Tudo o que você quer saber sobre telescópios

Essenciais nas observações astronômicas e equipamentos de desejo de muitos, os telescópios existem nos mais diversos formatos, mecanismos... e preços. Qual a diferença entre eles?

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Os telescópios são os instrumentos mais básicos para a observação celeste. Os primeiros telescópios ópticos foram os refratores, inventados no século XVII, com o uso de lentes de vidro. Hoje, 400 anos depois, os telescópios modernos surgem nos mais diversos tipos e formatos. Inclusive existem telescópios que não são feitos para captar luz visível, mas ondas de rádio, infravermelho e outras faixas invisíveis do espectro.

Telescópio Espacial Hubble, projetado para observações de luz visível, infravermelho-próximo e ultravioleta.

Apesar de telescópio ser, popularmente, sinônimo dos instrumentos com lentes que podemos ter em casa para observar a Lua, os telescópios existem em seus mais variados tipos e tecnologias, podendo ainda ser classificados de acordo com o tipo de comprimento de onda eletromagnética que é projetado para captar. Os telescópios ópticos são os mais populares, capazes de captar e registrar luz visível. Os telescópios raios X são satélites que captam fótons altamente energéticos em comprimentos menores do que ultravioleta. Os telescópios infravermelho são capazes de detectar assinaturas de calor em objetos que são invisíveis aos nossos olhos, como o nascimento de estrelas distantes. Telescópios especializados em captar ondas de rádio, os radiotelescópios*, são enormes antenas adequadas para comprimentos de onda extremamente longos.

* Falamos um pouco sobre radiotelescópios no artigo sobre Sagittarius A*.

Como a atmosfera filtra a maior parte do espectro eletromagnético, apenas algumas bandas podem ser observadas da superfície da Terra. Essas bandas são parte de luz visível, o infravermelho-próximo e uma parte da onda de rádio. Por esta razão, não existem telescópios de raios X ou infravermelho-distante na superfície, pois estes devem ser posicionados em órbita, fora da atmosfera. Mesmo se um comprimento de onda for observável do solo, ainda pode ser vantajoso colocar um telescópio em um satélite devido à melhor visão astronômica.

Nossa atmosfera tem a capacidade de absorver faixas específicas de frequências do espectro eletromagnético.

Mas mesmo para observações que não envolvam uma gama enorme de frequências do espectro eletromagnético (por exemplo, observar manchas solares), haverá distorções. A massa de ar fornece uma indicação da deterioração da imagem observada, não apenas no que diz respeito aos efeitos diretos de absorção espectral, dispersão e brilho reduzido, mas também um agregado de aberrações visuais resultante da turbulência atmosférica, afetando diretamente a qualidade da observação.

Muitos detalhes da luz do nosso próprio Sol são perdidos pelos gases e umidade de nossa atmosfera. Medições precisas devem ser feitas por telescópios espaciais.

Por exemplo, visto do espaço o Sol é branco pois ele emite toda uma gama de frequências, do infravermelho ao ultravioleta, mas ele aparenta amarelo para nós devido aos efeitos de dispersão da luz solar azul na nossa atmosfera, além da absorção de diversas outras frequências, como o infravermelho-distante e o ultravioleta. O vapor de água na nossa atmosfera, o dióxido de carbono ($\mathrm{CO_2}$) e outros gases interferem diretamente nas medições.

A atmosfera filtra grande parte do ultravioleta do Sol. Isso é bom para nosso corpo e nossa pele agradece bastante, mas é ruim para a astronomia caso queiramos fazer observações precisas e estudos sobre a radiação que é emitida pelo nosso astro-rei. O mesmo acontece para observações de raios X, essenciais para o estudo de buracos negros, erupções de raios gama e outros fenômenos altamente energéticos. Por isso os telescópios espaciais, como o Hubble, o Chandra, o Spitzer e o James Webb são tão importantes.

Telescópios ópticos

Saindo do ramo dos telescópios que custam milhões de dólares e que fazem observações em todas as frequências eletromagnéticas possíveis de todos os locais possíveis (como no espaço), temos os telescópios ópticos menores que podemos ter em nossas casas. Eles surgem nos mais diversos tamanhos para as mais diversas finalidades, mas podemos dividi-los em dois grupos básicos:

  • Telescópios refratores: com funcionamento similar às lunetas, possuem um conjunto de lentes de vidro enfileiradas dentro de um tubo, que refratam a luz e fazem a ampliação da imagem para o observador.
  • Telescópios refletores: podem ter diâmetros maiores, possuem um espelho esférico no fundo de um tubo, que reflete uma imagem ampliada. Tem diversos tipos de arranjos diferentes e esses telescópios podem, ainda, ter um conjunto de lentes para aperfeiçoar a imagem.

Telescópios refratores

Um telescópio refrator moderno.

Os telescópios refratores são os mais populares e surgem nos mais diversos graus de complexidade — e preço. Apesar de não ter sido inventado por Galileu Galilei, o princípio dos refratores modernos para observação astronômica usado até hoje são atribuídos à ele, no ano de 1609; e que depois foi aperfeiçoado por Johannes Kepler com o uso de lentes convexas que reduziam a distorção e ampliavam ainda mais o campo de visão — mas com o revés da imagem invertida verticalmente. Apesar das pequenas diferenças, todos os refratores compartilham do mesmo princípio: uma lente objetiva (lente maior, por onde a luz entra) e uma ocular (lente menor, por onde enxergamos).

A lente objetiva desse tipo de telescópio refrata a luz, fazendo-a convergir para um ponto focal. A ocular é usada para coletar mais luz do que o olho humano é capaz de coletar por conta própria, focalizá-la e apresentar ao observador uma imagem virtual mais brilhante, clara e ampliada.

Funcionamento básico de um telescópio refrator.

O tamanho de uma imagem produzida por uma lente é proporcional à distância focal da lente. Quanto mais longa for a distância focal, maior será a imagem. O brilho de uma imagem de um telescópio depende parcialmente de quanta luz é coletada pelo telescópio. O poder de coleta de luz de um telescópio é diretamente proporcional à área da lente objetiva. Quanto maior a lente, mais luz o telescópio pode captar.

Foto através de um telescópio refrator com forte aberração cromática.

Esse tipo de telescópio, apesar de simples, de fácil acesso e relativamente barato, apresenta alguns problemas crônicos. O primeiro é que, para uma boa ampliação, exige-se uma longa distância focal, fazendo com que até mesmo os tubos dos telescópios refratores de nível intermediário atinjam facilmente 1 metro de comprimento. O segundo problema é que comprimentos de onda diferentes refratam em ângulos diferentes, como um prisma ou uma gota de chuva, fazendo com que a luz branca de uma estrela se transforme num arco-íris de cores — esse efeito se chama aberração cromática, e é uma dor de cabeça para astrônomos.

Existem telescópios refratores com conjuntos extras de lentes especiais que permitem uma distância focal menor com a mesma ampliação (tornando-os mais portáteis), e até corrigem a aberração cromática e aberração esférica. São os refratores apocromáticos. Mas, como é de se supor, são bem mais caros.

Telescópios refletores

O telescópio refletor de Sir Isaac Newton.

Os telescópios refletores funcionam de uma maneira bem diferente, e tem um desenho bem único também. Por fora, os refletores são reconhecidos por serem tubos bem mais largos e mais curtos. Por dentro, os refletores usam uma série de espelhos para formar a imagem.

O telescópio refletor foi inventado no século XVII, por Isaac Newton, como uma alternativa aos telescópios refratores que, naquela época, sofriam muito com a aberração cromática. O telescópio de Newton usava um espelho curvo para focar a imagem, ao invés de uma lente. Newton já sabia que a luz era, na verdade, a composição de várias outras cores que eram refratadas em ângulos ligeiramente diferentes, então propôs a construção de um telescópio com espelhos. Ao se refletir no fundo do tubo, a imagem era novamente refletida por um espelho em um ângulo de 45º, direcionada para uma ocular. Esse tipo de telescópio ficou conhecido como refletor newtoniano.

O refletor newtoniano, com um espelho secundário em um ângulo de 45º que reflete a imagem para uma ocular na lateral do tubo do telescópio, próximo da entrada de luz.
Um telescópio refletor newtoniano moderno.

Esse foi o primeiro tipo de telescópio a competir diretamente com os refratores, produzindo imagens até nove vezes mais ampliadas do que um refrator mais longo. Porém, o telescópio newtoniano tinha um problema, embora menos grave. Apesar de não existir a aberração cromática, um novo tipo de distorção apareceu de forma mais proeminente: o espelho principal curvo gerava a aberração esférica.

O padre francês Laurent Cassegrain, em 1672, então propôs o uso de um espelho convexo secundário que corrigiria a aberração esférica causada pelo primeiro espelho, fazendo a luz corrigida convergir para um buraco no centro do espelho principal, na parte de trás, onde haveria uma ocular. Esse projeto ficou conhecido como refletor Cassegrain.

O refletor Schmidt-Cassegrain tem um espelho convexo secundário que corrige a aberração esférica do refletor newtoniano. A imagem é refletida para um buraco no centro do espelho principal, onde há uma ocular.

Apesar do projeto original do refletor Cassegrain usar apenas espelhos, esse tipo de telescópio teve seu projeto aperfeiçoado por diversos outros inventores, incluindo lentes para melhorar a qualidade de imagem e reduzir distorções. Os dois projetos derivados mais famosos são os refletores Schmidt-Cassegrain e o Maksutov-Cassegrain. Ambos fazem uso de lentes associadas com os espelhos, aperfeiçoando o campo de visão e reduzindo aberrações. Os telescópios que fazem uso de lentes e espelhos combinados são chamados de refletores catadióptricos.

Concepção artística do E-ELT, ainda em construção. Os observatórios ópticos usam os mesmos princípios de um telescópio refletor Cassegrain.

A sensibilidade de um telescópio depende da área da abertura, que aumenta com o quadrado do raio (da equação da área do círculo, $A = \pi r^2$). Por serem muito mais leves e permitirem grandes aberturas, os refletores Cassegrain, em seus mais variados tamanhos, são usados em todos os observatórios profissionais, incluindo os telescópios espaciais. Os refletores funcionam bem para observações em uma ampla faixa do espectro eletromagnético, já que certos comprimentos de onda são absorvidos e excessivamente refratados pelo vidro de uma lente. Além disso, a maior lente que se pode construir poderia ter aproximadamente 1 metro de diâmetro, mas pesaria meia tonelada e se deformaria sob o próprio peso — já que não pode ser apoiada por trás como um espelho pode. Por isso os refletores podem ser bem maiores, como é o caso do E-ELT (Extremely Large Telescope, o nome vem a calhar), o maior telescópio óptico e infravermelho-próximo do mundo, com um espelho de 39,3 metros de diâmetro, podendo captar 256 vezes mais luz que o telescópio Hubble e com imagens 16 vezes mais nítidas.

No entanto, como qualquer dispositivo óptico, o telescópio refletor também não produz imagens totalmente perfeitas. Apesar de distorções cromáticas não existirem devido à ausência de lentes e as distorções esféricas quase totalmente atenuadas, como os refletores possuem o espelho secundário exatamente na entrada da luz, parte dessa luz é obstruída. Além disso, a presença do espelho secundário causa um efeito de difração da luz — a difração é percebida como círculos concêntricos e “raios de luz” em volta dos objetos mais brilhantes, como estrelas.

Brunno Pleffken Hosti

Professor. Graduando em Licenciatura em Física pela Pontifícia Universidade Católica do Paraná (PUCPR). Extensão em Astrofísica pela UFSC. Editor do Espaço-Tempo.

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