Site de Conrado - Astronomia e Astrofotografia amadora

   Para facilitar a leitura e edição, estou subdividindo este post em partes. É recomendável ler na sequencia.

TEMPESTADES EM SATURNO - CARACTERISTICAS E FORMAÇÃO :

Na foto a seguir, um impressionante registro da tempestade em Saturno de 2010-2011, registrada por inúmeros astronomos amadores em todo o mundo e pela sonda Cassini (abaixo)

A foto mostra a tempestade já bastante evoluida e que em menos de 60 dias tomou conta de toda a circunferencia do globo de Saturno.

A sonda Cassini registrou uma atividade de descargas elétricas (raios) excepcional , dentro da tempestade superando 100 vezes o nivel desta atividade nas tempestades terrestres.

A formação desta tempestades, segundo estudos do grupo liderado pelo astronomo e astrofisico Agustin Sanchez-Lavega, é devida a formação e expansão de densas nuvens cumulus de cristais de amonia (comportamento similar às tempestades terrestres). As nuvens da tempestade resultam do gás umido e quente que se eleva rápidamente das partes mais profundas da atmosfera de Saturno. Na Terra, o ar é uma mistura de nitrogenio e oxigenio, onde a água fornece a umidade. Na atmosfera mais seca de Saturno, a amonia e a água fornecem a umidade. Dentro do nucleo da tempestade, o gás umido se eleva de uma profundidade de cerca de 250 km a velocidades de 150 m/s (540 km/hora), o que é tres vezes mais rápido do que o mesmo movimento ndas tempestades terrestres.

Na ilustração abaixo, a representação da formação destas tempestades.

A sonda Cassini detectou também fortíssima emissão de ondas de rádio, vindos das camadas mais profundas da tempestade, e que foram gravadas, assemelhando-se à "estática" produzida pelos raios terrestres em recepção de ondas AM, porém de intensidade centenas de vezes superior. Estes "ruidos" estão gravados nos arquivos da NASA.

O que intriga ainda hoje os cientistas que estudam os impressionates dados coletados pela Cassini é :

Porque Saturno "armazena" toda esse energia durante 10 ou 20 anos e gera uma tempestade a cada década, diferentemente da Terra onde elas ocorrem com frequencia quase diária ?

Quais são os fatores que servem como "estopim" para essas tempestades ?

Porque da aparente relação entre o "ano" de Saturno e as tempestades ?

Porque a tempestade de 2010 antecipou-se em 10 anos em relação às 6 tempestades anteriores, com ciclo de 20 anos ?

Na figura abaixo, uma foto decomposta em cores, tirada pela sonda Cassini, no "olho" ou cabeça da tempestade de 2010.  As cores branca e amarela mostram as zonas mais altas, enquanto os tons em verde são em altitudes intermediárias, e o vermelho e marrom são as camadas mais baixas.Já o azul são as camadas mais inferiores, na verdade, janelas onde se vê o planeta e nuvens de gêlo de amônia.

Belo , mas violento ....

5.- MAGNETOSFERA

A rotação rápida do planeta (10 horas) combinada com os elementos eletricamente condutores de sua composição geram um campo eletromagnético extremamente intenso, resultando numa magnetosfera de dimensões consideráveis. A força deste campo é cerca de 1.000 vezes maior que o da Terra. A magnetosfera de Saturno se estende a cerca de 1.25 milhões de km , envolvendo tanto o sistema de anéis como seus satélites e seu limite é variável  , sendo continuamente alterado pelos ventos solares.

As chamadas “auroras boreais”, semelhantes às da Terra, geradas pelas correntes dos ventos solares que atingem o planeta, ocorrem com bastante frequência e com grande intensidade em ambos os polos, mas em Saturno este fenômeno ocorre nos comprimentos de onda UV, não sendo portanto visíveis com equipamentos convencionais.

Aurora UV nos polos de Saturno – telescópio Hubble em 1997

 6.- DESCRIÇÃO E CARACTERISTICAS DO SISTEMA DE ANÉIS DE SATURNO

Os anéis, que tanto distinguem Saturno, são na verdade um complexo sistema que contém cerca de 10 elementos notáveis, entre anéis e divisões. Na figura abaixo, um desenho esquemático deste sistema, no qual vale a pena destacar os mais visíveis para observação terrestre :

Anel A – mais externo, com uma largura de 14.600 km e um diâmetro máximo de 273.600 km ;

Divisão de Cassini, entre o anel A e o B, com uma largura de 4.800 km ;  

Anel B com uma largura de 25.500 km e diâmetro máximo de 235.000 km e

Anel C , em geral só observável  com telescópios de maior abertura, com uma largura de 17.340 km e diâmetro máximo de 184.000 km.

 O sistema completo de anéis (de A a F) atinge um diâmetro de quase 1 milhão de km, ou seja cerca de 8 vezes o diâmetro do planeta.

Os anéis são constituídos basicamente por fragmentos de gêlo (de água) e rocha recoberta por gêlo, daí sua luminosidade. Seu albedo é de 0.60 , superior ao do globo de Saturno (0.40) e Sua espessura média não ultrapassa  os 100 metros. O diâmetro aparente do anel maior mais visivel (Anel A) é de 44 arcsec.

A teoria atualmente consagrada é de que os mesmos se formaram inicialmente pelo desprendimento de fragmentos do planeta durante sua formação, assim como pela atração/aproximação de corpos celestes que ao atingir o chamado limite de Roche ⁽¹⁾  , se fragmentaram e são mantidos pelo equilíbrio entre as forças gravitacionais do planeta e o momentum de energia  “fugindo” do centro pela ação da rotação.  O choque entre as partículas reduz continuamente a sua quantidade ao mesmo tempo em que elas são repostas por outros corpos atraídos pelo planeta.

⁽¹⁾             [o Limite de Roche ou Zona de Roche é aquele no qual a força gravitacional do planeta supera as forças de coesão interna de um objeto celeste em sua proximidade, fazendo que o mesmo se desagregue e se fragmente]

Embora todos os anéis tenham características de interesse, vamos comentar na sequencia apenas os mais observáveis e conhecidos (A, B e C).

  É interessante observar que parte dos satélites de Saturno orbitam dentro dos anéis menos visíveis e interagem com os mesmos.

ANEL A E COMPLEXO DE ENCKE

  Anel A : embora pareça uniforme, o Anel A apresenta variações longitudinais de brilho /coloração, atribuídas a ondas de densidade transientes (mutáveis) geradas pelo agrupamento de partículas sob ação da atração gravitacional, além de ser formado por um conjunto de pequenos anéis. Outro ponto de destaque no anel A é a divisão ou complexo de Encke, situado entre 30% a 50% da largura do anel, mantido básicamente pela presença da pequena lua Pan. Em condições favoráveis de observação e com equipamento de maior abertura, é possível observar o complexo de Encke. A interação de forças entre o Anel A com os satélites Mimas, Atlas, Janus e Ephimeteus é responsável pela manutenção da borda nítida e bem definida deste anel.

ANEL B E DIVISÃO DE CASSINI

ANEL B : o mais brilhante do sistema de anéis de Saturno, é formado na verdade por milhares de pequenos anéis concêntricos. Os 2/3 mais interiores do Anel B são mais brilhantes do que o 1/3 mais externo . A espessura do Anel B também é variável, chegando a cerca de 100 km . O Anel B também apresenta estruturas transientes como “ressaltos” ou “picos” , constituídos de micro-partículas de poeira que flutuam a algumas centenas de metros acima e abaixo do anel, em razão de forças eletrostáticas geradas pela colisão das partículas com o anel.

ANEL C E DIVISÃO DE MAXWELL

  ANEL C :

  O Anel C também chamado de Anel de Crape se inicia a cerca de 24.500 km da camada mais alta da atmosfera de Saturno , estendendo-se até o limite do Anel B. Por ser bem mais tênue, o Anel C é visível a partir de telescópios na Terra de maior abertura, somente quando o plano dos anéis está em maior inclinação e em condições favoráveis de seeing. Com 17.300 metros de largura, apresenta uma série de anéis finos e em seu terço mais interior, a divisão (ou gap) de Maxell, com cerca de 500 km de largura. No meio desta divisão, existem micro-aneis extremamente delgados e com alguma excentricidade, atribuída às forças dinâmicas pela presença de pequenos fragmentos de “luas” ou pela ação de forças gravitacionais que geram ondas espirais de densidade.

DIVISÃO DE CASSINI E GAP DE HUYGENS

A uma distância de 57.680 metros da parte mais externa da atmosfera de Saturno, surge a bem conhecida Divisão de Cassini, com uma largura de 4.800 km até encontrar o Anel A; entretanto, a 4.500 metros, surge uma subdivisão conhecida como divisão ou gap de Huygens. Na observação terrestre a partir de telescópios, a Divisão de Cassini aparece como quase negra ; entretanto, a observação de estrelas através da Divisão mostra pequenas flutuações em seu brilho, causado pela presença de poeira muito fina, semelhante àquela que forma o Anel C. Grande parte desta poeira vem sendo “limpa” pela ressonância(²) com o satélite Mimas, que orbita próximo a Cassini. Ressonância orbital é a denominação dada a influência gravitacional periódica que um corpo celeste exerce sobre o outro, como se fosse uma "engrenagem" gravitacional Exemplo : a cada 3 voltas da lua Hyperion em volta de Saturno, correspondem 4 voltas da lua Titan ; a razão (ressonância) é 3:4.

CONTINUA NO PROXIMO BLOCO - PARTE 3 - LUAS DE SATURNO - MUNDOS "EXÓTICOS"

[ ATUALIZADO EM 30 04 2012 - PARA CONTINUAÇÃO, VER PARTE 2  ]

OPOSIÇÕES DE SATURNO ENTRE 2001 e 2029

A rica temporada de observação e de registros fotográficos de Saturno em 2012 pelos membros e amigos do CF, me motivou a pesquisar informações e dados disponíveis sobre ele para estudar com mais em detalhes este planeta . Além de ser um dos mais interessantes para observação e astrofotografia , Saturno é  também um dos que apresentam características das mais marcantes e diferenciadas.

Na medida em que fui conhecendo-o com um pouco mais de profundidade, o interesse pelo planeta foi só aumentando ; me ocorreu então resumir esta pequena pesquisa e compartilhá-la , preparando um  pequeno compilado , cujos dados técnicos foram obtidos a partir de fontes bibliográficas confiáveis, e que irei postando em sequencia neste blog.

Obviamente todos os comentários e contribuições são bem vindas, pois afinal o objetivo é disseminar e ampliar o conhecimento, dando ainda mais significado às nossas observações e registros de Saturno .

A  sequencia de abordagem dos temas que farei é a seguinte  :

1.- Um pouco de história

2.- Dados gerais sobre Saturno

3.- Composição de Saturno

4.- Caracteristicas básicas das zonas, cinturões e terminologia

5.- Magnetosfera e regime de ventos

6.- Descrição e características do sistema de anéis.

7.- Satélites de Saturno  (um mundo exótico)

8.- Considerações sobre observação e registro fotográfico

9. – Bibliografia e referencias/créditos das imagens e gráficos

Agradeço especialmente aos amigos e “tutores” Ilidio (Parsec) e Avani (Avido por Saber) por ótimas indicações/disponibilização de material de consulta .

Peço desculpas por alguns dos gráficos estarem reproduzidos em sua versão original (inglês) mas certamente isso não será empecilho para um bom entendimento.

Sequencia de fotos de Saturno pelo Hubble, entre 1996 e 2000, mostrando o planeta desde sua inclinação máxima (26,7^o) até praticamente zero. Este movimento, similar ao da Terra (“tilt” de 23,5 ^o) resulta igualmente em “estações do ano” em Saturno.

Espero que este tópico seja de interesse para aprofundar nossos conhecimentos sobre Saturno e enriquecer ainda mais nossas observações e registros fotográficos.

Então vamos iniciar....

1.- UM POUCO DE HISTÓRIA

Saturno, na mitologia grega é associado ao deus Cronus (Tempo) ,  enquanto que na mitologia romana antiga corresponde ao deus da Agricultura da da Colheita. Na língua chinesa, Saturno é denominado como “estrela da terra”.Egípcios, babilônicos e assírios já estudavam e registravam os movimentos de Saturno.

A primeira observação das características diferenciadas de Saturno foi feita por Galileu, em 1610 e que teve muitas dúvidas sobre a real conformação  do planeta e seus anéis ; a descrição mais apurada e correta da sua geometria somente foi feita em 1659, por Huygens, que anteriormente, em 1655 já havia descoberto a lua Titan. Em 1789, as luas Mimas e Encéladus foram descobertas por Herschel. Os nove satélites mais conhecidos foram descobertos antes da exploração espacial pelo homem.

Até a década de 70 se conhecia muito pouco sobre Saturno, porém em 1º. de setembro de 1979 se iniciou uma nova era de conhecimento, quando a sonda Pioneer 11 (com apenas 250 kg)  sobrevoou pela primeira vez a atmosfera do planeta a 21.000 km de altitude.

Na sequencia as sondas Voyager 1 e Voyager 2 começaram suas observações respectivamente em 22 de agosto de 1980 e 5 de junho de 1981 colhendo dados fundamentais para o conhecimento de Saturno , sobre a estrutura complexa dos anéis, de sua atmosfera e sobre a  lua Titan, sobrevoada a menos de 6.500 km pela sonda Huygens. Mais recentemente, a sonda Cassini , projeto conjunto da NASA e ESA,  chegou ao planeta em 2004 , permanecendo até 2009, sendo ela a fonte de grande parte do conhecimento mais atual e dos registros de Saturno, juntamente com as imagens do Hubble.

2.- DADOS GERAIS SOBRE SATURNO

Saturno é o 2º planeta exterior (Joviano), está a uma distância média de 9.54 UA ( 1 UA =1,43 x 10⁹ km) e tem um diâmetro médio de 120.600 km – quase 10 vezes o diâmetro da Terra. Apresenta o achatamento mais pronunciado entre todos os planetas do Sistema Solar – 10,8%  – em razão de seu rápido movimento de rotação e que é bem evidente na observação.

Quando se encontra em oposição (como recentemente ocorreu em 15/Abril/2012), situado a uma distância de 8.0 UA, o diâmetro aparente máximo é de 19,5” (no Equador do planeta) e apresenta uma magnitude aparente de -0.3 ; a menor magnitude aparente é de +0.8.

O albedo de Saturno é 0,46 (reflete 46% da radiação solar recebida), bastante próximo do de Jupiter (0,44).  Uma das luas de Saturno – Encedalus – apresenta o maior albedo do sistema solar – 0,99. Os anéis mais visíveis de Saturno tem um albedo superior ao do planeta (0,60) sendo eles também parcialmente responsáveis pela grande luminosidade do globo.

No Sistema Solar , as dimensões de Saturno só são menores do que  Júpiter, que tem um diâmetro de 146.000km. Porém sua massa é comparativamente pequena, cerca de apenas 1/3 da massa de Jupiter – embora também seja um planeta essencialmente gasoso.  A densidade de Saturno é de apenas 700 kg/m3 (como referencia, a densidade média da água, por exemplo é de 1.000 kg/m3 – num “hipotético” oceano de água salgada, Saturno “flutuaria”)

Além da rotação, que ocorre em média a cada 10 horas (mais detalhes no tópico sobre os  Sistemas I, II e III de Saturno, no item 4) apresenta também um movimento de inclinação semelhante ao da Terra, chegando a um máximo de 26,7^o , condição na qual os anéis se apresentam com a maior visibilidade à observação terrestre. Em razão desse movimento, Saturno também apresenta “estações”.  Curiosamente, apesar das estações (“inverno” e verão”), as temperaturas nos hemisférios norte e sul não apresentam variações, em razão de alguns fenômenos descritos a seguir.

O período sinódico de Saturno (período entre oposições) é de 378 dias e sua órbita tem uma excentricidade de 0.056. O período de translação de Saturno é de 29 anos e 167 dias, sendo comparativamente dos mais “lentos” do Sistema Solar. Possivelmente esta é a razão pela qual na mitologia Greco-romana, ele foi chamado de Kronus (“Pai dos Tempos”)

A intersecção da órbita de Saturno com a da Terra ocorre entre 13,75 a 15,75 anos, ocasião em que os anéis aparecem praticamente alinhados com o equador do planeta e visíveis apenas como uma “linha” para o observador terrestre. (por exemplo : 21de setembro de 2025)

3.- COMPOSIÇÃO DE SATURNO  

Corte esquemático do globo de Saturno ; à esquerda, distancias radiais ao centro do planeta ; à direita, temperaturas (em graus Kelvin ) e composição básica.

Saturno é um planeta predominantemente gasoso e líquido ; seu núcleo sólido tem apenas 15.000 km de diâmetro, ou seja pouco mais de 12 % do diâmetro total, formado por rocha possivelmente de origem de silicato.

As camadas mais altas da atmosfera são compostas por elementos moleculares em estado gasoso : hidrogênio (93%) , hélio (5%) , traços de metano, amônia e vapor de água, além de outros 10 elementos componentes atualmente conhecidos. A temperatura no topo da atmosfera é de 95^o Kelvin ( 178^o Celsius negativos) e nessa região é extremamente rarefeita (pressão inferior a 0.1 Bar) . Inversamente ao que ocorre na Terra e em outros planetas rochosos, os vórtex polares que ocorrem em Saturno fazem com que a temperatura nos pólos seja 10^oKelvin superior ao restante do planeta. A atmosfera de Saturno apresenta composição e quantidades atômicas relativas muito semelhantes às do Sol.

No polo norte, os vórtex descrevem um movimento circular mas com formato claramente hexagonal ! (foto da sonda Cassini, abaixo)

Abaixo da camada gasosa – entre 20% a 50% do raio planetário, sob efeito de uma pressão de 1 milhão de atmosferas e uma temperatura da ordem de 10.000 ^o K (uma condição impossível de ser obtida em um laboratório terrestre) o hidrogênio e o hélio passam de seu estado molecular para se transformar em metal líquido e formam um gigantesco oceano, com mais de 4.000 km de profundidade, que vai até encontrar a superfície sólida do planeta

Na parte superior deste oceano, junto à parte mais baixa da atmosfera, não existe uma transição claramente definida entre os dois estados da matéria, com por exemplo ocorre na Terra (“mar” e “ar”).

Na parte visível da atmosfera, as zonas equatoriais de Saturno – as mais claras - são regiões mais altas e com menor temperatura, ao passo que as zonas mais escuras são mais baixas e mais quentes. Essa diferenciação acontece em razão de um fenômeno de convecção ocorre entre estas regiões. As zonas e cinturões serão comentados na sequencia.

Saturno já perdeu praticamente todo seu calor de formação (calor original). Hoje porém ele ainda irradia 2,5 X mais energia do que absorve do Sol, entre outras razões pelo efeito da contração gravitacional. Além disso, um fenômeno que ocorre desde sua origem mantêm parte do chamado “calor interno” : o hélio gasoso presente em sua atmosfera se condensa e se precipita como gotas de chuva sobre o hidrogênio em estado líquido de suas camadas mais interiores, as quais pela ação da força gravitacional do planeta são atraídas para o centro, gerando atrito e portanto calor. Este processo (“chuva de hélio”) já consumiu cerca de 50% deste gás existente na atmosfera e tende a extinguir totalmente o He.

A atmosfera de Saturno apresenta um efeito semelhante à chamada “inversão térmica” terrestre : na sua troposfera, os raios UV são absorvidos pelo metano (CH4) gerando uma forte alteração de temperatura nesta região, o que na Terra ocorre pela mesma razão , mas pela absorção de UV pelo ozônio.

Diferentemente de Jupiter, grande parte dos fenômenos químicos que ocorrem na atmosfera de Saturno, (reação com elementos como por exemplo enxofre e fósforo e que tendem a mostrar cores diferenciadas nas regiões) não são visíveis ao observador terrestre, porque Saturno é envolvido por uma camada de névoa densa e profunda, ou seja, o que observamos básicamente em nossos telescópios é este “invólucro”.

A composição da atmosfera de Saturno apresenta o que se chama de estabilidade dinâmica, já que as intensas reações químicas e foto-quimicas ocorrem permanentemente e de tal forma que mantêm o nível de hidrogênio.

Os “white spots”, - ovais brancos - embora não sejam comuns, são visíveis e ocorrem pela precipitação de cristais de amônia (NH3) em forma de gelo sobre as camadas mais quentes e serão comentados na sequencia em tópico específico, por se tratarem de fenômeno de especial interesse e com grandes descobertas recentes sobre seu mecanismo de formação.

O regime de ventos em Saturno é significativo e sua velocidade é muito maior do que em Jupiter, chegando a 1.500 km/h nas zonas equatoriais . Nessa região, eles ocorrem sempre na direção O-L do planeta ; conforme se avança nas latitudes em direção aos polos a velocidade vai se reduzindo e a alternando sua direção.

4.- CARACTERISTICAS BÁSICAS DAS ZONAS, CINTURÕES E TERMINOLOGIA

Assim como Júpiter, Saturno apresenta um conjunto de cinturões (belts) de nuvens, que variam do amarelado-escuro  ao marrom claro e zonas (zones), que vão desde o branco ao amarelo-claro . Os cinturões e zonas se distribuem de forma praticamente paralela ao equador e ao plano do sistema de anéis.

Ocasionalmente podem ser observadas algumas pequenas variações nos cinturões e zonas, porém muito mais raros do que os vistos em Júpiter. Os mais comuns são as projeções dos cinturões gerando festões mais escuros ou manchas claras/brancas nas zonas, porém a maior parte delas é raramente visível ao observador terrestre.

O diagrama abaixo mostra as principais características do globo de Saturno e seus anéis. A vista é invertida (N>S) como normalmente o visualizamos na maioria dos nossos telescópios . O movimento das zonas e cinturões ocorre no sentido Oeste-Leste (“direita-esquerda”, conforme convenção do IAU).

 As regiões equatoriais de Saturno (SEB, EZ e NEB – Sistema I ) tem um período de rotação sideral de 10H 14Min e00 Seg, enquanto que o restante do globo (Sistema II) tem um período de rotação sideral de 10H 38Min e 25 Seg. Ocasionalmente, as regiões polares se alteram e passam a ter a mesma rotação do Sistema I. Da mesma forma como Jupiter, foi detectado um Sistema III no interior do planeta, com um período de rotação de 10H 39 Min e 22 Seg.

É interessante comentar que a velocidade orbital dos anéis mais visíveis de Saturno é maior do que as dos Sistemas I , II e III, consequentemente apresentam um período de rotação sideral menor do que o planeta.

AS TEMPESTADES EM SATURNO E O IMPORTANTE PAPEL DOS ASTRONOMOS AMADORES

Os registros fotográficos feitos pela sonda Cassini mostram que a atmosfera de Saturno, longe de ser um lugar “calmo” é palco de grandes e frequentes tempestades e grande dinâmica do regime de ventos. Poucas delas entretanto estão ao alcance observacional de telescópios terrestres. Mas uma tempestade em 2010-2011 que envolveu todo o planeta durou quase 1 ano, foi objeto de acompanhamento e registro por astronomos amadores em todo o mundo e que tiveram um papel fundamental  na análise deste impressionante fenômeno.

Um dos fenômenos meteorológicos mais espetaculares na atmosfera de Saturno são os GWS : Great White Spots ou Grandes Manchas Brancas ; até 1989 apenas quatro eventos deste tipo foram conhecidos : em 1876, 1903, 1933 e 1960. O evento parecia guardar relação com o ano Saturniano, que ocorre a cada 29.46 anos terrestres. De fato, em 1990 foi registrado uma nova GWS por astrônomos profissionais com telescópios equipados com CCDs e também pelas lentes ainda não-corrigidas do Hubble. Mantidas as bases das previsões, um novo evento deveria ocorrer em 2020.

Mas para surpresa geral, em Dezembro de 2010 , os astrônomos amadores Gomizadegh no Irã e Kumamori no Japão detectaram e registraram a evolução de uma tempestade a partir de uma GWS com grande nível de detalhamento na latitude 37.7 ^o Norte do planeta. Este registro foi confirmado pela sonda Cassini, por instrumentos que captaram fortes emissões de radio provenientes de intensa atividade de descargas atmosféricas (raios) na posição apontada pelos astrônomos e coincidentes com a GWS, numa extensão de 1.000 km. Na sequencia, astrônomos na Austrália e na França mostraram que a mancha havia já se expandido para 8.000 km e ampliado sua luminosidade nos comprimentos de onda do vermelho, verde e azul. Em questão de poucas semanas, a “cabeça” da tempestade já havia crescido para 10.000 km de diâmetro, pouco menor do que o diâmetro da Terra ! A luminosidade da tempestade daí para frente permitiu que a mesma fosse vista e registrada até com telescópios amadores de abertura menor.

Por uma infeliz/feliz coincidência, a sonda Cassini não pôde captar nenhuma imagem até 22 de dezembro de 2010 ; entretanto neste período, o trabalho dos astrônomos amadores em todo o mundo foi essencial para captar as imagens a cada período de Saturno (10 horas) formando uma base de dados de imagens de alta qualidade para o estudo desta excepcional GWS.

Os fortes ventos característicos de Saturno transformaram a tempestade localizada em uma longa perturbação atmosférica com uma “cauda” e que em apenas 55 dias acabou envolvendo todo o planeta.

Na sequencia de imagens abaixo, os registros dos astrônomos amadores do dia 8 d dezembro e sua evolução envolvendo o planeta até Junho de 2011. Entre os astrônomos, o nosso conhecido Damian Peach, um dos melhores astrofotógrafos planetários em todo o mundo.

A estrutura de formação desta tempestade e sua descrição é mostrada na PARTE 2 deste Tópico.

[continua na PARTE 2]

Quando se completam 100 anos da tragédia do Titanic, interessante matéria publicada numa das mais sérias publicações mundiais sobre astronomia (Sky & Telescope) dá conta que um grupo de cientistas ingleses  concluiu após um aprofundado estudo,  que um evento astronômico que ocorre somente a cada  200 anos foi determinante para a colisão do Titanic com um iceberg e o naufrágio.

O evento astronômico que se produziu no ano de 796 da era cristã, ocorreu em Jan 2012 e só voltará a ocorrer em 2257. É o alinhamento perfeito entre o Sol, a Terra  e a Lua, somado ainda ao fato que nestas datas é quando a Terra está mais próxima do Sol (perihélio) e a Lua está mais próxima de Terra (perigeu).  O efeito deste fenômeno é tremendo sobre as marés na Terra e faz com que elas se elevem 74% mais do que a média de todos os anos.

Os icebergs nesta região do planeta são formados na Groelandia, por desprendimento de verdadeiras montanhas de gelo de milhares de toneladas dos glaciares e geleiras e que levam meses quando não anos para chegar – quando chegam – à região do naufrágio. A maioria deles porém  com a maré vazante “encalham” no fundo do mar e acabam derretendo não oferecendo perigo à navegação.

 Ocorre que naquele ano (1912) essa maré super-alta formada pelo alinhamento dos astros  fez com que quase todos os icebergs flutuassem e chegasse rapidamente e quase inteiros à região da costa da Nova Escócia, rota do Titanic. Com uma população muito maior de icebergs seria quase inevitável que o navio encontrasse não apenas um mas vários. Para complicar, era noite de Lua nova (ou seja sem luar) e a maré super-alta fazia com que não houvessem ondas, o que tornou quase impossível (com os recursos da época) avistar o iceberg a tempo de evitar a colisão. O oceanógrafo Fergus Wood havia previsto estes possíveis efeitos sobre os icebergs  em Janeiro de 2012 mas ninguém prestou muita atenção.

Claro que inúmeros outros fatores foram também importantes para que ocorresse a tragédia : erros de projeto no navio, sub-dimensionamento do leme de direção para a potência dos motores e para a tremenda inércia da maior embarcação jamais construída, além da excessiva confiança em um navio tido como insubmergível.

Mas, sem a numerosa população de icebergs na rota, em razão do evento astronômico, provavelmente o Titanic teria chegado ao seu destino – Nova York. Daí o título da matéria na S&T – “Foi a Lua que afundou o Titanic ?”

(sinopse extraída da Sky & Telescope de Abril/2012)

NOÇÕES DE ASTROFOTOGRAFIA PARA NÃO-ASTROFOTÓGRAFOS

(Um pequeno e despretensioso post sobre o assunto)

INTRODUÇÃO :

Vários amigos e familiares, após verem algumas imagens de objetos celestes postadas aqui, ficaram interessados e curiosos em entender como é possível  obter imagens fotográficas de qualidade de planetas , da Lua, de nebulosas, galáxias e outros objetos a partir do quintal de nossas casas e sem ter nenhum Hubble à disposição...

Pois bem : o propósito deste post é apenas e  exatamente  este :  dar uma noção geral , para os que apenas admiram estas imagens , de como os astrofotógrafos amadores  - entre os quais eu me incluo - conseguem resultados que muitas vezes impressionam pela nitidez, riqueza de detalhes e capturam a beleza de objetos celestes que estão a anos-luz dos nossos postos de observação caseiros..

Este texto não tem portanto o menor objetivo de ser um post técnico, nem aprofundar o assunto embora com o cuidado de buscar não cometer nenhuma “impropriedade” técnica. 

Esse pequeno artigo se refere apenas à  fotografia digital, que revolucionou a captação de imagens em todas as áreas e, especialmente no campo da Astrofotografia,  mudou a história desta atividade e de certa forma tornou-a mais acessível.

1.- A MÁGICA DAS ASTROFOTOS

Na verdade, Astrofotografia não tem nada de mágica, é Física pura...

A “magia” da Astrofotografia  reside exatamente no desafio de conseguir captar tênues partículas de luz (ou de onda eletromagnética) que se originaram a milhares – ou milhões  de anos-luz dos astros, estrelas e formações , e que estas partículas, uma vez “juntas” , possam ao final resultar em uma imagem na qual  nossos olhos visualizem as formas,  cores, sombras e detalhes dos belos objetos celestes .

                               Astrofotografia é “colecionar” fótons !

Complicado ? Nem tanto. Esse é o conceito essencial e dele derivam quase todas as necessidades, equipamentos e técnicas que se utilizam, seja captando ou tratando os “fótons”. Que são eles afinal ? São elementos que se comportam como matéria (partículas) e também como onda eletromagnética, o que inclui...a luz !

O  desafio na Astrofotografia é que os “fótons”, que vamos começar a chamar simplesmente de “luz”, que vem dos astros, estrelas e outros objetos no céu são em geral muito tênues, muito “fracos”. São “fracos”  tanto pela distância de onde se originam como pelo fato de terem que atravessar a nossa atmosfera. Então, para conseguir formar uma imagem minimamente razoável, é preciso captar uma grande quantidade de fótons individuais de qualidade, ou seja, milhões de partículas “fracas” de luz.

 2.- O CAMINHO DA LUZ 

Sem entrar em minúcias técnicas, o que fazemos na Astrofotografia é substituir o nosso olho por um sensor digital (que todas as máquinas fotográficas digitais tem) capaz de captar esses fótons e registrá-los sob a forma de arquivo digital, que será posteriormente tratado.

Para isso, a qualidade ótica do telescópio assim como do equipamento fotográfico , especialmente qualidade e característica do sensor, são fundamentais.

Bem, como a “luz” que chega ao sensor da máquina é muito fraca, a única forma de conseguir formar uma imagem definida é “empilhar” incontáveis fótons “iguais” que vem do mesmo ponto e chegando no mesmo lugar do sensor da máquina.

Como se faz isso ? Simplificadamente , “tirando” uma grande quantidade de fotos para que esses fótons se sobreponham e consigam formar uma imagem “iluminada” .

Quais as técnicas que se usa para isso ?

As mais comuns, dependendo do que vamos fotografar, são  :

Captação de “vídeos” curtos , de preferência em alta definição, com centenas ou milhares de frames (ou fotogramas) que na verdade se comportam como se fossem centenas ou milhares de fotos do objeto. Esta técnica é a mais utilizada nas astrofotos de planetas e da Lua, 

ou,

Captação de dezenas ou centenas de fotos de longa exposição, as quais somadas podem chegar ao equivalente a muitas horas de captação, técnica mais utilizada para os chamados Objetos de Céu Profundo (DSOs), como nebulosas, galáxias, aglomerados estelares.

 Que equipamentos se utiliza para captar as imagens  ?

Foto : camera DSLR Canon acoplada ao telescópio

No mundo dos equipamentos digitais, há inúmeras possibilidades, dependendo do nosso objetivo, do nível de qualidade final que desejamos e do nosso orçamento....

 Para ficar nas mais conhecidas nesse meio, essas possibilidades variam desde as máquinas digitais compactas, daquelas que usamos para fotografar no dia a dia até os chamados CCDs dedicados, que em síntese são sensores de luz de altíssima definição.

As máquinas digitais “comuns” logicamente também tem um sensor, só que mais simples e  mais baratos. Qual a diferença básica ? Além da qualidade e preço, os sensores das maquinas comuns são compostos por “caixinhas de registro de luz” (sensores individuais que compõe a placa sensora) grandes e que não conseguem captar toda a complexidade dos tons e subtons . Para não deixar um “vazio” entre o que elas não conseguem ler, elas interpolam o tom/cor (freqüência) mais próximo entre cada ponto . No outro extremo, os CCDs dedicados captam quase todas essas nuances . A diferença ? Fidelidade com o objeto real...

Numa lista muito simplificada, podemos incluir :

- Máquinas compactas com boa definição e capacidade de filmar em HD;

- Algumas webcams (sim !) específicas, com bons sensores

- Máquinas fotográficas digitais semi-profissionais ou profissionais (Canon, Nikon, etc)

- Máquinas fotográficas especiais para astrofotografia,

- CCDs dedicados;

Fotos : Esquerda : webcam SPC880 capaz de realizar bons registros astrofotográficos de planetas : Direita : Camera DSLR Canon T3i e acessórios / adaptadores para astrofotografia

Como “juntamos” esses milhões de fótons para ter a imagem final ?

Depois de termos filmado ou captado fotos de longa exposição, temos que “juntá-los” ou “empilhá-los” de forma ordenada, para que , da soma/sobreposição e tratamento, resulte a imagem que queremos ter (e não um amontado de pontos luminosos)

Para isso, há inúmeros softwares específicos, que vão desde aqueles que se encontram gratuitamente na Internet, desenvolvidos por astrofotógrafos (Registax e DSS por exemplo) até os mais sofisticados e caros (AstroArt, MaxinDL e outros) 

Foto : tela do Registax 6 - software específico para empilhamento e tratamento de imagens astronomicas  

O que estes softwares fazem ?  Em síntese, numa velocidade e eficiência maior do que a nossa, eles lêem cada fotograma, milhares deles e permitem :

- Verificar, “classificar” e otimizar os melhores e os piores

- Identificar fotogramas que estão desalinhados demais em relação à média/maioria.

 - “Juntar” ou seja sobrepor todos os fotogramas, somando então todos os fótons que foram registrados e ao final formarem a imagem.

- “Tratar” por meio de algoritmos complexos as diversas “camadas” que compõe a imagem, de forma que os pixels então ordenados possam ser ressaltados ou atenuados.

Uma vez obtida a imagem final dos “frames” empilhados e tratados, podem ser utilizados também outros softwares de pós-processamento, visando aprimorar os ajustes, equilibrar cores, luminosidade, limpar “ruídos” da imagem produzidos na captação e outras técnicas para extrair daquele conjunto de pixels a imagem mais próxima possível do real. Mas, como uma regra “ética” de ouro entre os astrofotógrafos, amadores ou profissionais , não se “cria” nada, apenas se ressalta ou atenua o que foi de fato captado. No mundo do “Photoshop” em que cria falsas imagens, qualquer “criação” na Astrofotografia é considerada um verdadeiro e indigno sacrilégio....

 Comentários complementares

1.- Condição de Observação (seeing)

A Astrofotografia não depende apenas da adequação e qualidade do telescópio, do equipamento fotográfico de captação, do processamento e da habilidade do astrofotógrafo.

Um item decisivo (além dos acima) para uma astrofoto de qualidade é a....condição de observação (chamada usualmente de seeing), onde inúmeros fatores interferem, muitos deles “invisíveis”.

Entre os fatores que determinam um  seeing favorável ou não estão : correntes de convecção próximas ao local de observação (turbulência do ar em razão de variações de temperatura, de acidentes geográficos, proximidade de água, arvores, tipo do solo, etc), umidade e estabilidade da atmosfera, inclusive nas altas camadas, poluição da atmosfera, de qualquer origem, estabilidade de temperatura  e ....poluição luminosa...Existem escalas técnicas para referenciar o seeing

O conceito de “poluição luminosa” é facilmente percebido  : quando estamos em um centro urbano ou próximo dele, quase não enxergamos os objetos celestes ; ao nos afastarmos para locais no campo ou em fazendas, onde há pouca ou nenhuma iluminação, conseguimos admirar o espetáculo que os céus nos proporcionam e isso não é apenas devido à “ausência de poluição do ar” mas na mesma proporção pela ausência de Poluição Luminosa (chamada de PL).

Na observação astronomia e na astrofotografia, este conjunto de fatores são determinantes no que vamos conseguir observar e captar.  Uma noite com os céus aparentemente “límpidos” nem sempre é uma noite favorável para essa atividade. Um céu com turbulência atmosférica (muitas vezes “invisível” aos nossos olhos) faz com que o astro, no telescópio ou no equipamento fotográfico, pareça estar em cima de uma “chaleira” de água fervente...

Na prática, isso quer dizer que um mesmo equipamento, um mesmo local, um mesmo astrônomo e um mesmo objeto celeste podem resultar em registros fotográficos totalmente diferentes – melhores ou piores – de uma noite para outra.

Para evitar algumas condições desfavoráveis de seeing, em geral se busca fotografar os objetos quando eles estão mais próximo do ponto mais alto do céu (zênite).

2.- Movimento relativo dos objetos celestes

Sobre tudo o que comentamos antes, vale a pena lembrar um “pequeno” detalhe : nosso Planeta assim como os demais não estão imóveis....O que a olho nu é imperceptível, na observação com um telescópio ou fotografando, é um grande movimento (pela magnificação do equipamento). Um planeta ampliado 200 ou 300 vezes pelo telescópio não fica mais do que 15 ou 20 segundos dentro do campo de visão, mas “passeia” rapidamente pela ocular do telescópio (ou pelo sensor da máquina).

Tanto para observar como para fotografar, é preciso acompanhar este movimento. Via de regra isso é feito através de um sistema de acompanhamento motorizado , nos telescópios um pouco mais sofisticados, que permite que ele acompanhe o astro em sua trajetória aparente no céu. É possível, embora muito mais difícil, fazer este acompanhamento manualmente, movimentando os eixos do telescópio, sempre lembrando que o movimento relativo dos astros se dá em duas direções (dois “eixos”).

 COMPARTILHANDO UM PEDAÇO DO UNIVERSO ...

Foto : nebulosa de Órion, fotografada com camera Canon T3i e telescópio refletor ; 30 fotos empilhadas e tratadas no software específico para objetos de céu profundo DSS - Deep Sky Stacker

A Astrofotografia é algo que exige em todas as etapas, aprendizado, dedicação, determinação, e o propósito de qualidade no trabalho. Não há como iniciar e imediatamente conseguir bons resultados. Falando em termos de Brasil, há hoje um grupo consistente de astrofotógrafos amadores que conseguem obter resultados notáveis e que não raro superam os bons trabalhos de astrofotógrafos de outros países, nos quais a disponibilidade e custo de bons equipamentos é incomparavelmente menor.  

Estes grupos também evoluem pela permanente colaboração, com a troca de idéias, experiências e técnicas, entre os quais, o Cosmofórum – Forum Brasileiro de Astronomia, que é um dos mais ricos e colaborativos, e do qual tenho o prazer de fazer parte.

Mas, além do desafio e satisfação em buscar obter a cada dia registros melhores, a Astrofotografia permite compartilhar estas imagens, fazendo com que a Astronomia de Observação não seja uma atividade “solitária” mas sim que possa ser dividida com os demais astrônomos amadores e com nossos amigos e nossas famílias.

Ainda assim, nada supera a emoção de observar, numa noite limpa, com os olhos “colados” no telescópio, a beleza e o sentido maior do Universo, onde o ser humano se dá conta de sua verdadeira dimensão.

 Abraços e bons céus !

Conrado Serodio - 20 Fev 2012

Notas : Este texto despretensioso , dirigido aos não-astrônomos  - é apenas inicial e toda e qualquer colaboração, correção, crítica e complemento será muito bem vinda !  O resumo postado aqui é fruto de um primeiro passo de meu aprendizado de 1 ano e que somente com a inestimável ajuda dos amigos astrônomos amadores me permitiu obter imagens razoáveis de planetas e objetos de céu profundo.