UNIVERSIDADE FEDERAL DE ITAJUBÁ
PROGRAMA DE PÓS-GRADUAÇÃO EM FÍSICA E MATEMÁTICA APLICADA
ESTUDO DOS COMPONENTES ÓPTICOS DO
ESPECTRÓGRAFO COUDÉ
DO OBSERVATÓRIO DO PICO DOS DIAS
E PROPOSTA PARA SUA MELHORIA
JUAREZ BARBOSA DE CARVALHO
Dissertação submetida ao Programa de Pós-Graduação em Física e Matemática Aplicada, como parte dos requisitos necessários para a obtenção do grau de Mestre em Ciências em Física e Matemática Aplicada.
Área de Concentração: Astrofísica
Orientador: Prof. Dr. Bruno Vaz Castilho de Souza
“Ausência de evidências não significa evidências de ausência.”
A toda minha família que, além de sempre me apoiar e me proporcionar a chance de uma boa educação, antes de tudo, ensinou-me o bom caráter. Aos bons e velhos amigos que sempre me acompanharam durante toda essa jornada em busca deste sonho.
Agradecimentos
Aos meus pais, “Dumbo” e Dionéa, pela compreensão de minhas aspirações, amor e apoio incondicional.
A minhas irmãs Vanessa e Elisa, pelo companheirismo e carinho.
Ao meus avós, João, “Lena”, “Dita”, Terezinha e aos meus tios João e Maria Helena, pelo grande apoio e ajuda em todos os momentos.
Ao orientador, professor e colega Prof. Dr. Bruno Vaz Castilho pela orientação, atenção, por ensinar a zelar pela praticidade e por crer que este trabalho era possível, contribuindo para isso. Aos professores da UNIFEI, Agenor Pina, Newton de Figueiredo, Baêta Segundo, Vitório de Lorenci e Renato Klipert, pela inspiração e por acreditarem em mim, mostrando-me o caminho da ciência.
A todos os meus colegas e ex-colegas do LNA, em especial Rodrigo Campos, Adriano Coimbra, Mauricio Ottoboni, Mariângela e “Max” Abans, Clemens Gneiding, Germano Quast, Alexandre Vichi, Arturo Gutierrez, Patrícia Oliveira, Jesulino “Cacau” dos Santos, “Iran” Fernandes, Daiana e Alexandre Bortolleto, por toda a ajuda e pelo companheirismo sempre presente.
Aos colegas e professores da UNESP de Rio Claro, com quem comecei a aprender.
Aos colegas e ex-colegas da UNIFEI, Marcelo, Luana, Thiago Caetano, Cristiane, Orlando, Adhimar, Vanessa, Elaine, Baltazar, Elcio, Cerqueira, Miralvo, Ana Lúcia, Dante, Roberto, Márcia, Keeine, Larissa, Natália, Davidson, Celso e em especial ao “Flavinho” que, além de sempre me ajudar, tornou-se um bom amigo.
Aos ex-colegas do NEaD da UNIFEI, com quem aprendi muito e passei bons momentos.
Aos meus amigos de Cambuí, Kleberson, Marcelo, Luiz Carlos, Paulo e Ronaldo, pela amizade longa e duradoura.
Agradeço também aos amigos, agregados, companheiros e ex-companheiros da República Fubá Moiado, parceiros de vários momentos memoráveis.
E aos amigos e companheiros, Gustavo Maia, José Ricardo e especialmente minha querida Pollyanna, que mesmo distantes, nunca deixaram de me ajudar e apoiar.
Resumo
O Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA) opera o Observatório do Pico dos Dias (OPD) desde 1980. Entre as metas de seu plano diretor está a otimização e melhoria da instrumentação astronômica dos observatórios que o LNA, incluindo o OPD. Dentre os instrumentos mais utilizados deste observatório esta o espectrógrafo Coudé, que é um espectrógrafo óptico de alta resolução espectral, instalado no telescópio Perkin-Elmer de 1,60m.
Neste trabalho caracterizamos os componentes ópticos do espectrógrafo Coudé do OPD com o objetivo de propor manutenções, modificações e aperfeiçoamentos em seus componentes para melhorar a sua eficiência global e competitividade. Apresentamos as medidas de eficiência da rede de difração (600 l/mm), dos espelhos, lentes e fenda.
Verificou-se que dentre os componentes aqueles que causam mais perdas são a fenda, por limitar a quantidade de luz que alimenta o espectrógrafo em condições de seeing mediano e ruim e os conjuntos de espelhos de transferência, que tem coatings especiais em função do comprimento de onda a ser observado, mas cujos coatings estão desgastados afetando muito a eficiência do instrumento. Comparando-se os resultados obtidos neste trabalho com dados de fabricantes/padrões, simulações e a caracterização observacional realizada anteriormente e concluímos que os resultados são compatíveis, validando assim nossa análise. Propondo-se a utilização de um dispositivo óptico image slicer ou algum sistema de arranjo com fibras ópticas (e.g. IFU) para substituir a fenda ou ainda sistemas que empreguem óptica adaptativa para aumentar a eficiência na fenda sem perdas na resolução. Outra medida recomendada seria a troca do coating especial dos espelhos por um coating de banda larga de nova geração.
Abstract
The Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA) operates the Pico dos Dias Observatory (OPD) since 1980. Among the goals of its strategic plan is the optimization and improvement of the astronomical instrumentation of the observatories LNA operates, including OPD. Among the most widely used instruments of this observatory is the Coudé Spectrograph, which is a high spectral resolution optical spectrograph installed at the 1.60 meters Perkin-Elmer telescope.
We characterized the optical components of the OPD Coudé spectrograph with the objective to propose maintenance, modifications and enhancements into its components to improve their global efficiency and competitiveness. We present the efficiency measures of diffraction grating (600 g/mm), mirrors, lenses and slit.
We verified that among those components the ones that cause more losses are slit, that restrict the amount of light that feeds the spectrograph under conditions of median and poor seeing, and 3 sets of transfer mirrors that have special coatings as a function of the wavelength, but which coatings deteriorate affecting the efficiency of the instrument. Comparing the results obtained in this study with data from manufacturers/standards, simulations and characterization performed previously we conclude that the results are compatible, thereby validating our analysis. We propose the use of an optical image slicer or some arrangement with optical fibers (IFU for example) to replace the slit or systems employing adaptive optics to increase the slit efficiency without loss in resolution. Other measure that can be recommended is the renewal of the special coatings of the mirrors by new generation broadband coating.
Sumário
1 - Introdução. . . 01
1.1 - Descrição e Motivação do Trabalho . . . . . .01
2 - O Espectrógrafo Coudé do OPD. . . .04
2.1 - O Instrumento. . . .04 2.2 - Componentes. . . . . . . . 06 2.1.1 - Espelhos. . . . . . . . .06 2.1.2 - Lentes. . . . . . . . .11 2.1.3 - Fenda . . . . . . . . .13 2.1.4 - Redes de Difração . . . . . . . . .14 3 - Desenvolvimento e Resultados . . . .17
3.1 - Eficiência dos Espelhos. . . 19
3.1.1 - Espelhos de Coating Simples. . . . . . . . .19
3.1.2 - Espelhos de Coating A . . . . . . . . . 24
3.1.3 - Espelhos de Coating B . . . . . . . . . 26
3.1.4 - Espelhos de Coating C . . . . . . . 30
3.2 - Eficiência das Lentes . . . .34
3.3 - Eficiência da Fenda . . . .35
3.4 - Eficiência das Redes. . . .37
3.4.1 - Tratamentos dos Dados. . . . . . . 41
4 - Conclusões Gerais. . . .48
5 - Referências Bibliográficas. . . .55
1 - Introdução
1.1 – Descrição e Motivação do Trabalho
O Laboratório Nacional de Astrofísica – LNA – é o principal instituto fornecedor de infra-estrutura observacional do país em Astronomia na região espectral do óptico e infravermelho. Vem prestando serviços a diversas instituições brasileiras de ensino e pesquisa e às instituições de países conveniados desde 1980 e ganhou reconhecimento nacional e internacional ao longo destes mais de 30 anos de operação.
Com o intuito de melhorar ainda mais a qualidade dos serviços prestados à comunidade astronômica brasileira, o LNA desenvolveu um plano estratégico com metas e projetos. Entre estes estão a caracterização de instrumentos científicos, a construção e documentação de processos operacionais, melhoria e atualização de instrumentos etc. Um dos projetos é a caracterização dos instrumentos do Observatório do Pico dos Dias – OPD – que opera três telescópios, os quais disponibiliza à comunidade astronômica brasileira.. O objetivo é melhorar os instrumentos existentes para que os mesmos possam se manter competitivos e oferecer dados de melhor qualidade à comunidade científica brasileira.
Figura 1.1 – LNA (abaixo à direita) com a cúpula do OnT (Observatório no Telhado) e no canto superior à esquerda podem-se ver ao fundo as instalações do OPD, mais ao alto.
Dentre os instrumentos disponíveis no OPD, o espectrógrafo óptico Coudé é um dos mais utilizados, sendo responsável por cerca de um quarto de todo o tempo demandado no telescópio. Além disso, sabe-se que algumas de suas características, como uma faixa contínua de cerca de 300 angstroms (Å) em medidas realizadas nele, não estão disponíveis na maioria dos observatórios, mesmo em internacionais como o ESO (European Southern Observatory) e o CTIO (Cerro Tololo Inter-american Observatory), onde instrumentos similares foram substituídos por outros mais modernos, mas sem esta característica que é extremamente importante para vários projetos astronômicos. Por isso a manutenção e melhoria do espectrógrafo Coudé é bastante importante para o planejamento instrumental do OPD.
Neste trabalho, o objeto de estudo em questão é o espectrógrafo Coudé instalado no telescópio Perkin-Elmer (PE). Este telescópio conta com um espelho principal de 1,60m de diâmetro (Figura 1.2), que é atualmente o maior telescópio óptico em solo brasileiro. O espectrógrafo Coudé está em operação no sítio do OPD desde o início da década de 1980, sendo utilizado na realização de diversas pesquisas nas mais variadas áreas da Astronomia. Espectrógrafos como esses recebem este nome porque suas montagens são feitas de uma maneira que ele é firmemente fixado próximo ao telescópio, geralmente num outro cômodo escuro, assim ficando permanentemente posicionado de tal maneira que a luz captada pelo telescópio, através do seu foco coudé (do francês: cotovelo), é então desviada até o espectrógrafo, como mostram as Figuras 1.2, 1.3 e 2.2.
Figura 1.3 – Telescópio Perkin-Elmer do OPD. A luz captada pelo telescópio é enviada ao foco coudé através do eixo polar (peça azul) e subsequentemente ao espectrógrafo instalado numa sala abaixo e atrás dele.
O objetivo deste trabalho é caracterizar os componentes ópticos do espectrógrafo Coudé, individualmente, para fornecer subsídios a uma avaliação da manutenção da qualidade dos mesmos durante estes 30 anos de operação e balizar uma proposta de melhoria para este equipamento e suas partes.
Podemos dividir este trabalho em três partes: i) estudo do instrumento, no qual foi feita a familiarização com o instrumento e selecionaram-se os componentes e subsistemas a serem analisados; ii) realização de simulações, experimentos e/ou testes dos componentes, comparação com os dados dos fabricantes e/ou valores teóricos ou padrões; iii) avaliação de possíveis manutenções ou substituições dos componentes degradados e estudo de outras melhorias, equipamentos e componentes acessórios que poderiam aumentar a eficiência do instrumento para otimizar a sua utilização.
2 - O Espectrógrafo Coudé do OPD
2.1 – O Instrumento
Espectrógrafos são instrumentos de grande importância para a Astronomia e Astrofísica. Estudando-se a luz emitida pelos objetos celestes, em seus diversos comprimentos de onda, através do espectrógrafo se obtém grande parte das informações sobre as propriedades físico-químicas destes, tais como temperatura, composição química, densidade etc.
Basicamente um espectrógrafo é um instrumento que utiliza um elemento dispersivo para separar a emissão eletromagnética de uma fonte qualquer em suas muitas componentes monocromáticas, permitindo distinguir as várias frequências que compõem a radiação eletromagnética, registrando-as para posteriores estudos e análises. A esse conjunto de componentes monocromáticas dá-se o nome de espectro. A espectroscopia é o estudo do espectro e suas técnicas são empregadas não só em pesquisas astronômicas e físicas, mas também no desenvolvimento de novos materiais e tecnologias, telecomunicações, química, ciências biológicas, farmacêutica e tantos outros.
A estrutura básica de um espectrógrafo (Figura 2.1) é constituída por uma fenda, localizada no plano focal do instrumento (telescópio), por onde parte da luz passa em direção a um colimador, que torna o feixe de luz paralelo e o envia a um elemento dispersivo (transmissivo ou reflexivo), sendo então difratado, em suas várias frequências (cores) e desviado para um sistema focalizador, a câmera, que finalmente o envia para um detector.
No espectrógrafo Coudé do OPD, o feixe de luz do objeto a ser estudado, após ter a razão de foco convertida de f/150 para f/31.2 na lente de conversão (1) e desviado pelo espelho a 45º (2), é focado no plano onde se encontra a fenda de entrada (3). Devido ao seeing¹, a imagem do objeto estudado nunca é pontual, mas forma uma pequena mancha oscilante (disco do seeing). Depois de ser refletida pelo espelho colimador (4), a luz atinge a rede de difração (5), sendo decomposta em suas diversas componentes. Esta, para obter um amplo campo de visão (em inglês: wide field), é então enviada à câmara Schmidt composta pela lente corretora (6) e o espelho esférico (7). Cada componente monocromática tem uma determinada frequência, e consequente comprimento de onda (λ), e é focada em posições diferentes (dependendo do seu λ) no detector (9), redirecionada por um espelho (8) a 45º com a horizontal.
Figura 2.2 – Diagrama óptico do espectrógrafo Coudé do OPD (visão superior).
Como o colimador tem a função de transformar o feixe divergente vindo da fenda em um feixe paralelo, essa distância entre a fenda e o colimador (fcol) é chamada de comprimento
focal do colimador. Equivalentemente à distância entre o espelho da câmera e o espectro focalizado (fcam) é chamada de comprimento focal da câmera.
______________________________________
1O seeing refere-se às distorções das imagens dos objetos observados causadas pela turbulência atmosférica e
pelo instrumento em si (seeing instrumental). É comumente quantificado pelo diâmetro da figura de difração da imagem (disco do seeing) e, por razões históricas, é medido em segundos de arco. Tecnicamente é a FWHM (do inglês: Full Width Half Maximum) – Largura Máxima à Meia Altura – da figura de difração da imagem.
Nesse espectrógrafo Coudé, também fabricado pela Perkin-Elmer (PE), está previsto para ter até três câmeras de diferentes comprimentos focais (Figura 2.3). São elas que definem a resolução espectral do instrumento, ou seja, qual a distância entre as componentes monocromáticas do espectro quando estas são registradas no detector. Entretanto, apesar da possibilidade de alternar entre essas câmeras, quando o instrumento foi instalado, optou-se por adquirir somente a lente corretora que produziria medidas com resolução média, para atender o maior número de usuários possíveis com uma única configuração de câmera, visando abranger as diversas áreas de pesquisas astronômicas.
Figura 2.3 – Sala do espectrógrafo coudé (agora desativado) do telescópio de 1,5m da AURA (do inglês: Association of Universities for Research in Astronomy), idêntico ao do OPD, em Cerro Tololo - Chile. A fenda (2) (não visível) e a rede de difração (5) estão à esquerda na imagem e a montagem com as três câmeras (6) cambiáveis logo ao seu lado, ainda à esquerda (peças circulares) da imagem. O espelho de uma das câmeras (7) está à direita na imagem (peça retangular) e o detector (9) no centro. Extraído de Gray, 2005.
2.2 – Componentes
Como o instrumento é formado por componentes diferentes, para realizar uma caracterização mais abrangente deste, foi necessário estudar cada um dos componentes individualmente, assim entendendo melhor o instrumento como um todo. Portanto, foram realizados estudos e pesquisas sobre seus diferentes componentes. Os principais componentes do espectrógrafo e que interferem diretamente na luz e em sua direção são: espelhos, lentes, fenda e as redes de refração.
2.2.1 – Espelhos
Considerando todo o instrumento (telescópio mais espectrógrafo), a luz proveniente dos objetos estudados atinge oito espelhos antes de ser registrada pelo detector (CCD). Estes espelhos são responsáveis por todas as grandes mudanças na direção da luz e, consequentemente, pelas perdas e transformações ocorridas durante as reflexões nos espelhos, influenciando diretamente na eficiência do instrumento.
Os espelhos do conjunto telescópio mais Coudé serão designados daqui em diante por:
• espelho primário do PE • espelho secundário (A,B e C) • espelhos 3 e 4 (A,B e C) • espelho 5 (a 45º)
• colimador
• espelho da câmera • espelho do CCD
Sendo os três primeiros itens da lista também constituintes do telescópio. E os espelhos seguidos pelos índices A, B e C são conjuntos com três espelhos cambiáveis, cada um com uma camada de reflexão desenvolvida para maximizar a refletividade na região de determinados comprimentos de onda do espectro eletromagnético.
Os espelhos do Coudé podem ser separados em dois grupos: espelhos de cobertura (em inglês: coating) simples e de cobertura especial. Os espelhos de coating simples possuem uma camada única de alumínio, sem nenhum revestimento especial, com uma refletividade bastante alta (acima de 85% quando nova) numa faixa bem ampla do espectro (Figura 2.4). Os espelhos que possuem coating especial A, B e C, descritos mais detalhadamente adiante nesta mesma seção.
Os coatings de alumínio são fabricados através da evaporação de filamentos de alumínio a grandes temperaturas em câmaras de vácuo. A ação do vácuo faz com que o material seja depositado em um substrato, geralmente de vidro. Esta técnica surgiu em 1912 quando Pohl e Pringsheim realizaram pela primeira vez esse procedimento. Mas só entre 1930 e 1937 nos Estados Unidos da América, com o avanço da tecnologia para criação de vácuo, que Strong introduziu o primeiro método realmente prático para produzir filmes de alumínio evaporado. Salvo alguns refinamentos, tal método ainda continua como o padrão até os dias de hoje (Wilson, 1999). O mesmo tipo de método é utilizado no OPD para a aluminização dos espelhos de cobertura simples de seus telescópios. Para isso existe, no prédio principal do OPD, uma câmara de aluminização que é capaz de comportar o espelho principal de 1,60m do telescópio Perkin-Elmer e outros menores.
Os espelhos A apresentam coating voltado para uma maior reflexão em comprimentos de onda próximos ao azul e ultravioleta. Os espelhos B são otimizados para comprimentos de onda em torno do visível (amarelo) e os espelhos C para comprimentos em torno do vermelho e infravermelho próximo. Nas Figuras 2.5, 2.6 e 2.7, são mostradas as curvas do fabricante para a eficiência dos espelhos com coatings especiais A, B e C, respectivamente.
Figura 2.5 – Curva de eficiência – refletividade x comprimento de onda – construída com dados do fabricante para espelhos com coating do tipo A.
Figura 2.6 – Curva de eficiência – refletividade x comprimento de onda – construída com dados do fabricante para espelhos com coating do tipo B.
Figura 2.7 – Curva de eficiência – refletividade x comprimento de onda – construída com dados do fabricante para espelhos com coating do tipo C.
2.2.2 – Lentes
O instrumento possui duas lentes: lente de conversão (f/150 – f/31,2) e lente corretora. Devido aos vários anos que o instrumento foi instalado, não se sabem ao certo as exatas propriedades ópticas padrão do material que compõe as lentes. Entretanto, sabe-se que as lentes que compõem o Coudé foram fabricadas em sílica fundida (dióxido de silício - SiO2) e
revestidas com coating de fluoreto de magnésio – MgF2 – (Quast, comunicação privada).
Sílica fundida é um vidro bastante utilizado na Astronomia, devido à sua versatilidade (grande banda de transmissão) e durabilidade. Os componentes fabricados com esse material podem receber coatings para otimização em uma banda específica ou para uma banda de transmissão ampla, indo do ultravioleta até o infravermelho, com transmissividade alta em praticamente todo o intervalo. Entretanto estes valores podem variar de um fabricante para outro, ou mesmo de lote para lote do material de um mesmo fabricante (Ahmad, 1997).
Figura 2.8 – Curva de transmissão típica para elementos ópticos transmissivos de sílica fundida (SiO2).
Lentes revestidas com fluoreto de magnésio são indicadas para utilização no intervalo entre 1.500 e 8.000 Å. Têm índice de refração próximo ao ideal (1.38 em 5.500 Å) e possuem alta durabilidade. Os revestimentos de MgF2 são comumente aplicados em camada única e
têm valores mínimos de eficiência de 97,25% na região do visível e infravermelho próximo para incidência normal, quando utilizados em substratos de sílica fundida (CVI Melles Griot Techical Guide, 2009). Valores estes para perda máxima na transmissão devido a reflexão, como pode-se verificar na Figura a seguir.
Figura 2.9 – Curvas típicas de refletividade de elementos transmissivo com coating de MgF2,
2.2.3 – Fenda
Num espectrógrafo, a fenda é um importante elemento por cumprir as funções de abertura de entrada do instrumento e auxiliar os ajustes da guiagem do telescópio nos objetos estudados (Kitchin, 1998). É também um fator limitante, pois, quanto o seeing é grande (maior que 1 segundo de arco), boa parte da luz proveniente do telescópio é barrada por ela, em alguns casos perdem-se cerca de 50% da luz somente neste componente, ocorrendo assim grande perda de eficiência.
Estruturalmente falando, a fenda é basicamente formada por duas partes, uma fixa e outra móvel, com bordas bastante afiadas, contendo um chanfro do lado interno das bordas, de modo que a luz não seja espalhada ou refletida para dentro do espectrógrafo. Tais partes são montadas paralelamente e no plano focal do telescópio, perpendiculares ao eixo do feixe de luz enviado por este. Entretanto, o plano da fenda é levemente inclinado para que a luz da estrela, que fica oscilando levemente (disco do seeing) sobre a fenda e que não passa através dela, seja refletida de volta ao sistema de guiagem do telescópio. Isso é possível porque a parte externa da fenda é polida e tem um aspecto de espelho, refletindo a luz ali incidente. A mobilidade de uma das partes permite que sua largura seja controlada com precisão, utilizando-se um micrômetro para isso (Figura 2.10). Assim, pode-se melhorar a qualidade (resolução) da imagem do espectro, realizando ajustes para as variações locais e/ou para diferentes redes de difração e detectores.
Figura 2.10 – Montagem de uma fenda para um espectrógrafo coudé. Pode-se notar no canto superior direito o micrômetro para o ajuste da largura da fenda. Nesta imagem, a largura foi exagerada para o registro
2.2.4 – Redes de Difração
Uma rede de difração pode ser descrita como um conjunto de elementos dispersivos (transmissivos ou reflexivos), como um padrão de fendas transparentes (ou aberturas) em uma tela opaca ou uma coleção de sulcos num substrato reflexivo. Estes elementos são igualmente espaçados, de modo que a distância (d) entre eles seja comparável ao comprimento de onda (λ) da radiação que se pretende investigar. Redes de difração podem ser classificadas por vários critérios: sua geometria, material, comportamento da eficiência, método de fabricação, de acordo com o intervalo espectral de trabalho, ou a sua utilização (Loewen e Popov, 1997). Uma rede de reflexão consiste num conjunto de sulcos numa superfície reflexiva, enquanto uma rede de transmissão é constituída por um conjunto de obstáculos sobrepostos a uma superfície transparente. Uma onda eletromagnética incidente em uma rede terá, após a difração, a sua amplitude de campo elétrico, ou fase, ou ambos, modificados de maneira conhecida.
O espectrógrafo Coudé do OPD utiliza-se de redes de reflexão planas. As redes de difração planas provaram ser o elemento dispersivo mais popular por várias razões. Sua eficiência (luminosa) é maior do que as das redes côncavas ou prismas com dispersão angular parecida. A dispersão linear pode ser alterada meramente trocando a câmera, enquanto redes côncavas têm um raio de curvatura que limita a dispersão. Além disso, as redes planas podem ser usadas num grande intervalo de ângulos de incidência, o que possibilita direcionar a luz em várias direções, quando necessário, simplesmente rotacionando a rede (Gray, 2005).
As primeiras redes de difração, construídas ainda no século XIX, consistiam em fios de arame que barravam parte da luz e permitiam que outra parte passasse entre eles (Mello, 1992). Atualmente uma rede plana típica é fabricada fazendo-se ranhuras (Figura 2.12), utilizando-se de máquinas ultraprecisas, com uma ferramenta de diamante em substratos com coating de alumínio ou ouro. Estes tipos são chamados redes litográficas, redes riscadas ou ainda redes clássicas. Os melhores resultados obtidos até agora foram em máquinas de riscar servo-controladas por interferômetros para manter a alta precisão nas posições dos sulcos. Desgastes nas ferramentas de diamante limitam as áreas máximas destas redes. As maiores redes disponíveis até então são de 350mm por 450mm (Gray, 2005). A opção pelas redes litográficas, menos caras, e efetivamente utilizadas, são as réplicas. Estas redes são feitas a partir de uma rede riscada como molde e geralmente têm maior eficiência reflexiva e menos espalhamento de luz do que a original. Para as observações realizadas no Coudé do OPD, estão disponíveis redes de 300, 600 e 1800 l/mm (linhas por milímetro) e vale lembrar que a
rede de 600 l/mm é litográfica (réplica) e possui blaze para 8.000 Å (ver anexo).
Geralmente, a direção da luz incidente é perpendicular ao plano da superfície da rede e, consequentemente, às linhas da rede. Neste caso, a luz é difratada no mesmo plano de incidência, desviada num ângulo que pode ser encontrado através da equação abaixo:
i
n sen
sen d
nλ = θ − θ (2.1)
sendo d a distância entre as linhas. Os ângulos são medidos com relação à normal da rede, sendo θi é o ângulo de incidência, definido positivo quando se encontra à esquerda da normal
e θn é o ângulo de difração de ordem n, definido positivo quando se encontra à direita (Figura
2.11). As medidas de d e λ devem ter as mesmas unidades. Esta equação é tão importante para o trabalho com redes que é chamada a equação de rede (Gray, 2005).
Figura 2.11 – Difração de uma rede plana. Um feixe de luz monocromática de comprimento de onda λ incide sobre uma rede e difratada ao longo de vários caminhos distintos. Os sulcos triangulares e a rede estão num plano perpendicular à página. A convenção de sinais para os ângulos θi e θn é mostrada pelos sinais + e – em
ambos os lados da normal da rede. Neste caso, tem-se uma rede de reflexão: o raio incidente e o raio difratado estão do mesmo lado da grade. Adaptado de Palmer, 2005.
Figura 2.12 – Fotografia microscópica mostrando as ranhuras numa rede plana contendo 1180 l/mm (linhas por milímetro). Extraída de Gray, 2005.
Além da distinção acima, podemos separar as redes em dois outros grupos: redes por transmissão e redes por reflexão. Na primeira, a luz incidente atravessa a superfície e a difração se dá do lado oposto ao de incidência, enquanto que na segunda a difração ocorre no mesmo lado em que a luz incide (Figura 2.11).
3 - Desenvolvimento e Resultados
A determinação da eficiência de um instrumento astronômico é de extrema importância. Observações realizadas num instrumento com baixa eficiência podem significar perda do tempo de telescópio e de recursos, ou em alguns casos, o fracasso na coleta de dados para a pesquisa que se pretende realizar. Portanto foram realizadas medidas da eficiência para os componentes do espectrógrafo passíveis de medições e comparações para os componentes impossibilitados de realizar medidas diretas ou utilização de valores padrões/teóricos e simulações.
Devido à evidente diferença entre esses tipos de componentes, os testes realizados foram adequados para cada um, i.e. diferentes testes para as diferentes partes. Outro grande limitador do estudo deste instrumento são suas dimensões físicas: trata-se de algo com dimensão de salas inteiras e com peças de massas consideráveis e ao mesmo tempo delicadas e precisas. Portanto, a cautela esteve sempre presente durante todos os testes. Por vezes teve-se de fazer estimativas pela impossibilidade da realização dos testes devido à possibilidade de danificar o instrumento ou inviabilidade de acesso ou de retirada do componente para testes.
Os principais tipos de testes feitos foram os de refletividade e espalhamento, realizados nos espelhos e lentes respectivamente. Grande parte das medidas foi realizada utilizando-se o mesmo equipamento: o refletômetro IRIS 908RS, DMO Optical Solutions, adquirido em 2008 pelo LNA (Figura 3.1). Também foi feita uma montagem especialmente para realizar as medidas da eficiência das redes de difração, descrita mais adiante neste mesmo capítulo.
(a) (b)
Figura 3.1 – (a) Refletômetro IRIS 908RS com sua ferramenta de medição ao fundo (objeto cilíndrico azul). (b) Ferramentas de calibração do refletômetro para refletividade e espalhamento, da esquerda para a direita.
O instrumento IRIS 908RS possui a função de medida de refletividade. Tais medidas são tomadas baseadas na teoria de refletância. Reflexão é o processo no qual uma fração de um fluxo incidente é refletida numa superfície do mesmo lado do qual a radiação é proveniente, sendo que a reflexão pode ser especular, na direção do espelho, difusa, espalhamento em todas as direções do plano ou uma combinação das duas. A definição geral de refletância ρ é a razão entre o fluxo refletido FR e o fluxo incidente FI:
(3.1) A função da medida de refletividade do IRIS 908RS baseia-se na medida direta da Função de Distribuição da Refletância Bidirecional, conhecida por BRDF (fr):
(3.2) Sendo:
Pa a parte da energia espalhada num ângulo a com a normal, num ângulo sólido Ω. Pi a energia incidente no ângulo i com a normal.
Neste instrumento as medidas são feitas nos seguintes ângulos: i = 45º e a = 0º, 30º e 65º e nos comprimentos de onda predeterminados em suas especificações (Tabela 3.1). Para uma visão mais teórica e abrangente sobre as especificações desse instrumento, recomenda-se a leitura de sua documentação, que pode ser encontrada em DMO OPTICAL SOLUTIONS:
<http://www.dmo.be/web/framehtm.htm>. Na seção: Aplication/Surface Inspection/Iris Series.
Tabela 3.1 – Valores de comprimento de onda em que o refletômetro IRIS 908RS opera suas medidas.
A realização dessas medidas, simulações e pesquisas possibilitaram fazer comparações nos principais espelhos do instrumento, em uma de suas redes – 600 l/mm – e encontrar valores teóricos para os outros componentes, e assim, ter-se uma idéia da atual eficiência total do instrumento. Outros fatores que também puderam ser avaliados neste projeto foram os procedimentos de manutenção de eficiência, aplicados em alguns dos componentes do Coudé, tais como a renovação da cobertura reflexiva de alumínio (aluminização) do espelho principal do telescópio e as limpezas periódicas de alguns espelhos com jatos de CO2, procedimento
também conhecido como “CO2 snowflakes” (Wilson, 1999).
Comprimento de Onda (Å) Banda Espectral
4.700 Azul (B)
5.300 Verde (G)
6.500 Vermelho (R)
8.800 Infravermelho
3.1 – Eficiência dos Espelhos
Na maioria dos espelhos, foram tomadas três medidas para cada um dos comprimentos de onda predeterminados (Tabela 3.1) pelo IRIS 908RS, descartadas eventuais medidas muito discrepantes e calculadas as médias das mesmas. Essas medidas discrepantes podem ser facilmente explicadas pelas imperfeições locais nas superfícies estudadas, tais como: umidade condensada ou mesmo gotículas de água, grãos de poeira, esporos etc e que geram esses erros pontuais.
Os resultados encontrados com as medidas e testes possibilitaram fazer comparações nos principais espelhos do instrumento, com medições realizadas num intervalo de cerca de um ano e com outras medidas mais antigas ou mesmo com valores teóricos (seção 2.2.1). Assim, verificou-se a degradação destes componentes em períodos relativamente curtos e num período mais extenso ao longo do seu tempo de uso, cerca de 30 anos.
3.1.1 – Espelhos de Coanting Simples
– Espelho principal
As medidas para a determinação dos efeitos (Figura 3.2) da troca da cobertura simples de alumínio – aluminização – deste espelho na eficiência do espelho principal foram tomadas com o refletômetro IRIS 908RS, no período entre fevereiro e abril de 2009. O processo de aluminização foi realizado nos dias 14 e 15 de abril de 2009 (Dominici e Campos, 2009), aproximadamente um ano depois do processo de aluminização anterior.
Figura 3.2 – Efeito da aluminização na refletividade do espelho primário do telescópio PE, antes e após processo de aluminização, depois de transcorrido um período de aproximadamente um ano.
Para se encontrar valores mais abrangentes da eficiência do espelho principal do telescópio PE, fizeram-se uma comparação e posterior ajuste estatístico das medidas com os valores medidos no espelho principal de 4,1m do SOAR – Southern Astrophysics Research Telescope. Optou-se por fazer tal ajuste porque, além dos coatings dos dois espelhos serem simples e de alumínio, as medidas realizadas no SOAR também foram feitas com o mesmo tipo de instrumento que no LNA: refletômetro IRIS 908RS (Ribeiro, F. F., comunicação privada). O ajuste foi empregado também nos valores das curvas de refletividade de todos os outros componentes que possuem coating simples de alumínio evaporado.
Para realizar o ajuste entre as curvas, foram calculadas as médias entre as diferenças de cada um dos quatro valores medidos entre os dois espelhos, nos mesmos comprimentos de onda: 4.700 Å, 5.300 Å, 6.500 Å e 8.800 Å. Então estas médias foram utilizadas para ajustar os valores da curva de eficiência do telescópio PE para a curva de eficiência do espelho do SOAR, possibilitando-se adequar a curva da eficiência do espelho principal do PE (Figura 3.3) para uma faixa de comprimentos de onda mais abrangente do que somente os quatro valores medidos diretamente pelo refletômetro.
Figura 3.3 – Curvas da refletividade do espelho principal do SOAR e do espelho principal do telescópio PE (após aluminização), já ajustada com base nos valores encontrados no ajuste através dos valores
de comprimento de onda medidos em ambos os espelhos e pelo mesmo instrumento.
– Colimador
Como o espelho colimador possui cobertura simples de alumínio, assumiu-se que sua eficiência é parecida com a do espelho principal após a aluminização, pois esse espelho é usado por períodos de tempo menores e é mais protegido da ação do clima e do depósito de partículas do que o espelho principal. Além deste fato, quando possível (baixa umidade do ar), este espelho foi submetido a limpezas com jatos de CO2. Estas limpezas periódicas auxiliam
na manutenção da eficiência e, quando feitas, produzem um pequeno ganho de refletividade, como mostra a Figura 3.4 a seguir.
Figura 3.4 – Refletividade do espelho colimador do Coudé antes (medidas de maio de 2008) e após limpeza com jatos de CO2 (medidas de fevereiro de 2009).
– Espelho da câmera, espelho do CCD e espelho 5
Estes três espelhos também possuem coating simples de alumínio e, portanto, presumiu-se que têm eficiências próximas à do espelho principal. Não foi possível tomar medidas do espelho do CCD e espelho 5, devido à impossibilidade de contato físico da ferramenta de medição do refletômetro. Entrentanto, foi possível realizar medidas da refeletividade no espelho da câmera, antes e após o processo de limpeza com CO2 e,
Figura 3.5 – Refletividade do espelho da câmera do Coudé antes (medidas de maio de 2008) e após limpeza com jatos de CO2 (fevereiro de 2009). O ganho de refletividade nesse espelho pôde ser considerado desprezível.
No caso do espelho da câmera, o aumento de eficiência com a limpeza foi muito pequeno, podendo ser considerado desprezível. Os valores estão dentro do intervalo do desvio padrão, o que pode ser considerado como somente uma variação das medidas, com exceção dos pontos na região do infra-vermelho próximo (8.800 Å), onde o ganho da refletivida de com a limpeza foi um pouco maior.
3.1.2 – Espelhos de Coating A
Os espelhos A dos três conjuntos possuem cobertura otimizada para a região do ultravioleta e azul. Como o refletômetro é capaz de medir somente em quatro comprimentos de ondas acima de 4.700 Å e os valores do fabricante desses espelhos compreendem comprimentos de onda menores que isto, a comparação direta da refletividade desses espelhos não pôde ser feita.
Entretanto, puderam-se fazer comparações entre alguns dos conjuntos desses espelhos. Como citado anteriormente, não foi possível tomar medidas do conjunto de espelhos 4, porém foi possível realizar medidas dos conjuntos 3 e secundário. A Figura 3.6 abaixo mostra a comparação entre esses dos conjuntos de espelhos. Nota-se que a degradação do espelho do conjunto secundário é maior comparada ao do conjunto 3.
No espelho secundário A, também foi possível fazer medidas antes e após a limpeza com CO2. Isso permitiu ter-se uma idéia do impacto da limpeza na eficiência de espelhos com
esse tipo de cobertura. Para este espelho, o ganho de refletividade foi significante, como mostra a Figura 3.7 abaixo, principalmente para comprimentos de onda menores (abaixo de 6.500Å).
Figura 3.7 – Refletividade do espelho secundário A antes (medidas de fevereiro de 2009) e após limpeza com jatos de CO2 (abril de 2009). O ganho de refletividade nesse espelho foi bastante significativo.
3.1.3 – Espelhos de Coating B
Para os espelhos de cobertura do tipo B (otimizados para região do espectro no visível) foram tomados valores com o refletômetro e assim puderam ser comparados com os valores padrões (seção 2.2.1) destes tipos de espelhos. As Figuras 3.8 e 3.9 mostram estes resultados e comparações.
Figura 3.8 – Medidas de fevereiro de 2009 da eficiência do espelho secundário B, comparadas com os valores do fabricante (Figura 2.6) para cobertura do tipo B.
Figura 3.9 – Medidas de fevereiro de 2009 da eficiência do espelho B do conjunto 3, comparadas com os valores do fabricante (Figura 2.6) para cobertura do tipo B.
A Figura 3.10 mostra a comparação entre os dois espelhos B do conjunto 3 e secundário. Nota-se que na região do para a qual os foram otimizados (espectro visível, 6.500 Å) a degradação do espelho do conjunto secundário é maior comparada ao do conjunto 3.
Na Figura 3.11, são mostradas as medidas feitas no espelho secundário B antes e após a limpeza, possibilitando ter uma idéia do impacto da limpeza na eficiência de espelhos com esse tipo de coating. Para este espelho, o ganho de eficiência foi maior principalmente para comprimentos de onda próximos a 5.000 e 5.500 Å.
Figura 3.11 – Refletividade do espelho secundário B antes (fevereiro de 2009) e após limpeza com jatos de CO2 (abril de 2009). O ganho de refletividade nesse espelho foi significativo para comprimentos de onda menores.
3.1.4 – Espelhos de Coating C
Nos espelhos de coating C (otimizados para comprimentos de onda no vermelho e infra-vermelho próximo) utilizou-se do mesmo método descrito anteriormente. Seguem-se, nas Figuras posteriores, os valores encontrados nestas medidas e as comparações destas com os valores do fabricante.
Pode-se notar que o espelho do conjunto 3 possui eficiência maior que o secundário C (Figura 3.12).
Nos espelhos deste tipo, além da perda de eficiência esperada para os espelhos com coating especiais, percebeu-se um tipo diferente de degradação. Notou-se uma perda de refletividade em função do comprimento de onda (Figura 3.13 e 3.14). Para comprimentos de onda maiores, acima de 6.000 Å, a perda de eficiência foi maior do que em comprimentos de onda menores, o que pode ser notado pela grande diferença entre os valores medidos e os valores do fabricante (Figura 2.7). Além disso, para os comprimentos de onda menores, abaixo de 5.500 Å, encontrou-se um aumento de refletividade (eficiência).
Figura 3.13 – Medidas de fevereiro de 2009 da eficiência do espelho secundário C, comparadas com os valores do fabricante (Figura 2.7) para cobertura reflexiva do tipo C.
Figura 3.14 – Medidas de fevereiro de 2009 da eficiência do espelho C do conjunto 3, comparadas com os valores do fabricante (Figura 2.7) para cobertura reflexiva do tipo C.
Para esse espelho, também foi possível tomar medidas antes e após o processo de limpeza, evidenciando os efeitos na eficiência do espelho, como mostra a Figura 3.15. Nesse tipo de cobertura (maximizado para o infravermelho próximo), o ganho de refletividade ocorreu em todo intervalo de comprimentos de onda medidos.
Figura 3.15 – Refletividade do espelho secundário C antes (fevereiro de 2009) e após limpeza com jatos de CO2 (abril de 2009). O ganho de refletividade nesse espelho foi bastante significativo em todo espectro medido.
3.2 – Eficiência das Lentes
Foram realizados alguns testes de eficiência somente com a lente corretora da câmera. A restrição de acesso físico da ferramenta de medição do IRIS 908RS à lente de conversão (f/150 – f/31,2) impossibilitou a tomada de medidas neste componente. Foram medidos os valores de espalhamento total integrado – TIS (do inglês: Total Integrated Scattering) – na superfície das lentes. Esses valores fornecem informações sobre a luz incidente, que é espalhada numa superfície devido ao acúmulo de partículas. Valores de TIS maiores que 2% significam que a superfície pode ser considerada suja (DMO OPTICAL SOLUTIONS).
Como na grande maioria dos testes realizados retornaram valores nulos ou inconclusivos, estes foram desprezados. Alguns testes de espalhamento indicaram que as surperfícies das lentes estão razoavelmente limpas e sem danos consideráveis. Portanto, pode-se considerar que as lentes ainda possuem eficiências próximas às eficiências de lentes novas. Estas lentes são de sílica fundida (SiO2) e revestidas com coating de fluoreto de magnésio
(MgF2). Sendo assim, foram utilizados valores mínimos de transmissão (uma eficiência
mínima de 97,25% – Tabela 3.2) para lentes com esta composição e com esse tipo de revestimento (CVI Melles Griot Technical Guide, 2009), quando levados em consideração para se calcular a eficiência total do espectrógrafo.
λ (Å) Conversão Lente de Corretora Lente
4.000 97,8 % 97,8 % 4.700 98,5 % 98,5 % 5.000 98,7 % 98,7 % 5.300 98,8 % 98,8 % 6.000 98,7 % 98,7 % 6.500 98,5 % 98,5 % 7.000 98,1 % 98,1 % 7.500 97,8 % 97,8 % 8.000 97,8 % 97,8 % 8.800 97,8 % 97,8 % 9.000 97,8 % 97,8 % 9.500 97,7 % 97,7 % 10.000 97,7 % 97,7 %
Tabela 3.2 – Valores padrão de transmissão (eficiência) máxima para as lentes de sílica fundida com revestimento de MgF2 do espectrógrafo Coudé do OPD (valores para o ano de 2009).
3.3 – Eficiência da Fenda
Para fins de cálculos da eficiência total do espectrógrafo utilizou-se o software livre IRAF (do inglês: Image Reduction and Analysis Facility) desenvolvido por NOAO (do inglês National Optical Astronomy Observatories) e sua task (do inglês: tarefa) SPTIME (Figura 3.16) para simular valores da eficiência da fenda do Coudé, ou seja, a porcentagem de luz efetiva de um objeto que atravessa a fenda. Esta mesma tarefa foi utilizada para se encontrarem valores padrões da fenda a fim de prever a eficiência do espectrógrafo STELES (SOAR Telescope Echelle Spectrograph) que está sendo desenvolvido pelo LNA.
SPTIME
Essa tarefa possui diversos parâmetros (Figura 3.16) para diversas variáveis, tais como background (espectro de fundo) do céu (sky), para a fase da Lua (phase), a massa de ar (airmass), comprimento da fenda (length), largura da fenda (width) etc. Os parâmetros levados em consideração na execução desta tarefa foram: seeing (S) e largura da fenda – considerando uma fenda com perfil retangular e distribuição gaussiana do seeing, sendo que somente variaram estes parâmetros durante a execução da simulação, não havendo a necessidade de alterar os valores padrões de outros parâmetros. Tal simplificação pôde ser feita porque a tarefa não foi executada para simular medidas usuais (observações de objetos celestes). Como somente o elemento fenda (parâmetro width) é o objeto de interesse neste estudo em particular, puderam-se manter todas as outras variáveis fixas durante a execução da simulação.
A execução da tarefa gerou valores para a eficiência da fenda de um espectrógrafo coudé, mostrados na Tabela 3.3. Os valores destacados na tabela são aqueles encontrados (seeing) e usados (largura de fenda) com maior frequência nas observações realizadas no espectrógrafo Coudé do OPD, Campos, comunicação privada.
Seeing (S) 0,8 Fenda Eficiência S 1,0 Fenda Eficiência S 1,5 Fenda Eficiência(%) S 2,0 Fenda Eficiência 0,4 34,8 % 0,4 28,4 % 0,4 19,2 0,4 14,1 % 0,5 42,4 % 0,5 34,8 % 0,5 24,2 0,5 17,9 % 0,6 50,0 % 0,6 40,9 % 0,6 28,4 0,6 21,7 % 0,7 56,7 % 0,7 47,0 % 0,7 32,7 0,7 25,2 % 0,8 62,4 % 0,8 53,0 % 0,8 36,9 0,8 28,4 % 0,9 68,1 % 0,9 57,8 % 0,9 40,9 0,9 31,6 % 1,0 73,8 % 1,0 62,4 % 1,0 44,9 1,0 34,8 %
Tabela 3.3 - Resultados da simulação obtidos na execução da tarefa SPTIME. O parâmetro seeing e a largura de fenda têm aqui valores gerados em unidades de segundos de arco.Os valores destacados na tabela são
aqueles encontrados (seeing) e usados (largura de fenda) com maior frequência em observações realizadas no espectrógrafo Coudé do OPD.
3.4 – Eficiência das Redes
A eficiência absoluta é definida como a fração do fluxo monocromático incidente que é difratada numa dada ordem de difração em uma determinada condição. A eficiência relativa está relacionada com a reflexão de um espelho, coberto com o mesmo material que a rede (mesmo coating). Para a maioria das aplicações, apenas uma ordem de difração é utilizada, assim, é desejável que toda a luz difratada para esta ordem tenha uma eficiência absoluta mais próxima possível de 100%, para todos os comprimentos de onda. Contudo, a eficiência da rede geralmente é uma função bastante complexa do comprimento de onda e da polarização da luz incidente e depende da frequência das linhas, da forma das ranhuras e do material em que foi confeccionada. Especialmente na polarização TM (transversal magnética), quando o vetor do campo elétrico é perpendicular ao plano das ranhuras, podem-se observar variações rápidas na eficiência da rede em relação a uma pequena variação no comprimento de onda. Este fenômeno foi descoberto por R.W. Wood em 1902 e as rápidas variações são usualmente chamadas de anomalias de Wood (SPECTROGON, 2010).
Das redes disponíveis para o Coudé (300, 600 e 1800 l/mm), encontramos somente as informações do fabricante da rede de 600 l/mm (ver anexo), as quais são bastante limitadas e não informam a sua curva de eficiência. E como foi inviável realizar as medidas de eficiência com o IRIS 908RS, foi desenvolvido um aparato experimental para tal.
Para os testes de eficiência das redes utilizou-se de uma montagem (Figura 3.19) feita no espectrógrafo IFU-Eucalyptus (IFU do inglês: Integral Field Unit). Este instrumento encontra-se montado na mesma sala principal do espectrógrafo Coudé, utiliza-se do mesmo telescópio PE e também das mesmas redes de difração utilizadas para realizar as observações no Coudé (LABORATÓRIO NACIONAL DE ASTROFÍSICA, 2011). Portanto, os testes realizados possuem o mesmo valor, já que estas medidas em questão são relativas somente às redes, que também são elemento constituinte do Coudé.
Para se encontrar valores atuais da eficiência (curva de refletividade) das redes, foi confeccionado um adaptador (Figura 3.17) para fixar um espelho padrão (com o mesmo coating de alumínio que a rede) no suporte para as redes, que são iguais, tanto para o Coudé quanto para o Eucalyptus.
(a) (b)
(c) (d)
Figura 3.17 –(a) e (b): construção do suporte para o espelho. (d) e (c): montagem da adaptação com o suporte na posição da rede de difração no espectrógrafo IFU-Eucalyptus.
Para o registro dos dados, utilizou-se como detector o CCD 105 disponível no OPD, este contendo 2048 x 2048 pixels. Como a área do espelho utilizado é menor do que a área reflexiva total da rede, foi colocada sobre esta uma máscara limitadora (Figura 3.18b) que reduziu a área iluminada na rede. Assim a área iluminada na rede pela luz proveniente da fenda ficou mais semelhante com a área do espelho. Devido a estas limitações técnicas, considerou-se, por hipótese, que as redes são homogêneas e que a degradação destas também ocorreu desta maneira. Não foi possível realizar os testes de eficiência nas redes de 1800 e 300l/mm, pois foi inviável posicioná-las nos ângulos que estas deveriam ter para que o detector fosse iluminado nas ordens e comprimentos de onda desejados.
(a) (b)
Figura 3.18 –(a) Aspecto final da montagem do suporte para o espelho (ainda sem o espelho). (b) Rede de 600l/mm com a máscara que reduziu a área iluminada na rede.
Figura 3.19 – Aspecto final da montagem no IFU-Eucalyptus para o teste das redes de difração. O CCD 105 é o cilindro do lado esquerdo da imagem e do lado direito pode-se ver a rede de 600l/mm com a máscara redutora.
Figura 3.20 – Montagem do monocromador com a IFU (objeto no canto superior esquerdo da imagem), na cúpula do telescópio PE, para a execução dos testes de eficiência da rede de difração de 600 l/mm.
Como fonte de luz monocromática, utilizou-se o monocromador OL750 S com o conjunto de lâmpadas 740-20A (lâmpada de tungstênio) e com o módulo colimador 750-10C, todos da OPTRONIC LABORATORIES (Figura 3.20). Variando o comprimento de onda em intervalos de 500 Å entre 4.000 Å e 10.000 Å foi possível construir as curvas de eficiência do espelho padrão e da rede de difração de 600 l/mm (litográfica) para as posições em ordem 0 (zero) e 1ª ordem. Como resultados das medidas, foram obtidas imagens (Figura 3.21), em forma de fenda, do arranjo de fibras ópticas (IFU) do Eucalyptus.
(a) (b) (c)
Figura 3.21 – Imagens obtidas no teste da rede de difração para 5.500Å: (a) espelho padrão (coating de alumínio); (b) rede ajustada no ângulo para ordem zero e (c) rede ajustada no ângulo para ordem 1.
3.4.1 – Tratamento dos Dados
Para analisar os dados obtidos, fez-se uso da mesma técnica empregada por Ribeiro, F. F. (2010) nas medidas de eficiência de transmissão dos elementos dispersivos e filtros do espectrógrafo SIFS – SOAR Integral Field Spectrograph (ou espectrógrafo com unidade de campo integral para o telescópio SOAR), produzido pelo LNA. Utilizando a task do IRAF para redução de dados fotométricos com abertura poligonal – POLYPHOT – residente no package (do inglês: pacote) APPHOT, pacote este que se encontra inserido no pacote superior DIGIPHOT (Digital Stellar Photometric Package ou Pacote de Fotometria Digital Estelar em inglês) sob um dos conjuntos principais de pacotes: NOAO.
“O pacote APPHOT é um conjunto de tarefas para o emprego em fotometria de abertura em campos (estelares) pouco ou moderadamente densos. A técnica fotométrica empregada é integração de pixels fracional. As técnicas de point spread function não são usadas e nenhuns dos conhecimentos desta função são necessários para o cálculo de magnitudes. O pacote APPHOT executa fotometria de multi-aberturas num campo de estrelas ou objetos digitalizados principalmente em arquivos de imagem para IRAF. A entrada (input) para o pacote consiste em um arquivo de imagem, uma lista opcional das coordenadas do objeto, numerosos parâmetros controlando o algoritmo de análise a opcionalmente um terminal gráfico. A saída (output) do apphot consiste em sucessivas gravações, nas quais cada uma registra os resultados das análises para um simples objeto. Algumas tarefas também produzem gráficos na forma de meta dados.” Este pacote assume que a informação do pixel é linear (Davis, 1990).
POLYPHOT
Nesta tarefa do IRAF, é utilizada uma abertura poligonal, ou caixa, para calcular o fluxo dentro desta região, como mostra a Figura 3.22. As coordenadas deste polígono são inseridas através de um arquivo no parâmetro polygons (Figura 3.23) e devem ser escolhidas com bastante cuidado, pois este parâmetro definirá que região da imagem será levada em consideração para calcular qual o fluxo de fótons numa determinada medida (imagem). Encontrar o polígono adequado foi uma tarefa bastante trabalhosa. Vários tamanhos e posições foram testados até se chegar a um resultado satisfatório. A área selecionada foi igual tanto para o espelho quanto para a rede e preferencialmente nas mesmas regiões do CCD, para evitar possíveis imperfeições locais. Áreas iguais para o espelho e para a rede garantiram que somente as variações do fluxo entre as medidas fossem comparadas posteriormente. A definição do tamanho da área foi feita de tal maneira que o fluxo proveniente da rede possa ser medido sem perdas, mas não muito grande para não incluir demasiado ruído de fundo.
Figura 3.22 – Polígono usado para definir a região onde o fluxo foi calculado sobre imagem registrada com a rede em posição de ordem 1 com o monocromador ajustado para comprimento de onda de 5.500 Å
Figura 3.23 – Lista dos parâmetros da task POLYPHOT, já com os parâmetros preenchidos e selecionados.
As coordenadas da abertura poligonal e do seu centro devem ser inseridas nos respectivos parâmetros da tarefa através de um arquivo com uma formatação que o programa possa interpretar. Para o polígono, as coordenadas dos vértices são lidas no sentido horário e os arquivos devem ter a extensão .ver, como mostra o exemplo a seguir.
Arquivo area.or1.ver (Figura 3.23): 0137 2022
0232 2022 0323 0011 0137 0011 ;
Os arquivos com as coordenadas do centro do polígono devem ter a extensão .coo e, como possuem somente duas coordenadas, são mais simples e devem ter o formato do exemplo abaixo:
Arquivo area.or1.coo (Figura 3.23):
0185 1017 ;
Os outros parâmetros (datap.par por exemplo) são inseridos através de arquivos que criados ao executar o comando w! dentro da interface (menu) de edição de parâmetros (comando epar) para cada um deles. Deve-se assegurar que se está dentro do mesmo diretório onde a tarefa será executada para que esses arquivos sejam gerados dentro deste diretório.
– Datapars
Conjunto de parâmetros referentes às configurações da câmera CCD: ruído de leitura (readnoi), o ganho (epadu) e o tempo de exposição (itime) (Figura 3.24). O parâmetro itime foi selecionado como nulo, pois a tarefa não foi utilizada exatamente em sua função usual. O tempo de exposição foi levado em consideração posteriormente nas comparações entre as medidas da rede e as medidas do espelho padrão. Os outros parâmetros foram ajustados de acordo com cada medida.
Para criar o arquivo com os valores do datapars, acessou-se o menu de edição de parâmetros (Figura 3.24) e executou-se o comando:
:w! datap.par
– Centerpars
Este é o conjunto de parâmetros referentes à centragem da imagem (NATIONAL OPTICAL ASTRONOMY OBSERVATORIES). Para gerar o arquivo com os parâmetros do centerpars (Figura 3.25), executou-se o comando:
:w! center.par
Figura 3.25 – Configurações do parâmetro centerpars da task POLYPHOT, já preenchidas e selecionadas.
– Fitskypars
Conjunto de parâmetros referentes ao céu, como o algoritmo de apropriação do céu. Entretanto, como não são medidas usuais de corpos celestes, este parâmetro também teve valor nulo e todos os outros foram valores padrões e não foram alterados.
Para criar o arquivo com os valores do fitskypars acessou-se o menu de edição de parâmetros (Figura 3.26) e executou-se o comando:
:w! sky.par
– Polypars
Este é o conjunto de parâmetros referentes à magnitude (NATIONAL OPTICAL ASTRONOMY OBSERVATORIES). Para gerar o arquivo com os parâmetros do polypars (Figura 3.27), executou-se o comando:
:w! mag.par
Figura 3.27 – Configurações do parâmetro polypars da task POLYPHOT, já preenchidas e selecionadas.
No caso do tratamento dos dados dessas medidas da rede de difração do Coudé, a grande maioria dos parâmetros da tarefa POLYPHOT não necessitou de modificações. Grande parte dos valores e configurações padrões da tarefa foram suficientes e adequados para sua execução. Foram criados todos esses conjuntos de arquivos para cada tipo de medidas realizadas, ou seja, um conjunto de arquivos para as medidas do espelho, outro para rede em ordem 0 e outro para ordem 1. Após realizar esses procedimentos acima e executar a tarefa, foram gerados arquivos, um para cada imagem, do tipo 550_0001.imh.ply.2, sendo:
- 550_0001.imh é nome do arquivo da imagem obtida numa determinada medida. - ply é a extensão do arquivo de saída dos resultados.
- 2 é o índice da versão do arquivo gerado em determinada execução.
Os arquivos descritos acima são gerados no mesmo diretório em que se encontram as imagens estudadas. Possuem os resultados e a listagem dos parâmetros utilizados no cálculo do fluxo, bem como os valores do fluxo total dentro da região definida pelo polígono e os valores das áreas encerradas por eles.
Após a aplicação dos procedimentos descritos acima, foram encontrados valores que puderam ser comparados com as medidas tomadas do espelho padrão (coating de alumínio) e com valores encontrados na literatura. Os procedimentos executados geraram imagens da IFU do Eucalyptus (Figura 3.21), tanto para a rede quanto para o espelho e, após o tratamento dos dados, tiveram valores extraídos que então foram transcritos em gráficos comparativos e posteriormente em planilhas, a fim de encontrar um valor para eficiência total do espectrógrafo. A Figura abaixo mostra os valores encontrados para a rede de 600 l/mm.
Figura 3.28 – Curvas da eficiência do espelho padrão, com coating de alumínio e da rede de 600 l/mm, em posição de ordem zero e 1ª ordem.
4 - Conclusões Gerais
A eficiência do espelho principal é diretamente ligada ao processo de aluminização (Figura 3.2), como já era esperado e havia sido demonstrado em outros trabalhos, e.g., Dominici e Campos (2009). Portanto, fica novamente demonstrado o quão imprescindível é manter ou mesmo aumentar a frequência de renovação da camada reflexiva (aluminização) dos espelhos, principalmente dos que sofrem maiores degradações, provavelmente devido à maior exposição aos fatores climáticos.
Os espelhos dos conjuntos A, B e C, que não tiveram suas coberturas renovadas, sofreram maior perda de refletividade ao longo do tempo e também de maneiras diferentes. Os conjuntos de espelhos especiais, que não puderam ser limpos com os jatos de CO2
sofreram maior degradação com o tempo. Os espelhos do conjunto 3 e provavelmente também os espelhos do conjunto 4, apesar destes estarem mais protegidos, são exemplos desse processo. Os espelhos mais protegidos (conjuntos 3 e 4) das intempéries realmente sofreram menos perda de eficiência (Figura 4.1).
Figura 4.1 – Curvas de eficiência dos espelhos com cobertura especial; as curvas contínuas referem-se ao conjunto de espelhos secundários e as tracejadas referem-se ao conjunto de espelhos 3. Nota-se que a eficiência
A degradação também foi diferente para os diversos comprimentos de onda nos diferentes espelhos. Sendo assim, alguns espelhos sofreram maior perda de eficiência em determinadas bandas do espectro do que em outras, por vezes, justamente na região do espectro para a qual são otimizados. Este foi o caso dos espelhos de coating do tipo do C, mostrado na Figura 4.2. Pode-se notar que houve uma mudança no comportamento da refletividade neste espelho. Em comprimentos de onda próximos ao azul e amarelo (4.000 a 5.500 Å), a refletividade aumentou e para os comprimentos próximos ao vermelho (6.500 Å), houve um decréscimo.
Figura 4.2 – Curvas de eficiência do espelho secundário C. Nota-se a sensível mudança no comportamento da curva dos valores atuais comparados com os valores do fabricante.
Provavelmente isso ocorreu porque o coating especial é uma camada aplicada sobre uma cobertura simples de alumínio. Assim, com a perda desta cobertura reflexiva a camada inferior de alumínio começa a ficar exposta e o espelho passa a se comportar como um espelho de coating de alumínio. Portanto, é fortemente recomendável que se renovem as coberturas especiais desses espelhos, não unicamente por aumentar a eficiência, mas também
para que estes não percam a finalidade para qual foram desenvolvidos – maximizar a eficiência em determinas regiões do espectro – interferindo assim diretamente na qualidade das observações. Tal fato é muito importante porque as observações realizadas nesse instrumento, com as configurações voltadas para objetos que irradiem em comprimentos de onda próximos ao vermelho e infravermelho, podem não atingir seus objetivos, devido a essa mudança na eficiência espectral dos espelhos.
Também ficou evidente que as limpezas periódicas com jatos de CO2 são essenciais
para a melhoria e manutenção das eficiências de todos os espelhos, o que pode ser facilmente notado na Figura 4.3. Segundo Wilson (2009), em média, esse procedimento traz um ganho de 0,83% à refletividade e para alguns comprimentos de onda, como no vermelho, até 7,5%, em certos casos. Entretanto, no Coudé, o aumento foi consideravelmente maior em certos espelhos de coatings especiais (e.g. Figura 4.3b) para algumas regiões do espectro.
(a) (b)
(c) (d)
Figura 4.3 – Aumento das eficiências dos espelhos com a limpeza deCO2: (a) espelho colimador de coating
(a) (b)
Figura 4.4 – Curvas da eficiência do espectrógrafo Coudé para os diferentes tipos de espelhos A, B e C. Nota-se em (a) que a curva para a configuração do espelho C está
muito semelhante à configuração do espelho A. Em (b) têm-se as curvas da sensibilidade do espectrógrafo, com valores tomados em 1996 (Quast G., 1996), como parâmetro de comparação da mudança no comportamento da sensibilidade das diferentes configurações do Coudé através destes anos em operação.
