Calibrações Fotométricas UBVRI para o Sítio do Observatório Astronômico Antares

Toni Cordeiro de Almeida

Resumo


Este trabalho tem como objetivo determinar os coeficiêntes de extinção atmosférica e de
transformação para o sítio do Observatório Astronômico Antares (OAA) localizado na
cidade de Feira de Santana. Uma vez que, na maioria das vezes, a luz passa boa parte do
seu trajeto sem sofrer nenhuma alteração, porém ao atravessar a atmosfera terrestre ela
sofre uma perda significativa no seu brilho, sendo necessário fazer uma correção no
valor medido de sua magnitude e esta correção se referere ao coeficiênte de extinção
atmosférica. A magnitude aparente é uma grandeza inversamente proporcional ao brilho
do objeto em estudo, e depende das condições de observação pelo fato de que a
depender do sítio pode ter mais ou menos poluição luminosa ou massa de ar além de
que ao proprio intrumento utilizado altera os resultados da medição. Para os astrônomos
e cosmológos poderem trocar informações e criarem tabelas de referência, foi criada
uma escala de magnitude que não depende das condições de observação, e essa escala é
chamada de magnitude padrão. Logo, é necessário converter a magnitude obtida com
uma determinada observação para a magnitude padrão, e o coeficiênte ângular dessa
transformação é chamado de coeficiênte de transformação, enquanto o linear é
chamando de ponto zero.
Antes de ser realizar a fotometria, que é o processo de medição da quantidade de luz
que recebemos de um objeto, é necessário realizar um processo chamado redução de
dados. Ao ser realizada uma medição astravés de um telescópio, existem 3 principais
correções que devem ser aplicadas à observação, são elas: bias, dark e flat, essas
correções são chamadas de redução de dados. O bias diz respeito ao sinal ruído gerado
pela Charged-coupled device (CCD) que é a parte do telescópio responsável para a
captura de imagens. O dark é a correção responsável pelo fator temperatura, uma vez
que ela está diretamente relacionada com a velocidade das partículas, então quanto
maior ela for mais instável vão ser os fótons que estão chegando na CCD. E por último,
mas não menos importante, o flat que é responsável pela uniformidade dos fótons que
ocupam os pixels da CCD.
Para a realização deste trabalho, foi utilizado o software Image Reduction and Analysis
Facility (IRAF). Ele reúne diversos pacotes essênciais para o processo de redução de
dados e teve seu desenvolvimento iniciado em meados de 1982 por Doug Tody no
National Optical Astronomy Observatories, em Tucson, Ariona. Mais tarde, em 1982,
Doug e Peter Shames o fundiram com o Science Data Analysis System (SDAS), e assim
resultou o atual IRAF e o STSDAS, ambos compatíveis um com o outro. Sendo o IRAF
totalmente gratuito e disponível para o sistema operacional Linux.


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DOI: http://dx.doi.org/10.13102/semic.v0i22.4083

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