Aula 10 – Telescópios

Aula 10 – Telescópios
História dos Telescópios
• O telescópio (refrator) foi inventado na Holanda, mas existe
controvérsia sobre seu inventor. A invenção normalmente é designada
a Hans Lippershey, um fabricante de óculos holandês,
aproximadamente no ano de 1608.
• Em 1609, o italiano Galileo exibiu o primeiro telescópio que se tem
registro.
Luneta Astronômica
de Galileo. Com este
instrumento, Galileo
descobriu as manchas
solares e as luas de
Júpiter, entre outros.
• O alemão Johannes Kepler descobriu o princípio do telescópio
astronômico com duas lentes convexas. Esta idéia foi empregada de fato
em um telescópio construído por Christoph Scheiner, jesuíta alemão,
aproximadamente em 1630. Por causa das dificuldades causadas pela
aberração esférica, telescópios astronômicos tinham que ser construídos
com uma considerável distância focal, alguns deles com até 61 m de
comprimento.
• A invenção do vidro acromático em 1757 pelo britânico John Dollond e
a melhoria do vidro óptico, que começou em 1754, permitiram logo a
construção de refratários que melhoraram muito os telescópios. As
lentes de Dollond eram de 7,5 - 10 cm, estes telescópios tiveram
dimensões modestas.
• Métodos de fabricação que foram descobertos permitiram fabricar
discos grandes de vidro no final do século XVIII por Pierre Louis
Guinand, um suíço que foi associado do físico alemão Joseph von
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Fraunhofer. A descoberta de Guinand permitiu a fabricação de
telescópios tão grandes quanto 25 cm em diâmetro.
o americano e astrônomo Alvan Clark, gradualmente alcançou o mais
alto grau como fabricante de lentes para telescópios. Ele junto com seu
filho Alvan Graham Clark construiu as lentes para os principais
observatórios americanos, para o Observatório Russo Imperial em
Pulkovo e para outras instituições européias.
Um espelho côncavo é usado para formar uma imagem no telescópio
refletor. Foram inventadas numerosas variedades deste telescópio e
muitas das descobertas astronômicas mais importantes foram feitas com
eles. No início do século XVII, o jesuíta italiano Niccolo Zucchi foi o
primeiro a usar uma lente no olho para ver a imagem produzida por um
espelho côncavo. Mas o matemático escocês James Gregory descreveu
o primeiro telescópio com um espelho refletor em 1663.
O matemático e físico inglês Isaac Newton construiu um telescópio
refletor em 1668, mas a observação era difícil porque a ocular e a
cabeça do observador cortavam uma porção grande dos raios incidentes.
Gregory corrigiu esta dificuldade interpondo um segundo espelho
côncavo que refletiu os raios para a ocular. Henry Draper, um dos
astrônomos americano que começou cedo a construir um espelho
refletor, usou um prisma de total reflexão em vez do espelho plano.
O francês Giovanni D. Cassegrain inventou um telescópio
aproximadamente em 1672 e usou um espelho convexo em vez de um
côncavo, no lugar do prisma.
O inglês William Herschel inclinou o espelho no telescópio dele e
colocou a ocular de forma que isto não bloqueasse mais os raios
incidentes. Os espelhos de Herschel eram tão grandes quanto 122 cm de
diâmetro, com um tubo aproximadamente de 12,2 m de comprimento.
Os espelhos para telescópios refletores eram feitos normalmente de
metal de speculum, uma mistura de cobre e estanho, até que o químico
alemão von Justus Liebig descobriu o método de depositar um filme de
prata em uma superfície de vidro. Esse tipo de prateado de espelhos foi
logo adotado por todos, porque não só facilitou a construção do espelho,
como também foi possível a qualquer hora repratear os espelhos sem
destruição de sua configuração. Pouco depois o prateamento foi
substituído por alumínio que dura mais tempo.
Em 1931, o alemão russo-nascido Bernhard Schmidt inventou uma
combinação de telescópio refletor-refrator que pôde fotografar grandes
áreas do céu com precisão. O telescópio de Schmidt é um exemplo que
contém uma lente fina e um espelho côncavo com um prato corretor.
Telescópio Refrator (Luneta Astronômica)
O telescópio refrator utiliza o princípio da refração luminosa. Este instrumento
possui uma lente objetiva que capta a luz dos objetos, e forma a imagem no
foco. Logo atrás, temos uma segunda lente chamada de ocular. A ocular
funciona como uma lupa, aumentando a imagem formada pela objetiva.
Importante notar que a imagem da luneta astronômica é invertida, ao contrário
da imagem da luneta marítima.
A objetiva é um sistema convergente, de grande distância focal (denotada por
F), a qual é da ordem de 1 a 20 metros. A idéia é que se forme uma imagem
real de uma estrela no infinito. O aumento vai ser proporcional à distância
focal da luneta, assim como o tamanho do tubo da mesma.
A imagem real deve ser formada de tal modo que possa ser observada por uma
“lupa”, isto é, uma lente divergente, a qual chamamos de ocular. A ocular, que
pode conter uma ou mais lentes, deve ter uma distância focal curta, de modo
que o aumento resultante seja máximo. Para que se possa focalizar, isto é,
coincidir os pontos focais da objetiva e da ocular, que movemos a ocular
durante ma observação.
Podemos definir o Aumento como: A= a/a’ ; sendo a o diâmetro aparente da
imagem e a’ o diâmetro aparente do objeto. Para o caso em que o foco da
ocular (f) coincide com o foco da objetiva (F), temos que o aumento é A= F/f.
Tão importante quanto o aumento é a Luminosidade. Esta é a razão entre a
luz que chega na objetiva (ou no espelho, como veremos) e a quantidade de
luz que atinge a pupila do olho. Estabelecendo que o diâmetro da pupila
dilatada é de 6mm, a luminosidade será calculada por: L=D2/36, onde D é o
diâmetro da objetiva (ou do espelho).
Para não haver perda de luminosidade, o diâmetro da “pupila de saída”, isto é,
da ocular, deve ser da ordem de 6mm.
Quanto mais luminoso é um telescópio, mais luz ele pode captar, de modo que
objetos de alta magnitude (baixo brilho) serão mais facilmente observados.
Por exemplo, para se observar estrelas 4 vezes mais luminosas, é necessário
duplicar o tamanho da objetiva ou do espelho (e isto independe do aumento).
A objetiva é composta por duas lentes convergentes, sendo uma de
característica biconvexa, mas cada lado com um raio de curvatura. Esta é feita
de um vidro a base de cal, que dispersa o verde. Já a outra lente, pesada vista a
grande quantidade de chumbo em sua composição, dispersa o violeta. Esta
possui a característica de um menisco divergente, com uma face côncava e a
outra ligeiramente convexa. A duas lentes são acopladas, mas jamais coladas.
Esquema de uma objetiva.
Em verde a lente biconvexa
e em violeta a lente menisco
divergente.
A ocular foi desenvolvida principalmente por Huyghens e Ramsdem, cujo os
modelos criados por estes até hoje são utilizados. No caso da ocular de
Huyghens (ocular negativa), ambas as lentes possuem a convexidade voltadas
para o objeto (vide ilustração, na direita), e a imagem é formada entre as
lentes. Na ocular de Ramsdem, as convexidades estão voltadas uma para a
outra, e a imagem se forma antes destas, isto é, mais perto da objetiva.
Aberrações:
A ilustrações abaixo mostram as possíveis aberrações de uma lente simples, as
quais indeferem a observação astronômica.
Aumento e poder de Resolução
Quanto maior o aumento, menos nítida e mais escura é a imagem resultante.
Para estabelecer este aumento, os fabricantes se utilizam do diâmetro da
objetiva ou do espelho em milímetros multiplicados por 1,5 (condições
normais), multiplicadas por 2,0 (ótimas condições da atmosfera e do
equipamento) ou 2,4 (máximo). Assim, o aumento máximo de uma luneta de
75mm é de 180x.
Já na ocular, temos o aumento representado por números como 24x, 18x, etc.
Isto equivale, por exemplo, a um aumento de 24 vezes por cada centímetro
de abertura da objetiva ou do espelho. No entanto, as oculares de menor
aumento, ou seja, mais fracas (2x, 4x) são melhores em condições
atmosféricas desfavoráveis. Em geral o valor da ocular deve ser dividido por 2
devido a turbulência da atmosfera.
O poder de resolução significa o poder de separação de dois objetos
aparentemente muito próximos no céu, isto é, com uma distância angular
muito pequena. É proporcional ao diâmetro da objetiva ou do espelho. Uma
fórmula prática é: P=240/D [segundos de arco], onde P é o poder separador, e
D o diâmetro em milímetros da objetiva ou do espelho. Assim, se D=75mm,
P=3 segundos de arco. O olho humano separa 60 segundos de arco.
Telescópios Refletores
Utilizam as mesmas relações que as lunetas, sempre se alterando a objetiva
pelo espelho. As oculares são as mesmas.
Possuem como principal vantagem à ausência de aberrações ópticas (a não ser
defeitos na curvatura do espelho), visto que o espelho é de mais fácil
construção e manutenção que as lentes. Como é muito mais fácil apoiar um
espelho que uma lente, eles possuem um diâmetro muito maior que das
lunetas, sendo assim mais luminosos e de melhor resolução.
Tipos de telescópios: Newtoniano (espelho esférico)
Cassegrain (espelho parabólico)
Schmidt: une uma objetiva e um espelho primário.
E
Maksutov: pequena alteração no telescópio de Schmidt.
Schmidt-Cassegrain: Mais utilizado atualmente.
Montagens
• Chamamos de Montagem para telescópio a estrutura destinada à
sustentação do tubo e os demais acessórios ópticos que compõem o
telescópio.
• Uma montagem que apresenta uma estrutura muito leve permite que
qualquer toque ou mesmo uma leve brisa transmita uma vibração ao
telescópio prejudicando a visão dos objetos. Uma boa montagem deve
apresentar uma estrutura forte e proporcional às dimensões do tubo.
• Além disso a montagem deve apresentar movimentos suaves o que
implica uma certa precisão por parte de seus eixos.
A montagem deve facilitar a observação, assim, em geral, são feitas de modo a
se utilizar o sistema de coordenadas astronômicas. O esquema abaixa indica
uma montagem genérica, que mostra como coincidir o movimento do
telescópio com o movimento aparente dos astros.
A partir desta montagem genérica, podemos partir para as montagens
específicas:
• Montagem Azimutal: Trata-se do tipo de montagem mais simples e
barata. Nesta montagem o telescópio gira em torno de um eixo vertical
que faz que o tubo realize um movimento paralelo ao horizonte. A
montagem apresenta também um outro eixo na posição horizontal que
permite um movimento de altura. Esse tipo de estrutura normalmente é
montada sobre um tripé simples, o que a torna uma montagem leve e de
fácil manuseio. Entretanto este tipo de montagem apresenta algumas
limitações para fins astronômicos, pois ela não acompanha o
movimento aparente dos astros (provocado pela rotação da Terra). Para
acompanhar um determinado astro e mantê-lo centralizado no campo de
visão, é preciso acionar ambos os movimentos. Por esses motivos a
montagem azimutal apresenta um bom desempenho em observações
terrestres e para observações celestes que não apresente necessidade de
grande precisão no acompanhamento.
• Montagem Equatorial: também apresenta dois eixos ortogonais. Um
desses eixos chamado de eixo de ascensão reta ou polar, é posicionado
de forma paralela ao eixo de rotação da Terra, permitindo assim o
acompanhamento dos astros por meio de um único movimento. O outro
eixo chamado de declinação é colocado perpendicularmente ao eixo
polar. Esse tipo de montagem apresenta uma construção bem mais
complexa que a azimutal, pois exige grande precisão nos eixos, no
sistema de engrenagens e motorização responsáveis por um preciso
acompanhamento. A montagem deve ser sustentada por uma estrutura
bem robusta e pesada como tripés apropriados ou mesmo pedestais
fixados ao solo. Para funcionar corretamente a montagem deve
apresentar um posicionamento preciso, com o eixo polar voltado para o
ponto cardeal sul (para os países do hemisfério sul) e com a inclinação
correspondente com a latitude no local. Esta montagem também
trabalha com círculos graduados (ascensão reta e declinação) que
permitem fazer a localização de objetos por meio de coordenadas.
Possui inúmeras variantes, entre eles, a montagem de Chassi e de Berço,
próprias para telescópios profissionais, de grande porte.
Equatorial germânica, acima
e equatorial do tipo berço,
ao lado.
Por que colocar telescópios no espaço?
As turbulências atmosféricas causam a cintilação das estrelas, bem como uma
redução na definição das imagens de planetas e de objetos distantes.
Dentre as muitas técnicas desenvolvidas para minimizar os efeitos da
atmosfera, a mais satisfatória é a chamada óptica ativa, na qual o espelho
primário é composto de uma série de segmentos hexagonais, os quais se
movimentam de forma coordenada, sendo o efeito final uma constante
mudança na curvatura do espelho, driblando assim, com consideráveis
limitações, os efeitos da atmosfera.
Assim, colocar o telescópio no espaço elimina completamente estes
problemas.
Telescópio Hubble
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Telescópio refletor, de espelho esférico (newtoniano) de 2,4 m;
Baixa órbita da Terra (600km de altitude);
Lançado em 25/04/1990;
Teve manutenção em dez/93 e fev/97;
Órbita com duração de 97 min;
Tem 11 ton e 13,3 m de comprimento.
Como instrumentos de detecção, utiliza câmeras CCD (coupled charged
device) de alta definição (20 microsegundos) no visível, no ultravioleta
e infravermelho próximos. Utiliza espectrômetros de alta sensibilidade
também na região do ultravioleta e infravermelho próximo.
Radiotelescópios
A atmosfera terrestre é transparente para alguns comprimentos de onda e
opaca para outros. O gráfico abaixo exibe isto claramente:
Como se pode perceber, a maior janela compreende justamente a região das
ondas de rádio (entre 1MHz e 30GHz). Assim, é esta região a qual podemos
observar, da superfície da Terra, uma maior quantidade de fenômenos.
• A Rádio-Astronomia teve seus primórdios na última década do século
XIX poucos anos depois da descoberta das ondas de rádio por Hertz. Sir
Oliver Lodge, na Inglaterra, previu a possibilidade de detectar ondas
hertzianas solares em 1894. Suspeita-se ter ele tentado fazer ensaios,
sem resultados.
• Em 1905 na França, Charles Nordmann, orientado por Henri
Poincaré, publicava resultados inconclusivos sobre identificação de
ondas hertzianas solares usando antena com dezenas quilômetros de fios
sobre as geleiras do Monte Branco, nos Alpes.
• Em 1932 Karl Jansky, pesquisando a origem de ruido estático em 20
Mc/s, para os laboratórios da Bell, nos USA, arriscou afirmar que sua
origem era extraterrestre, com máximo na passagem do plano da Via
Láctea pelo eixe da antena. Foi o marco inicial da rádio-astronomia.
• Paralelamente, ainda nos fim dos anos 30 um rádio-amador norteamericano entusiasta, Grote Reber, construiu o primeiro rádiotelescópio propriamente dito, publicando em 1940 os primeiros
resultados sobre “estática cósmica” e o primeiro rádio-mapa da nossa
Galáxia.
O refinamento da resolução é feito a partir do uso de técnicas de
interferometria, nas quais vários radiotelescópios têm seus sinais ligados de
modo a se sobreporem, eliminando assim os ruídos e melhorando a definição:
Foram os radiotelescópios os responsáveis pela descobertas dos pulsares e dos
Quasares, estes últimos os objetos mais luminosos e distantes já detectados no
universo.
Esquema de um Radiotelescópio
Telescópios de Microondas
A radiação cuja freqüência está na faixa das microondas, entre 1GHz e
100GHz, já é bastante absorvida pela atmosfera terrestre, de modo que os
telescópios na superfície são de difícil construção e operação.
A atividade espacial na faixa das microondas é abundante, principalmente
porque a radiação cósmica de fundo, que banha todo o universo, se encontra
nesta freqüência. Mais sobre esta radiação será dito na aula de Cosmologia.
Dentre os principais observatórios de Microondas temos o DASI, o VIPER, o
MAXIMA e o ACME, todos situados na Antártica, onde o nível de ruído é
quase nulo. Há também os observatórios mantidos na alta atmosfera por
balões, entre eles o Boomerang e o ACE ( Advanced Cosmic Explorer),
parcialmente construído no Brasil.
Porém a maior parte dos dados acerca da radiação cósmica de fundo provém
de telescópios espaciais, como o COBE (Cosmic Background Explorer) e o
recém lançado MAP (Microwave Anisotropy Probe) que vai mapear a
radiação cósmica de fundo com grande precisão angular.
Esquema da Sonda MAP:
Telescópios de Raios-X
A emissão de radiação por parte dos astros somente começou a ser observada
com o início da corrida espacial, visto que, felizmente, a atmosfera é
completamente opaca para esta região do espectro.
Os raios-X possuem energia da ordem dos KeV, sendo que fontes de raios-X
são extremamente energéticas, como é o caso de Supernovas, pulsares e
Quasares. A emissão de Raio-x se deve ao processo de rápida aceleração, ou
desaceleração, da matéria. Processo este chamado de Bremsstrahlung.
O primeiro mapeamento de fontes de Raios-X foi realizada pelo satélite
ROSAT, e é exposto abaixo:
Em funcionamento desde 1998, o telescópio espacial Chandra prossegue com
este mapeamento, bem como com o imageamento das fontes, procurando
resolver a estrutura de pulsares e de centros galácticos ativos. O Chandra
possui resolução angular de 0,5”, obtida com a utilização de 8 espelhos e uma
malha de detectores CCD.
No futuro o Brasil deverá lançar o Satélite MIRAX (Monitor e Imageador de
Raios-X), para monitoramento contínuo das atividades no centro da ViaLáctea. E já em fase final de qualificação o INPE desenvolve o telescópio
MASCO, a ser colocado na alta atmosfera por balões. Este possui uma
Máscara que geram padrões aleatórios que permitem identificar a fonte da
emissão de raios-x.
O telescópio espacial CHANDRA (significa “luminoso” em sânscrito):
Operacional desde 1999, o Chandra possui uma órbita como uma excentricidade alta, pois é
necessário que fique além do cinturão de radiação presente na magnetosfera, visto que este
interfere nas medidas de Raios-x.
Como funciona um Telescópio de Raios-X?
Algumas mudanças são necessárias, como é o caso dos espelhos, os quais devem ser muito mais
polidos e limpos que para um telescópio óptico (Note a relação entre a dimensão da rugosidade na
superfície de um espelho e do comprimento da onda a ser refletida). Como também são dispostos
de forma completamente diferente, sendo de certa forma, paralelos ao feixe de raios-x. No
Chandra temos 4 pares de espelhos, dentre Parabólicos e Hiperbólicos:
Para a detecção, também se faz necessário um equipamento mais complexo
que o utilizado no Hubble, por exemplo. Temos a necessidade de evitar a
chegada de Fótons de baixa energia, bem como impedir que raios-x que
venham de outras direções, que não a do foco. Por isso a câmara é envolta por
camadas de Tântalo e titânio, metais pouco transparentes aos raios-x e aos
raios gama. A detecção é feita por efeito fotoelétrico e efeito Compton, como
a ilustração mostra (linhas rosadas):
Um esquema do Chandra:
Com este aparato, é possível um aumento de 50 vezes na definição, como
pode ser notado nas fotos abaixo, da Nebulosa do Caranguejo. A da esquerda
foi obtida pelo telescópio ROSAT, e a outra pelo Chandra.
Telescópios de Raios-GAMA
A radiação na faixa dos raios gama, possuem energia superiores a 1MeV.
Partículas com esta energia são emitidas por processos nucleares e eventos
ultra-energéticos, como Quasares, supernovas próximas, colisão de estrelas
massivas, etc.
Um dos grandes mistérios da Astronomia atual são os “Gama Ray Bursts”,
que é o aparecimento, por pouco tempo (segundos), de fontes de raios gama
nos mais diversos pontos do cosmos. Como a emissão dura pouco tempo, não
há como precisar a localização da fonte, assim como medir sua distância.
Atualmente, sempre que uma destas fontes é detectada, imediatamente toda
uma rede global de telescópios é voltada para o ponto de emissão, na forma de
uma tentativa de imagear, no visível, a fonte destes raios-gama.
O principal telescópio de raios gama construído foi telescópio espacial
Compton, cujos detectores possuíam 6 toneladas cada (eram dois). A detecção
de raios gama é feita utilizando-se calorímetros, cujo o interior é preenchido
por material que promove os efeitos fotoelétrico e Compton.
Esquema do telescópio Compton: