocadas ao longo de vários semestres.
Alguns destes programas foram identificados como LP nas propostas originais,
enquanto outros foram identificados
apenas através da correspondência de
títulos de propostas. Contudo, em todos
os casos, esses programas passaram
pela avaliação de várias comissões de
programas ao longo do processo para receberem o tempo total almejado.
Muitos observatórios tratam as propostas de LP de forma diferente dos programas regulares. O NOAO oferece a
oportunidade de realizar LP de até três
anos de duração. Até 20% do tempo de
observação disponível através do
NOAO podem ser atribuídos a estes
LPs. No ESO, um máximo de 30% do
tempo de observação do VLT/VLTI
pode ser atribuída aos LPs, definidos
como programas que exigem um mínimo de 100 horas, distribuídos por um
máximo de dois anos.
Existe um consenso dentro do Gemini
Science Committee (GSC) de que LP devem ser estimulados. Uma proposta, discutida pelo GSC em sua reunião de
outubro de 2009, inclui definições e regras para o processo de submissão e análise de propostas, para a execução, a
revisão e os produtos dos LPs. Tem
como objetivo tratar os LPs de forma a
evitar os inconvenientes do atual processo e torná-lo mais eficiente. Em
Marília J. Sartori é Gerente Nacional do primeiro lugar, o processo de submisTelescópio Gemini
são de LPs passaria a lidar diretamente
com essas propostas através de um processo de análise separada e acesso a
uma fração do tempo de Gemini ao
longo de vários semestres. Em segundo lugar, essa proposta evitaria que
a equipe tenha que apresentar proposta semestre após semestre, removendo assim a maioria das
situações de risco que equipes de LPs
enfrentam atualmente. Além disso, enquadram-se como LPs os programas
cujos objetivos sejam viabilizar projetos
científicos que exijam grande quantidade de dados, estatisticamente completos e homogêneos. O programa
deve ter o potencial para um avanço
significativo no seu campo e uma forte
justificativa científica.
O GSC recomendou ao Board a implementação de LPs a partir de 2010. A
proposta é que até 15% do tempo dos
telescópios seja atribuído a programas
deste tipo. Cada programa poderia durar até 6 semestres, dependendo do
número de parceiros que desejarem
participar. Os sócios minoritários, como
o Brasil, participariam apenas se
quisessem. Mas a participação é recomendada (se houver interesse,
claro), pois se espera que esses LP
aumentem o impacto da ciência feita
com esses telescópios.
A implantação dos LPs e a fatia de
tempo máxima a eles alocada, contudo,
ainda continua em discussão no Gemini. O Board, em sua reunião de novembro de 2009, apreciou o rascunho de
proposta apresentado e recomendou
que fosse desenvolvido um plano coerente para LPs e demais grandes projetos (Key Projects, Campaign Programs,
and
instrument-based
Guaranteed
Time). Esse plano deve incluir metas,
definições políticas e procedimentos,
rascunho de chamada para propostas,
bem como um projeto de calendário
para as chamadas e observações. O
Board gostaria de lançar tal programa
coerente de grandes projetos em
paralelo com o início do novo Acordo Internacional para o Observatório Gemini
e, portanto, solicitou um relatório inicial
até 1 de maio de 2010.
C
omo informado desde finais de
2008, nos meses de outubro e
novembro de 2009 foi programado o
fechamento do SOAR para a realização
de trabalhos de engenharia. Durante
esse período serão realuminizados os
três espelhos do Telescópio visando incrementar a qualidade de imagem do
mesmo. Desde a primeira aluminização
dos espelhos em 2004, quando foram instalados no SOAR, esse procedimento
não tinha sido realizado. Além disso,
outras atividades de engenharia e manutenção que só podem ser realizadas
com o telescópio fora de operação foram programadas. Essas atividades incluem melhorias no Software de
Controle do Telescópio (TCS, do Inglês
Telescope Control Software), instalação
de sensores adicionais de temperatura
ao redor dos três espelhos e seus suportes, instalação da caixa de suporte para
o SIFS e a inclusão de furos na traseira
no suporte do espelho secundário para
permitir a futura instalação do Laser do
SAM.
Os trabalhos iniciaram com a remoção
dos espelhos secundário e terciário na
semana de 5 de outubro e prossegiram
com sua bem sucedida aluminização na
câmera do telescópio de 1.5 m do
CTIO. A refletividade de M3 medida depois dessa operação foi de 92.7% em
470nm, 92.3% em 530nm, 89.9% em
650nm, e 87.1% em 880nm. Esses
valores estão muito próximos da curva
nominal de aluminio recém depositado.
Posteriormente, o espelho primário de
4.2 m foi removido do SOAR em 15/10
e transportado até a planta de aluminização do Gemini Sul, localizada a 300 m
do sítio do SOAR.
O espelho primário foi lavado cuidadosamente e desprovisto da sua antiga
camada de aluminio em 22 de outubro.
Contudo, após uma inspecção de controle, foi observada a presença de resí-
duos de aluminio que não foram
removidos, forçando um segundo ciclo
de limpeza um dia após, dessa vez
empregrando um procedimento mais
agressivo, o mesmo utilizado pelo Gemini no seus espelhos. O sucesso dessa
empreitada permitiu que na manhã de
30/10, o refletor de 4.2m do SOAR
fosse aluminizado, procedimento que
demorou aproximadamente uma hora.
Medidas de refletividade realizadas
com o espelho ainda dentro da câmera
mostraram valores próximos aos 90%
na região do visível, isto é, dentro do intervalo esperado. Em 3 de novembro,
o espelho foi levado de volta no SOAR.
Todos os testes mostraram que a qualidade do alumínio novo é tão boa
quanto aquela apresentada durante a
primeira aluminização do espelho em
2004.
A Tabela 1 apresenta os valores de refletividade para os três espelhos antes
e depois da aluminização, de acordo
com as informações repassadas por
Steve Heathcote, Diretor Geral do LNA.
Constata-se que, em média, houve um
ganho em eficiência de 20% no azul e
de 10% no vermelho depois do processo. A maior parte desse ganho é
devido ao aumento na refletividade de
M2 e M3, para os quais o aluminio antigo estava bastante deteriorado.
As operações de ciência do SOAR reiniciaram-se com sucesso em 1º de
dezembro de 2009. Verificou-se que o
comportamento mecânico e óptico do
telescópio após a remotagem do
mesmo é muito similar ao apresentado
antes da engenharia.
A seguir, apresentam-se imagens tomadas pela equipe do SOAR durante varios
momentos
no
processo
de
aluminização do espelho de 4.2 m do
SOAR. Imagens adicionais podem ser
encontradas em http://www.soartelescope.org/soar-engineeringshutdown..
Tabela 1. Refletividade da óptica do SOAR antes e depois da aluminização. M1, M2 e M3 correspondem aos espelhos primário, secundário e terciário, respectivamente. Os números em negrito são os
comprimentos de onda, em nanômetros, onde as medidas foram realizadas.
Figura 1 - Para prender a respiração!!! O espelho primário é girado 90 graus, já
fora do seu suporte, enquanto se afasta do telescópio.
Figura 2 - O guindaste do espelho é posicionado para tirar o espelho de 4.2
m recém aluminizado fora da câmera de aluminização.
Figura 3 - De volta ao suporte, já com a nova camada de aluminio, o espelho é
ligado ao seu sistema de óptica ativa.
Alberto Rodríguez Ardila é
pesquisador do LNA e Gerente
Nacional do Telescópio SOAR
O
SIFS foi embarcado para o Chile
no dia 30 de novembro após o
término da fase de testes de aceitação.
O espectrógrafo foi montado na sala de
integração e testes do LNA e testado
quanto à montagem mecânica, alinhamento óptico, sistema de controle e
qualidade de imagem. Ainda que os
testes com o detetor científico serão
somente realizados em janeiro no
SOAR, os testes com as fibras e uma câmara CCD de 1k x 1k pixels mostraram
que a qualidade da imagem está dentro
do planejado e que os blocos de fibras
estão bem alinhados.
O SIFS foi embalado nos dias 28 e 29
de novembro, sendo que os 1.275 kilos
de equipamento (incluindo os acessóri-
os para transporte e içamento do espectrógrafo) foram embalados em 7 caixas,
totalizando 2,6 toneladas. A caixa da
bancada mediu 2,70 x 2,7 x 1,5m. A
carga foi levada para Santiago onde a
equipe do CTIO realizou o desembaraço alfandegário e armazenamento.
O SIFS chegou dia 9 de dezembro no
SOAR, em perfeitas condições.
Uma equipe do LNA viajará ao SOAR
na semana do dia 14 de dezembro
para realizar a verificação da integridade do instrumento e montagem optomecânica inicial. Outras duas missões
de comissionamento estão previstas
para janeiro (alinhamento óptico e das
fibras) e março, onde deverá ocorrer a
primeira luz no telescópio.
Foto 1 - Bancada ótica no laboratório de integração
Foto 2 - aIçamento da caixa principal do SIFS
Foto 3 - Carreta preparada para o transporte
Bruno Castilho é pesquisador e
Coordenador do Apoio Científico do LNA
Foto 4 - Parte da equipe responsável pelo SIFS
Foto 5 - Carreta chegando no SOAR
Foto 6 - Desembarque das caixas no SOAR
Foto 7 - Caixas armazenadas no SOAR
P
ara quem ainda não teve a chance
de visitar o novo site oficial do CFHT, uma boa surpresa: remodelado,
com visual mais atraente e dinâmico, o
site segue oferecendo versões em
inglês:
http://www.cfht.hawaii.edu/en/
e em francês:
http://www.cfht.hawaii.edu/fr/.
As páginas do Queued Service Observations - QSO também foram remodeladas e atualizadas:
http://www.cfht.hawaii.edu/en/science/QSO/.
Por outro lado, e desde o começo da
vigência do contrato, o LNA mantém contato com pesquisadores e equipes responsáveis pelo site oficial e programas
ligados à submissão de proposta, no
sentido de sanar dúvidas dos pesquisadores brasileiros e levantar problemas
com links e atualizações.
Nadine Manset, astrônoma residente do
CFHT e Gerente do QSO, informou que
os usuários do ESPaDOnS em modo polarimétrico podem deparar-se com
“cross talk” variável em escala de horas. Eis o restante de seu comunicado:
“Nossos testes mais recentes com o ESPaDOnS revelam que o cross-talk
aumentou entre dezembro de 2008
(2,1%) e maio de 2009 (até 4,4%), além
de variar em escala de horas (medidas
feitas em uma mesma noite podem apresentar diferentes níveis de cross-talk).
Testes realizados extensivamente tanto
em laboratório como com o céu sugerem a possibilidade do cross-talk ser
gerado não apenas no tripleto de
lentes, mas também no Corretor de Dispersão Atmosférica - ADC. Este crosstalk afeta apenas as observações feitas
em modo polarimétrico (espectroscópico não). Além disto, o cross-talk
(da polarização linear para a circular e
vice-versa) afeta principalmente os alvos que apresentam tanto uma como
outra.
Isto significa que:
1. Os dados obtidos com ESPaDOnS
em modo polarimétrico até o momento possuem uma componente
cross-talk variável com o tempo
(provavelmente produzida pelo ADC),
2. Todos os PIs de projetos com o
ESPaDOnS devem levar esse fato
em consideração ao interpretarem
seus dados,
3. CFHT continua investigando a origem e possíveis formas de correção
do problema de cross-talk. Em particular, CFHT possui planos de melhorar o ADC, mas isto não deverá
ocorrer a tempo para o período
2009B.
4. Os PIs que tiverem dúvidas e/ou
comentários sobre este cross-talk variável devem entrar em contato com a
equipe do QSO imediatamente:
[email protected].
Para o semestre 2010A, foram submetidos um total de 8 propostas, num
total de 154 horas pedidas para apenas
52 horas disponíveis, o que resultou
num fator de pressão em torno de 3. As
justificativas técnicas foram analisadas
primeiramente pelo pessoal do CFHT.
Note-se que no semestre 2009B o fator
de pressão também foi de aproximadamente 3.
Os projetos que receberam tempo de
telescopio estao listados em:
http://www.lna.br/cfht/concedidos_2010A.html.
Fig 1 - JKCS041, o aglomerado de galáxias mais distante já identificado: o
CFHT ajudou na determinação da distância de 10,2 bilhões de anos-luz. A
concentração de galáxias avermelhadas no centro da imagem se destaca das
galáxias azuladas localizadas entre nós e o aglomerado. Cortesia de
CFHT/TERAPIX/WIRDS. Veja a matéria completa em
http://www.cfht.hawaii.edu/News/JKCS041/ .
Mariângela de Oliveira-Abans é
pesquisadora do LNA e Gerente
Nacional do CFHT
O GeminiFocus, boletim do Observatório Gemini, é uma publicação
produzida pela equipe do observatório e apoiado por seus usuários.
Para planejar o futuro desta publicação, o Gemini está solicitando o
input dos leitores a fim de determinar o melhor caminho a seguir.
Assim, criou uma pesquisa web-based para recolher opiniões sobre
a evolução do GeminiFocus.
Para participar da pesquisa e obter mais informações veja o anúncio “GeminiFocus Reader Survey” (http://www.gemini.edu/node/11350).
Usuários do espectrógrafo Goodman podem consultar, a partir de
15/12/2009, o "Guia do Usuário" preparado pelo astrônomo residente Sérgio Scarano Jr.
O documento apresenta dicas e cuidados básicos na hora de preparar as observações, tanto remotas quanto clássicas. O Guia será
publicado no endereço:
http://www.lna.br/soar/NSO/DicasGoodman.pdf
Os dois meses de ciência (agosto e setembro) que anteceram o fechamento para operações de engenharia do SOAR foram particularmente terríveis por causa das más condições de tempo em Cerro
Pachón. Assim, de 70 horas disponíveis para o Brasil em agosto,
43 foram perdidas por esta variável. Isto é, mais de 60% do tempo.
Em setembro, a porcentagem perdida foi menor, mas ainda alta:
30% das 81 horas disponíveis não puderam ser aproveitadas. Ainda, a qualidade do céu nas horas onde foi possível observar foi
abaixo da média. Dados coletados do Telescópio Gemini Sul, que
compartilha o mesmo sítio que o SOAR, indicam que em novembro
as condições metereológicas ainda permaneciam aquém do esperado para a época. Esperamos uma melhora apreciável em dezembro, quando o SOAR será reaberto para ciência.
O Escritório Nacional do SOAR informa à Comunidade
brasileira da chegada da astrônoma residente Ana Cristina Armond no SOAR, Chile, quem desde o 10 de Novembro de 2009 passou a formar parte desta seleta
equipe profissional, formada também por Luciano Fraga
e Sérgio Scarano Jr. Ana Cristina é doutora em astronomia pela Universidade Federal de Minas Gerais, em Belo Horizonte, e já esteve vinculada nos anos de
2008-2009 ao Escritório Nacional do SOAR em Itajubá.
Desejamos todo o sucesso merecido, tanto profissional
quanto pessoal, a Ana Cristina na sua nova posição.
Receita de ano novo
Para você ganhar belíssimo Ano Novo
cor do arco-íris, ou da cor da sua paz,
Ano Novo sem comparação com todo o tempo já vivido
(mal vivido talvez ou sem sentido)
para você ganhar um ano
não apenas pintado de novo, remendado às carreiras,
mas novo nas sementinhas do vir-a-ser;
novo
até no coração das coisas menos percebidas
(a começar pelo seu interior)
novo, espontâneo, que de tão perfeito nem se nota,
mas com ele se come, se passeia,
se ama, se compreende, se trabalha,
você não precisa beber champanha ou qualquer outra birita,
não precisa expedir nem receber mensagens
(planta recebe mensagens?
passa telegramas?)
Não precisa
fazer lista de boas intenções
para arquivá-las na gaveta.
Não precisa chorar arrependido
pelas besteiras consumidas
nem parvamente acreditar
que por decreto de esperança
a partir de janeiro as coisas mudem
e seja tudo claridade, recompensa,
justiça entre os homens e as nações,
liberdade com cheiro e gosto de pão matinal,
direitos respeitados, começando
pelo direito augusto de viver.
Para ganhar um Ano Novo
que mereça este nome,
você, meu caro, tem de merecê-lo,
tem de fazê-lo novo, eu sei que não é fácil,
mas tente, experimente, consciente.
É dentro de você que o Ano Novo
cochila e espera desde sempre.
Carlos Drummond de Andrade