Telescópios – Perguntas e Respostas (Q7)

A espessura do espelho primário de meu telescópio é inferior aquela dada pela “lei do 1/6 do diâmetro”. Isto significa que a parte óptica de meu telescópio é intrinsecamente ruim?

Não necessariamente. A chamada lei do 1/6 foi difundida e utilizada por construtores amadores no Brasil e mundo em boa parte do século XX. Esta relação diz que para a superfície óptica do espelho principal (a objetiva) não sofra deformações que comprometam a figura introduzida na concavidade (esfera, parábola, etc.), a espessura do espelho deverá ser igual a 1/6 do diâmetro. Estas deformações são ocasionadas, entre outros motivos, pela expansão volumétrica do bloco de vidro e pela variação da posição do espelho do telescópio conforme é apontado para os astros, tal que o eixo óptico pode estar em uma certa ocasião perpendicular a normal do lugar e em outra, paralelo.

Como os telescópios amadores, em geral, usam vidros de diferentes composições químicas, esta não é uma relação universal: a espessura pode ser maior ou menor que a estipulada.

Em grandes telescópios profissionais como o Keck, os espelhos são finos; compostos de substâncias com baixíssima expansividade e divididos em um mosaico de segmentos manipulados por computador (óptica adaptativa). Estas características são vitais para que as deformações do espelho e a turbulência atmosférica não comprometam a qualidade da imagem.

Dentro de nossa realidade, um exemplo seria o de um telescópio de 30 cm cujo espelho primário seja composto de vidro cristal, Flint ou Crown (encontrados facilmente em vidraçarias), com uma espessura de 2,5 cm ou menor. Este telescópio não apresentará alterações perceptíveis na imagem desde que o primário esteja devidamente apoiado em seu suporte. Este apoio se destina a compensar as deformações que o espelho possa sofrer com a variação de sua disposição ao longo da observação. Softwares idealizados por ATMs avançados e outros livros de construção de telescópios fornecem a maneira que o suporte deve ser montado para evitar tais problemas.

Telescópios – Perguntas e Respostas (Q6)

 Afinal de contas, o que é uma montagem dobsoniana?

A montagem dobsoniana é uma montagem alto-azimutal para telescópios, frequentemente utilizada em refletores newtonianos, desenvolvida pelo americano John Dobson. Sua nova concepção da montagem alto-azimutal com a retirada do tradicional tripé e sua substituição por discos ou quadrados na base, onde se efetua o movimento de azimute, tornou possível sua utilização em larga escala telescópios com longas distâncias focais e/ou grandes objetivas. O ganho com este sistema foi uma considerável redução de volume e peso da estrutura mecânica além da maior economia e praticidade em sua construção. Qualquer pessoa, com um mínimo de habilidade e ferramentas como furadeira elétrica e serra tico-tico, pode montar uma dobsoniana no conforto de seu lar.

A maior desvantagem desta categoria de “design” é a inconveniente de ter que se movimentar manualmente os dois eixos (azimute e altura) do telescópio para compensar o movimento aparente dos objetos observados, o que uma característica da montagem alto-azimutal. Se você esta principalmente, interessado em fazer astrofotografia ou observações de longa duração em um mesmo astro (observações de eclipses dos satélites ou a rotação de Júpiter; fotometria visual de estrelas variáveis, ocultações de estrelas por asteroides, etc.), você deve considerar a ideia de adquirir um telescópio com acompanhamento motorizado ou como opção, algum onde este recurso possa ser instalado. Além disto, os dobsonianos comerciais (Meade e os da antiga Coulter Optical, por exemplo) não vem com buscadora, que normalmente é um telescópio refrator de grande campo, alinhado ao eixo óptico do telescópio principal, destinado à localização dos astros no céu. A falta deste componente implica em um custo superior a USS$ 50,00. Finalmente, todo ganho de luz, número de objetos possíveis de observação e detalhes implicam em um preço, dimensão da objetiva e peso. Em aberturas maiores que 25 cm, este “design” começa a perder sua melhor característica: a facilidade de transporte.

Um telescópio com montagem dobsoniana é muito fácil de ser montado e usado em observações.

O acompanhamento manual é eficiente até em aumentos de ~150x (dado o tempo que os astros demoram para percorrer o campo) e a maioria das observações astronômicas necessitam de aumentos desta ordem ou inferiores.

VANTAGENS

• Baixo custo por cm de abertura.
• Excelente ganho de luz (possibilita o uso de grandes aberturas).
• Fácil de montar e utilizar.

DESVANTAGENS

• Capacidade limitada de acompanhamento (a menos da instalação de uma motorização nos eixos de altura e azimute)
• Dobsonianos comerciais não vem com buscador.
• Volumoso e pesado a partir de aberturas superiores a 25 cm.

Telescópios – Perguntas e Respostas (Q5)

Espelhos ou outros componentes ópticos feitos a 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 que aquelas 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

 Sistema óptico que emprega uma lente objetiva em uma das extremidades de um tubo, e foi utilizado no primeiro telescópio astronômico construído por Galileu em 1609.  A objetiva coleta a luz dos astros e a concentra na extremidade oposta do tubo onde a lente ocular é colocada.

 Um refrator típico tem pouca massa, sendo assim muito portátil, e requerendo pouca manutenção visto que as partes óticas, voltadas para o interior do tubo, ficam isoladas do contato direto com atmosfera. Esta última característica proporciona  a inexistência de correntes de ar no interior do tubo, ocasionando uma imagem de melhor qualidade se comparada com refletores de mesmo porte.

  Para que um telescópio desse tipo possa atingir seu potencial total, todos os elementos ópticos necessitam ser alinhados corretamente. Isto é chamado de colimação. Um refrator de qualidade sairá da fábrica com colimação próxima da perfeita e provavelmente nunca necessitará de ajustes por parte de seu proprietário. A falha principal que pode afetar o sistema é a aberração cromática. Os comprimentos de onda da luz, incidentes em uma lente, se dispersam em ângulos variados de modo que estes não se concentram em um mesmo ponto (foco). Como consequência, se poderão visualizar halos coloridos em torno de objetos brilhantes, em observações com refratores de baixa qualidade. Para minimizar a aberração cromática, a objetiva de certos refratores é constituída com a associação de duas (dubletos) ou mais lentes convergentes e divergentes. Estes são os refratores acromáticos. Refratores que empregam associações de lentes com vidros de índices de refração diferentes, para proporcionar a correção da aberração cromática, são chamados de apocromáticos. Estes refratores apocromáticos são muito utilizados por astrônomos amadores na obtenção de fotografias dos planetas e da Lua. Entretanto, este instrumento tem um preço elevado, devido à alta precisão requerida para confecção das lentes e pelos tipos de vidros utilizados. Outro empecilho é a  limitação do diâmetro das objetivas devido a deformações das lentes com seu próprio peso. Esta deformação ocorre pois as lentes são apoiadas apenas nas suas periferias, o compromete sensivelmente a qualidade de imagem. Como resultado, o número  de objetos que podem ser observados visualmente é menor  do que os que são observados com telescópios de maior abertura.

 
 

A aberração cromática pode ser corrigida pela associação de lentes convergentes (alto) e divergentes (centro). A esta associação, quando de duas lentes (última ilustração), se dá o nome de dubleto. Fonte: O Universo, Livraria e Editora José Olympio

 

REFLETOR

Sistema óptico newtoniano (esquerda) - O observador vislumbra os astros no ponto indicado pelo olho.Fonte: Homens, Planetas e Estrelas, Fundo de Cultura Brasil- Portugal.

 

Um telescópio refletor é aquele que emprega espelhos para concentrar a luz dos objetos de estudo. O refletor mais conhecido é o newtoniano, criado por Isaac Newton, que emprega dois espelhos em seu projeto óptico. O espelho côncavo principal é colocado na extremidade oposta à da entrada de luz no tubo do telescópio. Este espelho coleta a luz e a reflete a um espelho secundário, centralmente posicionado no tubo, próximo a entrada de luz. O espelho secundário, um plano perfeito inclinado de 45 graus em relação ao eixo óptico, reflete a luz para a direção da ocular.

  Os objetos de baixo brilho (grande magnitude), requerem um telescópio com pelo menos 15cm da abertura para serem adequadamente visualizados. Como os refratores de aberturas equivalentes são extremamente caros, o refletor newtoniano é muito popular entre os observadores de objetos de baixo brilho. Esta preferência é justificável pela maior facilidade de construção, pois é necessário se construir uma única superfície óptica, e  permitir o uso de grandes aberturas já que o espelho pode ser adequadamente apoiado para que não se deforme.

           

  Os espelhos são suscetíveis à aberração esférica, que se constitui na incapacidade em convergir para um mesmo ponto (foco) os raios paraxiais. A solução para este problema é a introdução de uma figura parabólica no espelho primário. Outras aberrações que podem ser encontradas em um refletor são a coma e o astigmatismo. A coma ocasiona que as imagens de objetos, próximas aos limites do campo de visão, se apresentem “alongadas”. O astigmatismo produz um alongamento vertical ou horizontal das imagens dos objetos, quando a posição focal é variada em torno do ponto ideal. Para manter a coma e o astigmatismo a um mínimo, os refletores requerem verificações regulares em sua colimação. Outra desvantagem é a presença do secundário e seus suportes que ocasionam a difração da luz, resultando no efeito “estrela de natal”, fazendo com objetos brilhantes apresentem “pontas”. Um exemplo deste efeito pode ser visto no “Astronomy Picture of the Day”, de 01/12/2002,  mostrando o aglomerado estelar aberto das Plêiades.

 

 Outro tipo de refletor é o Cassegrain. Este sistema óptico é muito utilizado nos catadióptricos comerciais, que usam lentes para corrigir aberrações nos espelhos principais.

  
 

- Sistema óptico Cassegrain.Fonte: O Universo, Livraria e Editora José Olympio

 

 
 

Os rádio-telescópios são telescópios que geralmente se valem do sistema refletor Cassegrain. As diferenças entre os telescópios tradicionais são a faixa de comprimentos de onda utilizada, entre 0,01m e  ~80m e o baixo poder resolutivo, se comparado com os telescópios ópticos. Fonte: O Universo, Livraria e Editora José Olympio

CATADIÓPTRICO

A câmara de Schmidt é um exemplo do sistema catadióptrico. A luz dos astros passa pela lente de Schmidt sendo lançada ao primário e posteriormente a um anteparo, onde se encontra a placa fotográfica.Fonte: O Universo, Livraria e Editora José Olympio

 
 
 
 O catadióptrico combina a portabilidade do refrator com o ganho de luz do refletor. O telescópio Schmidt-Cassegrain é o catadióptrico de uso mais popular por astrônomos amadores no exterior. Seu sistema óptico utiliza uma lente de Schmidt colocada na extremidade do tubo, por onde entra a luz proveniente de objetos distantes. Esta lente direciona os raios para direções de incidências apropriadas no espelho primário (côncavo, figura esférica), reduzindo as aberrações esféricas, fazendo com que seja desnecessário o uso de um espelho primário com uma figura parabólica. O espelho primário, colocado na parte oposta à da entrada de luz, dirige a mesma a um espelho secundário, montado centralmente na lente corretora. Finalmente, a luz é refletida através de uma perfuração no espelho principal para a ocular e o observador. Este tipo de telescópio se vale de um tubo relativamente pequeno, em oposição a grande distância focal resultante devida ao efeito multiplicador do secundário, e aberturas entre 9 e 41 cm nas versões comerciais. Isto resulta em um telescópio adequado para todas as propostas de observação, como a astrofotografia, sendo mais portátil que refletores de abertura similar e serem amplamente supridos de acessórios para tal..

 O um dos maiores problemas que instrumentos mistos é a condensação que a lente corretora  apresenta em noites úmidas

Telescópios – Perguntas e Respostas (Q3)

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

As montagens podem ser equatoriais (esquerda; alemã) e altazimutais. Na equatorial, temos o eixo perpendicular ao equador celeste, denominado de eixo polar ou horário, inclinado de um ângulo j que igual a latitude geográfica do local onde o telescópio se encontra. O "P" indica a direção do polo celeste visível que pode ser o N ou S.

 

Montagens são estruturas mecânicas que suportam os tubos ópticos dos telescópios e possibilitam que estes sejam apontados para posições específicas no céu. Uma montagem de telescópio, independente do tipo, executa dois movimentos em relação a um plano de referência: um movimento é paralelo ao plano fundamental e outro perpendicular a este. Na montagem altazimual, temos como planos fundamentais o horizonte e o meridiano astronômico do lugar (plano que contém a linha N-S astronômica) e os movimentos relativos a estes são denominados de azimute e altura. O azimute é contado, de 0⁰ a 360⁰, à partir da direção sul astronômica no sentido sul-oeste-norte-leste (sone), enquanto a altura é contada de 0⁰ a 90⁰ .

Com o telescópio altazimutal apontado para um astro qualquer, temos que movimentar simultaneamente os eixos de azimute e altura para compensar o movimento terrestre.

Na montagem equatorial, como o próprio nome indica, o círculo fundamental é o equador celeste. O equador celeste é a projeção do equador terrestre na esfera celeste e os movimentos relativos a este são a ascensão reta e a declinação. A ascensão reta é contada em horas de O a 24 a partir da intersecção do equador com a eclíptica (caminho aparente do Sol no céu durante o ano) em um ponto denominado vernal. A contagem da ascensão reta é feita no sentido contrário ao da rotação aparente da esfera celeste. Isso eqüivale dizer, no sentido direto ou sentido real (rotação terrestre). A declinação é contada em graus de 0 a 90 sendo antecedida de um sinal + para objetos no hemisfério norte celeste e – para os do sul. Para acompanharmos um astro temos que movimentar apenas um eixo: aquele que efetua o movimento paralelo ao equador celeste. Isto se deve ao fato que as trajetórias dos objetos astronômicos seguirem arcos paralelos ao equador celeste e não círculos de altura (Terra gira ao redor do Sol inclinada). Nos pólos, as montagens altazimutais e equatorial são equivalentes em termos de movimentos:  O ângulo j é igual a 90⁰.

Temos como inconveniente a este sistema, o fato de termos que apontar o eixo perpendicular ao equador (eixo polar ou eixo horário) para o polo sul ou norte, dependendo do hemisfério onde estivermos, o que não é uma tarefa tão simples. Este eixo ainda deverá estar inclinado de um ângulo j que é igual a latitude geográfica do lugar onde o telescópio estiver montado. Devido a esta inclinação é necessário utilizar pesos ou uma montagem mais robusta para equilibrar o telescópio, o que aumenta consideravelmente a massa e volume da estrutura. Em telescópios profissionais modernos se adota a montagem altazimual dada a redução de custos, peso e do volume necessário das cúpulas para acomodá-los.

 

 

Alguns telescópios amadores e profissionais e suas estruturas mecânicas

 

Refrator em montagem equatorial alemã

 
 
 O planejado telescópio óptico ESO-OWL de 100m em montagem altazimutal
 

 
 

Telescópios do Observatório de Haute-Provance (França). Todos se valem de montagens equatoriais de chassi tipo inglês. Telescópio de 1,93m (esquerda), telescópio de 1,52m (centro; gêmeo do telescópio do ESO que o autor teve o privilégio de observar) e o telescópio newtoniano de 1,2m (direita), um instrumento construído no início do século XX e em operação até hoje. A extremidade do eixo polar mais elevada ou baixa é denominada por certos autores de píer, para montagens do tipo chassi. No caso dos telescópios acima, o píer norte é mais elevado.

Duas imagens do telescópio Hooker de 2,5m do Observatório Monte Wilson (EUA), um exemplo clássico de montagem equatorial de chassi. A barra existente no píer norte impede a visualização de astros circumpolares. Este problema foi resolvido no telescópio Hale. Com este instrumento foram feitas as primeiras determinações de diâmetros estelares (Antares, Betelguese, etc.) e a coleta de dados para de trabalho de Edwin Hubble sobre a expansão do universo.

Telescópio Hale de 5m do Observatório Palomar (EUA). Sua montagem equatorial de chassi possui uma abertura em forma de ferradura no píer norte para permitir a visualização de astros 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 um objetiva (lente ou espelho côncavo) são influenciadas, basicamente, por dois motivos:

1. Quantidade de luz que esta lente ou espelho coleta do objeto
2. Área sob a qual a objetiva distribui esta luz, a qual por sua vez depende do aumento.

A quantidade de energia coletada pela objetiva é proporcional à área da objetiva. Consequentemente, ao quadrado de seu diâmetro. O aumento da lente pode ser definido, também, como sendo a razão entre a distância entre o objeto e a objetiva (p) e entre a imagem e o objeto (q). Como as áreas da imagem e objeto são proporcionais às suas dimensões lineares

(4) A^`/A = M = q²/p²

Uma vez que a quantidade de luz que forma a imagem é apenas uma fração da que deixa o objeto, a intensidade da imagem deve ser proporcional a esta fração. Esta fração pode ser expressa como a razão entre a área da objetiva A_l e a área de uma esfera de raio p, centrada no objeto, que é 4p p². Esta é uma boa aproximação se o diâmetro D for uma pequena fração de p. Com isto, se pode concluir que o brilho da imagem ou intensidade da imagem total S_i é dado por

(5) S_i = K(A^`/A)(A_l/4p p²).

Onde K é uma constante de proporcionalidade. Como A^`/A é dada pela equação ( 4 ) e A_l = p D²/4, esta equação (5) pode ser expressa como

(6) S_i = K^`D²/q²

e

K^` = K/16

A equação (6) demonstra que o brilho das imagens em uma objetiva pode ser relacionada com a distância da imagem à objetiva e ao seu diâmetro. Como objetivas de telescópios costumeiramente formam imagens de objetos distantes, podemos expressar (6), em termos da razão focal f: da objetiva. Isto pode ser feito a partir do uso da relação

(7) 1/f = 1/q + 1/p

resultando em,

(8) S_i = K^{`</sup>D<sup>2</sup>( 1/f - 1/p)<sup>2</sup> = (K<sup>`}D²/f² )(1 - f/p)²

Como p é muito grande, ( 8 ) se reduz a

(9) S_i = K^`/f:², onde (10) f: = f/D é denominada razão focal.

f: representa a razão entre a distância focal da objetiva e seu diâmetro. De (10), percebemos que o brilho das imagens é inversamente proporcional ao quadrado da razão focal. Objetivas com um mesmo diâmetro e razões focais diferentes, produziram imagens com brilhos variados de um mesmo objeto.

 O aumento obtido com a combinação objetiva/ocular pode resultar em razões focais maiores que as da objetiva. Como a intensidade tem dependência com o inverso de f:², um telescópio pode produzir imagens com brilhos maiores para pequenos aumentos e menores para os grandes.

Telescópios – Perguntas e Respostas (Q1)

Poder de resolução e grandes aumentos: É verdade que uma luneta de 60mm e um telescópio convencional (sem óptica adaptativa/ativa) de grande porte poderiam ter capacidades equivalentes de separação em certas condições ambientais? O fabricante de meu telescópio diz que ele aumenta mais de 500 vezes. Isto é bom ou ruim?

Quando a luz de uma fonte luminosa atravessa uma abertura circular, como a objetiva de um telescópio, temos a formação de um padrão circular com zonas claras e escuras. No centro deste padrão, gerado pela difração, temos um círculo brilhante. Este círculo é denominado máximo central e é, em uma primeira aproximação, a representação das estrelas vistas em um telescópio. A separação entre duas fontes luminosas, ligada ao máximo central, pode ser descrita pelas equações (1) ou (2):

(1) a _c = 1,22l /D, (2) r = 120"/d

Onde, l = comprimento de onda da observação (metros)

a _c = separação angular (radianos)

r = separação angular (segundos de arco)

D = Diâmetro da objetiva do instrumento óptico (metros)

d = Diâmetro da objetiva do instrumento óptico (milímetros)

obs.: A equação (2), obtida da equação (1), é calculada para l @ 5500Å, que corresponde ao pico de sensibilidade o olho humano

Formação do padrão de difração pela passagem da luz por uma abertura circular. Na imagem da esquerda, temos o esquema que poderia possibilitar a obtenção das imagens da direita: duas fontes pontuais (S1 e S2, estrelas, lâmpadas distantes, etc.) emitem radiação isotropicamente. Feixes encontram os anteparos, que possuem pequenos orifícios ( (a) > (b). Na imagem da direita, de cima para baixo, vemos o máximo central, o primeiro mínimo de difração e o primeiro máximo (anel brilhante). Os anéis brilhantes são chamados de anéis de Airy, em homenagem ao astrônomo Sir George Airy. Quanto maior a abertura, melhor é a resolução ou separação. A abertura aumenta de cima para baixo na imagem da direita.

As equações (1; Critério de Rayleigh) e (2) fornecem a separação angular mínima entre duas fontes que um telescópio astronômico pode proporcionar. Considerando que efetuamos nossas observações dentro da atmosfera terrestre, não conseguimos efetivamente atingir este limite.Flutuações turbulentas na atmosfera superior misturam camadas de diferentes temperaturas, densidades e conteúdo de vapor de água. Com isto, o índice de refração de cada camada flutua. A frente de onda incidente no telescópio tem variações espaciais e temporais em fase e amplitude devido às mudanças no índice de refração ao longo do caminho óptico. A imagem deste objeto parece então estar espalhada por um diâmetro (seeing) muito superior à largura do máximo central de difração.

Em sítios de observação como Mauna Kea (Hawai, EUA) ou European Southern Observatory (La Silla, próximo de La Serena, Chile), o seeing e, em muitas ocasiões, inferior a um segundo de arco. No Observatório do Pico-dos-Dias (Brasópolis, Minas Gerais), esta grandeza é aproximadamente de três segundo de arco. Um valor próximo a este foi estimado por A. S. Betzler, na cidade do Rio de Janeiro (zona sul), em observações visuais do sistema epsilon Lyrae, em setembro de 1999. Baseado nesta informação, se desejamos efetuar observações de epsilon Lyrae que é constituído por dois pares de duplas, separadas por 208"(epsilon Lyrae1 : magnitudes 5,1 e 6,0, separação de 2,8" e e Lyrae2: magnitudes 5,1 e 5,4, separação de 2,3"), podemos concluir que separaríamos facilmente os dois pares de duplas mas, epsilon Lyrae1 e epsilon Lyrae2 somente se o seeing da ocasião for inferior a separação angular das mesmas.

Na Tabela-I, temos a separação angular mínima para telescópios de diferentes aberturas, usando a equação (2). Separações da ordem de centésimos de segundo de arco ou pouco menores são somente atingíveis em sítios de observação excepcionais e/ou com telescópios dotados óptica adaptativa ou no espaço.

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

Tabela-I

Telescópios refratores e refletores newtonianos com aberturas da ordem de 100mm, são facilmente encontrados no mercado brasileiro. Normalmente, os fabricantes de alguns destes instrumentos costumam mencionar nos manuais de instruções ou mesmo no próprio nome do telescópio, que estes fornecem aumentos máximos superiores a 500 vezes. Seria isso bom ou ruim?

O aumento máximo possível a um telescópio ou microscópio é aquele que proporciona um campo de visão (CV) igual a largura do máximo central de difração (Physical Science Study Committee, 1966).

Valores de aumento que dêem origem a CV menores que o máximo central ou, muito possivelmente, o seeing proporcionarão imagens sem maiores detalhes. Segundo Rükl (1985), o aumento máximo útil é igual ao diâmetro da objetiva em milímetros. Aplicando este conceito em um telescópio de 60mm de abertura, concluímos que este poderá fornecer um aumento máximo útil de 60 vezes. O aumento, propriamente dito, é dado pela seguinte equação:

(3) A = f/f``

A = aumento

f = distância focal da objetiva

f``= distância focal da ocular

Normalmente, a distância focal da ocular é fornecida no corpo desta e da objetiva pode ser obtida da relação entre a razão focal e o diâmetro da mesma. f e f`` da equação ( 3 ) devem ser expressos, evidentemente, na mesma unidade (cm, mm, m, etc.).

Referências

Physical Science Study Committee.: 1966 In Física Parte II, 2o edição, Edart Livraria Editora LTDA, São Paulo, p.135

Rükl, A.: 1985 In Amateur Astronomer, Galery 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). Considerei o capítulo bem didático por mostrar a interação da luz com as superfícies óticas 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 que foi 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 deste 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 obtidas entre 1995 e 1999. Este instrumento foi o primeiro do observatório e o início de sua operação, em abril de 1980, marcou o iníciou da fase mais cientificamente rica da astrofísica observacional brasileira. Utilizei este telescópio em uma missão de observação em 1997, durante o pico de brilho do C/1995 O1 (Hale-Bopp). Nesta ocasião, observei alguns asteróides do cinturão principal com objetivo de determinar seus períodos de rotação. Acredito que possibilitar o acesso remoto a todos os telescópios poderá racionalizar e diminuir os custos de operação do OPD. Um relatório de 2011 discutindo o futuro do OPD é disponibilizado neste link.

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 IR próximo. O telescópio era de apontamento manual até metade da década de 1990. Utilizei este telescópio entre 1995 e 1999 em observações de asteróides e cometas. O objetivo era a determinação do estado rotacional destes objetos. O telescópio estava equipado com o CCD #009 na maioria de minhas missões de observação, o primeiro CCD a ser empregado em observações científicas no Brasil. Este detector esta desativado hoje em dia. 

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 0,6m do OPD. Este instrumento é idêntico ao chamado "telescópio principal" instalado no Observatório Astronômico da Serra da Piedade. Usei este telescópio em apenas uma missao observacional, de quase duas semanas de duração, em janeiro de 1999. O apontamento  do telescópio era manual. Devido as péssimas condições climáticas, obtive poucas imagens de meus dois objetos: o asteróide (140) Siwa, alvo à época da sonda Rosetta, e o cometa C/1997 BA6 (Spacewatch). O objetivo destas observações era a determinação do período de rotação dos objetos. Excelente instrumento. Na segunda metade da década de 1990, os apontamentos dos  telescópios de 1,6m e 0,6m Boller & Chivens foram automatizados. Isso não ocorreu com o Zeiss. Lembro que questionei a razão para a ausência do Zeiss no programa de modernização. A resposta que recebi tinha algo haver com o fato da montagem deste telescópio ser germana e a dos outros dois instrumentos ser do tipo "garfo". Achei estranho. Naquela época, já haviam telescópios amadores com montagem equatorial germana automatizada. Talvez esta decisão estivesse associada ao custo e na mudança de certos aspectos do software de apontamento. Ainda considero que uma automatização do apontamento é válida para este instrumento. Muitas pesquisas em astrofísica estelar e do Sistema Solar tem condição de serem  feitas em 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 metade da década de 1990 da "câmera cometária" do OPD. A câmera foi utilizada para registrar imagens do 1P/Halley. Os dados coletados foram publicados em revistas especializadas e apresentados em congressos de astronomia. Este instrumento era um astrógrafo que utilizava um espelho de 0,3m de abertura. A razão focal era f/4 e a aberração esférica do primário era corrigida por uma lente Ross. A câmera foi inicialmente colocada "piggyback" no telescópio Zeiss. As fotos mostram a configuração final deste instrumento. A câmera possuía um telescópio guia, montagem equatorial germana e cúpula própria. Na época destas fotografias, a câmera cometária já estava desativada. No lugar deste instrumento, há um telescópio Meade de 16" 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 nos últimos 40 anos é impressionante. Abaixo um exemplo desta tendência na Astronomia: As fotos (1) e (2) são dos consoles de apontamento dos telescópios Boller & Chivens de 0,6m e Perkin-Elmer de 1,6m do OPD. Estas imagens foram obtidas por mim na segunda metade da década de 1990. Ambos consoles já não eram utilizados há algum tempo dada a automatização do apontamento dos telescópios. A imagem (3) de 18-11-2006 mostra o "Autostar II" de um telescópio Meade 12" LX200. (1) e (2) forneciam apenas a ascensão reta, ângulo horário e declinação dos instrumentos. (3) possibilita estas mesmas informações, além de  catálogos  sobre milhares de objetos astronômicos e dezenas de funções para otimizar o acompanhamento e a exatidão no apontamento. Tudo isto na palma de uma mão.

(1)

(2)

(3)

Meu primeiro telescópio

Meu primeiro telescópio foi um refletor newtoniano de 0,3 m f/6. Eu o adquiri em 1987 do construtor de telescópios Aguirre, quando tinha 14 anos de idade. Parte do dinheiro para a compra foi obtida da venda de um telescópio newtoniano de 0,18 m f/8. Eu havia montado este último instrumento no curso de construção de telescópios do Museu de Astronomia do Rio de Janeiro. 

Em sua configuração inicial, o meu 0,3 m possuía uma rígida montagem equatorial germana. A massa do instrumento devia ser maior que 100 kg. Em 1995, o telescópio foi reconstruído pelo construtor de telescópios Leonel Vianello de Araraquara (SP). Apenas o espelho primário foi aproveitado. Apesar do espelho ter apenas uma polegada de espessura, a figura da parábola se mantinha constante mesmo com variações da disposição espacial do mesmo, algo que surpreendeu o sr. Leonel. Nesta nova configuração, o telescópio possui uma montagem altazimutal dobsoniana. 

Utilizei este telescópio para observar os cometas Hale-Bopp e Hyakutake no Rio, entre 1995 e 1996. Em Salvador, este telescópio foi usado para diversas observações públicas. A observação  mais relevante  foi realizada em agosto de 2003. Neste ano, ocorreu uma excepcional aproximação de Marte da Terra. Mais de 1000 pessoas observaram Marte através deste telescópio no antigo Shopping Aeroclube. 

Este instrumento esta atualmente desmontado e adequadamente estocado na casa de minha sogra. Abaixo algumas fotos da segunda metade da década de 1990 do meu telescópio:

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 terceário, o foco newtoniano foi abolido alguns meses depois.  O instrumento possuia 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 precaridade, 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 esta 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, fiz duas missões de observação ao LNA. Nestas observações, utilizei o telescópio Boller-Chivens 0,6-m f/13,5 da USP. No final de uma destas noites de observação obtive imagens CCD de 300 s de exposição através de um filtro quasi-Johnson-Cousins R do aglomerado globular Palomar 15 (1) e da galáxia espiral barrada NGC-1672 (2). Na época, não tinha grande conhecimento no uso do SAOimage de modo que imprimi as imagens e depois as fotografei com minha Zenit 12XS.

(1)

(2)

(2060) Chiron

Telescópio Boller & Chivens de 0,60 m do LNA apontado para (2060) Chiron. O objeto não é visível na imagem. Astrofotografia obtida em 1995 com uma câmera Zenit 12XS, 10 min 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.