Telescópios – Perguntas e Respostas (Q9)

Grandes diâmetros de objetiva: o maior sempre vence?

Se direcionarmos duas superfícies circulares com diâmetros distintos — uma com 6 cm e outra com 160 cm — para um astro qualquer, a região com 160 cm de diâmetro coletará aproximadamente 710 vezes mais energia por unidade de tempo do que a de 6 cm. Isso ocorre porque a área coletora de luz cresce com o quadrado do diâmetro. Essas superfícies podem representar, por exemplo, as objetivas de uma luneta Tasco e do grande refletor Perkin-Elmer do LNA/OPD. Portanto, telescópios com maiores aberturas permitem observar estrelas mais fracas.

A equação que sintetiza esse conceito é a da magnitude limite, expressa da seguinte forma:

M = 7,1 + 5·log(B)

Em que:

• M é a magnitude limite (utilizando o olho humano como detector);
• B é o diâmetro da objetiva do telescópio, em centímetros.

É importante ressaltar que, em ambientes urbanos, a poluição luminosa e atmosférica reduz significativamente a magnitude limite ideal prevista pela equação. Por exemplo, um telescópio com 6 cm de abertura teria uma magnitude limite teórica de 11. No entanto, em uma cidade, podemos perder de 2 a 3 pontos nessa escala, reduzindo a magnitude limite efetiva para valores entre 8 e 9.

Telescópios – Perguntas e Respostas (Q8)

O que são oculares?

As oculares são associações de lentes que, ao serem combinadas com as objetivas (sejam lentes ou espelhos) dos telescópios ou outros instrumentos ópticos, produzem uma imagem invertida, ampliada e real. Existem diversos designs ópticos de oculares, e a escolha do tipo mais adequado está intrinsecamente ligada ao objeto que se deseja observar. Esse objeto pode ser extenso, necessitando de grandes campos de visão, ou pontual/quase pontual, demandando campos menores.

Tipos de Oculares 

Lente Única, Ramsden e Huygens

Esses três são os primeiros tipos de oculares desenvolvidos para uso em instrumentos ópticos. A lente única consiste em uma lente biconvexa, bicôncava, plano-convexa ou plano-côncava. Este tipo de ocular foi utilizado nos primeiros telescópios astronômicos construídos por Galileu, entre 1609 e 1610. Contudo, o maior problema desta ocular é a aberração cromática.

As oculares Ramsden e Huygens utilizam duas lentes plano-convexas. No caso da ocular Ramsden, as faces convexas das lentes estão voltadas uma para a outra. Já na ocular Huygens, a face convexa de uma lente está voltada para a face plana da outra. Entretanto, a aberração cromática também ocorre nesses dois tipos de oculares. Todas essas oculares são conhecidas por serem não corrigidas.

Kellner

A ocular Kellner, composta por três elementos, proporciona imagens nítidas e brilhantes em aumentos baixos (inferiores a 100x) e médios (entre 100x e 200x), típicos de telescópios pequenos e médios. As oculares Kellner têm campos aparentes de aproximadamente 40 graus e uma boa pupila de saída para os aumentos mencionados. Além de seu bom desempenho, são acessíveis e superam amplamente as oculares Ramsden e Huygens em termos de qualidade.

Ortoscópica

Durante muito tempo, a ocular ortoscópica, composta por quatro elementos, foi considerada a melhor disponível. Contudo, seu campo de visão, antes amplo, foi superado por designs ópticos mais modernos. Ainda assim, essa ocular oferece imagens de grande nitidez, fidelidade de cores (livre de aberrações), bom contraste e uma pupila de saída superior às oculares Kellner, sendo especialmente eficaz em observações planetárias e lunares.

Plössl

O design Plössl é um dos mais populares entre os observadores visuais. Composta por quatro elementos, essa ocular oferece excelente qualidade de imagem, grande pupila de saída e um campo de visão de aproximadamente 50 graus. Um Plössl de alta qualidade garante alto contraste e nenhuma distorção perceptível em objetos próximos às bordas do campo de visão, sendo ideal para todos os tipos de observação.

Erfle

A ocular Erfle, composta por cinco ou seis elementos, foi projetada para fornecer um grande campo aparente, variando entre 60 e 70 graus. Em baixos aumentos, ela oferece vistas impressionantes de objetos de céu profundo. Contudo, em aumentos maiores, a qualidade da imagem pode ser comprometida por distorções nas bordas do campo.

Oculares de Grande Campo

Essas oculares utilizam entre seis e oito lentes, proporcionando campos aparentes superiores a 85 graus — tão amplos que o observador pode não ser capaz de visualizar todo o campo de uma vez. Embora a transmissão de luz seja levemente reduzida devido ao maior número de lentes, a qualidade da imagem resultante é altamente corrigida, ficando livre de qualquer tipo de aberração. No entanto, o custo dessas oculares é elevado: um modelo da marca Televue, como o Nagler Tipo V, com distância focal de 31 mm, ultrapassa os 900 dólares, segundo valores de mercado recentes.

Telescópios – Perguntas e Respostas (Q7)

A espessura do espelho primário do meu telescópio é inferior àquela recomendada pela "lei do 1/6 do diâmetro". Isso implica que a parte óptica do meu telescópio é intrinsecamente ruim?

Não necessariamente. A chamada "lei do 1/6" foi amplamente divulgada ao longo do século XX por autores como Jean Texereau, em seu clássico How to Make a Telescope, e por Albert Ingalls, editor da coletânea Amateur Telescope Making. Essa regra prática foi muito utilizada por construtores amadores e recomenda que, para evitar deformações que prejudiquem a qualidade da imagem, o espelho primário tenha uma espessura igual a 1/6 do seu diâmetro. Essas deformações resultam, principalmente, da flexão do espelho sob seu próprio peso, o que pode alterar o alinhamento óptico e introduzir aberrações como astigmatismo ou trefoil.

No entanto, essa regra não é universal. Ela funciona bem como diretriz para projetos simples, mas não leva em conta a variedade de vidros usados, as propriedades térmicas dos materiais nem o projeto do suporte. A espessura ideal depende de fatores como:

• o tipo de vidro utilizado, já que materiais como Pyrex, BK7, Flint, Crown ou borossilicato têm diferentes coeficientes de expansão térmica e rigidez;

• a existência de um suporte bem projetado, com distribuição otimizada dos pontos de apoio;

• o diâmetro do espelho e o nível de desempenho óptico desejado.

Espelhos finos não são necessariamente um problema. Em telescópios profissionais modernos, como os do Observatório Keck ou do Very Large Telescope (VLT), os espelhos são muito mais finos do que a proporção de 1/6, às vezes com espessura inferior a 1/20 do diâmetro. Esses telescópios utilizam materiais com baixíssima expansividade térmica, como Zerodur ou ULE, e são montados sobre suportes ativos controlados eletronicamente, que corrigem deformações em tempo real.

No contexto amador, é possível usar espelhos com proporções menores que 1/6 e ainda obter excelentes resultados, desde que o suporte seja adequadamente projetado. Por exemplo, um espelho de 30 cm de diâmetro e 2,5 cm de espessura (razão 1/12), feito com vidro Crown ou Flint, pode produzir imagens de boa qualidade se apoiado em um sistema de 9 ou 18 pontos bem distribuídos. Softwares como o PLOP ajudam a calcular a posição ideal desses pontos para minimizar deformações. Também é importante garantir que os apoios laterais evitem tensões indesejadas quando o telescópio muda de inclinação.

Além disso, embora a espessura não afete diretamente a dilatação térmica, espelhos mais espessos demoram mais a atingir o equilíbrio com a temperatura ambiente, o que pode causar aberrações temporárias durante o resfriamento da noite.

A tabela a seguir fornece valores aproximados para espessura mínima e tipos de suporte, com base em práticas comuns entre construtores experientes:

Diâmetro do espelho	Espessura mínima recomendada	Tipo de suporte adequado
150 mm (6")	25 mm (1/6)	3 pontos
200 mm (8")	33 mm (1/6)	6 pontos
250 mm (10")	42 mm (1/6)	9 pontos
300 mm (12")	50 mm (1/6)	9 a 18 pontos
< 1/6 do diâmetro	Requer projeto otimizado	Uso de software como PLOP

Em resumo, uma espessura menor que a indicada pela "lei do 1/6" não compromete, por si só, a qualidade óptica do telescópio. O desempenho final depende de um conjunto de fatores, incluindo o tipo de vidro, o projeto mecânico do suporte e a colimação. Mais importante do que seguir regras rígidas é compreender os princípios ópticos e mecânicos envolvidos no funcionamento do sistema.

Telescópios – Perguntas e Respostas (Q6)

 O que é uma montagem dobsoniana?

A montagem dobsoniana é um tipo de montagem alto-azimutal para telescópios, amplamente utilizada em telescópios refletores newtonianos. Desenvolvida pelo americano John Dobson, essa montagem revolucionou a forma de suporte dos telescópios ao substituir o tradicional tripé por uma base composta por discos ou quadrados. Esta inovação permite o movimento do telescópio em torno dos eixos de azimute e altitude, possibilitando a construção de telescópios com grandes distâncias focais e/ou grandes objetivas de forma mais compacta e econômica.

Vantagens:

• Baixo custo por cm de abertura: A montagem dobsoniana permite a construção de telescópios com grandes aberturas a um custo relativamente baixo, tornando-a uma opção acessível para observadores amadores.
• Excelente ganho de luz: Devido à sua capacidade de acomodar grandes aberturas, a montagem dobsoniana proporciona um ganho de luz significativo, o que é vantajoso para observações astronômicas detalhadas.
• Facilidade de montagem e uso: A montagem dobsoniana é simples de montar e operar, o que a torna uma escolha popular entre amadores e iniciantes.

Desvantagens:

• Capacidade limitada de acompanhamento: A principal desvantagem é a necessidade de movimentar manualmente os eixos de azimute e altura para compensar o movimento aparente dos objetos no céu. Isso pode ser um inconveniente para observações prolongadas ou astrofotografia. No entanto, é possível adicionar sistemas de acompanhamento motorizado como alternativa.
• Falta de buscador: Muitos telescópios dobsonianos comerciais (como os da Meade e antigos da Coulter Optical) não vêm com um buscador, que é um telescópio refrator de grande campo usado para localizar objetos celestes. A ausência de um buscador pode representar um custo adicional significativo, geralmente superior a US$ 50,00.
• Volume e peso: A partir de aberturas superiores a 25 cm, o design dobsoniano pode se tornar volumoso e pesado, o que pode comprometer sua portabilidade.

Apesar dessas desvantagens, o telescópio com montagem dobsoniana é altamente valorizado por sua simplicidade, custo-benefício e desempenho em observações astronômicas. O acompanhamento manual é geralmente eficiente até aumentos de cerca de 150x, atendendo à maioria das necessidades de observação.

Telescópios – Perguntas e Respostas (Q5)

Espelhos ou outros componentes ópticos feitos à máquina são ruins?

Não necessariamente. Máquinas usadas por alguns construtores amadores de telescópios no Brasil e pela esmagadora maioria das fábricas de instrumentos ópticos no mundo facilitam o tedioso e repetitivo trabalho de esmerilhamento e polimento. O teste destas ópticas é feito, como na época de Foucault, por humanos que julgam quais os movimentos futuros serão efetuados pela máquina para corrigir eventuais imperfeições. O ritmo industrial de produção, entretanto, exige a fabricação em um tempo reduzido, de maneira que ainda podem persistir pequenos defeitos.

Paciência, determinação e capricho é o que faz com que os construtores amadores, que não se valem de máquinas, atinjam precisões superiores nas superfícies ópticas àquelas de telescópios como Meade e Celestron, e não alguma propriedade especial inerente ao trabalho manual.

Telescópios – Perguntas e Respostas (Q4)

Qual o melhor sistema óptico para telescópio? Refletor, Refrator ou Catadióptrico?

REFRATOR

Sistema ótico refrator - Fonte: Homens, Planetas e Estrelas, Fundo de Cultura Brasil-Portugal

O sistema refrator emprega uma lente objetiva em uma extremidade do tubo. Essa lente coleta a luz e a direciona para a ocular. Seu uso remonta ao telescópio construído por Galileu em 1609. É portátil, requer pouca manutenção e oferece boa qualidade de imagem. Contudo, sofre com aberração cromática, minimizada em refratores acromáticos ou apocromáticos, estes últimos mais precisos e caros. Limitações mecânicas dificultam o uso de grandes aberturas.

A aberração cromática pode ser corrigida com lentes convergentes e divergentes. Fonte: O Universo, Livraria e Editora José Olympio

REFLETOR

Sistema óptico newtoniano - Fonte: Homens, Planetas e Estrelas, Fundo de Cultura Brasil-Portugal

Telescópios refletores usam espelhos. O tipo newtoniano é o mais comum, com um espelho côncavo que reflete a luz para um espelho plano secundário, que a redireciona para a ocular. São ideais para objetos de baixo brilho e permitem grandes aberturas a custos acessíveis. Exigem colimação frequente e podem apresentar aberrações como coma e astigmatismo. O espelho secundário gera difração, criando o efeito de “estrela de Natal”.

Rádio-telescópios usam o sistema Cassegrain. Fonte: O Universo, Livraria e Editora José Olympio

CATADIÓPTRICO

Exemplo de sistema catadióptrico: câmara de Schmidt. Fonte: O Universo, Livraria e Editora José Olympio

Combina lente corretora e espelhos. O modelo mais comum é o Schmidt-Cassegrain. Ele oferece portabilidade, alta versatilidade e grande distância focal em tubos curtos. Ideal para observação e astrofotografia. Seu ponto fraco é a condensação na lente corretora em noites úmidas.

Telescópios – Perguntas e Respostas (Q3)

Montagem equatorial ou altazimutal: quais as vantagens e desvantagens de cada sistema?

Montagens são estruturas mecânicas que sustentam os tubos ópticos dos telescópios e permitem apontá-los para posições específicas no céu. Toda montagem executa dois movimentos em relação a um plano de referência: um paralelo e outro perpendicular a esse plano.

Na montagem altazimutal, os planos fundamentais são o horizonte e o meridiano astronômico do lugar. Os movimentos correspondentes são chamados de azimute (de 0° a 360°, contados a partir do sul astronômico no sentido sul-oeste-norte-leste) e altura (de 0° a 90°). Para acompanhar um astro, é necessário movimentar simultaneamente os eixos de azimute e altura, compensando a rotação da Terra.

Na montagem equatorial, o plano de referência é o equador celeste, que é a projeção do equador terrestre na esfera celeste. Os movimentos são feitos em ascensão reta (0 a 24 horas, a partir do ponto vernal, no sentido direto) e declinação (de 0° a 90°, positiva para o hemisfério norte celeste e negativa para o sul). Com esse tipo de montagem, é possível acompanhar os astros movimentando apenas o eixo paralelo ao equador celeste, conhecido como eixo polar.

As montagens podem ser equatoriais (esquerda, alemã) ou altazimutais. Na equatorial, o eixo polar está inclinado de um ângulo j, igual à latitude geográfica do local. "P" indica o polo celeste visível (N ou S).

Nos polos geográficos, as montagens altazimutais e equatoriais tornam-se equivalentes em termos de movimento, já que o ângulo j é igual a 90°. Um desafio da montagem equatorial é alinhar corretamente o eixo polar com o polo celeste visível, o que pode ser complexo. Além disso, esse eixo deve estar inclinado conforme a latitude do local, exigindo o uso de contrapesos, o que aumenta o peso e o volume da estrutura.

Por esse motivo, muitos telescópios profissionais modernos utilizam montagens altazimutais. Elas são mecanicamente mais simples, mais leves e permitem reduzir o tamanho e o custo das cúpulas que abrigam os instrumentos.

Alguns telescópios amadores e profissionais e suas estruturas mecânicas

Refrator em montagem equatorial alemã

Telescópio ESO-OWL de 100 m com montagem altazimutal

Telescópios do Observatório de Haute-Provence (França) com montagens equatoriais do tipo chassi inglês. Da esquerda para a direita: telescópio de 1,93 m, de 1,52 m (gêmeo do telescópio do ESO), e o telescópio newtoniano de 1,2 m. A extremidade elevada do eixo polar é conhecida como píer. No exemplo acima, o píer norte é mais alto.

Duas imagens do telescópio Hooker de 2,5 m do Observatório Monte Wilson (EUA), com montagem equatorial de chassi. A barra no píer norte impede a visualização de astros circumpolares, problema corrigido no telescópio Hale.

Telescópio Hale de 5 m do Observatório Palomar (EUA), com montagem equatorial em ferradura que permite observações circumpolares.

Telescópios – Perguntas e Respostas (Q2)

Por que as imagens dos astros ficam mais escuras quando usamos grandes aumentos?

O brilho das imagens formadas por uma objetiva (lente ou espelho côncavo) é influenciado, basicamente, por dois fatores:

1. A quantidade de luz que a lente ou espelho coleta do objeto;
2. A área sobre a qual essa luz é distribuída, que por sua vez depende do aumento.

A energia coletada pela objetiva é proporcional à sua área, ou seja, ao quadrado de seu diâmetro. O aumento óptico pode ser definido também como a razão entre a distância da imagem à objetiva (q) e a distância do objeto à objetiva (p).

Como as áreas da imagem e do objeto são proporcionais aos quadrados de suas dimensões lineares, temos:

(4)   A′ / A = M = q² / p²

A quantidade de luz que forma a imagem corresponde a uma fração da luz que sai do objeto. Essa fração pode ser expressa pela razão entre a área da objetiva (Al) e a área de uma esfera de raio p centrada no objeto, que é 4πp². Isso é válido quando o diâmetro D da objetiva é pequeno em relação a p. Assim, o brilho da imagem ou intensidade total (Si) pode ser descrito como:

(5)   Si = K · (A′ / A) · (Al / 4πp²)

Onde K é uma constante de proporcionalidade. Como A′ / A foi dada na equação (4) e Al = πD² / 4, podemos reescrever (5) como:

(6)   Si = K′ · D² / q²

com   K′ = K / 16

A equação (6) mostra que o brilho da imagem depende do diâmetro da objetiva e da distância da imagem. Como telescópios observam objetos muito distantes, podemos aplicar a relação da óptica geométrica:

(7)   1/f = 1/q + 1/p

Substituindo, temos:

(8)   Si = K′ · D² · (1/f − 1/p)² = (K′ · D² / f²) · (1 − f/p)²

Como p é muito grande, o termo (1 − f/p)² tende a 1. Assim:

(9)   Si ≈ K′ / f:²

(10)   f: = f / D     (razão focal)

A razão focal f: é a razão entre a distância focal da objetiva e seu diâmetro. Pela equação (10), percebe-se que o brilho da imagem é inversamente proporcional ao quadrado da razão focal. Objetivas com o mesmo diâmetro, mas razões focais diferentes, produzirão imagens com brilhos distintos para um mesmo objeto.

O aumento obtido pela combinação objetiva/ocular pode resultar em razões focais efetivas maiores que as da objetiva isolada. Como a intensidade da imagem varia com o inverso de f:², telescópios produzem imagens mais brilhantes em pequenos aumentos e mais escuras em grandes aumentos.

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.

Big, Bigger, Biggest - Telescópio

Interessante programa da série britânica "Big, Bigger, Biggest" do National Geographic Channel sobre telescópios. Este episódio mostra seis avanços tecnológicos que possibilitaram a construção de telescópios de última geração, como o Large Binocular Telescope (LBT). Considero o capítulo bem didático por mostrar a interação da luz com as superfícies ópticas e o meio ambiente através de experimentos. Outro ponto alto do programa são as curiosidades sobre a construção de alguns telescópios, como as modificações feitas no vagão de ferrovia que transportou o espelho do telescópio Hale de Nova York até a Califórnia, e sua inusitada caixa blindada contra ataques de fundamentalistas religiosos.

Só não concordei com a contribuição vinculada ao telescópio soviético BTA-6. No programa, esta contribuição foi limitada ao sistema de equalização da temperatura da cúpula. O que foi esquecido é que o BTA foi o primeiro telescópio altazimutal de grande porte com apontamento computadorizado. O LBT beneficiou-se desse desenvolvimento tecnológico.

Card de Abertura. Fonte: Wikipedia.

Telescópio de 1,6m do OPD

Algumas imagens do telescópio Perkin-Elmer de 1,6 m do OPD foram obtidas entre 1995 e 1999. Esse instrumento foi o primeiro do observatório, e o início de sua operação, em abril de 1980, marcou o começo da fase mais cientificamente produtiva da astrofísica observacional brasileira.

Utilizei esse telescópio em uma missão de observação em 1997, durante o pico de brilho do cometa C/1995 O1 (Hale-Bopp). Nessa ocasião, observei alguns asteroides do cinturão principal com o objetivo de determinar seus períodos de rotação.

Acredito que possibilitar o acesso remoto a todos os telescópios poderá racionalizar e reduzir os custos de operação do OPD. 

Telescópio Boller & Chivens de 0,6m do OPD

O telescópio Ritchey–Chrétien de 0,6 m f/13,5 do OPD é de propriedade da USP. Este instrumento foi instalado no Pico dos Dias em 1992. O telescópio é utilizado em observações fotométricas e polarimétricas na faixa do visível e infravermelho próximo. Até meados da década de 1990, o telescópio era de apontamento manual. Utilizei este telescópio entre 1995 e 1999 em observações de asteroides e cometas, com o objetivo de determinar o estado rotacional desses objetos. O telescópio estava equipado, na maioria das minhas missões de observação, com o CCD #009, o primeiro CCD a ser empregado em observações científicas no Brasil. Este detector encontra-se desativado atualmente.

Telescópio equipado com o CCD#009. Um intensificador de imagem é visível
na câmera instalada no final do tubo. O telescópio ainda não possuía
 automatização no apontamento quando obtive esta imagem em 1995.

Cúpula do telescópio de 0,6m com parte da prédio do 1,6m.

CCD#009. Nitrogênio líquido era armazenado no cilindro para  resfriar o
detector e aumentar sua sensibilidade.

Você pode encontrar imagens de outros telescopios do OPD nos seguines links: 1, 2, 3

Telescópio Zeiss do OPD

Algumas fotos do telescópio Zeiss Jena de 0,6 m do OPD. Este instrumento é idêntico ao denominado "telescópio principal" instalado no Observatório Astronômico da Serra da Piedade. Utilizei este telescópio em apenas uma missão observacional, com quase duas semanas de duração, em janeiro de 1999. O apontamento do telescópio era manual. Devido às péssimas condições climáticas, obtive poucas imagens dos meus dois alvos: o asteroide (140) Siwa, que na época era o alvo da sonda Rosetta, e o cometa C/1997 BA6 (Spacewatch), que considerei estudar em meu mestrado em astronomia, o qual infelizmente não conclui no Observatório Nacional. O objetivo dessas observações era a determinação do período de rotação dos objetos.

Excelente instrumento! Na segunda metade da década de 1990, os apontamentos dos telescópios de 1,6 m e 0,6 m Boller & Chivens foram automatizados. No entanto, isso não ocorreu com o Zeiss. Recordo-me de ter questionado a razão pela qual o Zeiss não foi incluído no programa de modernização. A resposta que recebi estava relacionada ao fato de que a montagem deste telescópio era germânica, enquanto as dos outros dois instrumentos eram do tipo "garfo". Achei essa explicação estranha. Naquela época, já havia telescópios amadores com montagem equatorial germânica automatizada. Talvez essa decisão estivesse associada ao custo e à necessidade de modificar certos aspectos do software de apontamento. Acredito que a automatização do apontamento seria benéfica para este instrumento. Muitas pesquisas em astrofísica estelar e do Sistema Solar poderiam ser realizadas com um telescópio desta classe.

Você pode encontrar imagens de outros telescopios do OPD nos seguines links: 1, 2, 3

Câmera Cometária do OPD

Imagens da "câmera cometária" do OPD registradas em meados da década de 1990. Este instrumento foi utilizado para capturar imagens do cometa 1P/Halley, com o objetivo de realizar análises morfológicas da sua coma e cauda. Os dados obtidos foram publicados em revistas especializadas e apresentados em congressos científicos. A câmera consistia em um astrógrafo equipado com um espelho de 0,3 m de abertura e razão focal f/4, com a correção da aberração esférica do espelho primário realizada por uma lente Ross. Inicialmente, a câmera foi instalada "piggyback" sobre o telescópio Zeiss. As imagens exibem a configuração final do instrumento, que contava com um telescópio guia, montagem equatorial alemã e uma cúpula dedicada. Na época em que essas fotografias foram tiradas, a câmera cometária já havia sido desativada, sendo substituída por um telescópio Meade de 16 polegadas remotamente operado por pesquisadores da UFSC.

Cúpulas da "Camera Cometária" e  do 1,6m

Cúpula do telescópio Zeiss (esquerda) e a da "câmera cometária"

Você pode encontrar imagens de outros telescopios do OPD nos seguines links: 1, 2, 3

A evolução dos controladores de telescópios

A evolução da microeletrônica nas últimas quatro décadas é impressionante. Abaixo, apresento um exemplo claro dessa tendência aplicada à Astronomia. As fotos (1) e (2) mostram os antigos consoles de apontamento dos telescópios Boller & Chivens de 0,6 m e Perkin-Elmer de 1,6 m do Observatório do Pico dos Dias (OPD). Essas imagens foram registradas por mim na segunda metade da década de 1990. Na época, ambos os consoles já estavam fora de uso, substituídos por sistemas automatizados de apontamento.

A imagem (3), datada de 18 de novembro de 2006, mostra o controlador Autostar II de um telescópio Meade LX200 de 12 polegadas. Enquanto os consoles (1) e (2) forneciam apenas coordenadas básicas como ascensão reta, declinação e ângulo horário, o dispositivo da imagem (3) oferece essas mesmas informações acrescentando catálogos com milhares de objetos astronômicos e diversas funções de controle que otimizam o acompanhamento e a exatidão do apontamento. E tudo isso literalmente na palma da mão.

(1)

(2)

(3)

Meu primeiro telescópio

Meu primeiro telescópio foi um refletor newtoniano de 0,3 m f/6, adquirido em 1987 do construtor Aguirre, quando eu tinha 14 anos. Parte do valor foi obtida com a venda de um telescópio newtoniano de 0,18 m f/8, que eu havia montado durante o curso de construção de telescópios do Museu de Astronomia do Rio de Janeiro.

Na configuração original, o telescópio de 0,3 m possuía uma rígida montagem equatorial germânica e pesava mais de 100 kg. Em 1995, ele foi reconstruído pelo construtor Leonel Vianello, de Araraquara (SP). Apenas o espelho primário foi reaproveitado. Apesar de ter apenas uma polegada de espessura, a parábola manteve sua forma mesmo com variações na posição do tubo, o que surpreendeu o Sr. Leonel. Na nova configuração, o telescópio passou a contar com uma montagem altazimutal dobsoniana.

Utilizei esse telescópio para observar os cometas Hale-Bopp e Hyakutake no Rio de Janeiro, entre 1995 e 1996. Já em Salvador, ele foi empregado em diversas sessões de observação pública. A mais marcante ocorreu em agosto de 2003, durante a excepcional aproximação de Marte à Terra. Mais de mil pessoas observaram o planeta através desse telescópio, no antigo Shopping Aeroclube.

Atualmente, o telescópio está desmontado e devidamente armazenado na casa de minha sogra. Abaixo, algumas fotos da segunda metade da década de 1990:

SN - 26 de Setembro de 2002 - Edicao No. 170

Como uma homenagem a memória de Leonel Vianello, no ano em que se completam dez anos de seu falecimento, reproduzo o Boletim Supernovas que reporta a passagem deste excepcional profissional:

SUPERNOVAS - BOLETIM BRASILEIRO DE ASTRONOMIA - 

http://www.supernovas.cjb.net

26 de Setembro de 2002 - Edicao No. 170

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ATRAVES DA OCULAR

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MORRE UM DOS MAIS CONHECIDOS CONSTRUTORES DE TELESCÓPIOS NO BRASIL

Faleceu na sexta-feira, 20 de setembro, aos 74 anos de idade Leonel  Vianello (1927-2002); de morte natural. Nascido no dia 10 de outubro  de 1927, Vianello era construtor de telescópios astronomicos, fotografo profissional e morava no interior de Sao Paulo, em  Araraquara/SP. Leonel dedicou boa parte de sua vida a essa rara arte  de construir artesanalmente instrumentos ópticos de grande precisao, como também montagens, oculares, aranhas, focalizadores e pequenas  lunetas. Alem de um grande construtor, Leonel era "de um  comportamento exemplar e correto sobre as coisas e preocupado com a qualidade de seus produtos", afirmou Weber Amadeus, amigo, aprendiz e  também construtor de telescópios na cidade de Araraquara/SP. Leonel  fabricou mais de 500 telescópios de tamanhos variados que hoje estão  espalhados por praticamente todo território nacional. "O Leonel  deixou a marca dele no Brasil", afirmou Roberto Silvestre, que possui  um observatório em sua propria casa na cidade de Uberlândia/MG, onde  esta' instalado um telescópio newtoniano construido por Vianello. "Foi uma grande perda", concluiu o amigo. Leonel mantinha  seu site na internet mas foi desativado (http://www.leonelvianello.com.br ). O Boletim Supernovas prestou sua  homenagem a esse grande construtor brasileiro, cujo os telescopios  abriram e ainda abrem as janelas do Universo para incontaveis  observadores todo dia. Ver em: http://www.geocities.com/cadu-mg/homenagembsn.htm

(Agradecimentos especiais à familia e amigos)

Carlos Eduardo - Editor Boletim Supernovas

UMA GRANDE PERDA

"O Brasil perde um dos maiores colaboradores da Astronomia amadora do pais."

Weber Amadeus, construtor de telescópios e grande amigo de Leonel 

Vianello, Araraquara-SP

O construtor de telescópios de Vila Valqueire (Rio de Janeiro)

Telescópio de 0,435 m f/13,5 Cassegrain-Coudé construído pelo construtor de telescópios Aguirre no começo da década de 1990. Inicialmente, o telescópio foi concebido como sendo um Newtoniano-Cassegrain-Coudé. Na configuração newtoniana, o telescópio possuía f/4,5. Dada a difração e a grande obstrução causada pelos espelhos secundário e terciário, o foco newtoniano foi abolido alguns meses depois. O instrumento possuía montagem equatorial germana com acompanhamento gerado por um motor elétrico de um eletrodoméstico. O tubo foi feito com cilindros de máquinas de lavar. Os buscadores usavam lentes de antigas máquinas fotocopiadoras ou binóculos. As oculares eram de microscópios. Apesar dessa aparente precariedade, era um instrumento excepcional – prova cabal do talento e genialidade do Sr. Aguirre. Lembro-me de ter visto algumas dezenas de estrelas no aglomerado NGC-4755, mesmo com um céu que não era dos melhores.

Pelo que soube, o Sr. Aguirre vendeu o telescópio para um fazendeiro do interior do Brasil (Mato Grosso?) poucos anos depois.

Na foto, o construtor está efetuando uma observação através do foco Coudé no roll-off roof no terceiro andar de sua casa na Vila Valqueire, subúrbio do Rio de Janeiro.

Sr. Aguirre observando no foco Coudé.

Algumas Imagens de 1995

No ano de 1995, realizei duas missões de observação no LNA. Nessas ocasiões, utilizei o telescópio Boller & Chivens de 0,6 m f/13,5, pertencente à USP. Ao final de uma das noites de observação, obtive imagens CCD com tempo de exposição de 300 segundos, utilizando um filtro quasi-Johnson-Cousins R, do aglomerado globular Palomar 15 (1) e da galáxia espiral barrada NGC 1672 (2). Na época, eu ainda não dominava o uso do SAOimage, por isso imprimi as imagens e depois as fotografei com minha câmera Zenit 12XS.

(1)

(2)

(2060) Chiron

Telescópio Boller & Chivens de 0,60 m do LNA apontado para o centauro (2060) Chiron. O objeto não é visível na imagem. Astrofotografia obtida em 1995 com uma câmera Zenit 12XS, 10 minutos de exposição e filme Kodak ASA 100. Os dados coletados nesta observação foram utilizados no artigo "2060 Chiron: Back to a Minimum of Brightness", de 1996.