Observação em La Palma: os resultados

Assim como eu vivo batendo a tecla nos meus textos, astrônomos não trabalham mais apenas com olhos sobre oculares e anotando os resultados em cadernos com desenhos à mão: a parte mais difícil é o que vem depois da observação. E vou discutir aqui o que foi feito a respeito.

Computadores. Eles são a principal ferramenta de um astrônomo. Os telescópios mais modernos nada mais são do que computadores com elementos ópticos acoplados a eles. Eles fazem uma boa parte do trabalho necessário, desde o apontamento do telescópio (você simplesmente digita as coordenadas e voilà!), o acompanhamento do céu, a captura dos fótons no chip CCD e guarda os dados em servidores dedicados. O trabalho do astrônomo é basicamente, planejar a observação, manter tudo sob controle no telescópio e depois processar os dados. E esta última parte é, certamente, a mais difícil de todas.

Quando um chip CCD registra os fótons observados no céu, ele o faz eletronicamente, salvando as informações em matrizes de pixels. Então, quando o astrônomo termina uma observação, o que ele tem em mãos nada mais é do que um monte de números registrados em tabelas gigantes. Nada de imagens lindas e coloridas do céu.

Imagem "crua" (raw) da galáxia NGC 4203, sem nenhum processamento. Tempo de exposição: 10 minutos.

Imagem “crua” (raw) da galáxia NGC 4203, sem nenhum processamento. Tempo de exposição: 10 minutos.

Como você pode ver na imagem acima, o resultado cru de uma observação é uma fotografia cinza, ruidosa e cheia de defeitos. Analisemos por partes:

– Cinza: Os chips CCD registram números (counts), que são estocados em matrizes. Essas matrizes podem ser lidas em programas de processamento de imagens (como IRAF ou GIMP) e os números em cada posição da matriz são traduzidos em uma escala de cinza, se transformando em uma imagem como aquela.

– Ruído: CCDs são instrumentos feitos para detectarem os mais fracos sinais do universo. Mas devido a essa sensibilidade, eles também acabam registrando sinais que não vêm do objeto observado. Esses sinais intrusivos causam o ruído, da mesma maneira quando você tira uma foto com seu celular em um ambiente muito escuro: no caso, o seu aparelho automaticamente aumenta a snsibilidade do chip para poder “enxergar” melhor no escuro, causando o ruído.

– Defeitos em geral: novamente, os CCDs. Aquelas linhas pretas ou brancas são chamadas de bad columns (ou bad lines), e também podem haver alguns bad pixels espalhados pela imagem. Algumas manchas também podem ser causadas por partículas de poeira sobre os filtros. Outras fontes de “defeitos” são os raios cósmicos, que causam a detecção de sinais fortes, aleatórios e pontuais nas imagens.

O ruído pode ser diminuído e os defeitos eliminados através de vários métodos, sendo que o principal é, durante a observação, fazer várias exposições em diferentes offsets (um pequeno deslocamento no apontamento do telescópio), e somar (ou obter a mediana) de todas as imagens, depois de alinhadas. No entanto, para obter uma imagem digna de astrofotografia, são necessárias muitas horas de observação e muitas exposições. Normalmente, em um projeto científico, não se busca exatamente a beleza, mas sim o mínimo de dados necessários para obter a informação desejada. No caso do nosso projeto, queríamos obter a emissão em hidrogênio alfa no disco de NGC 4203 com um certo nível de confiança, e para tal, observamos a galáxia por cerca de 40 minutos (30 usando o filtro Hα e 10 com o filtro R).

Após a observação, vem, como eu disse, a parte mais difícil do trabalho: a redução de dados. Alguns astrônomos sentem um frio na espinha quando ouvem essas palavras. Redução de dados. Vale lembrar que trabalhar com imagens científicas não é exatamente a mesma coisa que astrofotografia. No primeiro caso, estamos preocupados basicamente com a intensidade de brilho dos objetos, e não com a composição ou beleza da imagem. Para poder extrair os dados sobre o brilho de um objeto no céu, é necessário ter controle sobre absolutamente todos os aspectos de um software de processamento de imagens, e por isso normalmente não se usa programas como Registax ou Photoshop para processar imagens científicas, mas sim ambientes de programação como o IRAF ou Miriad, onde o astrônomo tem controle até mesmo sobre o exato número de contagens em um determinado pixel do CCD. A razão para muitos temerem esse processo é porque ele pode ser extremamente difícil e frustrante, especialmente porque é nessa fase que o cientista irá saber se a observação foi boa ou se os dados coletados são puro lixo.

No nosso caso, a observação certamente não foi das melhores. O campo de visão da NGC 4203 é bastante contaminado por estrelas muito brilhantes, o que causa vários reflexos nas exposições. Outro problema que tivemos que lidar foi ter que borrar as melhores imagens, porque a qualidade dos seus dados é limitada pela qualidade da pior exposição, e para poder obter os dados corretos, era necessário fazer coincidir o “seeing” (nitidez). Isso foi meio inesperado, pois La Palma supostamente é um dos melhores locais de observação do mundo, e nós tivemos a má sorte de pegar várias noites nubladas ou com muita turbulência. Mas no fim das contas, nossas imagens não foram para o lixo (mas infelizmente, um dos grupos teve que abandonar o projeto deles devido à baixa qualidade de suas imagens).

Nosso objetivo era estimar o brilho da galáxia e de possíveis regiões de formação estelar na banda Hα (uma região bastante estreita e específica do espectro que indica nascimento de estrelas). O problema é que quando se usa o filtro Hα, ele também captura luz do chamado “contínuo”, que basicamente é uma emissão de fundo intrínseca à galáxia, e nós precisávamos livrar desse contínuo para ter uma real estimativa da emissão em Hα. E foi por isso que também observamos a galáxia na banda R, que é bastante largar e contém a banda estreita Hα, de modo que pudemos estimar a emissão do contínuo e subtraí-la. Nós fizemos o melhor que pudemos na redução de dados, e o resultado final você pode conferir a seguir.

 

Galáxia NGC 4203 após a redução de dados

Galáxia NGC 4203 após a redução de dados, imagens na mesma escala

Pois é, não parece muito com aquelas belíssimas astrofotografias que a gente vê por aí, né? Note que as três imagens acima estão na mesma escala, e que portanto a emissão em Hα nessa galáxia vêm quase toda do seu núcleo, e de possíveis 2 “clumps” (uma espécie de aglomeração) a oeste (esquerda) do núcleo. Há muitas (muitas mesmo) considerações a serem feitas sobre nossos resultados, por exemplo: por que ainda podemos ver algumas estrelas em emissão na imagem final? E o que são os anéis escuros em volta de algumas delas? A explicação é que, mesmo depois de vários ajustes, não conseguimos fazer os perfis Gaussianos de algumas estrelas coincidirem.

Em suma, eu admito que nossos resultados científicos não corresponderam exatamente com a expectativa, e que obviamente não somos especialistas em redução de dados. Mas não estou muito preocupado com essas coisas, afinal, o que importa não é aonde você chega, mas sim a experiência da viagem. E que experiência.

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