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.

Hercóbulus

Ciência e Misticismo

A crença na existência do objeto denominado Hercóbulus ou Hercólubus é atribuída a certos esotéricos.

Em 1984, astrônomos estadunidenses formularam uma hipótese para explicar por que registros fósseis indicam que, aproximadamente a cada trinta milhões de anos, ocorre a extinção de uma grande parte dos seres vivos terrestres. Esses pesquisadores propuseram a existência de uma pequena estrela anã vermelha, chamada Nêmesis, que orbitaria o Sol em uma elipse com um semi-eixo maior de 90.000 U.A., ou 1,4 anos-luz. Quando esta estrela se aproximasse do periélio (a parte da órbita mais próxima do Sol), ela passaria por uma região distante cerca de 10.000 U.A. do Sol, conhecida como Nuvem de Oort-Öpik, onde bilhões de núcleos de cometas estão em órbitas quase circulares. Durante a passagem de Nêmesis, esses cometas seriam perturbados gravitacionalmente, sendo arremessados em direção às partes mais internas do Sistema Solar. Devido ao grande número de cometas, a probabilidade de colisão com a Terra seria consideravelmente maior do que a atualmente existente.

Alguns esotéricos, ao tomarem conhecimento desta hipótese por meio dos jornais da época, modificaram-na sem justificativas plausíveis, alterando o tipo de objeto de estrela para planeta ou cometa, modificando sua órbita para uma trajetória que passa pela região planetária do Sistema Solar, atribuindo cores ou insinuando que os astrônomos conhecem sua existência, mas preferem não revelá-la para não alarmar a população (semelhante ao enredo do filme Deep Impact ou de um episódio de X-Files). O tema "Hercóbulus" ganhou notoriedade em programas sensacionalistas de TV em alguns países da América Latina, resultando na produção de vários livros, artigos, palestras e cursos sobre o assunto.

Descobrir Nêmesis é uma tarefa complexa, pois o objeto emite radiação predominantemente na faixa do infravermelho (devido à baixa temperatura superficial), uma faixa para a qual os detectores da época não eram muito sensíveis. Além disso, seria necessário fazer uma varredura em todo o céu, o que requer um telescópio de uso quase exclusivo. A busca por Nêmesis foi realizada pelo IRAS, que usou modelos estelares para prever o brilho esperado, mas nada foi descoberto nos dados disponíveis.

Uma varredura do céu em três bandas do infravermelho, realizada no Chile (DENIS), descobriu a anã vermelha DENIS-P J104814.7-395606.1, com mais de 60 massas de Júpiter, a aproximadamente 13 anos-luz do Sol. Como o brilho dos objetos astronômicos diminui com o inverso do quadrado da distância, seria mais fácil descobrir Nêmesis a 1,4 anos-luz do que a anã vermelha encontrada. A provável órbita de DENIS-P indica que ela gira ao redor do núcleo da Via Láctea, assim como o Sol. A trajetória calculada de DENIS-P no espaço não sugere uma possibilidade de colisão com a Terra ou que ela arremesse cometas para o Sistema Solar interior. A varredura realizada no Chile, com detectores modernos e sensíveis, não encontrou Nêmesis ou o imaginário Hercólubus, apesar das alegações persistentes de que este último se aproxima da Terra.

Nuvem de Oort e o Cinturão de Kuiper

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

Durante as primeiras décadas do século XX, diversos pesquisadores investigaram as perturbações gravitacionais planetárias sobre as órbitas de corpos do Sistema Solar, como asteroides e cometas. Esses estudos levaram ao desenvolvimento das primeiras ideias sobre a distribuição estatística dos parâmetros orbitais desses corpos.

Strömgrem (1914, 1947) demonstrou que as órbitas hiperbólicas dos cometas (1/aorig < 0, onde  aorig é o semi-eixo maior da órbita do objeto antes de entrar na região planetária do Sistema Solar) não eram as originais quando esses corpos entraram no Sistema Solar, mas o resultado da interação gravitacional com os planetas.

Sinding (1948) determinou valores de $1/a_{\text{orig}} < 0$ para vinte e um cometas de longo período. Esses resultados, juntamente com o trabalho de Van Woerkom (1948), formaram a base para o trabalho de Oort (1950) sobre a existência de um reservatório de cometas além dos limites do Sistema Solar. A teoria de uma hipotética nuvem de cometas distantes, com trajetórias estáveis frente a perturbações estelares, foi formulada por Öpik em 1932, antes de Oort.

Oort deduziu a existência desta nuvem com base no grande número de cometas de longo período com $1/a_{\text{orig}} < 10^{-4} \, \text{U.A.}^{-1}$ dentro de uma amostra de dezenove cometas. Seus afélios estariam a pelo menos 200.000 U.A. do Sol. Oort concluiu que haveriam órbitas estáveis a aproximadamente 200.000 U.A., as quais poderiam ser perturbadas por passagens estelares próximas. Admitindo que as passagens estelares poderiam tornar randômica a distribuição orbital da nuvem e considerando a idade do sistema solar, a nuvem poderia conter cerca de $2 \times 10^{11}$ cometas. Com uma massa cometária média da ordem de $10^{13} \, \text{kg}$, a massa total da nuvem seria de aproximadamente 0,3 massas terrestres ou $2 \times 10^{24} \, \text{kg}$.

De acordo com a teoria da difusão orbital de Van Woerkom (1948) para as perturbações planetárias, o número de cometas com $1/a_{\text{orig}} < 10^{-4} \, \text{U.A.}^{-1}$ deveria ser maior do que o observado. Em resposta, Oort e Schmidt (1951) sugeriram que muitos cometas poderiam não ser facilmente descobertos em suas primeiras passagens pelo Sistema Solar interior devido às suas grandes distâncias de periélio e consequentemente baixo brilho. Esse trabalho originou o conceito de cometas novos (brilhantes devido à grande produção de poeira e gás e originários da Nuvem de Oort) e cometas velhos (pouco brilhantes devido à baixa produção de poeira e gás e com órbitas elípticas com períodos orbitais curtos).

Imagem CCD do centauro (2060) Chiron (círculo verde) obtida em 05/05/1999 no Observatório do Pico-dos-Dias (Brasópolis, Minas Gerais). Este objeto, que orbita entre Saturno e Urano, foi provavelmente um membro do cinturão de Edgeworth-Kuiper, colocado nesta órbita mais próxima do Sol devido a perturbações gravitacionais de Netuno ou Urano.

 

Graças aos avanços tecnológicos em telescópios e detectores, além de estudos dinâmicos das trajetórias de cometas, sabemos hoje que o Sistema Solar está envolvido por um vasto disco composto por núcleos de cometas. Esse disco, conhecido como cinturão de Edgeworth-Kuiper, começa um pouco além da órbita de Netuno e se estende muito além, até a esferoidal Nuvem de Oort, da qual grande parte dos cometas hipoteticamente se origina.

A existência do cinturão de Edgeworth-Kuiper foi sugerida independentemente por K.E. Edgeworth em 1949 e por G. Kuiper em 1951. Eles propuseram que essa região, em forma de disco, se encontraria a pelo menos 36 U.A. do Sol. Em 1980, o uruguaio J. Fernandez propôs que este disco seria o reservatório de cometas que, após encontros com os planetas gigantes, são injetados em órbitas com períodos orbitais curtos.

Essas hipóteses foram mais fundamentadas com a descoberta de um corpo com magnitude 22, situado além da órbita de Netuno, o primeiro membro conhecido do Cinturão de Edgeworth-Kuiper. Este objeto, designado 1992 QB1, foi descoberto por Jewitt e Luu em 1993. Após essa descoberta, diversas outras foram realizadas, de modo que, em 1998, já se conheciam 66 desses corpos. Como essas descobertas foram feitas em uma pequena área do céu, acredita-se que possam existir até 160.000 objetos similares ao 1992 QB1, com diâmetros maiores que 100 km, e alguns tão grandes quanto Plutão (2.360 km) e o seu satélite Caronte (1.200 km).

Referências

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

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

Fenandez, J.: 1980, MNRAS 192, 481

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

Kuiper, G.P.: 1951, in Astrophisics: A Topical Symposium, J.A . Hynek ed. McGraw Hill, N.Y., 357

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

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

Öpik, E.J.: 1932, Proc. Amer. Acad. Astr. Sci. 67, 199
Sagan, C & Druyan, A. : 1985, in Cometa, Livraria Francisco Alves Editora S.A.,p.300-301

Strömgrem, E.: 1914, Publ. Obs. Compenhagen 19,

Strömgrem, E.: 1947, Publ. Obs. Compenhagen 144,

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