Telescópios – Perguntas e Respostas (Q1)

Poder de resolução e grandes aumentos

É verdade que uma luneta de 60 mm e um telescópio convencional (sem óptica adaptativa ou ativa) de grande porte poderiam ter capacidades equivalentes de separação em certas condições ambientais? O fabricante do meu telescópio afirma que ele fornece mais de 500 vezes de aumento. Isso é bom ou ruim?

Quando a luz de uma fonte luminosa atravessa uma abertura circular, como a objetiva de um telescópio, forma-se um padrão circular com zonas claras e escuras. No centro desse padrão, gerado pela difração, há um círculo brilhante denominado máximo central, que representa, em uma primeira aproximação, a imagem de uma estrela vista por um telescópio. A separação entre duas fontes luminosas, relacionada ao máximo central, pode ser descrita pelas equações:

(1) α_c = 1,22 λ / D

(2) r = 120" / d

Onde:

• λ = comprimento de onda da observação (em metros)
• α_c = separação angular (em radianos)
• r = separação angular (em segundos de arco)
• D = diâmetro da objetiva (em metros)
• d = diâmetro da objetiva (em milímetros)

Obs.: a equação (2) é uma versão simplificada da equação (1), calculada para λ ≈ 5500 Å, correspondente ao pico de sensibilidade do olho humano.

Limites impostos pela atmosfera

As equações (1) (Critério de Rayleigh) e (2) fornecem a separação angular mínima entre duas fontes que um telescópio astronômico pode resolver. Contudo, como as observações são feitas através da atmosfera terrestre, raramente se atinge esse limite. Flutuações turbulentas em camadas de diferentes temperaturas, densidades e conteúdo de vapor d'água causam variações no índice de refração. Como resultado, a frente de onda incidente apresenta variações espaciais e temporais em fase e amplitude, espalhando a imagem aparente de um ponto celeste por um diâmetro maior, conhecido como "seeing".

Em sítios de excelência observacional, como Mauna Kea (Havaí, EUA) ou o European Southern Observatory (La Silla, Chile), o seeing frequentemente é inferior a 1 segundo de arco. No Observatório do Pico dos Dias (Brasópolis, MG), esse valor gira em torno de 3 segundos de arco. Um valor semelhante foi estimado por A. S. Betzler na zona sul do Rio de Janeiro, em setembro de 1999, ao observar visualmente o sistema ε Lyrae. O sistema consiste em dois pares de estrelas duplas separadas por 208", com componentes ε₁: magnitudes 5,1 e 6,0, separadas por 2,8", e ε₂: magnitudes 5,1 e 5,4, separadas por 2,3". Nessas condições, é possível separar visualmente os pares individuais, mas distinguir ε₁ de ε₂ requer seeing inferior à separação entre elas.

Tabela I — Separação angular mínima prevista pela equação (2)

Telescópio	Separação Angular Mínima
Observatório do Pico dos Dias, 1600 mm	0,08"
Refrator Tasco 60 mm	2,0"

Aumentos e limitações práticas

Telescópios refratores e refletores newtonianos com aberturas em torno de 100 mm são comuns no mercado brasileiro. Muitos fabricantes afirmam, em manuais ou rótulos, que esses instrumentos oferecem aumentos máximos superiores a 500 vezes. Seria isso desejável?

O aumento máximo útil de um telescópio é aquele que proporciona um campo de visão equivalente à largura do máximo central de difração. Aumentos que resultam em campos menores que o do máximo central (ou do seeing) não trazem ganho em resolução e apenas ampliam uma imagem borrada.

Segundo Rükl (1985), o aumento máximo útil é aproximadamente igual ao diâmetro da objetiva em milímetros. Aplicando esse critério a um telescópio de 60 mm, conclui-se que o aumento útil máximo é de cerca de 60 vezes. O aumento real (A) é dado por:

(3) A = f / f''

Onde:

• f = distância focal da objetiva
• f'' = distância focal da ocular

As distâncias focais devem estar expressas na mesma unidade (mm, cm etc.). A distância focal da ocular costuma vir impressa em seu corpo, enquanto a da objetiva pode ser obtida pela razão entre a distância focal total e a abertura do telescópio (razão focal).

Referências

• Physical Science Study Committee. (1966). Física Parte II (2ª ed.). Edart Livraria Editora LTDA, São Paulo, p. 135.
• Rükl, A. (1985). Amateur Astronomer. Gallery Books, W.H. Smith Publishers Inc., New York, p. 185.

Hercóbulus

Ciência e Misticismo

A crença na existência de um corpo celeste denominado Hercóbulus (ou Hercólubus) aparece em certos meios esotéricos e pseudocientíficos. Não existe, contudo, evidência astronômica que sustente a existência desse objeto ou uma suposta aproximação da Terra.

Em 1984, duas equipes de pesquisadores propuseram uma hipótese para explicar uma aparente periodicidade de aproximadamente 26 milhões de anos nas extinções registradas no passado geológico da Terra. A hipótese envolvia uma companheira distante do Sol, posteriormente denominada Nêmesis, em uma órbita muito excêntrica, com semieixo maior de aproximadamente 88.000 unidades astronômicas, ou 1,4 ano-luz. Durante as passagens pelo periélio, esse objeto poderia perturbar gravitacionalmente cometas da Nuvem de Oort, aumentando temporariamente o fluxo de cometas em direção ao Sistema Solar interior.

A hipótese de Nêmesis nunca foi confirmada. Além das dificuldades dinâmicas do modelo, levantamentos modernos do céu em infravermelho impõem limites muito fortes à existência de grandes corpos desconhecidos nas regiões externas do Sistema Solar. O levantamento WISE, por exemplo, não encontrou objetos do tamanho de Saturno ou maiores até cerca de 10.000 U.A., nem objetos maiores que Júpiter até aproximadamente 26.000 U.A.

Um exemplo de estrela de massa muito baixa nas proximidades solares é DENIS-P J104814.7−395606.1, uma anã de tipo espectral próximo de M9 localizada a cerca de 13 anos-luz. Sua massa é estimada em aproximadamente 0,08 massa solar. A detecção de objetos desse tipo ilustra a capacidade dos levantamentos astronômicos de identificar estrelas muito pouco luminosas nas proximidades do Sol.

Não há evidências observacionais nem soluções orbitais reconhecidas na literatura astronômica que sustentem a existência do chamado Hercólubus. As alegações de que um grande planeta, cometa ou estrela estaria atualmente se aproximando da Terra sem ser detectado são incompatíveis com as observações astronômicas disponíveis. Hercólubus é, portanto, um conceito de origem esotérica, e não um objeto reconhecido pela astronomia.

Nuvem de Oort e o Cinturão de Kuiper

Nuvem de Oort-Öpik e órbitas elípticas, parabólicas e hiperbólicas de alguns cometas hipotéticos. Fonte: Bergamini, D.: 1970, O Universo, Biblioteca da Natureza Life, Livraria José Olympio Editora, Rio de Janeiro, p. 69.

Durante as primeiras décadas do século XX, diversos pesquisadores investigaram os efeitos das perturbações gravitacionais planetárias sobre as órbitas dos cometas. Esses trabalhos foram fundamentais para compreender a origem das órbitas quase parabólicas e aparentemente hiperbólicas observadas em alguns desses objetos.

Strömgren (1914) mostrou que várias órbitas cometárias aparentemente hiperbólicas deixavam de sê-lo quando eram calculadas as órbitas originais, isto é, as trajetórias dos cometas antes de sofrerem perturbações significativas dos planetas gigantes. Os trabalhos posteriores realizados em Copenhague ampliaram o número de órbitas originais calculadas com precisão.

Em 1948, Sinding reuniu resultados para 21 cometas de longo período cujas órbitas originais haviam sido determinadas. Esses dados, juntamente com os estudos de difusão orbital realizados por Van Woerkom (1948), forneceram parte da base observacional utilizada por Jan Oort em seu trabalho de 1950.

A ideia de um reservatório distante de cometas já havia sido proposta por Ernst Öpik em 1932. Oort, entretanto, apresentou em 1950 uma forte evidência observacional para sua existência a partir da distribuição das energias orbitais de cometas de longo período.

Oort analisou 19 órbitas originais consideradas suficientemente precisas e verificou uma concentração acentuada de valores de 1/a_orig próximos de zero, correspondente a órbitas com semieixos maiores muito grandes. Ele concluiu que os cometas novos de longo período provinham principalmente de distâncias da ordem de 50.000 a 150.000 U.A. do Sol.

A partir desses resultados, Oort propôs a existência de uma extensa nuvem aproximadamente esférica de cometas envolvendo o Sistema Solar. Sua estimativa original indicava uma população da ordem de 10¹¹ cometas de tamanho observável e uma massa total da ordem de alguns centésimos a um décimo da massa da Terra. As órbitas desses corpos seriam continuamente modificadas por perturbações gravitacionais de estrelas próximas e, como se reconheceu posteriormente, também pela maré gravitacional da Galáxia.

O conceito de cometas dinamicamente novos e velhos está relacionado à história orbital desses objetos. Um cometa dinamicamente novo está fazendo sua primeira passagem, ou uma de suas primeiras passagens significativas, pela região planetária após ter sido enviado da Nuvem de Oort. Um cometa dinamicamente velho já passou anteriormente pela região dos planetas e sofreu perturbações gravitacionais e efeitos físicos decorrentes de passagens anteriores pelo Sistema Solar interior. Portanto, um cometa dinamicamente velho não é necessariamente um cometa de curto período.

Imagem CCD do centauro (2060) Chiron, indicado pelo círculo verde, obtida em 05/05/1999 no Observatório do Pico dos Dias, em Brazópolis, Minas Gerais. Chiron descreve uma órbita caótica entre as regiões orbitais de Saturno e Urano. Os centauros são geralmente considerados uma população transitória proveniente principalmente da região transnetuniana, cujas órbitas foram modificadas por encontros gravitacionais com os planetas gigantes.

Referências

Betzler, A. S.: 1998, Um estudo dos cometas Hale-Bopp e Chiron, Projeto de Final de Curso para a Obtenção do Título de Astrônomo, UFRJ-CCMN/Departamento de Astronomia, Rio de Janeiro, p. 18, 30.

Edgeworth, K. E.: 1949, MNRAS 109, 600.

Fernández, J.: 1980, MNRAS 192, 481.

Jewitt, D. & Luu, J.: 1993, Nature 362, 730.

Kuiper, G. P.: 1951, in Astrophysics: A Topical Symposium, J. A. Hynek ed., McGraw-Hill, New York, p. 357.

Oort, J. H.: 1950, Bull. Astron. Inst. Netherl. 11, 91.

Oort, J. H. & Schmidt, M.: 1951, Bull. Astron. Inst. Netherl. 11, 259.

Öpik, E. J.: 1932, Proc. Amer. Acad. Arts Sci. 67, 169.

Sagan, C. & Druyan, A.: 1985, Cometa, Livraria Francisco Alves Editora S.A., p. 300–301.

Strömgren, E.: 1914, Publ. Obs. Copenhagen 19.

Strömgren, E.: 1947, Publ. Obs. Copenhagen 144.

Van Woerkom, A. J. J.: 1948, Bull. Astron. Inst. Netherl. 10, 445.