Ana-Maria
Constantin

# Telescópios

Inventados na Holanda, no início do século XVII, os telescópios são as ferramentas usadas pelos astrónomos e astrofísicos para as suas observações. Com o desenvolvimento da ciência moderna, os telescópios são agora usados para observar em todas as gamas do espectro electromagnético, dentro ou fora da atmosfera da Terra. Os telescópios funcionam pela recolha da luz com uma superfície larga, chamada de objectiva, que faz com que a luz recebida seja convergida. A imagem final será visualizada através de uma lente ou foco.

## Abertura e Relação Focal

Os telescópios são usados para recolher a luz dos objectos celestes e para convergi-la num ponto, chamado de ponto focal. São descritos por dois parâmetros, a abertura e a Relação Focal. O diâmetro da superfície de recolha de luz é chamado de abertura do telescópio – quanto maior a abertura, mais clara será a imagem. A relação entre a distância focal f e a abertura D de um telescópio é definida como sendo a relação focal. Isto descreve a potência de recolha de luz de um telescópio. Os telescópios rápidos têm relações focais menores, dado que obtêm imagens mais claras num tempo de exposição menor. À medida que a relação focal vai aumentando, o tempo de exposição para obter uma imagem clara vai aumentando, por isso se denominar de mais lento. A relação focal é normalmente denominada por f/n, onde o 'n' é a relação entre a distância focal e a abertura.

## Aberrações

Para obter uma imagem, os telescópios usam lentes ou espelhos. Infelizmente, se usarmos ambos, iremos obter distorções nas imagens denominadas de aberrações. Algumas aberrações são comuns tanto nas lentes como nos espelhos, como o astigmatismo e a curvatura do campo.

O astigmatismo aparece quando diferentes partes das lentes ou dos espelhos fazem os raios da luz recebida convergir em locais ligeiramente diferentes do plano focal. Quando for corrigido para o astigmatismo, poderá surgir uma curvatura do campo sobre a superfície da lente/espelho, que faz a luz convergir sobre uma curva, em vez de um plano.

De qualquer forma, também existem aberrações específicas das lentes e específicas dos espelhos.

A aberração cromática é uma funcionalidade dos telescópios que usam lentes para convergir a luz. Principalmente, a distância focal de uma lente é dependente do comprimento de onda, o que significa que o ponto focal da luz azul é diferente do da luz vermelha. Isto resulta numa imagem borrada. O efeito da aberração cromática pode ser reduzido se adicionar lentes de correcção no sistema. A aberração esférica poderá também ser um problema para as lentes, resultado da sua forma. As superfícies em esferóide não farão a luz recebida convergir num único ponto, sendo por isso que outras superfícies, como as parabolóides, serem as preferidas. Mesmo ao usá-las não estamos livres de problemas, dado que aparece outro tipo de aberração nesse caso. Essa aberração resulta da dependência da distância focal ao ângulo entre a direcção do raio recebido e o eixo óptico do sistema. Como tal, as imagens dos pontos que fiquem fora do eixo óptico são alongadas, em vez de serem pontos simples, como seria normal.

## Ampliação

Ampliação, o aumento no tamanho angular de um objecto visto num telescópio, é descrita como a proporção entre a distância focal da objectiva e a distância focal do foco. Por isso, quanto maior a distância focal da objectiva, maior a ampliação. Se quiser ter uma imagem grande, então irá precisar de uma distância focal grande da objectiva e uma distância focal curta do foco.

Por exemplo, se tiver uma objectiva de 500 mm e um foco de 25 mm, a ampliação resultante será de 500 / 25, que será igual a 20 ou 20X.

## Campo de Visão

O campo de visão é o ângulo coberto no céu pelo telescópio. O campo de visão aparente de um telescópio é determinado apenas pelo foco. É uma característica específica do mesmo, sendo normalmente igual a 52 graus. Para poder encontrar o campo de visão real de um telescópio, terá de dividir o campo de visão aparente pela ampliação. O campo de visão real é o ângulo coberto de facto no céu pelo telescópio.

O &kstars; tem uma ferramenta para procurar e mostrar (no céu virtual) um campo de visão real, chamado de Indicador de CDV. Invoque-o seleccionando a opção Configuração Símbolos de CDV Editar os Símbolos de CDV. Se carregar em Novo, irá abrir uma janela com quatro páginas diferentes: Óculo, Câmara, Binocular e Radiotelescópio. Para calcular o campo de visão, seleccione a página que se aplica e indique as especificações do equipamento. Finalmente, se carregar em Calcular o CDV irá calcular e mostrar o campo de visão imediatamente em baixo. O &kstars; pode agora também mostrar isto como uma forma desse tamanho no céu celeste. Para o fazer, indique um nome para este campo de visão em particular (como por exemplo`óculo de 20mm` ou `DSLR com refracção`) e seleccionar uma forma e cor a mostrar. Para o Óculo, use o Círculo ou Circunferência como forma, dado que o campo de visão de um óculo é redondo. Para a Câmara, use o Quadrado (que é de facto um rectângulo), assumindo que o sensor ou a película são quadrados ou rectangulares. Ao usar vários óculos e/ou telescópios, é bom distingui-los com cores diferentes. Carregue em OK para fechar a janela. Para mostrar a forma no ecrã, volte atrás nos menus Configuração Símbolos do CDV e depois seleccionar o novo item do menu com o nome que lhe foi atribuído. Para o desactivar de novo, carregue no item do menu de novo.

## Tipos de Telescópios

Dado que os telescópios são usados nas observações em todo o espectro electromagnético, são classificados como Telescópios Ópticos, Ultra-Violetas, Raios Gama, Raios X, Infra-Vermelhos ou Rádio. Cada um destes tem o seu próprio papel bem definido na obtenção de uma análise detalhada do objecto celeste em estudo.

## Telescópios Ópticos

Usados para as observações no campo de visão visível, os telescópios ópticos são principalmente refractores e reflectores, sendo a diferença entre os dois a forma de recolher a luz de uma estrela.

Os Telescópios por Refracção usam duas lentes para criar uma imagem, uma lente primária ou objectiva, que recolhe a luz recebida, e o foco ou óculo, que actua como uma lupa usada na observação da imagem final. As duas lentes situam-se em lados opostos de um tubo e a distância entre eles poderá ser ajustada para obter a imagem final.

O maior telescópio por refracção no mundo é o existente no Observatório de Yerkes em Williams Bay, Wisconsin. Construído em 1897, tem uma objectiva de 1,02m (40 polegadas) e uma distância focal de 19,36m.

Os telescópios por reflexão, por outro lado, usam espelhos em vez de lentes para obter a imagem final. Ao substituir a lente da objectiva por um espelho, iremos obter um ponto focal que fica a meio caminho da luz recebida. Um observador situado neste ponto poderia ver uma imagem, mas iria bloquear parte da luz recebida. O ponto focal do espelho principal é chamado de foco primário, sendo este também o nome da primeira categoria de telescópios por reflexão. Como tal, os telescópios de foco primário usam um espelho para recolher a luz de um objecto celeste e, por reflexão, a imagem do objecto poderá ser observada a partir do foco primário do telescópio. Os outros tipos de telescópios por reflexão são os de Newton, Cassegrain e Coude.

O telescópio de Newton usa um espelho plano adicional, colocado na vizinhança do foco primário, no caminho da luz reflectida. Isto resulta na mudança do ponto focal para outro local, num dos lados do telescópio, sendo mais acessível para a observação. Obviamente, um espelho colocado a meio caminho da luz reflectida irá também bloquear parte da imagem recebida mas, se a relação entre as áreas das superfícies do espelho primário e do secundário forem grandes o suficiente, a quantidade luz recebida bloqueada é pouco perceptível.

O telescópio de Cassegrain é semelhante ao de Newton, só que neste o espelho secundário reflecte luz para o fundo do telescópio. Aí, existe um furo ao centro do espelho primário que permite à luz reflectida seguir o seu caminho até convergir no ponto de foco. O espelho secundário tem de ser convexo, dado que aumenta a distância focal do sistema óptico. O espelho primário de um telescópio Cassegrain é um parabolóide. Se o substituir por um hiperbolóide, iremos obter um telescópio Ritchey-Chretien. A vantagem de usar um telescópio Ritchey-Chretien é a de remover os efeitos dos reflectores clássicos.

O tipo Coude consiste em mais de um espelho que reflecte a luz para um local especial, o local de Coude, que se localiza por baixo do telescópio. A vantagem de usar um telescópio Coude varia, desde obter uma distância focal grande e útil para os diferentes campos da astronomia e da astrofísica, como a espectroscopia, para evitar a utilização de um instrumento massivo. Contudo, existem também desvantagens em usar um telescópio de Coude, dado que quanto mais espelhos forem colocados no sistema, menor quantidade de luz irá chegar ao detector. Isto acontece porque, ao usar espelhos de alumínio, somente 80% da luz incidente será reflectida.

Os Catadiópticos são tipos especiais de telescópios que usam tanto lentes como espelhos para fazer a luz convergir. O catadióptico mais conhecido é o telescópio de Schmidt-Cassegrain. Tem a vantagem de oferece um campo de visão com um grande ângulo. Para minimizar a cobertura, usa um espelho primário esférico com uma fina lente de correcção que retira as aberrações esféricas. O espelho secundário é colocado no centro da lente de correcção, reflectindo a luz através de um furo feito no espelho primário. Não tão conhecido como o telescópio de Schmidt-Cassegrain, mas também conhecido o suficiente, é o telescópio Maksutov, que usa uma lente de correcção com o espelho primário, tendo desta vez as suas superfícies concêntricas.

## Observações Noutros Comprimentos de Onda

Para uma análise detalhada do céu, as observações são também efectuadas em outras regiões do espectro electromagnético. Os mais conhecidos e eficientes são os radio-telescópios, desenvolvidos na sua maioria no último século. Um problema comum para os telescópios de rádio e os ópticos é a necessidade de uma melhor resolução. Podemos derivar a resolução de um telescópio pelo critério de Rayleigh, que define a que a potência resultante é igual à relação entre o comprimento de onda e o diâmetro da abertura (vezes 1,22 para as aberturas circulares). Por isso, para uma boa resolução, é necessário um diâmetro o maior possível. O maior rádio-telescópio no mundo é o telescópio de Arecibo, em Porto Rico, que usa um prato gigante com 300 m de diâmetro. Para resolver o problema das resoluções, os astrónomos desenvolveram uma nova técnica chamada de interferometria. O seu princípio básico é a observação do mesmo objecto com dois telescópios distintos, obtendo uma imagem final através da "ligação" das duas imagens iniciais. Nos dias de hoje, o observatório mais eficiente que usa interferometria é o Very Large Array, localizado perto de Socorro, Novo México. Usa 27 telescópios dispostos em "Y", com uma abertura de 25 m cada um. Existe também uma técnica chamada de Interferometria de Linha-Base Muito Longa (VLBI) que permite aos astrónomos resolverem imagens do tamanho de continentes. O maior projecto do século neste domínio é a construção do Atacama Large Millimeter Array (ALMA), que irá usar 66 telescópios colocados no deserto de Atacama, no Norte do Chile.

## Observações Baseadas no Espaço

Dado que as observações baseadas na Terra são afectadas por extinção, devido à atmosfera da Terra, as observações feitas a partir do espaço são mais bem sucedidas. Um exemplo é o Telescópio Espacial Hubble (HST), que tem um espelho primário de 2,4, f/24, o espelho mais suave que alguma vez foi construído. Este telescópio está colocado numa órbita baixa em torno da Terra e, devido à falta de atmosfera, poderá observar objectos muito distantes. Outro telescópio espacial é o Telescópio Espacial James Webb (JWST) que será lançado em 2018. Terá um espelho primário de 6m e irá orbitar em torno de um ponto estável a nível gravitacional na linha Sol-Terra, conhecido pelo Segundo Ponto de Lagrange (L2). Aí, as atracções gravitacionais devido ao Sol e à Terra são balanceadas pela força centrífuga de um objecto colocado em movimento em torno do Sol. Este ponto tem a propriedade especial que, se um objecto estiver aí colocado, estará em equilíbrio em relação ao sistema Sol-Terra. O segundo ponto de Lagrange existe na linha que liga o Sol e a Terra, do outro lado da Terra. Como tal, um telescópio aí colocado irá receber menos radiação térmica, o que irá melhorar as observações em infra-vermelhos.