Telescópios

Os telescópios podem ser de três tipos: Refratores, Refletores e Catadióptricos sendo, este último, uma combinação dos dois primeiros tipos.

Um telescópio Refrator simples utiliza uma lente colocada no início de seu tubo. A luz sofre refração ao atravessar a lente, daí o nome do tipo de telescópio. No extremo oposto do tubo há uma ocular. 

Um telescópio Refletor utiliza um espelho côncavo no final do tubo. Os raios de luz que atravessaram o tubo são refletidos de modo convergente para um pequeno espelho plano colocado próximo ao início do tubo que, por sua vez, refletem esses raios de luz para a lente ocular.

Um telescópio Catadióptrico é uma combinação de elementos refratores (lentes) e reflexores (espelhos). Os raios de luz entram por uma lente colocada na frente do tubo e são refletidos por um espelho côncavo colocado no final do tubo. Esses raios refletidos são refletidos novamente por um espelho plano colocado no início do tubo para a ocular colocada na outra extremidade do tubo.

A pupila do olho humano, por onde a luz entra para ser projetada na retina, possui, quando totalmente aberta, cerca de 7mm. Um telescópio pequeno possui uma abertura de 70mm. Como a área do círculo é calculada como ¶*d²/4, temos que a área da pupila é ¶*7²/4 enquanto a área do pequeno telescópio é ¶*70²/4=¶*7^2*10²/4=100*¶7²/4. Podemos concluir então que a área da abertura do pequeno telescópio é 100 vezes maior do que a área da pupila humana, permitindo, portanto, a entrada de 100 vezes mais luminosidade. Um telescópio com 200mm de abertura permitiria entrar aproximadamente 800 vezes mais luz do que um olho humano. Esta é uma característica importante de um telescópio. A abertura (diâmetro) de seu tubo.

Infelizmente construir lentes de boa qualidade é um processo caro, principalmente para lentes muito grandes. Por este motivo, os telescópios refratores (lente), normalmente possuem um tubo ótico com diâmetro pequeno se comparados a telescópios refletores (espelho) de mesmo custo.

Um outro ponto a ser considerado é que o índice de refração da luz varia com a cor. Assim um raio de luz atravessando uma lente convergente irá se decompor nas diversar cores do espectro visível cada um convergindo em um ponto diferente. Como resultado prático, a imagem formada por uma lente apresentará, principalmente na bordas, "faixas" coloridas.

Isto pode ser corrigido com uma combinação de duas ou mais lentes. Quando se combinam duas lentes temos um telescópio acromático. Neste tipo de telescópio, as bordas ainda apresentarão uma aberração cromática da cor verde. No caso de termos três lentes, temos um telescópio apocromático onde a aberração cromática é eliminada. 

Outra distorção causada por lentes é a aberração esférica. Se a imagem de um retângulo estivesse sendo formada, as arestas do retângulo poderiam apresentar-se ligeiramente curvas.

Há telescópios refratores que utilizam-se de 4 lentes combinadas para corrigir essas aberrações. Softwares de edição de imagens conseguem diminuir ou mesmo eliminar estas distorções.

Uma lente ou um espelho côncavo possuem uma distância focal. Se um conjunto de raios de luz paralelos atingirem a lente ou espelho perpendicularmente, esses raios de luz irão convergir para um ponto conhecido como foco. A distância desse ponto ao eixo da lente ou espelho é conhecida como distância focal. Um telescópio com uma distância focal pequena (por exemplo 400mm) irá formar imagem de uma área do céu maior do que um com distância focal grande (por exempo1200mm). Telescópios com distância focal pequena são mais apropriados para objetos de céu profundo enquanto telescópios com distância focal grandes são mais apropriados para observar planetas ou a Lua.

O comprimento de um telescópio é próximo à distância focal de seu espelho ou lente. Observe na figura ao lado, que os raios de luz refletidos no espelho côncavo são desviados pelo espelho secundário, mudando a posição do ponto focal, mas não a distância focal. O comprimento do tubo é muito próximo da distância focal (a + b). Os telescópios catadióptricos são bem menores que sua distância focal, pois a luz é refletida internamente duas vezes.

A nossa visão funciona de uma forma diferente de uma câmera fotográfica. Em um telescópio usado para observar com nossos olhos objetos espaciais, a abertura do telescópio é determinante para a quantidade de detalhes que veremos. A distância focal determina a amplitude do campo de visão.

Uma câmera fotográfica possui um sensor e este sensor possui milhões de pixels. Pixels são formados por uma célula fotoelétrica que transforma a luz recebida em eletricidade. Grosseiramente, podemos dizer que um fóton atinge a célula fotoelétrica e um elétron é gerado e armazenado em um "poço" (photosites well). Quanto mais fótons atingirem a célula fotoelétrica do pixel, mas elétrons serão armazenados. O sensor fica ativo por um determinado tempo. Após decorrido esse tempo, a quantidade de eletricidade armazenada em cada pixel é medida e transformada em um número representando a luminosidade recebida nesse período pelo pixel. 

Em uma câmera digital, o que importa é a quantidade de luz que é enviada para o sensor em um determinado tempo. Já, na nossa visão, é como se o que importa é quantidade de luz instantânea. Essa quantidade de luz é determinada pela abertura da lente.

Agora a confusão. Demorei para entender, mas não é complicado. Em um telescópio, a abertura é fixa. É o diâmetro da lente, em um refletor, que ocupa o diâmetro interno do tubo do telescópio ou o diâmetro do espelho de um refrator, geralmente um pouco menor que o diâmetro do tubo. Em uma câmera digital, a lente possue um diafragma (também chamada de íris, por analogia ao olho humano) que controla a quantidade de luz que passará para o sensor. Então, a "abertura" seria o diâmetro do diafragma. Mas, em fotografia, designamos a abertura como uma fração, conhecida como F stop. Por exemplo, essa fração seria descrita como f/11, f/8, f/5.6, f/4, f/2.8, f/2, f/1.4 onde "f" é a distância focal da lente. Assim, se temos uma lente com 50mm de distância focal, a abertura para um f stop f/11 seria 50/11 = 4,55mm. Em outras palavras, o diâmetro da abertura do diafragma seria de 4,55mm. Já, a mesma lente com abertura f/1.4 teria o diafragma aberto com 50/1.4 = 35,71mm. Note, portanto, que uma abertura f/11 é menor que uma abertura f/1.4.  Escolheu-se a razão focal (f stop) para designar a abertura da lente como forma de padronizar a abertura independente da distância focal da lente. Assim, não importa a distância focal da lente (ou espelho), a área do círculo com diâmetro f/2.8 será o dobro da área do círculo com diâmetro f/4. 

Aqui a parte que me confundia. Em uma câmera digital escolhemos o f stop como abertura sem nos preocuparmos com o diâmetro do diafragma. No telescópio, conhecemos o diâmetro do espelho e, como na câmera digital, a distância focal. Então a razão focal pode ser CALCULADA dividindo-se a distância focal pelo diâmetro, mas o conceito é o mesmo utilizado em câmeras fotográficas. A razão focal de um telescópio é fixa e é uma característica dele. Ela pode ser alterada utilizando-se lentes redutoras ou multiplicadoras. Estas lentes alteram a distância focal, alterando portanto a razão focal.

Um telescópio com razão focal f/2.8 deixará passar o dobro de luz que um com razão focal f/4. Se estivermos com uma câmera digital no lugar da ocular, podemos dizer que a mesma quantidade de luz que entra no sensor de um telescópio com razão focal f/2.8 entra na metade do tempo que em um telescópio com razão focal f/4. Por este motivo, diz-se que o telescópio f/2.8 é mais rápido que o f/4. A tabela abaixo mostra o cálculo das áreas.

 Como a  a quantidade de luz proveniente de Objetos de Céu Profundo (DSO) é muito pequena é interessante termos telescópios "rápidos" (razão focal pequena), pois necessitaremos de muito menos tempo para obter o resultado esperado evitando problemas gerados pela rotação da terra que exige um rastreamento preciso.

Interessante notar que quando falamos no pixel, não falamos em cores. Eles medem apenas a intensidade luminosa. Para termos cores, são colocados filtros em cada pixel das cores vermelha, verde e azul, uma cor por pixel. Existem duas vezes mais filtros verdes do que de cada uma das duas outras cores. Através de uma algorítimo, a cor final de cada pixel é determinada. O texto sobre fotografia ou o e-learning com o mesmo título explica esse processo.

A Lua, exceto na fase nova, possui uma luminosidade intensa então a razão focal não é tão importante do ponto de vista de luminosidade. Se você deseja que a Lua apareça inteira, deverá usar um telescópio com distância focal pequena. Já se deseja detalhes de crateras, deverá usar um com grande distância focal. Júpiter e Saturno possuem grande luminosidade, mas são muito pequenos (principalmente Saturno) em comparação com muitos DSOs, então é necessário usar um telescópio com grande distância focal. 

 Oculares

 A máxima ampliação útil que um telescópio pode oferecer é duas vezes sua abertura. Assim um telescópio com 80mm de abertura poderá oferecer uma ampliação máxima de 160 vezes. As oculares, sendo lentes, possuem também uma distância focal. São comuns oculares de 4mm, 10mm e 25mm. A ampliação que uma ocular dará é obtida pela divisão da distância focal do telescópio pela distância focal da ocular. Um telescópio com 1000mm de distância focal terá uma ampliação de 250 vezes com uma ocular de 4mm e 40 vezes com uma ocular de 25mm.

Em astrofotografia, pode-se tirar fotos através da ocular (projeção ocular) ou, mais comumente retirando-se a ocular e colocando-se a camera, sem lente, utilizando um adaptador no lugar da ocular. Na foto um adaptador de câmeras Sony E-mount para oculares de 1,25 polegadas.

Tripé

 De nada adianta ter um bom telescópio se o tripé não for bom. Ele tem que ser muito estável. Como o tubo do telescópio é relativamente grande, uma simples brisa pode fazer o telescópio balançar. Por menor que seja esse balanço, a imagem ficará arruinada. Mais precisamente devemos falar de montagem que inclui o tripé e a cabeça. O tripé é a sustentação de todo o conjunto e deve ser suficientemente sólido para evitar vibrações causadas pelo vento, por exemplo. Já a cabeça é onde a parte óptica do telescópio será montada e permite que esta seja orientada para o objeto celeste que queremos observar ou fotografar.

Existem basicamente dois tipos de montagens: Equatorial e Alt-azimuth (abreviadamente conhecidos como AltAz).

Uma montagem AltAz (Alt-az) possui movimento em dois eixos, um que move-se de baixo (posição horizontal ou 0º) e para cima (posição vertical ou 90°) (altitude) e outro que move-se em um círculo (360°) paralelamente ao horizonte (azimute).

Na montagem Equatorial, um dos eixos (Ascenção Reta) é colocado apontando para um dos polos celestes, fazendo com que este eixo fique paralelo ao eixo da Terra. O eixo secundário (Declinação) move-se de -90° (Polo Sul Celeste) a +90° (Polo Norte), sendo 0° a posição do Equador Celeste. Uma vez que o telescópio, usando uma montagem equatorial, tenha sido apontado para uma determinada estrela (ou outro objeto celeste), basta mover o eixo da Ascenção Reta no sentido contrário ao da rotação da Terra para manter o objeto celeste em estudo no campo visual do telescópio. Telescópios motorizados possuem a função de rastreamento que efetua esse movimento de compensação da rotação da Terra. Em telescópios não motorizados, basta o usuário girar um botão para acompanhar o movimento aparente do corpo celeste.

A montagem Dolbsoniana é uma variação da montagem Alt-Az. A melhor forma de visualizá-la, é imaginar um canhão. Esta montagem possui uma base giratória que gira 360° no plano do observador. Já o tubo, montado nessa base, pode girar verticalmente de 0° (nível do horizonte) a 90° (Zênite). Muito simples de ser montada, normalmente é leve, o que a torna conveniente para observações visuais mesmo grande grandes tubos ópticos. 

Para astrofotografia séria, a montagem equatorial motorizada é imprescindível.