NetProf – Porto Editora IInnssttrruum meennttooss óóppttiiccooss 1- Máquina fotográfica: A máquina fotográfica é constituída por uma lente convergente, denominada objectiva, e um orifício que regula a entrada de luz, o diafragma, tendo na outra extremidade um filme. A imagem formada na película do filme é real, invertida e menor que o objecto. Figura 1 2- Projectores São aparelhos destinados a projectar e ampliar em ecrãs as imagens de objectos gravados, filmes ou diapositivos. Precisam de uma lente convergente como objectiva e de uma fonte de luz bem intensa para iluminar os objectos a serem projectados. Em frente à fonte, coloca-se uma associação de lentes plano-convexas, denominada condensador, a fim de fazer com que os raios de luz incidam paralelamente ao objecto a ser projectado. A figura 3, a seguir, representa o esquema de um projector de diapositivos. Figura 2 Figura 3 NetProf – Porto Editora 1 NetProf – Porto Editora 3- Lupa ou microscópio simples É constituída por uma lente convergente, de pequena distância focal, cuja finalidade é aumentar o tamanho do objecto. O objecto deve ser colocado entre o foco e o centro óptico da lente. Com esta configuração, obtemos uma imagem virtual, direita e maior que o objecto. Figura 4 4- Microscópio composto O microscópio composto consiste de duas lentes convergentes associadas de maneira a coincidir os seus eixos principais e colocadas nas extremidades de um tubo fechado. Uma dessas lentes é a objectiva; uma lente de pequena distância focal, da ordem de milímetros, colocada na parte inferior do tubo e próxima do objecto. A outra lente é a ocular. Esta fica na parte superior do tubo, sendo por esta parte que observamos a imagem fornecida pela objectiva. A imagem final produzida por um microscópio composto é virtual, invertida e maior que o objecto. Definimos o aumento linear transversal de um objecto como sendo a razão da dimensão da imagem pela dimensão do objecto. A= dimensão da imagem i = dimensão do objecto o O aumento linear transversal de um microscópio é dado por: Amicroscópio = Aobjectiva × Aocular Figura 5 NetProf – Porto Editora 2 NetProf – Porto Editora 5 - Luneta astronómica ou telescópio refractor Coube a Galileu Galilei (1564–1642) ser o primeiro a utilizar uma luneta para observação dos corpos celestes. Uma luneta astronómica consiste de duas lentes: a objectiva, uma lente com uma distância focal da ordem de metros e a ocular, com uma distância focal pequena. A imagem final que se obtém é virtual, invertida e ampliada. Ocular Objectiva Objecto no infinito F2 F’2 Figura 6 O facto da imagem do objecto ser invertida, não constitui para a Astronomia um grande problema. Entretanto, no caso de querermos observar objectos terrestres, intercala-se uma terceira lente entre a ocular e a objectiva para termos uma imagem direita. Deste modo, a luneta é então denominada luneta terrestre. Denominamos aumento angular nominal de uma luneta astronómica, ou simplesmente aumento a razão entre o foco da objectiva e o foco da ocular. A= f objectiva f ocular Por exemplo, se tivermos uma luneta cuja objectiva tem uma distância focal de 600 mm e, associarmos uma ocular de distância focal de 4mm, teremos um aumento de: A= 600 = 150 vezes 4 Tendo isto em conta, se diminuirmos a distância focal da ocular para a mesma distância focal da objectiva, teremos imagens cada vez maiores. Mas, isto não implica directamente que podemos observar melhor o objecto. No próximo tópico, ao discutirmos os telescópios reflectores, iremos explicar este facto. 6 - Telescópios reflectores Nos telescópios reflectores, a objectiva é substituída por um espelho côncavo, cuja superfície pode ser uma calote esférica ou de um parabolóide de revolução. E sp elh o cô n ca vo o b tid o a p a rtir d e u m a ca lo te esférica E sp elho cô nca vo ob tid o de um pa ra bo ló ide de revo luçã o Figura 7 NetProf – Porto Editora 3 NetProf – Porto Editora Há várias configurações de telescópios reflectores. Nestes instrumentos, a função do espelho é receber a luz do objecto e concentra-la no foco. A razão da distância focal pelo seu diâmetro (no caso das lunetas, o diâmetro da objectiva) é denominada de razão focal (em símbolos f / D), sendo costume dizer-se por exemplo que “este telescópio é um f /10” o que significa que sua razão focal é 10. A razão focal é um parâmetro importante na observação astronómica: para uma mesma abertura, um telescópio f /10 tem uma imagem, antes de ser ampliada pela ocular, maior que, por exemplo, um f /6. No entanto, essa imagem é menos luminosa. Deste modo, se quisermos observar uma galáxia, um telescópio de menor razão focal pode ser preferível a um de razão focal maior, pois sendo a imagem mais luminosa é mais facilmente observada. Na configuração newtoniana, é colocado um espelho plano secundário no eixo do telescópio num ângulo o de 45 que desvia os raios de luz para a ocular. Neste tipo de telescópios, o espelho primário é parabólico. Figura 8 Na configuração de Cassegrain, a luz, após incidir no espelho primário, é reflectida para um espelho secundário (um espelho convexo), voltando em direcção ao reflector primário, atravessando um buraco no centro do mesmo. Esta configuração tem como vantagem, sobre a configuração newtoniana, o facto de encurtar o tamanho do telescópio para a mesma abertura. Figura 9 A configuração Coudé é utilizada quando necessitamos de equipamento auxiliar de grande porte como, por exemplo, para utilização na análise dos espectros de estrelas. A luz é desviada por uma série de reflexões resultando num foco fixo fora do telescópio. NetProf – Porto Editora 4 NetProf – Porto Editora Figura 10 Há outras configurações tendo como base a configuração de Cassegrain, como a configuração de SchmidtCassegrain e a de Matsukov-Cassegrain. Nos grandes telescópios, é utilizado directamente o foco primário onde ficará o observador. O aumento dos telescópios é definido da mesma maneira que para as lunetas. Costumamos especificar um telescópio pela sua abertura. Por isto, quando dizemos “este é um telescópio de 50 mm”, estamos a referir-nos à abertura de sua objectiva. A distância focal dos telescópios é geralmente indicada pelo fabricante. Como dissemos, a ideia de que obtendo aumentos maiores com a diminuição da ocular, teremos uma imagem melhor do objecto, é falsa. O campo visual do telescópio, ou seja, a porção do céu que queremos ver, diminui com o aumento. Deste modo, quando usamos oculares com pequena distância focal, observamos apenas parcelas da imagem obtida. Além disto, os contornos dos objectos e o contraste são menos nítidos e menos luminosos. Há um limite para a ampliação máxima que é possível obter. Este limite é calculado como sendo: Ampliação máxima = 2 ,4 x Abertura Um outro factor importante nos telescópios é seu poder de resolução, cuja definição é a menor distância entre dois pontos que o telescópio consegue separar. Esta grandeza é função da abertura e do comprimento de onda da luz, podendo ser escrita na unidade segundos de arco como: Poder de resolução = 2 ,06 x 105 x λ D onde λ é o comprimento de onda da luz incidente, e D a abertura. Este poder de resolução é teórico e raramente é alcançado pelos telescópios que estão no solo. Isto porque a luz tem de atravessar a atmosfera terrestre, o que limita a resolução dos telescópios. Em suma, se tivermos uma atmosfera turbulenta podemos perder as capacidades de ampliação do telescópio. Os telescópios possuem ainda uma ampliação mínima denominada pupila de saída, que pode ser determinada dividindo a abertura do telescópio pela sua ampliação. Se a pupila de saída for maior que a pupila dos nossos olhos, não seremos capazes de captar toda a luz que sai do telescópio. Portanto, a ampliação mínima de um telescópio é aquela que corresponde ao “tamanho máximo” de nossa pupila que é cerca de 7 mm à noite e cerca de 2 mm de dia. Os grandes telescópios têm passado na última década por uma grande revolução. Já temos satélites espaciais como o Hubble, mas muitas observações podem ser feitas eficientemente do solo graças às novas tecnologias Tudo que dissemos até aqui, foi sobre telescópios que trabalham na faixa do espectro visível. Entretanto, há também os rádio telescópios, e telescópios que trabalham em raios X, infravermelho, ultravioleta e raios γ. Os telescópios que operam no visível, no solo, também operam em infravermelho, mas há satélites como o ISO que apenas operam no infravermelho. O telescópio Hubble opera principalmente no visível e no ultravioleta. NetProf – Porto Editora 5 NetProf – Porto Editora Figura 11 - As várias montagens para telescópios de grande abertura e um telescópio de Schmidt –Cassegrain. Figura 12 – Telescópios da Agência Espacial Europeia (ESO) no Chile. NetProf – Porto Editora 6 NetProf – Porto Editora Sítios de interesse na Internet: http://www.seds.org/billa/bigeyes.html http://www.eso.org/ http://hubblesite.org/newscenter/ Crédito das imagens: Figura 8: http://www.cosmobrain.com/cosmobras/artigos/artigo_012002.html Figura 9: http://www.cosmobrain.com/cosmobras/artigos/artigo_012002.html Figura 11 http://astrowww.astro.indiana.edu/~classweb/a105s0079/telescopes.gif Figura 12: http://www.eso.org/observing/images/lasilla.large.jpg Figura 13: http://geocities.yahoo.com.br/saladefisica7/funciona/telescopio.htm Figura 13 - Telescópio espacial Hubble. NetProf – Porto Editora 7