Eclipse Lunar de 27 julho 2018 em Ponta Delgada

Em pesquisa de Phobos e Deimos apenas detetámos estrelas de magnitude 9,5 e 10,5 porque as luas estavam muito próximas do planeta.

A Lua em véspera do eclipse

Takahashi 102FS, redutor focal 0,50, ZWO ASI224MC e iOptron CEM60

Ponta Delgada, Fajã de Baixo em 27 julho 2018 por J. Porto

Marte e Saturno em 24 julho 2018

Marte em 24 julho à meia noite e 9 minutos UT, debaixo de uma tempestade de poeira e com a turbulência atmosférica sobre a nossa região não permite ver pormenores na sua superfície. Em todo o caso ainda dá para distinguir o Valles Marine e a Terra Sirenum.

Imagem resultado de um AVI com 1220 frames processados pelo RegiStax.

Celestron 203mm a f/25.

Estas imagens foram processadas com filtros do RegiStax menos agressivos.

Obtidas em momentos diferentes em 24 julho 2018: 00:09 e 23:29 UT. A ultima é resultado do "stacking" de 1266 frames com um "seeing" paupérrimo devido à extinção atmosférica dado o planeta se situar muito perto do horizonte e por outro lado porque a turbulência atmosférica era muito grande.

A imagem de Saturno deve-se ao tratamento de uma filme AVI com apenas 300 frames em condições muito adversas com a Lua situada no mesmo quadrante e um "seeing" péssimo.

O mosaico com os dois planetas foi obtido de dois outros AVIs com 1068 (Saturno) e 2148 (Marte) frames e também processados com o RegiStax 5

O dispositivo utilizado para obter os AVIs: Barlow Televue 2,5X e ZWO ASI224mc com Flip-Mirror e ocular 25 mm em parfocal e com retículo luminoso da True Technology.

Software de aquisição das imagens SharpCap 3.1.

Aguardando o bom tempo

A "artilharia" montada: Takahashi 102FS f/8, iOptron CEM60, Canon 350D modificada e com filtro CLS da Astronomik, ZWO ASI224mc em Off-Axis-Guider, USB_focus v3, Telrad, Stellarmate, ... e muita paciência ...

Nuvens atrás de nuvens, autoguiagem aborta autoguiagem recomeça ...

Falar em conceitos tais como FWHM, HFD, RDN e RMS aplicados nos Açores, constitui um desafio sempre presente em qualquer sessão de observação astronómica, mesmo com o melhor dos céus ou com o anti-ciclone instalado no zénite.

Teoricamente fazer auto guiagem de forma aceitável significa ter a configuração ótica adequada e o sensor CCD/CMOS com os pixéis certos para obter a resolução certa. 

Resoluções obtidas com o "setup" 

Para além deste ponto de partida de natureza tecnologicamente único, a estratégia é sempre minimizar os efeitos da atmosfera do nosso planeta e os defeitos do sistema ótico utilizado, bem como os erros introduzidos pela mecânica de uma montagem ou as flexões do sistema de guiagem, ou ainda a deslocação do espelho principal no ato de focagem, no desvio médio daquilo que deveria ser uma imagem pontual de uma estrela (PSF – Point Spread Function ou Função de Dispersão Espacial de um Ponto Luminoso *) em relação àquilo que nos é dado detetar. Tudo porque a Ascensão Reta do eixo polar da montagem roda a 15 segundos de arco para compensar a rotação da Terra de oeste para este.

Falamos de auto guiagem, porque com os meios disponíveis hoje em dia com camaras CCD ou CMOS e ainda software adequado existente, torna-se impensável fazer guiagem manual.

Dada a performance do nosso sistema de visão, poder-se-ia considerar que ainda a melhor técnica seria o aspeto das estrelas a olho nu (suficientemente pontuais e redondas). E talvez, que para o caso dos Açores, ainda seja de considerar como a melhor técnica a utilizar!

Contudo existem várias técnicas que pretendem ultrapassar os eventuais defeitos da visão humana, oferecendo parâmetros de comparação universal. Uma é a designada FWHM (Full Width at Half Maximum ou Máximo da Metade da Largura Total). A outra é a chamada HFR ou HFD (Half Flux Radius ou Half Flux Diameter *) que aliadas à RDN (Roundness) de uma estrela permitem saber qual o erro da nossa auto guiagem.

A Roundness mais não é do que a “circularidade” da estrela, ou seja, se for igual a zero a estrela é perfeitamente redonda. Normalmente uma RDN < 0,1 não é percetível ao olho humano. Assim o trabalho da motorização na AR da montagem equatorial será tanto melhor quanto RDN = (eixo maior - eixo menor) / (eixo maior + eixo menor) < 0,1. Está claro que isto depende muito de um bom alinhamento polar.

Em termos teóricos o fator limitante será sempre o Limite de Difração (traduzido pelo Disco de Airy * e pelo Limite de Rayleigh ou Resolução Angular *) que definem o perfil da fonte luminosa a partir do seu centro em segundos de arco.

Disco de Airy central e padrão PSF (imagem do Wikipédia)

Para um telescópio com óticas perfeitas, o Disco de Airy concentra 84% da energia radiante sendo que os outros 16% estão distribuídos pelos anéis concêntricos, interessa-nos sobretudo os primeiros 84% e em especial a metade destes a meia altura (FWHM) pois representam a imagem pontual como objetivo a registar pelo sensor.

FWHM – representação gráfica (Imagem do Wikipédia)

O FWHM representa assim a metade da energia luminosa que está concentrada no núcleo central sendo que a imagem pontual de uma estrela é representada por esta menor unidade significante que é possível registar.

In  http://www.telescope-optics.net/index.htm#TABLE_OF_CONTENTS

Sendo teoricamente o FWHM= 0,0212 * 550 / D (para a luz visível 550 nanómetros) em que D é o diâmetro do telescópio, logo, quanto maior D mais preciso é o valor de FWHM.

No entanto com a atmosfera terrestre tudo é diferente e FWHM=0,025 * lambda / r0, onde r0, conhecido por parâmetro de Fried, refere-se ao comprimento coerente da coluna de ar da atmosfera, cujo valor varia entre 5 e 20 centímetros, estando o valor normal situado nos 8 centímetros.

Agora, imagine-se um telescópio com 20 cm de abertura, FWHM poderia ter um valor de 0,58 segundos de arco. Contudo a influência da atmosfera transforma-o num telescópio de 6,5 cm (para o limite de 0,025*550/8=1,7 segundos de arco).

Considera-se o valor médio de “seeing” entre 1,5 e 2 segundos de arco.

O erro de guiagem na grande maioria do software existente é dado pelo parâmetro RMS (Root Mean Square ou Erro Médio Quadrático) que mais não é do que um valor estatístico que afere o desvio médio do valor esperado do valor observado, em que valores elevados de RMS traduzem condições de observação (“seeing”) piores.

Assumem-se normalmente os seguintes valores de RMS de acordo com as condições de observação (“seeing”):

“Seeing”	Excelente (0,5”arc)	Bom (1,0 “arc)	Médio (2,0“arc)	Pobre (3,0”arc)
Erro RMS	0,13 “arc	0,25 ”arc	0,50 “arc	0,75 “arc

Conclusão (talvez apressada!)

Por muito que nos esforcemos possuindo a melhor ótica, o sensor mais adequado e a montagem equatorial mais robusta e fiável, nunca serão meios suficientes se a turbulência atmosférica fizer das estrelas PSF`s tipo “donuts” e “batatóides”. Os nossos valores normalmente andam em média sempre acima de 1,5 segundos de arco.

Um bom exemplo de "donuts" e "batatóides"

Com a configuração já descrita e integração de 7x200s a 1600 ISO.

Suposto ser a região "Elephant Trunk"

Na melhor das hipóteses resta-nos talvez fazer uso de um ADC (Atmospheric Dispersion Corrector) sobretudo para astrofotografia planetária.

Sendo os Açores um centro permanente de formação e exportação de altas e baixas pressões com constantes frentes oclusas de todos os géneros a passarem por uma orografia que pouco ajuda a estabilidade atmosférica, será muito difícil obter condições adequadas à astrofotografia. Como muitas vezes diz o açoreano: “chove na minha rua mas não na do vizinho da rua ao lado”.

No entanto, sendo astrónomo amador, possuo a qualidade de todos os outros de não perder a esperança. Esperam-nos sessões de astrofotografia atribuladas e trabalhosas!

Continuaremos a aguardar por céus claros e límpidos!

Há 21 anos

Fez agora 21 anos que o cometa Halle-Bopp (C/1995 O1), um dos maiores cometas observados e designado de O Grande Cometa de 1997, fez a sua aparição nos céus açorianos.

Descoberto a 23 de julho de 1995 por Alan Hale e Thomas Bopp, só em janeiro de 1997 se tornaria visível a olho nu. A sua visibiliadade era de tal ordem que lembro-me perfeitamente de o ver momentos antes do nascer do Sol.

O seu aparecimento causou impactos de diversa natureza tanto no meio científico como junto à população, de tal modo que levou ao suicidio em massa de 38 seguidores da seita religiosa ovnilógica dos EUA, conhecida por Heaven`s Gate, alegando que deixavam os seus corpos para seguirem uma nave alíenigena que se escondia por detrás do cometa.

O cometa chegou a mostrar a olho nu as duas caudas iónica e de poeiras e em determinada altura a sua rotação era tão intensa que evidenciava a existência de jatos e géisers de gás que criavam ondas de choque rodeando o seu falso núcleo.

O cometa com as galáxias M31 e M34 mostrando as caudas iónica e de poeiras

Estas duas fotos foram feitas junto ao Charco da Madeira onde era possível ter um céu com 

menos poluição luminosa.

Fotografia feita com a Pentax K-1000 no Maranhão das Capelas

As imagens que aqui publico foram obtidas entre fevereiro e abril de 1997, utilizando diversos "setup`s"  disponíveis na altura e que se resumiam a um ETX90 f/13.8, um dobsoniano de 8 polegadas a f/6, a uma camera ccd CWIP-S da Sirius Instruments e a uma Pentax K-1000 com uma objetiva de 135mm. Fazer longas exposições em modo de guiagem manual era uma "obra de arte"! Foi então que decidimos fazer uma plataforma equatorial tendo encomendado a eletrónica à TL-Systems na Califórnia e onde colocávamos o dobsoniano de 8 polegadas.

Entretanto também concebíamos um Star Tracker para montar a Pentax K-1000 e cujo esquema ainda guardamos e que era operado manualmente a uma volta por minuto ... sem causar qualquer vibração com o parafuso altamente lubrificado, com a latitude do lugar conferida e alinhado o eixo polar à estrela polar.

O telescópio Newtoniano em montagem dobsoniana sobre a plataforma equatorial TL Systems e o Sky Vector 1 com um encoder de Altitude e ainda o esquema do Star Tracker com o que resta hoje em dia do aparelho (tudo isto está em condições de poder funcionar novamente!).

Notar o contra-peso e o nivelador no dobsoniano, Este último era utilizado para colocar em estação todo o sistema com a ajuda de dois encoders óticos em Altitude e em Azimute, controlados por um Sky Vector I adquirido na Eftonscience de Toronto.

O géisers e jatos de gás rodeando o falso núcleo

 Tentando mostrar a estrutura interna do cometa com o software existente na altura

por exemplo o Paint Shop Pro (PSP)

 A fotografia digital ainda não tinha feito o seu aparecimento e utilizávamos filmes muito sensíveis que custavam"os olhos da cara" como o Fuji super G plus 800

 A Internet era recente e utilizada sobretudo na área da astronomia constitui uma recordação inesquecível a partilha e publicação destas imagens em diversos "sites" da NASA e de outros onde se fazia a recolha oficial de informação sobre este acontecimento:

http://www.xtec.cat/~aparra1/astronom/hb/fot3975s.htm

https://www2.jpl.nasa.gov/comet/porto16.html

https://www2.jpl.nasa.gov/comet/porto12.html

https://www2.jpl.nasa.gov/comet/porto4.html

https://www2.jpl.nasa.gov/comet/images970415.html

Este seria o meu segundo cometa a ser acompanhado de forma sistemática depois de em 1996 ter seguido e fotografado o Hyakutake (C/1996 B2).