FIS02010 – Fundamentos de Astronomia e Astrofísica

José Eduardo CostaInstituto de Física - UFRGS

Telescópios

Telescópio

Em termos simples, telescópio é um instrumento ótico que capta a luz de uma fonte luminosa e a concentra em uma pequena região, formando uma imagem brilhante da mesma.

do grego: TELE (=longe) + SKOPEIN (=paraver)

Dois tipos básicos de Telescópios:

REFRATORES & REFLETORES

Dependendo do elemento usado para captar e concentrar a luz, os telescópios podem serdivididos em dois tipos básicos:

REFRATORES → usam LENTES para captar e concentrar a luz;

REFLETORES → usam um ESPELHO (geralmente parabólico) para captar e concentrar a luz;

Nos telescópios refratores, a luz atravessa a lente (ou lentes) da objetiva antes de chegarà ocular (eyepiece, em inglês).

Nos telescópios refletores, a luz é refletida pelo espelho primário (parabólico).Os raios de luz podem ser desviados por um ou mais espelhos até chegar na ocular.

Propriedades dos Telescópios

● Abertura● Distância focal● Razão focal● Magnificação● Poder resolutor● Campo de visão

Abertura

A abertura é determinada pelo diâmetro da objetiva (nos telescópios refratores)ou pelo diâmetro do espelho primário (nos telescópios refletores).

Quanto maior for a abertura de um telescópio, maior será a área da lente objetivaou do espelho primário e maior será a quantidade de luz captada pelo telescópio.

Portanto, telescópios com maior abertura permitem observar objetos menos brilhantes.

Limite em Magnitude

Qual a magnitude do objeto mais fraco que se pode observar num telescópio?

Para uma observação ocular (olhando diretamente na ocular do telescópio):

m = 2,5 + 5 . log(D)

onde, D é o diâmetro da ocular ou do espelho primário (em mm).

Diâmetro Limite de magnitude

60 mm 11,39

90 mm 12,27

100 mm 12,50

120 mm 12,89

200 mm 14,00

300 mm 14,88

1200 mm 17,89

Magnitudes de alguns objetos:

Urano (brilho mínimo): 5,95Netuno (brilho mínimo): 8,01Plutão (brilho médio): ~ 13,80

Distância Focal

Distância focal f é a distância sobre o eixo ótico do telescópio entre a lente objetiva ou espelho primário e o seu foco.

A qualidade da imagem está relacionada com a distância focal. Em geral, quantomaior é a distância focal da lente objetiva ou do espelho primário, menor serão asaberrações óticas na imagem.

Razão Focal ( f / número )

A razão focal é a relação entre a distância focal (f) e a abertura (D) do telescópio:

Razão focal = f / DExemplo: um telescópio com uma abertura de 10 cm (D=100mm) e distância focal

de 1 m (f=1000 mm) terá uma razão focal de 10:

Razão focal = 1000 mm / 100 mm = 10

É comum se denotar a razão focal por f/número onde número é o valor da razão focal.No exemplo acima, a razão focal deste telescópio seria f/10.

Pela razão focal, podemos saber qual o melhor uso para o telescópio:

Razão focal Uso

f/10 ou maior bom para observar objetos brilhantes (Lua, planetas, estrelas duplas)

f/8 bom para todos os tipos de observação

f/6 ou menor bom para observar objetos tênues (galáxias e nebulosas)

Magnificação da Imagem

Magnificação (M) é o aumento no tamanho angular da imagem.

Exemplo: uma magnificação de 100 significa que o tamanho angular da imagem foi aumentado 100 x.

Para calcular a magnificação basta dividir a distância focal da objetiva (fo),

pela distância focal da ocular (fe):

Magnificação = fo / f

e

Exemplo: se usarmos uma ocular com uma distância focal fe=10 mmem um telescópio com uma objetiva com distância focal fo=1000 mmteremos uma magnificação

M = 1000mm/10mm = 100X

A equação da magnificação é válida também para telescópios refletores.

Magnificação = fo / f

e

Magnificação da Imagem

Note que há duas maneiras de aumentar a magnificação da imagem:

(a) usando objetivas (ou espelhos primários) com distâncias focais (fo) maiores;

(b) usando oculares com distâncias focais (fe) menores;

Como a objetiva ou o espelho primário de um telescópio é fixo (isto é, não se podealterar fo), pode-se modificar a magnificação de um telescópio mudando a lenteobjetiva.

As lentes objetivas, em geral, são formadas por um conjunto de lentes, não apenasuma.

A melhor magnificação

Para observações oculares, a melhor magnificação é aquela que produz uma imagemcom um diâmetro máximo da ordem de 5 mm, que é o tamanho médio da pupila de umapessoa normal após adaptação ao escuro.

O tamanho da imagem de saída (ye) pode ser calculada dividindo-se a abertura do telescópio, ou seja o diâmetro D da lente objetiva ou do espelho primário pela magnificação M.

ye = D / MExemplo: para um telescópio refrator com uma objetiva de 10 cm (D=100 mm),

Uma ocular com magnificação de 50X produzirá uma imagem com:

Ye = 100 mm / 50 = 2 mm de diâmetro.

Mas, com uma ocular com magnificação de 20X, produzirá uma imagem com:

Ye = 100 mm / 20 = 5 mm de diâmetro.

Logo, a imagem do objeto estará distribuída por uma área maior sobre a retina.

(Ao contrário do que sua intuição pode dizer, uma ocular com magnificação de 50Xnão produz necessariamente uma imagem melhor do uma ocular com 20X !)

Para distinguirmos os anéis de Saturno, ye > 1 mm !

Magnitude Máxima Utilizável

Há uma magnificação máxima além da qual a imagem parece maior,mas não mostra mais detalhes.

Isto ocorre quando o menor detalhe que o telescópio pode resolver é aumentado até o limite de resolução do olho.

Magnificações além deste limite são chamadas “magnificações vazias”.

Na prática, a a magnitude máxima utilizável pode ser calculada como:

M MAX

= 2 x D(mm)

Exemplo: para um telescópio amador com uma abertura de 60 mm a magnitude máxima utilizável é 120x.

Magnificação X Nitidez

Quanto maior for a ampliação de uma imagem, menor será seu brilho e menor será o campo de visão. Em geral, a maior parte dos objetos astronômicos é melhor visualizada com baixa magnificação, porém comimagem mais brilhante.

Uma regra prática: em geral, a magnificação máxima de um telescópio, ficará entre 16X e 24X (em média 20X) por cm de abertura do telescópio.

Por exemplo, um telescópio com uma objetiva de 6 cm terá uma magnificação máxima ao redor de 120X.

Poder Resolutor

Poder resolutor R é a menor distância angular entre dois pontos de uma imagem na qual os dois pontos ainda aparecem separados e definidos. Isto depende do diâmetro D da objetiva ou do espelho primário.

D (mm) Resolução Na superfície da Lua

Na superfície da Terra (visto por satélite geoestacionário)

60 mm 2,0” 3700 m 350 m

90 mm 1,3” 2400 m 225 m

100 mm 1,2” 2200 m 210 m

120 mm 1,0” 1900 m 170 m

200 mm 0,6” 1100 m 105 m

300 mm 0,4” 750 m 70 m

1200 mm 0,1” 190 m 20 m

R = 120 “.mm / D

Com um telescópio com umaobjetiva de 6 cm (D=60mm)podemos distinguir estruturas na superfície daLua separadas por 3700 m.

Um telescópio do mesmoporte em um satélite espiãogeoestacionário (a 35786 kmee altitude) distinguiria estruturas de 350 m).

Campo de Visão

Campo de visão (ou campo visual, ou FOV, do inglês, field of view) é a área aparentedo céu (em graus ou minutos de arco) que vemos no telescópio.

Esta propriedade varia de acordo com a magnificação (aumento) e o tipo de ocularutilizada. Quanto menor o aumento do telescópio, maior será o campo de visão.Isto é importante quando queremos observar objetos mais extensos como cometas,nebulosas, galáxias e aglomerados.

Cálculo do campo de visão C pode ser feito por:

C = O / M

onde, O é o campo da ocular (isto depende da lente usada)e M é a magnificação (aumento).

Exemplo: qual o campo visual obtido com 100x de aumento e uma lente ocular de 50o de campo?

C = 50o / 100x = 0,5o

Imagens da superfície da Lua obtidas com oculares de → distâncias focais iguais ( aumentos iguais ) e campos diferentes.

Telescópios Refratores

Telescópios Refratores: OBJETIVAS

Geralmente, as objetivas de telescópios refratores são formadas por um par de lentescom o objetivo de reduzir a aberração cromática. Este conjunto de duas lentes é chamado “dubleto”. Há uma grande variedade de dubletos. Alguns dos tipos maiscomuns são os dubletos de Clairaut, de Littrow, de Fraunhofer e de Clark.

O índice de refação de uma lente depende docomprimento de onda. Isto faz com que o focoda luz azul esteja mais próximo da lente do queo foco da luz vermelha. Isto introduz um defeitona imagem conhecido como aberração cromática.

É para minimizar a aberração cromática que seusa sistemas formados por duas ou mais lentes.

OCULARES

As oculares, em geral, são compostaspor duas ou mais lentes, apresentandodiferentes designs.

A combinação de lentes possibilitacorrigir ou pelo menos minimizar aberrações óticas na imagem.

É a distância focal da ocular quedetermina a magnificação (aumento)da imagem. Por isto, são usadasoculares com diferentes distânciasfocais.

Telescópios Refletores

Telescópio Refletor: princípio de funcionamento

O telescópio refletor usa um espelho curvopara “coletar” a luz vinda do céu e concentrar no foco.

Geralmente, o caminho ótico da luz entre oespelho e o foco é desviado por meio de umou mais espelhos.

O espelho principal (o primeiro que a luz atinge)é chamado de espelho primário; o segundo espelho de “espelho secundário”.

As formas e disposições dos espelhos definem os diferentes tipos de telescópiosrefletores.

Diferentes Tipos de Telescópios Refletores

Principais Tipos:

● Foco primo – usa apenas um espelho parabólico. O observador olha diretamente no foco!

● Newtoniano – usa um espelho plano para desviar a luz na direção perpendicular. Foi inventado por Isaac Newton.

● Cassegrain – usa um espelho hiperbólico (secundário) para desviar a luz na direção oposta, fazendo-a passar por um orifício no centro do espelho primário.

● Coudé – combina o design do Cassegrain e do newtoniano. Usa um espelho secundário para desviar a luz na direção oposta e um espelho terciário para desviá-la na direção perpendicular.

Montagens

Montagens

O ponto da esfera celeste para onde o telescópio aponta é definido por um par decoordenadas celestes. Pode-se usar o sistema de coordenadas equatoriais (declinação,ascensão reta) ou o sistema de coordenadas horizontais (altura, azimute).

Dependendo do sistema de coordenadas em uso, o telescópio deve ser montado demodo que seja possível alterar as duas coordenadas.

Coordenadas horizontais

← Coordenadas equatoriais

Tipos de Montagens

Existem dois tipos básicos de montagens:

● Montagem Equatorial: utiliza o sistema de coordenadas equatoriais locais

(declinação, ângulo horário)

● Montagem Alto-azimutal: utiliza o sistema de coordenadas horizontais (altura, azimute)

Montagem Equatorial

Nas montagens equatoriais, o telescópio é montado sobre uma base inclinada,paralela ao equador celeste. O eixo de rotação da esfera (eixo polar) celeste é perpendiculara esta base e passa pelo seu centro. A rotação ao redor deste eixo permite ajustara ascensão reta (R.A.). A inclinação do telescópio em relação ao eixo polar tambémpode ser ajustada, permitindo o ajuste de declinação.

Sistema de coordenadas equatoriais(declinação, ângulo horário)

Montagem Alto-Azimutal

Na montagem alto-azimutal, o telescópio pode girarem torno do eixo vertical (zênite-nadir), o que permiteajustar o azimute. Ele também pode girar em tornoee um eixo horizontal, o que permite o ajuste daaltura.

Sistema de coordenadasHorizontais (altura, azimute)

FIM