astrofísica de altas energias: desenvolvimento do telescópio masco

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INPE-9283-TDI/818 ASTROFÍSICA DE ALTAS ENERGIAS: DESENVOLVIMENTO DO TELESCÓPIO MASCO E OBSERVAÇÕES DE GRO J1744-28 COM O TELESCÓPIO SIGMA Jorge Mejía Cabeza Tese de Doutorado em Ciência Espacial/Astrofísica, orientada pelo Dr. Thyrso Villela Neto, aprovada em 01 de março de 2002. INPE São José dos Campos 2002

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  • INPE-9283-TDI/818 ASTROFSICA DE ALTAS ENERGIAS: DESENVOLVIMENTO DO TELESCPIO MASCO E OBSERVAES DE GRO J1744-28 COM

    O TELESCPIO SIGMA

    Jorge Meja Cabeza

    Tese de Doutorado em Cincia Espacial/Astrofsica, orientada pelo Dr. Thyrso Villela Neto, aprovada em 01 de maro de 2002.

    INPE So Jos dos Campos

    2002

  • 523.03 MEJA CABEZA, J.

    Astrofsica de altas energias: desenvolvimento do telescpio MASCO e observaes de GRO J1744-28 com o telescpio SIGMA / J. Meja Cabeza - So Jos dos Campos: INPE, 2002.

    173p. (INPE-9283-TDI/818). 1.Telescpios. 2.Raios-X. 3.Raios gama. 4.Tcnicas de

    imageamento. 5.Centros. 6.Galxias. 7.Pulsares. 8.GRO J1744-28. I.Ttulo.

  • A Orfa Yineth y Jorge Enrique

    Por toda la paciencia que me tuvieron Y por todo el cario que me ofrecieron

    En todos estos aos de repetidas ausencias de casa.

    Mas hay tambin un da oh Tierra! un da... un da... un da en que levamos anclas para jams volver;

    un da en que discurren vientos ineluctables... Un da en que ya nadie nos puede retener!

    Porfrio Barba Jacob

    (Cancin de la vida profunda)

  • AGRADECIMENTOS Ao Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais, e em particular Diviso de Astrofsica, pela oportunidade de realizar o curso de Doutorado nesta instituio. Ao Thyrso, meu orientador, pela permanente disposio e pela compreenso e apoio nos momentos mais difceis. Aos colegas ps-graduandos, em especial a Agenor Pina e Jos Luiz Melo, por compartilhar comigo tanto os momentos de vacas magras quanto os de vacas gordas, cientificamente falando. Aos colegas que trabalharam comigo no desenvolvimento do telescpio MASCO: Alexandre Magno Alves, Antnio Claret Palerosi, Edson Rodrigues da Silva, Elisete Rinke, Flvio DAmico, Joo Braga, Luiz Antonio Reitano, Luiz Carlos de Almeida, Luiz Gonzaga de Arantes, Marcos Okada, Maurcio Marsi, Petrnio Noronha de Souza e Raphael de Almeida da Fonseca, porque sem eles o desenvolvimento do projeto MASCO teria sido muito mais difcil. Ao pessoal do projeto SIGMA no CEA/Saclay, na Frana, e em especial ao Prof. Franois Lebrun, pela acolhida e a colaborao durante o meu estgio naquela instituio. Aos amigos da Colmbia: Angel Jos Chacn, Blanca Ins Prada, Jos Bernardo Mayorga, Lisa Prato, Luis Ibez, Oscar Gualdrn e ao pessoal do Centro Halley de Aficionados a la Astronoma, porque com eles aprendi a gostar de olhar para o cu. Aos amigos de Ribeiro Preto: Susana, Victor, Regina, Maurcio, Norberto, Cssia, Mrcio, Cristiane, Raquel, Carlos, Mnica e o pessoal da creche Carochinha, pela ajuda e os ensinamentos brindados em todos esses anos de amizade e convvio. minha famlia na Colmbia, que soube esperar pacientemente pelo meu retorno. FAPESP e ao CNPq, pelo apoio financeiro ao projeto MASCO. CAPES pela concesso das bolsas com as quais os meus estudos foram financiados. E se por acaso tiver esquecido a algum, peo desculpas porque no foi por mal: pode ter certeza de que tambm lhe sou grato,

    JORGE

  • RESUMO

    Neste trabalho so apresentados resultados correspondentes ao desenvolvimento do telescpio MASCO e anlise de imagens em altas energias da regio do Centro Galctico obtidas com o telescpio SIGMA. O MASCO utiliza uma mscara codificada rotatria MURA 19x19 e foi desenvolvido para obter imagens de alta resoluo de fontes csmicas entre 50 keV e 1,3 MeV, a bordo de balo estratosfrico. Descreve-se a implementao dos sistemas mecnico e de controle de atitude, desenvolvidos para satisfazer as condies de vo e garantir a determinao das coordenadas de apontamento do telescpio com uma preciso

  • HIGH-ENERGY ASTROPHYSICS: DEVELOPMENT OF THE MASCO TELESCOPE AND

    GRO J1744-28 OBSERVATIONS WITH THE SIGMA TELESCOPE

    ABSTRACT

    In this work, the results corresponding to the development of the MASCO telescope and to the analysis of high-energy images of the Galactic Center region obtained with the SIGMA telescope are presented. The MASCO telescope employs a rotating MURA-based coded mask and it was designed to obtain high-resolution images of cosmic sources in the 50 keV to 1.3 MeV energy band on board stratospheric balloons. The assembling process of the gondola and of the attitude control systems is described. These systems were designed to ensure the determination of the telescopes pointing coordinates with a precision better than 15 during the flights. The main characteristics of the imaging system are presented: spatial resolution of 1.8 cm at 60 keV and 1.95 cm at 511 keV; spectral resolution of 25.8% at 60 keV and 9.8% at 511 keV; temporal resolution of 25 s; effective area of 154.4 cm2 at 75 keV and 170.2 cm2 at 500 keV; sensitivity (3; 6h of observation time) of 1.3x10-5 photons.cm-2.s-1.keV-1 at 75 keV. The MASCO image reconstruction software was developed, which takes into account the effects of the telescopes drift during the flights and of the apparent sky movement caused by the use of an alt-azimuthal mounting. Laboratory images of a radioactive source obtained with mask, mask-antimask and rotating mask techniques are presented, as well as simulations of the effects of the telescopes drift and apparent sky movement, with the corresponding applied corrections. It is shown that the apparent sky movement can be used as an alternative to determine the real cosmic source image out of the spurious images present in the reconstruction process inherent to telescopes that employ non-rotating extended URA masks. Galactic Center data from the SIGMA telescope were analized in order to compare the reduction and data analysis processes of both instruments. The behaviour of the source GRO J1744-28 was studied during part of its 1996 and 1997 outbursts. In 1996, the sources flux in the 35 to 75 keV energy band was 856.4 mcrab. In 1997, the sources flux in the same energy band was 527.4 mcrab. In both cases, the sources spectra were well fitted by a optically-thin thermal Bremsstrahlung with temperatures kTBremms of 287 keV and 12718

    +

    keV, and fluxes of (3.60.6)x10-4 and (2.30.7)x10-4 photons.cm-2.s-1.keV-1 at 50 keV, respectively. The source was not detected at energies above 75 keV. Combining the SIGMA and BATSE data for the 1997 outbursts, it was found evidence showing that the bursts in this period were produced by instability in the accretion process. For the remaining sessions, upper limits for the source flux intensities were determined. With the coded mask technique, it was possible to identify, in an unambiguous way, GRO J1744-28 in the very crowded region of the Galactic Center, avoiding the contamination by other sources in the determination of its characteristics. Specifically, during the second outburst it was possible to isolate the signal from the sources GRO J1744-28, 1E1740.7-2942 and GRS 1737-31, obtaining evidence that this last source could have contaminated the BATSE measurements in the same period, leading to erroneous results previously reported in the literature.

  • SUMRIO Pg. LISTA DE FIGURAS LISTA DE TABELAS INTRODUO ............................................................................................. 21 CAPTULO 1 ASTROFSICA DE ALTAS ENERGIAS ............................ 25

    1.1 Acreso como Fonte de Energia ........................................................ 25 1.2 Acreso em Sistemas Binrios ........................................................... 27 1.3 A Regio do Centro Galctico .............................................................. 31

    1.4 Outras Fontes de Radiao de Altas Energias ..................................... 34 CAPTULO 2 FORMAO DE IMAGENS COM MSCARA

    CODIFICADA ................................................................... 35 2.1 Formao de Imagens de Fontes Celestes em Altas Energias ............... 35 2.2 Princpio de Funcionamento dos Telescpios de Mscara Codificada ... 35 2.3 Mscaras do Tipo URA ........................................................................ 37 2.4 Mscaras Rotatrias ........................................................................... 42 2.5 Telescpios de Mscara Codificada em Astronomia de Altas Energias .. 43 CAPTULO 3 TELESCPIO MASCO: DESCRIO GERAL ................... 47 3.1 Sistema Imageador ............................................................................. 47 3.1.1 Detector Sensvel Posio .............................................................. 47 3.1.2 Mscara Codificada .......................................................................... 52 3.1.3 Blindagem Ativa ............................................................................... 56 3.1.4 Sistema de Aquisio de Dados ........................................................ 57 3.2 Sistema de Apontamento e Recuperao de Atitude (SARA) ................. 63 3.2.1 Requisitos do Projeto ........................................................................ 63 3.2.2 Soluo Implementada ..................................................................... 64 3.2.2.1 Sensores ........................................................................................ 64 3.2.2.2 Atuadores ...................................................................................... 70 3.2.2.3 Mdulo de Processamento Central e Software de Controle ............. 74 3.3 Sistema Mecnico ............................................................................... 77 3.3.1 Requisitos de Projeto ........................................................................ 77 3.3.2 Soluo Implementada ..................................................................... 78 3.3.3 Amortecedores Honeycomb ............................................................... 79 3.4 Comparao com Outros Instrumentos ............................................... 82

    CAPTULO 4 PROJETO DO SISTEMA DE RECONSTRUO DE

    IMAGENS DO TELESCPIO MASCO ............................ 87 4.1 Reconstruo de Imagens: Procedimento Bsico ................................. 88

  • 4.2 Correo dos Erros de Apontamento ................................................... 91 4.3 Efeito da Deriva do Telescpio nas Imagens Reconstrudas ................. 93 4.4 Variao de Sensibilidade na Superfcie do Detector ........................... 95 4.5 Mscara Rotatria .............................................................................. 99 4.6 Giro Aparente do Cu ......................................................................... 100 CAPTULO 5 RESULTADOS DOS TESTES DO TELESCPIO MASCO 105

    5.1 Testes do Sistema de Apontamento e Referncia de Atitude ................. 105 5.2 Quantificao das Caractersticas do Detector Principal do Telescpio

    MASCO .............................................................................................. 110 5.2.1 Resoluo Espacial ......................................................................... 110 5.2.2 Resoluo Espectral e Relao Canal/Energia .................................. 112 5.2.3 rea til e rea Efetiva do Detector Principal do MASCO .................. 112 5.2.4 Padro de Sensibilidade (flat-fielding) do Detector ............................. 116 5.2.5 Sensibilidade do Telescpio MASCO ................................................. 104 5.3 Blindagem Ativa ................................................................................. 118 5.4 Reconstruo de Imagens ................................................................... 120 5.4.1 Mscara Codificada .......................................................................... 120 5.4.2 Mscara-Antimscara ...................................................................... 122 5.4.3 Mscara Rotatria ............................................................................ 126 5.4.4 Fonte no CDVPC .............................................................................. 130

    CAPTULO 6 OBSERVAES DO BURSTING PULSAR GRO

    J1744-28 COM O TELESCPIO SIGMA ........................ 137 6.1 Telescpio SIGMA ............................................................................... 137 6.1.1 Caractersticas Bsicas do Telescpio SIGMA ................................... 137 6.1.2 Codificao dos Dados ..................................................................... 141 6.1.3 Reconstruo de Imagens ................................................................ 142 6.2 Observaes da Fonte GRO J1744-28 (o Bursting Pulsar) com o

    Telescpio SIGMA ............................................................................... 143 6.2.1 GRO J1744-28, o Bursting Pulsar ..................................................... 143 6.2.2 Observaes ..................................................................................... 144 6.2.3 Curva de Luz e Espectro de GRO J1744-28 ...................................... 145 6.2.4 Natureza dos Bursts ......................................................................... 151 6.3 Concluso .......................................................................................... 154

    CAPTULO 7 CONCLUSES ................................................................. 157 REFERNCIAS BIBLIOGRFICAS ............................................................. 163

  • LISTA DE FIGURAS Pg. 2.1 Princpio de funcionamento da tcnica de mscara codificada .......... 37 2.2 Exemplos de padres que tm sido propostos para telescpios de

    mscara codificada .......................................................................... 41 2.3 Princpio de funcionamento da tcnica de mscara-

    antimscara..................................................................................... 42 2.4 Imagens simuladas considerando a mscara estacionria (a) e em

    rotao permanente (b) .................................................................... 44 3.1 Telescpio MASCO ........................................................................... 48 3.2 Distribuio dos 19 TFM acoplados ao detector principal do

    telescpio MASCO ........................................................................... 49

    3.3 Malha resistiva usada no telescpio MASCO para a determinao das coordenadas de interao dos ftons de altas energias no detector principal ............................................................................. 51

    3.4 Distribuio dos componentes do sistema detector do telescpio MASCO no interior da cmara de pressurizao ............................... 52

    3.5 Padro bsico da mscara MURA 19X19 usada no telescpio MASCO ............................................................................................ 53

    3.6 Campos de visada totalmente codificado, parcialmente codificado e no codificado do telescpio MASCO ................................................ 54

    3.7 Mecanismo de rotao da mscara .............................................. 55 3.8 Diagrama de blocos da eletrnica do sistema de aquisio de dados

    do telescpio MASCO ....................................................................... 60 3.9 Representao em blocos do sistema de apontamento e referncia de

    atitude do telescpio MASCO ........................................................... 65 3.10 Representao dos ngulos fornecidos pelo sensor solar digital......... 67 3.11 Princpio de funcionamento do sensor solar digital ........................... 67 3.12 Anel de suporte e eixo de elevao do telescpio MASCO .................. 70 3.13 Elementos do sistema redutor de velocidade da Harmonic

    Drive ............................................................................................. 71 3.14 Esquema do princpio de funcionamento do redutor de velocidade

    da Harmonic Drive ........................................................................ 71 3.15 Representao em corte da roda de reao do telescpio MASCO

    ........................................................................................................ 73 3.16 Representao em corte do mecanismo desacoplador de momento

    angular do telescpio MASCO .......................................................... 73 3.17 Diagrama de blocos do fluxo de sinal do SARA ................................. 76 3.18 Estrutura modular da gndola ......................................................... 80 3.19 Estrutura modular do telescpio MASCO ......................................... 81 3.20 Representao do telescpio MASCO em configurao de vo e

    detalhamento de alguns dos subconjuntos mais importantes ........... 84 4.1 (a) Padro de reconstruo amostrado (fator de amostragem=5) e

  • suavizado por convoluo com a resposta do sistema detector a uma fonte pontual e (b) resultado da operao de correlao de (a) com o padro da mscara com o mesmo fator de amostragem ........................................................................................................

    90 4.2 Imagens simuladas considerando o efeito de deriva do telescpio e

    mscara codificada simples ............................................................. 97 4.3 Diagrama de fluxo do procedimento de reconstruo de imagens

    aplicado ao telescpio MASCO ......................................................... 101 4.4 Imagens simuladas reconstrudas sem correo do efeito do giro

    aparente do cu ............................................................................... 103 5.1 Estabilizao da elevao em funo do tempo durante o

    acompanhamento de um alvo celeste ............................................... 107 5.2 Preciso de apontamento em azimute em funo do tempo durante

    o acompanhamento de um alvo celeste ............................................ 108 5.3 Mudana de alvo em elevao com o telescpio permanecendo 2

    minutos em posio de calibrao .................................................... 109 5.4 Mudana suave de alvo em elevao com preciso de

    acompanhamento melhor que 1 e mudana brusca de alvo com overshoot menor que 20% ................................................................ 109

    5.5 Configurao de teste utilizada na determinao da resoluo espacial do sistema detector do telescpio MASCO ........................... 110

    5.6 Distribuio de eventos na superfcie do detector correspondente a uma fonte de 241Am colimada(a); distribuio de eventos ao longo do eixo X do detector (b); e distribuio de eventos ao longo do eixo Y do detector (c) ............................................................................... 111

    5.7 Espectro de duas fontes radioativas (241Am e 22Na) na frente do detector (a); espectro correspondente ao rudo ambiente (b); e espectro original corrigido pelo rudo ambiente (c) ............................ 113

    5.8 Posio eletrnica de intrao de ftons de 60 keV na superfcie do detector principal do telescpio MASCO em funo da posio geomtrica ....................................................................................... 114

    5.9 Padro de sensibilidade do detector principal do telescpio MASCO ............................................................................................ 117

    5.10 Sensibilidade estimada do telescpio MASCO ................................... 119 5.11 Imagem reconstruda utilizando como entrada o registro

    correspondente fonte + rudo ........................................................ 121 5.12 Sombra projetada pela fonte de 241Am atravs da mscara, depois da

    subtrao do padro de rudo obtido em condies equivalentes s do registro da fonte (a); sombra projetada pela fonte, corrigida pelo efeito de no uniformidade na sensibilidade do detector (b); imagem reconstruda (c); e fragmento da imagem reconstruda (d). RSR = 10,94 ............................................................................................... 124

    5.13 Sombra projetada pela fonte de 241Am sobre o detector depois da

  • subtrao do padro obtido com antimscara do padro com mscara (a); sombra projetada pela fonte, corrigida pelo efeito de no uniformidade na sensibilidade do detector (b); imagem reconstruda (c); e fragmento da imagem reconstruda (d). RSR = 12,14 ...............................................................................................

    128 5.14 Imagem de uma fonte radioativa de 241Am localizada prximo do

    centro do CDV com a aquisio feita com mscara rotatria (a) e (b); imagem da mesma fonte, localizada a 4,4 da posio anterior (c) e (d) .................................................................................................... 130

    5.15 Imagem da fonte de teste de 241Am prxima do centro do CDV usando a tcnica de mscara-antimscara. RSR=13,07 ................... 132

    5.16 Imagem da fonte de teste de 241Am a 5,5 do eixo de observao. RSR= 13,91 ..................................................................................... 133

    5.17 Imagem da fonte de teste de 241Am a 8,3 do eixo de observao. RSR = 8,17 ...................................................................................... 134

    5.18 Imagem da fonte de teste de 241Am a 11 do eixo de observao. RSR=4,51 ........................................................................................ 135

    5.19 Mudana da RSR em funo da posio da fonte no CDV ................. 136 6.1 Fotografias do telescpio SIGMA (a) e da sua mscara codificada

    (b) .................................................................................................... 140 6.2 Imagem integrada da regio do CG, na faixa de energia de 40 a

    75 keV. Todas as observaes no perodo 1990 a 1994 foram includas ......................................................................................... 141

    6.3 Imagens de contornos da regio do CG obtida com o telescpio SIGMA em (a) maro de 1996 e (b) maro de 1997, na banda de energia de 35 a 75 keV .................................................................... 146

    6.4 Curva de luz de GRO J1744-28 na banda de energia de 35 a 75 keV para as campanhas de maro de 1996 (a) e de maro de 1997 (b) realizadas pelo telescpio SIGMA ..................................................... 148

    6.5 Curva de luz de GRO J1744-28 na banda de energia de 35 a 75 keV para todas as campanhas de observao do telescpio SIGMA na direo da regio do CG, iniciando no dia 1 de dezembro de 1989 ........................................................................................................ 149

    6.6 Espectro de GRO J1744-28 combinando os dados dos instrumentos PCA/XTE e SIGMA, na banda de energia de 1 a 100 keV ........................................................................................................ 152

    6.7 Distribuio de temperatura espectral, kT, derivada a partir da emisso de bursts (losangos) e da emisso persistente (quadrados) de GRO J1744-28 de acordo com as observaes do BATSE ........................................................................................................ 153

    6.8 Mdia diria do fluxo persistente de GRO J1744-28 na faixa de energia de 30 a 100 keV, determinada a partir dos dados do BATSE ............................................................................................. 154

  • 6.9 Distribuio da relao entre as mdias dirias da emisso persistente e da emisso em bursts na faixa de energia de 30 a 100 keV, , de GRO J1744-28 obtida a partir dos dados do BATSE ............................................................................................. 155

  • LISTA DE TABELAS Pg. 1.1 Fontes detectadas pelo SIGMA na Regio do CG durante os

    primeiros 4 anos de observao ................................................ 33 3.1 Caractersticas principais do experimento MASCO .................... 59 3.2 Formato digitalizado dos dados correspondentes a cada evento

    fotnico .................................................................................... 61 3.3 Formato dos bancos de memria .............................................. 62 3.4 Formato do arquivo de dados gravado no disco rgido ............... 63 3.5 Principais caractersticas dos sensores utilizados no SARA ....... 66 3.6 Pesos dos principais elementos do experimento MASCO ........... 78 3.7 Caractersticas principais de alguns dos mais importantes

    instrumentos imageadores com mscara codificada em altas energias .................................................................................... 85

    4.1 Resultados das simulaes de imageamento de uma fonte pontual de alta energia com o telescpio MASCO considerando os efeitos da deriva e da preciso limitada dos sensores do SARA e utilizando a tcnica de mscara-antimscara ............... 99

    6.1 Principais caractersticas do telescpio SIGMA .......................... 139

    6.2 Relatrio das observaes do telescpio SIGMA da regio do CG contendo as coordenadas de GRO J1744-28 em maro de 1996 e maro de 1997 ....................................................................... 147

  • 21

    INTRODUO O estudo da radiao eletromagntica emitida por fontes csmicas atualmente a mais importante fonte de informao sobre o Universo, j que as observaes de raios csmicos e neutrinos, por enquanto, esto limitadas sondagem de algumas fontes especficas e as ondas gravitacionais ainda no foram detectadas. Entretanto, foi s nas ltimas dcadas que a explorao do cu em bandas de energia diferentes das do visvel ou rdio tornou-se possvel. Particularmente graas conquista espacial, hoje os observatrios no solo e no espao se complementam para observar o cu em mais de 15 dcadas do espectro eletromagntico, desde ondas de rdio at raios gama.

    Dentre todas estas novas astronomias, a de raios gama uma das mais rduas, devido a motivos experimentais associados com a energia dessa radiao. A grande sensibilidade dos telescpios tradicionais (e.g., pticos, rdio) vem do fato de que o sinal emitido pelos astros concentrado sobre pequenos detectores por meio de estruturas com grandes reas coletoras. Quanto menor o comprimento de onda da radiao eletromagntica, mais dificilmente essa radiao pode ser refletida ou refratada, o que dificulta o uso de espelhos, comum em outros domnios do espectro eletromagntico, para a produo de imagens na faixa de altas energias. No sendo possvel concentrar a radiao gama, a superfcie coletora de ftons termina sendo ento equivalente do prprio detector. Assim, para se ter um instrumento com uma boa sensibilidade necessrio aumentar o tamanho do seu detector.

    Por outro lado, cada fton gama contm uma grande quantidade de energia. Por esta razo, sero recebidos muito menos ftons de um astro que emite na banda gama do que de outro que emite a mesma potncia em uma banda diferente do espectro eletromagntico, o que leva a um necessrio aumento no tempo de exposio para se ter um sinal estatisticamente aprecivel da fonte celeste. Contudo, maior tempo de exposio, juntamente com uma maior rea coletora, implica uma maior contribuio do rudo de fundo.

    Finalmente, assim como muitas das novas astronomias, a de raios gama deve ser feita a bordo de foguete, balo ou satlite, para evitar a opacidade da atmosfera terrestre, o que introduz dificuldades adicionais, principalmente relacionadas com a manuteno das coordenadas de apontamento dos instrumentos de observao durante longos perodos de tempo.

  • 22

    Apesar de todas estas dificuldades, a astronomia de raios gama se apresenta como uma rea privilegiada para descobrir e estudar os astros em que se produzem as maiores transferncias de energia do Universo. No caso em que o meio emissor opticamente espesso, a radiao emitida, caracterizada por um espectro de corpo negro, atinge seu mximo de intensidade na banda gama se a temperatura, T, for muito elevada, o que pode ser encontrado em discos de acreso de matria sobre objetos compactos, como estrelas de nutrons ou buracos negros. J se o meio for opticamente fino isso nem sempre acontece. Assim, por exemplo, partculas aceleradas a altas velocidades podem emitir radiao gama em um meio frio e opticamente fino. Junto com estes processos de emisso em espectro contnuo, existem tambm mecanismos de emisso em forma de linhas. De forma semelhante forma como ftons no visvel e ultravioleta so emitidos pelos tomos em processos de desexcitao eletrnica, ftons gama so emitidos em processos de desexcitao de ncleos atmicos, permitindo identificar o ncleo emissor. Esta propriedade faz da espectroscopia gama uma ferramenta nica para o estudo de fenmenos muito energticos associados a fontes to diversas como exploses de supernova, novas, estrelas de nutrons ou o prprio Sol. Desta forma, podem ser citadas como exemplo as observaes da emisso do 56Co (E=848 keV e 1237 keV) associadas com a SN1987a pelo satlite Solar Maximum Mission (Matz et al. 1988) ou por instrumentos a bordo de balo (Sandie et al. 1988; Cook et al. 1988; Rester et al. 1989; Mahoney et al. 1988; Gehrels et al. 1988; Tueller et al. 1990) assim como as da emisso do 26Al (E=1809 keV) no Plano Galctico feitas com o satlite HEAO-3 (Mahoney et al. 1984) ou de 26Al e 44Ti (E=1.157 keV e 1809 keV) com o telescpio Comptel/CGRO (Diehl et al. 1995; Oberlack et al. 1996; Dupraz et al. 1997). Um outro processo, desta vez de natureza no nuclear, capaz de produzir uma linha espectral em altas energias a aniquilao de psitrons e eltrons, que transforma a energia de repouso de duas partculas em dois ftons de 511 keV cada um.

    Os astrnomos contam com a radiao gama, dado o seu poder de penetrao, para explorar regies inacessveis em outros comprimentos de onda como, por exemplo, o centro da nossa Galxia. Em uma escala ainda maior, o Universo como um todo particularmente transparente aos raios gama. Uma das grandes ambies dos astrnomos gama , ento, coletar informaes sobre os confins do universo observvel. Com um campo de pesquisa to amplo, no de se estanhar os esforos feitos nas ltimas dcadas para praticar este tipo de observaes. No que se

  • 23

    segue deste trabalho, ser feita uma descrio do desenvolvimento do telescpio MASCO, um instrumento projetado e construdo para obter imagens e espectros de fontes celestes na banda de energia correspondente a raios-X duros e raios gama de baixa energia, e em particular do software desenvolvido para o processamento dos dados coletados. Exemplos de imagens obtidas em laboratrio sero apresentados mostrando a potencialidade deste instrumento. Adicionalmente, e para dar um exemplo da aplicao da tcnica de mscara codificada em astrofsica de altas energias, sero apresentados os resultados da anlise dos dados do telescpio SIGMA relativos regio do Centro Galctico, mais especificamente da fonte GRO J1744-28 durante os dois outbursts que ela apresentou nos anos de 1996 e 1997.

    No Captulo 1 ser feita uma breve descrio do mbito astrofsico em que este trabalho se insere, a saber, dos tipos de fontes e fenmenos associados com emisso de radiao na faixa de energia de funcionamento do telescpio MASCO.

    No Captulo 2 ser descrita a tcnica de imageamento conhecida como mscara codificada, utilizada neste telescpio, assim como uma breve apresentao da histria da aplicao desta tcnica em astronomia de raios-X e gama.

    No Captulo 3 ser apresentado o telescpio MASCO, detalhando as caractersticas dos seus sistemas mecnico, de apontamento e referncia de atitude e de aquisio de dados. Ser feita uma comparao de suas caractersticas com as de outros instrumentos semelhantes, especialmente com as do telescpio SIGMA, cujos resultados astrofsicos deram um grande impulso pesquisa em astrofsica de altas energias.

    No Captulo 4 ser descrito o algoritmo de tratamento de dados desenvolvido para ser aplicado s observaes feitas com o telescpio MASCO. Especificamente, sero considerados os procedimentos para a obteno de imagens e de espectros, assim como as correes dos efeitos introduzidos durante as observaes a serem realizadas a 40 km de altitude a bordo de balo estratosfrico, principalmente os relacionados com a deriva do telescpio e o giro aparente do cu.

    No Captulo 5 sero apresentados os resultados dos testes em laboratrio do telescpio MASCO, incluindo a quantificao das principais caractersticas do

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    instrumento e a obteno de imagens com mscara codificada simples, mscara-antimscara e mscara rotatria. No Captulo 6 ser discutido um exemplo de aplicao da tcnica de mscara codificada. Sero apresentados os resultados da anlise dos dados correspondentes s observaes da regio do Centro Galctico pelo telescpio SIGMA e, em particular, da fonte GRO J1744-278 durante os dois outbursts apresentados em 1996 e 1997.

    Finalmente, algumas pginas sero dedicadas a apresentao das principais concluses deste trabalho e das sugestes para o futuro do telescpio MASCO.

  • 25

    CAPTULO 1

    ASTROFSICA DE ALTAS ENERGIAS Antes de apresentar os resultados correspondentes a esta tese, algumas pginas sero dedicadas a uma breve descrio das principais fontes astrofsicas que emitem radiao eletromagntica na faixa de energia de raios-X duros e raios gama e que so, portanto, possveis alvos do telescpio MASCO, assim como dos fenmenos fsicos associados. No prximo captulo sero apresentadas a tcnica de imageamento com mscara codificada e uma resenha dos principais instrumentos astronmicos que fazem ou fizeram uso desta tcnica. 1.1 Acreso como Fonte de Energia A acreso de matria e a conseqente extrao de energia potencial do material acretado considerada hoje a principal fonte de energia de uma boa parte das fontes astrofsicas que emitem radiao de altas energias. Se uma partcula de massa m cai sobre a superfcie de um corpo celeste de massa M* e raio R*, uma quantidade de energia potencial gravitacional, E, disponibilizada, sendo dada por

    *

    *

    RmGME = . (1.1)

    No caso de uma estrela de tipo solar, este valor pequeno, da ordem de 10-6 vezes a massa da partcula em repouso. Entretanto, este valor pode ser da ordem de 10% para uma estrela de nutrons, de massa M Msol (em que Msol corresponde massa do Sol) e raio R 10 km, podendo ser liberada uma energia de at 1020 erg para cada grama de material acretado. Uma partcula que cai no campo gravitacional de um objeto colapsado (uma estrela de nutrons ou, ainda, um buraco negro) pode ter um acrscimo de energia igual, ou at superior, a 10% da sua massa em repouso. A ttulo de comparao, a energia que pode ser extrada da matria pelo processo de fuso nuclear, cujo mximo se d na transformao de hidrognio em hlio, no pode ser maior que (0,007)mc2 (Frank et al. 1992). A

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    acreso de matria por um astro compacto se apresenta ento a priori como um processo muito eficiente para retirar energia da matria.

    Para se referir ao processo por meio do qual um gs adquire energia desta forma no campo gravitacional de um objeto celeste, tm sido correntemente usados os termos acreso ou acrscimo dentro do ambiente da astrofsica, onde eles tambm tm se tornado comuns para se referir ao processo de captura de matria por um corpo celeste, em oposio ao fenmeno de ejeo de matria. Uma discusso mais detalhada sobre esses processos pode ser encontrada em Frank et al. (1992) e Vargas (1997).

    Bondi (1952) apresentou uma anlise deste problema, considerando a acreso esfericamente simtrica sobre um astro imerso em um meio gasoso que se estende at o infinito. Como a matria cai de forma radial sobre o astro, a acreso resume-se ento a um problema de uma nica dimenso. Entretanto, para valores tpicos de densidade do meio interestelar, este processo leva a taxas de acreso relativamente baixas. Uma situao um pouco mais eficiente, considerada a maior densidade do meio em que acontece, aquela em que um objeto compacto em um sistema binrio captura matria da sua companheira. Assim, para uma relao M*/R* constante, a energia liberada no processo de acreso depende da taxa, dM/dt, em que a matria acretada. Cabe notar que no caso de acreso sobre buracos negros, em que no se pode considerar como slida a superfcie sobre a qual cai a matria acretada, a Eq. 1.1 no mais vlida, j que uma parcela considervel da energia de acreso pode desaparecer no interior do buraco negro. De qualquer forma, como uma aproximao razovel, pode se considerar que 10% da energia de acreso so irradiados durante o processo de acreso, dando como resultado uma transformao de energia potencial em radiao equivalente de uma estrela de nutrons de massa semelhante.

    Na medida em que a acreso se torna uma fonte importante de radiao na vizinhana do objeto compacto, esta radiao influi, por sua vez, no processo de acreso, por meio do momento transferido da radiao para o material acretado via espalhamento e absoro. Considerando que a matria acretada seja constituda de tomos ionizados, o que deve ser o caso das fontes deste tipo que emitem radiao nas faixas de raios-X duros e raios gama de baixa energia, a radiao interage, principalmente, via espalhamento Thomson, com os eltrons livres na vizinhana do astro acretante, cuja seo eficaz de interao muito maior do que a dos ncleos atmicos. A fora de atrao

  • 27

    Coulombiana entre eltrons e ncleos leva a que estes ltimos sejam arrastados devido ao movimento dos eltrons no sentido contrrio ao do movimento do material acretado. Se a luminosidade da fonte L, a fora lquida que um par eltron-on experimenta dada pela expresso

    cr

    Lr

    GMmF Tonlquida 22 4

    = , (1.2)

    em que G a constante da gravitao, M a massa do objeto compacto, mon a massa do on e T a seo eficaz de Thomson. Considerando que estas duas foras so inversamente proporcionais ao quadrado da distncia, existe uma luminosidade crtica para a qual elas se equilibram em toda a regio em que acontece a acreso. Este valor, denominado luminosidade de Eddington, dado pela expresso:

    138103,14 = serg

    MMx

    cGMmL

    solT

    onEdd

    . (1.3)

    No caso de uma estrela de nutrons, em que a massa da ordem de 1,4 Msol, a luminosidade de Eddington LEdd 1,8x1038 ergs-1. No caso em que a luminosidade induzida pelo processo de acreso prxima deste valor, a radiao se ope ao fluxo da matria acretada empurrando-a para o exterior, podendo chegar a anular o processo de acreso. 1.2 Acreso em Sistemas Binrios Como foi visto na seo anterior, devido eficincia do processo de acreso para transformar energia potencial em radiao, as fontes em que este processo acontece, e que so as mais provveis de serem observadas com o telescpio MASCO, so os sistemas binrios em que um dos membros do sistema um objeto compacto, o qual acreta matria da sua companheira. Estas fontes so conhecidas como binrias de raios-X. Acredita-se, em geral, que nestes sistemas a estrela companheira transfira parte de sua massa para o objeto colapsado por preenchimento do lbulo de Roche ou por efeito do vento estelar. No primeiro caso, a matria no cai diretamente sobre o objeto compacto, formando geralmente um disco de acreso em que o momento angular da matria acretada se dissipa por processos viscosos.

  • 28

    A quantidade de energia que se dissipa neste processo, Lacc, dada pela relao (Frank et al. 1992):

    *RMGMLacc

    = , (1.4)

    ou

    1*

    *16

    36 10103,1

    serg

    Rkm

    MM

    MLsol

    acc& , (1.5)

    em que 16M& a taxa de acreso em unidades de 1016 g.s-1 (o que equivale a 1,6x10-10 Msol por ano). De acordo com esta expresso, possvel ver que, para a mesma taxa de acreso, as estrelas ans brancas, com raio tpico de 104 km, apresentam uma luminosidade de acreso muito menor do que a das estrelas de nutrons e buracos negros. Por esta razo, sistemas binrios de raios-X que contm uma an branca tm menos chances de serem detectados com instrumentos como o telescpio MASCO do que sistemas em que o objeto compacto uma estrela de nutrons ou um buraco negro.

    Os sistemas binrios emissores de raios-X, em que a acreso se d sobre uma estrela de nutrons ou um buraco negro, podem ser classificados em duas famlias, dependendo da natureza da estrela companheira, a saber:

    sistemas binrios de alta massa, ou HMXB (do ingls High Mass X-ray Binary), em que a transferncia de matria resulta, em geral, do vento estelar originado pela companheira, uma estrela de grande massa de tipo espectral O ou B;

    sistemas binrios de baixa massa, ou LMXB (do ingls Low Mass X-ray

    Binary), em que a transferncia de matria, em geral, se d pelo preenchimento do lbulo de Roche da estrela companheira de pequena massa.

    Em conseqncia da natureza da estrela companheira do objeto colapsado, os HMXB so sistemas mais jovens do que os LMXB. A radiao na faixa visvel do espectro produzida principalmente pela estrela companheira, sendo a sua luminosidade no visvel muito maior do que na faixa de energia de raios-X. J no caso dos LMXB, a luminosidade no visvel originada

  • 29

    principalmente no disco de acrscimo, sendo esta muito menor do que a luminosidade em raios-X. Para que um objeto de massa M e raio R emita radiao de corpo negro detectvel alm de 30 keV, sua temperatura T deve ser superior a 107 K. No entanto, para manter esta emisso por um tempo relativamente grande, a sua luminosidade, L=4R2T4, no pode ultrapassar de forma permanente a luminosidade de Eddington, o que pode ser expresso como:

    solMMTR 3842 104 ergs-1 . (1.6)

    Por outro lado, para evitar o estado de buraco negro, o seu raio deve ser maior que o seu raio de Schwarzschild, condio que pode ser expressa como:

    R > 22 cMG

    . (1.7)

    Combinando estas duas expresses, conclui-se que o raio do astro deve ser

    tal que R < 475 47T km, em que T7 a temperatura do meio em unidades de

    107 K. Assim sendo, os meios susceptveis de emitir em forma estvel radiao em energias superiores a 30 keV no so, provavelmente, os meios opticamente espessos, como os discos de acreso descritos anteriormente. Esses discos emitem em abundncia radiao em forma de ftons de raios-X moles, especialmente quando a acreso acontece a uma taxa prxima do limite de Eddington. Entretanto, na vizinhana de objetos em que h processos de acreso podem tambm ser encontrados meios mais difusos que so o local de uma emisso intensa de ftons de raios-X duros e raios gama de baixa energia, produzidos por espalhamento Compton inverso de ftons de raios-X moles por eltrons energticos. O espectro dos ftons resultantes deste tipo de processo ento alterado por espalhamentos mltiplos. Este fenmeno, chamado de comptonizao, foi modelado analiticamente por Sunyaev e Titarchuck (1980). O modelo destes dois autores se aplica ao caso de um meio de geometria simples, como uma esfera ou um disco, em que a temperatura dos eltrons, Te, menor ou igual a 108 K. Neste caso, a seo eficaz Compton igual seo eficaz de Thomson.

  • 30

    No processo de Comptonizao, a evoluo do espectro da fonte dominada primariamente por espalhamento Compton. Nesta situao, o plasma deve ser rarefeito de forma que outros processos, como Bremsstrahlung, no contribuam com ftons extras no sistema. Igualmente, ele deve ser quente j que a transferncia de energia por coliso maior se a matria for mais quente do que a radiao. Seja um regime no relativstico no qual kTe 1. Neste caso, os ftons seguem um caminho aleatrio para sair da regio analisada com um nmero de espalhamentos N=e2;

    e

  • 31

    em que h e k so respectivamente as constantes de Planck e de Boltzmann, me a massa do eltron e C a freqncia correspondente energia EC para a qual y=1, ou seja, tal que:

    [ ]e

    ecc kT

    cmEE

    4)(),(max

    22 = . (1.11)

    De acordo com os valores respectivos de x e y, as seguintes situaes podem ser encontradas: (1) se y1 e x1 e x1, os mltiplos espalhamentos sofridos pelos ftons incidentes transformam o espectro original em uma lei de potncia com um corte em alta energia. Usado pela primeira vez para interpretar as observaes da fonte binria de raios-X Cyg X-1 em raios-X duros (Sunyaev e Titarchuck 1980), este modelo ainda hoje de uso corrente. importante notar que para poder tirar alguma concluso a partir da aplicao do modelo de comptonizao anteriormente descrito necessrio que a significncia estatstica das medidas de fluxo seja elevada. Caso contrrio, suficiente ajustar os dados a uma simples lei de

    potncia da forma Nf(E) E , em que Nf denota o nmero de ftons de energia E emitidos pela fonte por intervalo de energia e o ndice espectral. 1.3 A Regio do Centro Galctico Desde a dcada de 1970, vrias observaes da regio do Centro Galctico (CG) tm sido feitas com instrumentos detectores de raios-X no imageadores a bordo de bales e satlites. Desta forma foi possvel descobrir uma emisso intensa e varivel em altas energias oriunda desta regio (para uma reviso histrica ver, por exemplo, Gehrels e Tueller 1992). Da mesma forma, instrumentos baseados em detectores de Ge permitiram observar emisso em forma de uma linha estreita correspondente aniquilao de eltrons-psitrons originada nesta regio (e.g., Leventhal et al. 1978). Estes fenmenos foram inicialmente associados com um possvel buraco negro de grande massa localizado no centro dinmico da Galxia (Gentzel e Townes 1987). Evidncias dinmicas apontam para a presena de uma concentrao de massa da ordem de 2x106 Msol em uma regio com um raio de 0,046 pc em torno do CG (Gentzel et al. 2000; Ghez et al. 2000; Chakrabarty e Saha

  • 32

    2001). Por comparao com os ncleos ativos de galxias, em que se supe que a presena de um buraco negro de grande massa em processo de acreso de matria seja a fonte da intensa emisso observada, espera-se que o ncleo da Via Lctea emita em raios-X e gama, ainda que em menor escala. Observaes desta regio feitas com o telescpio SIGMA durante o perodo de 1990 a 1994 mostraram que a contribuio dos parsecs centrais da Galxia para o fluxo de raios-X duros desta regio muito pequena (Churazov et al. 1994), da ordem de 4x107 menor que o esperado para um buraco negro de 106 Msol acretando gs mxima taxa estvel (Goldwurn et al. 1994). Considerando que a resoluo angular do telescpio SIGMA suficientemente elevada para resolver sem ambigidade esta regio, fica claro, a partir das imagens integradas feitas com este instrumento, que no h nenhuma fonte intensa e persistente coincidente com o centro dinmico da nossa Galxia. Entretanto, observaes recentes com o satlite Chandra mostraram inicialmente uma emisso na faixa de energia de 2 a 10 keV da ordem de 2x1033 erg.s-1, aps a correo pela absoro de hidrognio neutro (Baganoff et al. 2001a), e posteriormente um burst de emisso na mesma faixa de energia, com uma durao de 104 s (Baganoff et al. 2001b). Por analogia com o comportamento varivel dos ncleos ativos de galxias, e considerando que as caractersticas temporais do burst observado so consistentes com escalas de tempo dinmicas para uma regio de 10 RS em torno de um buraco negro de 2,6x106 Msol, estas observaes apoiam a idia da presena de um buraco negro supermassivo no centro da Galxia, mesmo no sendo totalmente descartada a possibilidade de existncia de um outro tipo de fonte para este fenmeno. Embora este tipo de emisso no tenha sido observado em outras oportunidades, faz-se necessrio um monitoramento contnuo desta regio tanto em altas energias quanto em outros comprimentos de onda para entender melhor a sua natureza. Por outro lado, com o telescpio SIGMA foi possvel observar pelo menos 16 fontes pontuais localizadas em um campo de 6 em torno do CG, em energias superiores a 40 keV (Vargas et al. 1996; Churazov et al. 1997). Estas fontes incluem candidatos a buraco negro (1E1740.7-2942, GRS 1758-258 e GRS 1716-249), pulsares de raios-X (GX 1+4), bursters (GX354-0, Terzan 2 e A1742-294), o Bursting Pulsar GRO J1744-28 e algumas fontes de natureza ainda desconhecida (SLX1735-269 e GRS1743-290). Na Tabela 1.1 so apresentados os valores de fluxo das fontes visveis no mapa integrado correspondente s observaes do CG durante os 4 primeiros anos de

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    funcionamento do telescpio SIGMA, em energias superiores a 35 keV (Goldwurm et al. 1994). No Captulo 6 sero apresentados os resultados da anlise dos dados correspondentes s observaes do CG pelo SIGMA, especificamente daqueles relacionados com o comportamento da fonte GRO J1744-28 durante o perodo de funcionamento desse instrumento. Vale a pena ressaltar que o telescpio SIGMA s fez imagens em modo apontado de forma rotineira at outubro de 1994. A partir desse momento, e devido a limitaes na sua capacidade de controlar o apontamento, s foram feitas algumas observaes especficas neste modo, em particular aquelas correspondentes aos dois outbursts de GRO J1744-28.

    TABELA 1.1 FONTES DETECTADAS PELO SIGMA NA REGIO DO CG DURANTE OS PRIMEIROS 4 ANOS DE OBSERVAO

    Fonte Fluxo (mcrab) 35 a 75 kev

    Fluxo (mcrab) 75 a 150 keV

    Natureza da fonte

    GRS 1716-249 139,02,8 175,83,3 Candidato a BN Terzan 2 21,71,9 12,12,2 Burster de raios-X GX 354-0 25,82,1 13,52,4 Burster de raios-X GX 1+4 29,22,1 12,22,4 Pulsar de raios-X SLX 1735-269 14,81,6 5,21,9 Desconhecida 1E1740.7-2942 65,51,6 69,91,9 Candidato a BN A1742-294 8,01,6 4,91,9 Burster de raios-X GRS 1743-290 10,11,6

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    Grebenev et al. (1997) argumentam que ela pode ser considerada um candidato a buraco negro (CBN) devido ao fato de apresentar um espectro duro ajustado por uma lei de potncia com ndice ~1,1 na faixa de raios-X, alm da ausncia de bursts de raios-X ou pulsaes durante o perodo das observaes com os instrumentos a bordo do satlite GRANAT. Em casos como este, o telescpio MASCO permitir fazer um monitoramento do comportamento das fontes de natureza ainda desconhecida, nos permitindo conhecer melhor as suas caractersticas e ajudando a resolver a incgnita sobre a sua natureza. 1.4 Outras Fontes de Radiao de Altas Energias Com o aparecimento da supernova 1987a na Grande Nuvem de Magalhes, em fevereiro de 1987, houve a primeira oportunidade de se estudar a emisso de radiao de altas energias de uma supernova de tipo II. As primeiras deteces de raios-X duros e raios gama desta supernova foram feitas por vrios instrumentos a bordo de satlite durante os meses de julho e agosto de 1987 (Sunyaev et al. 1987, 1988; Dotani et al. 1987; Matz et al. 1988), posteriormente s quais foram feitas observaes com instrumentos a bordo de balo (Cook et al. 1988; Mahoney et al. 1988; Ubertini et al. 1989). No caso desta fonte, foi detectada inicialmente uma emisso de radiao de altas energias em forma de contnuo com intensidade crescente e espectro relativamente duro para energias superiores a 10 keV (Dotani et al. 1987), para depois diminuir em intensidade na medida em que o resto da supernova tornou-se opticamente fino para os ftons de 847 keV e 1238 keV das linhas de 56Co (Sunyaev et al. 1989). Este evento astrofsico deixou claro que esta um tipo de fonte para cuja observao e estudo so necessrios instrumentos com elevada resoluo angular e temporal, como o telescpio MASCO. Feita esta sucinta apresentao dos principais tipos de fontes e fenmenos astrofsicos que podem ser considerados alvos cientficos do telescpio MASCO, os prximos captulos sero dedicados discusso das caractersticas tcnicas deste instrumento, ao processo de seu desenvolvimento, estratgia de observao e reduo de dados a ser empregada e aos resultados da anlise dos dados do telescpio SIGMA relativos regio do CG, especificamente da fonte GRO J1744-28.

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    CAPTULO 2

    FORMAO DE IMAGENS COM MSCARA CODIFICADA 2.1 Formao de Imagens de Fontes Celestes em Altas Energias

    Imagens na banda de energia de raios-X moles (at alguns keV) podem ser obtidas por focalizao de ftons sobre um detector apropriado, como nos telescpios de incidncia rasante. Esta tcnica, j utilizada em vrios instrumentos (e.g., EINSTEIN/HEAO-2, ROSAT, EXOSAT, ASCA, Chandra, XMM-Newton), permite desviar os ftons fazendo-os convergir sobre um detector criando imagens de forma anloga a como feito por reflexo ou refrao em espelhos ou lentes nos comprimentos de onda da luz visvel.

    Entretanto, para energias superiores a algumas dezenas de keV, o poder de penetrao dos ftons elevado o suficiente para tornar esta tcnica impraticvel. Uma classe alternativa de tcnicas de formao de imagens baseada na codificao da direo de incidncia dos ftons no processo da deteco, sem formao direta de imagens. A imagem do cu tem que ser reconstruda por decodificao a posteriori, tornando-se uma tcnica de duas etapas, diferentemente do procedimento direto das tcnicas de focalizao. Estas tcnicas alternativas so conhecidas como de multiplexao. Elas podem ser divididas em duas classes: multiplexao temporal e multiplexao espacial (Caroli et al. 1987). No primeiro caso implementado algum tipo de varredura do CDV, de tal forma que a posio da fonte indicada pela posio do mximo de intensidade observado durante a varredura. J o segundo caso, que ser explicado em detalhe no presente captulo, conhecido como Sistemas de Mscara Codificada. Esta tcnica j foi e ainda ser usada em vrios instrumentos a bordo de satlite ou balo, dentre os quais podem ser citados como representativos: SIGMA, GRIP, INTEGRAL e MASCO. 2.2 Princpio de Funcionamento dos Telescpios de Mscara Codificada

    Esta tcnica se baseia no princpio da cmara obscura ou de orifcio (pinhole camera). Quando a luz vinda de uma fonte entra em uma caixa escura atravs de um orifcio em uma de suas superfcies, uma imagem formada na superfcie oposta cuja qualidade (resoluo angular, ) depende da

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    distncia, D, entre as duas superfcies e do dimetro, d, da abertura, de acordo com a expresso: d/D . (2.1) No caso dos ftons de altas energias, a idia bsica consiste em colocar um anteparo opaco com um pequeno orifcio na frente de um detector capaz de registrar a posio em que os ftons incidem nele (ao que daremos o nome de detector sensvel posio ou DSP). Por analogia com a cmara de orifcio, a distribuio espacial de eventos no detector permite inferir a distribuio angular das direes de incidncia dos ftons e obter uma imagem da fonte.

    Contudo, a deteco de fontes celestes de raios-X e gama, que tm uma baixa intensidade natural, requer o uso de instrumentos com a maior abertura possvel, o que levaria a pensar que o princpio acima mencionado no fosse aplicvel. Entretanto, podem ser utilizados muitos orifcios pequenos na abertura de entrada do instrumento, alcanando-se uma grande abertura efetiva, enquanto se mantm a elevada resoluo angular prpria dessa tcnica. A idia original de empregar um padro de elementos opacos e transparentes para fazer imagens em altas energias foi proposta por Dicke (1968). Ele mostrou que o uso de um padro de orifcios aleatoriamente distribudos na abertura de entrada, abrangendo 50% dela, uma forma eficiente de se fazer imagens de conjuntos de estrelas emissoras de raios-X.

    Desta forma, pode ser visto que, ao mesmo tempo em que o nmero de ftons incidentes no detector aumenta, a sombra nele projetada tem uma certa relao com a direo de incidncia dos ftons, como se mostra na Figura 2.1. Se houver apenas uma fonte pontual no campo de visada (CDV) do telescpio, a sua posio ser dada pelo deslocamento da sombra no detector em relao posio central. Na presena de vrias fontes, o padro registrado no guarda semelhana evidente com a mscara, porm contm em forma codificada a informao necessria para reconstruir a imagem do cu. importante notar que a distribuio de orifcios na mscara no pode ser peridica (e.g., um tabuleiro de xadrez), j que, sendo assim, um deslocamento da sombra igual a um nmero inteiro de perodos equivalente a uma sombra sem deslocamento, dificultando a reconstruo apropriada da imagem original.

  • 37

    Fig. 2.1 Princpio de funcionamento da tcnica de mscara codificada. Duas fontes, localizadas em posies diferentes no CDV do instrumento, projetam sobre o detector sombras deslocadas. O valor do deslocamento da sombra fornece uma medida da posio relativa das duas fontes.

    2.3 Mscaras do Tipo URA

    Diferentes tipos de mscaras codificadas j foram propostos, cujos princpios de funcionamento so anlogos quele da idia original do Dicke: padres no peridicos de aberturas. Mas, como resolver o problema de decodificar a informao registrada quando gerada por vrias fontes pontuais no CDV? Os principais mtodos de anlise podem ser classificados como de deconvoluo e de correlao (Fenimore e Canon, 1978). Neste trabalho s ser detalhado o segundo grupo por ter sido este o mtodo adaptado para a anlise dos dados coletados com o telescpio MASCO. Para entender como ele funciona,

    Fonte 1

    Fonte 2

    Plano da mscara

    Plano detector

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    conveniente lembrar que a imagem construda por um sistema ptico pode ser expressa pela relao:

    I(x,y) = O(x,y) * A(x,y) + B(x,y) , (2.2) em que I(x,y) e O(x,y) so a distribuio em intensidade da imagem e do objeto, respectivamente, A(x,y) a resposta em intensidade do sistema a uma fonte pontual (Systems Point Spread Function), B(x,y) um termo que representa o rudo de fundo (sistemtico) e * a operao de convoluo.

    Nos mtodos de correlao, procura-se uma funo G(x,y) tal que ao fazer o produto de correlao, indicado pelo smbolo ,

    O(x,y) = I(x,y) G(x,y) O(x,y) = O(x,y) * [A(x,y) G(x,y)] + B(x,y) G(x,y)

    (2.3)

    o termo entre colchetes seja prximo de uma funo delta de Dirac. Caso ele seja exatamente uma funo delta o resultado O(x,y) ser

    O(x,y) = O(x,y) + B(x,y) G(x,y), (2.4) sendo o objeto completamente reconstrudo, exceto por um termo de rudo.

    Esta funo de decodificao, G(x,y), est diretamente relacionada com o padro de orifcios utilizado na abertura. No caso de distribuies aleatrias de orifcios, pode ser usada a prpria funo que descreve a distribuio de orifcios de entrada. Neste caso, o produto indicado tem como resultado um pico central de altura igual metade da rea de entrada, mas os lbulos laterais no so perfeitamente planos.

    Existe um grupo de arranjos conhecido como pseudonoise arrays para o qual possvel gerar funes A e G tais que a sua convoluo seja uma funo delta de Dirac. Estes arranjos so baseados no fato de que o nmero de vezes em que uma distncia particular entre orifcios acontece uma constante independente de qualquer que seja a separao considerada, ou seja, as separaes so uniformemente redundantes. Por isso, eles so chamados tambm de Arranjos Uniformemente Redundantes (Uniformly Redundant Arrays, ou URAs) (Fenimore e Cannon 1978).

  • 39

    Um algoritmo que pode ser usado para implementar este tipo de arranjos indicado a seguir, considerando que o padro deve ter dimenses r vezes s, com r e s sendo nmeros primos e r s = 2:

    ==

    =

    =

    ,,01)()(,1

    ,,1,0

    ),(

    casooutroqualqueremjCsiCrserisjse

    rise

    jiA (2.5)

    em que

    =

  • 40

    giro de 90, exceto por um elemento. O algoritmo utilizado na construo dos padres MURA idntico quele dos arranjos URA, com r = s (r sendo um nmero primo), sendo que a funo de decodificao G construda como segue:

    +=+=

    =+=

    .)0(,0),(,1)0(,1),(,1

    0,1),(

    jijiAsejijiAse

    jisejiG (2.8)

    Na Figura 2.2 esto representados alguns exemplos de mscaras codificadas e a correspondente Point Spread Function (PSF) quando a reconstruo feita por correlao com o prprio padro da mscara. Note-se que, nem sempre, este produto uma funo delta de Dirac. No caso particular da mscara MURA 19x19, mostrada na mesma figura e usada no telescpio MASCO, uma PSF com lbulos laterais planos obtida quando a reconstruo feita por correlao com uma funo que difere do padro da mscara por um elemento, como foi indicado no algoritmo acima. Uma amostra de tipos de mscaras codificadas usadas em astronomia, assim como das suas correspondentes PSF, pode ser visto em Skinner e Rideout (1995). A observao da mesma regio do cu com a mscara e a antimscara durante perodos iguais de tempo permite melhorar a relao Sinal/Rudo (RSR) consideravelmente (Braga et al. 1991), eliminando efeitos sistemticos no dependentes do tempo. Na Figura 2.3 est esquematizado o princpio de funcionamento desta tcnica. No painel da esquerda, a imagem construda com a mscara e no da direita com a antimscara, nos dois casos fazendo-se a suposio de que a fonte est localizada no eixo de visada do instrumento. No primeiro painel, um elemento de detector que corresponda a um orifcio da mscara observa o sinal da fonte e rudo (sistemtico), enquanto que um elemento que corresponda a um elemento do anteparo registra somente rudo (sistemtico), situao que se inverte quando se faz a imagem com a antimscara. Notar que, na figura mencionada, o padro de rudo no foi representado como sendo uniformemente distribudo sobre o detector, que o caso em que a tcnica se torna til. A soma das imagens construdas com a mscara e com a antimscara igual imagem construda com a diferena entre as distribuies de ftons obtidas com a mscara e a antimscara, o que elimina boa parte dos erros devidos ao sistema imageador. Fazendo a subtrao dos dois registros indicados, pode-se ver que, para cada elemento da matriz do detector, o sinal correspondente ao rudo anulado, mesmo sendo este sinal no uniforme sobre a superfcie do detector.

  • 41

    (a)

    (b)

    (c)

    Fig. 2.2 Exemplos de padres que tm sido propostos para telescpios de mscara codificada: (a) padro de orifcios aleatoriamente distribudos; (b) padro URA 17x19; (c) padro MURA 19x19. Notar que somente o padro URA apresenta autocorrelao com lbulos laterais planos.

  • 42

    Fig. 2.3 Princpio de funcionamento da tcnica de mscara-antimscara: quando um registro subtrado do outro, a contribuio correspondente fonte somada enquanto que a do rudo ambiente anulada, mesmo sendo este ltimo no uniformemente distribudo sobre o detector.

    2.4 Mscaras Rotatrias

    Para garantir uma reconstruo apropriada da imagem do cu, o padro bsico da mscara deve poder ser totalmente mapeado no DSP, ou seja, o detector deve ter, pelo menos, o mesmo tamanho da sombra do padro bsico da mscara. Entretanto, para que o sinal de fontes fora do eixo de visada seja totalmente codificado, a mscara deve ser maior que o detector para que fontes fora do eixo de visada tambm projetem uma sombra completa do

    Ftons da fonte Ftons da fonte

    Mscara - Antimscara

    Mscara codificada

    Sinal da fonte Rudo ambiente

    Mscara Antimscara

  • 43

    padro bsico da mscara sobre ele. Para conseguir isso, a mscara construda como uma repetio do padro bsico. No caso do telescpio MASCO a mscara formada por nove mosaicos. Isso faz com que o princpio de funcionamento seja parcialmente invalidado (i.e., a mscara deve ser formada por uma distribuio no peridica de orifcios), levando a que na reconstruo apaream fontes fantasmas, que so repeties das fontes verdadeiras, dificultando a determinao da posio real das fontes celestes. Uma outra forma de ver este problema a seguinte: duas fontes no CDV separadas por um ngulo igual ao projetado pelo padro bsico da mscara produzem sombras idnticas e sobrepostas, o que impede que sejam identificadas como fontes diferentes. No processo de reconstruo, ento, impossvel determinar a verdadeira posio das fontes, tendo-se uma localizao possvel para cada uma das repeties do padro bsico. Como soluo para esta ambigidade, pode ser utilizado o conceito bsico dos telescpios de multiplexao temporal, mantendo-se a mscara em rotao permanente. No processo de reconstruo, o conjunto de dados primeiro dividido em subconjuntos correspondentes a intervalos de orientao fixa da mscara, sendo estes subconjuntos agrupados em pares mscara-antimscara. Para cada um dos pares, a imagem reconstruda como indicado nas sees anteriores. O resultado uma srie de imagens parametrizadas pelo ngulo de rotao da mscara. A superposio destas imagens gera uma imagem final em que a fonte aparece na sua posio verdadeira e as fontes fantasmas aparecem como anis em torno dela. A verdadeira posio da fonte codificada por meio da diferena existente entre o centro de giro da sombra e o centro de giro da mscara, projetado no plano do detector. Uma simulao deste resultado mostrada da Figura 2.4. Em a) mostrada a imagem reconstruda supondo que a mscara permanece estacionria durante a observao, com a linha que vai do detector fonte fazendo um ngulo de 2,5 com o eixo de observao do telescpio; em b) aparece a imagem reconstruda considerando a rotao permanente da mscara. Notar a presena dos anis fantasma. Finalmente, estes anis podem ser removidos manualmente obtendo-se assim a imagem final. 2.5 Telescpios de Mscara Codificada em Astronomia de Altas Energias Vrios telescpios de mscara codificada foram utilizados nas ltimas dcadas para realizar observaes de fontes celestes em raios X e gama. Por exemplo, em 1976, Proctor et al. (1978) fizeram observaes de uma regio de

  • 44

    2 em torno do CG com um telescpio de mscara codificada a bordo de um foguete Skylark, na banda de energia 2,2 a 10,2 keV.

    (a) (b)

    Fig. 2.4 Imagens simuladas considerando a mscara estacionria (a) e

    em rotao permanente (b).

    Em 1985, um telescpio duplo para raios-X a bordo do Spacelab 2 (Skinner et al. 1986), foi utilizado para mapear aglomerados de galxias na faixa de energia de 2,5 a 25 keV, com resolues angulares de 3 e 12 minutos de arco, em um CDV de 6,4 x 6,4. Em 1987, o mdulo Kvant, contendo um observatrio astrofsico de altas energias, foi anexado estao espacial MIR. Um dos instrumentos a bordo era o telescpio de mscara codificada COMIS (COded Mask Imaging Spectrometer ou TTM, da abreviatura em russo). O telescpio operava na faixa de energia de 2 a 30 keV, com uma resoluo angular de 2 minutos de arco em um CDV de 15x15 (Brinkman et al. 1983). O TTM funcionou tambm como um instrumento de teste para uma verso mais avanada desenvolvida pela Space Research Organization Netherlands em Utrecht (Holanda), que funciona desde 1996 a bordo do satlite italiano Beppo-SAX (Jager et al 1997). At 1992, o telescpio ART-P, a bordo do satlite GRANAT, realizou observaes do cu em paralelo com o telescpio SIGMA, entre 4 e 60 keV,

  • 45

    com uma resoluo angular de 6 minutos de arco num CDV de 1,8x1,8 (Sunyaev et al. 1990). Desde 1995, funciona a bordo do satlite Rossi XTE o All-Sky Monitor (ASM). Ele consiste em 3 cmeras de mscara codificada de campo amplo (6x 90), equipadas com contadores proporcionais com rea coletora total de 90 cm2, trabalhando na faixa de energia de 2 a 10 keV, com resoluo angular de 3' x 15'. Para energias superiores a algumas dezenas de keV, encontram-se alguns exemplos de telescpios a bordo de balo estratosfrico, principalmente os telescpios GRIP (Cook et al. 1984), que fez vrias observaes ao longo de sete campanhas entre 1988 e 1995; e EXITE (Grindlay et al. 1986; Bloser et al. 2001), que fez observaes da Nebulosa do Caranguejo, Cyg X-1. 3C273 e NGC 4151, entre outros. A bordo de satlite destaca-se o telescpio SIGMA (Systme Imageateur Gamma Masque Alatoire), que funcionou entre 1989 e 1997, estando principalmente dedicado observao da regio do CG (Paul et al. 1991; Bouchet et al. 2001). Este instrumento ser descrito em mais detalhe no Captulo 6, onde uma comparao ser feita com o telescpio MASCO.

    Destacam-se tambm os instrumentos a bordo do satlite INTEGRAL, a saber, o imageador IBIS (ISGRI + PICSIT; 20 keV a 10 MeV), o espectrgrafo SPI (20 keV a 8 MeV) e o monitor JEM-X (3 a 35 keV). Este observatrio, planejado para ser colocado em rbita terrestre no ano de 2002, permitir a realizao de observaes em alta energia tendo como objetivo principal o mapeamento do Plano Galctico (Galactic Plane Survey - GPS).

    O telescpio MASCO, projetado para voar a bordo de balo estratosfrico, mais um instrumento que vem se somar ao reduzido conjunto de instrumentos deste tipo. O captulo a seguir ser totalmente dedicado descrio deste experimento, capacitado para realizar observaes de fontes csmicas na faixa de energia correspondente a raios-X duros e raios gama de baixa energia, e com caractersticas semelhantes ao GRIP e comparveis ao SIGMA. Inteiramente projetado e construdo no Brasil, este um instrumento cientificamente competitivo, que deve fornecer resultados cientficos durante pelo menos cinco anos em sries de dois vos por ano, a partir de 2002.

  • 46

  • 47

    CAPTULO 3

    TELESCPIO MASCO: DESCRIO GERAL O telescpio MASCO, mostrado na Figura 3.1, um instrumento projetado e construdo para obter imagens e espectros de fontes astrofsicas em energias correspondentes a raios-X duros e raios gama de baixa energia (50 keV < E < 1300 keV), com observaes realizadas a bordo de balo estratosfrico em uma altitude de 40 km (Villela et al. 1994, 1995, 2002). Para fazer imagens, o telescpio utiliza a tcnica de mscara codificada combinando uma mscara MURA 19x19 com um sistema detector baseado em um cristal de NaI(Tl) que fornece a posio dos eventos fotnicos, e cuja primeira verso foi descrita por DAmico (1997). Com uma carga til de 2100 kg, o experimento usar um balo de 1.120.671 m3 inflado com hidrognio para atingir a altitude de vo.

    Neste captulo ser feita uma descrio do telescpio MASCO, dividindo-o para isso em trs subsistemas, a serem analisados de forma independente: sistema imageador, sistema de apontamento e referncia de atitude e sistema mecnico. Sero indicados os requisitos que cada um destes subsistemas deve satisfazer e as solues implementadas para cada um dos casos. Especial nfase ser dada ao sistema imageador, componente principal do telescpio como instrumento de observao astronmica em altas energias. 3.1 Sistema Imageador 3.1.1 Detector Sensvel Posio O elemento detector sensor de posio (DSP) do telescpio MASCO um cristal de NaI(Tl) de 41 cm de dimetro e 5 cm de espessura fabricado pela Harshaw Chemical Company, protegido na sua parte frontal por uma janela de 0,13 mm de espessura de alumnio. Acoplados opticamente em sua parte posterior encontram-se 19 tubos fotomultiplicadores (TFM) Hamamatsu R1317 em uma configurao de cmara de Anger (Anger 1958), como mostrado na Figura 3.2.

  • 48

    Fig. 3.1 Telescpio MASCO.

  • 49

    8 9 10 11 12

    4 5 6 7

    13 14 15 16

    1 2 3

    17 18 19

    Fig. 3.2 Distribuio dos 19 TFM acoplados ao detector principal do telescpio MASCO.

    Para determinar a posio de incidncia dos ftons de altas energias na superfcie do detector, o sinal gerado em cada um dos 19 TFM como resposta ao pulso emitido pelo cristal utilizado para alimentar uma malha de resistores em que feita uma soma ponderada dos 19 sinais. Cinco resistores esto associados a cada um dos TFM, quatro do quais tm valores de resistncia que dependem da posio do TFM em relao aos eixos principais de referncia do cristal, de acordo com a expresso:

    ii dR 1 , (3.1)

    em que di a distncia do centro do i-simo TFM at um dos eixos de referncia.

    O detalhamento da malha resistiva mostrado na Figura 3.3. Cinco sinais so gerados como sadas da malha de resistores, quatro deles associados com a posio de interao dos ftons com o cristal, e denotados por +X, -X, +Y e Y. O quinto sinal de sada da malha resistiva est associado com uma medida da energia depositada pelos ftons no cristal. A medida eletrnica da posio de incidncia dos ftons obtida de acordo com a relao:

    +X

    +Y

    -X

    -Y

    TFMs Cristal de NaI(Tl)

  • 50

    +++

    =)()()()(XXXXX ele ,

    +++

    =)()()()(YYYYYele .

    (3.2)

    A transformao destas coordenadas eletrnicas em coordenadas geomtricas dada por:

    Xgeo = k1 Xele, Ygeo = k2 Yele,

    (3.3)

    em que as constantes de proporcionalidade, k1 e k2, so obtidas por calibrao com o uso de uma fonte radioativa colimada localizada sobre posies geomtricas conhecidas. Como j foi mencionado, o valor da energia depositada pelos ftons no cristal pode ser obtido a partir da quinta linha da malha resistiva. Esta linha proporcional soma dos sinais dos 19 TFM, que por sua vez diretamente proporcional energia depositada, em virtude da linearidade do processo de cintilao. Adicionalmente, este parmetro tambm pode ser determinado por meio de uma relao de proporcionalidade com a soma das quatro linhas +X, X, +Y e Y, de acordo com a expresso:

    Energia [(+X) + (-X) + (+Y) + (-Y)] . (3.4) Analogamente ao caso da posio geomtrica, a constante de proporcionalidade pode ser obtida por calibrao com fontes radioativas de energia conhecida. Durante os vos, uma fonte de calibrao (241Am, 60 keV) ser instalada na parte superior da gndola. Esta fonte ser observada periodicamente com o objetivo de estabelecer, junto com a linha de aniquilao de psitrons atmosfrica, possveis mudanas nas caractersticas da eletrnica de aquisio de dados devidas a variaes de temperatura e presso. Como mostrado na Figura 3.4, o sistema detector est localizado no interior de um vaso de pressurizao, que mantm o sistema a uma presso prxima da atmosfrica, evitando assim a gerao de arcos voltaicos no sistema de alimentao (alta tenso) dos TFM durante os vos do instrumento a bordo de balo estratosfrico.

  • Fig. 3.3 Malha resistiva usada no telescpio MASCO para a determinao das coordenadas de

    interao dos ftons de altas energias no detector principal.

    51

  • 52

    Fig. 3.4 Distribuio dos componentes do sistema detector do telescpio MASCO no interior da cmara de pressurizao.

    3.1.2 Mscara Codificada

    Na escolha do elemento codificador os seguintes parmetros devem ser considerados: resoluo espacial do DSP, rea til do DSP, resoluo angular esperada e CDV desejado. O primeiro parmetro determina o tamanho da clula bsica da mscara enquanto que o segundo limita o tamanho do padro bsico da mscara, devido ao fato de que a sombra do padro da mscara deve ser completamente projetada sobre o detector.

    No caso do telescpio MASCO, foi selecionada uma mscara codificada MURA de 19x19 elementos, com clulas quadradas de 1,25 cm de aresta e 2 cm de espessura (Villela et al. 1995). Feitos de chumbo, estes elementos apresentam uma opacidade de 85% em 500 keV. O padro selecionado para a mscara, e mostrado na Figura 3.5, tem a propriedade de se transformar na sua antimscara (exceto por um elemento) por uma rotao de 90, o que o torna apropriado para uma implementao simples da tcnica de mscara-antimscara. Esta a primeira vez em que um padro tipo MURA utilizado em um telescpio imageador de altas energias. Embora um padro deste tipo

    Cmara de pressurizao

    Blindagem superior

    Detector principal

    Blindagem inferior

    Blindagem lateral

    Tampa de fibra de carbono

  • 53

    esteja planejado para ser usado no telescpio INTEGRAL, este instrumento no utiliza as tcnicas de mscara-antimscara ou mscara rotatria para a obteno de imagens.

    Fig. 3.5 Padro bsico da mscara MURA 19X19 usada no telescpio MASCO.

    O terceiro parmetro acima mencionado, a resoluo angular geomtrica esperada para o telescpio (ver Eq. 2.1), define a distncia entre a mscara e a superfcie do detector, que no caso do telescpio MASCO de 3,05 m. Finalmente, para garantir o tamanho do campo de visada totalmente codificado (CDVTC), o padro da mscara deve ser repetido, formando um mosaico. Sendo o CDV desejado de 14, o padro da mscara foi repetido formando um mosaico que cobre uma rea circular de 1 m de dimetro.

    Com esta configurao, ento, pode ser definido um CDVTC circular de 14 de dimetro. Uma fonte localizada nele projeta sobre o detector a sombra completa de um padro bsico da mscara. Define-se tambm um campo de visada parcialmente codificado (CDVPC) com sensibilidade inversamente proporcional ao ngulo at o eixo de visada do telescpio e dimetro mximo de 23. Uma fonte localizada nele projeta sobre o detector uma sombra parcial do padro bsico da mscara. Sinais vindos de fontes localizadas alm dos 23 e ate 70 no sofrem qualquer codificao, contribuindo unicamente para o rudo de fundo. A representao esquemtica destes parmetros mostrada na Figura 3.6. Mas detalhes relacionados com a obteno destes valores podem ser vistos em Caroli et al. (1987).

  • 54

    CDV parcialmentecodificado

    (de 14 a 23)

    CDV totalmentecodificado

    (14)

    CDV no codificado(de 23 a 70)

    Mscara codificada

    CDV totalmentecodificado

    CDV parcialmentecodificado

    CDV no codificado

    3,05 m

    1,0 m

    0,6 m

    0,6 m

    142370

    Fig. 3.6 Campos de visada totalmente codificado, parcialmente codificado e no codificado do telescpio MASCO.

  • 55

    Como j foi descrito no Captulo 2, o uso de mosaicos introduz uma ambigidade na identificao da verdadeira posio das fontes no CDV, aparecendo uma possvel localizao para cada repetio do padro bsico. Em outras palavras, fontes fantasma aparecem na imagem reconstruda, que so repeties indistinguveis da fonte real. Para resolver este problema, foi proposto inicialmente manter a mscara codificada em rotao permanente, a uma velocidade aproximada de 1 rpm. Com este objetivo foi implementado um mecanismo de rotao cujo desenho mecnico pode ser visto na Figura 3.7. Ele consiste em dois anis concntricos. O menor, ou de suporte, tem em um dos seus extremos uma superfcie lisa, ou pista, sobre a qual deslizam 6 pares de rodas fixas no anel externo. Pela superfcie externa deste outro anel, ao qual est fixa a mscara codificada, passa uma correia lisa que transmite o movimento de um motor de corrente contnua (RS 400-444, 12 N.m, 12 V, 20 rpm). A relao entre os dimetros da polia fixa no eixo do motor e do anel externo garante a velocidade de rotao indicada acima.

    Fig. 3.7 Mecanismo de rotao da mscara.

    Mscara codificada

    Motor de giro da mscara

    Indicadores de posio da mscara

    Anel externo

    Anel interno

  • 56

    Para monitorar a posio angular da mscara, foi instalado um codificador de posio angular relativa de 64 posies por rotao e um contador de 5 bits intermedirio. A informao relativa posio da mscara lida para cada evento fotnico registrado e guardada nos arquivos do sistema de aquisio, junto com as demais informaes mencionadas na Seo 3.1.4.

    O sistema de codificao funciona da seguinte forma: na posio inicial, ou zero, dois microinterruptores so acionados, inicializando o sistema. Ao longo da circunferncia do sistema de rotao da mscara, 64 ressaltos atuam sobre um dos dois microinterruptores. A cada passagem de um dos ressaltos, um contador de 7 bits incrementado (0 a 127, sendo que o ltimo bit, de segurana, deve ser sempre nulo). Um segundo contador, de 5 bits, ativado simultaneamente para acompanhar o relgio de base do sistema. Este contador divide a separao entre dois ressaltos em 32 partes. Quando um evento fotnico vlido acontece, os dois contadores so lidos, guardando-se ento o valor do ltimo ressalto ultrapassado e o tempo transcorrido desde a passagem por esse ressalto. Completando-se uma volta, o segundo microinterruptor acionado reinicializando os dois contadores.

    Esta implementao da tcnica de mscara rotatria foi testada com propsitos de imageamento e os resultados correspondentes so apresentados no Captulo 5.

    3.1.3 Blindagem Ativa A blindagem do telescpio tem como objetivo principais limitar o tamanho do CDV no codificado, reduzindo a quantidade de ftons no codificados que atingem o detector, assim como garantir a rejeio de sinais correspondentes a ftons ou partculas carregadas que interagem tanto com a blindagem e como com o detector, sem depositar nele toda a sua energia, em um sistema conhecido como de anticoincidncia. Neste sistema de blindagem por anticoincidncia, quando um fton atinge algum dos elementos da blindagem, depositando energia nele, um sinal gerado no TFM correspondente. Este sinal utilizado para impedir que seja registrado qualquer evento que acontea no detector em um tempo menor que o tempo de viagem da luz dentro do telescpio. A blindagem lateral do telescpio MASCO constituda por um conjunto de 12 blocos independentes de cintilador orgnico, localizados um ao lado do outro formando um poo em torno do detector principal. Cada bloco tem uma espessura de 15 cm e um comprimento de 1 m, e observado por um TFM

  • 57

    Hamamatsu R1416. A blindagem inferior composta por um segundo cristal de NaI(Tl), idntico ao cristal principal, do qual so usados somente 5 dos 19 TFM nele acoplados. A blindagem superior feita com um disco de cintilador orgnico de trs milmetros de espessura observado por trs TFM Burle S83062E localizados radialmente e com uma separao de 120 entre eles. O uso de cintiladores operando em anticoincidncia com o detector principal uma forma eficiente de diminuir o rudo de fundo em um detector de raios-X e gama, evitando o peso elevado e a produo interna de radiao gama dos materiais normalmente usados em blindagens passivas, como o chumbo. Os cintiladores orgnicos utilizados na blindagem do telescpio foram desenvolvidos no Brasil, em colaborao com o Instituto de Pesquisas Energticas e Nucleares (IPEN), por polimerizao de solues de monmero de estireno contendo 0,4% de 2,5-difeniloxazola (PPO) e 0,04% de 1,4-bis(5-feniloxazol-2-yl) benzeno (POPOP). A polimerizao foi induzida de duas formas: aquecimento a baixa temperatura e catalise qumica. As transmitncias de duas amostras de cintilador plstico foram medidas para uma espessura de 10 mm, assim como o espectro da emisso de luminescncia, na faixa espectral de 200 a 800 nm, usando-se uma fonte de raios gama de 137Cs para excitar os cintiladores (DAmico et al. 1999).

    Na Tabela 3.1 esto indicadas as principais caractersticas dos cintiladores orgnicos desenvolvidos, assim como as do telescpio MASCO como um todo. 3.1.4 Sistema de Aquisio de Dados

    O Sistema de Aquisio de Dados (SAD) tem como funo digitalizar, formatar, armazenar e transmitir as informaes relativas aos eventos fotnicos, como a posio de interao do fton na superfcie do detector e a correspondente energia depositada, o horrio do evento e a posio da mscara nesse momento. Tais informaes so guardadas sempre que o evento estiver dentro dos limites de energia especificados para o instrumento e seja validado pelo sistema de anticoincidncia. Adicionalmente, so arquivados o nmero total de interaes na blindagem lateral, o nmero total de interaes no cristal dentro da faixa de energia e o nmero total de interaes no detector principal, mesmo fora da faixa de energia. A eletrnica do SAD (veja Figura 3.8) composta por cinco placas com circuitos conversores analgico-digital (ADCs) de 12 bits, uma placa de leitura da posio da mscara codificada, uma placa com dois bancos de memrias de 64 kwords para armazenagem dos dados adquiridos, uma interface para compatibilizar barramentos e um microcomputador compatvel com IBM-PC

  • 58

    (Pentium 300 MHz, 32 MB de memria RAM, 60 GB de espao em disco rgido e disk-on-chip de 2 MB) com especificao para funcionamento em condies de temperatura e presso correspondentes altitude de vo. O sistema temporizado por meio de um relgio da OSLA de 10 MHz (1 ppm) de alta preciso e estabilidade, compensado termicamente.

    No processo de aquisio, o sinal da linha de energia gerado pelo sistema detector (sada da malha somadora) utilizado para determinar se, no pico, ele se encontra dentro da faixa de energia especificada para o instrumento. Para isso ele ativa dois comparadores de tenso: LLD (lower-level discriminator) e ULD (upper-level discriminator). Caso o evento seja validado pelo LLD, o processo de digitalizao iniciado para os cinco sinais gerados pelo sistema detector (+X, -X, +Y, Y, energia). Alm dos 12 bits de cada um dos ADCs, quatro bits adicionais so gerados, os quais so utilizados como identificadores da linha correspondente (ID), dando assim 16 bits para cada valor digitalizado. Nesse momento, dois parmetros adicionais so determinados: o horrio do evento e a posio da mscara. Os valores de ID correspondem aos 4 bits mais significativos do byte gerado segundo a seqncia indicada na Tabela 3.2. Uma vez que os sinais so digitalizados, estes valores so transferidos para um banco de memria intermedirio no caso de no se ter sinal do sistema de anticoincidncia e o valor da linha de energia ser menor que o valor do ULD. O sistema conta com dois bancos de memria de 64 kwords cada um, de tal forma que enquanto um dos bancos est sendo completado com os valores digitalizados o outro est sendo lido pelo microcomputador. So necessrios 9362 eventos para completar um banco de memria. O formato da montagem dos bancos de memria mostrado na Tabela 3.3.

    O tempo gasto entre a ocorrncia de um pulso vlido e a sua digitalizao e transferncia para o banco de memria determina o tempo morto do sistema, ajustado para 25 s. Qualquer outro evento que acontea neste intervalo desconsiderado.

  • 59

    TABELA 3.1 CARACTERSTICAS PRINCIPAIS DO EXPERIMENTO MASCO Parmetros gerais do experimento

    Peso total 2100 kg Material da gndola Alumnio 5052; tubos de seo retangular Dimenses da gndola 7 m x 2 m x 2 m Peso da gndola 330 kg Peso do telescpio 800 kg, includo o mecanismo de elevao Altura de Vo 40 km Durao Tpica de Vo 12 h Tamanho do Balo ~1.120.671 m3 Tipo de Montagem Altazimutal Preciso de apontamento

  • Amplificadores

    Malha resistiva

    ADC 1 a 5

    Codificadorde posio da

    mscara:contador de

    16 bits

    Buffer A

    Buffer B

    Computador

    Lgica deconverso

    Lgica de controle dearmazenagem/transferncia

    Anticoincidncia

    +X -X +Y -YEn

    StartULDLLD

    Comm2Comm1105,2 kbps

    Tx GPS

    3 sinais

    5 sinais

    12 sinais19 sinais

    Mscara codificada

    Mdulos laterais dablindagem

    Detector principalde NaI(Tl)

    Mdulo inferior dablindagem

    Mdulo superior da blindagem

    Fig. 3.8 Diagrama de blocos da eletrnica do sistema de aquisio de dados do telescpio MASCO.

    60

  • 61

    TABELA 3.2 FORMATO DIGITALIZADO DOS DADOS CORRESPONDENTES A CADA EVENTO FOTNICO

    Sinal convertido

    Valor Hexadecimal

    do byte ID

    bit 15 Bit 14

    bit 13 bit 12 bit 11 a bit 0

    Linha + X 0XXX 0 0 0 0 12 bits convertidos pela placa ADC1

    Linha X 1XXX 0 0 0 1 12 bits convertidos pela placa ADC2

    Linha + Y 2XXX 0 0 1 0 12 bits convertidos pela placa ADC3

    Linha Y 3XXX 0 0 1 1 12 bits convertidos pela placa ADC4

    ENERGIA 4XXX 0 1 0 0 12 bits convertidos pela placa ADC5

    Pos. Mscara 8XXX 1 0 0 0 5 bits tempo + 7 bits do contador

    Horrio XXXX - - - - 16 bits do relgio

    Aps completar um banco com dados vlidos, a lgica de controle dos bancos de memria informa ao PC (por meio de um pulso positivo ou STATUS) que um banco de 64 kwords est disponvel para ser lido. Uma vez transferidos os dados do banco de memria para o PC, so lidos os valores das contagens integradas da blindagem lateral, do detector principal dentro da faixa de energia e do detector principal total (CIPL, CIF1 e CIX). Estes valores so anexados no final do frame do banco lido, assim como a leitura do GPS (do ingls Global Positioning System), que fornece latitude, longitude, altitude e horrio de referncia. O frame assim construdo armazenado em disco e, simultaneamente, transferido para o solo via link telemtrico a uma taxa de 115.200 bits/s (porta assncrona do PC com padro RS232). O formato do arquivo guardado em disco mostrado na Tabela 3.4.

  • 62

    TABELA 3.3 FORMATO DOS BANCOS DE MEMRIA (capacidade de

    65.534 words de 16 bits cada uma) Endereo (hx0000) ID e canal + X (evento 0)

    ID e canal X (evento 0) ID e canal + Y (evento 0) ID e canal Y (evento 0) ID e canal EN (evento 0) TAG Tempo (evento 0)

    ID e Posio mscara (evento 0) ID e canal + X (evento 1) ID e canal X (evento 1) ID e canal + Y (evento 1) ID e canal Y (evento 1) ID e canal EN (evento 1) TAG Tempo (evento 1)

    ID e Posio mscara (evento 1)

    ID e canal + X (evento 9361) ID e canal X (evento 9361) ID e canal + Y (evento 9361) ID e canal Y (evento 9361) ID e canal EN (evento 9361)

    TAG Tempo (evento 9361) Endereo (hxFFFD) ID e Posio mscara (evento 9361)

  • 63

    TABELA 3.4 FORMATO DO ARQUIVO DE DADOS GRAVADO NO DISCO

    RGIDO linha + X (Evento 0) linha X (Evento 0) linha + Y (Evento 0) linha Y (Evento 0) linha EN (Evento 0)

    TAG Tempo (Evento 0) Posio Mscara (Evento 0)

    Linha + X (Evento 9361) Linha X (Evento 9361) Linha + Y (Evento 9361) Linha Y (Evento 9361) Linha EM (Evento 9361)

    TAG Tempo (Evento 9361) Posio Mscara (Evento 9361)

    CIPL CIF1 CIX

    ANO (GPS) MS (GPS) DIA (GPS)

    HORA (GPS) MINUTO (GPS)

    SEGUNDO (GPS) MILISSEGUNDO (GPS)

    LATITUDE (GPS) LONGITUDE