Conceitos

ABERTURA - é o diâmetro do elemento óptico principal seja o espelho primário ou lentes. A abertura de um telescópio está directamente relacionada com dois aspectos vitais da performance do equipamento: a sua capacidade de absorver luz (determina o quanto luminoso os objectos serão visualizados) e sua potência máxima de resolução (o quão detalhado serão as imagens). Quanto maior a abertura de um telescópio (largura ou diâmetro) melhor pois mais luz entra no equipamento.

DISTÂNCIA FOCAL - é a distância, em milímetros, entre o ponto de convergência da luz até o ponto onde a imagem focalizada será projectada, esta varia conforme o tipo de telescópio.

RAZÃO FOCAL - é a distância focal (F) sobre o diâmetro da objectiva (D). Quanto menor a razão focal, maior será a luminosidade do telescópio.

LUMINOSIDADE - é quantidade de luz que um telescópio pode captar, e quanto maior o diâmetro da objectiva, mais luminoso será o instrumento. Um telescópio para ser luminoso deve também apresentar uma distância focal pequena, para trabalhar com pouco aumento tornando as imagens nítidas.

PODER SEPARADOR ou PODER DE RESOLUÇÃO - é a propriedade que um telescópio possui de isolar e tornar visíveis detalhes muito subtis. Esta característica não depende do aumento e sim do diâmetro da objectiva do instrumento. Quanto maior o diâmetro da objectiva maior será o poder separador. Esta é uma característica muito importante pois é ela que garante a observação de detalhes em superfícies de planetas e a separação de estrelas duplas. Esta característica pode ser obtida pela fórmula:

PS = 120 / D

Onde PS = poder separador
D = diâmetro da objectiva do telescópio

AMPLIAÇÃO - é a relação entre o tamanho de um objecto observado a olho nu e o seu tamanho quando visto pelo telescópio. Assim o telescópio aumenta o diâmetro angular dos objectos observados dando a impressão que estão mais próximos de nós. Cada telescópio possui um limite máximo de aumento e o que determina este limite é o diâmetro da sua objectiva ou espelho.

Para calcular o aumento de um telescópio usamos uma fórmula muito simples:

A = F (distância focal da objectiva do telescópio) / f (distância focal da ocular)

Amax = aumento máximo útil

D = diâmetro da objectiva do telescópio

Constituição do Telescópio Reflector

O telescópio Newtoniano é um telescópio reflector e é constituído, essencialmente, por:

• Espelho Primário (espelho côncavo);


• Espelho Secundário (espelho plano);


• Ocular;


• Aranha.
  

O espelho côncavo faz convergir os raios luminosos, vindos de um ponto-objecto afastado, produzindo assim uma imagem primária, onde F é o foco do espelho. Recorre-se então, ao espelho secundário plano que desvia o feixe luminoso que vem do espelho primário (objectiva).

O espelho secundário está inclinado 45° relativamente ao eixo do tubo do telescópio. Os raios luminosos que iriam convergir no foco primário (F) passam a convergir no foco newtoniano (FN), onde está colocada a ocular que, como habitualmente, desempenha o papel de lupa relativamente à imagem primária.

A aranha é o dispositivo de suporte do espelho secundário e pode possuir entre 1 a 4 patas, podendo ser feita de vários materiais. Como a imagem observada é de grandes dimensões (por exemplo, o céu) o facto de as hastes estarem na frente do espelho primário não interfere na imagem captada.

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Telescópio Reflector

Nestes telescópios, a objectiva é um espelho côncavo, cuja superfície é um parabolóide de revolução. Dado que um espelho côncavo pode produzir (por reflexão) uma imagem de um objecto afastado, é possível utilizá-lo como objectiva. A ocular, como habitualmente, desempenha o papel de lupa relativamente à imagem primária.

Os espelhos dos telescópios são feitos de vidro espesso, trabalhados rigorosamente com a curvatura pretendida e revestidos na face frontal por uma película altamente reflectora, de alumínio depositado. Nos modelos mais elaborados, esta película de alumínio é protegida por uma fina camada transparente, de óxido de silício.

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Isaac Newton

Isaac Newton (1642 – 1727), um dos maiores génios científicos de sempre, baseou-se nos trabalhos de Kepler e Galileu para, numa síntese magistral, demonstrar que a força que faz cair os corpos, na vizinhança da Terra é, no fundo, da mesma natureza que a força que determina as órbitas dos planetas, encurvando as suas trajectórias e forçando-os a descrever essas órbitas em torno do Sol.

Na sua obra Princípios Matemáticos de Filosofia Natural, editada pela primeira vez em 1687, Newton estabeleceu as três leis da Dinâmica e mostrou que, tanto a queda de um corpo (por exemplo, a queda de um fruto da árvore para o solo) como o movimento da Lua na sua órbita, podem ser explicados pela existência de uma força, resultante da interacção entre esses dois corpos. Essa força gravitacional (atractiva), também chamada força de atracção universal, depende das massas dos dois corpos e da distância entre eles. Assim, o fruto, abandonado, cai da árvore porque é solicitado para a Terra. A Terra atrai o fruto e o fruto atrai a Terra (com uma força da mesma intensidade, da mesma direcção e de sentido contrário), mas esta, devido à sua massa, muito maior que a do fruto, não se move ao encontro dele.

A intensidade desta força de atracção universal, F, exercida entre dois corpos de massas m1 e m2 à distância d um do outro, é dada pela expressão matemática simples

onde G é uma constante.

A importância da obra de Newton foi tremenda: o Homem começava a aperceber-se de que podia aplicar aos movimentos dos planetas e dos seus satélites as mesmas leis mecânicas às quais obedeciam os corpos terrestres situados ao alcance das suas mãos. A ciência já não se limitava a descrever os movimentos dos corpos celestes. Explicava-os com base em leis cujo campo de acção não se restringia à Terra. Passava a ser possível interpretar o Universo.

Newton, para além de muitas outras realizações, concebeu e construiu (em 1671), o primeiro telescópio reflector.

adaptado de Introdução à astronomia e às observações astronómicas