MOBFOG – Mostra Brasileira de Foguetes – Você Não Vai Acreditar no Desempenho desses Pequenos Foguetes

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Garrafas PET, água, ar comprimido e paixão pelo espaço! São esses os ingredientes para construção e lançamento dos foguetes do nível 3 da MOBFOG – A Mostra Brasileira de Foguetes, uma competição estudantil irmã da célebre OBA – Olimpíada Brasileira de Astronomia.

Estudantes do 6° ao 9° ano do ensino fundamental de escolas públicas e privadas de todo o Brasil participam do nível 3 da MOBFOG, competem pelas medalhas que premiam os foguetes com maior alcance. Mas muito mais valiosos que a premiação são o espírito de colaboração e a oportunidade prática de aprendizado de conceitos de física, matemática e tecnologia aeroespacial proporcionados pela empolgante atividade.

Foguete nível 3 da MOBFOG 2023 de alunas do clube Meninas na Ciência, montado na plataforma de lançamento no campo do INPE em São José dos Campos para uma bateria de ensaios de avaliação. Após a análise dos voos, modificações foram realizadas para otimizar o desempenho dos foguetes!

Em São José dos Campos (SP) , um polo de pesquisa e desenvolvimento na área aeroespacial, os professores e estudantes de escolas públicas municipais ganharam o reforço de pesquisadores e técnicos do Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE) e do Instituto de Aeronáutica e Espaço (IAE/DCTA) no planejamento e análise do voo dos foguetes.

Para visualizar a dinâmica de voo dos velozes foguetes, o Laboratório de Registro de Imagens do IAE registrou os lançamentos em vídeo de alta velocidade, a 1000 quadros por segundo, permitindo analisar em detalhes a fase inicial do voo e identificar falhas de construção que prejudicam o desempenho dos foguetes.

E o que podemos aprender com os foguetes da MOBFOG?

Captura de tela do software Tracker com o lançamento de um foguete nível 3 da MOBFOG. Os gráficos à direita são do deslocamento e da velocidade do foguete em função do tempo. [créditos LRIM/IAE]

Analisando os vídeos com o software de rastreio TRACKER (um programa aberto e gratuito!), podemos acompanhar o deslocamento do foguete quadro a quadro. Plotando em um gráfico o deslocamento em função do tempo temos uma representação visual de cada fase do voo, identificando a evolução da velocidade do foguete. O Tracker está disponível para download para os os sistemas operacionais Linux, Mac OS X e Windows ou pode ser executado online em sua versão em JavaScript.

Assim que o foguete é liberado e inicia seu movimento, vemos um aumento constante da velocidade. Em seguida, o foguete deixa a base e a velocidade passa a variar com uma taxa mais elevada, mas aproximadamente constante, até que toda a água em seu interior é liberada. A partir daí o foguete segue uma trajetória balística, sujeita apenas a ação da gravidade e da resistência do ar.

A geometria do foguete tem um papel importante em seu desempenho. A posição e o formato das empenas e a posição do centro de gravidade podem torná-lo mais ou menos instável e interferir no alcance máximo. A contribuição desses fatores fica evidente na análise de vídeo.

Mas a maior surpresa pode vir dos valores de velocidade máxima e aceleração que os pequenos foguetes de garrafas PET podem atingir. Acelerações de 100g e velocidades acima de 60m/s foram registradas! Isso reforça a necessidade da estrita observação das normas de segurança: uso de Equipamento de Proteção Individual (EPI), sinalização e isolamento da área de lançamento!

E se tudo for feito com segurança, os lançamentos são um excelente recurso prático para o aprendizado de conceitos físicos como velocidade, aceleração, empuxo, pressão, momento e para a interpretação de gráficos.

Os Dois Anéis de Quaoar.

Quando falamos em anéis em objetos do Sistema Solar você imediatamente lembrará dos exuberantes anéis de Saturno, ou talvez dos mais discretos, mas ainda assim impressionantes, anéis em torno dos gigantes Júpiter, Urano e Netuno revelados em imagens capturadas no infravermelho.

Mas três pequenos corpos do Sistema Solar, através de campanhas observacionais com protagonismo de pesquisadores e instituições brasileiros, revelaram na última década inesperados sistemas anéis a sua volta. E a última dessas descobertas foi anunciada em primeira mão pelo astrônomo Felipe Braga-Ribas em uma das lives do ciclo Abril pra Astronomia, promovido pela Sociedade Astronômica do Recife (SAR) e pelo Projeto Céu Profundo: um tênue segundo anel foi detectado em torno do objeto transnetuniano (50000) Quaoar!

A jornada de descoberta de anéis em torno de pequenos corpos começa com Chariklo, um asteroide da classe dos Centauros, que teve seu anel anunciado em um trabalho de Felipe Braga-Ribas (UTFPR) e colaboradores em 2014 – seguido pelo anúncio em 2015 do anel do planeta anão Haumea, em trabalho liderado por J. L. Ortiz (Instituto de Astrofisica de Andalucía). Mais recentemente, vimos o anúncio de um primeiro anel no objeto trasnetuniano (50000) Quaoar em trabalho publicado em 2023 por Bruno Morgado (UFRJ) e colaboradores, com dados de observações realizadas entre 2018 e 2021.

Mas se a detecção de anéis em pequenos corpos do Sistema Solar já é um resultado surpreendente que evidencia o poder das técnicas observacionais e computacionais envolvidas no processo, a surpresa, o espanto e o orgulho pela ciência brasileira dobra com o anúncio da descoberta de um segundo anel em torno de Quaoar!

Em um artigo aceito para publicação no periódico Astronomy & Astrophysics Letters (já disponível no ArXiv), Chrystian Pereira (Observatório Nacional) e colaboradores anunciam que durante observações de uma ocultação estelar por Quaoar em agosto de 2022, além da confirmação do primeiro anel já observado, os dados apontaram a existência de um segundo anel envolvendo o pequeno e distante corpo.

Quem é Quaoar?

Orbitando o Sol além da órbita de Netuno, a uma distância média que é 43 vezes maior que o raio da órbita da Terra, Quaoar é um pequeno objeto de diâmetro estimado em torno de 1100 km. Seu primeiro anel, batizado de Q1R foi descoberto em observações realizadas entre 2018 e 2021.

Suas pequenas dimensões (aproximadamente um terço do diâmetro da Lua) e sua grande distância tornam impossível fazer imagens que possam resolver detalhes de sua superfície ou mesmo definir sua forma, por isso, são usados métodos indiretos – mas muito precisos – para determinar sua geometria.

Como são realizadas as observações?

Pra deixar bem claro o tamanho do desafio: visto da Terra, Quaoar tem o diâmetro aparente de uma moeda de um real a 154 km distância. Então observações diretas não são uma opção. Mas os pesquisadores envolvidos no trabalho são capazes de computar com grande precisão sua órbita e prever quando e onde é possível observar o trânsito desse objeto em frente a uma estrela, ocultando-a. Esse pequeno e breve eclipse é capaz de nos revelar detalhes da geometria do corpo eclipsante e de quebra fornecer informações sobre a presença ou não de uma atmosfera ou de sua composição.

Representação dos resultados para o formato de Quaoar (no centro) e para a detecção dos anéis Q1R (externo) e Q2R (interno). A órbita do anel Q1R combina dados das observações recentes e das realizadas entre 2018 e 2021, publicadas por Bruno Morgado e colaboradores. A elipse verde marca a posição esperada para o limite de Roche considerando partículas de densidade 0,4 g/cm3 . A existência de anéis além do limite de Roche é inesperada e a influência de efeitos de ressonância com a rotação do corpo central e com a órbita do Weywot (um pequeno satélite de Quaoar) é considerada. A seta indica o movimento da estrela ocultada em relação a Quaoar. [créditos: C.L. Pereira e colaboradores]

Mas assim como um eclipse solar total só é visível ao longo da estreita faixa sobre a superfície terrestre onde a sombra da Lua é diretamente projetada pelo Sol, a observação de ocultações estelares por planetas ou pequenos corpos do Sistema Solar também exige que os observadores estejam posicionados no lugar e na hora certos para essa desafiadora observação. Determinar estas posições e instantes com precisão é o primeiro, mas não o único, desafio para a realização destas observações.

A imagem abaixo mostra a localização de observatórios posicionados na faixa de visibilidade da ocultação. Os pontos laranja representam estações onde o céu estava nublado durante a ocultação, os pontos pretos representam as estações onde a ocultação foi observada com sucesso e o ponto vermelho marca a estação onde a observação não detectou a ocultação. A linha sólida representa o limite da sombra de Quaoar e as linhas pontilhadas delimitam o contorno dos aneis Q1R e Q2R.

Posição dos observatórios envolvidos na aquisição de dados da ocultação da estrela Gaia DR3 4098214367441486592 pelo objeto trasnetuniano Quaoar [créditos: C. L. Pereira e colaboradores]

Limites na sensibilidade dos instrumentos e meteorologia desfavorável são o grande obstáculo para uma observação que exige grande precisão e sensibilidade instrumental. Por sorte, a faixa de ocultação cobria também o arquipélago do Havaí, um dos melhores sítios para observação astronômica do hemisfério norte e lar dos observatórios Gemini Norte, de 8.1m de abertura e CFHT (Canada-France-Hawaii Telescope) de 3.6m. Estes telescópios de grande abertura e com instrumentos de grande sensibilidade foram capazes de resolver a presença do tênue segundo anel de Quaoar.

E quais os resultados?

Os telescópios apontados para a estrela Gaia DR3 4098214367441486592 esperavam ver o brilho da estrela ser atenuado pela passagem de Quaoar, da mesma forma que a passagem da Lua eclipsa o brilho do Sol em um eclipse solar.

Comparando a variação do brilho da estrela em observações realizadas em diferentes posições é possível traçar o contorno do objeto eclipsante. Mais duas breves quedas no fluxo luminoso eram esperadas antes e após a ocultação pelo corpo central, causadas pelo já conhecido anel Q1R, envolvendo Quaoar a uma distância média de 4100km. A surpresa veio de outra sutil queda de fluxo encontrada nos dados numa posição intermediária entre Quaoar e o anel Q1R.

Dados do observatório Gemini Norte no infravermelho próximo (filtro z’) mostram as variações no fluxo luminoso medido da estrela e de Quaoar. A queda profunda na parte central do gráfico corresponde ao intervalo em que Quaoar eclipsou a estrela e as pequenas reduções de fluxo observadas pouco antes e pouco depois da ocultação revelam a presença dos anéis. [créditos: C.L. Pereira e colaboradores]

Esta sutil, mas perceptível, queda no fluxo antes e depois da ocultação principal é suficiente para revelar a presença de um segundo anel, orbitando Quaoar a 2500 km de distância.

As curvas de luz obtidas com os telescópios Gemini Norte e CFHT são coerentes com a existência de um segundo anel em torno de Quaoar. [créditos: C. L. Pereira e colaboradores].
O conjunto de dados dos observatórios que realizaram com sucesso a observação da ocultação estelar por Quaoar revela também a diferença de desempenho dos grandes telescópios Gemini Norte e CFHT no monte Mauna Kea no Havaí.

A análise dos dados da observação permitem não apenas caracterizar Quaoar e seus anéis, mas abre também as portas para discutir a existência destas estruturas numa região além do limite de Roche clássico, onde se esperaria que essas partículas se aglutinassem formando um satélite. Efeitos de ressonância com o período de rotação de Quaoar e com seu pequeno satélite Weywot e a ocorrência de colisões mais elásticas entre as partículas dos anéis são fatores que podem contribuir para a existência e longevidade de anéis além do limite de Roche e o sucesso nos métodos usados em sua detecção podem significar que outros sistemas similares possam ser encontrados em futuras observações. E esperamos que mais uma vez a presença e o protagonismo brasileiro sigam fazendo a diferença.

Tesouros do Céu Austral.

No século XVII o astrônomo francês Charles Messier compilou um célebre catálogo de objetos astronômicos de aparência difusa, incluindo verdadeiras joias que até hoje atraem o fascinado olhar de astrônomos amadores ou os poderosos equipamentos de observatórios profissionais. Mas o catálogo de 110 objetos (alguns foram incorporados após a morte de Messier) nebulosos – que inclui a galáxia de Andrômeda (M31), a Grande Nebulosa de Órion (M42), a Nebulosa do Anel (M57) e outros objetos que povoam a calçada da fama da astronomia – deixa de fora alguns objetos belos e tão brilhantes que podem ser facilmente vistos através de pequenos telescópios, binóculos ou até a olho nu no céu do hemisfério sul.

Um céu ricamente estrelada, com uma faiza nebulosa cruzando a diagonal do canto inferior esquerdo até o canto superior direito. Há regiões mais densas, com concentrações de estrelas destacando-se e pequenas manchas coloridas variando do rosa ao azul distribuídas ao longo da diagonal esfumaçada.
A imagem acima mostra a riqueza do céu austral nas vizinhanças do Cruzeiro do Sul. Esta é uma exposição única de 30 segundos capturada com câmera DSLR numa montagem motorizada. Nenhuma técnica avançada de processamento de imagens astronômicas foi utilizada e a imagem reproduz aproximadamente a visão a olho nu sob um céu preservado da poluição luminosa (escala de bortle 8). [Imagem: Wandeclayt Melo/@ceuprofundo]

A explicação para a omissão desses objetos no catálogo Messier é simples: Vivemos numa Terra esférica e esses objetos não são observáveis a partir da Europa.
A exuberante nebulosa de Eta Carinae, o imponente aglomerado globular Omega Centauri e até galáxias inteiras como as Nuvens de Magalhães são um tesouro oculto para os habitantes das latitudes mais altas no hemisfério norte, mas se revelam em todo o seu esplendor para os olhos e telescópios do sul.

Mas para encontrar esses tesouros um primeiro passo é fundamental : Afaste-se da poluição luminosa das áreas urbanas. Busque áreas rurais ou suburbanas e evite qualquer iluminação excessiva apontada para o céu ou visível diretamente de seu ponto de observação. Quanto mais escuro o ambiente, melhor será a sua experiência e mais destacados os objetos astronômicos aparecerão, em contraste com o fundo do céu.

Agora, afastados da poluição luminosa, podemos iniciar a caça ao tesouro. Comece identificando a constelação de Crux, o Cruzeiro do Sul.
Visível de todo o Brasil e facilmente reconhecível mesmo em céus urbanos, o Cruzeiro do Sul é um excelente ponto de partida para iniciar o reconhecimento do hemisfério sul celeste. Após identificarmos o Cruzeiro e suas cinco estrelas mais brilhantes – as quatro estrelas nas pontas dos braços da cruz, mais a “intrometida” – encontramos a leste duas estrelas muito brilhantes: alfa e beta da constelação do Centauro, ou alfa e beta centauri.

Carta da região circunvizinha ao Cruzeiro do Sul, gerada com o software Cartes du Ciel (Sky Charts) versão 4.2.1. O software é aberto e gratuito e está disponível para download em https://www.ap-i.net/skychart/. Compare com a fotografia mais acima.

Utilizando uma boa carta celeste ou um aplicativo de celular (não vamos indicar nenhum aplicativo em particular, porque quase todos cumprem muito bem o seu papel) continue explorando o céu ao redor do Cruzeiro. Identifique mais a oeste as constelações de Carina e Vela. Ao sul, a Mosca. Veja também como a constelação do Centauro envolve a Cruz a leste, norte e oeste.

Se você estiver num local realmente escuro, olhando para essas regiões do céu, perceberá algumas manchas difusas no céu. Um longa faixa clara – a Via Láctea – se estende de leste a oeste. Pequenas regiões nebulosas pontuam essa faixa e são melhor percebidas se não as observarmos diretamente. Tente olhar para um ponto próximo e usar o canto do olho para perceber melhor essas manchinhas nebulosas. Essa técnica de visão periférica é algo que usamos também ao observar objetos mais tênues através da ocular do telescópio.

Você perceberá dezenas desses pontos. São nebulosas, galáxias e aglomerados estelares. Perceptíveis a olho nu como pequenas manchas, mas que revelam sua verdadeira natureza e todo seu esplendor quando observamos através de binóculos e telescópios.

Esse é um excelente primeiro passo na exploração dos tesouros do céu profundo ocultos no céu austral. Visite e revisite estes objetos e venha aqui compartilhar conosco!

Cadê a Fosfina?

Imagem de Vênus, com espectro sobreposto, mostrando linhas de absorção do ozônio (O3) na atmosfera da terrestre e sem indicação da presença de fosfina (PH3). – [Imagem produzida por Wandeclayt M. com dados da espaçonave Messenger, durante seu segundo sobrevoo a Vênus em junho de 2007. A imagem é uma composição colorida RGB utilizando os canais de 433.2nm, 579.9nm e 748.7n do instrumento MDIS, capturados quando a nave passava a 66 mil km do planeta].

Em 2021, o anúncio da detecção de traços do gás fosfina (PH3) na atmosfera do planeta Vênus, apontada por dados do rádio observatório ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), causou euforia na comunidade científica.

Antenas do radio observatório ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) no norte do Chile. Com dados desde observatório, um grupo publicou em 2021 a descoberta de uma abundância acima da esperada de moléculas de fosfina na atmosfera de Vênus. [imagem: ESO/B. Tafreshi]

A abundância de fosfina reportada inicialmente (20 partes por bilhão) era anormalmente alta e sua origem não poderia ser facilmente explicada por processos conhecidos. A euforia vem do fato da fosfina ser um biomarcador – uma molécula que pode estar associada ao metabolismo de seres vivos – que na Terra é formada por matéria orgânica em decomposição, e seu excesso, se confirmado, poderia significar a presença de vida na atmosfera de Vênus. Uma hipótese ousada que precisaria de dados muitos robustos para suportá-la.

O trabalho de Martin Cordiner, do Goddard Space Flight Center, e colaboradores, aceito para publicação no periódico Geophysical Research Letters.

Mas os dados robustos não vieram. Após a divulgação do resultado, uma recalibração dos dados do ALMA levou a uma estimativa muito mais modesta: de 1 a 7 partes de fosfina por bilhão. Algo muito mais condizente com processos naturais, como atividade vulcânica e outros processos que não envolvem metabolismo de seres vivos.

Cuidadosas observações realizadas em seguida, pelo recém aposentado telescópio infravermelho SOFIA – um telescópio de 2.7m de diâmetro operando embarcado em um Boeing 747 modificado da NASA – deram origem a um trabalho publicado por Martin Cordiner do Centro Espacial Goddard, e colaboradores, estabelecendo um limite superior para a abundância de fosfina venusiana: a substância não foi detectada, e caso ela esteja presente na atmosfera do planeta, não deve exceder as 0.8 partes por bilhão na faixa entre 75 e 110 km de altitude.

SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) – Um telescópio infravermelho de 2,7m de diâmetro (2,5m de diâmetro útil), aerotransportado em um Boeing 747 adaptado. Uma cooperação entre as agências espaciais dos EUA (NASA) e Alemanha (DLR).

Durante sua vida útil, o observatório SOFIA operou em uma condição privilegiada: voando entre 38000 e 44000 pés de altitude, seu telescópio se colocava acima de 99% da atmosfera terrestre e de seus efeitos na absorção da reveladora radiação infravermelha. Sua mobilidade também era uma grande vantagem, permitindo observar eventos transientes como eclipses e trânsitos de objetos do Sistema Solar, mesmo quando esses só fossem visíveis sobre o oceano ou outras regiões onde não há observatórios.

Os dados do SOFIA vão na direção do que muitos esperavam e reforça a ideia de que o resultado publicado em 2021 foi fruto de dados mal calibrados. Este é um processo comum na ciência: um trabalho pode chegar em conclusões incorretas por falhas em seus métodos ou em seu conjunto de dados, mas análises e novas observações posteriores podem mostrar essas inconsistências e corrigir esses resultados.

O Telescópio Espacial Spitzer

Muito antes do poderoso Telescópio Espacial James Webb desdobrar-se no espaço e apontar seu colossal espelho de 6,5m para planetas, nebulosas e galáxias, um pequeno telescópio espacial, com espelho de modestos 0,85m de diâmetro expandia nossa visão dos céus, observando estrelas nascendo e morrendo, nuvens moleculares, exoplanetas, galáxias com núcleos ativos e muitos outros objetos que guardam informações importantes na radiação infravermelha que – absorvida por nossa atmosfera – é completamente inacessível aos telescópios construídos no solo.

Seu nome é uma homenagem ao astrônomo Lyman Spitzer Jr, que em 1946, mais de uma década antes do lançamento do Sputnik – o primeiro satélite artificial, lançado pela União Soviética em 1957 – defendeu a ideia da construção de telescópios orbitais. Spitzer argumentou que a grande contribuição de um telescópio espacial não seria complementar nossa visão corrente do Cosmos, mas sim descobrir novos fenômenos sequer imaginados, realmente expandindo nosso conhecimento do universo e abrindo novas fronteiras para a pesquisa.

Lançado em 25 de agosto de 2003 e projetado para uma vida útil mínima de 2,5 anos, o telescópio espacial Spitzer manteve-se em funcionamento prestando bons serviços à astronomia por longos 16 anos de operação. Embora sua operação nominal dependesse de um sistema refrigerado a hélio líquido que se exauriu após 5,5 anos, foi possível continuar operando o telescópio em um regime de funcionamento restrito a frequências mais próximas do visível após o esgotamento do gás refrigerante.

Faixas de cobertura de comprimentos de onda do espectro eletromagnético dos telescópios espaciais Hubble, James Webb e Spitzer. [NASA/STScI. Traducão: Wandeclayt/Céu Profundo]

E mesmo após o término de sua vida operacional o Spitzer continua contribuindo com a ciência. Os dados coletados durante seus 16 anos de operação ainda alimentam pesquisas como a da astrônoma Yanna Martins-Franco, do Observatório do Valongo (OV/UFRJ) que utiliza em seu trabalho dados de galáxias luminosas em infravermelho observadas pelo Spitzer e disponíveis em seu banco de dados.

As galáxias NGC 5394 e 5395 formam o sistema de galáxias em interação ARP 84. Nesta imagem combinamos dados dos 4 canais do instrumento IRAC do Telescópio Espacial Infravermelho Spitzer.

O sistema de galáxias em interação ARP 84 (formado pelas galáxias NGC5394 e NGC5395) faz parte da amostra estudada por Yanna. Usamos dados nas quatro faixas do infravermelho capturadas pelo Spitzer através do instrumento IRAC (Infrared Array Camera) para compor esta imagem da ARP84. Como estas faixas estão fora do espectro visível, é preciso atribuir cores artificialmente a esses dados. Essa atribuição de cores, apesar de arbitrária, procura seguir um critério: aos comprimentos de onda mais longos são atribuídos aos tons mais avermelhados e os mais curtos aos azulados. Assim, o vermelho corresponde a emissão de estruturas mais frias, como a poeira que apareceria escura numa imagem em luz visível, mas que aparece em vermelho brilhante na imagem composta.

IRAC foi o único dos instrumentos que continuou em operação após o esgotamento do hélio líquido e embora os detectores operando em faixas mais longas -em 5,8 e 8,0 mícrons – estivessem quentes demais para realizar observações cientificamente úteis, os canais operando em 3,6 e 4,5 mícrons puderam funcionar com alto desempenho até a desativação do telescópio em 30 de janeiro de 2000.

E se você tem curiosidade em acessar os dados e construir suas próprias imagens com o telescópio Spitzer, a dica é navegar pelo IRSA – InfraRed Science Archive onde dados do Spitzer e de outros telescópios infravermelhos podem ser acessados e visualizados através de diversas interfaces de acesso.

Página inicial do NASA/IPAC InfraRed Science Archive, onde dados de vários telescópios infravermelhos podem ser acessados e visualizados.

LCO – Guia do Participante

Parabéns! Você está participando do programa LCO/MCTI Imagens do Céu Profundo e terá 1h de tempo de observação em telescópios robóticos de 0,40m de abertura, equipados com imageadores (imageador é um dos nomes que usamos para sensores astronômicos que produzem imagens, mas tudo bem se você chamar de câmera) de alto desempenho.

O programa é coordenado pelo Observatório Nacional e tem a nossa participação como tutores, ajudando na escolha de alvos e no uso dos softwares de processamento de imagens.

Para entender como telescópios equipados com imageadores produzem suas imagens (Isso vale para os telescópios do LCO, para Hubble, para o James Webb e para qualquer telescópio dedicado a pesquisa) você pode começar por esse vídeo:

Agora vamos a um passo a passo de como selecionar os alvos, solicitar as observações e transformar os dados em imagens!

1. O que é o LCO?

A rede Las Cumbres Observatory integra um conjunto telescópios em sítios localizados no Havaí, Texas, Chile, Ilhas Canárias, África do Sul e Austrália. Há também um sítio em Israel, com um telescópio de 1m de diâmetro que não faz parte de nosso programa. O LCO disponibiliza dados de observação e tempo de uso de telescópios para atividades de educação e divigulgação, dentro do programa 100 horas para 100 escolas. É nessa iniciativa que o programa LCO/MCTI se encaixa.

2. O que posso observar?

O nome do projeto é “Imagens do Céu Profundo” e traduz bem uma fusão que os telescópios de 0,40m desempenham muito bem: observar objetos difusos fora do Sistema Solar (os objetos do Céu Profundo). Mas também é possível fazer imagens de planetas e pequenos corpos do sistema solar (cometas, asteroides, planetas anões) e objetos estelares. No entanto, imagens com tempos de exposição longos de objetos muito brilhantes causam saturação no sensor e devem ser evitados.

3. E como escolher objetos de Céu Profundo para observar?

O astrônomo francês Charles Messier compilou no século 18 um catálogo de 110 objetos de aparência nebulosa que poderiam ser confundidos com cometas. Messier era um caçador de cometas e seu catálogo é composto de objetos que na verdade não eram de seu interesse e que poderiam frustrar outros caçadores de cometa. O seu catálogo inclui objetos de naturezas bem distintas: aglomerados estelares abertos e globulares, nebulosas de emissão, restos de supernova, nebulosas planetárias e galáxias. Essa lista de objetos desinteressantes para Messier no século 18, são na verdade um verdadeiro baú do tesouro para astrônomos amadores de hoje: objetos luminosos e visíveis até por telescópios modestos (alguns dos objetos do catálogo Messier são visíveis inclusive a olho nu).

Nossa sugestão inicial é: pesquise os 110 objetos do catálogo Messier. Os objetos são numerados sequencialmente, recebendo o prefixo M: M1 é a Nebulosa do Caranguejo, M13 é o grande aglomerado globular em Hércules, M31 é a Galáxia de Andrômeda, M42 é a Grande Nebulosa de Órion…

Como Messier estava na Europa, há objetos de céu profundo fascinantes no hemisfério sul celeste que não eram visíveis para ele e não entraram em seu catálogo. O astrônomo amador e popularizador da astronomia inglês Patrick Moore compilou um catálogo, publicado em 1995, que complementa o catálogo Messier, com 109 objetos de céu profundo brilhantes e observáveis por astrônomos amadores que não constam do catálogo de Messier. Moore usou seu outro sobrenome para nomear o catálogo: Caldwell. E seus objetos são nomeados com o prefixo C: C63 é a Nebulosa da Hélice, C77 é a galáxia Centaurus A, C80 é o aglomerado globular Omega Centauri… Você pode buscar por esses catálogos na Wikipedia, e em seguida pode visualizar os objetos usando a ferramenta ESA SKY. O ESA SKY é uma implementação online do atlas astronômico ALADIN. Uma ferramenta indispensável em seu cinto de utilidades astronômicas.

O portal ESA SKY é uma implementação online do atlas ALADIN. Use-o para ver imagens fotográficas dos objetos de Céu Profundo e planejar suas observações.

Resumindo: pesquise com sua equipe os objetos dos catálogos Messier e Caldwell. Estude as classes de objetos, suas magnitudes e encontre suas coordenadas (Ascenção Reta e Declinação). Encontre também seu tamanho aparente (em segundos ou minutos de arco) e compare com o campo dos imageadores (30′ x 20′).

4. E como observar?

Agora que os possíveis alvos foram escolhidos é preciso saber se eles estão visíveis no período de disponibilidade do seu tempo de observação. Queremos também evitar que a Lua esteja perto do objeto, interferindo na observação. Podemos usar o simulador Stellarium para verificar essas condições. Insira a data provável da observação e procure o objeto escolhido. Verifique a hora de nascimento, de trânsito e de ocaso. Verifique também se a Lua está nas proximidades. Se tudo estiver ok, podemos passar adiante e solicitar a observação.

4.1 O Jeito Fácil!


Através do formulário rápido Our Solar Siblings – Quick Submit é possível solicitar as observações em um modo automático que não requer prática nem tampouco habilidade! Use o número de catálogo do objeto ou o nome próprio (quando existir). O sistema de buscar encontrará as coordenadas e gerenciará o tempo de exposição. Seu pedido de observação entrará na fila de requisições e tudo o que você precisa fazer é esperar pelos dados. Confira no site https://observe.lco.global/ se sua observação está na lista e qual o seu status.

4.2 O Jeito Poderoso!

https://observe.lco.global/
Aqui você vai precisar de um pouco mais de intimidade com os diversos parâmetros envolvidos, mas também vai poder ter controle em pontos que o Our Solar Siblings decidiu por você. Neste modo manual você pode definir tempos de exposição diferentes em cada filtro, pode montar mosaicos de objetos que sejam grandes demais para caber no campo de uma única imagem e pode também escolher filtros que estejam fora do padrão BVR.

Neste vídeo apresentamos o LCO Observing Portal:

5. E Como Transformo os Dados em Imagens Coloridas?

Os dados disponibilizados após a observação seguem o padrão adotado na astronomia profissional. Os asquivos são disponibilizados no formato FITS, um formato de arquivo realmente versátil e poderoso, capaz de transportar não apenas dados de imagem, mas também informações sobre o instrumento e o local de observação, sobre o objeto observado e até de incorporar um sistema de coordenadas celestes, permitindo que façamos medidas de posições (astrometria) em nossas imagens.

Recomendamos o software SAO Image DS9 para abrir os arquivos FITS e para combinar os arquivos obtidos nos filtros B (Azul), V(Verde/Visual) e R(Vermelho) em uma única imagem colorida. É um programa leve, gratuito e com interface simplificada. Temos vídeos apresentando as funcionalidades do DS9 aqui: https://www.youtube.com/watch?v=R92DeVu5zNE

6. E o que fazer com essas imagens?

Produzir imagens astronômicas é uma atividade que permite múltiplas abordagens. É possível pensar na física e na composição química dos objetos imageados, na sua morfologia, na sua nomenclatura ou puramente em seus aspectos estéticos. É uma atividade multidisciplinar por natureza e sem muita dificuldade é possível integrá-la em todos os níveis de ensino e em diverentes unidades de conteúdo dentro da BNCC. Discutimos um pouco sobre isso no vídeo seguinte:

Mas além de seu uso na sala de aula, participantes do programa Imagens do Céu Profundo precisam produzir um pequeno relatório para se tornarem elegíveis ao certificado de conclusão das atividades do programa. Essas instruções são passadas mais detalhadamente após o período de observação.

7. Meu Tempo de Observação Acabou. O Que Mais Posso Fazer Dentro do Programa?

É possível continuar acessando o banco de dados do portal LCO e trabalhando com observações já realizadas. Você não poderá solicitar novas observações, mas o banco de dados é gigante e você vai poder explorá-lo para compor novas imagens a partir dos dados arquivados.

Além disso, você pode acessar outros bases de dados astronômicos (com dados do Hubble, do James Webb e de outros grandes telescópios também!!) e usar as mesmas técnicas que aprendeu para utilizar com os dados do LCO.

ALERTA DE BOATO: O que é o Afélio?

Se você não recebeu uma bizarra mensagem falando sobre um nefasto “Fenômeno APHELION” em algum grupo do whatsapp, provavelmente ainda vai receber.

Captura de tela da mensagem FALSA que diz "A partir de amanhã, às 5:27, vivenciaremos o fenômeno aphelion, onde a Terra estará muito distante do Sol. Não podemos ver o fenômeno, mas podemos sentir seu impacto. Isso vai durar até agosto. Teremos um clima frio mais do que o clima frio anterior, o que afetará a gripe, tosse, falta de ar, etc. A distância da Terra ao Sol é de 5 minutos-luz ou 90 milhões de km. O fenômeno do afélio a 152 milhões de km."
A mensagem com conteúdo falso que tem circulado no whatsapp usando o termo astronômico em inglês Aphelion e com informações distorcidas.

O boato pega carona em um termo astronômico e segue destilando alarmismo e pedindo compartilhamento! Mas o que é realmente o afélio (é esse o termo em português)? E tem ele algum efeito perceptível no clima?

A órbita terrestre, como a de todos os planetas, é uma elipse, ou seja, um círculo um pouco alongado. E por ser alongada, a órbita possui um ponto mais próximo ao Sol, que chamamos de periélio, e um ponto mais distante, que chamamos de afélio. O afélio não é, portanto, um fenômeno, mas apenas um ponto de nossa órbita por onde passamos todos os anos. O boato também passa longe da realidade quando diz que o afélio vai durar de “amanhã” (não há data na mensagem) até agosto. O afélio é apenas um ponto na órbita e não um fenômeno duradouro. Em 2022 passaremos por esse ponto no dia 4 de julho. E em 4 de janeiro, passamos pelo outro ponto importante, o periélio. Mais informações sobre essas datas podem ser encontradas no site Time and Date.

A órbita da Terra, em azul na imagem, é quase circular e distância da Terra ao Sol varia apenas 1,7% em relação à média, como visto nesse gráfico gerado pelo visualizador de órbitas do Laboratório de Propulsão a Jato (JPL) da NASA. Ao contrário das órbitas de Mercúrio – a mais interna no gráfico – e a de Marte – a mais externa – que possuem excentricidade considerável. (https://ssd.jpl.nasa.gov/tools/orbit_viewer.html)

A mensagem acerta na distância em que a Terra se encontra do Sol no afélio (152 milhões de km), mas usa um valor absurdamente menor (e errado!) para o periélio, fazendo parecer que no afélio estamos muito mais distantes do Sol do que no resto do ano. Na verdade, a variação entre a distância média da Terra ao Sol e a distância no afélio e no periélio é de apenas 1,7% – o que é completamente imperceptível na prática. Os valores na tabela abaixo foram extraídos da Tabela de Dados Planetários do Centro Espacial Goddard da NASA e os valores da distância média ao Sol e do afélio e periélio da Terra estão destacados. Note que o valor de 90 milhões de km, atribuído ao periélio na mensagem, nos colocaria dentro da órbita de Vênus!

 Mercúrio  Vênus  Terra Marte Júpiter  Saturno  Urano  Netuno 
Distância Média ao Sol (106 km)57.9108.2149.6228.0778.51432.02867.04515.0
Periélio (106 km)46.0107.5147.1206.7740.61357.62732.74471.1
Afélio (106 km)69.8108.9152.1249.3816.41506.53001.44558.9
Excentricidade Orbital0.2060.0070.0170.0940.0490.0520.0470.010
Parâmetros orbitais dos planetas do Sistema Solar. fonte: https://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/factsheet/

Vale lembrar também que não é o afélio que causa o inverno. Em julho, quando estaremos no inverno do hemisfério sul, será pleno verão no hemisfério norte.

As estações do ano são um efeito da inclinação do eixo de rotação da Terra em relação à sua órbita, que expõe mais diretamente um hemisfério aos raios solares do que o hemisfério oposto, de acordo com a época do ano.

Verão no Hemisfério Sul
No verão do hemisfério sul, os raios do Sol atingem mais diretamente nosso hemisfério e permanecemos iluminados por mais tempo. Os dias são mais longos e as noites são mais curtas. Ao mesmo tempo, o hemisfério norte recebe menos luz solar. A imagem acima foi produzida pelo observatório DSCOVR e mostra a face iluminada da Terra no dia 21 de dezembro de 2020. A linha tracejada marca o equador, dividindo os hemisférios. (crédito: DSCOVER/EPIC)
No inverno do hemisfério sul, os raios do Sol chegam mais inclinados ao nosso hemisfério e permanecemos iluminados por menos tempo. Os dias são mais curtos e as noites são mais longas. Ao mesmo tempo, o hemisfério norte recebe mais luz solar. A imagem acima foi produzida pelo observatório DSCOVR e mostra a face iluminada da Terra no dia 21 de junho de 2020. A linha tracejada marca o equador, dividindo os hemisférios. (crédito: DSCOVER/EPIC)

Esperamos que com esses dados e referências todos sejam capazes de ajudar a freiar mais um boato de rápida circulação nos grupos de whatsapp e possam ajudar a espalhar a boa ciência. Podem compartilhar este artigo sem moderação e estamos sempre prontos para tirar dúvidas em nossas redes sociais: sigam www.twitter.com/ceuprofundo e www.instagram.com/ceuprofundo.

Eclipse Lunar Total: Tudo Que Você Precisa Saber

Vamos começar o texto com uma grande ADVERTÊNCIA: O ECLIPSE COMEÇA NA NOITE DE DOMINGO! E precisava ser em caixa alta e negrito? Precisava! Como o máximo do eclipse acontece na madrugada do dia 16 (segunda-feira), não queremos correr o risco de deixar ninguém achando que é pra começar a observar na noite de segunda! Já pensou, perder o melhor eclipse lunar para observadores no Brasil dos últimos anos?

Na noite de domingo pra segunda, a Lua cheia, cruzando o plano da órbita terrestre – o plano que não por coincidência chamamos de eclíptica, afinal, é nele que ocorrem os eclipses – passará pela sombra da Terra, produzindo o que há milênios permitiu que tivéssemos certeza de que a Terra é uma esfera! Como? Essa é fácil: a sombra que a Terra projeta durante os eclipses é sempre circular e o único objeto que sempre projeta uma sombra circular, não importa como seja iluminado, é uma esfera.

Agora vamos ao que importa para a observação! A imagem acima detalha os horários de cada ponto importante do eclipse (no horário de Brasília) e valem pra qualquer observador que consiga ver a Lua nesses horários, ou seja (se a meteorologia não atrapalhar), todo o Brasil!

A fase penumbral do eclipse se inicia às 22:32, mas essa é uma fase praticamente imperceptível. A queda no brilho da Lua é muito pequena e apenas com o eclipse mais avançado vai ficar mais evidente que algo diferente está acontecendo. É só às 23:27 que a Lua toca a umbra, a região mais escura e com contorno definido da sombra terrestre. A partir daí percebemos a mordida da sombra na Lua cheia.

Como Observar?

Para observar um eclipse lunar não é necessário nenhum instrumento e, ao contrário dos eclipses solares, não é preciso usar nenhum tipo de proteção. É seguro observar toda a duração do eclipse a olho nu. Mas se você tem instrumentos à disposição, telescópios e binóculos podem ser usados e com eles é possível inclusive perceber melhor o deslocamento da sombra da Terra pelas crateras e outras formações da superfície lunar. Experimente cronometrar os eventos mais importantes, como o início da parcialidade, quando a Lua toca o contorno da sombra da Terra (início do eclipse parcial), quando ela entra completamente na sombra (totalidade) e quando ela começa a deixar a sombra até o fim da parcialidade. Você pode também cronometrar os instantes em que a sombra toca a borda de uma cratera e o instante em que a cratera é completamente encoberta.

A única coisa que pode realmente impedir uma boa experiência na observação do eclipse é um céu encoberto. Mas o Observatório Nacional reunirá em seu canal no youtube, numa edição especial do já tradicional O Céu em Sua Casa, a transmissão de vários observatórios espalhados pelo país e certamente vários deles terão belas imagens para compartilhar durante o evento! Fique de olho na transmissão a partir das 23h15.

Lua: Mares, oceanos e baías numa superfície desértica.

A face visível da Lua é marcada por vastas planícies escuras que contrastam com o terreno mais claro e mais acidentado do restante da superfície lunar. Apesar de não haver água no estado líquido na superfície da Lua, essas regiões recebem o nome de oceanos, mares, lagos e baías.

O mares lunares são na verdade um deserto seco e correspondem a regiões inundadas pelo basalto originado na atividade vulcânica lunar (https://doi.org/10.1029/2000JE001244) no período compreendido entre 4 e 1,1 bilhões de anos atrás(aqui é bom lembrar que no português brasileiro 1 bilhão equivale a 1.000.000.000).

A face visível da Lua (imagem da esquerda) e seu lado oculto (à direita) em mosaico composto por imagens da Lunar Reconnaissance Orbiter [crédito: NASA]

Por se tratar de regiões mais jovens do terreno, os mares exibem menos crateras de impacto que as regiões mais antigas e elevadas. Além disso, os mares possuem albedo mais baixo, refletindo menos luz e parecendo mais escuros, destacando-se – mesmo a olho nu – contra o terreno mais claro.

Os primeiros mapas a nomear acidentes do relevo lunar datam do século XVII e já registravam as planícies basálticas como mares e oceanos. Os mapas de Langrenus (1645), Hevelius (1647) e Riccioli (1651) traziam denominações distintas para os mares e para as demais formações da topografia da Lua. O sistema adotado por Riccioli é o que mais se aproxima da nomenclatura moderna, padronizada pela União Astronômica Internacional a partir da aprovação do mapa e catálogo Named Lunar Formations compilado por Mary Blagg e Karl Müller e publicado em 1935.

Mapa da Lua publicado em 1645 por Michael von Langren, o primeiro a atribuir nomes a formações da topografia lunar.
Mapa da Lua de Johanes Hevelius, publicado em 1647 na obra Selenographia.
Mapa lunar desenhado por Grimaldi e publicado por Giovanni Battista Riccioli no Almagestum Novum em 1651 [ETH-Bibliothek Zürich ]

O atlas de Blagg e Müller foi um primeiro passo na universalização da nomenclatura lunar, mas o aumento da resolução das fotografias lunares capturadas em telescópios terrestres e o mapeamento do lado oculto da Lua por espaçonaves exigiu sucessivas atualizaçoes nos mapas lunares nas décadas seguintes. Um curioso episódio seguiu o envio das primeiras imagens da face oculta da Lua pela sonda soviética Luna 3. Os cientistas soviéticos batizaram uma das raras planícies basálticas naquele lado da Lua de Mare Moscoviense, quebrando a tradição de nomear mares com nomes relacionados a àgua (Mar das Chuvas, Oceano das Tempestades…) ou a estados de espírito (Mar da Tranquilidade, Mar da Serenidade…) para o desconforto dos mais apegados à nomenclatura histórica.

A Assembleia Geral da União Astronômica Internacional (IAU General Assembly) de 1961 estabeleceu que além das regras em voga, ficasse estabelecido que: “Grandes áreas escuras são designadas por denominações em latim referentes a estados de espírito. Estes nomes são associados, de acordo com as regras de declinação e grafia do latim, aos substantivos apropriados: Oceanus, Mare, Lacus, Palus or Sinus. (As exceções Mare Humboldianum e Mare Smythii são mantidas, por estarem consagradas pelo uso). “

“Large dark areas are designated in Latin denominations calling up psychic states of minds. These names are associated, according to the Latin declination ruIes and spelling, to one of the appropriate substantives: Oceanus, Mare, Lacus, Palus or Sinus. (The exceptions, Mare Humboldianum and Mare Smythii, are preserved, due to long usage).” [XIth General Assembly. Berkeley, USA 1961]

A solução para o impasse soviético veio daí! Reza a lenda que o astrônomo Aldouin Dollfus, muito diplomaticamente, estabeleceu que o nome Mare Moscoviense estava de acordo com a regra, porque Moscou é um “estado de espírito”.

Mapa topográfico da Lua criado a partir de dados da sonda chinesa Chang-E1.

Imagens Astronômicas – Visualizando Dados de Imagem

M57 - Nebulosa do Anel
Nebulosa M57, na constelação de Lira. (Hubble/STScI/PID=12309. Processamento: Wandeclayt Melo)

É impossível conter a admiração frente a uma imagem exuberante e colorida como esta da nebulosa planetária M57. A imagem é resultado de observações realizadas pelo Telescópio Espacial Hubble utilizando canal UVIS da câmera WFC3, a mais moderna a bordo do telescópio, instalada em 2009 em sua última missão de manutenção.

Criamos esta imagem utilizando os arquivos originais do telescópio Hubble, combinando dados obtidos através de filtros que selecionam que faixas de comprimentos de onda são transmitidos ao sensor da câmera. Os filtros são necessários porque as câmeras de alto desempenho utilizadas para o registro de imagens astronômicas profissionais geram apenas imagens em tons de cinza, registrando a intensidade, mas não a cor, da luz incidente em cada pixel. As imagens coloridas são na verdade uma combinação de várias imagens individuais em tons de cinza que foram colorizadas posteriormente. Apesar de não registrar cores, estes arquivos podem carregar muito mais informações: coordenadas celestes da região imageada, características do telescópio e do sensor – incluindo parâmetros de eficiência quântica do sensor, que permitem estimar com precisão a quantidade de fótons que foi efetivamente contada por cada pixel – e camadas adicionais de dados como tabelas e arquivos de calibração. Como os formatos tradicionais de imagem não possuem provisão para transportar todos estes dados, a comunidade astronômica desenvolveu seu próprio padrão de arquivo, capaz de lidar com todas essas camadas de informação e de armazenar uma vasta gama de valores por pixel, necessária para compreender as diferenças de luminosidade que muitas vezes precisam ser registradas em uma única imagem sem perda de informação.

Um Formato de Arquivo Dedicado para a Astronomia

O formato de arquivo criado e adotado pela comunidade como padrão para dados e imagens astronômicas é o FITS – Flexible Image Transport System (documentação em https://fits.gsfc.nasa.gov/) e requer ferramentas e aplicativos especiais para sua visualização e análise.

Câmera CCD astronômica SBIG STT-8300. Este é um modelo de câmera disponível comercialmente e utilizada em telescópios de menor porte. Grandes telescópios não utilizam instrumentos comerciais e costumam integrar câmeras e outros detectores projetados especificamente para eles . [Crédito: Diffraction Limited]

Os dados no formato FITS dos telescópios espaciais e observatórios profissionais em solo são disponibilizados em repositórios públicos abertos para a comunidade científica e para a ciência cidadã. Isso significa que você pode acessar, por exemplo, o arquivo de imagens dos telescópios que integram a rede Las Cumbres Observatory (https://lco.archive.org) e localizar, baixar e processar dados reais de observação. Para isso você precisará de um aplicativo com suporte ao formato FITS e se você ainda não usa nenhum dos apresentados nesta lista https://fits.gsfc.nasa.gov/fits_viewer.html podemos sugerir algumas opções.

FITS Liberator

Uma das opções mais simples para visualizar e converter arquivos FITS para formatos de imagem tradicionais (JPEG, PNG, TIFF…) é o FITS Liberator.

Interface do FITS Liberator versão 3.0 (ESA, ESO, NASA).

O FITS Liberator é talvez a opção mais simples se a ideia é apenas visualizar e exportar os arquivos FITS para um editor de imagem tradicional. Ele permite também visualizar o cabeçalho (FITS Header) que traz informações importantes sobre o arquivo (filtros utilizados, tempo de exposição, coordenadas da imagem e do observatório, telescópio e câmera que originaram o arquivo…).
O download da versão mais recente pode ser feito em https://noirlab.edu/public/products/fitsliberator/
A versão 3.0, anterior à atual, possui alguns recursos úteis que foram suprimidos na versão 4.0. Isso simplificou a interface, mas a ausência da função ‘auto scaling’ que fazia um ajuste automático dos níveis de preto e branco na imagem dificulta a vida dos iniciantes. Mas a versão 3.0 continua disponível em: https://noirlab.edu/public/products/fitsliberator/download-past-versions/

Interface do FITS Liberator 4.0 (NOIRLab/IPAC/ESA/STScI/CfA).

SAO Image DS9

O SAO Image DS9 é uma ferramenta usadas por profissionais e por isso engloba funções avançadas de análise de imagens. É possível determinar coordenadas (astrometria) e medir magnitudes (fotometria) , traçar contornos, criar animações… mas tudo isso dentro de uma interface enxuta que não confunde os marinheiros (ou astrônomos) de primeira viagem. Profissionais e usuários experientes usam o DS9 principalmente através da linha de comando, integrado aos ambientes IRAF ou PyRAF.

Para iniciantes, a mais importante adição é a capacidade de combinar arquivos em camadas associadas às cores vermelha, verde e azul, criando assim imagens RGB coloridas. Recurso que pode ser muito útil para atividades educacionais com dados reais de telescópios.

SAO Image DS9 (Smithsonian Astrophysical Observatory, Center for Astrophysics, Harvard University)

O SAO Image DS9 é o nosso visualizador preferido e é o que utilizamos em nossas oficinas. Ele vem de uma longa linhagem que teve origem com o SAO Image em 1990. Uma segunda geração do software foi batizada de SAO TNG (numa referência ao seriado de ficção científica Star Trek – The Next Generation). A geração seguinte aproveitou o embalo e também pegou emprestado o nome de uma série derivada de Jornada nas Estrelas: Star Trek – Deep Space 9, chegando assim ao nome do nosso querido SAO Image DS9.

Apesar da capacidade de criação de imagens coloridas, tenha em mente que o DS9 não é um programa de edição avançada de imagens, ele é uma ferramenta de visualização e análise científica e se você deseja recursos estéticos mais avançados ou se quer combinar muitos frames para melhorar a relação sinal ruído de sua imagem deverá buscar outras alternativas.

A adição de novas funções sempre acrescenta uma maior complexidade de operação, por isso, no DS9 e em todas as ferramentas apresentadas a seguir acostume-se a ler a documentação e a aprender com usuários mais experientes em fóruns especializados.

O download do SAO Image DS9 pode ser feito no endereço: https://sites.google.com/cfa.harvard.edu/saoimageds9/download

Salsa J

O Salsa J é não é uma ferramenta profissional, mas incorpora funções de análise que podem ser utilizadas para tarefas mais avançadas em educação e em ciência cidadã.

Interface do Salsa J durante criação de imagem RGB a partir de arquivos FITS (EU-HOU).

É possível criar imagens RGB, medir magnitudes, tamanhos aparentes e analisar espectros. Sua interface é amigável e o programa roda bem mesmo em máquinas mais modestas.

Se você que um aplicativo leve, amigável e versátil e não faz questão de conhecer as ferramentas astronômicas utilizadas por profissionais, o Salsa J provavelmente vai fazer você muito feliz. Há muitos tutoriais e exemplos mostrando seu uso em sala de aula na educação básica.

O Salsa J e vários tutoriais estão disponíveis em: http://www.euhou.net/index.php/salsaj-software-mainmenu-9

Aladin

Aladin é um verdadeiro canivete suiço com mais funções do que o usuário médio jamais será capaz de sequer explorar. Ele é apresentado como um atlas celeste interativo que permite a visualização de imagens digitalizadas do céu de diversos levantamentos e sobrepor dados de catálogos e outros arquivos astronômicos, inclusive arquivos locais, além de acessas interativamente serviços de informações de objetos astronômicos como Simbad, VizieR e outras bases de dados para todos os objetos no campo.

Interface do Aladin 11 (Université de Strasbourg/CNRS)

O Aladin é o mais intimidador dos programas aqui apresentados e requer uma boa disposição para a consulta de sua documentação. Se seu objetivo é algo modesto como apenas criar uma imagem RGB a partir de arquivos FITS, optar pelo Aladin é algo como usar um canhão pra matar uma formiga. Ele certamente vai fazer o serviço, mas há opções mais econômicas para isso (e com curvas de aprendizado menos íngremes). Amamos o Aladin, mas achamos bem pouco adequado começar a usá-lo antes de dominar algumas conceitos que podem ser explorados em programas com interface mais limpa.

Mas se você realmente decidiu pela ousadia, pode baixá-lo em: https://aladin.u-strasbg.fr/

Um Recado Final

O fantástico mundo dos dados astronômicos reais está disponível para todos. Brincar, aprender e descobrir está ao alcance de qualquer pessoa com com um computador com acesso à internet e com conhecimento suficiente para operá-lo (você precisa ser capaz de instalar os programas e resolver pequenos problemas, comuns a esse tipo de tarefa, ou ter à disposição alguém que vá resolvê-los pra você) . Muitas vezes, as principais dúvidas apresentadas durante nossas oficinas se relacionam a tarefas do sistema operacional do usuário e uma vez sanadas, as tarefas de processamento dos dados segue sem tropeços.
A partir desse ponto o aprendizado vem com a experiência, mas a leitura de manuais é indispensável. A documentação destes softwares é bem completa e costuma cobrir a maior parte das dúvidas que você terá a começar a trabalhar com eles. Mergulhe sem medo nos manuais, eles serão seus companheiros se você pretender se tornar íntimo destes divertidos brinquedos que acabamos de apresentar!