Moracy Marques Coimbra e a construção de telescópios no MAST

Aos 14 anos de idade, em 1987, frequentei o curso de construção de telescópios do Museu de Astronomia e Ciências Afins (MAST) e, sob a orientação de  Moracy Marques Coimbra, construí um telescópio newtoniano. Eu era o aluno mais novo do curso.

O MAST fica em São Cristóvão, na Zona Norte do Rio de Janeiro, relativamente longe de onde eu morava, no Horto Florestal. Pegava dois ônibus para chegar ao museu e fazia esse percurso quase todos os dias, de segunda a sábado, durante praticamente um ano inteiro. Foi minha primeira experiência andando sozinho de ônibus para um lugar tão distante de casa.

Minha mãe teve um papel muito importante nessa história, pois me deu total apoio naquela empreitada. Em uma ocasião, chegou a carregar comigo pesadas chapas de aço que seriam utilizadas na construção da montagem equatorial do telescópio. Havíamos comprado o material num sábado, na Rua Bela, em São Cristóvão, numa época em que ainda não existia ali o viaduto da Linha Vermelha. Em outro dia, fomos ao SAARA, no Centro do Rio de Janeiro, comprar os pós abrasivos de carbeto de silício, os chamados carborundos, em granulometrias que iam de 80 a 1500, utilizados no desbaste e refinamento da superfície de vidro do espelho primário.

O professor Coimbra tinha um temperamento difícil e um estilo de condução que, em alguns momentos, podia tornar a convivência complicada. Ainda assim, teve um papel importante na formação de muitos alunos e orientou com sucesso a construção de dezenas de telescópios. Hoje entendo que esse resultado se deveu tanto à sua experiência técnica quanto ao grande empenho dos participantes em concluir seus instrumentos. Também é preciso considerar o contexto dos anos 1980, quando certos comportamentos inadequados eram menos questionados socialmente, embora já fossem problemáticos mesmo naquela época.

Com muita persistência, concluí um telescópio newtoniano de 18 cm f/8. Curiosamente, usei-o muito pouco. Acabei vendendo-o e empreguei parte do dinheiro na compra de um newtoniano de 30 cm f/6, construído pelo saudoso Aguirre, de Vila Valqueire. Esse telescópio permanece comigo até hoje.

Anos mais tarde, soube que o projeto do instrumento construído no curso era inspirado nos célebres telescópios Cave Astrola e que algumas das técnicas empregadas na confecção do espelho primário não estavam entre as mais usuais na construção amadora de telescópios.

Hoje sou astrônomo profissional e professor da Universidade Federal do Recôncavo da Bahia (UFRB) e continuo considerando aquele curso uma excelente iniciativa do professor Ronaldo Rogério de Freitas Mourão durante sua gestão à frente do MAST.

Para mim, porém, sua importância foi muito além da construção de um telescópio. Sendo ainda tão jovem, aquele curso me colocou em contato direto com óptica, mecânica e astronomia observacional. Também me apresentou a materiais didáticos em língua inglesa, constituindo meu primeiro contato efetivo com o idioma em um contexto científico. 

Lamento que atualmente não existam mais iniciativas desse tipo com a mesma continuidade. Um curso assim pode fazer muito mais do que ensinar alguém a construir um telescópio: pode despertar vocações e estimular a formação prática de futuras gerações de cientistas, engenheiros e astrônomos amadores em nosso país.

Aglomerados globulares e galáxias vistos com o eVscope 2

Registros de objetos astronômicos de céu profundo obtidos com um telescópio eVscope 2, da Unistellar, em 21/06/2026, a partir do bairro de Santo Antônio, no Centro Histórico de Salvador.

Os nomes dos objetos e as especificações das imagens estão indicados nas próprias imagens. O tipo de objeto é informado em cada legenda.

M80 — aglomerado globular na constelação do Escorpião.
A claridade à direita da imagem foi causada por luz refletida em bandeirolas de São João.

M10 — aglomerado globular na constelação do Serpentário.

M4 — aglomerado globular na constelação do Escorpião.

NGC 5139, Ômega Centauri — aglomerado globular na constelação do Centauro.

NGC 5128, Centaurus A — galáxia e rádio-fonte na constelação do Centauro.

Ensaio de ocultação estelar — (11978) Makotomasako

Em 10 de fevereiro de 2026, fiz um ensaio, a partir do centro de Salvador, para registrar a ocultação da estrela Tycho-2 1823-285-1 pelo asteroide do cinturão principal (11978) Makotomasako, prevista para o dia seguinte, utilizando o telescópio Unistellar eVscope 2 do Planetário da UFBA. A previsão disponibilizada pelo fabricante indicava uma janela de observação entre 21:45:00 e 21:55:21 UTC, com coordenadas-alvo RA = 04h 15m 48s (63,95066°) e Dec = +26° 34′ 01″ (26,56692°).

Ocultações estelares ocorrem quando um asteroide passa à frente de uma estrela distante, bloqueando temporariamente sua luz. O registro desses eventos permite determinar com grande precisão dimensões e forma projetada do asteroide e, em alguns casos, detectar satélites ou sistemas de anéis.

Figura 1 – Empilhamento de sete exposições de 0,2 s, semelhantes à mostrada na Figura 2. Para ruído independente, o empilhamento aumenta a relação sinal-ruído em aproximadamente √7 ≈ 2,6 vezes em relação a uma exposição individual. Solução astrométrica obtida com o Astrometry.net.

No ensaio, utilizei exposições de 200 ms (0,2 s) e ganho de 30 dB, conforme recomendado pelo fabricante para esse tipo de observação. A estrela-alvo possui magnitude 11,51, e a queda de brilho prevista durante a ocultação era de 6,09 magnitudes.

O ganho de 30 dB corresponde à amplificação eletrônica aplicada ao sinal do sensor. Pela convenção usual de ganho em amplitude, equivale a um fator de aproximadamente 31,6. O aumento do ganho facilita a detecção de sinais fracos, mas também amplifica o ruído e reduz a margem antes da saturação.

O telescópio apontou corretamente para o campo, com desvio inferior a 10 segundos de arco em relação à posição catalogada da estrela. Mesmo a partir do centro de Salvador, ela ficou facilmente visível em exposições de apenas 0,2 s (Figura 2).

Figura 2 – Primeira imagem da sequência, obtida com exposição de 0,2 s. A estrela a ser ocultada encontra-se próxima ao centro da imagem. A orientação vertical é inversa à da Figura 1.

Na previsão da ocultação:

• A linha vermelha representa o centro da faixa prevista da sombra.
• As linhas azuis indicam o caminho previsto e a escala associada ao tamanho estimado do asteroide.
• As linhas laranjas delimitam a incerteza de 1σ da posição prevista da faixa.

Figura 3 – Faixa prevista para a sombra da ocultação.

A incerteza de 1σ corresponde a um desvio-padrão da posição prevista da sombra. Ela depende principalmente das incertezas na efeméride do asteroide e, em menor grau, da posição da estrela. O tamanho estimado do asteroide determina principalmente a largura esperada da sombra.

Não registrei o evento em campo por razões logísticas. A faixa prevista passaria a algumas dezenas de quilômetros do centro de Salvador, na região de Simões Filho, e não encontrei um local adequado e seguro para instalar o equipamento. Além disso, a janela começaria por volta das 18:45, durante o crepúsculo náutico, quando o fundo do céu ainda estaria mais elevado.

Apesar de a ocultação não ter sido observada, o ensaio mostrou que o eVscope 2 possui sensibilidade e precisão de apontamento suficientes para tentativas de registro de ocultações estelares por asteroides, mesmo em uma área urbana com forte poluição luminosa, como o meu sítio observacional, aproximadamente classe 8 na escala de Bortle.

Testes com o telescópio Unistellar do Planetário da UFBA

Registro de alguns objetos astronômicos visíveis de Salvador nas noites de 06, 08 e 10/02/2026, usando um telescópio Unistellar eVscope 2. As imagens são bastante automatizadas, o que reduz um pouco o lado “mão na massa” da astronomia amadora: localizar o objeto no céu, capturar a sequência e processar os dados no computador. Para uso científico, porém, essa praticidade é justamente o que me interessa.

Os nomes dos objetos e os parâmetros técnicos de aquisição estão nas próprias imagens. O tipo de objeto (por exemplo, aglomerado aberto ou nebulosa) e os números de catálogo aparecem nas legendas. Segundo o site Astrometry, o campo de visão é de 39,7 × 39,7 minutos de arco, o que significa que a Lua inteira cabe com folga em uma única imagem obtida com esse telescópio.

Nebulosa NGC-1977 - Órion.

Nebulosa M-42 - Órion.

Aglomerado aberto M-41 - Cão Maior.

Aglomeraddo aberto M-38 - Cocheiro.

Aglomerado aberto M-37 - Cocheiro

Aglomerado aberto M-35 - Gêmeos.

Nebulosa NGC-2024 - Órion.

Galáxia NGC-5128 - Centauro.

Aglomerado Globular NGC-5139 - Centauro.

Aglomerado aberto NGC-4755 - Cruzeiro do Sul.

Lua crescente e a uma altura inferior a 20° acima
do horizonte,o que justifica o tom avermelhado da imagem.

Nebulosa NGC-3372 - Carina.

Galáxia NGC-2280 - Cão Maior.

Aglomerado aberto NGC-2516 - Carina.

Nebulosa M-1 - Touro.

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 girando apenas o eixo perpendicular 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 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 episódio da série britânica Big, Bigger, Biggest, exibida pelo National Geographic Channel, dedicado aos telescópios. O programa apresenta seis avanços tecnológicos que contribuíram para a construção de grandes instrumentos modernos, culminando no Large Binocular Telescope (LBT).

Considero o episódio bastante didático, especialmente por mostrar, por meio de experimentos simples, alguns princípios envolvidos na interação da luz com as superfícies ópticas e os efeitos do ambiente sobre o desempenho dos telescópios.

Outro ponto interessante são as curiosidades históricas relacionadas à construção de alguns desses instrumentos. Entre elas está o transporte ferroviário do gigantesco espelho de 200 polegadas do telescópio Hale, fabricado pela Corning Glass Works, no estado de Nova York, e levado de trem até Pasadena, na Califórnia, em 1936. O espelho viajou em um vagão especialmente preparado e protegido, inclusive com vidro à prova de balas, devido ao receio de vandalismo durante a longa viagem através dos Estados Unidos.

Só não concordei inteiramente com a forma como o programa apresentou a contribuição do telescópio soviético BTA-6. No episódio, sua importância aparece associada principalmente ao controle térmico da cúpula. Entretanto, uma contribuição tecnológica ainda mais importante foi o emprego de uma montagem altazimutal com rastreamento controlado por computador.

Quando entrou em operação, em 1975, o BTA-6, com seu espelho de 6 metros, era o maior telescópio óptico do mundo. Mais importante do ponto de vista da engenharia, foi o primeiro grande telescópio construído com esse tipo de montagem computadorizada. A solução permitia estruturas mecanicamente mais simples do que as enormes montagens equatoriais utilizadas anteriormente, embora exigisse controle computadorizado contínuo e compensação da rotação do campo.

Essa arquitetura tornou-se posteriormente padrão nos grandes telescópios modernos. O próprio LBT utiliza uma montagem altazimutal comum aos seus dois espelhos de 8,4 metros. Nesse sentido, a contribuição tecnológica representada pelo BTA-6 merece destaque maior do que o apresentado no programa.

Card de abertura da série. Fonte: Wikipedia.

Imagem da Lua com meu Newtoniano

Fotografia da Lua obtida com meu telescópio newtoniano de 0,3 m f/6, utilizando aumento de 90 vezes e uma câmera Zenit 12XS. O tempo de exposição foi de 1/100 s, com filme de sensibilidade ASA 100. A imagem foi capturada no segundo semestre de 1996. É possível observar uma leve desfocagem no limbo lunar, resultado de um ajuste de foco manual, realizado ao aproximar ou afastar a câmera da ocular, uma vez que eu não possuía um adaptador para conectar a câmera diretamente ao telescópio.

Telescópio de 1,6m do OPD

Algumas imagens do telescópio Perkin-Elmer de 1,6 metros do Observatório do Pico dos Dias (OPD) entre 1995 e 1999. Esse instrumento, o primeiro a ser instalado no OPD, entrou em operação em abril de 1980 e marcou o início de uma nova fase na astrofísica observacional brasileira, caracterizada por um aumento significativo na produção científica e na capacitação técnica nacional.

Participei de uma missão de observação nesse telescópio em 1997, durante o período de máximo brilho do cometa C/1995 O1 (Hale-Bopp), um dos mais brilhantes do século XX. Nessa ocasião, realizei observações fotométricas de asteroides do cinturão principal com o objetivo de determinar seus períodos de rotação.

Acredito que a implementação do acesso remoto a todos os telescópios do OPD pode contribuir para a racionalização dos recursos operacionais, reduzir custos logísticos e ampliar o acesso à infraestrutura por pesquisadores de diferentes regiões do país, fortalecendo ainda mais o papel do observatório na pesquisa astronômica nacional.

Telescópio Boller & Chivens de 0,6m do OPD

O telescópio Ritchey–Chrétien de 0,6 metro, f/13,5, localizado no Observatório do Pico dos Dias (OPD), é de propriedade da Universidade de São Paulo (USP). Instalado no Pico dos Dias em 1992, é utilizado em observações fotométricas e polarimétricas nas faixas do visível e do infravermelho próximo. Até meados da década de 1990, o telescópio operava com apontamento manual, sem sistema de controle automatizado.

Utilizei esse telescópio em diversas campanhas entre 1995 e 1999, com foco em observações de asteroides do cinturão principal, em um projeto observacional voltado à determinação de seus períodos de rotação a partir de curvas de luz, linha de trabalho que ainda retomo ocasionalmente em alguns artigos. Na maior parte dessas campanhas, o telescópio estava equipado com o CCD 009, o primeiro detector de carga acoplada utilizado em observações científicas no Brasil, pioneiro na introdução da fotometria digital no país e atualmente desativado.

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 imagens do telescópio Zeiss Jena de 0,6 metro, instalado no Observatório do Pico dos Dias (OPD). Esse instrumento é idêntico ao chamado "telescópio principal" do Observatório Astronômico da Serra da Piedade. Utilizei o Zeiss em apenas uma missão observacional, com cerca de duas semanas de duração, em janeiro de 1999. O apontamento do telescópio era totalmente manual.

Devido às péssimas condições climáticas durante aquele período, consegui obter apenas um número limitado de imagens de meus dois alvos: o asteroide (140) Siwa, então considerado alvo potencial da missão Rosetta da ESA, e o cometa C/1997 BA6 (Spacewatch), que cogitei estudar em meu projeto de mestrado em astronomia, iniciado no Observatório Nacional, mas infelizmente não concluído. O objetivo das observações era determinar os períodos de rotação dos objetos.

Considero o Zeiss um excelente instrumento. Na segunda metade da década de 1990, os telescópios de 1,6 metro Perkin-Elmer e de 0,6 metro Boller & Chivens tiveram seus sistemas de apontamento automatizados. No entanto, o mesmo não ocorreu com o Zeiss. Recordo-me de ter questionado por que esse telescópio não foi incluído no programa de modernização. A justificativa apresentada relacionava-se ao fato de sua montagem ser do tipo equatorial germânica, enquanto os outros dois telescópios utilizavam montagens do tipo garfo. Essa explicação me pareceu insatisfatória, uma vez que já existiam, à época, telescópios amadores com montagens germânicas totalmente automatizadas.

É possível que a decisão tenha sido motivada por questões de custo e pela necessidade de adaptar o software de controle para esse tipo de montagem. Ainda assim, acredito que a automatização do apontamento beneficiaria significativamente esse instrumento. Um telescópio dessa classe possui grande potencial para o desenvolvimento de pesquisas em astrofísica estelar e no estudo de objetos do Sistema Solar.

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

Astrofotografias com meu newtoniano - (2)

Eclipse lunar total de 27-09-1996 UT registrado no Rio de Janeiro. Fotografia de projeção usando uma ocular de 30mm (60x), filme ASA 100, 1/250s de exposição e câmera Zenit 12XS. O foco foi feito afastando e aproximando o corpo da câmera da ocular. Não foi utilizado um adaptador.

Marte no Aeroclube Plaza Show

Registro de uma observação pública de Marte que conduzi no Aeroclube Plaza Show, em Salvador, Bahia, em 28 de agosto de 2003. Naquele dia, Marte estava em oposição e havia atingido, no dia anterior, sua maior aproximação da Terra em quase 60 mil anos, ficando a cerca de 55,8 milhões de quilômetros do nosso planeta.

Utilizando meu telescópio newtoniano de 0,3 m f/6, foi possível observar claramente a calota polar sul e, possivelmente, o Monte Olimpo. Na ocasião, também concedi uma entrevista à TV Bahia sobre o fenômeno.

O evento foi organizado pela Associação de Astrônomos Amadores da Bahia (AAAB) e contou com grande participação do público. A fotografia abaixo foi obtida por Amilton André. Curiosamente, esse telescópio foi transportado do campus de Ondina da UFBA, onde estava guardado, até a Boca do Rio, dentro de um VW Pointer pertencente ao saudoso membro da AAAB Dawison Ferreira Santos.

Poucos dias depois, ao mencionar o sucesso dessa atividade durante uma reunião da FAPESB, ouvi de um pesquisador a crítica de que realizar uma ação de divulgação científica em um shopping center seria uma iniciativa “elitista”. Discordo dessa avaliação. Espaços de grande circulação podem ser particularmente úteis para a divulgação científica justamente porque permitem levar a astronomia a pessoas que provavelmente não procurariam espontaneamente um observatório ou uma instituição científica.