O levantamento astrofísico do J-PAS vai durar aproximadamente quatro anos. Ele vai ser feito através de imagens em 56 filtros estreitos, o que permitirá uma medida precisa dos redshifts de mais de 14 milhões de galáxias vermelhas, além de dezenas de milhões de galáxias azuis. Essas medidas precisas das posições de uma enorme quantidade de galáxias serão críticas para alcançar um dos nossos principais objetivos, que é estudar as propriedades da energia escura. A figura abaixo mostra as funções de transmissão dos 56 filtros, incluindo a eficiência quântica das CCDs, as reflexões internas e as linhas telúricas.

O levantamento (survey) do J-PAS será feito com um telescópio com espelho primário de 2,5 m e um plano focal de 7 graus quadrados, cuja "étendue" (área do espelho x área do plano focal) de 26 m² deg², o que lhe confere uma alta velocidade de mapeamento do céu. Com esse telescópio e sua câmera, seremos capazes de cobrir uma área de mais 8.000 deg² em um período de quatro anos.

Ao final desse período, teremos medido as posições de milhões de galáxias com luminosidades L>L_* e i_AB < 22,5 no intervalo 0,1<z<1,1 . A precisão na determinação dos redshifts dessas galáxias será melhor que σ_z ∼ 0,003(1 + z). Essa população terá uma densidade volumétrica n > 10⁻³ Mpc^-3  h³ , cobrindo um volume do universo de mais de 9 Gpc³ h⁻³ . Esse grande volume e essa alta densidade de galáxias serão as chaves para assegurar uma medida precisa da escala das oscilações acústicas de bárions (BAOs). Apenas com as medidas de BAOs que o J-PAS será capaz de fazer, poderemos determinar a equação de estado da energia escura com uma inédita precisão de 4%. Em combinação com outras medidas (da radiação cósmica de fundo, supernovas e/ou contagem de aglomerados), também seremos capazes de determinar se essa equação de estado tem variado no tempo.

Além de seu potencial para estudar o setor escuro do universo, o levantamento J-PAS vai determinar as propriedades de milhões de galáxias, desde populações estelares resolvidas em galáxias próximas até uma amostra significante de galáxias em altos redshifts; vamos identificar milhões de sistemas com linhas de emissão como AGNs e quasares; vamos descobrir milhares de supernovas e objetos do sistema solar; vamos identificar centenas de milhões de estrelas da Via Láctea e suas satélites; e vamos poder identificar milhões de grupos e aglomerados de galáxias. O legado de dados vai permitir uma imensa gama de aplicações em astronomia galáctica e extragaláctica.

Instrumentos do Levantamento

Telescópio T250

O principal parâmetro que determina a capacidade de realizar um levantamento é o étendue, definido com o produto da área do espelho primário do telescópio (em m²) pelo área do plano focal (em graus quadrados). Assim, o étendue dos maiores telescópios é da mesma ordem ou menor do que o de alguns telescópios muito menores. De fato, a combinação de grande campo de visão e grande área do espelho primário constitui um grande desafio tecnológico. Por essa razão, foi necessário explorar novos designs opto-mecânicos que permitissem maximizar o étendue.

Levando em conta as exigências de um levantamento como o J-PAS, aspectos técnicos como vignetting no foco primário, o fator de preenchimento (filling factor) do plano focal, etc., chegamos à seguinte lista de exigências (requirements) de primeiro nível:

• Abertura efetiva de 2,5 m
• Campo de visão (FoV) de três graus de diâmetro
• Escala de 22,67”/mm
• Transmissão e qualidade óptica homogêneas em todo o plano focal
• Modo de operação robótico

JPCam (câmera do T250)

A câmera do telescópio T250 está sendo projetada paralelamente àquele telescópio. A câmera tem os seguintes componentes: bandejas de filtros, janela de entrada, criostato, sistemas criogênicos de resfriamento, o mosaico de detectores (CCDs), e a eletrônica/sistemas de controle.

As 14 CCDs, de 9k x 9k pixels cada (9 μm/pixel) estão organizadas num mosaico com quatro fileiras, como mostrado na figura ao lado. Cada bandeja de filtros vai conter 14 filtros que vão se sobrepor precisamente acima de cada uma das CCDs do mosaico, numa posição a mais próxima possível da janela de entrada e do criostato.

Considerando uma separação entre as CCDs de 15 mm, nós obtemos uma eficiência na cobertura do plano focal de 71%.

Telescópio T80

Além do telescópio principal acima, o JAO também vai contar com um telescópio menor, cujo principal (mas não único) papel será a calibração das observações do T250. Parte do tempo do T80 será dedicado a outras tarefas (TBD). As exigências primárias para o T80 são:

• Abertura efetiva de 0,8 m
• Campo de visão de 1,7 graus de diâmetro
• Escala de 55,67”/mm
• Transmissão e qualidade óptica homogêneas em todo o campo de visão
• Modo de operação robótico

Câmera do T80