Acervo textual da Revista AstroNova
Edição 40 (Chegamos!) — páginas 41 a 48
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Assuntos identificados: eclipse, estrelas, norte, campo, solar, observação, magnético, terra, fonte, astronomia.
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42 remover a corrente negra dos fotogramas sendo obtido com uso de 20 frames utilizando a mesma ISO e tempo de exposição das imagens a serem tratadas, mantendo-se a tampa da lente fechada. Já o flat frame é usado para corrigir desigualdades na distribuição uniforme da luz e é obtido por meio de 20 frames de uma superfície branca uniformemente iluminada utilizando-se a mesma ISO e tempo de exposição das imagens a serem tratadas. Etapa 2. Configuração do programa e geração das máscaras Com as imagens já disponíveis deve-se proceder à escolha da pasta de trabalho, utilizando-se o menu “File > Settings” e alterando o “Working path” para a pasta onde estão disponíveis os arquivos a serem trabalhados. Feito isso, o próximo cuidado é com o tipo de extensão de imagem RAW da câmera utilizada, pois pode ocorrer do programa não reconhecê- lo em virtude do modelo de câmera selecionado. Para fazer esta alteração basta clicar no ícone de câmera, o qual irá abrir uma outra janela na qual será selecionado o modelo do instrumento utilizado (figura abaixo), permitindo o reconhecimento da extensão da imagem RAW. Já tendo realizado estas configurações basta ir na opção “Digital photo > Decode RAW files”, a qual permitirá a criação de arquivos .fit que serão utilizados pelo Iris no processamento das imagens. Ao se clicar nesta opção será aberta uma janela para a qual será possível arrastar a sequência de imagens a ser utilizada na geração de cada máscara. No campo “Name” será definido o nome de saída da sequência de fotos, o qual pode ser “offset-”, clicando-se, em seguida, no botão “->CFA...”, o qual dará início à conversão dos arquivos e ao final clica-se em “Done”. Com a criação da sequência basta apenas ir na opção “Digital photo > Make a offset” e digitar o mesmo “Generic name” usado anteriormente (figura a seguir). Feito isso o programa irá gerar a máscara, a qual deverá ser salva na pasta de trabalho, pois será utilizada para o pré-processamento das imagens do céu, sendo o arquivo final utilizado na criação dos arquivos dark e flat. Estes dois últimos são gerados por um processo similar ao realizado na produção do bias, tendo apenas como diferença o uso da imagem offset durante a criação da máscara. Etapa 3. Tratamento das imagens RAW Com a criação das três máscaras, basta ir em “File > Load” e abrir o dark para que se possa criar o arquivo “cosme.lst” na pasta de trabalho. Este processo consiste na determinação dos hot pixels, os quais são pontos brancos e coloridos registrados erroneamente em virtude do aquecimento do sensor. Com o arquivo Figura. Criação do arquivo bias (offset). Fonte: Autores, 2022. AstroNova . N.40 . 2023
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43 dark aberto, basta iniciar o console do Iris e digitar o comando “FIND_HOT COSME 5000” (conforme a imagem abaixo). Ao repassar o parâmetro “5000” ele irá retornar o total de hot pixels identificados na imagem, de maneira que recomenda-se ir baixando este valor até que o programa exiba uma mensagem de erro indicando que o total de hot pixels encontrado excedeu o seu limite. Ao se fazer isso, passa-se a utilizar o valor de “HOT COSME” anterior ao limite de detecção, possibilitando-se mensurar o máximo de hot pixels no conjunto de imagens a ser analisado. Agora já poderemos passar à análise das imagens que serão utilizadas para o estudo de estrelas variáveis, sendo importante destacar que não se faz necessária a obtenção dos arquivos bias, dark e flat para cada noite de estudos. Podendo-se utilizar os mesmos arquivos em um intervalo de cerca de 1 mês, desde que não hajam mudanças bruscas das condições climáticas do local, momento em que se recomenda a geração de novas máscaras. Inicialmente, deve-se realizar a conversão da sequência de imagens RAW por meio da opção “Digital photo > Decode RAW files”, por meio do qual será gerada uma sequência de arquivos .fit na pasta de trabalho, nos quais será inserido um “Name”, tal como foi feito na geração das máscaras. Esta etapa é seguida pelo pré- processamento abrindo-se a opção “Digital photo > Preprocessing” no qual serão inseridos o “Input generic name”, que consiste no “Name” que foi utilizado durante a conversão das imagens RAW, o arquivo bias, o dark, o flat e o “Cosmetic file” que se trata do “cosme.lst”, onde estará a lista dos hot pixels. Neste processo há a inserção de um nome genérico de saída (“Output generic name”), o qual será usado nas próximas etapas (BUIL, 2022). Após a etapa de pré- processamento procede-se ao alinhamento das imagens por meio do registro das estrelas clicando-se em “Processing > Stellar register”, onde será inserido o nome de entrada (“Input”) que é o mesmo “Output” da fase anterior, além de escolher um novo nome de saída. Como método de registro sugere-se o uso da opção “Global matching”, a qual faz uma análise completa da imagem e uso da transformação “Quadratic”. Após ser clicado em “OK” o programa passará ao registro estelar, permitindo-nos, em seguida, realizar o empilhamento. Concluída esta etapa, basta ir na opção “Processing > Add a sequence”, inserir como nome de entrada a saída que foi digitada durante o registro das estrelas e clicar na opção “Arithmetic”, a qual permitirá a soma aritmética Figura. Criação do flat com uso da imagem offset. Fonte: Autores, 2022. AstroNova . N.40 . 2023
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Figura. Verificação dos hot pixels com uso do arquivo dark. Fonte: Autores, 2022. 44 13 do brilho das estrelas nas imagens a serem empilhadas. Após ser dado o “OK” e finalizado o processo pode se salvar a imagem gerada em formato .fit. Para finalizar o processo de tratamento, pode-se realizar o carregamento da imagem salva na última fase, a qual será convertida para RGB utilizando-se a opção “Digital photo > Convert a CFA image” e posteriormente separada em seus diferentes canais clicando-se em “Digital photo > RGB separation…”. Após a separação dos canais RGB, procede-se à abertura do arquivo contendo a imagem no canal verde (G- green), que é utilizado devido ao fato de representar uma região mais confortável ao olho humano, possibilitando uma melhor conversão da magnitude instrumental para visual. Feito isso, basta clicar na opção de correção automática do Treshold e isto possibilitará um melhor contraste entre as estrelas e o ruído de fundo da imagem, facilitando a aferição da magnitude. Etapa 4. Determinação da magnitude Com o auxílio de uma carta celeste deve-se identificar a estrela variável, além de duas estrelas de comparação, sendo uma com brilho superior e outra com brilho inferior ao da estrela estudada, permitindo “cercar” os valores de magnitude e promover a comparação entre elas por meio do AFVis. Valendo destacar a importância da cautela na escolha das estrelas de comparação, as quais além de possuírem a magnitude definida na carta celeste, também devem possuir um índice de cor (B-V) próximo ao da estrela estudada. Para esta última tarefa é importante o reconhecimento de asterismos no céu, os quais são formas aparentes geradas pelo posicionamento das estrelas, que facilitam o reconhecimento do céu. Feito isso, basta ir no menu “Analysis”, seguindo-se à opção “Aperture Photometry”, o qual vai abrir uma janela similar à apresentada na figura abaixo. Nesta janela surge a opção relacionada à quantidade de círculos e seus diâmetros, os quais têm como função comparar a cor do pixel central (circle 1) com o fundo (circle 3) e a região de fronteira entre eles (circle 2). Após os ajustes no tamanho dos círculos, podemos clicar em “OK” e proceder à medição da magnitude instrumental das estrelas posicionando-se o objeto a ser analisado bem no centro do fotômetro e procedendo- se ao clique com o botão esquerdo do mouse. Com isso, surgirá um conjunto de dados na janela de “Output” do programa, dentre eles está presente a magnitude instrumental da estrela. Após repetir este mesmo AstroNova . N.40 . 2023
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procedimento com as estrelas de comparação utilizadas, basta inserir os dados no AFVis, conforme é demonstrado na figura a seguir e clicar em “Calcular”. O programa fará a conversão da magnitude instrumental em um valor de magnitude comparável ao visual. Como forma de se discutir a temática com estudantes pode-se questioná-los sobre qual o valor de magnitude que eles acreditam que será gerado por meio de uma comparação entre a variável e as estrelas de referência antes de se observar o resultado fornecido pelo programa. A partir desta sugestão de atividade podem ser abordados os fatores ligados à variabilidade das estrelas, tais como aqueles que são intrínsecos (pulsação ou erupção estelar) e os extrínsecos (eclipse por outra estrela, trânsito de um planeta extrassolar) ao corpo celeste (AAVSO, 2022a). Além de promover um estudo sobre o ciclo de vida das estrelas e as diferentes classificações de variáveis, possibilitando que os alunos passem a identificar os tipos de variáveis por meio da análise de seus gráficos, denominados de curvas de luz. Sendo que os próprios alunos, em conjunto com o professor, poderão promover o acompanhamento de uma estrela, traçando sua curva de luz e, por meio dela, realizar o cálculo de algumas propriedades da estrela alvo, tais como: periodicidade, variação de magnitude e até mesmo a distância das estrelas. É importante destacar que esta metodologia tem um cunho apenas didático, auxiliando na compreensão de alguns conceitos como magnitude aparente e absoluta, curvas de luz e tipos de estrelas variáveis. Aos que desejam se aprofundar ainda mais na temática, a submissão das magnitudes usando imagens de uma DSLR deve seguir a orientação da AAVSO disponível em seu manual que pode ser obtido a partir do site https://www.aavso.org/dslr- camera-photometry-guide. Todavia, a abordagem da determinação da magnitude através da combinação entre IRIS e AFVis oferece a Figura. Inicialização do recurso de fotometria do Iris. Fonte: Autores, 2022. Figura. Aferição da magnitude instrumental de uma estrela. Fonte: Autores, 2022. 45 13 AstroNova . N.40 . 2023
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oportunidade de introduzir o tema da Astronomia, assim como a análise e obtenção de dados, dentro da sala de aula. A metodologia proposta proporciona um passo a passo que permite comparações entre estrelas variáveis e de referência. Além disso, é uma ferramenta útil para preparar sessões de observação. Jenivaldo Lisboa de Araújo, Escola Estadual Muniz Falcão, [email protected] Micheli Trindade Moura, Universidade Federal do Rio Grande do Sul (UFRGS), [email protected] Referências ___. The Fourth U.S. Naval Observatory CCD Astrograph Catalog Definitions. Disponível em: . Acessado em: 25 dez. 2023. AAVSO. American Association of Variable Star Observers. Variables: “What Are They and Why Observe Them?”. Disponível em: . Acessado em: 08 jul. 2022a. BUIL, C.. IRIS TUTORIAL: Preprocessing of Digital SLR camera images. Disponível em: . Acessado em: 03 set. 2022. CARTES DU CIEL. Cartes du Ciel. Disponível em: . Acessado em: 25 dez. 2023. CXC. Chandra X-ray Science Center. SAOImageDS9. Disponível em: . Acessado em: 20 dez. 2023. CHEVALLEY, P.. UCAC4: A new version of UCAC catalog is available. Disponível em: . Acessado em: 25 dez. 2023a. CHEVALLEY, P.. GAIA DR2: The second GAIA data release is now available and can be used with Sckychart. Disponível em: . Acessado em: 25 dez. 2023. HEAVENS ABOVE. Heavens Above. Disponível em: . Acessado em: 27 dez. 2023. KDE. KStars. Disponível em: . Acessado em: 15 out. 2022. MUTLAQ, J.; SIMHA, A.. KStars. Disponível em: . Acessado em: 06 fev. 2022. NASA/GSFC. HCG - Hickson's Compact Groups of Galaxies (HCG) Catalog. Disponível em: . Acessado em: 06 fev. 2022. NASA/GSFC. TYCHO2 - Tycho-2 Catalog of the 2.5 Million Brightest Stars. Disponível em: . Acessado em: 06 fev. 2022. PAGANOTTI, A.; VOELZKE, M.R.; MONTEIRO, T.B.; SOUSA, J.P.. Tecnologias digitais e astronomia, tendências observadas nas publicações dos simpósios nacionais de ensino de astronomia. Brazilian Journal of Development, v. 7, n. 4, p. 36743 - 36759, 2021. SANTOS, H.L.; LUCAS, L.B.; SANZOVO, D.T.; PIMENTEL, R.G.. O uso das tecnologias digitais para o ensino de Astronomia: uma revisão sistemática de literatura. Research, Society and Development, v. 8, n.4, p. 2525 - 3409, 2019. STELLARIUM. Stellarium. Disponível em: . Acessado em: 18 out. 2022. TECHTUDO. Entenda o que são 'hot pixels' de câmeras e como solucionar este problema. Disponível em: . Acessado em: 03 set. 2022. WIKIPEDIA. Abell Catalog of Planetary Nebulae. Disponível em: . Acessado em: 06 fev. 2022. WIKIPEDIA. Sharpless catalog. Disponível em: . Acessado em: 06 de fev. 2022. Figura 26. Inserção de dados no AFVis e determinação da magnitude da estrela. Fonte: Autores, 2022. 46 13 AstroNova . N.40 . 2023
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M83 - Galáxia do Catavento do Sul Agosto/2023 Maringá - PR - Brasil Astrofotógrafo: Bruno Bonicontro
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REVISTA DE DIVULGAÇÃO DE ASTRONOMIA E CIÊNCIAS DA NATUREZA AstroNova é uma colaboração de entusiastas, estudantes, professores, astrônomos amadores e profissionais para a divulgação de Astronomia e Ciências da Natureza. É trimestral, com divulgação gratuita. É permitida sua reprodução total ou parcial desde que citada a fonte. Nos acompanhe nas redes sociais: Disponível em: www.astronova.com.br /revistaastronova /revistaastronova /rev_astronova/AstroNovaBrasil /astronova