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História dos Telescópios

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Aula 10 – Telescópios 
 
História dos Telescópios 
 
• O telescópio (refrator) foi inventado na Holanda, mas existe 
controvérsia sobre seu inventor. A invenção normalmente é designada 
a Hans Lippershey, um fabricante de óculos holandês, 
aproximadamente no ano de 1608. 
• Em 1609, o italiano Galileo exibiu o primeiro telescópio que se tem 
registro. 
 
Luneta Astronômica 
de Galileo. Com este 
instrumento, Galileo 
descobriu as manchas 
solares e as luas de 
Júpiter, entre outros. 
• O alemão Johannes Kepler descobriu o princ 
astronômico com duas lentes convexas. Esta idéia fo 
em um telescópio construído por Christoph Schei 
aproximadamente em 1630. Por causa das dificuld 
aberração esférica, telescópios astronômicos tinham 
com uma considerável distância focal, alguns dele
comprimento. 
• A invenção do vidro acromático em 1757 pelo britâ
a melhoria do vidro óptico, que começou em 1754
construção de refratários que melhoraram muito 
lentes de Dollond eram de 7,5 - 10 cm, estes 
dimensões modestas. 
• Métodos de fabricação que foram descobertos 
discos grandes de vidro no final do século XVI
Guinand, um suíço que foi associado do físico 
ípio do telescópio
i empregada de fato
ner, jesuíta alemão,
ades causadas pela
 que ser construídos
s com até 61 m de 
nico John Dollond e 
, permitiram logo a 
os telescópios. As 
telescópios tiveram 
permitiram fabricar 
II por Pierre Louis 
alemão Joseph von 
Fraunhofer. A descoberta de Guinand permitiu a fabricação de 
telescópios tão grandes quanto 25 cm em diâmetro. 
• o americano e astrônomo Alvan Clark, gradualmente alcançou o mais 
alto grau como fabricante de lentes para telescópios. Ele junto com seu 
filho Alvan Graham Clark construiu as lentes para os principais 
observatórios americanos, para o Observatório Russo Imperial em 
Pulkovo e para outras instituições européias. 
• Um espelho côncavo é usado para formar uma imagem no telescópio 
refletor. Foram inventadas numerosas variedades deste telescópio e 
muitas das descobertas astronômicas mais importantes foram feitas com 
eles. No início do século XVII, o jesuíta italiano Niccolo Zucchi foi o 
primeiro a usar uma lente no olho para ver a imagem produzida por um 
espelho côncavo. Mas o matemático escocês James Gregory descreveu 
o primeiro telescópio com um espelho refletor em 1663. 
• O matemático e físico inglês Isaac Newton construiu um telescópio 
refletor em 1668, mas a observação era difícil porque a ocular e a 
cabeça do observador cortavam uma porção grande dos raios incidentes. 
Gregory corrigiu esta dificuldade interpondo um segundo espelho 
côncavo que refletiu os raios para a ocular. Henry Draper, um dos 
astrônomos americano que começou cedo a construir um espelho 
refletor, usou um prisma de total reflexão em vez do espelho plano. 
• O francês Giovanni D. Cassegrain inventou um telescópio 
aproximadamente em 1672 e usou um espelho convexo em vez de um 
côncavo, no lugar do prisma. 
• O inglês William Herschel inclinou o espelho no telescópio dele e 
colocou a ocular de forma que isto não bloqueasse mais os raios 
incidentes. Os espelhos de Herschel eram tão grandes quanto 122 cm de 
diâmetro, com um tubo aproximadamente de 12,2 m de comprimento. 
Os espelhos para telescópios refletores eram feitos normalmente de 
metal de speculum, uma mistura de cobre e estanho, até que o químico 
alemão von Justus Liebig descobriu o método de depositar um filme de 
prata em uma superfície de vidro. Esse tipo de prateado de espelhos foi 
logo adotado por todos, porque não só facilitou a construção do espelho, 
como também foi possível a qualquer hora repratear os espelhos sem 
destruição de sua configuração. Pouco depois o prateamento foi 
substituído por alumínio que dura mais tempo. 
• Em 1931, o alemão russo-nascido Bernhard Schmidt inventou uma 
combinação de telescópio refletor-refrator que pôde fotografar grandes 
áreas do céu com precisão. O telescópio de Schmidt é um exemplo que 
contém uma lente fina e um espelho côncavo com um prato corretor. 
 
Telescópio Refrator (Luneta Astronômica) 
 
O telescópio refrator utiliza o princípio da refração luminosa. Este instrumento 
possui uma lente objetiva que capta a luz dos objetos, e forma a imagem no 
foco. Logo atrás, temos uma segunda lente chamada de ocular. A ocular 
funciona como uma lupa, aumentando a imagem formada pela objetiva. 
 
 
Importante notar que a imagem da luneta astronômica é invertida, ao contrário 
da imagem da luneta marítima. 
 
A objetiva é um sistema convergente, de grande distância focal (denotada por 
F), a qual é da ordem de 1 a 20 metros. A idéia é que se forme uma imagem 
real de uma estrela no infinito. O aumento vai ser proporcional à distância 
focal da luneta, assim como o tamanho do tubo da mesma. 
 
A imagem real deve ser formada de tal modo que possa ser observada por uma 
“lupa”, isto é, uma lente divergente, a qual chamamos de ocular. A ocular, que 
pode conter uma ou mais lentes, deve ter uma distância focal curta, de modo 
que o aumento resultante seja máximo. Para que se possa focalizar, isto é, 
coincidir os pontos focais da objetiva e da ocular, que movemos a ocular 
durante ma observação. 
 
Podemos definir o Aumento como: A= a/a’ ; sendo a o diâmetro aparente da 
imagem e a’ o diâmetro aparente do objeto. Para o caso em que o foco da 
ocular (f) coincide com o foco da objetiva (F), temos que o aumento é A= F/f. 
 
Tão importante quanto o aumento é a Luminosidade. Esta é a razão entre a 
luz que chega na objetiva (ou no espelho, como veremos) e a quantidade de 
luz que atinge a pupila do olho. Estabelecendo que o diâmetro da pupila 
dilatada é de 6mm, a luminosidade será calculada por: L=D2/36, onde D é o 
diâmetro da objetiva (ou do espelho). 
 
Para não haver perda de luminosidade, o diâmetro da “pupila de saída”, isto é, 
da ocular, deve ser da ordem de 6mm. 
 
Quanto mais luminoso é um telescópio, mais luz ele pode captar, de modo que 
objetos de alta magnitude (baixo brilho) serão mais facilmente observados. 
Por exemplo, para se observar estrelas 4 vezes mais luminosas, é necessário 
duplicar o tamanho da objetiva ou do espelho (e isto independe do aumento). 
 
A objetiva é composta por duas lentes convergentes, sendo uma de 
característica biconvexa, mas cada lado com um raio 
de um vidro a base de cal, que dispersa o verde. Já a 
grande quantidade de chumbo em sua composição, d
possui a característica de um menisco divergente, co
outra ligeiramente convexa. A duas lentes são acopla
 
 
 
A ocular foi desenvolvida principalmente por Huygh
modelos criados por estes até hoje são utilizados. No
Huyghens (ocular negativa), ambas as lentes possuem
para o objeto (vide ilustração, na direita), e a imagem
lentes. Na ocular de Ramsdem, as convexidades estã
outra, e a imagem se forma antes destas, isto é, mais
 de curvatura. Esta é feita
 outra lente, pesada vista a
ispersa o violeta. Esta 
m uma face côncava e a 
das, mas jamais coladas. 
Esquema de uma objetiva. 
Em verde a lente biconvexa 
e em violeta a lente menisco 
divergente. 
ens e Ramsdem, cujo os 
 caso da ocular de 
 a convexidade voltadas 
 é formada entre as 
o voltadas uma para a 
 perto da objetiva. 
 
Aberrações: 
 
A ilustrações abaixo mostram as possíveis aberrações de uma lente simples, as 
quais indeferem a observação astronômica. 
 
 
Aumento e poder de Resolução 
 
Quanto maior o aumento, menos nítida e mais escura é a imagem resultante. 
Para estabelecer este aumento, os fabricantes se utilizam do diâmetro da 
objetiva ou do espelho em milímetros multiplicados por 1,5 (condições 
normais), multiplicadas por 2,0 (ótimas condições da atmosfera e do 
equipamento) ou 2,4 (máximo). Assim, o aumento máximo de uma luneta de 
75mm é de 180x. 
Já na ocular, temos o aumentorepresentado por números como 24x, 18x, etc. 
Isto equivale, por exemplo, a um aumento de 24 vezes por cada centímetro 
de abertura da objetiva ou do espelho. No entanto, as oculares de menor 
aumento, ou seja, mais fracas (2x, 4x) são melhores em condições 
atmosféricas desfavoráveis. Em geral o valor da ocular deve ser dividido por 2 
devido a turbulência da atmosfera. 
 
O poder de resolução significa o poder de separação de dois objetos 
aparentemente muito próximos no céu, isto é, com uma distância angular 
muito pequena. É proporcional ao diâmetro da objetiva ou do espelho. Uma 
fórmula prática é: P=240/D [segundos de arco], onde P é o poder separador, e 
D o diâmetro em milímetros da objetiva ou do espelho. Assim, se D=75mm, 
P=3 segundos de arco. O olho humano separa 60 segundos de arco. 
 
Telescópios Refletores 
 
Utilizam as mesmas relações que as lunetas, sempre se alterando a objetiva 
pelo espelho. As oculares são as mesmas. 
Possuem como principal vantagem à ausência de aberrações ópticas (a não ser 
defeitos na curvatura do espelho), visto que o espelho é de mais fácil 
construção e manutenção que as lentes. Como é muito mais fácil apoiar um 
espelho que uma lente, eles possuem um diâmetro muito maior que das 
lunetas, sendo assim mais luminosos e de melhor resolução. 
 
Tipos de telescópios: Newtoniano (espelho esférico) 
 
 
 
Cassegrain (espelho parabólico) 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Schmidt: une uma objetiva e um espelho primário. 
 
E
Maksutov: pequena alteração no telescópio de Schmidt. 
 
 
 
Schmidt-Cassegrain: Mais utilizado atualmente. 
 
 
Montagens 
 
• Chamamos de Montagem para telescópio a estrutura destinada à 
sustentação do tubo e os demais acessórios ópticos que compõem o 
telescópio. 
• Uma montagem que apresenta uma estrutura muito leve permite que 
qualquer toque ou mesmo uma leve brisa transmita uma vibração ao 
telescópio prejudicando a visão dos objetos. Uma boa montagem deve 
apresentar uma estrutura forte e proporcional às dimensões do tubo. 
• Além disso a montagem deve apresentar movimentos suaves o que 
implica uma certa precisão por parte de seus eixos. 
 
A montagem deve facilitar a observação, assim, em geral, são feitas de modo a 
se utilizar o sistema de coordenadas astronômicas. O esquema abaixa indica 
uma montagem genérica, que mostra como coincidir o movimento do 
telescópio com o movimento aparente dos astros. 
 
 
 
A partir desta montagem genérica, podemos partir para as montagens 
específicas: 
• Montagem Azimutal: Trata-se do tipo de montagem mais simples e 
barata. Nesta montagem o telescópio gira em torno de um eixo vertical 
que faz que o tubo realize um movimento paralelo ao horizonte. A 
montagem apresenta também um outro eixo na posição horizontal que 
permite um movimento de altura. Esse tipo de estrutura normalmente é 
montada sobre um tripé simples, o que a torna uma montagem leve e de 
fácil manuseio. Entretanto este tipo de montagem apresenta algumas 
limitações para fins astronômicos, pois ela não acompanha o 
movimento aparente dos astros (provocado pela rotação da Terra). Para 
acompanhar um determinado astro e mantê-lo centralizado no campo de 
visão, é preciso acionar ambos os movimentos. Por esses motivos a 
montagem azimutal apresenta um bom desempenho em observações 
terrestres e para observações celestes que não apresente necessidade de 
grande precisão no acompanhamento. 
• Montagem Equatorial: também apresenta dois eixos ortogonais. Um 
desses eixos chamado de eixo de ascensão reta ou polar, é posicionado 
de forma paralela ao eixo de rotação da Terra, permitindo assim o 
acompanhamento dos astros por meio de um único movimento. O outro 
eixo chamado de declinação é colocado perpendicularmente ao eixo 
polar. Esse tipo de montagem apresenta uma construção bem mais 
complexa que a azimutal, pois exige grande precisão nos eixos, no 
sistema de engrenagens e motorização responsáveis por um preciso 
acompanhamento. A montagem deve ser sustentada por uma estrutura 
bem robusta e pesada como tripés apropriados ou mesmo pedestais 
fixados ao solo. Para funcionar corretamente a montagem deve 
apresentar um posicionamento preciso, com o eixo polar voltado para o 
ponto cardeal sul (para os países do hemisfério sul) e com a inclinação 
correspondente com a latitude no local. Esta montagem também 
trabalha com círculos graduados (ascensão reta e declinação) que 
permitem fazer a localização de objetos por meio de coordenadas. 
Possui inúmeras variantes, entre eles, a montagem de Chassi e de Berço, 
próprias para telescópios profissionais, de grande porte. 
 
 
Equatorial germânica, acima 
e equatorial do tipo berço, 
ao lado. 
Por que colocar telescópios no espaço? 
 
As turbulências atmosféricas causam a cintilação das estrelas, bem como uma 
redução na definição das imagens de planetas e de objetos distantes. 
Dentre as muitas técnicas desenvolvidas para minimizar os efeitos da 
atmosfera, a mais satisfatória é a chamada óptica ativa, na qual o espelho 
primário é composto de uma série de segmentos hexagonais, os quais se 
movimentam de forma coordenada, sendo o efeito final uma constante 
mudança na curvatura do espelho, driblando assim, com consideráveis 
limitações, os efeitos da atmosfera. 
 
Assim, colocar o telescópio no espaço elimina completamente estes 
problemas. 
 
Telescópio Hubble 
 
• Telescópio refletor, de espelho esférico (newtoniano) de 2,4 m; 
• Baixa órbita da Terra (600km de altitude); 
• Lançado em 25/04/1990; 
• Teve manutenção em dez/93 e fev/97; 
• Órbita com duração de 97 min; 
• Tem 11 ton e 13,3 m de comprimento. 
• Como instrumentos de detecção, utiliza câmeras CCD (coupled charged 
device) de alta definição (20 microsegundos) no visível, no ultravioleta 
e infravermelho próximos. Utiliza espectrômetros de alta sensibilidade 
também na região do ultravioleta e infravermelho próximo. 
 
 
Radiotelescópios 
 
A atmosfera terrestre é transparente para alguns comprimentos de onda e 
opaca para outros. O gráfico abaixo exibe isto claramente: 
 
 
 
Como se pode perceber, a maior janela compreende justamente a região das 
ondas de rádio (entre 1MHz e 30GHz). Assim, é esta região a qual podemos 
observar, da superfície da Terra, uma maior quantidade de fenômenos. 
 
• A Rádio-Astronomia teve seus primórdios na última década do século 
XIX poucos anos depois da descoberta das ondas de rádio por Hertz. Sir 
Oliver Lodge, na Inglaterra, previu a possibilidade de detectar ondas 
hertzianas solares em 1894. Suspeita-se ter ele tentado fazer ensaios, 
sem resultados. 
• Em 1905 na França, Charles Nordmann, orientado por Henri 
Poincaré, publicava resultados inconclusivos sobre identificação de 
ondas hertzianas solares usando antena com dezenas quilômetros de fios 
sobre as geleiras do Monte Branco, nos Alpes. 
• Em 1932 Karl Jansky, pesquisando a origem de ruido estático em 20 
Mc/s, para os laboratórios da Bell, nos USA, arriscou afirmar que sua 
origem era extraterrestre, com máximo na passagem do plano da Via 
Láctea pelo eixe da antena. Foi o marco inicial da rádio-astronomia. 
• Paralelamente, ainda nos fim dos anos 30 um rádio-amador norte-
americano entusiasta, Grote Reber, construiu o primeiro rádio-
telescópio propriamente dito, publicando em 1940 os primeiros 
resultados sobre “estática cósmica” e o primeiro rádio-mapa da nossa 
Galáxia. 
 
 
 
O refinamento da resolução é feito a partir do uso de técnicas de 
interferometria, nas quais vários radiotelescópios têm seus sinais ligados de 
modo a se sobreporem, eliminando assim os ruídos e melhorando a definição: 
 
 
 
Foram os radiotelescópios os responsáveis pela descobertas dos pulsares e dos 
Quasares, estes últimos os objetos mais luminosos e distantes já detectados nouniverso. 
 
 
Esquema de um Radiotelescópio 
 
 
 
Telescópios de Microondas 
 
A radiação cuja freqüência está na faixa das microondas, entre 1GHz e 
100GHz, já é bastante absorvida pela atmosfera terrestre, de modo que os 
telescópios na superfície são de difícil construção e operação. 
 
A atividade espacial na faixa das microondas é abundante, principalmente 
porque a radiação cósmica de fundo, que banha todo o universo, se encontra 
nesta freqüência. Mais sobre esta radiação será dito na aula de Cosmologia. 
 
Dentre os principais observatórios de Microondas temos o DASI, o VIPER, o 
MAXIMA e o ACME, todos situados na Antártica, onde o nível de ruído é 
quase nulo. Há também os observatórios mantidos na alta atmosfera por 
balões, entre eles o Boomerang e o ACE ( Advanced Cosmic Explorer), 
parcialmente construído no Brasil. 
 
Porém a maior parte dos dados acerca da radiação cósmica de fundo provém 
de telescópios espaciais, como o COBE (Cosmic Background Explorer) e o 
recém lançado MAP (Microwave Anisotropy Probe) que vai mapear a 
radiação cósmica de fundo com grande precisão angular. 
 
Esquema da Sonda MAP: 
 
 
Telescópios de Raios-X 
 
A emissão de radiação por parte dos astros somente começou a ser observada 
com o início da corrida espacial, visto que, felizmente, a atmosfera é 
completamente opaca para esta região do espectro. 
Os raios-X possuem energia da ordem dos KeV, sendo que fontes de raios-X 
são extremamente energéticas, como é o caso de Supernovas, pulsares e 
Quasares. A emissão de Raio-x se deve ao processo de rápida aceleração, ou 
desaceleração, da matéria. Processo este chamado de Bremsstrahlung. 
 
O primeiro mapeamento de fontes de Raios-X foi realizada pelo satélite 
ROSAT, e é exposto abaixo: 
 
Em funcionamento desde 1998, o telescópio espacial Chandra prossegue com 
este mapeamento, bem como com o imageamento das fontes, procurando 
resolver a estrutura de pulsares e de centros galácticos ativos. O Chandra 
possui resolução angular de 0,5”, obtida com a utilização de 8 espelhos e uma 
malha de detectores CCD. 
 
No futuro o Brasil deverá lançar o Satélite MIRAX (Monitor e Imageador de 
Raios-X), para monitoramento contínuo das atividades no centro da Via-
Láctea. E já em fase final de qualificação o INPE desenvolve o telescópio 
MASCO, a ser colocado na alta atmosfera por balões. Este possui uma 
Máscara que geram padrões aleatórios que permitem identificar a fonte da 
emissão de raios-x. 
O telescópio espacial CHANDRA (significa “luminoso” em sânscrito): 
 
Operacional desde 1999, o Chandra possui uma órbita como uma excentricidade alta, pois é 
necessário que fique além do cinturão de radiação presente na magnetosfera, visto que este 
interfere nas medidas de Raios-x. 
 
 
Como funciona um Telescópio de Raios-X? 
 
Algumas mudanças são necessárias, como é o caso dos espelhos, os quais devem ser muito mais 
polidos e limpos que para um telescópio óptico (Note a relação entre a dimensão da rugosidade na 
superfície de um espelho e do comprimento da onda a ser refletida). Como também são dispostos 
de forma completamente diferente, sendo de certa forma, paralelos ao feixe de raios-x. No 
Chandra temos 4 pares de espelhos, dentre Parabólicos e Hiperbólicos: 
 
 
 
Para a detecção, também se faz necessário um equipamento mais complexo 
que o utilizado no Hubble, por exemplo. Temos a necessidade de evitar a 
chegada de Fótons de baixa energia, bem como impedir que raios-x que 
venham de outras direções, que não a do foco. Por isso a câmara é envolta por 
camadas de Tântalo e titânio, metais pouco transparentes aos raios-x e aos 
raios gama. A detecção é feita por efeito fotoelétrico e efeito Compton, como 
a ilustração mostra (linhas rosadas): 
 
 
Um esquema do Chandra: 
 
 
Com este aparato, é possível um aumento de 50 vezes na definição, como 
pode ser notado nas fotos abaixo, da Nebulosa do Caranguejo. A da esquerda 
foi obtida pelo telescópio ROSAT, e a outra pelo Chandra. 
Telescópios de Raios-GAMA 
 
A radiação na faixa dos raios gama, possuem energia superiores a 1MeV. 
Partículas com esta energia são emitidas por processos nucleares e eventos 
ultra-energéticos, como Quasares, supernovas próximas, colisão de estrelas 
massivas, etc. 
Um dos grandes mistérios da Astronomia atual são os “Gama Ray Bursts”, 
que é o aparecimento, por pouco tempo (segundos), de fontes de raios gama 
nos mais diversos pontos do cosmos. Como a emissão dura pouco tempo, não 
há como precisar a localização da fonte, assim como medir sua distância. 
Atualmente, sempre que uma destas fontes é detectada, imediatamente toda 
uma rede global de telescópios é voltada para o ponto de emissão, na forma de 
uma tentativa de imagear, no visível, a fonte destes raios-gama. 
 
O principal telescópio de raios gama construído foi telescópio espacial 
Compton, cujos detectores possuíam 6 toneladas cada (eram dois). A detecção 
de raios gama é feita utilizando-se calorímetros, cujo o interior é preenchido 
por material que promove os efeitos fotoelétrico e Compton. 
 
Esquema do telescópio Compton:

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