Initial Characterization of Stellar Photometry of Roman images from the OpenUniverse Simulations

Título: Caracterização Inicial da Fotometria Estelar de Imagens do Roman a partir das Simulações OpenUniverse

1. O Problema

O Telescópio Espacial Nancy Grace Roman (Roman) da NASA, previsto para lançamento em 2026, tem como um de seus principais objetivos científicos estudar a energia escura utilizando Supernovas do Tipo Ia (SNe Ia) em altos redshifts ($z \lesssim 3.0$) através da High-Latitude Time Domain Survey (HLTDS). Para atingir a precisão cosmológica necessária, a fotometria deve ser extremamente precisa, com requisitos de repetibilidade de fluxo estelar abaixo de 1% quando o ruído do céu é subdominante.

O principal desafio identificado é a natureza da Função de Espalhamento de Pontos (PSF) do Roman. Diferente de telescópios anteriores, a PSF do Roman:

• Varia significativamente ao longo do plano focal (devido a aberrações ópticas).
• É subamostrada (undersampled), o que significa que a imagem de uma estrela cobre menos de dois pixels, dificultando a determinação precisa do centroide e do fluxo.
• Apresenta dependência cromática e assimetria.

A falta de um modelo robusto da PSF pode introduzir erros sistemáticos na recuperação de fluxo, comprometendo as medições de distância cosmológica. Além disso, a calibração absoluta depende de padrões espectrofotométricos brilhantes, exigindo uma compreensão profunda da precisão e acurácia fotométrica em uma vasta faixa de magnitudes.

2. Metodologia

Os autores realizaram uma análise de "benchmark" utilizando imagens de simulações de ponta a ponta do projeto OpenUniverse2024, que incluem efeitos astrofísicos, instrumentais e estratégias de observação.

• Geração de ePSFs (Effective PSFs):
  • Adaptaram o método de "Effective PSF" (ePSF), desenvolvido originalmente para o HST, que convolve a PSF instrumental com o perfil de sensibilidade do pixel.
  • Para lidar com a variação espacial, dividiram cada Sensor Chip Assembly (SCA) em grades de diferentes tamanhos ($1\times1$, $2\times2$, $4\times4$ e $8\times8$).
  • Geraram bibliotecas de ePSFs para cada elemento da grade, utilizando estrelas de simulação com magnitudes entre 19 e 21.5 (não saturadas e acima do limite de ruído do céu).
  • Utilizaram o software photutils para construir os ePSFs, baseando-se em aproximadamente 100 estrelas por elemento de grade, agregando dados de 10 apontamentos (totalizando 180 imagens por banda).
• Fotometria e Avaliação:
  • Aplicaram os ePSFs gerados para ajustar o fluxo de estrelas não utilizadas na construção do modelo.
  • Calcularam a precisão fotométrica usando o desvio absoluto mediano modificado ($\hat{\sigma}$) da diferença fracionária entre o fluxo real (truth) e o ajustado.
  • Analisaram a dependência espacial, de cor e de magnitude (não linearidade).
  • Avaliaram a eficiência de detecção utilizando o Source Extractor.

3. Principais Contribuições

• Biblioteca de ePSFs para OpenUniverse: Desenvolvimento e disponibilização de uma biblioteca de ePSFs compatível com as simulações OpenUniverse2024, testando diferentes estratégias de subdivisão espacial.
• Análise de Variação Espacial: Demonstração quantitativa de que a divisão do detector em uma grade $8\times8$ é superior ao uso de uma única PSF para toda a imagem, reduzindo significativamente os erros sistemáticos.
• Caracterização de Limitações: Identificação de que a assimetria da PSF e a subamostragem em bandas mais azuis (como R062 e Z087) introduzem viés na recuperação de coordenadas e fluxo, sugerindo a necessidade de modelos de PSF dependentes da cor.
• Medição de Não Linearidade: Quantificação da não linearidade fotométrica introduzida pelo método de ajuste, fornecendo um limite superior para futuras correções.

4. Resultados Chave

• Precisão Fotométrica:
  • A recuperação de fluxo atingiu precisões entre 0,6% e 1,2% na grade $8\times8$.
  • Bandas mais vermelhas (J129, H158, F184, K213) performaram melhor, atingindo consistentemente a precisão alvo de <1%.
  • As bandas mais azuis (R062 e Z087) apresentaram maior dispersão (1,22% e 1,40%, respectivamente), não atingindo o requisito estrito de <1% em todos os casos.
  • A subdivisão da imagem em 8x8 melhorou a precisão do fluxo em 9% a 30% em comparação com o uso de uma única PSF para a imagem inteira ($1\times1$).
• Dependência Espacial e Assimetria:
  • Existe uma forte correlação entre a assimetria da PSF (índice $\alpha$) e a dispersão do fluxo recuperado.
  • As bandas R062, Z087 e Y106 apresentam PSFs mais assimétricas e elípticas, resultando em maiores erros na recuperação das coordenadas das estrelas (viés de fase de pixel).
• Não Linearidade:
  • A inclinação da não linearidade devido à fotometria foi medida como $|s_{NL}| < 1.93 \times 10^{-3} \text{ dex}^{-1}$.
  • Este valor é maior que o requisito de não linearidade do detector (<0,3% sobre 11 magnitudes), indicando que a metodologia fotométrica atual ainda introduz erros sistemáticos que precisam ser reduzidos.
• Dependência de Cor:
  • Foi encontrada uma dependência significativa da cor na banda R062 (inclinação $s_{color} \approx -4.73 \times 10^{-2}$), sugerindo que um modelo de PSF dependente da cor é necessário, pelo menos para esta banda.
• Eficiência de Detecção:
  • O Source Extractor detectou quase 100% das estrelas até aproximadamente a magnitude 26 em todas as bandas, com uma queda abrupta de eficiência além desse limite.

5. Significância e Conclusões

Este trabalho serve como um benchmark inicial crucial para a preparação da missão Roman. Os resultados validam que é possível atingir a precisão de fluxo necessária para a cosmologia (nível de milimagnitude) utilizando ePSFs geradas a partir de simulações, desde que a variação espacial da PSF seja tratada através de uma grade fina (8x8).

Implicações Futuras:

• A estratégia de observação HLTDS, que utiliza dithering rotacional, será essencial para quebrar a degenerescência entre a posição da estrela e a forma da PSF, mitigando o viés de fase de pixel.
• A necessidade de modelos de PSF dependentes da cor e de maior precisão nas bandas azuis deve ser abordada em trabalhos futuros.
• O estudo destaca que, para a calibração em órbita, campos de referência ("touchstone fields") devem ser observados com estratégias de dithering específicas e com estrelas posicionadas em locais críticos do plano focal (onde a PSF muda rapidamente) para garantir a construção de bibliotecas de ePSF robustas.

Em suma, o estudo confirma a viabilidade da fotometria de alta precisão para o Roman, mas alerta para a complexidade da PSF subamostrada e a necessidade de refinamentos contínuos nos modelos de correção antes do lançamento e durante a operação da missão.