Refrator ou Refletor


refrator

O telescópio de Galileo, construído em 1609-1610, era composto de uma lente convexa, a objetiva, que sendo mais fina nas bordas do que no centro deflete mais a luz das bordas do que do centro, trazendo os raios paralelos a um foco; e uma lenta côncava, a ocular, que magnifica a imagem, como o de Hans Lippershey. Johannes Kepler (1571-1630), no seu livro Dioptrice publicado em 1611, explicou que seria melhor construir um telescópio com duas lentes convexas, como se usa atualmente. Kepler explicou que uma lente convexa na ocular, colocada após o foco, produzia um campo maior e com maior magnificação do que uma lente côncava, mas a imagem é invertida.

Kepler

O árabe Alhazen [Abu Ali al-Hasan Ibn al-Haytham (965-c.1039)] já tinha demonstrado que um espelho curvo imageava como uma lente convexa; ambos formam uma imagem invertida.GregoryO astrônomo escocês James Gregory (1638-1675) propôs o telescópio refletor em 1663, no seu livro Optica Promota.
refletor Em 1668 Isaac Newton (1643-1727) construiu um telescópio refletor (catóptrico, do grego kátoptron, espelho), usado atualmente em todos os observatórios profissionais, com um espelho curvo (parabolóide ou hiperbolóide) em vez de uma lente objetiva, usada nos telescópios refratores (dióptrico) de Galileo e Kepler. O telescópio de Newton, de 3,3 cm de diâmetro, utilizava um espelho de uma liga metálica de cobre e zinco.

Newton argumentou que a luz branca era na verdade uma mistura de diferentes tipos de raios que eram refratados em ângulos ligeiramente diferentes, e que cada tipo de raio diferente produz uma cor espectral diferente. Newton concluiu, erroneamente, que telescópios usando lentes refratoras sofreriam sempre de aberração cromática, pois o índice de refração varia com o comprimento de onda da luz incidente. A aberração cromática pode ser reduzida com um dubleto anacromático, consistindo de duas lentes com índices de refração diferentes, em contato. A lente com menor índice de refração (vidro crown) é feita fortemente convergente, e a de maior índice (vidro flint) é feita pouco divergente, para que a dispersão seja a mesma e o dubleto convergente. A aberração se cancela em dois comprimentos de onda.

aberração = aber

onde μλ=c/vλ é o coeficiente de refração do material que compõe a lente, vλ é a velocidade da luz no material da lente, F é a distância focal e D o diâmetro da lente. Esta aberração é também chamada de constringência.

cromático
aberração
Aberração cromática e geométrica: o foco para cores diferentes (mais perto da objetiva quanto menor o λ) ou para posições diferentes dos raios na lente, está em posições distintas. Embora possa ser corrigida usando-se lentes de materiais distintos e diferentes distâncias focais, a aberração cromática é grande para lentes maiores que D=25 cm. A aberração geométrica pode ser corrigida com superfícies parabólicas ou hiperbólicas.

Newton então propôs e construiu um telescópio refletor, com 15 cm de comprimento.

Telescopio de Newton

Newton colocou um espelho plano no tubo, a 45°, refletindo a imagem para uma ocular colocada no lado. A ocular é uma lente magnificadora colocada no foco do telescópio, e usada para olhar a imagem. O telescópio de Newton gerava imagens nove vezes maior do que um refrator quatro vezes mais longo. Os espelhos esféricos construídos naquela época produziam imagens imperfeitas, com aberração esférica. Embora Newton não tenha inventado o telescópio refletor, seu telescópio foi o primeiro a rivalizar os refratores da época.

Espelho Esferico

Laurent Cassegrain (1629-1693) provavelmente foi quem propôs em 1672 usar um espelho convexo secundário para convergir a luz para um buraco no centro do espelho principal, mas espelhos curvos não podiam ser feitos naquela época. Sua grande vantagem é cancelar a aberração esférica. La grande encyclopédie, 9, 696 (1890) diz que foi Guillaume Cassegrain (1625-1712).

Cassegrain

A maioria dos telescópios modernos tem foco Cassegrain. A distância entre o espelho secundário e o primário, aumentando a distância focal, age como uma telefoto, permitindo grande escala de imagem. Alguns telescópios profissionais substituem o espelho secundário por um instrumento, no chamado foco primário (topo do telescópio), eliminando uma reflexão.

Afocal
Para que o foco esteja atrás do espelho primário, o secundário deve ser colocado fora do foco, como nos telescópios cassegrain [Laurent Cassegrain, no Journal des sçavans de 25 de abril de 1672], com espelho convexo, e gregoriano, com espelho côncavo. No gregoriano, o espelho primário é um parabolóide côncavo, e o secundário um elipsóide côncavo. Embora receba o nome de gregoriano, em honra a James Gregory (1638-1675), aparecendo em sua publicação de 1663, Optica Promota (Os Avanços em Óptica), este modelo e o cassegrain já tinham sido publicados por Marin Mersenne (1558-1648), em 1636, no seu l’Harmonie Universalle.

A maior lente que se pode construir tem aproximadamente 1 metro de diâmetro, pesa meia tonelada, e deforma-se devido ao seu próprio peso, já que não pode ser apoiada por trás, como um espelho pode.

A montagem do telescópio pode ser equatorial, em torno do eixo polar e do eixo equatorial, ou alt-azimutal, em que o movimento se dá em torno do eixo vertical (apontado para o zênite), e o horizontal.

107
Telescópio equatorial de 2,7 m de diâmetro no McDonald Observatory
Soar
telescópio alt-azimutal de 4,2m de diâmetro Soar

A sensibilidade de um telescópio aumenta com o tamanho da área coletora e, portanto, com o quadrado do diâmetro, de modo que dobrando o seu tamanho, podemos detectar objetos quatro vezes mais fracos. Os telescópios passivos na Terra, devido à turbulência na atmosfera, podem enxergar objetos da ordem de 1 segundo de arco ou maiores (1 segundo de arco corresponde a uma moeda de 25 centavos a 50 km de distância!).

Soar AOO espelho do Soar tem 10 cm de espessura e 120 atuadores. Os VLT têm 17 cm de espessura, 150 atuadores e pesam 22 toneladas. Com ótica adaptativa, que modifica rapidamente a forma dos espelhos para compensar as variações causadas pela atmosfera da Terra, este limite está decrescendo para aproximadamente 0,2 segundos de arco.

Em 1948 foi inaugurado o telescópio Hale, de Monte Palomar, na Califórnia, com um espelho primário de 200 polegadas (5 metros) de diâmetro. Este foi o maior telescópio do mundo por três décadas. Desde 1990 o maior telescópio é o Keck, no Havaí, com 10 metros de diâmetro. Na verdade existem atualmente dois telescópios Keck, I (1992) e II (1996), idênticos, e seus espelhos, de 10 metros cada, são formados por mosaicos de espelhos menores.

Keck

O Hobby-Eberly Telescope (HET) no Texas, tem a maior objetiva (11,1×9,8 m), mas uma área efetiva de 9,2 m de abertura. O SALT, na África do Sul, é uma cópia do HET. Os maiores telescópios de espelhos únicos (monolíticos) são os quatro VLTs do European Southern Observatory, no Chile, com 8,2 metros de diâmetro de espelho principal (1998-2004), o Grande Telescópio Binocular, com dois espelhos de 8,4 m montados sobre a mesma base (2008), o telescópio japonês Subaru, com 8,2 m (1999), e os dois Geminis, norte, no Havaí (2001), e sul, no Chile (2000), com 8,1 metros. Todos estes telescópios usam ótica ativa (ajuste do espelho primário em baixa freqüência, de escalas de tempo da ordem de segundos, para corrigir distorções causadas pela ação da gravidade e gradientes de temperaturas) e adaptativa (ajuste do secundário ou terciário em alta freqüência, 50 Hz a 104 Hz) para compensar em tempo real as deformações introduzidas no feixe pela atmosfera da Terra. A correção adaptativa de mais baixa ordem corresponde a tip-tilt, corrigindo as inclinações da frente de onda em duas dimensões (deslocamento de posição e ângulo). Esta correção é feita movendo rapidamente o espelho de tip-tilt que faz pequenas rotações em seus dois eixos. Estes movimentos corrigem significativamente as aberrações introduzidas pela atmosfera.

ComaOs telescópios modernos têm focos Ritchey-Chrétien, propostos por George Willis Ritchey (1864-1945) e Henri Chrétien (1879-1956), onde o espelho secundáriodo Cassegrain (parabólico) é substituído por um hiperbólico, que permite a correção da imagem, principalmente coma, para um campo maior. A coma aumenta com a distância da imagem ao eixo focal, isto é, as imagens menores são as mais próximas ao eixo. Na verdade tanto o primário quanto o secundário são hiperbolóides nos Ritchey-Chrétien.
Para grandes campos, os telescópios mais utilizados são os catadriópticos (espelho mais lente corretora) do tipo Schmidt-Cassegrain, desenvolvidos pelo estoniano Bernhardt Voldemar Schmidt (1879-1935), ou Maksutov, desenvolvidos pelo russo Dmitri Dmitrievich Maksutov (1896-1964). Os Maksutovs são muito parecidos com os Schmidts, mas têm placa de correção curvada, permitindo maior campo e maior contraste.

img7O Observatório Palomar, na Califórnia, com o Oschin Schmidt Telescope de 1,2 m de diâmetro, fotografando campos de 6°, com f/2.5, completou o Palomar Observatory Sky Survey (POSS) entre 1950 e 1957. O UK Schmidt, no ESO, similar, completou o céu austral (sul), e o Oschin Schmidt Telescope do Palomar completou a segunda época do POSS (Neill I. Reid, C. Brewer, R.J. Brucato, W.R. McKinley, A. Maury, D. Mendenhall, Jeremy R. Mould, J. Mueller, G. Neugebauer, J. Phinney, W.L.W. Sargent, J. Schombert e R. Thicksten, 1991, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 103, 661). Estes dados foram digitalizados pelo Space Telescope Science Institute e encontram-se disponíveis no Digitized Sky Survey.
Alguns observatórios têm ainda um foco Coudé (cotovelo, em francês) em seus telescópios equatoriais, em que um conjunto de espelhos leva a luz para uma posição de grande distância focal e, portanto, de grande magnificação (escala de campo). Normalmente os espelhos direcionam a luz através de um furo no eixo polar do telescópio. Para montagens alto-azimutal, a luz pode ser direcionada ao longo do eixo de altura (ou declinação para os equatoriais, vazados) para um dos dois focos Nasmyth [James Nasmyth (1808-1890)] na lateral do telescópio. Como esta posição é estacionária, equipamentos pesados podem ser instalados aí.

Nasmyth

O poder resolutor de um telescópio é o menor ângulo entre duas fontes puntuais para o qual elas continuam separadas e definidas. Poder resolutor=120″/D(mm), onde ” significa segundos de arco e 1″=1/3600° e λ=4782Å.

Diâmetro da Objetiva (em mm) Poder Resolutor (em “)
60 mm 2,0″
90 mm 1,3″
100 mm 1,2″
120 mm 1,0″
200 mm 0,6″
300 mm 0,4″

A resolução do olho humano é da ordem de 4′. A fórmula da resolução, dada pelo padrão de difração de uma onda de comprimento λ passando por uma abertura de diâmetro D, é dada por:

dif

no limite de pequenos ângulos, onde D é o diâmetro da lente (ou olho ou espelho) e o fator 1,22 é a primeira raiz da função de Bessel para uma forma esférica, e θ está em radianos.

Airy
Disco de Airy (o disco no limite de difração, Sir George Biddell Airy (1801-1892)] para um telescópio com espelho ou lente circular. Como a estrela está muito distante, sua luz pode ser tratada como uma onda plana incidindo sobre a abertura circular do telescópio. A onda plana é difratada nas bordas da abertura, produzindo um padrão de difração circular no foco. A energia contida no centro é de 84%, e o primeiro anel de difração contém menos de 2% da luz.

Quando a resolução de uma imagem é dada pelo poder de resolução acima, diz-se que está no limite de difração. Como a atmosfera da Terra provoca deformações no feixe de luz, já que as células da atmosfera têmHST no máximo cerca de 30 cm, telescópios maiores que estas células não atingem o limite de difração sem ótica adaptativa. Como o limite aumenta com o comprimento de onda, é mais fácil atingir o limite de difração no infravermelho do que no ótico.

O Telescópio Espacial Hubble tem uma abertura de 2,4 m de diâmetro e suas imagens estão no limite de difração, com imagens típicas da ordem de 0,1 segundos de arco. As observações podem ser feitas em comprimentos de onda que são normalmente bloqueadas pela atmosfera da Terra, como no ultravioleta. Como espelhos parabólicos são mais difíceis de polir do que os esféricos, alguma distorção residual pode existir. O espelho do Telescópio Espacial não foi polido para a parábola correta e suas imagens não corrigidas espalhavam a luz para cerca de 2 segundos de arco. Estas distorções foram corrigidas introduzindo, no lugar do Fotômetro de Alta Velocidade, uma lente corretora.

OPD 1.6m OPD
O maior telescópio ótico no Brasil tem 1,6 m de diâmetro e está localizado no Observatório do Pico dos Dias, em Brazópolis, Minas Gerais, a 1864m de altitude. Foi instalado em 1980, fabricado pela Perkin-Elmer, tem configuração equatorial Ritchey-Chrétien, diâmetro do campo (blindado e sem “vignetting”) de 50 minutos de arco, escala de placa de 13,09 segundos de arco/mm, distância focal equivalente de 15,752 mm, razão focal f/10 e plano focal 355 mm atrás do rotador de instrumentos.

A escala de placa de um telescópio de razão focal f/# é dada por 360°/(#× D), já que 360° corresponde a 2π×(distância focal), mas normalmente é expressa em segundos de arco (“) por mm, lembrando que 1°=3600”.

O primeiro telescópio instalado no Brasil foi de fato o primeiro em todo o hemisfério sul e em todas as Américas. Foi instalado pelos holandeses em Recife, de 1639 a 1643, pelo astrônomo Georg Markgraf (1616-1644).

soarbackOs telescópios atuais são de vidro de baixíssima expansão térmica (borosilicato, zerodur,…), já que a curvatura é sensível a pequenas mudanças na temperatura. Grandes esforços são feitos para manter a temperatura constante, e muito próxima da do ar externo, para minimizar também qualquer turbulência por diferença de temperatura espelho-ar.

Os vidros são revestido de prata ou alumínio na superfície para aumentar a refletividade. Em 1835 o químico alemão Justus von Liebig (1803-1873) desenvolveu um processo de depositar prata em espelhos. A primeira camada de prata em um telescópio foi feita por Jean-Bernard-Léon Foucault (1819-1868) em 1857. Foucault constuíu um telescópio com vidro revestido de prata em 1860, com 33 cm.

A deposição de alumínio, que é mais refletivo do que a prata no ultravioleta, foi feita primeiro pelo físico americano John Donovan Strong (1905-1992), do CALTECH (California Institute of Technology) em 1932. A prata é mais refletiva que o alumínio no infravermelho. As camadas metálicas na superfície dos espelhos têm que ser trocadas em poucos anos.

Distância focal de um telescópio: a distância entre o espelho e o plano focal é chamada de distância focal. Ela determina o campo que o telescópio enxerga com uma certa ocular ou com um tamanho de detector CCD ou placa fotográfica, isto é, a escala em “/mm. A razão focal (f-ratio, f/#) de um telescópio é a razão entre a distância focal e a abertura (diâmetro) da objetiva (espelho primário). Para uma dada abertura, quanto menor for a razão focal, maior será o campo. Quanto menor a razão focal, mais difícil é reduzir as aberrações óticas para todo o campo.

O Telescópio Soar (SOuthern telescope for Astrophysical Research) tem uma qualidade de imagem especificada em 0,22 segundos de arco, espelho primário de ULE (Ultra Low Expansion) com 10 cm de espessura, suportado por 120 atuadores eletro-mecânicos. O secundário tem 60 cm de diâmetro, assim como o terciário. O terciário compensa a turbulência atmosférica a 50 Hz e redireciona a luz para os dois portos Nasmyth ou três Cassegrain nas laterais.

Diâmetro total do espelho primário 4300 mm
Diâmetro da pupila de entrada 4100 mm
Obstrução da pupila de entrada pelo secundário 980 mm
f/# do espelho primário 1,6855
f/# do telescópio 16,625
Distância focal do telescópio 68176,3 mm
Escala de placa no foco Nasmyth 330,53 μm/arcsec=3,025 segundos de arco/mm
Campo total 14,4 minutos de arco
Raio de curvatura do plano focal 966,3 mm

Os Telescópios Gemini também têm razão focal f/16 de modo que os instrumentos do Gemini podem ser usados no Soar. Os espelhos primários, com 8,1 m de diâmetro e 20 cm de espessura de vidro ULE-581, pesam 22 200 kg e são suportados por 120 atuadores. Para uma idéia de escala, as diferenças de uma esfera para um espelho f/1,2 com 8 m são da ordem de 1,2 mm. O espelhos primários têm superfície côncava hiperbólica, com precisão média de 156 Å. Os espelhos secundários têm 1 m de diâmetro e são fabricados de Zerodur, montados sobre um mecanismo capaz de corrigir tip-tilt a 200 Hz. Para um espelho de 8 m f/1,8 se manter dentro do limite de difração em 2,2 μm, o espelho secundário tem que ser mantido alinhado ao eixo ótico do espelho primário dentro de 50 μm. Para se manter em foco, a distância entre o espelho primário e o secundário, de 12 m tem que ser mantida dentro de 2,5 μm. Com uma distância focal efetiva de 128,12 m, a escala de placa é de 1,61″/mm.

No ESO VLT, cada um dos 4 telescópios têm um espelho primário de 8,20 m de diâmetro, de Zerodur, e um secundário de 1,12 m de diâmetro. Cada telescópio tem 4 focos: dois Nasmyth, um Cassegrain e um Coude. A montagem é alt-azimutal e o telescópio não pode observar a distâncias zenitais menores que 4° e maiores que 70°. O interferômetro opera até distâncias zenitais menores que 60°.

Captação de luz: o poder de captar luz de um telescópio aumenta com a área da objetiva, lente ou espelho. Os espelhos dos Gemini têm uma cobertura de prata protegida; a refletividade em 470 nm chega a 93,3% e em 2,2 μm a 98,1%. O primário do Soar tem um filme de alumínio protegido, atingindo uma refletividade de 89,9% (76,0% M1×M2×M3) em 470 nm, comparado com 86,5% antes da realuminização (61,7% M1×M2×M3).
Prata

off-axisFora do eixo (off-axis): se o espelho secundário for colocado fora do eixo do telescópio, com o primário inclinado, pode-se reduzir a obscuração do primário pelo secundário, e também a luz espalhada. Em 1879 William Herschel construiu um telescópio com 126 cm de diâmetro, e existem outros modelos, como os Schiefspiegler, oblíquos, mas nenhum telescópio moderno usa este design.

SDSS
O Sloan Digital Sky Survey construiu um telescópio de 2,5 m de diâmetro no Observatório Apache Point, no New Mexico, equipado com dois instrumentos: uma câmera imageadora com 120-megapixeis, nos filtros u,g,r,i,z, cobrindo 1,5 grausSDSS quadrados do céu simultaneamente, cerca de 8 vezes a área da Lua, e um par de espectrógrafos alimentados por fibras óticas que media simultaneamente o espectro de 640 objetos, no intervalo 3800 a 9200A.

De 2000 a 2005, cobrindo mais de 8400 graus quadrados, observou 230 milhões de objetos celestes, detectando 930 000 galáxias, 120 000 quasares e 225 000 estrelas. O SEGUE (Sloan Extension for Galactic Understanding and Exploration) estudou a estrutura da Via Láctea, imageando 3500 graus quadrados e obtendo o espectro de 240 000 estrelas, com 14.0 < g < 20.3, e astrometria melhor que 0,1″, de 2005 a 2008, e está incluído no Data Release 7 (Brian Yanny, Constance Rockosi, Heidi Jo Newberg et al. 2009, Astronomical Journal, 137, 4377. O Sloan Supernova Survey obteve imagens repetidas de uma área de 300 graus quadrados por tres meses e descobriu aproximadamente 500LSST supernovas tipo Ia. Em junho de 2012 foi liberado o Data Release 9 (DR9) do SDSS III, o primeiro com o espectrógrafo BOSS, de 1000 fibras, cobrindo de 3600 a 10000 Å. Use estas ferramentas para olhar as imagens do
SDSS
.

Daniela Lazzaro e seu grupo de Evolução Dinâmica e Colisional de Asteróides e Cometas, do Observatório Nacional, está instalando um telescópio robótico de 1 m de diâmetro para acompanhamento de asteróides, no município de Itacuruba, sertão de Pernambuco, no projeto Impacton (Iniciativa de Mapeamento e Pesquisa de Asteróides nas Cercanias da Terra no Observatório Nacional).
A próxima geração de telescópios óticos entrará em operação por volta de 2016 a 2019, e inclui o LSST
Large Synoptic Survey Telescope (LSST)
, de 8,4 m de diâmetro, secundário com 3,5 m detelescopio_impacton diâmetro, que mapeará todo o céu visível a partir do Cerro Pachon, no Chile, a cada 3 noites (10 000°2), com uma câmera de 3,2 Gpixeis, cobrindo um campo de 3,5°, totalizando
200 000 imagens por ano (1,28 petabytes),

o Giant Magellan Telescope (GMT), em Las Campanas, no Chile, com 7
espelhos de 8  de diâmetro, com uma resolução de 24,5 m de área efetiva, 20′ de campo, tem um custo estimado de 690 milhões de dólares, já incluindo 75 milhões de dólares para a primeira instrumentação. Os parceiros
atuais são: Smithsonian, Austrália, Universidade do Texas, Texas A&M, Korea e Universidade TMTdo Arizona e a construção terá início em 2013.

o Thirty Meter Telescope (TMT), no Mauna Kea, Hawaii, 4000  de altitude, com 30 m de diâmetro, 20′ de campo, tem um custo estimado de 970 milhões de dólares, excluindo os 77 milhões de dólares já gastos no projeto. Os parceiros atuais são: Universidade da Califórnia, CALTECH, Canadá e Japão.

ELT e as Piramidese o Extreme Large Telescope (ELT), do ESO, com 39 m de diâmetro, operando desde o limite ultravioleta até 12 μm. A construção usará cerca de 4000 toneladas de aço, o prédio terá cerca de ELT100×80 m de altura, o campo será de 10’×10′, o quarto espelho fará a ótica adaptativa, terá entre 6000 e 8000 atuadores e o quinto espelho o tip-tilt. O custo está estimado em cerca de 1 bilhão de euros, empregará cerca de 150 pessoas, com manutenção estimada de 35 milhões de euros por ano. O Brasil aderiu ao ESO em dezembro/2010.
Uma regra empírica é que o custo do telescópio vai com diâmetro, e que o custo de manutenção de qualquer grande projeto é da ordem de 1/10 do custo total/ano.

GMT-3


FONTE: Universidade Federal do Rio Grande do Sul – UFRGS

Créditos: Kepler de Souza Oliveira Filho / Maria de Fátima Oliveira Saraiva

© Os textos, gráficos e imagens desta página têm registro: ISBN 85-7025-540-3 (2000), ISBN 85-904457-1-2 (2004), ISBN 978-85-7861-187-3 (2013), e só podem ser copiados integralmente, incluindo o nome dos autores em cada página. Nenhum uso comercial deste material é permitido, sujeito às penalidades previstas em lei.
© Kepler de Souza Oliveira Filho & Maria de Fátima Oliveira Saraiva

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