Astronomia

Como os créditos de imagem são expressos em apresentações de Astronomia?

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Desculpe se isso é uma pergunta estúpida. Estou preparando uma apresentação de astronomia e quero ter certeza de dar os devidos créditos. Mas vejo que os créditos aparecem em formatos diferentes, por exemplo:

  • ESA / Hubble e NASA, V. Antoniou; Agradecimento: Judy Schmidt - uma barra e um E comercial
  • ESA / Hubble & NASA, B. Nisini - uma barra e um E comercial
  • NASA, ESA e R. Humphreys (Universidade de Minnesota) e J. Olmsted (STScI) - vírgulas
  • ESA / Hubble & NASA, L. Stanghellini - vírgulas e e comercial

Se possível, quero que todos os créditos da minha apresentação tenham o mesmo formato. Então, essencialmente, minha pergunta é: fazer uma vírgula e uma barra significam coisas diferentes nos créditos da imagem? Ou posso escrever tudo usando o mesmo formato, por exemplo, para as quatro fotos acima:

  • ESA / Hubble / NASA / V. Antoniou / Judy Schmidt
  • ESA / Hubble / NASA / B. Nisini
  • NASA / ESA / R. Humphreys (Universidade de Minnesota) / J. Olmsted (STScI)
  • ESA / Hubble / NASA / L. Stanghellini

Na verdade, não existe um formato convencional. Para fins de publicação, se alguém usa dados de um telescópio ou imagem ou código criado por outra pessoa ou similar, a fonte geralmente solicita ser citada ou reconhecida de uma forma específica ao seu próprio gosto. Alguns exemplos incluem o que você citou ou “Este documento faz uso dos seguintes dados ALMA: ADS / JAO.ALMA # ******. ALMA é uma parceria de… “.

Respondendo sua pergunta.

  • Para a ESA e a NASA, provavelmente existe uma diferença entre “/“ e “&”.
  • Para uma publicação em um periódico, você deve seguir o texto exato.
  • Se você acabou de fazer uma apresentação, ninguém se importa se você usar sua formatação favorita, embora reconhecendo todas as partes envolvidas.

Notarei que o único uso de "/" em sua lista parece ser em "ESA / Hubble", e suspeito que isso signifique algo como "a parte da ESA [Agência Espacial Européia] dedicada ao Hubble". Aparece muito no site esahubble.org, por exemplo.

Portanto, a melhor maneira de pensar sobre isso pode ser: "Use apenas '/' quando fizer parte do nome de uma entidade ou organização - por exemplo, 'ESA / Hubble'; não o use como um separador geral. "Caso contrário, é um formato de lista padrão: duas entidades / pessoas devem ser combinadas com" e "ou um E comercial, três ou mais combinados com vírgulas e um" e "ou e comercial final. (eu usaria vírgulas Oxford para isso, mas isso é, infelizmente, realmente uma questão de gosto ;-)

E, como @MeL, eu e outros apontamos, realmente não existe um formato padrão para apresentações. O e comercial economiza um pouco de espaço e parece um pouco menos formal do que "e", mas você decide qual usar.


Acesso de dados

Todos os artigos, apresentações e outras publicações usando dados obtidos usando as instalações da NSO devem reconhecer a facilidade com que os dados foram coletados, o programa em que se enquadram (NISP ou DKIST) e o patrocínio dessas instalações pela National Science Foundation. Use este modelo:

“Este trabalho utiliza __ [instrumento] __ dados obtidos pelo __ [programa] __, administrado pelo Observatório Solar Nacional, que é operado pela Associação de Universidades para Pesquisa em Astronomia (AURA), Inc. sob um acordo de cooperação com a Fundação Nacional de Ciências."

Versão abreviada: “Os dados foram adquiridos por __ [instrumento] / [programa] __ operado por NSO / AURA / NSF.”

Os dados obtidos com os telescópios e instrumentação da NSO devem ser colocados no domínio público. Os dados devem permanecer disponíveis para uso exclusivo dos investigadores originais por um período de dezoito meses após a conclusão do programa de observação. Após esse intervalo, os dados estarão disponíveis para qualquer investigador qualificado que apresente uma proposta de uso dos dados.

Para dados que residem em uma instalação do NSO, tal proposta de acesso a esses dados estará sujeita a revisão e o investigador pode estar sujeito a cobranças por quaisquer custos incorridos na cópia ou transferência dos dados. A NSO informará o investigador original de tais solicitações e encoraja aqueles que desejam usar os dados a se comunicarem com o investigador original sobre os detalhes dos dados e sua adequação para a investigação proposta.

Para dados do NSO que não residem em uma instalação do NSO, as solicitações devem ser feitas diretamente ao (s) investigador (es) principal (is) (PI) após o período de dezoito meses. O PI é responsável pelo compartilhamento dos dados e deve informar o NSO da utilização adicional, ou de quaisquer dificuldades em atender à solicitação.

Os dados obtidos com um instrumento para fins de engenharia ou teste podem ter valor científico. A disponibilidade de tais dados para investigadores externos será considerada caso a caso e fica a critério do Diretor.

Os dados sinópticos que são obtidos rotineiramente por qualquer instalação do NSO estão disponíveis para investigadores qualificados sem um período de espera.

Em todos os casos, o investigador pode solicitar ao Diretor exceções a esta política.


Uma breve introdução ao processamento de imagens astronômicas

Uma imagem é uma matriz, ou matriz, de pixels quadrados (elementos de imagem) organizados em colunas e linhas.

Em uma imagem em escala de cinza (8 bits), cada elemento da imagem tem uma intensidade atribuída que varia de 0 a 255. Uma imagem em escala de cinza é o que as pessoas normalmente chamam de imagem em preto e branco, mas o nome enfatiza que tal imagem também incluirá muitos tons de cinza.

Uma imagem em escala de cinza normal tem profundidade de cor de 8 bits = 256 escalas de cinza. Uma imagem "true color" tem profundidade de cor de 24 bits = 8 x 8 x 8 bits = 256 x 256 x 256 cores =

Algumas imagens em escala de cinza têm mais escalas de cinza, por exemplo 16 bits = 65536 escalas de cinza. Em princípio, três imagens em escala de cinza podem ser combinadas para formar uma imagem com 281.474.976.710.656 escalas de cinza.

Existem dois grupos gerais de 'imagens': gráficos vetoriais (ou arte de linha) e bitmaps (baseados em pixels ou 'imagens'). Alguns dos formatos de arquivo mais comuns são:

  • GIF - um formato de bitmap compactado de 8 bits (256 cores) de forma não destrutiva. Principalmente usado para web. Tem vários sub-padrões, um dos quais é o GIF animado.
  • JPEG - um formato de bitmap de 24 bits (16 milhões de cores) compactado de forma destrutiva (ou seja, muita informação por byte). Muito utilizado, especialmente para web e Internet (largura de banda limitada).
  • TIFF - o formato de bitmap de publicação padrão de 24 bits. Comprime de forma não destrutiva com, por exemplo, compressão Lempel-Ziv-Welch (LZW).
  • PS - Postscript, um formato vetorial padrão. Possui vários sub-padrões e pode ser difícil de transportar entre plataformas e sistemas operacionais.
  • PSD - um formato dedicado do Photoshop que mantém todas as informações em uma imagem, incluindo todas as camadas.

Cores
Para a comunicação científica, os dois principais espaços de cores são RGB e CMYK.

RGB
O modelo de cores RGB está intimamente relacionado à maneira como percebemos as cores com os receptores r, g e b em nossas retinas. RGB usa mistura aditiva de cores e é o modelo básico de cores usado na televisão ou em qualquer outro meio que projete cores com luz. É o modelo de cores básico usado em computadores e para gráficos da Web, mas não pode ser usado para produção de impressão.

As cores secundárias do RGB - ciano, magenta e amarelo - são formadas pela mistura de duas das cores primárias (vermelho, verde ou azul) e excluindo a terceira cor. O vermelho e o verde combinam-se para formar o amarelo, o verde e o azul para o ciano e o azul e o vermelho para o magenta. A combinação de vermelho, verde e azul em intensidade total torna o branco.

No Photoshop, o uso do modo “tela” para as diferentes camadas de uma imagem fará com que as intensidades se misturem de acordo com o modelo de mistura de cores aditivas. Isso é análogo a empilhar imagens de slides umas sobre as outras e iluminar através delas.

CMYK
O modelo CMYK de 4 cores usado na impressão estabelece camadas sobrepostas de porcentagens variáveis ​​de tintas ciano (C), magenta (M) e amarelo (Y) transparentes. Além disso, uma camada de tinta preta (K) pode ser adicionada. O modelo CMYK usa o modelo de cores subtrativas.

Gama
O alcance, ou gama, da percepção humana das cores é bastante grande. Os dois espaços de cores discutidos aqui abrangem apenas uma fração das cores que podemos ver. Além disso, os dois espaços não têm a mesma gama, o que significa que a conversão de um espaço de cor para o outro pode causar problemas para as cores nas regiões externas das gamas.

Imagens Astronômicas

Imagens de objetos astronômicos geralmente são tiradas com detectores eletrônicos, como um CCD (Charge Coupled Device). Detectores semelhantes são encontrados em câmeras digitais normais. As imagens do telescópio são quase sempre em escala de cinza, mas mesmo assim contêm algumas informações de cores. Uma imagem astronômica pode ser obtida por meio de um filtro de cores. Diferentes detectores e telescópios também costumam ter diferentes sensibilidades a diferentes cores (comprimentos de onda).

Filtros
Um telescópio como o Hubble Space Telescope da NASA / ESA normalmente tem um número fixo de filtros bem definidos. Uma lista de filtros para a câmera WFPC2 (Wide Field and Planetary Camera 2) do Hubble é vista à direita.

Os filtros podem ser de banda larga (Largo) ou de banda estreita (Estreito). Um filtro de banda larga permite a passagem de uma ampla gama de cores, por exemplo, toda a área verde ou vermelha do espectro. Um filtro de banda estreita normalmente permite que apenas um pequeno comprimento de onda atravesse, restringindo assim efetivamente a radiação transmitida àquela proveniente de uma determinada transição atômica, permitindo que os astrônomos investiguem processos atômicos individuais no objeto.

Um nome de arquivo como 502nmos.fits indica que o filtro usado tem um pico em 502 nm. Na tabela abaixo, você pode ver que este filtro é um filtro de largura de banda estreita, ou seja, ele só permite a radiação com comprimentos de onda dentro de alguns nm de 502 nm.

Abaixo está um exemplo de uma imagem composta de exposições de banda estreita. Isso resulta em feixes de nebulosidade bem definidos, uma vez que cada exposição separa a luz de apenas alguns processos físicos e locais muito específicos na nebulosa.

As galáxias são frequentemente estudadas por meio de filtros de banda larga, pois permitem que mais luz passe. Além disso, os processos em uma galáxia são mais "mistos" ou complicados, resultado da produção de bilhões de estrelas e, portanto, os filtros de banda estreita fornecem informações menos "específicas" sobre os processos ali.

Uma figura que ilustra o processo de empilhar exposições de cores diferentes é vista na figura 10.

Uma figura do processo de empilhamento de exposições de cores diferentes é vista na figura 11 à direita.

Atribuir cores para diferentes exposições de filtro
As imagens astronômicas que vemos na web e na mídia são geralmente "refinadas" ou "processadas" em comparação com os dados brutos que os astrônomos trabalham em seus computadores. Em "imagens bonitas", todos os artefatos provenientes do telescópio ou dos detectores são, por exemplo, removidos, pois não dizem nada sobre os próprios objetos. É muito raro que as imagens sejam tiradas com a única intenção de produzir uma imagem colorida "bonita". A maioria das "imagens bonitas" são construídas a partir de dados que foram adquiridos para estudar algum processo físico, e a própria astrônoma provavelmente nunca se preocupou em montar as imagens em escala de cinza em uma imagem colorida.

Imagens de cores naturais
É possível criar imagens coloridas próximas às “cores verdadeiras” se existirem três exposições de banda larga e se os filtros estiverem próximos aos receptores r, ge b em nossos olhos. Imagens que se aproximam do que um viajante espacial fictício veria se ele ou ela realmente viajasse para o objeto são chamadas de imagens de “cores naturais”.

Para fazer uma imagem de cor natural, a ordem das cores atribuídas às diferentes exposições deve estar em "ordem cromática", ou seja, o comprimento de onda mais baixo deve ter uma tonalidade azul, o comprimento de onda do meio uma tonalidade verde e o comprimento de onda mais alto deve ser vermelho.

Imagens coloridas representativas
Se uma ou mais das imagens em um conjunto de dados forem obtidas por meio de um filtro que permite a passagem da radiação que está fora do alcance da visão humana - ou seja, ela registra a radiação invisível para nós - é claro que não é possível fazer uma imagem de cor natural. Mas ainda é possível fazer uma imagem colorida que mostre informações importantes sobre o objeto. Este tipo de imagem é denominado imagem colorida representativa. Normalmente, alguém atribuiria cores a essas exposições em ordem cromática, com o azul atribuído ao comprimento de onda mais curto e o vermelho ao mais longo. Desta forma, é possível fazer imagens coloridas de radiação eletromagnética longe da área de visão humana, por exemplo, raios-x. Na maioria das vezes, é a radiação infravermelha ou ultravioleta que é usada.

Imagens com cores aprimoradas
Às vezes, há razões para não usar uma ordem cromática para uma imagem. Muitas vezes, essas razões são puramente estéticas, como pode ser visto no exemplo a seguir. Este tipo de imagem colorida é uma imagem colorida aprimorada.

Você é o juiz
Ao processar imagens científicas brutas, um dos maiores problemas é que, em grande medida, você está "criando" a imagem e isso significa uma liberdade colossal dentro de um enorme espaço de parâmetros. Existem literalmente milhares de controles deslizantes, números, mostradores, curvas, etc. para girar e girar.

Falando em certo e errado, realmente não existem imagens certas ou erradas. Existem alguns princípios científicos fundamentais que normalmente devem ser observados, mas o resto é uma questão de estética - gosto. A ordenação cromática das exposições é um dos princípios científicos importantes.

Função de alongamento
Um aspecto particularmente importante do processamento de imagem é a escolha da melhor função de alongamento. Você escolhe qual “função de alongamento” ou representação usar na janela Fits Liberator.


Astronomia na África: o passado, o presente e o futuro

A história da ciência e tecnologia na África recebeu pouca atenção em comparação com outras regiões do mundo, apesar dos desenvolvimentos notáveis ​​em vários campos. A África abriga a conquista tecnológica mais antiga do mundo, com evidências encontradas no nordeste da África. Um círculo de pedra de 7.000 anos conhecido como Nabta Playa localizado a aproximadamente 100 quilômetros a oeste de Abu Simbel, no sul do Egito, que é mais antigo que o Stonehenge na Inglaterra, o monumento pré-histórico mais famoso do mundo que foi erguido há 5.000 anos em 2.500 aC.

O local localizado na África, fica a 1.100 quilômetros da grande pirâmide de Gizé, no Egito, de acordo com a época de sua construção, tornando-o o círculo de pedra mais antigo e possivelmente o sítio astronômico mais antigo da Terra. Em um artigo publicado pela astronomy, um site de recursos líder em colunas e artigos sobre visualização do céu, astronomia e astrofísica, o círculo de pedra de 7.000 anos rastreou o solstício de verão e a chegada da estação anual das monções.

O Site Nabta Playa

Diz-se que foi construída por um culto de adoração ao gado de povos nômades. Em uma declaração à Astronomia, Mckim Malville, professor emérito da Universidade do Colorado e especialista em Arqueoastronomia, afirmou que "a existência do local é a primeira tentativa do ser humano de fazer uma conexão espiritual séria com os céus". Ele ainda acrescentou que “o despertar das pessoas para começar a construir o Nabta Playa foi o alvorecer da astronomia observacional”.

À medida que surge um novo milênio, os estudiosos ainda consideram o estudo das práticas astronômicas nas sociedades africanas um estudo aberto. Os estudos astronômicos acontecem em árabe, ge'ez, hausa e suaíli, estudando símbolos celestes como o sol, a lua, a estrela, cometa etc. Embutidos na história africana, mostrando novas evidências do envolvimento africano na astronomia, o que não é surpresa que Muusa O trabalho de Galaal sobre a etnoastronomia somali é derivado da literatura oral, possivelmente transmitida de geração a geração. (Galaal 1992).

Uma ilustração do Nabta Playa sendo usado [Créditos: O Projeto Humano] Por muitos anos, as sociedades na África arranjaram pedras alinhando as estrelas e o sol para marcar as estações, para saber quando fazer a colheita e marcar as celebrações.

O resto do mundo, no entanto, ultrapassou a África em arquitetura, tecnologia, ciência e, principalmente, astronomia, embora tenham sido pioneiros. Em um estudo sobre o desenvolvimento da astronomia na África por Govinder K publicado em junho de 2011, um desafio significativo é a ausência de compreensão pública do conhecimento científico moderno, levando a equívocos. Como diferentes culturas têm diferentes proposições com o céu e seu funcionamento, a inclusão da ciência contemporânea que pode entrar em conflito com suas crenças pode fazer com que o público a classifique como um mero conto ou a perceba como um mal.

Pesquisadores africanos expressaram os desafios enfrentados para impulsionar suas pesquisas. De acordo com Edward Jurua, um físico e fundador do programa de astronomia da Universidade de Ciência e Tecnologia de Mbarara em Uganda “era um problema recrutar membros para um novo programa de astronomia, pois astronomia não era oferecida em nenhuma das universidades situadas em Uganda, juntamente com a falta de recursos financeiros ”.

“Um país onde mais de 70% de sua população não pode pagar uma refeição três quadrados por dia, como eles poderiam bancar a astronomia? Os sortudos que querem realizar os seus sonhos para estudar astronomia encontram frequentemente mentores de fora do continente para os motivar ”.

Pankyes Datok, um estudante de doutorado em hidrologia e biogeoquímica na Universidade Paul Sabatier, em Toulouse, França, destaca a falta de consciência ainda para entrar no continente africano em Ciência e Tecnologia Moderna como um desafio “quando as pessoas são levadas a compreender, inspiradas e motivadas , mais gente surgiria para estudar e colaborar na astronomia ”.

Salma Sylla Mbaye, a primeira aluna de doutorado em Astronomia no Senegal na Cheikh Anta Diop University, em Dakar, menciona que a “indisponibilidade de recursos como telescópios e computadores e a falta de professores nessa área de estudo” tem outro desafio. Estudantes na África desejam estudar astronomia como um interesse, mas não há estudiosos para ensiná-los.

Várias tecnologias levam ao desenvolvimento da astronomia, que as nações que levaram em consideração têm se beneficiado. Segundo os pesquisadores, a câmera do Iphone, um dispositivo criado e desenvolvido pela Apple, é um dispositivo de carga acoplada que converte o movimento da carga elétrica em um valor digital. A invenção da astronomia agora serve como uma fonte de benefícios para as sociedades envolvidas, impulsionando assim seu avanço tecnológico.

A linguagem de computador desenvolvida inicialmente para o telescópio de 36 pés em Kitt Peak agora é usada pela FedEx para rastrear pacotes. Os quatro benefícios são exemplos do que a África perdeu no lento desenvolvimento da Astronomia enquanto o resto do mundo seguia em frente.

Até recentemente, África do Sul, Namíbia, Marrocos, Egito, Argélia eram as únicas referências astronômicas na África com seus observatórios ópticos. Em 2019, doze países na África lançaram quarenta e um satélites, sendo trinta e oito deles iniciados por onze desses países individualmente, enquanto os outros três programas envolveram vários países africanos em um projeto multilateral.

O Futuro da Astronomia na África brilha intensamente agora, à medida que os países estão dando passos extras com uma conquista africana inovadora com o lançamento de um array 64-MeerKat na África do Sul. O projeto lançado em 2018 pelo Vice-Presidente, David Mabuza, serviria de inspiração às aspirações do povo. O rádio telescópio sul-africano MeerKat, que será o maior da África (por enquanto), é o primeiro da série SKA e será integrado ao componente de frequência média da fase SKA. Será fundamental construir o maior e mais sensível radiotelescópio da África, com suas localizações declaradas como África do Sul e Austrália.

Foto: Observatório Astronômico Sul-Africano. Fonte: TravelGround

Com alguns Observatórios Astronômicos na África, todo o seu potencial astronômico é vital para o seu desenvolvimento. De acordo com a Sociedade Astronômica Africana, o Southern African Large Telescope (SALT) é o maior (11 metros) único telescópio óptico no hemisfério sul, financiado pela Índia, África do Sul, Alemanha, Estados Unidos, Reino Unido, Polônia e Nova Zelândia. É em Sutherland.

O segundo maior, com 1,9 m de diâmetro, o telescópio SAAO, foi construído para o Observatório Radcliffe em Pretória, mas agora está localizado em Sutherland. O maior telescópio da África do Norte e Central e do Oriente Médio (1,88 diâmetros) no Observatório Kottamia, a nordeste de Helwan, no Egito.

O UFS-Boyden Rockfeller, (1,5m) localizado no Observatório Boyden na África do Sul tem sido usado extensivamente desde o início dos anos 1930. O Refletor Dall-Kirkham e o The Parks Telescope com uma abertura de 0,45m e 0,41m foram construídos em 1955 e 1994, localizados no SAAO na Cidade do Cabo.

Também em 2020, a Universidade da Namíbia e a Universidade Radboud Nijmegen, por meio de uma parceria assinada em 2016, foram relatados como tendo adicionado às cadeias de projetos de megatronomia, conforme relatado em abril de 2020, o Telescópio Milimétrico de África, um único de 15 m. radiotelescópio parabólica a ser posicionado na montanha Gamsberg, na Namíbia. Seu objetivo seria fornecer um link para uma grade de telescópios localizados ao redor do mundo conhecido como Event Horizon Telescope (EHT).

Além de fornecer um relacionamento, o Telescópio Milimétrico da África servirá como o único radiotelescópio na África. Seria uma excelente oportunidade para acadêmicos, pesquisadores, entusiastas da ciência e para a Namíbia como um todo.

A Autoridade em Notícias, Dados e Análise de Mercado para a Indústria Espacial Africana.


Inovação Tecnológica

A astronomia está passando por uma revolução na forma como investigamos o universo e como respondemos a perguntas fundamentais. Novas tecnologias permitem isso: novos detectores estão abrindo novas janelas no Universo, criando volumes sem precedentes de dados de alta qualidade, e a tecnologia de computação está acompanhando essa explosão e impulsionando uma mudança na forma como a ciência é produzida em astronomia e astrofísica. Enormes pesquisas do céu ao longo de muitos comprimentos de onda de luz podem ser analisadas estatisticamente para correlações ocultas e explicações para dados observacionais intrigantes encontrados usando a técnica de inversão estatística para auxiliar na melhor compreensão da física subjacente. O Observatório Rubin é o projeto farol nessa revolução, e as soluções para os desafios do Observatório Rubin já estão tendo efeitos colaterais em áreas mais amplas da tecnologia e da ciência de “big data”.

Realizar a visão do Observatório Rubin requer enfrentar e resolver desafios extraordinários de engenharia e tecnológicos: a fabricação de grandes ópticas não esféricas de alta precisão, construção de um conjunto enorme e altamente integrado de sensores de imagem de banda larga sensíveis e a operação de um facilidade de gerenciamento de dados que lida com dezenas de terabytes de dados todos os dias. O esforço de design e desenvolvimento inclui análises estruturais, térmicas e ópticas de todos os subsistemas de hardware essenciais, prototipagem e desenvolvimento de sistemas de gerenciamento de dados e extensos estudos de engenharia de sistemas. Para validar o desempenho do sistema, simulações completas de ponta a ponta estão sendo feitas, com mais de 100 técnicos de uma variedade de instituições atualmente envolvidas neste programa.

O Rubin Observatory R & ampD levou a um CCD de imagem de nova geração que é altamente segmentado, de baixo ruído e sensível de UV a infravermelho próximo. A velocidade com a qual o Observatório Rubin pode cobrir metade do céu produzirá cerca de 15 terabytes (TB) por noite, levando a um banco de dados total ao longo dos dez anos de operações da ordem de 50 petabytes (PB) para os dados brutos e 15 PB para os banco de dados do catálogo. O volume total de dados após o processamento será de mais de 100 PB, processado usando 250 trilhões de operações de ponto flutuante por segundo de capacidade de computação. Processar um grande volume de dados, converter as imagens brutas em uma representação fiel do universo, automatizar a avaliação da qualidade dos dados e arquivar os resultados de forma útil para uma ampla comunidade de usuários é um grande desafio.

A aquisição de dados científicos em todas as disciplinas está agora se acelerando, causando uma avalanche de dados quase intransponível. Não é mais possível para os humanos examinar qualquer fração representativa dos dados. Em vez disso, podemos estar olhando sobre os ombros de máquinas de aprendizagem assistida para visualizações inovadoras de metadados. As descobertas serão feitas por meio de pesquisas de correlações. O papel do cientista experimental é cada vez mais o de inventor de novas pesquisas ambiciosas e novos algoritmos. Novas teorias da natureza são testadas por meio da pesquisa de relações estatísticas previstas em grandes bancos de dados.

Nesta era de big data, precisaremos de maneiras novas, cada vez mais automatizadas e cada vez mais eficazes para pescar o conhecimento científico em oceanos de bytes.

O banco de dados científico incluirá:
  • Um catálogo de origem com 7 trilhões de linhas
  • Um catálogo de objetos com 37 bilhões de linhas, cada uma com mais de 200 atributos
  • Um catálogo de objetos móveis com 6 milhões de linhas
  • Um banco de dados de alertas, com alertas emitidos em todo o mundo dentro de 60 segundos, e
  • Metadados de calibração, configuração, processamento e proveniência.

O arquivo científico consistirá em 400.000 imagens de dezesseis megapixels por noite (por 10 anos), compreendendo 60 PB de dados de pixel. Este enorme arquivo de dados e banco de dados de objetos do Observatório Rubin permite um programa de pesquisa multidisciplinar diversificado: astronomia e aprendizagem de máquina astrofísica (mineração de dados) análise de dados exploratórios bancos de dados extremamente grandes visualização científica ciência computacional e computação distribuída e educação científica baseada em investigação (usando dados em sala de aula ) Os avanços nessas áreas de tecnologia serão exportados para outras aplicações de big data science (biologia, sensoriamento remoto, etc.) e impulsionarão inovações na indústria.


Nascimento da Astronomia Baseada no Espaço

Space Science Board 31 de março de 1961 Carta Report à NASA, "Man’s Role in the National Space Program: O Conselho de Ciência Espacial foi nomeado em 1958 e encarregado de pesquisar os aspectos científicos da exploração humana do espaço por meio do uso de foguetes e satélites. Esta é a carta de apresentação de um relatório que descreve as recomendações da política do Conselho para James Webb, o administrador da NASA na época.
Crédito: Academia Nacional de Ciências

4 de outubro de 1957 mudou tudo. Foi quando a União Soviética provou que satélites em órbita terrestre eram tecnologicamente possíveis com o lançamento Sputnik.

Após o lançamento de Sputnik, o governo dos Estados Unidos estava ansioso para enviar seus próprios satélites para a órbita da Terra. Fui imediatamente contatado pela Força Aérea sobre Princeton que estava resolvendo alguns dos problemas de enviar um telescópio de tamanho intermediário para a órbita espacial.

Como resultado desse novo fervor, a NASA foi formada em 1958 e começou a formar uma comunidade de cientistas para pensar nas possibilidades de fazer astronomia a partir do espaço de uma forma muito real. No início dos anos 1960, grupos de trabalho foram organizados pelo Conselho de Ciência Espacial da Academia Nacional de Ciências a pedido da NASA para discutir o futuro da pesquisa espacial e foi nessas reuniões que as conversas sobre um grande telescópio espacial começaram a sério. Eu fiz parte de todos esses grupos. Durante este tempo, programas estavam em andamento para enviar telescópios de médio porte para a órbita da Terra. Estes foram chamados de programas Orbiting Solar Observatory e Orbiting Astronomical Observatory. Parecia cada vez mais provável que um grande telescópio espacial de uso geral estava se tornando uma realidade.

Imediatamente após sua formação em 1958, a NASA começou a planejar o lançamento de três Observatórios Astronômicos Orbitantes (OAOs), cada um projetado para realizar pesquisas astronômicas em comprimentos de onda ultravioleta, usando telescópios de até um metro de diâmetro.

Para mim, talvez o ponto alto da minha carreira tenha sido aquele dia em agosto de 1972, quando nosso espectrômetro ultravioleta a bordo do Copérnico O satélite (OAO-3) foi ligado a partir do Goddard Space Flight Center, vários dias após o lançamento, e foi descoberto que estava funcionando corretamente. Copérnico foi a quarta tentativa de lançamento de um satélite OAO e a segunda missão bem-sucedida. Permaneceu em operação por 9 anos.

Copérnico Sala de controle de satélite: A sala de controle do Goddard Space Flight Center a partir da qual o grupo de Lyman Spitzer em Princeton controlava os instrumentos no Copérnico satélite. PEP no console de primeiro plano significa Pacote Experimental de Princeton.
Crédito: Imagem cortesia de Edward Jenkins


Programa AstroCom NYC

Os bolsistas da AstroCom NYC ingressaram em programas de pós-graduação em Berkeley, Brandeis, Cornell, Harvard, Heidelberg, Rice, Yale, Miami, UConn e outros, bem como na indústria, e receberam bolsas de estudo de prestígio do NSF, o Museu Americano de História Natural, e prêmios Fulbright. Temos anos de experiência como mentor de alunos de graduação em pesquisas sobre propriedades e evolução de galáxias, estrelas próximas e de baixa massa, estrelas evoluídas, simulações numéricas e modelagem, e astronomia observacional do rádio aos raios gama. Nosso corpo docente trabalha em nossos campi da CUNY, no Museu Americano de História Natural e no Flatiron Institute Center for Computational Astrophysics.

Os alunos devem estar matriculados em uma faculdade CUNY de 2 ou 4 anos e ter interesse em seguir uma carreira em física e astronomia, conforme evidenciado por seus ensaios de aplicação e escolha de cursos e especialização. Estudantes de grupos pouco representados nas ciências & # 8211, por exemplo, afro-americanos, hispânicos & # 8211, são especialmente encorajados a se inscrever.

Para obter mais informações, envie um e-mail para AstroComNYC em gmail.com ou entre em contato com qualquer corpo docente de astrofísica em seu campus CUNY.

AstroCom NYC é apoiado em parte por uma bolsa da National Science Foundation Partnerships in Astronomy and Astrophysics Research and Education. Quaisquer opiniões, descobertas e conclusões ou recomendações expressas neste material são de responsabilidade do (s) autor (es) e não refletem necessariamente as opiniões da National Science Foundation.

Esta entrada está licenciada sob uma licença Creative Commons Atribuição-NãoComercial-Compartilhamento pela mesma Licença 4.0 Internacional.


25 de fevereiro de 2008

Imagens do Eclipse Lunar!

Crédito da foto: Sjoerd Witteveen

Você não precisava de um telescópio para ver o eclipse lunar da semana passada. O fotógrafo da equipe do YRMG, Sjoerd Witteveen, tirou esta série de fotos mostrando a progressão do eclipse ao longo da noite e essas imagens são semelhantes ao que você pode ver a olho nu. Minha parte favorita é ver os primeiros estágios, quando a lua parece ter sido arrancada de uma parte dela. À medida que as coisas progridem e a lua entra na sombra total da terra, você vê uma tonalidade vermelha alaranjada projetada sobre a superfície lunar. A cor se deve à luz do sol refratada que se curva ao redor das bordas da terra e atinge a lua. Imagine, são todos os pores do sol e amanheceres na terra naquele momento pintando nossa Lua em uma bela luz!

Este fim de semana, de sexta-feira, 29 de fevereiro a domingo, 2 de março, estarei no Markham Spring Home Show. Se você quiser aprender mais sobre astronomia, estarei no estande do Starlight Learning. In addition, I'll be making a presentation on "Backyard Astronomy" during two public lectures at the Home Show stage at 6:45 PM Friday and 5:45 PM Saturday.


PH-200 Series Courses

PH-201 General Physics I (1C & 2E)*

3 class hours 1 recitation hour 2 laboratory hours 4 credits
Prerequisite: MA-114 or MA-119 and MA-121 or the equivalent, or satisfactory score on the Mathematics Placement Test, Level II.

A beginning course for technology students. Topics include units, vectors, equilibrium, linear motion, Newton’s laws, circular motion, angular motion, momentum, and fluid motion. Emphasis is on applications. A working knowledge of simple algebra is assumed.

* Course qualifies as Pathways Common Core 1C–Life & Physical Sciences and 2E–Scientific World STEM Variant.

PH-202 General Physics II (1C & 2E)*

3 class hours 1 recitation hour 2 laboratory hours 4 credits
Prerequisite: PH-201 (with a grade of C or better)

Second semester of PH-201, 202 sequence. Topics include vibration and wave motion, electrostatics, electric and magnetic fields, electromagnetic waves, optics and topics in modern physics.

* Course qualifies as Pathways Common Core 1C–Life & Physical Sciences and 2E–Scientific World STEM Variant.

PH-229 Introduction to Photonics

2 class hours 1 recitation hour 3 laboratory hours 4 credits
Corequisite: MA-114

Topics in optics related to lasers and optical fiber and devices for modulating and directing signals from such devices. Students will study geometrical optics with emphasis on ray tracing and the application to lenses (thick and thin), mirrors, prisms and other passive optical elements and systems. Students will study the propagation of light in materials and dispersion and its effects. Additional topics will include an introduction to lasers and fiber optics, including an introduction to the propagation of light through fibers. Laboratory exercises complement class work.

PH-230 Matrix Optics and Aberrations

1 lecture hour 1 recitation/lab hour 1 credit
Prerequisite: PH-229

Topics in matrix optics applied to geometric (ray) optics including beam propagation, thin and thick lenses and lens systems. Introduction to aberrations in optical systems, how they are formed and controlled.

PH-231 Fundamentals of Lasers and Fiber Optics

3 class hours 3 laboratory hours 4 credits
Corequisite: MA-114

Topics in optics related to lasers and optical fiber and devices for modulating and directing signals from such devices. Geometrical optics with emphasis on ray tracing. Matrix methods in optics. Lenses thick and thin, mirrors, prisms and other passive optical elements and systems. Propagation of light in materials. Dispersion and its effects. Special topics in geometric and wave optics. Laboratory complements class work.

PH-232 Laser and Electro-Optics Technology*

3 class hours 2 recitation hours 3 laboratory hours 5 credits
Prerequisite: PH-231

Wave optics, interference, coherence, polarization, birefringence, diffraction, gratings in two and three dimensions, power and energy measurements, basics of laser safety, ultra-fast pulse techniques, electro-optic and acousto-optic switches, optical materials, non-linear optics. Laboratory complements class work.

* Students registering in PH-232 are required to pay a special services charge of $10.00.

PH-233 Laser Electro-Optics Devices, Measurements and Applications

3 class hours 3 laboratory hours 4 credits
Prerequisite: PH-231

Laser as a device, principle of operation, cavity modes and their control (tuning elements, Q switching, mode-locking) and detection, laser design, types of lasers, includes discussion of laser types for medical, ranging and tracking, material processing, pollution monitoring, and optical memory applications, semiconductor laser. Laboratory complements class work.

PH-234 Fiber Optics Devices, Measurements and Applications*

3 class hours 3 laboratory hours 4 credits
Prerequisites: PH-231, or ET-220 and PH-202.

Propagation of light in optical fiber, including analysis of the behavior of different modes. Dispersion and distortion. Specialized light sources and their characterization. Fiber optic sensors. All-optical fiber amplifiers. Optical switches and logic gates. Optical isolators. Techniques for joining fibers. Instruments for characterizing fiber and fiber links. Optical communications systems and protocols. Wavelength division multiplexing. Medical applications including fiber optics-diagnostic and surgical. Optical data processing and optical memories. Laboratory complements class work.

* Students registering in PH-234 are required to pay a special services charge of $40.00.

PH-235 Laser/Electro-Optics Projects

2 class hours 3 laboratory hours 3 credits
Prerequisite: PH-231
Corequisite: ET-910 or permission of the Department

Construction and testing of a laser, optical or electro-optic device such as a helium-neon laser, optical power meter, or fiber optics communication link oral presentations and computerized literature searches.

PH-236 Introduction to Computers in Electro-Optics

1 class hour 3 laboratory hours 2 credits
Prerequisite: PH-231
Corequisite: MA-128 or the equivalent.

Elements of a computer system and an introduction to computer languages. Scientific programming using BASIC/FORTRAN with applications in optics. Use of commercial optics programs. Digital techniques including number systems, logic gates, Karnaugh mapping, Boolean algebra, combinational logic design, sequential logic design.

PH-240 Computerized Physical Measurement Using Graphical Programming (2E)*

2 lecture hours 3 laboratory hours 3 credits
Prerequisites: Permission of the department based on one laboratory course in science or technology MA-114, MA-119 and MA-121 or the equivalent and ET-501, PH-303, BU-500 or the equivalent.

Students will design applications with a graphical programming language such as LabVIEWTM and use the computer for measurement and automation. Topics include: theory of measurement, physical principles of transducers and their use in measurement, instrument control, data acquisition, virtual instrumentation, signal/data conditioning and analysis.

* Course qualifies as Pathways Common Core 2E–Scientific World STEM Variant.


What Is The Future Of Gravitational Wave Astronomy?

After turning on in September of 2015, the twin Laser Interferometer Gravitational-wave Observatories -- the LIGO detectors in Hanford, WA and Livingston, LA -- simultaneously detected not just one but two definitive black hole-black hole mergers during its first run, despite having reached only 30% of the sensitivity it was designed for. These two events, one of a 36 and a 29 solar mass black hole merging on September 14, 2015, and one of a 14 and an 8 solar mass black hole merging on December 26, 2015, provided the first definitive, direct detections of the gravitational wave phenomena. It's a remarkable fact, in and of itself, that it took a full century after their predictions for technology to catch up to the theory, and actually catch them.

The first gravitational wave event ever directly detected. Image credit: Observation of . [+] Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger B. P. Abbott et al., (LIGO Scientific Collaboration and Virgo Collaboration), Physical Review Letters 116, 061102 (2016).

But detecting these waves is just the beginning, as a new era in astronomy is now dawning. 101 years ago, Einstein put forth a new theory of gravitation: General Relativity. Instead of distant masses instantaneously attracting one another across the Universe, the presence of matter and energy deformed the fabric of spacetime. This entirely new picture of gravity brought with it a slew of unexpected consequences, including gravitational lensing, an expanding Universe, gravitational time dilation and -- perhaps most elusively -- the existence of a new type of radiation: gravitational waves. As masses moved or accelerated relative to one another through space, the reaction of space itself causes the very fabric itself to ripple. These ripples travel through space at the speed of light, and when they pass through our detectors after a journey across the Universe, we can detect these disturbances as gravitational waves.

The spacetime in our local neighborhood, which can be ever so slightly perturbed by passing . [+] gravitational waves. Crédito da imagem: T. Pyle / Caltech / MIT / LIGO Lab.

The easiest things to detect are the things that emit the largest signals, which are:

  • large masses,
  • with small distances between them,
  • orbiting quickly,
  • where the orbital changes are severe and significant.

This means collapsed objects, like black holes and neutron stars, are the prime candidates. We also need to consider the frequency at which we can detect these objects, which will be roughly equal to the path length of the detector (the arm length multiplied by the number of reflections) divided by the speed of light.

A simplified illustration of LIGO's laser interferometer system. Crédito da imagem: colaboração LIGO.

For LIGO, with its 4 km arms with a thousand reflections of the light before creating the interference pattern, it can see objects with frequencies in the millisecond range. This includes coalescing black holes and neutron stars in the final stages of a merger, along with exotic events like black holes or neutron stars that absorb a large chunk of matter and undergo a "quake" to become more spherical. A highly asymmetric supernova could create a gravitational wave as well a core-collapse event is unlikely to make detectable gravitational waves but perhaps nearby merging white dwarf stars could do it!

Crédito da imagem: Bohn et al 2015, equipe SXS, de dois buracos negros que se fundem e como eles alteram o. [+] aparência do espaço-tempo de fundo na Relatividade Geral.

We've seen black hole-black hole mergers already, and as LIGO continues to improve, we can reasonably expect to make the first population estimates of stellar mass black holes (from a few to maybe 100 solar masses) over the next few years. LIGO is also highly anticipating finding neutron star-neutron star mergers when it reaches the designed sensitivity, it may see up to three or four of these events each month if our estimates of their merger rates and LIGO's sensitivity are correct. This could teach us the origin of short-period gamma ray bursts, which are suspected to be merging neutron stars, but this has never been confirmed.

Ilustração de um terremoto ocorrendo na superfície de uma estrela de nêutrons, uma das causas de um pulsar. [+] “glitch.” Crédito da imagem: NASA.

Asymmetric supernovae and exotic neutron star quakes are fun, if perhaps rare phenomena, but it's exciting to have a shot at studying these in a new way. But the biggest new advances will come when more detectors are built. When the VIRGO detector in Italy comes online, it will finally be possible to do true position triangulation: to locate exactly where in space these gravitational wave events are originating, making follow-up optical measurements possible for the first time. With additional new gravitational wave interferometers scheduled to be built in Japan and India, our coverage of the gravitational wave sky is slated to improve rapidly in the next few years.

Artist’s impression of eLISA. Crédito da imagem: AEI / MM / exozet.

But the biggest advances will come from taking our gravitational wave ambitions into space. In space, you're not limited by seismic noise, rumbling trucks or plate tectonics you have the quiet vacuum of space as your backdrop. You're not limited by the curvature of the Earth for how long you can build your gravitational wave observatory's arms you can put it in orbit behind the Earth, or even in orbit around the Sun! Instead of milliseconds, we can measure objects with periods of seconds, days, weeks or even longer. We'll be able to detect the gravitational waves from supermassive black holes, including from some of the largest known objects in the entire Universe.

Images credit: Ramon Naves of Observatorio Montcabrer, via . [+] http://cometas.sytes.net/blazar/blazar.html (main) Tuorla Observatory / University of Turku, via http://www.astro.utu.fi/news/080419.shtml (inset).

And finally, if we build a large enough, sensitive enough space observatory, we could see the leftover gravitational waves from before the Big Bang itself. We could directly detect the gravitational perturbations from cosmic inflation, and not only confirm our cosmic origin in a whole new way, but simultaneously prove that gravitation itself is a quantum force in nature. After all, these inflationary gravitational waves can't be generated unless gravitation itself is a quantum field. The success of LISA Pathfinder more than proves this is possible all it takes is the right investment.

Illustration of the density (scalar) and gravitational wave (tensor) fluctuations arising from the . [+] end of inflation. Image credit: National Science Foundation (NASA, JPL, Keck Foundation, Moore Foundation, related) – Funded BICEP2 Program.

There's currently a hotly contested race as to what will be chosen as the flagship NASA mission of the 2030s. Although many groups are proposing good missions, the biggest dream is a space-based, gravitational wave observatory in orbit around the Sun. A series of these could make our wildest gravitational wave dreams come true. We have the technology we've proved the concept we know the waves are there. The future of gravitational wave astronomy is limited only by what the Universe itself gives us, and how much we choose to invest in it. But this new era has already dawned. The only question is how bright this new field in astronomy is going to be. And that part of it is completely up to us.


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