%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%% % Dissertacao de Mestrado / Dept Fisica, CFM, UFSC % % Andre@UFSC - 2011 % %%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%%% %:::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::% % % % Capítulo 2 % % % %:::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::::% %***************************************************************% % % % Galex % % % %***************************************************************% \chapter{O {\em Galaxy Evolution Explorer} (\galex)} \label{sec:Galex} %TODO: Intro do cap 2. Neste capítulo\ldots %***************************************************************% % % % Galex - Objetivos % % % %***************************************************************% \section{Objetivos} \label{sec:Galex:Objetivos} O {\em Galaxy Evolution Explorer} (\galex) é um telescópio espacial de pequeno porte da NASA\footnote{{\em NASA Small Explorer} ({\em SMEX}) - \url{http://explorers.gsfc.nasa.gov/missions.html}}, lançado em 28 de abril de 2003 para conduzir um {\em survey} de todo o céu numa faixa espectral do ultravioleta ($1350$--$2750$\AA). O objetivo principal do \galex é estudar a evolução da taxa de formação estelar em galáxias \citep{Martin2005}. Os dados coletados pela missão são publicados em {\em Data Releases} periódicos, denominados {\em General Releases}. Este trabalho foi realizado sobre os dados do sexto {\em General Release}, GR6. A missão consiste em uma série de {\em surveys} fotométricos e espectroscópicos (ver tabela \ref{tab:GalexSurveys}). Destes, os principais {\em surveys} são o {\em All Sky Survey} (AIS) e o {\em Medium Imaging Survey} (MIS), que foram utilizados neste trabalho. O imageamento é feito em duas bandas espectrais: ultravioleta distante ({\em far ultraviolet}, FUV), de $1350$ a $1750$\AA, e ultravioleta próximo ({\em near ultraviolet}, NUV), de $1750$ a $2750$\AA. As curvas de transmissão dos filtros utilizados nessas bandas podem ser visto na figura \ref{fig:GalexFilters}. A espectroscopia é feita inserindo-se no caminho ótico um {\em grism}, que consiste num prisma combinado com uma rede de difração. Obtém-se deste modo um espectro de baixa resolução para cada objeto na imagem, conforme descrito por \citet{Morrissey2007}. \begin{table} \caption[{\em Surveys} realizados pelo \galex.]{{\em Surveys} realizados pelo \galex. O CAI consiste em observações de anãs brancas para calibração. No caso do NGS, a magnitude limite é dada em unidades de densidade superficial de magnitude. Informações retiradas de \citet{Martin2005}.} \begin{tabular}{l r r} {\em Survey} & Cobertura (graus quadrados) & Mag. AB limite \\ \midrule {\em Calibration Imaging (CAI)} & - & - \\ {\em All-sky Imaging Survey (AIS)} & $26000$ & $20.5$ \\ {\em Medium Imaging Survey (MIS)} & $1000$ & $23$ \\ {\em Deep Imaging Survey (DIS)} & $80$ & $25$ \\ {\em Nearby Galaxy Survey (NGS)} & $80$ & $27.5$ arcsec$^{-2}$ \\ {\em Wide Field Spectroscopic Survey (WSS)} & $80$ & $20$ \\ {\em Medium-deep Spectroscopic Survey (MSS)} & $8$ & $21.5$--$23$ \\ {\em Deep Spectroscopic Survey (DSS)} & $2$ & $23$--$24$ \\ \end{tabular} \label{tab:GalexSurveys} \end{table} % TODO: Adicionar figura - Curvas de transmissão dos filtros do galex. \begin{figure} \includegraphics[width=0.5\textwidth]{figuras/test.eps} \caption[Curvas de transmissão dos filtros do \galex.] {Curvas de transmissão dos filtros do \galex, medidas em laboratório \citep{Morrissey2005}.} \label{fig:GalexFilters} \end{figure} Os {\em surveys} do \galex foram planejados de forma a se valer de outros {\em surveys} já existentes em outros comprimentos de onda. A figura \ref{fig:GalexSDSSOverlap} mostra a sobreposição da área observada \footnote{{\em Footprint}, no linguajar astronômico.} pelos surveys AIS e MIS do \galex e do {\em Sloan Digital Sky Survey} (\SDSS). O objetivo primário da missão do \galex é calibrar da taxa de formação estelar no universo local e a determinar o histórico cosmológico de formação estelar entre os redshifts $0 < z < 2$ \citep{Martin2005}. A comparação com dados de {\em surveys} em outros comprimentos de onda tem um papel fundamental no cumprimento deste objetivo. % TODO: Adicionar figura -- Footprint dos surveys AIS, MIS, SDSS. \begin{figure} \includegraphics[width=0.5\textwidth]{figuras/test.eps} \caption[{\em Footprint} dos {\em surveys} \galex AIS, MIS e SDSS] {{\em Footprint} dos {\em surveys} \galex AIS, MIS (GR2+3) e SDSS (DR6), conforme \citet{Budavari2009}} \label{fig:GalexSDSSOverlap} \end{figure} %***************************************************************% % % % Galex - O céu no ultravioleta % % % %***************************************************************% \section{Histórico do estudo do céu no ultravioleta} \label{sec:Galex:CeuUV} % FIXME: Usar referência de livro-texto para céu UV. A camada de ozônio, tão desejável pela proteção que oferece aos seres vivos, cobra a sua taxa na astronomia. Observações na banda ultravioleta precisam ser feitas fora da atmosfera terrestre, portanto não é de se estranhar que o trabalho nesta faixa espectral tenha progredido menos do que na faixa do óptico e do infravermelho.\citneed O primeiro trabalho sistemático de observação UV foi feito pelo {\em Orbiting Astronomical Observatory 2} \citep{Code1970}, obtendo fotometria e espectroscopia de estrelas brilhantes, aglomerados globulares e galáxias próximas. Durante as décadas de 1970 e 1980, este e outros satélites como o TD-1 \citep{Boksenberg1973}, o {\em Astronomical Netherlands Satellite} \citep{vanDuinen1975} e o {\em International Ultraviolet Explorer} \citep{Kondo1987} -- o primeiro satélite a utilizar um detetor de imageamento UV -- forneceram os dados fundamentais para os modelos de síntese de população estelar de galáxias. {\em Surveys} de campo amplo foram feitos por uma camera lunar erguida por astronautas da {\em Apollo 16} \citep{Carruthers1973}, a bordo do {\em Skylab} \citep{Henize1975} e pelo instrumento {\em FAUST} a bordo do {\em Spacelab} \citep{Bowyer1993}. Muitas imagens UV também foram obtidas pelo {\em Ultraviolet Imaging Telescope} em duas missões em ônibus espacial \citep{Stecher1997}. %***************************************************************% % % % Galex - Resultados obtidos % % % %***************************************************************% \section{Resultados obtidos pelo \galex} \label{sec:Galex:Resultados} % TODO: elaborar sobre as publicações. o \galex fez o primeiro {\em survey} do céu inteiro em UV. \footnote{Lista de publicações do \galex: \url{http://www.galex.caltech.edu/researcher/publications.html}} \citet{Wyder2007} analisa a distribuição de galáxias em função da cor UV e da magnitude absoluta no universo local. Esta distribuição é conhecida como {\em Diagrama Cor--Magnitude} (CMD, na sigla em inglês para {\em Color-Magnitude Diagram}). O autor usa {\em redshifts} e fotometria óptica obtidas do \SDSS junto com fotometria UV do {\em survey} MIS do \galex. A amostra do \SDSS é correlacionada com a do \galex procurando o objeto do \galex mais próximo de cada objeto \SDSS até um limite de $4$'' ($4$ segundos de arco). O diagrama cor-magnitude elaborado por \citet{Wyder2007} mostra a separação das galáxias nas sequências azul e vermelha (figura \ref{fig:WyderCMD}). Esta distribuição bimodal é um resultado bem conhecido na astronomia.\citneed Porém, diferente do diagrama cor-magnitude para a faixa espectral do óptico, a distribuição de cores em UV não pode ser ajustada somente pela soma de duas gaussianas, há um excesso de objetos nas cores intermediárias entre os picos azul e vermelho. O autor atribui a boa separação entre as sequências a uma maior sensibilidade à formação estelar recente. \citet{Martin2007} investigou as propriedades das galáxias entre as sequências vermelha e azul para a mesma amostra citada acima. As galáxias nesta região intermediária são preferencialmente galáxias com núcleo ativo ({\em Active Galactic Nucleus}, AGN). Os autores estimam o fluxo de massa de galáxias indo da sequência azul para a vermelha. % FIXME: O que é a função de luminosidade para o univeso local? Entender o que % isto significa. Ainda para a mesma amostra, \citet{Schiminovich2007} investigou a correlação entre a morfologia das galáxias e a sua posição no CMD. A função de luminosidade UV do universo local é medida -- pela primeira vez, segundo os autores -- com relação aos parâmetros estruturais e à inclinação das galáxias. A missão do \galex se encerra em 31 de dezembro de 2011. Dados coletados após o GR6, como as observações no mesmo campo da missão Kepler \citep(KeplerMission), observações de M31 e da Nuvem de Magalhães, entre outros, serão liberados num úmtimo {\em data release}, GR7. Os dados obtidos pelo \galex permanecerão disponíveis publicamente no MAST. % TODO: Adicionar figura - diagrama cor-magnitude. \begin{figure} \includegraphics[width=0.5\textwidth]{figuras/test.eps} \caption[Diagrama cor-margnitude em ultravioleta.] {Diagrama cor-margnitude em ultravioleta. Figura 7 de \citet{Wyder2007}.} \label{fig:WyderCMD} \end{figure} %***************************************************************% % % % Galex - Banco de dados % % % %***************************************************************% \section{Data releases e banco de dados} \label{sec:Galex:BancoDeDados} % FIXME: Arrumar uma tradução melhor para ``tile''. Os dados obtidos pelo \galex são armazenados no {\em Multi-Mission archive at the Space Telescope Science Institute} (MAST). O acesso a estes dados é público, a liberação é feita anualmente em {\em General Releases} (GR). Os dados consistem basicamente em imagens e qcatálogos, dividos em campos ({\em tiles}) com área de aproximadamente $1,2$ graus quadrados. Devido ao modo como o \galex faz as observações, um determinado objeto pode estar presente em mais de um campo. A tabela \ref{tab:GalexReleases} mostra o número cumulativo de campos observados por {\em survey} em cada GR\footnote{Informações retiradas do website do GR6: \url{http://galex.stsci.edu/GR6/}}. Observações de pesquisadores convidados ({\em Guest Investigators}, GI) foram selecionadas de forma a complementar os {\em surveys}. \begin{table} \caption[Campos observados em cada {\em General Release} do \galex.]{Campos observados em cada {\em General Release} do \galex.} \begin{tabular}{l r r r r r r r r} {\em Release} & AIS & DIS & MIS & NGS & GI & CAI & Espectros & Total \\ \midrule GR1 & 3074 & 14 & 112 & 52 & - & - & 7 & 3259 \\ GR2/GR3 & 15721 & 165 & 1017 & 296 & 288 & 20 & 41 & 17548 \\ GR4/GR5 & 28269 & 292 & 2161 & 458 & 788 & 38 & 174 & 32180 \\ GR6 & 28889 & 338 & 3479 & 480 & 1314 & 51 & - & 34551 \\ \end{tabular} \label{tab:GalexReleases} \end{table} Para facilitar o acesso aos dados do \galex, o MAST desenvolveu uma ferramenta chamada {\em GalexView}, utilizando tecnologia {\em Adobe Flex}\footnote{{\em Adobe Flex} é um {\em framework} de código aberto que permite desenvolver aplicações para {\em web browsers}. Ver \url{http://www.adobe.com/products/flex.html}.}. Desta forma o {\em GalexView } pode ser acessado através de seu {\em website}\footnote{GalexView: \url{http://galex.stsci.edu/GalexView/}} em qualquer {\em web browser} que tenha suporte ao {\em Adobe Flash Player}\footnote{{\em Adobe Flash Player} é uma extensão multiplataforma para {\em web browsers} que provê capacidade de visualização de conteúdo {\em flash} gerado tanto pelos seus editores proprietários quanto por ferramentas de terceiros. Ver \url{http://www.adobe.com/products/flashplayer/}.}. Através do {\em GalexView} é possível fazer buscas, visualizar e obter imagens e catálogos dos campos do \galex. As buscas podem ser feitas de forma bastante versátil, tanto pelo nome do objeto quanto pelas coordenadas do céu. O formato de entrada é flexível o suficiente para evitar os problemas causados por idiosincrasias na notação de coordenadas (por exemplo, tanto ``14h03m12.6s +54d20m56.7s'' quanto ``14 03 12.6 54 20 56.7'' ou ``210.83 54.35'' apontam para a mesma região). A sua interface (figura \ref{fig:GalexView}) permite filtrar o conteúdo retornado pelas buscas, separando por {\em surveys}. Há também uma ferramenta de histograma, permitindo filtrar pelos valores das colunas dos catálogos. Os objetos selecionados na busca aparecem marcados na visualização da imagem. Utilizando um sistema do tipo ``carrinho de compras'', pode-se selecionar campos e objetos de interesse, para ao final do uso do sistema baixar toda a seleção de uma vez. % TODO: Adicionar figura -- Tela do programa GalexView. \begin{figure} \includegraphics[width=0.5\textwidth]{figuras/test.eps} \caption[Tela do programa{\em GalexView}.] {Tela do programa {\em GalexView}.} \label{fig:GalexView} \end{figure} Tanto o {\em GalexView} quanto outras ferramentas de busca do MAST, como o \galex {\em Search Form} e o \galex {\em Tilelist}, são construídos sobre um {\em banco de dados relacional} acessado através da linguagem {\em SQL} \citep{Chamberlin1974}. Muito comum na indústria, bancos de dados relacionais dispõem em geral de uma vasta gama de ferramentas para gerenciamento dos dados. Uma de suas grandes vantagens é o uso de índices\footnote{Un índice numa tabela de banco de dados é uma estrutura que copia partes da tabela numa determinada ordem, de forma a aumentar a velocidade de acesso aos dados ao custo de espaço de armazenamento.} para agilizar o acesso a dados. Embora a tecnologia exista desde a década de 1970 \citep{Codd1970}, até uma década atrás suas vantagens eram praticamente neglicenciadas na astronomia. Tradicionalmente astrônomos armazenam seus dados em arquivos texto ou binários contendo um registro por linha, de um forma tecnicamente conhecida como {\em flat file}. Buscas neste tipo de banco de dados são feitas examinando individualmente cada registro do arquivo. Com o volume de dados obtido pelo \galex (aproximadamente 222 milhões de objetos, 34 mil campos)\citneed, o uso de arquivos simples para armazenamento de dados se torna inviável.\citneed É preciso ``profissionalizar'' o gerenciamento de dados de um {\em survey} desta escala. Bancos de dados relacionais e ferramentas para gerenciamento e acesso a dados serão tratados com mais detalhes no capítulo \ref{sec:Crossmatch}. % End of this chapter