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.
O astrônomo escocês James Gregory (1638-1675) propôs o telescópio refletor
em 1663,
no seu livro Optica Promota.
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.
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).
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 eixos vertical (apontado para o zênite) e horizontal.
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!).
O espelho do Soar, de 4,1 m de diâmetro, tem 10 cm de espessura e 120 atuadores.
Os espelhos dos 8,2 m VLT do ESO 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 borosilicato (Pyrex) de 200 polegadas (5,1 metros) de diâmetro, pesando 13 toneladas métricas, com 49,8 cm de espessura no centro e 59,7 cm na borda. A montagem é equatorial e tem um peso total de 481 toneladas. Este foi o maior telescópio do mundo por três décadas. Atualmente conta com um sistema de ótica adaptativa com um espelho deformável e 3388 atuadores corrigindo a imagem 2000 vezes por segundo. Desde 1992 o maior telescópio em área efetiva é o Keck, no Mauna Kea, Havaí, a 4145 m de altitude, 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 36 espelhos de 1,8 m, com espessura de 7,5 cm. A montagem é altazimutal e cada telescópio pesa 245 toneladas.
Os telescópios modernos têm focos Ritchey-Chrétien,
propostos por
George Willis Ritchey
(1864-1945) e
Henri Chrétien
(1879-1956),
onde o espelho secundário do 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.
O 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).
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.
Atualmente o Samuel Oschin Telescope no Palomar Observatory está sendo usado para uma mapeamento do céu norte a cada dois dias, chamado de Zwick Transient Facility, com camara com 16 CCDs
cobrindo 47°2.
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 equatorias, 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.
| 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'. 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 têm 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, lançado em 1990 a uma altura de 547 km, 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 (115 a 2500 nm) 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.
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). Ele não sobreviveu à derrota dos holandeses.
Os telescópios atuais são de vidro de baixíssima expansão térmica (borosilicato, zerodur,...), já que a curvatura é sensível à 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 e, por isso, os espelhos dos Gemini têm sido revestidos de prata, dando prioridade às observações no infravermelho. As camadas metálicas na superfície dos espelhos têm que ser trocadas em poucos anos, com a realuminização.
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 maior o campo, mais difícil é reduzir as aberrações óticas para todo o campo.
| 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 |
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).
No ESO VLT, no Chile, 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°.
Fora 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 construíu um telescópio com 126 cm
de diâmetro, e existem outros modelos, como os
Schiefspiegler, oblíquos, mas
nenhum telescópio moderno usa este design.
O Sloan Digital Sky Survey
construíu 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 graus 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 500 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 10 000 Å.
Em janeiro de 2023, foi liberado o Data Release 18,
totalizando 5,5 milhões de espectros óticos.
Uma extensão foi com a unidade de campo integral (IFU) do Mapping Nearby Galaxies (MaNGA).
A extensão do SDSS para o infravermelho (banda H, de 1,5 a 1,7 μm, veio com o APOGEE,
um espectrógrafo com 300 fibras criogênicas operado no telescópio de 2,5 do Sloan, no NMSU Telescope de 1 m,
ambos no Novo México,
e no telescópio Irénée du Pont, de 2,5m em Las Campanas, no Chile. As observações tiveram início em 2011, no hemisferio norte, e em 2017 no hemisfério sul.
Use estas ferramentas para olhar as imagens e espectros do SDSS.
Os chineses desenvolvem um projeto similar ao do SDSS, chamado
Large Sky Area Multi-Object Fiber Spectroscopic Telescope (LAMOST),
com um telescópio Schmidt de 4 m de diâmetro, segmentado,
cujo Data Release 9 (11 interna) já obteve mais de 20 (58) milhões de espectros,
com seu duplo espectrógrafo de 4000 fibras,
porém de sinal/ruído mais baixo do que os do SDSS, parcialmente devido a sua altitude de 960 m.
O
A Dark Energy Camera (DECam) foi instalada em 2012 no foco primário do telescópio Vitor M. Blanco de 4 metros do Cerro Tololo
Interamerican Observatory, no Chile, com uma lente de quase um metro e 74 CCDs.
Em abril de 2024
foram apresentados os resultados do primeiro ano de observação do
DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), com espectroscopia de 12,8 milhões de galáxias
a partir do telescópio Mayall de 4 metros do Kitt Peak National Ovservatory, no Arizona, com um posicionador robótico de 5000 fibras. As observações iniciaram em 2021.
Coordenadas
Daniela Lazzaro e seu grupo de
Evolução Dinâmica e Colisional de Asteróides e Cometas,
do Observatório Nacional, instalou um telescópio robótico
de 1 m de diâmetro para acompanhamento de asteróides, no
Observatório Astronômico do Sertão de Itaparica (OASI),
sertão de Pernambuco, do projeto
Impacton
(Iniciativa de Mapeamento e Pesquisa de Asteróides nas Cercanias da Terra no Observatório Nacional).
O próximo telescópio ótico entrará em operação
em 2025, o
Large Synoptic Survey Telescope (LSST),
de 8,4 m de diâmetro, secundário com 3,5 m de 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),
Os maiores serão
O
Extreme Large Telescope (ELT), do ESO, com 39 m de
diâmetro, operando desde o limite
ultravioleta até 12 μm, deverá entrar em operação em 2028. A imagem é de julho/2024. A construção usará cerca de 4000 toneladas de aço, o prédio
tem cerca de 100×80 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 assinou acordo de adesão ao ESO em dezembro/2010, mas como o governo brasileiro não fez qualquer
pagamento, o acordo foi cancelado em março/2018 pelo conselho diretor do ESO.
O Giant Magellan Telescope (GMT),
em Las Campanas, no Chile,
com 7 espelhos de 8 de diâmetro, 24,5 m
de área efetiva, 20' de campo, tem um custo estimado de
1 bilhão de dólares.
Os parceiros atuais são:
Carnegie, Smithsonian, Harvard, Austrália, Universidade do Texas, Texas A&M,
Korea, Taiwan, Israel, Universidade do Arizona, Universidade de Chicago e Fundação de Pesquisa do Estado de São Paulo (FAPESP).
A imagem à esquerda mostra o local em 12 de dezembro de 2023, e a à direita uma maquete.
O Thirty Meter Telescope (TMT),
no Mauna Kea, Hawaii, 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, Japão, India e China.
Uma regra empírica é que o custo do telescópio vai com diâmetro3, e que
o custo de manutenção de qualquer grande projeto é da ordem de 1/10 do custo total/ano.
James Webb Space Telescope
O Telescópio Espacail James Webb, da NASA/ESA/CSA, foi lançado em 21 de dezembro de 2021, ao custo de 10 bilhões de dólares.
O espelho primário tem 6,5 metros de diâmetro, com 18 segmentos, de berílio com uma camada de ouro. Operando a uma temperatura de 50 K (-223 C), observa no infravermelho (0.6 a 28,5 μm) com uma resolução espacial de 0,1 segundos de arco.
Sua órbita está a 1,5 milhões de km da Tarra, no ponto Lagrengeano L2.
Magnitudes
Página, em inglês, sobre como fazer um telescópio.
Página, em inglês, sobre aberrações óticas.
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Modificada em 22 set 2024