OVL111_10m_2014

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Introdução à Astronomia
Aula 10
OVL 111
Paulo Lopes 
2014
2
 
 
Chariklo
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Novo planeta anão na nuvem de Oort interna
Órbita de Sedna (laranja) e do novo planeta anão (2012 VP113; Biden – em vermelho)
Biden tem cerca 
de 450 km (~1/7 
da Lua). 
Sedna tem cerca 
de 1000 km e 
varia a distância 
entre 76 UA e 
1000 UA.
 
“The photo shows 
one of the 200-
inch opticians on 
the left looking 
through a replica 
of Galileo's 
telescope. The 
telescope is 
balanced on the 
shoulder of chief 
optician Marcus 
Brown. Behind 
them stands the 
completed 200-
inch mirror in the 
optical shop at 
Caltech. In the 
mirror's center 
hole is an exact 
size replica (in 
artwork only) of 
Isaac Newton's 
first reflecting 
telescope.”
~1947
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Telescópios
● Para estudar os astros precisamos de telescópios para detectar objetos 
de baixo brilho, além de perceber detalhes de objetos distantes.
● Poder coletor: capacidade de captação de luz
● Poder de resolução: capacidade de discernir detalhes nas 
observações.
● Quanto maior a área coletora de um telescópio (seja de uma lente ou 
espelho), mais fótons serão observados.
● Como a área coletora de um círculo de raio r é πr², um pequeno 
aumento em r leva a um grande aumento na quantidade de fótons 
capturados. Se dobramos o tamanho de uma lente ou espelho sua área 
coletora cresce por um fator 4. Em geral, telescópios são denominados 
pelo diâmetro de suas lentes ou espelhos.
● Para termos o foco usamos lentes ou espelhos. No primeiro caso os 
telescópios são chamados de refratores, enquanto que no segundo de 
refletores.
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Telescópios
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Telescópios Refratores
● O uso de lentes (telescópios refratores) tem várias desvantagens em 
grandes telescópios:
● Lentes de grande diâmetro tem fabricação muito cara.
● Lentes tem que ser sustentadas pelas bordas para não bloquear luz 
que passa por elas. Isso pode levar a uma distorção da lente e das 
imagens.
● Outra dificuldade é que a maior parte de materiais transparentes 
focam a luz de diferentes cores em diferentes pontos, criando 
imagens com “franjas em cor”. 
● Além disso, muitos materiais de lentes absorvem completamente 
luz de pequenos comprimento de onda.
● Em função disso a maior parte dos telescópios modernos usam espelhos 
para coletar e focar a luz, sendo chamados de telescópios refletores.
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Telescópios Refratores
Yerkes Observatory, in Willians Bays. Completado em 1897 para a Universidade de 
Chicago. Tem uma lente de aproximadamente um metro (40 polegadas), sendo o maior 
telescópio refrator do mundo.
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Telescópios Refletores
● Os espelhos em telescópios refletores são feitos de vidro, moldado com 
uma curva suave, polido e depois revestido com uma camada de 
alumínio (ou outro material altamente refletor).
● Um espelho curvo pode criar um imagem (focando os raios de luz por 
ele refletidos) tão bem como uma lente.
● Como a luz não atravessa o espelho, ele foca igualmente bem todas as 
cores, e não absorve luz de pequenos comprimentos de onda.
● Outra vantagem (também consequência da luz não ter que atravessar o 
espelho) é que o espelho pode ser sustentado por trás (minimizando as 
distorções comuns à lentes).
● Por estas e outras razões quase todos os telescópios dedicados a fins 
científicos atualmente são refletores.
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Telescópios Refletores
Um dos dois telescópios gêmeos Keck. Os 36 espelhos cobrem uma área de 10 metros 
em diâmetro, tornando-os os maiores telescópio individuais ópticos do mundo.
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Telescópios Refletores
● Telescópios refletores formam o foco na frente do espelho, de forma que 
o observador deveria ficar nesta posição (bloqueando parte da luz).
● Esta dificuldade é superada pelo uso de um telescópio secundário para 
refletir a luz para o lado ou de volta para o espelho (para um buraco em 
seu centro).
● Num grande telescópio refletor como o de 4 m do NOAO (em Kitt Peak, 
Arizona) o astrônomo podia ficar numa gaiola diretamente atrás do 
espelho.
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Telescópios Refletores
Esquema do caminho de luz no telescópio Keck, com foco desviado para o lado ou de 
volta para o centro do espelho primário.
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Telescópios Refletores
● Há grandes dificuldades na construção, uso e manutenção de grandes 
telescópios.
● A maior parte deles são montados em grandes pivôs que permitem 
seguir objetos astronômicos no céu.
● Movimentar várias toneladas de metal e vidro, de maneira suave e 
precisa, é um desafio formidável.
● Ao movimentar um telescópio as lentes ou espelhos devem manter seus 
formatos precisos e posições relativas (se desejamos imagens nítidas).
● Esta é uma tarefa difícil, pois as lentes e espelhos deformam-se com o 
movimento.
● Uma maneira de contornar este problema é pelo uso de vários espelhos 
pequenos (ao invés de um único gigante), alinhando-os individualmente. 
Telescópios deste tipo são chamados instrumentos multiespelho.
● Os maiores telescópios deste tipo são os Keck, a cerca de 4300 m de 
altura em Mauna Kea (Hawaii).
● Cada telescópio consiste de 36 espelhos, alinhados por lasers que 
medem precisamente a inclinação e posição de cada espelho. Pequenos 
desalinhos são corrigidos para que as imagens mantenham-se nítidas.
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Poder de resolução
● Se desenharmos dois pontos próximos numa folha de papel e olharmos 
para eles do outro lado da sala, talvez os vejamos como um ponto único. 
O mesmo ocorre com estrelas próximas umas das outras ou 
características de planetas vistas por um telescópio de baixa resolução.
● A capacidade de um telescópio de discernir detalhes é descrita pelo 
limite de difração.
D > 0.02 λ/θ
● D é o diâmetro do telescópio em centímetros, λ o comprimento de onda 
(em nanômetros) da luz incidente e θ o ângulo de separação (em 
segundos de arco) entre dois pontos.
● Por exemplo, para resolver duas estrelas separadas por 0.1 segundos de 
arco observadas na luz visível (λ = 500 nanômetros) precisamos de um 
telescópio com diâmetro maior que 100 cm.
● Quanto mais próximas as fontes maior deve ser o telescópio.
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Interferômetros
● Uma forma de minimizar os efeitos da difração é pelo uso da técnica de 
interferometria.
● Num interferômetro as observações são feitas de maneira simultânea 
em dois ou mais telescópios separados por uma grande distância. A luz 
coletada pelos telescópios é direcionada para um detector comum que 
combina os feixes separados.
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Interferômetros
● O nome vem do fato de quando dois feixes são combinados as ondas de 
um feixe “interferem” comas de outro.
● O resultado é um padrão complicado que deve ser analisado 
computacionalmente para gerar uma imagem de um objeto observado.
● Nesta técnica a resolução da imagem não é dada pelo tamanho dos 
telescópios (espelhos) individuais, mas sim pela sua separação (linha de 
base).
● Se os espelhos estão separados por 100 m o interferômetro tem o 
mesmo poder de resolução de um telescópio de 100 m de diâmetro!
IOTA - the Infrared-Optical 
Telescope Arrayma. It is a 
Michelson stellar 
interferometer located on 
Mt. Hopkins in southern 
Arizona. The maximum 
baseline is 38 m.
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Interferômetros
Estrela jovem 
observada com 
telescópio comum 
(acima) e o mesmo 
objeto visto com um 
interferômetro 
(abaixo). Na verdade 
são duas estrelas em 
órbita uma da outra.
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Observatórios
● Em função do alto custo dos grandes telescópios e equipamentos 
associados, observatórios são em muitos casos consórcios nacionais ou 
mesmo internacionais.
● Ex.: - National Optical Astronomical Observatory (NOAO)
 - National Radio Astronomical Observatory (NRAO)
 - Anglo-Australian Telescope (AAT)
 - European Southern Observatory (ESO)
 - Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA)
● No entanto, mesmo com alto custo, várias universidades e associações 
destas possuem telescópios de ponta, além de grupos privados, como a 
Carnegie Institution.
● Os maiores telescópios nos EUA são os Keck e o Hobby-Eberly Telescope 
(com 11 mestros, no Texas).
● O maior telescópio óptico é o VLT, um conjunto de 4 telescópios de 8 m 
do ESO.
● Outros grandes telescópios, são por exemplo o Subaru (8.2 m) e o Large 
Binocular Telescope (gêmeos com 8 m no Mount Graham, Arizona).
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Observatórios
LBT, Mount Graham, Arizona
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Observatórios
From left to right: JCMT, CSO submillimetre array (both in millimetre valley); Subaru, 
Keck I and keck II; the UH 24-inch, UKIRT, the IRTF (actually on a peak by itself, 
behind the main ridge), UH 88-inch, Gemini and the CFHT dome.
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No Invisível
● Os astros também emitem em diversas faixas do espectro 
eletromagnético, invisíveis aos nossos olhos. No entanto, podemos 
estudá-los nestes comprimentos de onda com telescópios apropriados 
(por exemplo, na faixa rádio, em raios-X, raios gama, etc).
● Estes instrumentos funcionam de maneira análoga aos do óptico 
(coletando radiação e resolvendo detalhes dos objetos).
● Para estudar estes astros em outros comp. de onda, os dados 
registrados são (por ex.) transformados em imagens de falsa cor.
● Numa imagem de falsa cor as cores usadas representam a intensidade 
da radiação detectada (que não enxergamos).
Nas imagens abaixo temos uma rádio galáxia (esquerda), com jatos 
vindos do seu núcleo; e uma estrela em explosão (Cas A) observada em 
raios-X (direita).
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Na faixa rádio
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Na faixa rádio
Arecibo radio obserbatory (Porto Rico)
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Na faixa rádio
Very Large Array (VLA) obserbatory (Novo México, EUA)
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No espaço
● Em alguns comprimentos de onda um outro problema é nossa 
atmosfera.
● No infravermelho (IR) quase toda o intervalo de frequências é 
bloqueado por gases em nossa atmosfera. 
● No ultravioleta (UV) e raios-X nada penetra a atmosfera.
● Nesses casos temos que fazer observações com telescópios 
espaciais.
● Mas mesmo no óptico observações no espaço são melhores, 
pois as imagens não são distorcidas por nossa atmosfera.
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No espaço
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No espaço
Alguns objetos estudados pelo HST
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Poluição luminosa
LA vista do Mt Wilson em 1908 e 1988; América do espaço.
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Ferramenta mais importante?
Astrônoma trabalhando. Debra Elmegreen, Vassar College.
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