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Grupo de Ciências Planetárias
Relatório PIBIC/PIBITI
Análise do seeing e das condições
meteorológicas do Observatório Astronômico do
Sertão de Itaparica em 2019
Aluna: Tatiane Corrêa
Professora orientadora: Dra. Daniela Lazzaro
Professor co-orientador: Dr. Eduardo Rondón
Perı́odo do relatório: Maio de 2019 até Junho de 2020
Sumário
1 Resumo 2
2 Introdução 3
2.1 Observatório Astronômico do Sertão de Itaparica - OASI . . . . . . . . . . . 3
2.2 Caracterização Instrumental . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 4
2.3 Conceitos Básicos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
3 Justificativa 8
4 Objetivos 8
5 Metodologia 8
5.1 Base de dados e análises preliminares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
6 Resultados 15
7 Perspectivas para o próximo ano de bolsa 16
8 Outras Atividades 17
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1 Resumo
O Observatório Astronômico do Sertão de Itaparica (OASI) faz parte do projeto IMPAC-
TON e se encontra localizado no municipio de Itacuruba no estado de Pernambuco. O
observatório é dedicado à observação de pequenos corpos do Sistema Solar, com espe-
cial interesse nos objetos que possuem órbitas próxima da Terra, ou NEOs (Near Earth
Objects). Este se encontra equipado com um telescopio robótico e uma cúpula contro-
lada remotamente do Rio de Janeiro. A escolha do sitio foi baseada na baixa nebulosidade,
contaminação luminosa e precipitação. Devido a necesidade de quantificar estes valores no
ano de 2019 tem-se desenvolvido este trabalho com o objetivo de estimar o seeing médio
do OASI e correlacioná-lo com as condições meteorológicas do sı́tio de observação, afim de
encontrar padrões noturnos e/ou sazonais para determinar as melhores noites e/ou épocas
do ano para realização de observações fotométricas. Para isto tem-se usado a base de
dados do OASI, analisando todas as imagens do ano 2019 com a finalidade de identificar
os filtros e os tempos de exposição mais usados. Encontrando assim que estes correspon-
dem ao filtro R com tempos de exposição de 30 e 40 segundos. Dessa forma foi calculado
uma moda do seeing de 1.35“ para ambos tempos de exposição mas com desvio padrão
σ = 0.55 e σ = 0.47 para uma tempo de exposição de 30 segundos e 40 segundos, respec-
tivamente. Ao analisar a distribuição dos melhores valores de seeing médios ao longo dos
meses de 2019 concluiu-se que em quase todo o ano se obtiveram noites fotometricas, com
exceção dos meses de Maio e Julho. Ao comparar os nossos resultados com os valores do
seeing obtidos para o perı́odo 2011-2018 vemos que são similares e que 2019 foi um dos
anos com noites mais fotometricas que o observatório já teve.
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2 Introdução
2.1 Observatório Astronômico do Sertão de Itaparica - OASI
O Observatório Astronômico do Sertão de Itaparica (OASI), se encontra localizado no
municı́pio de Itacuruba no estado de Pernambuco e faz parte do projeto IMPACTON (Ini-
ciativa de Mapeamento e Pesquisa de Asteroides nas Cercanias da Terra do Observatório
Nacional). Este é um projeto estruturante do Observatório Nacional o qual começa for-
malmente em 2005, ano em que foram aprovados todos os recursos orçamentários para a
compra e operação de um telescópio robótico dedicado ao seguimento de caracterização
fı́sica de NEOs (Lazzaro, 2010). Este projeto é pioneiro em observação remota no Brasil
e é liderado pelo grupo de Ciencias Planetárias do Observatório Nacional. A primeira luz
do telescópio ocorreu em 2011 e o inicio efetivo dos projetos cientı́ficos em 2012 (Lazzaro
et al., 2012). Finalmente em fevereiro de 2013 o OASI recebeu do Minor Planet Center
da União Astronômica Internacional o código “Y28 Nova Itacuruba” (De Pra et al., 2013).
Desde 2014 o telescópio do OASI é operado remotamente do Rio de Janeiro, mas conta
com assistência técnica in-situ.
Figura 1: Distribuição de observatórios no mundo com código MPC, representados por
pontos azuis. Os pontos vermelhos indicam os observatórios com grandes participações em
surveys de pequenos corpos do sistema solar e dedicados à observação desses objetos.
Em verde está indicado o OASI (Rondón et al., 2020).
O OASI está localizado na região nordeste do pais à 390m de altura acima do nı́vel
do mar, cujas coordenadas geográficas são: latitude -8◦47′32.1” e longitude -38◦41′18.7”,
tendo assim o previlégio de poder observar objetos nos dois hemisférios pois está situado
próximo da linha do equador. O OASI junto com o TRAPPIST (ESO, La Serena, Chile),
é um dos poucos observatórios do Hemisfério Sul dedicado totalmente a observação de
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pequenos corpos do Sistema Solar, como mostra a Figura 1. Na atualidade, o principal
objetivo cientı́fico do observatório é a caracterização das propriedades fı́sicas e dinâmicas
como determinação da órbita, perı́odo de rotação, orientação do eixo de spin, diâmetro
e cores superficiais. Principal ênfases tem-se dado na caracterização completa de NEOs
para poder corrigir as curvas de fase e os espectros fotométricos ao considerar as variações
rotacionais (Rondón et al., 2019). Apesar do foco principal do projeto ser a observação de
NEOs (59.4% dos objetos observados), também tem sido observados outros pequenos cor-
pos do sistema solar como os Asteroides do cinturão principal (25.4%), Centauros, Troianos
e Objetos Transnetunianos (6.2%) e cometas (5.2%) (Rondón et al., 2020).
2.2 Caracterização Instrumental
Como já foi dito na seção anterior, o OASI é equipado com um telescópio e um domo
automatizados os quais são operados remotamente do Observatório Nacional no Rio de
Janeiro e com assistência técnica em Itacuruba (Figura 2). O observatório possui um te-
Figura 2: Sala de observação em Itacuruba, no OASI à esquerda, e à direita a sala de
observação remota no ON, Rio de Janeiro.
lescópio f/8 automatizado do tipo Classic-Cassegrain com montagem altazimutal, óptica
desenvolvida por uma empresa alemã (Astro Optik ) e um domo automatizado fabricado
em fibra de vidro por uma empresa australiana (Sirius Observatories)(Figura. 3). Seu es-
pelho parabólico principal, de razão focal f/3, possui 1003mm de diâmetro e seu espelho
hiperbólico (e = 4.84) secundário possui 364mm de diâmetro. Ambos espelhos são revesti-
dos com Al+SiO2 e possuem refletividade maior que 90%. O sistema óptico também inclui
um campo redutor para corrigir aberrações residuais e reduzir a razão focal do telescópio
para 7030mm e assim aumentar o campo efetivo para 27.5 mm2 (Rondón et al., 2020).
O domo possui um diâmetro de 6.7m, uma altura de 5.5m e seu sistema de rotação e
abertura/fechamento é controlado por um motor alimentado por energia solar (Figura. 4).
O telescópio possui três câmeras CCDs disponı́veis, uma modelo Apo-U47-MB-0 (cobrindo
um campo de 5.9’ x 5.9’) e outras duas, cobrindo um campo de 11.8”x 11.8”, modelos Apo-
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Figura 3: Na parte superior da imagem estão sinalizados o telescópio e o painel para fazer
as imagens Flat Field. Na parte inferior estão sinalizadas a roda de filtros, a câmera CCD e
a montagem altazimutal, todos no interior da cúpula (Rondón et al., 2020).
Figura 4: Área externa do OASI. Estão sinalizados, da esquerda para direita: A estação
meteorológica, a antena de internet para o controle remoto no ON, a câmera all sky, o
sensor de chuva do domo e o domo (Rondón et al., 2020).
U42- MB-HC-0 e PL4240. Os filtros disponı́veis são os U, B, V, R, I do sistema fotométrico
Johnson-Cousins e os u, g, r, z, i do sistema fotométrico SLOAN. A roda de filtros permite
acomodar simultaneamente 7 filtros dentre os disponı́veis. Para monitorar as condições do
tempo para as observações remotas é utilizada uma câmera all sky e uma estação meteo-
rológica nas instalações externas do sı́tio, como mostra a Figura 4. A estação meteorológica
é capazde monitorar a direção e velocidade do vento, umidade, pressão barométrica, as
radiações UV/Solar e chuva acumulada (Rondón et al., 2020).
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2.3 Conceitos Básicos
Imagens de fontes de luz pontual obtidas por telescópios terrestres, como uma estrela
distante, não são totalmente pontuais. Mesmo em condições perfeitas de céu e na ausência
de quaisquer tipos de aberrações capazes de distorcer a imagem, os diferentes ı́ndices de
refração das camadas atmosféricas fazem com que a luz difrate em diferentes direções,
criando um padrão conhecio como padrão de Airy, o qual se encontra formado por um
disco central e um conjuntos de anéis concêntricos (Figura. 5). Este efeito se dá devido a
natureza ondulatória da luz e das interferências construtivas e negativas entre as frentes de
onda (Frederick, 2010).
Devido a teoria de difração de Fraunhofer, sabemos que o tamanho do disco de Airy
esta dado por:
α =
0.25
D
λ (1)
Onde D é o diâmetro do telescópio em metros, λ é o comprimento de onda da luz e α é
o disco.
Figura 5: Na figura A está representado o disco de Airy. Nas figuras B e C estão repre-
sentadas a distribuição tri e bidimensional da PSF do objeto, de forma que na última estão
posicionados os componentes em relação ao disco de Airy e suas partes incidentes sobre
uma câmera CCD. FONTE: http://www.parsec.net.br/psf-e-o-seeing.html
Por outro lado, em condições de baixa qualidade de céu, a turbulência atmosférica cau-
sada por fatores como a expessura da camada de ar, o gradiente de temperatura, a pressão
e a velocidade do vento, causa variações nos ı́ndices de refração de cada camada fazendo
assim com que o tamanho do disco de Airy sofra um alargamento, conhecido como seeing,
bem evidente em imagens de longa exposição (Figura 6).
A intensidade da luz das fontes pontuais no plano focal do telescópio é descrita pela
função de espalhamento de ponto, ou PSF (Point Spread Function) (Figura. 5). É importante
resaltar que esta função é uma caracteristica da resposta a uma fonte pontual do sistema
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óptico de um instrumento focado e serve como medida da qualidade do instrumento. Desta
forma, as imagens obtidas através dos telescopios são matematicamente a convolução da
intensidade real do objeto com a PSF, esta pode ser aproximada por funções analı́ticas
como a distribuição Gaussiana e a função MOFFAT.
Figura 6: Seeing. Em (a) está representada a perturbação na imagem de uma estrela, com
baixo tempo de exposição devido a turbulência atmosférica, produzindo uma interferência
no disco de Airy. Em imagens com tempo de exposição mais alto nota-se um largo disco de
seeing , como mostrado em (b) (Frederick, 2010)
A forma mais comúm de medir os efeitos atmosféricos nas imagens ou seeing é a través
da largura a meia altura da PSF, conhecida como FWHM (Full Width at Half Maximun). Este
valor é invariante com a intensidade da luz numa mesma imagem, de forma que todas as
fontes pontuais que se encontram no campo de uma imagem devem ter o mesmo valor.
No entanto, para evitar efeitos causados por fontes não pontuais se determina a mediana
de todas as fontes numa imagem. Desta forma ao decorrer da noite, dos dias e dos me-
ses do ano é possivel ter diferentes valores de FWHM os quais dependerão das condições
atmosféricas do sı́tio, podendo assim caracterizar a qualidade do céu de um observatório.
Os melhores observatórios se encotram em regiões secas e de grande altura onde a ca-
mada de ar e turbulencia é minima, estes observatorio apresentam valores entre 0.5“ e 2“
de seeing.
O modelo padrão para o seeing astronômico tem sido desenvolvido por (Tatarskii, 1961)
e (Fried, 1965), baseado no modelo de turbulencia atmosferica de Kolmogorov (Kolmogorov,
1991). Este modelo mostra que o seeing basicamente depende da masa de ar (a) e do
comprimento de onda (λ), embora seja conhecido que paramêtros tal como o tempo de
exposição, o tracking e o foco do telescopio, também afetam o valor do seeing. A massa de
ar usualmente é calculada usando o modelo plano paralelo onde esta depende do ângulo
zenital a = sec(z).
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3 Justificativa
A caracterização do céu de um observatório através do estudo do seeing e das condições
meteorológicas se faz fundamental para poder avaliar as melhores épocas e/ou horas no-
turnas onde se tenham observações fotométricas. Este tipo de estudo permitirá definir de
forma mais eficiente a escala de observações dos diversos projetos cientı́ficos que se en-
contram atualmente em andamento dentro do projeto IMPACTON. Para poder realizar este
tipo de estudo o OASI conta com uma grande base de dados de imagens obtidas através
dos diversos projetos desenvolvidos, assim como uma estação meteorológica que provêm
diferentes parâmetros que nos permitirá determinar as correlações existentes.
4 Objetivos
O principal objetivo deste estudo é estimar o seeing médio do OASI através da medição
da largura a media altura (FWHM) da PSF das fontes que se encontram nas imagens na
base de dados do observatório. Desta forma poderemos analisar as variações do seeing no
ano, permitindo assim comparar nossos resultados com os já obtidos em estudos de anos
anteriores. Usando estes valores do seeing pretendemos estudar as possı́veis correlações
dos valores médios com os parâmetros como a umidade, a velocidade do vento, a pressão
e da quantidade de chuva, dados pela estação meteorológica do OASI.
5 Metodologia
Para melhor manipulação e análise dos dados, em uma primeira etapa fez-se necessário
um aprofundamento dos conhecimentos em relação ao sistema operacional GNU/Linux, de
conceitos básicos de Astronomia Observacional, do pacote IRAF e da linguagem Python.
No sistema operacional GNU/Linux foram discutidos comandos básicos do terminal para
manipulação de arquivos, pastas e pacotes, bem como o gerenciamento de processos. Em
Astronomia Observacional fez-se necessário estudar conceitos básicos sobre o funciona-
mento dos CCD’s, magnitudes, sistemas fotométricos, redução de imagens e os conceitos
fı́sicos envolvidos por trás do fenômeno do seeing astronômico. No pacote IRAF foram estu-
dados comandos e tarefas básicas para a manipulação das imagens, como !ds9 , para abrir
o software SAOImage DS9, display para abrir a imagem no DS9, imhead e suas variações
para ter acesso ao cabeçalho da imagem e os comandos imhexam e imstat para examinar
e obter parâmetros estatı́sticos da imagem, respectivamente. Por outro lado, comandos
como lpar e epar também foram estudados para poder configurar de maneira apropriada
as tarefas utilizadas. Em um primeiro momento foram feitas as calibrações das imagens uti-
lizando tarefas como flatcombine, darkcombine, biascombine e imarith utilizando o pipeline
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de redução de dados do IMPACTON. Após o reconhecimento da técnica a tarefa ccdproc foi
utilizada, assim como scripts CL para agilizar o processo. Utilizando o pacote IRAF também
foi feito um estudo sobre fotometria de abertura com estrelas de campo padrão de Landolt
para introduzir alguns comandos como hselect e qphot.
Em uma segunda etapa mediu-se, com a tarefa psfmeasure do pacote IRAF, o FWHM
de todas as estrelas das imagens de todo o conjunto de dados obtidos em 2019, sendo que
imagens afetadas pela perda de tracking do telescópio, desfocadas e/ou com passagens
de nuvens durante a exposição foram descartadas. Após tomadas as medidas, foi feito
um reconhecimento da base de dados por meio da linguagem Python e alguns módulos
como Astropy para manipular as imagens FIT, Pandas e Numpy para manipular parâmetros
como data de observação e FWHM, Statistics para realizar o reconhecimento dos dados e
a análise estatı́stica dos resultados e o módulo Matplotlib para apresentação gráfica dos
dados e resultados.
Para o cálculo do seeing diário foi implementada uma rotina emPython e as imagens uti-
lizadas foram aquelas feitas com o filtro mais utilizado no ano e com os tempos de exposição
melhor distribuidos entre os meses, de forma a melhor representar os dados.
5.1 Base de dados e análises preliminares
A base de dados do IMPACTON é vasta e alimentada por diversos projetos cientı́ficos
os quais têm objetivos e metodologias diferentes. As imagens têm sido realizadas em dife-
rentes filtros, diferente tempos de exposição, diferentes alturas ou ângulos zenitais, usando
diferentes CCDs, usando ou não binagem, com temperaturas de CCDs diferentes entre
outros aspectos que influenciaram na deteriminação do seeing.
Figura 7: Imagens de calibração tiradas pelo telescópio do OASI em 2019. Flat Field, Dark
e Bias Frame, respectivamente.
Inicialmente foi realizado o procedimento padrão para poder obter imagens livres de rui-
dos de leitura causado pela transformação do sinal analógico/digital, ruidos termicos cau-
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sado por pixeis quentes, efeitos causados por diferenças de sensibilidade nos pixeis do
CCD, assim como os efeitos causados pela óptica adaptativa do teléscopio, usando para
isto as imagens de calibração (Bias, Flat e Dark) (Figura. 7) para poder assim reduzir as
imagens de ciência (Figura. 8).
O processo de calibração das imagens de ciência é feito de maneira tal que os ruı́dos
são subtraı́dos da imagem do objeto. As imagens de calibração são as Flat, Darks e Bias.
As imagens do tipo Flat são feitas para uniformizar a iluminação das imagens de ciência, de
forma que algumas imagens são tirads com o telescópio apontado para uma tela uniforme-
mente branca no mesmo filtro utilizado para o objeto observado. As Bias são feitas com o
obturador fechado e sem tempo de exposição, de forma que o ruı́do eletrônico do CCD seja
ressaltado. As imagens Dark são feitas com o mesmo tempo de exposição das imagens de
ciência para que os ruı́dos térmicos sejam ressaltados.
Figura 8: Imagens reduzidas e brutas, respectivamente, da observação do objeto 2009
SV17, tirada pelo telescópio do OASI em 5 de Janeiro de 2019.
Foi medido a FWHM para todas as estrelas do campo observado de todas as imagens do
dia 5 e 8 de Janiero de 2019, tanto para as imagens não calibradas quanto para as imagens
calibradas. Desta forma conseguimos comparar os resultados da FWHM para cada caso,
observando que existe uma diferença pequena entre os resultados obtidos (Figura. 9 ).
A partir daqui decidimos que poderiamos medir diretamente a FWHM das imagens não
calibradas, o que nos permitiria poupar tempo de cálculo e um aproveitamento das imagens
daquelas noites em que por algum motivo não foram realizadas as imagens de calibração.
Neste trabalho foram utilizadas as tarefas ccdproc e psfmeasure do IRAF para fazer
a redução dos dados e o cálculo da FWHM das estrelas. Para este cálculo, estrelas com
elipsidade maior ou igual a 0.5 foram descartadas, bem como as que possuı́am uma FWHM
muito diferente das demais.
Como já foi dito anteriormente, as imagens foram realizadas em diferentes filtros e dife-
rentes tempos de exposição, de forma que tivemos que padronizar nossos dados. Para isto
estudamos inicialmente todas as imagens da base de dados do OASI no ano 2019, em um
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Figura 9: À esquerda, o FWHM das estrelas obtidas na observação dos NEOs 2002 LJ3 e
2009 SV17 no dia 5 de Janeiro de 2019 e do objeto 1998 NU no dia 8 de Janeiro, à direita.
total de 27.306, e verificamos quantas têm sido usadas para cada filtro. De uma forma ge-
ral, a maior parte das imagens está concentrada no sistema fotométrico Johnson-Cousins
(Figura 10). Na Figura. 11 se mostra que o filtro mais utilizado foi R-Cousin, com um total
de 21.439 imagens, cerca de 78% do total de imagens obtidas no ano, enquanto no filtro V
foram feitas 560 imagens, menos de 2% do total das imagens do ano.
Figura 10: Dentre os sistemas fotométricos disponı́veis no OASI, o Jonhson-Cousins foi o
mais utilizado nas observações em 2019.
Por outro lado, tivemos que estudar também o tempo de exposição que mais foi usado
nesse ano, nas Figuras. 12 e 13 vemos que o tempo de exposição mais usado foi de 40
segundos para o filtro R, utilizado 5.169 vezes, enquanto o segundo tempo de exposição
mais utilizado no ano foi de 30 segundos para esse mesmo filtro. Na Tabela. 1 podemos
ver um resumo da moda, media e mediana obtida para cada filtro.
Com a finalidade de ver quão espalhados ao longo do ano estavam os dados com os
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Figura 11: Número de imagens obtidas em função dos filtros utilizados durante as
observações do ano de 2019. Nota-se que o filtro R - Cousins é o mais usado.
Tabela 1: Dados estatı́sticos dos tempos de exposição utilizados no ano de 2019 em função
de cada filtro.
Filtro Moda (s) Média (s) Mediana (s) Menor tempo (s) Maior tempo (s)
U 300 147 100 10 300
B 300 147 100 10 300
V 180 71 25 5 300
R 40 53 40 0.05 300
I 300 152 150 10 300
u 300 152 150 10 300
r 10 39.0 15 1 300
g 10 41 20 1 300
z 10 43 25 1 350
i 10 43 40 1 300
Clear 300 30 300 300 300
Sem Filtro 10 27 10 5 300
tempos de exposição de 40 e 30 segundos, foi feito um gráfico na Figura. 14 da frequência
das imagens como função do tempo, encontrando que o mais espalhado era das imagens
com um tempo de exposição de 40 segundos, com um desvio padrão σ = 3.11 meses,
enquanto as imagens com tempo de exposição de 30 segundos obtivemos um menor espa-
lhamento com um desvio padrão σ = 2.65 meses. Desta forma o tempo de exposição que
melhor explicaria nossos dados seriam aqueles com tempos de exposição de 40 segun-
dos, já que se encotram mais espalhados ao longo do ano. No entanto, como os dados de
ambos tempos de exposição se complementam, decidimos calcular o seeing para os dois
casos.
Para poder evitar erros na estimativa do seeing, usamos os resultados obtidos anterior-
mente considerando apenas imagens no filtro R-Cousin, com um tempo de exposição de
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Figura 12: Número de imagens obtidas durante as observações em 2019 em função dos
tempos de exposição utilizados, para cada filtro Johnson-Cousins.
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Figura 13: Número de imagens obtidas durante as observações em 2019 em função dos
tempos de exposição utilizados, para cada filtro Sloan.
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40 segundos e 30 segundos, com uma binagem 2x2 e considerando todas as massas de
ar obtidas do header da imagem, mas fazendo uma correção do seeing usando a Eq. 2. Ao
fazer esta correção determinamos o seeing nos tempos de exposição escolhidos, no zenite
e com um comprimento de onda λ = 0.5µm (Rondón et al., 2020).
Seeing = (PS)(BIN)(FWHM)(a−0.6)
(
λ
5000Å
)−0.2
(2)
Figura 14: Distribuição ao longo do ano das imagens com filtro R e tempos de exposição
de 30 e 40 segundos, respectivamente.
6 Resultados
Uma vez que foi selecionado o tempo de exposição e o filtro a usar, calculamos o se-
eing diario usando as imagens em um intervalo de aproximadamente 1h entre elas. Desta
forma foram procesadas 180 imagens, destas, 74 imagens foram feitas com 30 segundos
de exposição e 106 com 40 segundos de exposição. Imagens afetadas pela perda do trac-
king do telescópio, desfocadas e/ou que foram afetadas pela passagem de núvens na hora
da exposição também foram descartadas.
A partir dos procedimentos acima, o seeing mais frequentes para as imagens com 30
segundos de exposição é de 1.35 “, com média e mediana iguais a 1.48 “ e 1.29 “, respec-
tivamente e desvio padrão σ = 0.55. Para imagens com 40 segundos de exposição a moda
foi de 1.35 “, com média e mediana de 1.36 “ e 1.27 “, respectivamente e desvio padrão σ =
0.47.
As Figuras 16 e 17 mostram a distribuição do seeing ao longo do ano 2019 com valores
médios menores que 1.5 “. Juntando os dados destas figuras é possı́vel notar que em
quase todo o ano se obtiveram noites fotométricas, com exceção dos meses de Maio e
Julho (Figura. 17). Ao comparar os nossosresultados com os valores do seeing obtidos
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Figura 15: Distribuição do seeing das imagens de filtro R com 30 e 40 segundos de
exposição.
Figura 16: Seeing médio diário das imagens de filtro R com 30 e 40 segundos de exposição
com seeing < 1.5 arcsec obtidas pelo OASI no ano de 2019 .
para os anos 2011-2018 por (Rondón et al., 2020) vemos que são similares e que o ano
2019 foi um dos anos com mais noites fotometricas que o observatório já teve.
7 Perspectivas para o próximo ano de bolsa
Por causa do distanciamento social imposto pela pandemia do COVID-19, o ON per-
manece sem acesso desde meados de março até a presente data. Isso fez com que eu
não pudesse ter acesso a infraestrutura de computadores no ON e precisei realizar todo o
trabalho do projeto no meu laptop pessoal. Devido às limitações deste, houve uma lentidão
maior na obtenção dos resultados. Por esse motivo, não consegui terminar as atividades
propostas, faltando a análise global dos dados, sua correlação com dados meteorológicos,
a procura por padrões. Isso deverá ser feito na próxima etapa do projeto.
Na atualidade estou cursando o ultimo perı́odo do curso de Fı́sica na Universidade do
16
Figura 17: Seeing médio diário das melhores noites no ano de 2019 no OASI.
Estado do Rio de Janeiro (UERJ). Faltam apenas duas disciplinas para finalizar a grade
curricular e defender a monografia para a tão esperada conclusão de curso. No entanto,
por conta da pandemia da COVID-19, a UERJ está com as atividades não-essenciais para-
lizadas e até o presente momento não possui previsão de retorno.
8 Outras Atividades
- Apresentação de trabalho no 6◦ Workshop do IMPACTON.
- Apresentação de trabalho na XXI Semana da Fı́sica UERJ (evento adiado)
Referências
De Pra, M. et al. Minor Planet Observations [Y28 OASI, Nova Itacuruba]. Minor Planet
Circulars, v. 82716, p. 4, fev. 2013.
Frederick, R. To Measure the Sky: An introduction to optical observational astronomy. [S.l.]:
cambridge university press, 2010.
Fried, D. L. Statistics of a Geometric Representation of Wavefront Distortion. Journal of the
Optical Society of America (1917-1983), v. 55, p. 1427–1431, nov. 1965.
Kolmogorov, A. Selected Works of AN Kolmogorov, Volume I: Mathematics and Mechanics;
Tikhomirov, VM, Ed. [S.l.]: Kluwer Academic Publishers: Dordrecht, The Netherlands, 1991.
Lazzaro, D. Photometric and spectroscopic studies of small Solar System bodies and the
IMPACTON project. BAAA, v. 53, p. 315–324, jan. 2010.
Lazzaro, D. et al. The IMPACTON Project: A New Facility for NEOs Studies in Brazil. In:
Asteroids, Comets, Meteors 2012. [S.l.: s.n.], 2012. v. 1667, p. 6148.
17
Rondón, E. et al. Photometric characterization of NEOs: 3 Amor and 3 Apollo. MNRAS,
v. 484, n. 2, p. 2499–2513, abr. 2019.
Rondón, E. et al. OASI: A Brazilian Observatory Dedicated to the Study of Small Solar
System Bodies—Some Results on NEO’s Physical Properties. PASP, v. 132, n. 1012, p.
065001, jun. 2020.
Tatarskii, V. I. Wave Propagation in Turbulent Medium. [S.l.]: McGraw-Hill, 1961.
De acordo,
Tatiane Corrêa da Costa e Silva Daniela Lazzaro
Rio de Janeiro, 25/06/2020
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	Resumo
	Introdução
	Observatório Astronômico do Sertão de Itaparica - OASI
	Caracterização Instrumental
	Conceitos Básicos
	Justificativa
	Objetivos
	Metodologia
	Base de dados e análises preliminares
	Resultados
	Perspectivas para o próximo ano de bolsa
	Outras Atividades