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Instrumentos astronômicos: Telescópio

 

Telescópio refrator do Observatório de Nice

Telescópio refrator do Observatório de Nice

O telescópio óptico é um instrumento que permite estender a capacidade dos olhos humanos de observar e mensurar objetos longínquos. Pois, permite ampliar a capacidade de enxergar longe, como seu nome indica [Do Grego "Tele" = Longe + Scopio = Observar], através da coleta da luz dos objetos distantes (Celestes ou não), da focalização dos raios de luz coletados em uma imagem óptica real e sua ampliação geométrica.

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Além dos telescópios ópticos, que são constituídos basicamente por uma objetiva e uma ocular, existe uma gama de aparelhos que coletam a radiação eletromagnética fora da faixa do visível, isto é, ao longo de diferentes regiões do espectro eletromagnético.

Telescópios para radiação infravermelha e raios-X tornaram-se comuns ao final do século XX com o desenvolvimento de sensores digitais que pudessem ser resfriados a temperaturas muito baixas. Para a captação astronômica de microondas e radiofrequência, existem equipamentos chamados radiotelescópios.

Os Telescópios contemporâneos podem operar isoladamente, ou em conjunto para compor ou combinar suas imagens aumentando assim o poder de resolução.

Nos instrumentos ópticos profissionais, além da ampliação da imagem, é possível captar as radiações eletromagnéticas e separá-las em diferentes comprimentos de onda, processo chamado de Espectrografia, ou espectroscopia. Isso permite entender a composição e história dos astros em estudo.

As técnicas atuais de construção de telescópios utilizam materiais mais leves e resistentes, aumentando assim sua qualidade, resolução e confiabilidade. Exemplo claro são as observações e coleta de imagens produzidas como o Telescópio Espacial Hubble que nos mostram um Universo de muito além e mais belo do que o esperado.

A óptica geométrica dos instrumentos permite coletar (e focalizar) a radiação eletromagnética aumentando o tamanho angular aparente dos objetos, assim como o seu brilho aparente.

Os telescópios usados fora do contexto da Astronomia são referidos como teodólitos, monóculos, binóculos, ou objetivas.

A palavra "telescópio" refere-se geralmente aos ópticos, embora existam instrumentos para a quase totalidade do espectro eletromagnético da [radiação eletromagnética].

Radiotelescopia

Os radiotelescópios são sistemas de recepção onde existe um receptor de ondas eletromagnéticas do espectro de radiofrequência, ou radioreceptor, uma linha de transmissão que pode ser uma guia de onda dependendo da frequência observada, antenas de rádio dirigidas ou direcionais.

As antenas podem ser com refletores parabólicos ou planos de grandes dimensões, em caracol, em sistema Yagi-uda ou suas variantes, Também são muito utilizados sistemas de recepção helicoidais, entre outros tipos.

As montagens das antenas de radiotelescópios podem ser simples no caso de uma antena ou em baterias, quando se usam muitas antenas com a finalidade de aumentar o ganho, a área de observação ou para executar a triangulação dos sinais recebidos para determinar a distância do objeto estelar observado.

No caso de antena parabólica, esta é por vezes construída como uma estrutura de fio condutor cujos intervalos são menores que um comprimento de onda daquele irradiado pelo objeto pesquisado.

Os radiotelescópios são por vezes operados aos pares, ou em grandes grupos, para sintetizar uma cobertura "virtual", idêntica em tamanho à distância entre telescópios, além do uso em triangulação para determinar distância do objeto observado. O recorde atual encontra-se próximo à largura da Terra. Atualmente também se aplica esta técnica aos instrumentos ópticos.

Os telescópios de raios-x e raio gama têm um problema, já que estes raios atravessam metal e vidro. Superfícies coletoras feitas de metal pesado e em forma de anéis concêntricos são utilizadas para focalizar a radiação proveniente do espaço profundo. As superfícies desses espelhos apresentam a forma de hiperbolóides de revolução.

História

Costuma-se dizer que Hans Lippershey, um fabricante de lentes neerlandês,construiu em 1608 o primeiro instrumento para a observação de objetos à distância: o telescópio. O conceito que desenvolveu era a utilização desse tubo com lentes para fins bélicos e não para observações do céu.

A notícia da construção do tubo com lentes por Lippershey espalhou-se rapidamente e chegou até o astrônomo italiano Galileu Galilei, que, em 1609, apresentou várias versões do aparelho feitas por ele mesmo a partir de experimentações e polimento de vidro. Galileu logo apontou o telescópio para o céu noturno, sendo considerado o primeiro homem a usar o telescópio para investigações astronômicas. O telescópio de Galileu também é conhecido por luneta.

Galileu, utilizando seu instrumento óptico, descobriu diversos fenômenos celestes, entre os quais as manchas solares, as crateras e o relevo lunar, as fases de Vênus, os principais satélites de Júpiter, e a natureza da Via Láctea como a concentração de incontáveis estrelas, iniciando assim uma nova fase da observação astronômica na qual o telescópio passou a ser o principal instrumento, relegando ao esquecimento os melhores instrumentos astronômicos da antiguidade (astrolábios, quadrantes, sextantes, esferas armilares, etc.). As descobertas de Galileu forneceram evidências muito fortes aos defensores do sistema heliocêntrico de Copérnico.

Pouco tempo depois de Galileu, Johannes Kepler descrevia a óptica das lentes, incluindo um novo tipo de telescópio astronômico com duas lentes convexas (um princípio muitas vezes referido como telescópio de Kepler).

Tipos de telescópio

Há vários tipos de telescópios: azimutais, ópticos, raio-x, raios-y e de radiação infravermelha. Um tipo simples de telescópio é o de montagem altazimute chamada também de montagem azimutal. É idêntico aos usados na supervisão de trânsito. Uma forquilha opera no plano horizontal (azimute, e marcas na forquilha permitem ao telescópio variar em altitude (plano vertical).

O maior problema de um telescópio de altazimute na astronomia é que ambos os eixos têm que ser continuamente ajustados para compensar a rotação da Terra. Ainda que este processo seja controlado por computador, a imagem roda a uma velocidade variável, dependendo do ângulo da estrela desde o pólo celestial. Este último efeito torna um telescópio de altazimute pouco prático para fotografia de longa exposição com telescópios pequenos, pois causa algumas aberrações na imagem fotografada.

A solução preferencial para telescópios astronômicos é adaptar este tipo de montagem (altazimute) de maneira que o eixo de azimute fique paralelo com o eixo de rotação da Terra; isto é designado como montagem equatorial.

Os grandes telescópios recentemente construídos usam uma montagem em altazimute controlada por computador, e, para exposições prolongadas, dispõem de primas de rotação de velocidade variável na objetiva.

Existem montagens ainda mais simples que a de altazimute, usadas geralmente em instrumentos especializados. Alguns são o trânsito meridiano (apenas altitude) e espelho de plano amovível de largura constante para observação solar.

Telescópios de investigação

O Grande Telescópio de La Palma - Canárias

O Grande Telescópio de La Palma - Canárias

A maioria dos telescópios de grandes dimensões podem operar tanto como um cassegraniano (maior distância focal, e maior nitidez no campo de visão com maior magnificação)) ou como um telescópio newtoniano (campo mais brilhante). Estes têm um primário blindado, um foco newtoniano, e um tripé para montagem de secundários amovíveis.

Uma nova era na construção de telescópios foi iniciada pelo MMT, uma abertura sintética composta de seis segmentos que sintetizam um espelho de 4,5 metros de diâmetro. Um seguidor deste tipo foi o telescópio Keck, de abertura sintética de 10 metros.

Os telescópios da atual geração em construção comportam um espelho primário entre 6 e 8 metros de diâmetro (para telescópios terrestres). Nesta geração, o espelho é tipicamente muito fino, e mantido em ótima forma por um grupo de atuadores. Esta tecnologia levou a uma remodelação na concepção dos telescópios do futuro, com diâmetros de 30, 50 e mesmo 100 metros.

Inicialmente o detector utilizado nos telescópios era o olho humano. Posteriormente, a placa fotográfica sintetizada tomou-lhe o lugar, e o espectrógrafo foi introduzido, o que possibilitou a captação de informação espectral. Depois da placa fotográfica, sucessivas gerações de detectores eletrônicos, como os CCDs, têm sido aperfeiçoadas, cada vez com maior sensibilidade e resolução.

Os telescópios de investigação atuais dispõem de vários instrumentos: câmeras, de diferentes respostas; espectrógrafos, úteis nas diferentes regiões do espectro; polarímetros, que detectam luz, etc.

Nos últimos anos, foram desenvolvidas algumas tecnologias para superar o efeito da atmosfera da Terra em telescópios terrestres, com resultados promissores. Ver espelho tip-tilt e óptica adaptativa.

O fenômeno da difração óptica estabelece um limite para a resolução e qualidade de imagem atingível por um telescópio, o que consiste na área efetiva do disco Airy, que limita a proximidade com que se podem instalar dois desses discos. Este limite absoluto é designado de limite de resolução de Sparrow, e depende do comprimento de onda da luz em observação (uma vez que o limite da luz vermelha é atingido mais rapidamente que o da luz azul) e no diâmetro do espelho do telescópio. Por tudo isto, um telescópio dotado de um determinado diâmetro pode resolver apenas até um determinado limite num determinado comprimento de onda, de maneira que, para se obter mais resolução no mesmo comprimento de onda, será necessário um espelho maior.

Como construir uma luneta

Uma luneta simples (Luneta de Galileu) pode ser construída com uma lente de óculos ou uma lupa de pequeno aumento - melhor com uma lente de óculos:
* se a lente for de 2 graus a distância focal será de 500 mm * (esta é melhor)
se a lente for de 1 graus a distância focal será de 1000 mm
se a lente for de 0,5 graus a distância focal será de 2000 mm
está será a objetiva - lente principal - a lente da parte da frente da luneta

A ocular você pode fazer com uma lupa pequena ou qualquer lente convergente pequena ou ainda uma lente de óculos de grau bem alto - "fundo de garrafa" - está lente deve ter distância focal pequena dar de 20 a 50 mm

Você pode montá-la com tubos e conexões de PVC.

Veja o esquema abaixo:

Esquema construção telescópio
 

Luneta ou telescópio refrator

Luneta ou telescópio refrator

Telescópio  Refletor do tipo Cassegrain

Telescópio  Refletor do tipo Cassegrain

Telescópio refletor do tipo Newtoniano

Telescópio refletor do tipo Newtoniano

É costume chamar o telescópio refletor por telescópio ou simplesmente refletor e o telescópio refrator por luneta ou refrator apenas. Esses são os dois tipos de telescópio mais utilizados por astrônomos.

No caso do telescópio refletor são empregados dois espelhos, um espelho côncavo e esférico (ou paraboloidal), também chamado de espelho primário, na extremidade inferior do tubo e um espelho plano, também chamado de espelho secundário, na extremidade superior do tubo, colocado com uma inclinação de 45º em relação ao eixo óptico para desviar para o lado e para fora do tubo o feixe luminoso proveniente do espelho côncavo fazendo chegar até a ocular a imagem formada pelo espelho primário.

O outro tipo de telescópio é o refrator, ou luneta. Este possui um conjunto de duas ou mais lentes, a objetiva, na extremidade superior, que faz convergir até o foco, onde será formada a imagem, a luz proveniente do corpo celeste. Após a convergência, na extremidade inferior do tubo, a imagem é observada por meio de uma ocular.

A parte mais importante do telescópio é a objetiva, a lente convergente do refrator e o espelho primário de refletor. A luminosidade do telescópio depende do diâmetro da objetiva; quanto maior o diâmetro maior a capacidade de recolher luz.

Conhecer a distância focal é muito importante para calcular os aumentos que podemos conseguir com o telescópio. A distância focal é a medida entre o centro óptico da objetiva e o foco, ou seja, o ponto em que convergem os raios de luz emitidos pelo objeto observado, formando um ponto. As distâncias focais mais usadas por astrônomos amadores estão na faixa de 600mm até 12.000mm, com diâmetros de objetiva entre 30mm a 100mm para lunetas e até 200 mm para telescópios.

Características dos instrumentos astronômicos

As possibilidades de observação de um telescópio estão associadas ao diâmetro (abertura) de sua objetiva e à distância focal dessa objetiva.

O diâmetro de abertura determina a luminosidade do telescópio e determina a magnitude limite.

A distância focal F é a que separa o centro óptico da objetiva ao foco, onde se forma a imagem nítida de uma estrela.

O conhecimento de D e F fornece a relação luminosidade F/D que pode ser entre 15 para uma luneta astronômica (esse tipo de luneta possui luminosidade reduzida, campo reduzido – de 0,5º à 1,5º e grandes aumentos) e 5 para uma luneta de distância focal curta (esse tipo de luneta possui grande luminosidade, grande campo de visão – de 1,5º à 4,5º e pequenos aumentos). Os campos foram calculados para objetivas de 30mm à 100mm de diâmetro, para aberturas maiores o campo pode ser ainda menor. Para os telescópios refletores a relação F/D em geral vale de 6 à 8.

A relação F/D determina a luminosidade do telescópio, quanto menor o valor de F/D maior será a luminosidade.

O aumento a do telescópio, ou seja, a ampliação da imagem pela ocular pode ser calculado dividindo a distância focal da objetiva F pela distância focal da ocular f:

a = F/f

Exemplo: se tivermos uma distância F igual a 1200mm e uma ocular cuja distância focal f seja igual a 20mm o aumento será igual a 1200 dividido por 20, desse modo:

a = 1200/20 = 60

Assim teremos um aumento de 60 vezes.
O aumento a ser utilizado por um instrumento vai depender do tipo de astro a ser observado (Lua, planeta, aglomerado aberto, aglomerado globular ou nebulosa) e da qualidade do lugar da observação (índice de agitação e transparência da atmosfera). Em função desses diferentes fatores, o observador deverá procurar escolher um melhor aumento, o que vai exigir uma coleção de oculares com diferentes distâncias focais.

                 Aumento                                  Uso
Aumento mínimo   1/7 do diâmetro da objetiva em mm        Nebulosas difusas
Aumento normal   Igual ao diâmetro da objetiva em mm      Geral
Aumento médio    1,5 vezes o diâmetro da objetiva em mm   Detalhes planetários
Aumento máximo   2,5 vezes o diâmetro da objetiva em mm   Estrelas duplas

No início, é aconselhável, para que se crie o hábito das práticas observacionais e também para avaliar o grau de interesse pela astronomia, começar com um instrumento de 50 a 60 mm de diâmetro.

Tipos de instrumentos e observação

Tipos de instrumentos e observação
Tipo de instrumentoUsos
Binóculo (7 x 50, 10 x 50, 15 x 50)Cometas, nebulosas, lua, eclipses, aglomerados de estrelas.
Lunetas com diâmetro inferior a 50 mmInadequadas para observação astronômica
Luneta com diâmetro entre 50 e 60 mmPlanetas, lua, ocultações de planetas ou estrelas pela lua, aglomerados de estrelas, nebulosas, eclipses.
Luneta ou telescópio de 100 a 120 mm de aberturaPlanetas, lua, ocultações de planetas ou estrelas pela lua, aglomerados de estrelas, nebulosas, eclipses, estrelas duplas, estrelas variáveis.
Telescópio equatorial de 200 mm de aberturaPlanetas, lua, ocultações de planetas ou estrelas pela lua, aglomerados de estrelas, nebulosas, eclipses, estrelas duplas, estrelas variáveis. Bom para observação visual e fotográfica.

Limite de magnitude
Diâmetro (mm)  Refrator (m)  Refletor (m)
50             11,0            -
100            12,5          12,7
150            13,5          13,7
200            14,0          14,2

Se o astrônomo amador tiver o interesse pela observação de objetos de fraco brilho e em particular pela astrofotografia, será aconselhável adquirir um telescópio do tipo Schmidt-Cassegrain de com abertura de 200 mm – 2.000 mm de distância focal (f/10). Esse instrumento é compacto e isso facilita o transporte.

Como localizar um astro no céu com um telescópio

Localização

A localização pode ser feita por meio dos círculos horário e de declinação do telescópio, isso se ele for equipado com montagem equatorial. Em caso contrário, o observador terá que usar seu conhecimento do céu, especialmente de algumas constelações, o que permitirá, por alinhamentos e comparações entre as estrelas mais brilhantes, localizar um outro astro numa carta celeste através de suas coordenadas .

Sistema de alinhamento

Uma vez localizado o astro numa carta celeste por alinhamento, o observador deverá procurá-lo na região onde se encontra. No caso de um telescópio é muito difícil apontá-lo logo na direção exata. O melhor será primeiramente apontar o telescópio com o auxílio de uma luneta de grande campo, em geral designada buscadora. Depois, mirando pela buscadora, procurar colocar o astro no meio do retículo, ou seja, no centro do campo. Se o eixo óptico da buscadora estiver bem alinhado (paralelo) com o eixo óptico do telescópio, o objeto deverá aparecer no centro da ocular do telescópio. No início convém utilizar uma ocular de pequeno aumento (de distância focal maior), que irá fornecer um campo visual mais extenso e uma maior luminosidade.

Ao se trocar a ocular por uma de maior aumento, no caso de tentarmos observar detalhes na superfície da Lua ou de um planeta, deveremos reajustar o foco, deslocando a ocular para frente e para trás na porta ocular

A imagem que iremos observar será em geral invertida, como se girássemos uma foto de 180º ou como a imagem de um objeto formada por um espelho plano.

Se o instrumento não possuir movimento de deslocamento para acompanhamento, deveremos lembrar que, devido à rotação da Terra num campo visual de um grau de diâmetro, o objeto celeste em observação permanecerá no campo da ocular por 4 minutos no máximo.

Sistema de orientação dos telescópios com montagem equatorial

Os círculos do telescópio, o círculo horário e o círculo de declinação, permitem transferir as coordenadas – ascensão reta e declinação – do atlas celeste para o nosso telescópio.

Cada eixo do telescópio possui seu próprio círculo. O círculo do eixo polar (eixo que se posiciona paralelamente ao eixo da Terra) posiciona o telescópio no círculo horário (ascensão reta) adequado e o círculo de declinação, na declinação correta.

Montagem para telescópios

Ao adquirir um telescópio, o observador iniciante quase sempre procura apenas excelente qualidade óptica e grande capacidade de aumento. Mas esquece um fator fundamental ao desempenho do instrumento: a estrutura de sustentação, sobre a qual está montado o sistema óptico.

A falta de estabilidade dessa estrutura faz com que, a qualquer toque ou mesmo pelo efeito da brisa, o tubo transmita um vibração que irá persistir por vários segundos. Mesmo os movimentos micrométricos, quando realizados num instrumento de baixa qualidade, provocam oscilações muito incômodas, impedindo o aproveitamento de sua potencialidade óptica. Esses defeitos acabam sendo muito comuns, pois os fabricantes, atendendo a grande procura, preocupam-se em fornecer instrumentos com qualidade óptica aceitável, mas com mecânica medíocre e subdimensionada.

Uma boa estrutura deve ser, antes de mais nada, robusta. Se o suporte, mesmo que bem construído, for pequeno e leve, a possibilidade de o instrumento vibrar é grande. Outro aspecto importante refere-se à precisão e regularidade do movimento – que deve ser feito lenta e suavemente, sem solavancos. Um bom mecanismo apresenta deslocamento micrométrico contínuo, e a força aplicada para girar a rosca sem fim, engrenada na coroa dentada, não deve encontrar resistência em nenhum ponto. Para que se possam executar movimentos lentos, os eixos do telescópio se apoiam, quase sempre, em coxins – o que surpreende quem espera encontrar rolamentos de esferas. Esses detalhes são essenciais nos instrumentos profissionais, e muitas vezes podem apresentar um custo superior ao próprio sistema óptico.

Montagens

As técnicas que envolvem a estrutura de sustentação prevêem dois tipos de montagem: a azimutal e a equatorial.

Montagem azimutal
Azimutal. Nesse tipo de montagem, o instrumento gira em torno de um eixo vertical que desloca o tubo do telescópio paralelamente ao horizonte, e de um horizontal que permite o movimento ao longo da altura. Essa montagem – leve e econômica – é a mais difundida entre os instrumentos astronômicos de baixo custo. As lunetas terrestres, assim como os tripés de máquinas fotográficas, só utilizam a montagem azimutal.
No entanto, para fins astronômicos, ela apresenta enormes desvantagens: exceto nos pólos geográficos, suas possibilidades de deslocamento não correspondem ao movimento aparente das astros (provocado pela rotação da Terra). Para acompanhar uma estrela e mantê-la centralizada no campo de visão é preciso acionar os dois movimentos.
Equatorial. Esse tipo de montagem também permite a rotação em torno de dois eixos ortogonais entre si (ou seja, dispostos em ângulo reto). Um dos movimentos – sobre o plano do equador celeste – é feito em torno do eixo polar, que deve apontar para o pólo celeste. O outro movimento se dá em torno do eixo de declinação, e o aparelho se desloca ao longo dessa coordenada. Estando o instrumento com seu eixo polar voltado exatamente para o pólo celeste, isto é, paralelo ao eixo de rotação da Terra, essa estrutura permite um deslocamento paralelo ao do equador.
 Isso significa que, para acompanhar o movimento de um astro e manter a configuração do campo visual, basta um único movimento constante do telescópio que compensa o deslocamento diurno aparente dos astros. Nessas estruturas, é muito importante que o sistema mecânico tenha grande precisão e que seus eixos estejam realmente dispostos em ângulo reto. A margem de tolerância é mínima.

A mais conhecida das montagens equatoriais é a “alemã”, concebida Joseph Fraunhofer (1787-1826) ao construir o famoso refrator de Dorpat, de 24 cm. Com esse instrumento, F. G. W. Struve (1793-1864) elaborou numerosos estudos a respeito de estrelas duplas.

Montagem equatorial

Vantagens e desvantagens de lunetas e telescópios

QualidadeLunetaTelescópio
ÓpticaEm geral boa, apesar do acromatismo imperfeitoAcromatismo perfeito. Sua qualidade varia de uma instrumento para outro, segundo o seu fabricante
   EstabilidadeEm geral insuficienteBoa e fácil de ser aperfeiçoada
   ManutençãoNulaRealuminização periódica do espelho (em geral a cada cinco anos)
TransporteMuito boa, difícil para instrumentos de grande aberturaDifícil, com exceção dos instrumentos de tipo Cassegrain
VolumeMuito grande para os instrumentos de grande aberturaReduzido; com abertura de 200 mm ocupa a metade do espaço de uma luneta de igual diâmetro.
PreçoEm geral, interessante até 80 mm e enorme depois de 120 mm Muito vantajoso para os telescópios de grande diâmetro


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