Calibrações Fotométricas UBVRI para o Sítio do Observatório Astronômico Antares

Abstract

Este trabalho tem como objetivo determinar os coeficiêntes de extinção atmosférica e detransformação para o sítio do Observatório Astronômico Antares (OAA) localizado nacidade de Feira de Santana. Uma vez que, na maioria das vezes, a luz passa boa parte doseu trajeto sem sofrer nenhuma alteração, porém ao atravessar a atmosfera terrestre elasofre uma perda significativa no seu brilho, sendo necessário fazer uma correção novalor medido de sua magnitude e esta correção se referere ao coeficiênte de extinçãoatmosférica. A magnitude aparente é uma grandeza inversamente proporcional ao brilhodo objeto em estudo, e depende das condições de observação pelo fato de que adepender do sítio pode ter mais ou menos poluição luminosa ou massa de ar além deque ao proprio intrumento utilizado altera os resultados da medição. Para os astrônomose cosmológos poderem trocar informações e criarem tabelas de referência, foi criadauma escala de magnitude que não depende das condições de observação, e essa escala échamada de magnitude padrão. Logo, é necessário converter a magnitude obtida comuma determinada observação para a magnitude padrão, e o coeficiênte ângular dessatransformação é chamado de coeficiênte de transformação, enquanto o linear échamando de ponto zero.Antes de ser realizar a fotometria, que é o processo de medição da quantidade de luzque recebemos de um objeto, é necessário realizar um processo chamado redução dedados. Ao ser realizada uma medição astravés de um telescópio, existem 3 principaiscorreções que devem ser aplicadas à observação, são elas: bias, dark e flat, essascorreções são chamadas de redução de dados. O bias diz respeito ao sinal ruído geradopela Charged-coupled device (CCD) que é a parte do telescópio responsável para acaptura de imagens. O dark é a correção responsável pelo fator temperatura, uma vezque ela está diretamente relacionada com a velocidade das partículas, então quantomaior 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 queocupam os pixels da CCD.Para a realização deste trabalho, foi utilizado o software Image Reduction and AnalysisFacility (IRAF). Ele reúne diversos pacotes essênciais para o processo de redução dedados e teve seu desenvolvimento iniciado em meados de 1982 por Doug Tody noNational Optical Astronomy Observatories, em Tucson, Ariona. Mais tarde, em 1982,Doug e Peter Shames o fundiram com o Science Data Analysis System (SDAS), e assimresultou o atual IRAF e o STSDAS, ambos compatíveis um com o outro. Sendo o IRAFtotalmente gratuito e disponível para o sistema operacional Linux.