Telescópio

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Telescópio refractor do Observatório de Nice.

Um telescópio ou luneta astronómica é um instrumento que permite estender a capacidade dos olhos humanos de observar e mensurar objetos longínquos. Pois, permite ampliar a capacidade de enxergar longe, como seu nome indica [Do Grego "Tele" = Longe + Scopio = Observar], através da coleta da luz dos objetos dilonges

(Celestes ou não), da focalização dupla dos raios de luz coletados em uma imagem óptica real e sua ampliação geométrica.

Um grupo de telescópios newtonianos no Observatório Perkins, Delaware, Ohio.

Categorias[editar | editar código-fonte]

Além dos telescópios ópticos convencionais, que são constituídos basicamente por uma objectiva e uma ocular, existe uma gama de aparelhos que captam a radiação electromagnética fora da faixa do visível, isto é, ao longo de diferentes regiões do espectro electromagnético.

Telescópios para radiação infravermelha e raios-X tornaram-se comuns no final do século XX com o desenvolvimento de sensores digitais que pudessem ser arrefecidos a temperaturas muito baixas. Para a captação astronómica de micro-onda e radiofrequência, existem os chamados radiotelescópios.

Os telescópios contemporâneos podem operar isoladamente ou em conjunto para compor ou combinar as imagens obtidas, aumentando assim o poder de resolução.

Nos instrumentos ópticos profissionais, além da ampliação da imagem, é possível captar as radiações electromagnéticas e separá-las em diferentes comprimentos de onda, processo denominado espectrografia, ou espectroscopia. Isso permite entender a composição e história dos astros em estudo.

As técnicas actuais de construção de telescópios utilizam materiais mais leves e resistentes, aumentando assim sua qualidade, resolução e fiabilidade. Exemplo claro são as observações e recolha de imagens pelo Telescópio Espacial Hubble, que nos mostram um Universo mais longínquo e mais belo do que o esperado.

A óptica geométrica dos instrumentos permite captar (e focalizar) a radiação electromagnética aumentando o tamanho angular aparente dos objectos, assim como o seu brilho aparente.

Os telescópios usados fora do contexto da Astronomia são referidos como teodolito, monóculo, binóculos, ou objectiva.

A palavra "telescópio" refere-se geralmente aos ópticos, embora existam instrumentos para a quase totalidade do espectro electromagnético da radiação electromagnética.

Radiotelescopia[editar | editar código-fonte]

Os radiotelescópios são sistemas de recepção onde existe um receptor de ondas eletromagnéticas do espectro de radiofrequência, ou radioreceptor, uma linha de transmissão que pode ser uma guia de onda dependendo da frequência observada, antenas de rádio dirigidas ou direcionais.

As antenas podem ser com refletores parabólicos ou planos de grandes dimensões, em caracol, em sistema Yagi-Uda ou suas variantes, Também são muito utilizados sistemas de recepção helicoidais, entre outros tipos.

As montagens das antenas de radiotelescópios podem ser simples no caso de uma antena ou em baterias, quando se usam muitas antenas com a finalidade de aumentar o ganho, a área de observação ou para executar a triangulação dos sinais recebidos para determinar a distância do objeto estelar observado.

No caso de antena parabólica, esta é por vezes construída como uma estrutura de fio condutor cujos intervalos são menores que um comprimento de onda daquele irradiado pelo objeto pesquisado.

Os radiotelescópios são por vezes operados aos pares, ou em grandes grupos, para sintetizar uma cobertura "virtual", idêntica em tamanho à distância entre telescópios (ver síntese de cobertura), além do uso em triangulação para determinar distância do objeto observado. O recorde actual encontra-se próximo à largura da Terra. Actualmente também se aplica esta técnica aos instrumentos ópticos.

Os telescópios de raios-x e de raios gama têm um problema, já que estes raios atravessam metal e vidro. Superfícies coletoras feitas de metal pesado e em forma de anéis concêntricos são utilizadas para focalizar a radiação proveniente do espaço profundo. As superfícies desses espelhos apresentam a forma de hiperbolóides de revolução.

História[editar | editar código-fonte]

Costuma-se dizer que Hans Lippershey, um fabricante de lentes neerlandês,construiu em 1608 o primeiro instrumento para a observação de objetos à distância: o telescópio. O conceito que desenvolveu era a utilização desse tubo com lentes para fins bélicos e não para observações do céu.

A notícia da construção do tubo com lentes por Lippershey espalhou-se rapidamente e chegou até o astrónomo italiano Galileu Galilei, que, em 1609, apresentou várias versões do aparelho feitas por ele mesmo a partir de experimentações e polimento de vidro. Galileu logo apontou o telescópio para o céu noturno, sendo considerado o primeiro homem a usar o telescópio para investigações astronómicas. O telescópio de Galileu também é conhecido por luneta.

Galileu, utilizando seu instrumento óptico, descobriu diversos fenômenos celestes, entre os quais as manchas solares, as crateras e o relevo lunar, as fases de Vênus, os principais satélites de Júpiter, e a natureza da Via Láctea como a concentração de incontáveis estrelas, iniciando assim uma nova fase da observação astronômica na qual o telescópio passou a ser o principal instrumento, relegando ao esquecimento os melhores instrumentos astronômicos da antiguidade (astrolábios, quadrantes, sextantes, esferas armilares, etc.). As descobertas de Galileu forneceram evidências muito fortes aos defensores do sistema heliocêntrico de Copérnico.

Pouco tempo depois de Galileu, Johannes Kepler descrevia a óptica das lentes (ver "Astronomiae Pars Optica" e "Dioptrice"), incluindo um novo tipo de telescópio astronómico com duas lentes convexas (um princípio muitas vezes referido como telescópio de Kepler).

Tipos de telescópio[editar | editar código-fonte]

Há vários tipos de telescópios: azimutais, ópticos, raio-x, raios gama e de radiação infravermelha. Um tipo simples de telescópio é o de montagem altazimute chamada também de montagem azimutal. É idêntico aos usados na supervisão de trânsito. Uma forquilha opera no plano horizontal (azimute, e marcas na forquilha permitem ao telescópio variar em altitude (plano vertical).

O maior problema de um telescópio de altazimute na astronomia é que ambos os eixos têm que ser continuamente ajustados para compensar a rotação da Terra. Ainda que este processo seja controlado por computador, a imagem roda a uma velocidade variável, dependendo do ângulo da estrela desde o polo celestial. Este último efeito torna um telescópio de altazimute pouco prático para fotografia de longa exposição com telescópios pequenos, pois causa algumas aberrações na imagem fotografada.

A solução preferencial para telescópios astronómicos é adaptar este tipo de montagem (altazimute) de maneira que o eixo de azimute fique paralelo com o eixo de rotação da Terra; isto é designado como montagem equatorial.

Os grandes telescópios recentemente construídos usam uma montagem em altazimute controlada por computador, e, para exposições prolongadas, dispõem de primas de rotação de velocidade variável na objectiva.

Existem montagens ainda mais simples que a de altazimute, usadas geralmente em instrumentos especializados. Alguns são o trânsito meridiano (apenas altitude) e espelho de plano amovível de largura constante para observação solar.

Telescópios de investigação[editar | editar código-fonte]

O Grande Telescópio de La Palma - Canárias

A maioria dos telescópios de grandes dimensões podem operar tanto como um cassegraniano (maior distância focal, e maior nitidez no campo de visão com maior magnificação)) ou como um telescópio newtoniano (campo mais brilhante). Estes têm um primário blindado, um foco newtoniano, e um tripé para montagem de secundários amovíveis.

Uma nova era na construção de telescópios foi iniciada pelo MMT, uma abertura sintética composta de seis segmentos que sintetizam um espelho de 4,5 metros de diâmetro. Um seguidor deste tipo foi o telescópio Keck, de abertura sintética de 10 metros.

Os telescópios da actual geração em construção comportam um espelho primário entre 6 e 8 metros de diâmetro (para telescópios terrestres). Nesta geração, o espelho é tipicamente muito fino, e mantido em óptima forma por um grupo de actuadores (ver óptica activa). Esta tecnologia levou a uma remodelação na concepção dos telescópios do futuro, com diâmetros de 30, 50 e mesmo 100 metros.

Inicialmente o detector utilizado nos telescópios era o olho humano. Posteriormente, a placa fotográfica sintetizada tomou-lhe o lugar, e o espectrógrafo foi introduzido, o que possibilitou a captação de informação espectral. Depois da placa fotográfica, sucessivas gerações de detectores electrónicos, como os CCDs, têm sido aperfeiçoadas, cada vez com maior sensibilidade e resolução.

Os telescópios de investigação actuais dispõem de vários instrumentos: cameras, de diferentes respostas; espectrógrafos, úteis nas diferentes regiões do espectro; polarímetros, que detectam luz, etc.

Nos últimos anos, foram desenvolvidas algumas tecnologias para superar o efeito da atmosfera da Terra em telescópios terrestres, com resultados promissores. Ver espelho tip-tilt e óptica adaptativa.

O fenómeno da difracção óptica estabelece um limite para a resolução e qualidade de imagem atingível por um telescópio, o que consiste na área efectiva do disco Airy, que limita a proximidade com que se podem instalar dois desses discos. Este limite absoluto é designado de limite de resolução de Sparrow, e depende do comprimento de onda da luz em observação (uma vez que o limite da luz vermelha é atingido mais rapidamente que o da luz azul) e no diâmetro do espelho do telescópio. Por tudo isto, um telescópio dotado de um determinado diâmetro pode resolver apenas até um determinado limite num determinado comprimento de onda, de maneira que, para se obter mais resolução no mesmo comprimento de onda, será necessário um espelho maior.

Ver também[editar | editar código-fonte]

Ligações externas[editar | editar código-fonte]

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