O telescópio é utilizado para ampliar a ima­gem de objetos distantes. Uma lente ou es­pelho, chamada objetiva, proporciona uma pequena imagem real do objeto distante. Esta imagem é menor que o próprio objeto, e se necessita de uma imagem muito maior; então, a pequena imagem real aumenta por meio de outra lente chamada ocular. Exis­tem muitas maneiras de se conseguir o mes­mo resultado.

Há dois tipos principais de telescópio óti­co; um, de refração, que possui uma lente como objetiva que fornece a imagem real do objeto. Chama-se de refração porque os raios de luz padecem um desvio ou refração ao passarem pela lente da objetiva. O outro tipo é o de reflexão, em que a objetiva está constituída por um espelho e no qual em­bora a luz que entra no telescópio seja re­fletida pela superfície do espelho,. éle é chamado telescópio de reflexão.

A capacidade de um telescópio para mos­trar dois objetos muito próximos entre si como duas imagens separadas e não como um só objeto, denomina-se poder resolutivo. É óbvio que um bom telescópio deve ter o maior poder resolutivo possível. Se a aber­tura por onde entra a luz no telescópio é pequena, duas estrêlas muito próximas apa­recerão como uma só estrêla. Com o intuito de melhorar o poder resolutivo e obter duas imagens, o tamanho da abertura deve ser aumentado.

De passagem, diremos que um binóculo de boa qualidade é caro, não porque amplifica mais a imagem que um outro barato, de pior qualidade, contudo porque tem objetivas maiores e melhor poder resolutivo.

É difícil fazer lentes grandes sem que sua estrutura interna padeca deformações e dis­torções. Ainda assim, quando a lente é mantida em posição, segurando-a por suas bordas, tende a se curvar devido a seu próprio pêso, Contràriamente a um espelho não se pode sustentar por baixo porque isto impediria a passagem da luz. Outra des­vantagem a mais do telescópio de refração é que a luz perde muita energia ao atraves­sar o denso material que forma a lente, enquanto que um espelho sôments a reflete, com menos perda de energia. Para conseguir isto, o te­lescópio é desenhado com uma lente de imagem direita ou um sistema de lentes, entre a objetiva e a ocular. Isto faz com que o telescópio seja mais longo, e é a razão do grande tamanho dos telescópios coloca­dos em praias e outros lugares bonitos. É óbvio que êste tipo de aparelho não é por­tátil.

A variedade portátil de bôlso mais comum é o telescópio de Galileu, inventado pelo cientista de mesmo nome há mais de tre­zentos anos. A objetiva é uma lente bicon­vexa que reune os raios luminosos pro­venientes do objeto, de tal modo que che­gam a uma lente bicôncava, que age como uma ocular, que proporciona uma imagem virtual, aumentada e mais próxima que o objeto.

As lentes têm a desvantagem de padecer de certos defeitos chamados de aberrações. A aberração cromática dá imagens bordeadas de côr. A aberração de esfericidade pode dar uma imagem em foco na parte central e desenfocada nas bordas. A primeira aberração pode ser evitada usando-se, em lugar de uma só lente, um complicado sistema de di­ferentes tipos de vidro colados com cimen­to transparente. Com uma só lente, por ter a objetiva uma longa distância focal, os efeitos da aberração cromática podem ser tais que o telescópio não seja utilizável. Êstes inconvenientes são fàcilmente eliminados nos telescópios de reflexão. A aberração cro­mática não é produzida no telescópio de reflexão, pois quando a luz se reflete não é decomposta em suas variadas côres como quando se refrata. A aberração de esferici­dade é evitada com um espelho de forma parabólica (como a parte superior de meia casca de ôvo). Suas dimensões devem ser ajustadas com uma precisão de um milio­nésimo da polegada (dois milionésimos de centímetro, aproximadamente).

O maior telescópio de reflexão que se co­nhece tem um espelho de 508 em de diâme­tro, feito de vidro pyrex, com uma camada refletora de prateado de alumínio que foi depositado sôbre a superfície frontal. Isto é importante, porque a luz refletida na su­perfície frontal não é absorvida, enquanto que se o prateado estivesse sôbre a face posterior, a luz seria absorvida pela espes­sura do vidro que teria que atravessar. O espelho está suspenso por baixo e por sua parte central, para que não tenda a se curvar.

É corrente, com os modernos telescópios, fotografar uma estrêla em lugar de olhar através dêle. Depois de várias horas de ex­posição, chegará ao telescópio luz suficiente, proveniente de uma estrêla não visível a ôlho nu por um observador, contudo que pode ser vista numa fotografia. Quando se faz isto, o telescópio deve levar um mecanismo de relojoaria sincronizado de orientação, que lhe permite estar focalizado continuamente sôbre a estrêla. Tal mecanismo compensa o movimento de rotação da Terra, que faria a estrêla aparecer movendo-se e evita aue a placa sensível seja inutilizada.
O TELESCÓPIO DE REFRAÇÃO ASTRONôMICO

A luz proveniente de uma fonte muito dis­tante, a tempo de alcançar a Terra estará composta de raios paralelos entre si. Os raios provenientes da parte superior da es­trêla serão paralelos, como também os que provêm da parte inferior. Quando algum dêstes raios chega à abertura de um teles­cópio de refração, a lente biconvexa da ob­jetiva reúne os raios focalizando-os no foco principal da lente, e se forma uma imagem muito pequena, real e invertida da estrêla. Se a ocular, outra lente biconvexa, é colo­cada de tal maneira que a imagem esteja em seu foco principal, dará uma imagem muito maior no infinito. Pode parecer es­tranho que a imagem não se encontre mais próxima do observador que o objeto, mas, enquanto os raios luminosos que provêm das extremidades do objeto chegarão origi­nalmente ao ôlho do observador, formando entre si um pequeno’ngulo, o’ngulo que formam através do telescópio é muito maior, e por isso a imagem se vê aumentada. A distância que separa as duas lentes é igual à soma de suas distâncias focais. Diz-se en­tão que o telescópio está ajustado normal­mente. Também pode ser usado com a ocu­lar colocada mais adiante, de modo que a pequena imagem caia dentro de sua distân­cia focal. O crescimento depende da relação da distância focal da ocular. Para se conseguir um crescimento grande, a objetiva deve ter uma grande distância focal e a ocular uma distância focal muito curta.

A imagem que se obtém com êsses telescó­pios astronômicos de refração está inverti­da contudo isto não tem maior importância quarido se trata de olhar o céu; além disso, as lentes que deveriam ser agregadas para captar uma boa imagem absorveriam mui­ta luz.
O GRANDE SCHMIDT

Hodiernamente e graças ao extraordinário de­senvolvime~to dos telescópios, foi possível, depois de 7 anos de intenso trabalho, dar fim ao chamado Nôvo Atlas Celeste, obra do Observatório do Monte Palomar, da So­qiedade Geográfica Nacional e do Instituto de Tecnologia da Califórnia.

O Nôvo Atlas Celeste, o maior e mais de­talhado da História do mundo, revela a existência de tantos bilhões de corpos celes­tes que talvez nunca possam ser contados. O Atlas representa um volume de espaço pelo menos 25 vêzes maior que o consignado até agora. A maior parte desta vasta regrao, situada muito mais além do nosso próprio sistema solar e de nossa galáxia, não foi sequer vista antes pelos astrônomos. D~­rante várias décadas futuras o mapa aSSI­nalará o caminho para novos mundos do espaço. Na realidade, hoje existem te­lescópios capazes de explorar além dos 600000000 de anos-luz do nôvo relevamen­to. Por exemplo: o gigantesco telescópio Hale do Monte Palomar, de200 polegadas, ilustrado neste artigo, chega a quase 2 000 000 000 de anos-luz, contudo seu campo visual (aproximadamente o equivalente à superfície da Lua cheia) é tão estreito que se necessitariam, talvez, de 10000 anos para estudar com êle todo o céu. Por esta razão, foi outro telescópio que permitiu a con­fecção do mapa; acha-se abaixo de uma cúpula menor separada, no mesm.o obser­vatório do Monte Palomar. Conhecido pelos astrônomos como o Grande Schmidt, é, em realidade, uma gigantesca câmara de grande’ngulo. Sua lente de abertura mede 48 po­legadas, e seu espelho refletor, 72 pole­gadas.

Seu nome constitui uma homenagem a seu inventor, o gênio ótico alemão Bernhard Schmidt, que desenhou um,a. lente capaz de fotografar dilatadas superfícies do ceu sem que a imagem padecesse, virtualmente, qual­quer distorção.

Êste enorme ôlho dirigido para as estrêlas pode registrar, numa só ~la~a fot?gráfica, uma zona do céu de extensao Igual a de 200 luas cheias isto é, tão grande como a região das sete e~trêlas principais da constelação da Ursa Maior. Registra, além disso, tôdas as estrêlas que têm um milionésimo do bri­lho mais tênue que o que se pode ver a ôlho nu. Poderia registrar a luz de uma vela a uns16000 quilômetros.

Quando se terminaram as provas do Grande Schmidt en 1949, o Dr. Ira S. Bowen, di­retor dos observatórios do Monte Palomar e do Monte Wilson, começou a anotar os projetos que seus astrônomos esperavam realizar com o nôvo telescópio. Terminar a lista era tarefa de anos, razão por que se decidiu atingir primeiramente a meta mais importante: o céu em sua integridade. Calculou-se que a extensão do céu a ser es­tudado –tudo o que se pode ver do Monte Palomar, ou seja, cêrca de três quartos da esfera celeste– poderia ser registrado nu­mas 900 chapas fotográficas, de 33 centíme­tros quadrados, com os campos ligeiramente superpostos. Como as estrêlas irradiam luz de diferente temperatura ou côr, foi neces­sário destinar duas chapas para cada secção celeste; uma, com emulsão sensível ao azul, e outra, com emulsão sensível ao vermelho. Havia que expô-las em rápida sucessão pa­ra se garantir que mostravam o céu em estados quase idênticos.

O TAMANHO

Os telescópios são tanto mais poderosos quanto maior fôr o diâmetro da objetiva, isto é, quanto maior é a superfície dêste ou, melhor dito, quanto maior quantidade de raios luminosos recebe. A quantidade de luz que nos envia uma estrêla de décima magnitude não é suficiente para impressio­nar nossa retina, apesar da concentração que efetua o aparelho ocular; contudo se essa mes­ma luz é recebida por uma abertura (obje­tiva) que seja 100, 1000 ou 10000 vêzes maior que a pupila, nessa objetiva será re­cebida uma quantidade 100, 1 000 10 000 vêzes maior também, e essa quantidade de luz reconcentrada no foco da objetiva nos dará uma intensidade suficientemente po­derosa para impressionar nossa retina. Por êste motivo, olhando a ôlho nu a abóbada celeste, vemos uma maior quantidade de poços onde não se observa uma só estrêla; contudo se para o mesmo ponto dirigimos um poderoso telescópio, observar-se-ão cente­nas de milhares de estrêlas. É natural que quanto maior seja o diâmetro da objetiva, tanto maior deve ser também seu diâmetro focal. Daí que o poder dos telescópios deva ser compensado com o seu comprimento. O grande equatorial do observatório de Lick, que tem uma objetiva de0,844 m de diâ­metro, alcança um comprimento de17,22 m. O telescópio de Yerkes tem uma objetiva de1,016 m e o comprimento total é de18,90 m. O telescópio de Lord Rosse, situado em Parsontow (Inglaterra), considerado um dos maiores do mundo, é um refletor de1,8282 m de diâmetro.

Com a aplicação do espectrógrafo, conse­guiu-se a decomposição e o estudo da luz, isto é, a análise espectral sôbre a constitui­ção física e química, dos mais afastados cor­pos celestes. Com a colaboração da foto­grafia obtiveram-se os espectros das estrêlas mais fracas, que depois foram medidas com grande êxito. Herschel foi o primeiro -em 1798- a observar diferenças nos espectros das estrêlas, por meio de um prisma colo­cado sôbre a ocular.

Fonte: Tecnirama, N. 16, Editorial Codex S.A. 1962.

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