Southern Photometric Local Universe Survey (S-PLUS)

thumb|Observatório Interamericano de Cerro Tololo (CTIO), no Chile, onde o telescópio T80S está instalado. O Southern Photometric Local Universe Survey (S-PLUS) é um levantamento fotométrico do Hemisfério Sul que segue o legado iniciado pelo Sloan Digital Sky Survey (SDSS), o qual, por meio dos 5 filtros ópticos de banda larga (u, g, r, i e z), cobre em larga escala a esfera celeste em latitudes galácticas setentrionais. Com uma proposta similar, o S-PLUS tem como objetivo cobrir ~ 9.300 graus² da esfera celeste através de seu sistema de 12 filtros ópticos, sendo 5 de banda larga e 7 de banda estreita. O levantamento utiliza um telescópio robótico de 0,8 m de abertura no Observatório Interamericano Cerro Tololo (CTIO), Chile. Além dos filtros de banda larga, os filtros de banda estreita detectam linhas importantes do espectro que auxiliam na detecção de absorções estelares e da emissão de galáxias próximas. Os dados do S-PLUS são de importância em várias áreas como a Astrofísica Estelar, na classificação estelar, essencialmente de estrelas antigas, que comumente são pobres em metais e de estrelas pobres em metais carbonadas (CEMP). Além disso, o levantamento é fundamental na busca de quasares, galáxias próximas e no mapeamento de estruturas da própria Via Láctea.

O projeto S-PLUS Consórcio O projeto S-PLUS, desde o próprio levantamento até o telescópio, foi financiado pela Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de São Paulo (FAPESP) em colaboração ao Observatório Nacional (ON), a Universidade Federal de Sergipe (UFS) e a Universidade Federal de Santa Catarina (UFSC), com a ajuda financeira e contribuições práticas de institutos do Brasil, do Chile (Universidad de La Serena) e da Espanha (Centro de Estudios de Física del Cosmos de Aragón, CEFCA). Os cientistas dos institutos contribuintes e outros, como colaboração externa, são incentivados a fazer parte do projeto.

Localização O telescópio robótico T80S, utilizado pelo projeto, está localizado no Observatório Interamericano Cerro Tololo, no Chile, a aproximadamente 200 m do telescópio Blanco de 4,0 m, a uma altitude de 2178 m acima do nível do mar. As coordenadas geodésicas correspondentes ao telescópio são -30:10:04.31, -70:48:20.48. As condições climáticas do ambiente são favoráveis à observação, de modo que cerca de 82% do tempo foi utilizado nos períodos de 2013 a 2016 para observações de alta cobertura. Além disso, o FWHM mediano, que contabiliza o seeing, é de 0,95”, parâmetro associado à qualidade da detecção do sinal da fonte observada.

Telescópio, sistema de controle e óptica O T80S possui uma montagem equatorial alemã (modelo NTM-1000) e foi desenvolvido pela ASTELCO, sob contrato com a AMOS. A ASTELCO, por sua vez, produziu outros 6 telescópios com o mesmo modelo de montagem do T80S para os projetos SPECULOOS e SAINT-EX. O sistema óptico consiste em um tipo Ritchey-Chrétien com uma razão focal f/4.31, ideal para observar objetos maiores e/ou mais difusos. Esse sistema também possui um espelho primário de 0,8 m de abertura efetiva, garantindo um tempo de integração menor para otimizar a captação da luz da fonte observada. A instrumentação é instalada no foco Cassegrain do telescópio e por ser um telescópio robótico, com o sistema chimera, as observações ocorrem de modo automatizado, isto é, algoritmos determinam como executar as observações de acordo com as condições climáticas, dadas as restrições para observações astronômicas.

Câmera thumb|Ilustração do telescópio Ritchey-Chrétien com instrumentação instalada no foco Cassegrain. O T80S é equipado com um imageador óptico, com a T80Cam-S (operada pelo chimera), que consiste em um sistema no qual os 12 filtros estão distribuídos, possuindo duas janelas para alterá-los. Além disso, há um obturador, uma janela de entrada, um criostato, um detector e o sistema eletrônico e de controle correspondentes. O detector utilizado possui 9232 × 9216 pixels, sendo cada pixel 10 µm de tamanho, e foi desenvolvido pela empresa e2v. Esse arranjo, aliado à distância focal, proporciona uma escala de placa de 0,55”/pixel, que resulta em um campo de visão (FoV) de 1,4 ✕ 1,4 graus². Essa configuração do detector está relacionada à função de espalhamento pontual (PSF) que garante uma maior resolução nas imagens, uma vez que considerando o valor da escala de placa e o sítio Cerro Tololo, há uma melhor distinção de objetos pontuais e extensos daqueles não resolvíveis.

Sistema de filtros O sistema de filtros do S-PLUS baseia-se, no geral, no sistema de filtros do Javalambre Photometric Local Universe Survey (J-PLUS) e divide-se em filtros de banda larga e banda estreita. Essa combinação torna-se eficaz na identificação de registros estelares (linhas de absorção e contínuo) e, consequentemente, na classificação estelar, objetivo pelo qual esta foi designada. Os filtros separam-se em 7 bandas estreitas, correspondentes aos filtros J0378, J0395, J0410, J0430, J0515, J0660 e J0861 que detectam, respectivamente, as linhas [OII], Ca H + K, Hδ, Banda G, tripleto de Mgb, Hα, e tripleto de Ca. Esse arranjo torna o S-PLUS um diferencial, uma vez que os filtros atuam como uma espectroscopia de baixa resolução. O levantamento também possui 5 filtros de banda larga (u, g, r, i e z) que são semelhantes aos do SDSS, com a ressalva de que os pontos zero (zero-point) são diferentes e o filtro u, sendo do Javalambre, apresenta uma transmissão mais eficiente em comparação ao filtro u do SDSS.

Programações do projeto S-PLUS O levantamento principal (the Main Survey, MS) Esse levantamento tem como objetivo cobrir ~8.000 graus² com uma observação para cada campo e cada filtro (3 exposições por filtro), sendo que o tempo de exposição será de 1 h 30 min por campo, mantendo as condições fotométricas e um seeing de 0,8” a 2,0”. O intuito desse sub-levantamento é, essencialmente, cobrir os requisitos da ciência extragaláctica, uma vez que este permite observações de magnitudes na ordem de rAB ~ 20 e com redshifts acurados (ẟz/(1+z) = 0.02). Ao explorar as informações provenientes das 12 bandas, o levantamento será capaz de promover o estudo da morfologia de galáxias e de populações estelares como também conduzir análises das distribuições espectrais de energia (SEDs) com base na abordagem pixel por pixel ou região por região, se aproximando a uma unidade de campo integral (IFU) de menor resolução. Além disso, a ideia é também construir uma amostra de cerca de milhões de galáxias para compor um catálogo multibanda com critérios para selecionar os ambientes em que estão inseridas e com informações que permitam distinguir as galáxias isoladas das em grupos/aglomerados. Ademais, medições da Taxa de formação estelar (Star formation rate, SFR) serão plausíveis, uma vez que os filtros de banda estreita foram desenvolvidos para estudar linhas de emissão e absorção para objetos com z ≈ 0. Em especial destaca-se o filtro J0660, que cobre a linha Hα (λ = 6563 Å) para redshifts z ≲ 0,015, tornando-se uma excelente ferramenta para medir a SFR de galáxias do Universo Local e inferir informações relacionadas à dependência do ambiente na evolução de galáxias. Com relação ao estudo de estruturas em larga escala, também observa-se a importância desse levantamento na exploração de componentes da própria Via Láctea, como as não identificadas no halo. A esse respeito, o S-PLUS será capaz de detectar cerca de 50.000 estrelas azuis do ramo horizontal e 100.000 estrelas azuis retardatárias, que indicam a presença dessas estruturas ainda pouco restringidas, pois estão relacionadas ao perfil de densidade estelar do halo galáctico e podem inferir gradientes de idade em razão de suas cores. Nesse sentido, uma complementação importante se dá na possibilidade de identificar nebulosas planetárias e aglomerados globulares, que também traçam as estruturas do halo da Via Láctea. Ao utilizar combinações de magnitudes, como gráficos cor-cor, é possível realizar uma seleção de nebulosas planetárias do halo e estrelas simbióticas, uma vez que seus espectros característicos são conhecidos. Além disso, os filtros do S-PLUS são sensíveis às mudanças de parâmetros atmosféricos estelares, como temperatura efetiva (Teff), gravidade superficial (log g), metalicidade ([Fe/H]) e relações de abundância, como [C/Fe] e [α/Fe]. Portanto, a Main Survey abrange uma diversa gama de tópicos, que vão desde o Sistema Solar à Cosmologia.

O levantamento ultracurto (the Ultra-short Survey, USS) Cobrindo a mesma área que a MS, mas com um limite de saturação maior, a proposta deste levantamento é buscar por estrelas brilhantes de baixa metalicidade, uma vez que presentes no halo galáctico, estas carregam informações importantes sobre a formação e a evolução química do Universo primordial, mas também sobre o contexto da Via Láctea. Portanto, esse sub-levantamento é distinguido em duas áreas de interesse: Busca por estrelas extremamente pobres em metais (Ultra metal-poor stars, UMP) com metalicidade em torno de [Fe/H] < - 4,0 que teriam se formado dos resquícios (nuvens de gás) das estrelas de população III no Universo primordial. Além disso, cerca de 80% dessas estrelas observadas em galáxias, atualmente, são enriquecidas por carbono (carbon-enhanced metal-poor stars, CEMP), isto é, possuem uma abundância de carbono [C/Fe] maior mesmo sendo pobres em metais; Estrelas com a presença de elementos mais pesados que o Fe em quantidades consideráveis, denominadas estrelas r-II ([Fe/H] < −2,0 e [Eu/Fe] > +1,0), formados pelo processo-r (processo rápido de captura de nêutrons), que ocorre após processos de explosão energéticos, em que há um acúmulo de nêutrons nos núcleos atômicos. Historicamente, esperava-se que essas estrelas fossem formadas de supernovas. Hoje, a ideia mais aceita é que estas tenham se formado por fusão entre estrelas de nêutrons. Elementos mais pesados que o ferro, como o európio (Eu), geralmente só podem ser detectados espectroscopicamente. Então, o objetivo do S-PLUS é promover uma amostra robusta de estrelas de baixa metalicidade, restringindo a seleção para posteriormente, com espectroscopia, haver a confirmação dessas estrelas r-II raras, que representam os registros dos processos energéticos que ocorreram no início da vida da galáxia.

O levantamento galáctico (the Galactic Survey, GS) O levantamento galáctico tem como objetivo cobrir ~1420 graus² no plano da Via Láctea, incluindo o bojo (−10 < l < 10 e −15 < b < +5, com um total de ∼400 graus²) e o disco (220 < l < 278 e −15 < b < +5, com um total de ∼1.020 graus²), de modo que diferentemente dos outros sub-levantamentos, este enfrenta questões como poeira e densidade estelar. Em virtude disso, o plano da galáxia possui muitas estrelas brilhantes e um exemplo é Sirius, com magnitude V = - 1,46 mag, e há a saturação da imagem de alguns campos pela presença dessas estrelas. Portanto, ao retirar os campos que possuíam V < 4,0 mag, a cobertura efetiva passou a ser ~1.300 graus². A estratégia do GS combina observações profundas (profundidade da MS) com um tempo de exposição menor, na tentativa de não saturar o CCD, em razão das regiões densas. Para cada um dos campos selecionados, a observação será realizada 25 vezes utilizando os filtros r, i e J0660 em um intervalo de anos, a fim de detectar estrelas variáveis como as RR Lyrae e as Cefeidas. Além disso, os filtros de banda estreita são capazes de vencer a degenerescência entre a cor intrínseca das estrelas (temperatura) e o avermelhamento (reddening) causado pela poeira. Portanto, esse levantamento tem dois focos principais: