Telescópios: um histórico

A luneta foi inventada em 1608, e só apontada para o céu pela primeira vez em 1609, mas a humanidade já olhava para o céu e fazia perguntas sobre os astros que viam antes mesmo dos telescópios serem inventados.

Acredita-se que quem inventou o telescópio não foi Galileu Galilei, mas sim o fabricante de lentes holandês Hans Lippershey em 1608, pantenteando o invento. A Holanda e a Espanha estavam em guerra, e o príncipe Holandês achou o invento interessante para observar os inimigos de longe. Galileu Galilei ouviu falar sobre estre instrumento o que o inspirou a fabricar o seu próprio. Em 1609 foi o primeiro a apontar uma luneta para o céu. O aperfeiçoamento de sua sua técnica com a construção de lunetas, culminou em uma que tinha aumento de cerca de 20 vezes. Galileu começou observando a lua e concluindo que a mesma apresentava crateras em sua superfície, o que era desconhecido naquela época. Ele descobriu também com essa luneta as quatro luas de Júpiter, e mostrou que Júpiter não era apenas uma estrela errante como os antigos imaginavam, mas tinha um sistema de luas que giravam ao seu redor. Para época, esta foi uma “descoberta de outro mundo”. Para uma época em que discutiam sobre o Heliocentrismo e Geocentrismo, tal descoberta foi de grande impacto. Nos anos seguintes, Galileu descobriu as fases de Vênus e as manchas solares, desconhecidas até então.

Luas de Júpiter descobertas por Galileu (Foto: Wikimedia/NASA/JPL/DLR

Uma descoberta cômica foi de que Saturno tinha “orelhas”, pois não imaginava que aquilo seriam os anéis. Com um simples instrumento desses a astronomia nunca mais foi a mesma. Essas descobertas tiveram um impacto expressivo na época. A partir daí, muitos estudos foram iniciados para aprender sobre as lentes e o conjunto óptico. Inclusive Kepler estudou sobre a óptica e as lunetas tornaram-se cada vez mais aperfeiçoadas. Criaram também um telescópio que ao invés de usar lentes, utilizava-se de espelhos, atualmente conhecidos como Telescópios Newtonianos. Logo perceberam que construir espelhos ou lentes maiores era importante para coletar mais luz além de obter uma nitidez maior. Um comprometimento da nitidez está associado à turbulência da atmosfera terrestre, tal fator foi transposto lançando os telescópios para a órbita terrestre. Ex.: Telescópio Hubble.

Conceitos básicos dos telescópios:

·               Abertura: Diâmetro do espelho ou lente primária – D

·               Distância focal: a distância da lente (ou espelho) ao foco – F

·               Razão focal (f): f= F/D

As lentes refratoras são confeccionadas em vidro. Sabemos que o vidro não é sólido e sim um líquido, portanto quanto maiores, mais pesadas seriam, e a liquidez do vidro faz com que a lente se deforme com o tempo. Surgiu aí um grande problema para os refratores. Descobriu-se um limite para o tamanho dos refratores, sendo utilizado no refrator do Observatório de Yerkes, construído no ano de 1897, utilizando uma lente primária de 102 cm. Não se conseguiu construir lentes maiores, pois as mesmas se deformavam pelo próprio peso. Isso foi um problema muito grande para os refratores, mas não para os refletores, pois estes podem ser apoiados não importando a massa que tem. O maior avanço na tecnologia dos refletores foi conseguido por Isaac Newton, que criou o foco Newtoniano. Até os dias atuais a técnica Newtoniana é utilizada largamente. No âmbito profissional, o telescópio Newtoniano não é viável porque se utiliza espectrógrafos com pesos altíssimos e não o olho como observador.

Um dos maiores construtores dos refletores foi Willian Herschel, que construiu um telescópio refletor de 12 metros, necessitando de três pessoas para operar o mesmo. Com esse instrumento Herschel descobriu Urano, além das luas Oberon e Titânia do referido planeta, Enceladus e Mimas de Saturno, grande parte das galáxias NGC, radiação infravermelha, fez o mapa da Via láctea e como músico ainda compôs 24 sinfonias.

Embora os telescópios Newtonianos ainda sejam largamente utilizados, outro modelo de foco foi desenvolvido para possibilitar a instalação dos pesados espectrógrafos: os telescópios Cassegrain. Estes telescópios permitiram a instalação de aparelhos em sua ocular sem distorções e desestabilização do conjunto. O telescópio de Mount Wilson (1917) é um modelo Cassegrain de 2,5 metros utilizado por Edwin Hubble para fazer a classificação morfológica das galáxias e descobrir a lei da expansão do Universo – Lei de Hubble - que deu base para a Teoria do Big Bang. Embora todos os avanços na construção dos telescópios, os astrônomos sempre tiveram que conviver com a turbulência da atmosfera que comprometia a nitidez das imagens, até mesmo nos enormes telescópios. Descobriram aos poucos que além da qualidade das lentes ou espelhos seria necessário construir os telescópios nas grandes altitudes e em regiões com clima seco e frio, além da distância de grandes centros para ficar livre da poluição luminosa. Portanto aumentar as dimensões melhoraram a captação de objetos mais fracos, mas não melhorou a nitidez devido a turbulência da atmosfera, o que originou a ideia de enviar estes telescópios para a órbita terrestre, evitando assim o efeito causado pela atmosfera, nascendo o projeto do telescópio Hubble.  Uma alternativa foi o desenvolvimento da chamada ótica adaptativa, que permite corrigir a turbulência atmosférica em tempo real. 

Comparação Telescópio 114 mm - DF 500 e DF 900

Nem sempre os telescópios de pequena abertura, como os que possuem 114 mm, despertam o interesse de astrônomos amadores com algum tempo de caminhada. Embora possam produzir aumentos teóricos semelhantes a telescópios maiores, o poder de definição se dá pela maior abertura de um tubo. Porém isso não impede que iniciantes tenham ótimas apreciações com tais aparelhos. Uma boa ótica, o que não é difícil para espelhos de pequeno diâmetro, nos proporcionarão imagens brilhantes de alguns Planetas e da Lua, além de alguns aglomerados ou até nas observações terrestres. Para conhecer o céu basta-nos os olhos ( vista desarmada) ou um simples binóculo, mas se tiver interesse em adquirir algo não tão dispendioso, deixo aqui uma comparação de aumento entre dois destes aparelhos, para contribuir na decisão dos iniciantes.

É válido ressaltar alguns pontos: 

Abertura = diâmetro do tubo

Distância Focal (DF) = Distância da superfície do espelho primário até o ponto onde se forma a imagem, ou seja, onde se posiciona o olho.

Distância Focal da Ocular: geralmente vem indicada na ocular, exemplo: (10 mm, 20 mm, 25 mm, etc).

Para se calcular o Aumento Máximo útil do telescópio, alguns observadores aceitam até 2,5 vezes a abertura, porém para os mais perfeccionistas o valor de referência gira em torno de duas vezes, ou seja, num modelo de 114 mm de abertura, calcularemos o aumento máximo permitido pelo aparelho em 228 vezes. Acima disso já perdemos nitidez no objeto, veríamos uma imagem borrada e sem definição. Este limite, para um bom sistema óptico pode estender-se em 2,5 vezes como dito anteriormente. Para o cálculo do aumento, dividimos a DF do telescópio pela DF da ocular. Aqui trataremos de dois telescópios com abertura de 114 mm muito comuns, que são os de DF de 500 mm e de DF de 900 mm. Um da marca Konus (500 mm) e outro da marca Toya (900 mm). 

Utilizaremos como padrão uma ocular de 10 mm, o que no primeiro telescópio nos proporcionaria uma aumento de 50 vezes ( 500 mm/10 mm). No segundo caso teríamos um aumento de 90 vezes (900 mm/ 10 mm) com a mesma ocular sendo usada . Notemos que para a mesma ocular, quanto maior a DF, maior o aumento. Quanto ao Poder Separador e Magnitude Limite, não entraremos em detalhe pois ambos apresentariam o mesmo valor tendo em vista possuírem a mesma abertura.  Já a Luminosidade, embora utilize da Abertura em seu cálculo, leva em consideração também a DF. A Luminosidade tratamos com a Razão Focal (RF), onde valores menores apresentam mais brilho (luminosidade). Embora a capacidade de captar mais luz esteja relacionada à abertura de um telescópio (telescópios de 114 mm são considerados escuros), pela diferença de DF podemos comparar nossos dois modelos e verificar qual apresenta mais brilho. A Razão Focal apresenta-se sob a fórmula RF =DF / D. Assim ela nos proporcionaria para o telescópio com DF 500 mm: RF = 500/114; RF= 4,38. Já para o telescópio de 900 mm, RF = 7,89. Ou seja: o de 500 mm apresenta menos aumento e mais brilho em comparação com o de 900 mm que apresenta mais aumento porém menos brilho. Estas características não devem ser levadas à risca para observação da Lua ou Planetas com este tipo de telescópio, pois estes astros apresentam brilho suficiente, mas é interessante dominar o cálculo para se saber o que está fazendo. Uma última consideração é interessante, e trata-se do Campo Visual. Como poderemos observar nas fotos de mesma resolução, uma apresenta a Lua por completo e a outra coube somente parte da Lua. Isso se dá porque quanto maior o aumento, menor o Campo Visual. Como o texto é para quem não tem conhecimento com telescópios, não complicaremos com álgebras ou palavras incompreensíveis. Partiremos direto para a prática.

 Utilizei para as fotos uma Webcam HP 4110, com mesma configuração, somente fazendo a captura em um telescópio e depois trocando e fazendo a captura no outro telescópio. A resolução utilizada foi a mesma para ambas, 1280 x 720. 

Telescópio 114 mm com DF 500 mm

Imagem da Lua com Telescópio DF 500mm: resolução 1280 x 720

Telescópio 114 mm com DF 900 mm

Imagem da Lua com Telescópio DF900mm: resolução 1280 x 720

Lua com DF 500mm (menor aumento)  x  Lua com DF 900mm (maior aumento)

                                                              

Planeta Anão Ceres - Patos de Minas - MG

Captura de imagem do planeta-anão Ceres realizada com telescópio de 180mm, em montagem dobsonina manual, com Canon T2i em foco primário, com campo de visão de cerca de 1,1º (CMOS APS-C "cropado" (14.9 x 22.3mm)). Uma terceira foto não foi possível devido o afastamento do astro em relação à estrela utilizada como referência (HIP* 44013 - HD* 76540). Foi utilizado o Software Stellarium como referência para identificação da conjunção. Fotos feitas com intervalo de aproximadamente 24 horas, sendo a primeira no dia 16 de Fevereiro de 2018 às 23:05 h (HL)* (UTC - 01:05 do dia 17 de fevereiro)* e a segunda dia 17 de fevereiro de 2018 às 22:14 h (HL) (UTC 00:14 do dia 18 de fevereiro)*.

* HL - Hora Legal

*(UTC -2 devido horário de verão)

* HIP - Catálogo Hipparcos - ESA

* HD - Catálogo Henry Draper

Imagem da localização de Ceres logo abaixo da Constelação de Câncer.

Crédito: Stellarium

As imagens acima são do software Stellarium, e como simulam a imagem por telescópio fica invertida devido o uso de lentes (Ocular de 25 utilizada na simulação)

Abaixo as imagens reais, observem que Ceres aparece à esquerda devido a utilização da câmera em foco primário, sem lente.

Abaixo imagens originais:

16/02/18

17/02/18

Aqui uma animação utilizando as duas fotos para melhor percepção da evolução do pequeno planeta em sua translação.

                                                

                                                

Fotos da Lua - Patos de Minas - MG

Olá prezados,

seguem algumas fotos da Lua, registradas por mim em Patos de Minas-MG. Utilizei Telescópio 180 mm Dobsoniano (manual) webcam HP4110 em projeção positiva com celestron 10mm, Registax 5, Sharp Cap e Light Room. Não estão à altura das grandes fotos de nossos astrofotografos, mas já é algum começo. 

MARTE EM OPOSIÇÃO

Marte em oposição

Por Gilberto Dumont

Os astrônomos caracterizam “oposição” como o momento em que a Terra passa entre o Sol e um determinado Planeta, proporcionando assim o seu surgimento à Leste, enquanto o Sol se põe à Oeste. Em relação a Marte, a Terra completa um ciclo a cada 26 meses, e devido suas órbitas elípticas (e não circulares), em determinadas oposições a distância média entre os dois Planetas diminui consideravelmente. As oposições periélicas são as mais favoráveis, pois podem aumentar o tamanho aparente do Planeta. Uma dessas oposições favoráveis ocorrerá na noite do dia 27 de Julho de 2018, onde Marte brilhará no Zênite à meia-noite, apresentando um tamanho aparente de 24,2 segundos de arco. A última vez que houve uma aproximação com tais proporções foi em Agosto de 2003, com tamanho aparente de 25,1 segundos de arco, e a próxima mais notável será em 2035, com 24,5 segundos de arco.

Nossa Lua Cheia possui diâmetro de cerca de meio grau. Sabendo-se que cada grau possui 60 minutos de arco e cada minuto 60 segundos de arco, a Lua Cheia tem  1800 segundos de arco. Assim, em 27 de Julho de 2018 Marte assumirá um tamanho aparente próximo ao de algumas crateras lunares, e como já é visível a olho nu, sua cor vermelho alaranjada será intensificada por pequenas lunetas ou binóculos (de qualidade). Já telescópios com aberturas acima de 150mm poderão notar alguns detalhes da superfície marciana, como calotas polares.

Google imagens

Em 2003 tivemos a maior aproximação de Marte nos últimos 60 mil anos (Costa, 2007)

Créditos: Costa, 2007

Créditos/Referências:

Costa, J.R.V. Marte em oposição. Astronomia no Zênite, ago. 2007. Disponível em: <http://www.zenite.nu/marte-em-oposicao>. Acesso em: 2 jan. 2018.

Costa, J.R.V. A órbita de Marte. Astronomia no Zênite, ago. 2007. Disponível em: <http://www.zenite.nu/a-orbita-de-marte>. Acesso em: 3 jan. 2018.

Powell, M. J. Oppositions of Mars. 2013. Disponível em: http://www.nakedeyeplanets.com/mars-oppositions.htm. Acesso em: 03 jan. 2018.