Telescópios: Conceitos Básicos

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TELESCÓPIOS
Marcelo Assafin
Observatório do Valongo/UFRJ
(baseado em material elaborado por
 Roberto Vieira Martins,
 Observatório Nacional, rvm@on.br)
http://pessoais.ov.ufrj.br/massaf/
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Informação
Antes de começar
Aprendizado
Televisão
Jornal
Revistas
Internet
Estudo
 e
Reflexão
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O homem “sempre” olhou o céu
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O homem “sempre” olhou o céu
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Hubble
Space
Telescope
O homem “sempre” olhou o céu
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Olhando o céu
O que é a luz?
- Pacotes de energia:
 fótons
- Ondas:
 ondas eletromagnéticas
Por que?
- O céu é claro de dia.
- O céu é escuro a noite.
- O céu não é claro a noite. 
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Luz:
- fótons 
- ondas
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OBJETIVOS
Dar uma idéia geral sobre o telescópio e seu funcionamento
Responder algumas questões sobre telescópios
COMO
Apresentação
+
Reflexão
Texto
+
Reflexão
Exercícios
+
Reflexão
Aprendizado de conceitos básicos
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O que é um telescópio?
O telescópio aumenta?
O telescópio permite ver longe?
O telescópio permite ver o passado?
QUESTÕES QUE PRETENDEMOS RESPONDER
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 TÓPICOS
 1. Observação em Astronomia
 2. Capacidade de um telescópio
 3. Esquema geral do telescópio
 4. Resolução de um telescópio
 5. Imagem de difração
 6. Turbulência da atmosfera
 7. Tipos de telescópios
 8. Acompanhamento
 9. Limites de observação
10. Apontamento
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O que é um telescópio?
Resposta “utilitária”:
Instrumento que serve para observar os astros
Observar astros é ciência?
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1. Observação em Astronomia
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O QUE SE
OBSERVA
Unidades
1 UA =1,5x108 km
1 al = 6,3 UA =1x1013 km
1 pc = 3,3 al= 3x1013 km
Terra = 15.000 km
Sist.Solar = 50 UA
Viz.Est.Local = 15 al
Galáxia = 200.000 al
Grupo Local = 1,5 Mpc
“Universo” = 450 Mpc
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Medida de distância por paralaxe
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 Medida de distância - efeito Doppler
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Observação em Astronomia:
Informações provenientes dos astros  fótons
Informações obtidas com os fótons:
imagem  retrato
posições  catálogos de objetos, movimentos, sistemas de
		 referência (ASTROMETRIA)
	
intensidade  energia produzida, cores,variação de atividade,
		 estrutura de objeto extenso (FOTOMETRIA)
	
espectro  emissão em comprimentos de onda, velocidade
		 radial (ESPECTROSCOPIA)
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Observar fótons  coletar fótons
Coletor de fótons usual:
Como funciona o olho?
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0lho humano
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2. CAPACIDADE DE UM TELESCÓPIO
O que é um telescópio?
A QUANTIDADE DE FÓTONS COLETADOS É PROPORCIONAL À ÁREA COLETORA
É um coletor de fótons
D = diâmetro do coletor K=constante
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Coletor de fótons
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Alguns exemplos de coletores
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Obstrução nos telescópios
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RELAÇÃO ENTRE O BRILHO DE UMA ESTRELA E O DIÂMETRO DO COLETOR
O brilho de uma estrela é o fluxo da luz (F) que chega dela, isto é, a energia luminosa que chega dela por unidade de área do coletor e por unidade de tempo. Ele é medido por uma grandeza chamada magnitude (m), que é definida por:
m0 = constante que define a origem da escala de magnitudes
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m0 = constante que define a origem da escala de magnitudes para a unidade em que o fluxo/área é dado. De fato, tem-se
 e, portanto, o valor de k0 depende do valor de m0 e vice-versa.
RELAÇÃO ENTRE O BRILHO DE UMA ESTRELA E O DIÂMETRO DO COLETOR (detalhando)
O brilho de uma estrela = fluxo da luz (F) que chega dela na posição onde se encontra o observador
fluxo da luz (F) = energia luminosa por unidade de tempo
		 por unidade de área (unidade W/m2)
Grandeza usada em astronomia para o brilho de uma estrela = magnitude (m)
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RELAÇÃO ENTRE O BRILHO DE UMA ESTRELA E O DIÂMETRO DO COLETOR
Construção do gráfico com eixo logarítmico
No eixo horizontal substitui-se o fluxo pelo logaritmo do fluxo, para medir as distâncias, mas se mantém os valores originais do fluxo.
Vantagem do gráfico logarítmico: permite ver, com maior detalhe, a região de variação grande da função 
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Percepção da grandeza magnitude
Os mesmos raios de luz, que saem de uma fonte, atingem áreas tanto maiores o quanto maiores são as distâncias da fonte. Estas áreas são proporcionais a área das esferas correspondentes. Então, elas aumentam com o quadrado do raio. Como o fluxo depende do inverso da unidade de área, ele cai com o inverso do raio ao quadrado.
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Percepção da grandeza magnitude
d= 1 km => m = 1
d= 10 km => m = 6
d= 100 km => m = 11
d= 1000 km => m = 16
d= 10.000 km => m = 21
d= 100 m => m = - 4
d=	 1 m => m = -14
d= 1 cm => m = -24
1 vela à distância de d => magnitude m
Magnitude aproximadas de alguns astros
Sol 		=> -26
Lua Cheia	=> -12,5
Vênus		=> -4
Marte		=> -3 a +1 
Júpiter	=> -3
Sat. Júpiter	=> 5
Saturno 	=> 0
Urano		=> 6
Sirius		=> -1
 Cruzeiro	=> 1
 Centauro	=> 0
“3 Marias”	=> 2	
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Magnitude e diâmetro do coletor
Suponha um telescópio i de abertura Di recebendo Ni fotons no intervalo de tempo ti de uma estrela de magnitude mi. Então
Esta expressão compara magnitudes obtidas com observações com dois telescópios diferentes.
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Se duas estrelas são detectadas com a mesma intensidade, para o mesmo tempo de exposição, por dois telescópios de abertura D1 e D2, então N1 =N2 e t1=t2. Logo 
A diferença dos limites de detecção, ou seja, a diferença das magnitudes máximas detectadas para dois telescópios diferentes é dada pela relação acima.
Dada uma diferenças de magnitudes máximas detectáveis, tem-se a seguinte relação entre as aberturas:
Magnitude e diâmetro do coletor
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D
2D
Abertura e magnitude
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RELAÇÃO ENTRE MAGNITUDE E TEMPO DE EXPOSIÇÃO
O tempo de aquisição de uma imagem do olho é da ordem de 1/10 de segundo, o de um outro detetor pode ser bem maior.
Qual é o ganho de magnitude com o tempo de exposição?
Então:
Tem-se:
Se duas estrelas são detectadas com a mesma intensidade, por um telescópio de abertura D, com tempos de exposições t1 e t2, então N1 =N2 e D1=D2=D. Logo 
e
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DE UM TELESCÓPIO, SE QUER MAIS DO QUE UM SIMPLES COLETOR DE FÓTONS.
SE DESEJA TAMBÉM SABER COMO ESTES FÓTONS SE DISTRIBUEM NUMA REGIÃO DO CÉU,OU SEJA, SE QUER UMA IMAGEM.
Precisamos de uma ótica.
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LEIS FÍSICAS USADAS:
- REFRAÇÃO DA LUZ
- REFLEXÃO DA LUZ
Reflexão
Refração
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Mecanismo da refração
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3. ESQUEMA DE UM TELESCÓPIO
refrator
refletor
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REFRATOR
REFLETOR
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Como ver o diagrama nos refratores
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Como ver o diagrama nos refletores
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3. ESQUEMA DE UM TELESCÓPIO
Objetiva:	conjunto de lentes  luneta - refrator
		conjunto de espelhos  telescópio - refletor
Detetores
olho humano;
placas fotográficas;	detetores CCD;	fotômetros;		espectrógrafo + CCD;
outros (polarímetro, etc).
Focalização
Colocar detetor no plano focal  menor imagem. 
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DETETORES
Antigos
olho humano;
placas fotográficas.	
Modernos
detetores CCD; espectrógrafo + CCD.
Charge-Coupled Device
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4. RESOLUÇÃO DE UM TELESCÓPIO 
Imagens no plano focal
d = F tan   F  ( em radianos)
F = DISTÂNCIA FOCAL
F/D = FOCAL DO
 TELESCÓPIO
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As posições no céu são dadas em ângulos ().
As posições no plano focal são dadas e distâncias (d).
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A escala de um telescópio no plano focal é dada pela escala de placa (e.p.):
e.p.= ângulo (no céu) por unidade de distância (no detetor)
Para:
F = 6 m  d (1”) = 0,03 mm  e.p. = 34”/mm
F= 16 m  d (1”) = 0.08 mm  e.p. = 13”/mm.
Campo do telescópio = região do plano focal onde não
há perda de luz e a ótica é de boa qualidade.
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Resolução = 1
10x
10x6
10x6x10
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Percepção da grandeza resolução
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Observação visual
O telescópio aumenta?
Esquema telescópio + ocular
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Diâmetro ocular (do):
Como deve-se ter do 6 mm e resolução do olho é > 1´,+ várias outras considerações, tem-se:
d0
Mostra-se, com uma análise detalhada da figura acima, que:
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O telescópio aumenta?
O telescópio não tem aumento. Tem resolução que depende da abertura e independe da distância focal.
Quem aumenta é a ocular. Mas os tamanhos das oculares dependem da distância focal.
A abertura é quem define a possibilidade de se observar uma imagem com maior resolução ou aumentada.
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A imagem de uma estrela não é pontual.
5. IMAGEM DE DIFRAÇÃO
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Perfil da imagem de uma estrela
O pico central contém 84% do total da energia 
Estrela não pontual
Interferência
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Para = 0,55 m (5 500 Å )
a(”) = 14/D(cm); a(m) = 0,67 F/D
Se D=1,6 m  a=0”,09 e se F/D=10  a=7 µm
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Espectro
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Absorção da atmosfera
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Nebulosa de Orion
(a) infravermelho
(b) ótico
Via Láctea
(a) rádio
(b) infravermelho
(c) visível
(d) raio X
(e) raio gama
Imagens em vários comprimento de onda
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Cruz de difração
Imagem de difração do espelho secundário + seus suportes
Pequenos espelhos têm suportes
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Imagens com cruzes de difração
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6. TURBULÊNCIA DA ATMOSFERA
A turbulência atmosférica espalha os fótons 
Seeing = tamanho da imagem devido a turbulência atmosférica.
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Seeing
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A turbulência atmosfé-rica espalha os fótons. 
Para =0,55 m: noite, s=0”,8 a 2”,2 
 dia, s=6” a 11”
Qualidade de imagem
Locais altos  Pouca turbulência local devido aos ventos.
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Ótica adaptativa:
modifica a forma de um dos espelhos a cada instante, para compensar a distorção da frente de onda pela atmosfera.
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Ótica adaptativa
Deformações do espelho primário são corrigidas
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7. TIPOS DE TELESCÓPIO
Diferentes comprimentos de onda
Diferentes telescópios
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TELESCÓPIOS ANTIGOS
Medidas angulares (1533)
Arbaleta ou bastão de Jacó
Quadrante de Tycho Brahe (1546-1601)
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Luneta de Galileu (1564-1642)
Aumento de 3 a 30 vêzes
Telescópio de Newton (1643-1727). Espelho principal com 37 mm de abertura útil, 16 cm de distância focal e aumento de 38 vezes
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Quarto de círculo (raio, 1m) (1771)
Luneta com 49 m de distância focal. Mastro de 29 m(1673) (Hevelious).
Luneta aérea de Christian Huygens (1629-1695)
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Telescópios de W. Hershel (1738-1822)
D=48 cm, F=6 m (1783)
D=122 cm, F=12,2 m (1789)
Telescópios de Lord Rosse
D=182 cm, F=16,6 m (1845)
Telescópiode W. Lassel
D=122 cm, F=11,3 m (1860)
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Equatorial Coudé do Observatório de Paris F=18 m (1891)
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Telescópios óticos atuais
Laboratório Nacional de Astrofísica
Itajubá-MG
D=1.6m
D=0.6m
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Gemini
D = 8 m
Mauna Kea
Cerro Tololo
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SOAR
D = 4 m - Cerro Tololo - Chile
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Hawai -Mauna Kea - Keck
Hubble Space Telescope
2 x D=10 m
D = 2 m
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ESO - Very Large Telescope
4 telescópios de D = 8 m - Chile
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Outros comprimentos de onda
Radio
Very Large Array
27 antenas de 25 m. 
Arecibo - D = 300 m
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Infravermelho - D = 0.6 m
IRAS
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Ultra-violeta e raio X
Einstein - D = 0,6 m
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Raios Gama
Observatório Compton - resolução 1o.
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8. ACOMPANHAMENTO
As estrelas se movem durante a noite
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CONSEQUÊNCIAS DO AUMENTO DO TEMPO DE EXPOSIÇÃO
Necessidades:
- movimento diúrno  sistema de acompanhamento
- movimento diferencial (planetas, cometas, etc)
- variações de longo período da atmosfera  guiagem
MONTAGENS ESPECIAIS
equatoriais, alto-azimutais
Limitações para aumento do tempo de exposição:
- raios cósmicos
- saturação de objetos brilhantes próximos
- aumento do ruído devido ao brilho do céu (Lua e condições atmosféricas)
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Poluição luminosa
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9. LIMITES DE OBSERVAÇÃO
DIREÇÃO DOS ASTROS
Latitude do telescópio  determina faixa de declinação visível
		para o sul: 	 -90o     - 90o
		para o norte:  - 90o    90o
Data e hora da observação  determina ascensão reta visível
		T.S. - 6 horas    T.S.  6 horas
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Altura dos astros e absorção atmosférica
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10. APONTAMENTO
Coordenadas esféricas dos objetos (, )
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 - ascensão reta
 - declinação
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Mesmas observações em diferentes comprimentos de onda
ótico x radio
radio-interferométrica
 x
 ótica
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Infra-vermelho
 x
 ótica
ótica x raio X
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(a) radio
(b)infra-vermelho
 (c) ótica
(d) raio X
(e) gama
Via Láctea
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O que é um telescópio?
O telescópio aumenta?
O telescópio permite ver longe?
O telescópio permite ver o passado?
QUESTÕES QUE PRETENDIAMOS RESPONDER


 = exercícios


 = respondida
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FIM