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Seiing Astronômico

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SEEING ASTRONÔMICO

Desde os primeiros momentos em que um observador olha para o céu através de um telescópio, fica evidente que a nossa atmosfera esta longe de ser um mar de ar calmo e sereno. Nossa atmosfera não é tão transparente e estável quanto gostaríamos que fosse, sendo um turbilhão de correntes de ar, como rios, correndo por todos os lados.

Observadores experientes sabem muito bem que as correntes de ar turbulentas podem causar degradações das imagens telescópicas a tal grau que se torna impossíveis observarem qualquer coisa. Uma vez que a atmosfera da Terra age como um fluido, podemos pensar nele como um corpo muito fino da água e observássemos, por exemplo, a Lua do fundo de um lago. Cunhou-se, então, o termo “seeing” ou “seeing astronômico” de modo a quantificar, ou colocar em perspectiva, o efeito que a atmosfera tem sobre a qualidade da imagem.

O termo “seeing” seria, em tradução livre, olhar ou visão. É um termo astronômico para estabilidade óptica da atmosfera definido como a uniformidade e estabilidade de uma imagem telescópica em um determinado intervalo de tempo onde uma imagem sem alterações e imóvel denota uma excelente estabilidade contra uma estabilidade deficiente quando a imagem apresenta-se oscilando em maior ou menor grau.

Um “seeing” ruim pode tornar uma noite de observação inútil, especialmente para observadores planetários e astrofotografos de alta resolução. Apesar de que as condições de “seeing” sofram momentos de variações breves durante períodos de “seeing” deficiente ou ruim, deve-se atentar para as previsões meteorológicas, porque mesmo que esta última alerte para um céu claro durante o período de observação planejado; não necessariamente significa que as condições de “seeing” serão adequadas.

Nada disto deve ser uma surpresa para quem já olhou através de um telescópio, mesmo a Lua. Às vezes, a Lua parece estar nadando numa piscina ou estar acima de uma chaminé! Nossa atmosfera torna a observação de objetos do Sistema Solar quase impossível às vezes. As palavras de um grande observador de Marte, Gerard de Vaucouleurs, em seu livro - O planeta Marte descreve bem a situação:

"Não é exagero dizer que se, no verão, nós olhamos para a Lua, quando ela se eleva no horizonte de uma estrada asfaltada que foi aquecido pelo sol durante todo o dia, teremos uma boa visão das condições de que os observadores de Marte em geral encontram."


Um “seeing” ruim é causado pela turbulência da atmosfera. A principal razão de um “seeing” ruim é a diferença de temperatura nas camadas atmosféricas.

O efeito da diferença de temperatura nas camadas de ar pode ser observado num dia de verão ao se observar o ar acima de uma estrada asfaltada que se eleva por correntes de convecção criando um efeito como se olhássemos através de uma cortina de água. Na atmosfera, como na estrada, a turbulência térmica é a origem de um “seeing” ruim.

A TURBULENTA ATMOSFERA SUPERIOR  

Fluxos de ar quente e frio que fluem como rios caudalosos na atmosfera se misturam causando a turbulência atmosférica. A maioria das turbulências atmosféricas perturbadoras ocorre muito próximo da superfície da Terra até cerca de 15 quilômetros de altitude. Acima dessa altitude, a atmosfera começa a rarear e o fluxo de ar ou ventos, tende a ser na mesma direção, portanto, reduzindo os efeitos da turbulência com redução dos ventos laterais ou correntes de ar ascendentes. Em outras palavras, quanto maior a altitude, mais constante o fluxo de ar é.

Próximo à tropopausa, existe uma região onde a componente do vento zonal, de oeste, atinge valores máximos. Esta componente aumenta com a altura devido à existência de gradientes meridionais de temperatura. O escoamento caracterizado por valores máximos é denominado de Corrente de Jato ou simplesmente Jato.

Duas correntes de jato são conhecidas: a Corrente de Jato Polar e a Corrente de Jato Subtropical (Reiter, 1969).
A corrente de jato Polar encontra-se, geralmente, entre as latitudes 35º S a 70º S, estando mais próxima do equador no inverno. Já a corrente de jato subtropical situa-se entre as latitudes de 20º S a 35º S, oscilando em direção ao equador no inverno e aos pólos no verão (Pezzi, L; Rosa, M.B.; Batista, N.M.N.)


Corrente de Jato

Durante os meses de verão no hemisfério sul (Dezembro, Janeiro e Fevereiro) o Jato Subtropical praticamente desaparece. No outono (Março, Abril e Maio) o Jato Subtropical encontra-se em processo de intensificação ficando localizado entre as latitudes 30º S a 40º S; atingindo o máximo de intensidade durante os meses de inverno ((Junho, Julho e Agosto) oscilando entre as latitudes 25º S e 30º S e com valores médios de velocidade dos ventos de 45 m/s. Nos meses seguintes (Setembro, Outubro e Novembro) da primavera, o jato subtropical começa a perder força se localizando em torno da latitude 30º S (Pezzi, L; Rosa, M.B.; Batista, N.M.N.).

O ar em altitudes acima ou abaixo da corrente de jato pode ser tranqüilo e fluindo continuamente em uma direção, mas o jato nem sempre flui no mesmo caminho que o fluxo de ar ao redor. O resultado é uma turbulência como num rio de águas caudalosas, reduzindo o “seeing”. A presença de nuvens do tipo “cirrus” indicam a presença do jato subtropical sendo ladeado por ar com temperatura diferentes e formação de cristais de gelo. Como o ar tem diferentes temperaturas, este também possui diferentes densidades. Os cirrus indicam um caminho de ar mais suave, mas as suas margens laterais são freqüentemente turbulentas

Estas correntes de ar ou "correntes térmicas" são a causa das estrelas aparentemente mudarem de direção e intensidade. Como a densidade do ar varia com a temperatura e o índice de refração do ar depende da densidade do ar, a luz das estrelas não consegue atravessar essas camadas sem interferência.

As correntes térmicas da atmosfera também interferem na quantidade de luz estelar que consegue atravessá-la e chegar até nossos telescópios o que denominamos de "extinção" atmosférica. As flutuações aleatórias da intensidade da luz das estrelas que passam através da atmosfera são chamadas de “cintilação”.

PARTÍCULAS NA ATMOSFERA

A poluição do ar também afeta o seeing. Grandes áreas industriais apresentam diversos tipos de particulados e poeira suspensos na atmosfera. Estas partículas armazenam calor que contribuíram com as correntes com as correntes de ar térmicas.

Muito do particulado em suspensão no ar não é originado pelas atividades do homem. A erupção de vulcões, que lançam toneladas de partículas na atmosfera e as tempestades de poeira nas grandes áreas desérticas da Terra, contribui em grande escala para a elevação das partículas em suspensão no ar. Um por do sol intensamente vermelho revela que muitas partículas estão suspensas na atmosfera.

Entretanto, estas partículas precipitam-se em direção ao solo por ação da gravidade mas outras substâncias, como vários compostos químicos, podem permanecer na atmosfera superior afetando em maior ou menor grau as condições do seeing.

Particulados na atmosfera

OUTRAS CAUSAS DE UM SEEING DEFICIENTE

O seeing também pode ser afetado pelo observador. Um exemplo clássico é a montagem do telescópio sobre um local cimentado ou asfaltado que ficou exposto ao calor do Sol durante todo o dia. Mesmo após escurecer, este material estará liberando quantidades significativas de radiação infravermelha que irão ascender a atmosfera na forma de ondas de calor movimentando o ar imediatamente acima e prejudicando a visão através do telescópio. A montagem do telescópio sobre uma área com grama é muito mais proveitosa neste aspecto.

Outro fator que contribui significativamente para um seeing deficiente é a falta de aclimatação adequada do telescópio as condições externas. Em geral, a aclimatação demanda um tempo padrão mínimo de 30 minutos; entretanto, este tempo poderá ser maior ou menor dependendo da massa que precisa ter sua estabilidade térmica atingida. Alguns usuários dizem que uma taxa de 3 minutos por centímetro de abertura seria adequada a maioria dos casos. Assim, um telescópio com 200 mm de abertura levaria 60 minutos para atingir sua aclimatação. Outro instrumento com 254 mm de abertura necessitaria de 76 minutos.
Por outro lado, um sistema Maksutov necessitaria de no mínimo 60 minutos para uma abertura de 150 mm, por se tratar de um sistema fechado. De modo geral, um tempo de 60 minutos irá atender a maioria dos telescópios, sendo que 120 minutos (2 horas) seria aconselhável para sistemas maiores e/ou fechados (Maksutovs, Schimidt-Cassegrain).
MICROMETEREOLOGIA

Os fenômenos meteorológicos são estudas em escalas espaciais variando de um milímetro a dez mil quilômetros e escalas temporais com variação de frações de segundos a anos.

A classificação mais geral para escalas de movimento é: Macro (Global), Meso (Regional) e Micro (local) escalas.
Fenômenos típicos da Macroescala: frente fria. Escala espacial da ordem de mil quilômetros e escada temporal da ordem de dias. Em uma Mesoescala, um exemplo seria a brisa marítima com escala espacial da ordem de cem quilômetros e escala temporal da ordem de 12 horas. Por último, como exemplo de um fenômeno em Microescala teríamos o fluxo turbulento próximo a superfície, tipicamente com uma escala espacial inferior a dois quilômetros e escala temporal de uma hora ou menos.

As escalas são inter-relacionadas e ocorre transferência de energia das escalas maiores para as escalas menores terminando por dissipação da energia pela turbulência.

Define-se Camada Limite como a região de um fluido (líquido ou gasoso) adjacente a uma superfície material sólida ou líquida onde há trocas (transporte) de momento, calor e massa entre o fluido e a superfície.

A Camada Limite Planetária (Planetary Boundary Layer), as vezes chamada de Camada Limite Atmosférica (Atmospheric Boundary Layer) é a região da atmosfera cuja características dinâmicas e termodinâmicas são afetadas pela presença da superfície. Caracterizam-se por variações intensas das propriedades do escoamento totais como velocidade, temperatura, umidade e concentração de poluentes. Resulta em interação entre a atmosfera e a superfície adjacente em uma escala micrometereológica.

Micrometeorologia é o estudo dos fenômenos físicos e escoamentos atmosféricos em uma microescala que ocorrem na camada espacial inferior a 1000 metros, a Camada Limite Planetária, e escala temporal menor que uma hora
Existe um conjunto grande de fenômenos metereológicos cuja escala temporal e espacial pertencem a microescala como, por exemplo, os tornados; entretanto, estes não serão estudados pela micrometeorologia.

Dos fenômenos estudados pela micrometeorologia, a turbulência é de longe o mais importante e mais complexo. A turbulência é responsável pelo transporte de momento, calor e massa entre a superfície e a atmosfera.

A extensão vertical da Camada Limite Planetária varia de algumas centenas de metros (500 m) durante o período noturno a alguns quilômetros (1 a 2 km) durante o dia. Essa flutuação é função de diversos fatores, dentre eles: intensidade dos ventos, características térmicas, aerodinâmicas e radiativas da superfície e movimentos verticais de grande escala.

Devido ao aquecimento da superfície durante o dia, a intensidade do transporte turbulento é intensificada pelas correntes de convecção térmica. À noite, com o resfriamento radiativo da superfície faz com que a atmosfera próxima a mesma fique mais estável reduzindo a turbulência e restringindo a Camada Limite Planetária às regiões mais próximas a superfície.

Devido ao aquecimento da superfície durante o dia, a estrutura vertical da Camada Limite Planetária diurna se compartimenta em:

Camada Limite Superficial à formada pelos primeiros 10% da Camada Limite Planetária (CLP) com intensos gradientes de temperatura, velocidade e umidade; apresentando um topo não muito definido e é a região da CLP mais observada investigacionalmente.

Camada de Mistura à gradientes verticais de temperatura potencial, velocidade e umidade são naulados devido a intensidade da mistura turbulenta.

Camada de Entranhamento à região de transição entre a CLP e a atmosfera livre onde ocorre o entranhamento do ar não turbulento da atmosfera livre com o ar turbulento da CLP.

Camada Limite Planetária

À noite, com a queda de temperatura e a inversão térmica, a CLP se compartimenta em:

Camada Limite Superficial à adjacente a superfície onde os efeitos térmicos não afetam a turbulência e portanto, onde os fluxos verticais são constantes.

Camada Fóssil ou Mistura Residual à região da CM (camada de mistura) produzida por turbulência durante o dia e que persiste a noite.

Camada de Inversão de Altitude à nome da Camada de Entranhamento noturna.

TURBULÊNCIA

Natureza aparentemente caótica do escoamento (flutuações no campo espacial e temporal das grandezas dinâmicas e termodinâmicas). O escoamento na Camada Limite Planetária é sempre turbulento.

A turbulência se comporta de maneira diferente nas camadas limites. Na Camada Limite Superficial a turbulência é sempre contínua; enquanto que, nas partes superiores da Camada Limite Planetária, a turbulência é um fenômeno intermitente.


Fluxo Laminar Turbulento

Ao planejar um local para observação astronômica é importante considerar locais com terreno elevado, onde o fluxo de ar é menos turbulento. Assim, uma colina ou elevação apresentará menos turbulência do que um vale.

Regiões costeiras ou próximas a grande lagos, onde o vento sopre em sua direção, em geral apresentam a camada superior da CLP com menor turbulência. Isso ocorre devido a saturação do fluxo de ar que ao atingir a região costeira provoca uma inversão da temperatura originando uma névoa junto a superfície com a camada imediatamente acima mais estável.

Uma região altamente povoada de árvores não é favorável a observação astronômica. As árvores funcionam como um radiador de calor durante a noite e o fluxo de ar diretamente acima delas será bastante turbulento.

Por outro lado, árvores também atuam como protetor de orvalho. Assim, uma região descampada, onde o ar possa fluir facilmente, com algumas árvores por perto, pode se tornar um bom local para uma noite de observação astronômica.

Observation Location

Muitas escalas são utilizadas para quantificar e classificar o seeing astronômico. Dentre estas temos a escala de Antoniadi e Pickering. Veremos como funciona a escala de Pickering; entretanto, o observador pode utilizar qualquer escala desde que a mencione em suas observações.

Qualquer uma das escalas correlaciona os anéis de difração que compõem o disco de Airy com o que se observa. A escala de Pickering foi criada por Willian H. Pickering (1858 – 1938) no Observatório de Harvard utilizando um telescópio refrator de 5 polegadas de abertura (127 mm), e necessita de ajustes para um instrumento maior ou menor que o utilizado.

O quadro abaixo dá uma idéia de como um teste de estrela aparece ao telescópio. A probabilidade é apenas um comentário e varia em função das estações do ano. Por exemplo: durante o inverno existe uma maior probabilidade de noites com pontuações entre 1 e 4; entretanto, isso não significa que não ocorra uma noite que atinja pontuações superiores.

Em geral, uma boa noite de observação pode ser realizada com pontuações de 4 e 5; noites com pontuação entre 6 e 7 seriam excepcionais e aquelas com índices 8 ou 9 uma rara oportunidade.

Um céu estrelado não significa necessariamente uma noite boa para observação. Deve-se consultar, tornando-se um hábito, a posição do Jato Subtropical. Se a corrente de Jato Subtropical estiver sob sua região, aproveite a noite para estudar ou processar aqueles vídeos para astrofotografia. Mesmo com um céu estrelado, dificilmente haverá estabilidade da imagem, seja visual ou com uma câmera.

Caso a corrente de Jato Subtropical não esteja sob sua região, pode ser que seja interessante dar uma olhada no céu para avaliar as possibilidades de trabalho. Outros fatores podem ou não estar interferindo (particulados, névoa, etc).


ESCALA PICKERING

Simulação

Escala

Descrição





1





Imagem estelar aproximadamente 2 vezes o diâmetro do terceiro anel de difração (se for observado), cerca de 13 segundos de arco. Probabilidade de ocorrência: crítica (inverno). Impossível observar.





2





Imagem estelar ocasionalmente 2 vezes o diâmetro do terceiro anel de difração. Probabilidade de ocorrência: bastante frequente (inverno)





3





Imagem estelar com aproximadamente o mesmo diâmetro do terceiro anel (6.7 segundos de arco) e com brilho mais intenso no centro. Probabilidade de ocorrência: muito frequente (inverno).







4






Disco de Airy frequentemente visível. Fragmentos dos anéis de difração ocasionalmente visíveis. Probabilidade de ocorrência: frequente.





5





Disco de Airy frequentemente visível. Arcos dos anéis de difração ocasionalmente visíveis. Probabilidade de ocorrência: razoável.







6






Disco de Airy sempre visível. Arcos menores são frequentemente visíveis.
Probabilidade de ocorrênica: ocasional.







7





Disco de Airy eventualmente bem definido com os anéis de difração se apresentando como arcos longos ou mesmo círculoscompletos. Probabilidade de ocorrênica: medianamente baixa.





8




Disco de Airy nitidamente definico com os arcos ou círculos completos em movimento. Probabilidade de ocorrência: baixa.





9




Anéis de difração mais interno estacionário com os mais externos eventualmente estacionátios. Probabilidade de ocorrência: muito baixa.





10




Perfeição. Toda imagem de difração é estacionária.
Probabilidade de ocorrência: inexistente, ou altamente improvável.

Escala de Pickering mostrando a esquerda uma simulação dos anéis de difração criada no Aberrator 2.0 (Simulação gentilmente cedida por Damian Peach - www.damianpeach.com)

 
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