AGORA QUE VOCÊ JÁ CONHECE ALGUNS MODELOS DE TELESCÓPIOS, EU INDICO PARA QUEM QUER CONHECER MAIS OU COMPRAR SEU TELESCÓPIO DE OLHOS FECHADOS, EU INDICO ESTES MODELOS PROFISSIONAIS DE NÍVEL III, COM QUEM FAZ E SABE DO QUE EU ESTOU FALANDO POR QUE COISA BOA É PARA SE ESPALHAR ENTÃO ACESSE O SITE www.telescópiosastronomicos.com.br E É SÓ ESCOLHER O SEU MODELO E BOAS OBSERVAÇÕES.
A objetiva de um telescópio refletor é um espelho de superfície côncava e esse espelho é chamado de espelho primário ou espelho principal. Este espelho é feito em blocos de vidro e sobre a superfície côncava é depositada uma camada de alumínio, a metalização. É essa camada a responsável pela reflexão da luz. Alem do espelho primário existe um outro espelho menor chamado de espelho secundário. A grande vantagem dos telescópios refletores é a ausência de aberração cromática. A luz não atravessa o vidro, o como ocorre nos refratores, e sim refletida pela superfície côncava do espelho. Uma outra vantagem é a dimensão desses telescópios. Os refletores apresentam objetivas de maior diâmetro e o comprimento do tubo do telescópio é bem menor de comparado com os refratores. Por outro lado nos refletores ocorre uma maior perda de luz. A metalização não reflete 100 % da luz ( cerca de 5 a 10 % é absorvida ) e o espelho secundário com seu suporte provocam mais uma perda por obstrução. Essa perda varia de acordo com a dimensão do secundário.
Telescópio Newtoniano
Este telescópio possui como objetiva um espelho côncavo localizado na parte inferior do tubo. O espelho primário capta a luz dos objetos formando a imagem no foco. Pouco antes do foco existe um outro espelho de proporções menores e de superfície plana, chamado de espelho secundário. Localizado na parte posterior do tubo o secundário é sustentado por um suporte de três hastes chamado de aranha. Este espelho apresenta uma inclinação de 45 graus em relação ao eixo óptico do sistema e reflete os raios luminosos para a lateral do tubo. Nesta posição encontramos a lente ocular com o dispositivo de focalização. No ano de 1672 o físico inglês Isaac Newton inventou um novo tipo de telescópio que mais tarde ficou conhecido como telescópio Newtoniano. Como os refratores apresentavam o grave problema da aberração cromática, Newton sugeriu a utilização de um espelho côncavo no lugar de uma lente objetiva. Os raios luminosos refletidos pela superfície do espelho não são decompostos, pois não passam por um meio mais denso ( como de uma lente ) eliminando assim aberração cromática. Além de apresentar ótimas imagens o newtoniano possui uma dimensão bem mais reduzida se comparado com os refratores. Um refrator de 150 mm de diâmetro possui uma distância focal em torno de 2000 mm. Já um newtoniano de mesmo diâmetro possui uma distância focal por volta de 1100 mm. No inicio os construtores de telescópios confeccionavam os espelhos em blocos de metal. Um desses construtores foi o astrônomo Willian Herschel que foi também o descobridor do planeta Urano.
Telescópio Newtoniano da empresa Celestron.
Telescópio Cassegrain
Por apresentar uma óptica muito mais complexa que o newtoniano, o telescópio Cassegrain é de difícil construção e de preço mais elevado. Este telescópio possui um espelho primário de pequena distância focal, portanto de superfície parabólica. Possui também um orifício central por onde passam os raios luminosos. Seu espelho secundário possui uma superfície convexa e de forma hiperbólica de difícil confecção. Ao captar a luz de um objeto o espelho primário reflete os raios luminosos para o espelho secundário. Este espelho possui a sua superfície voltada para o espelho primário e reflete a luz novamente para o espelho principal passando pelo orifício central. Logo atrás encontramos a ocular e o dispositivo de foco. Portanto no telescópio Cassegrain a observação é feita de modo semelhante a uma luneta e não perpendicular ao tubo como no Newtoniano. O telescópio Cassegrain foi inventado pelo francês Guillaume Cassegrain no ano de 1672 exatamente na mesma época em que Newton apresentava seu telescópio. Isaac Newton declarou que este tipo de óptica não apresentava nenhuma vantagem se comparado com seu telescópio . Entretanto o Cassegrain apresenta muitas vantagens. Uma delas é o pequeno comprimento do tubo, pois enquanto um Newtoniano de 2 metros de distância focal possui de um tubo de aproximadamente 2 metros, um Cassegrain com as mesmas características possui um tubo que não ultrapassa 1 metro de comprimento. Esta característica se deve ao espelho secundário que multiplica em algumas vezes a distância focal do espelho primário.
Telescópio Cassegrain da marca Takahashi.
Esquema óptico do telescópio newtoniano.
Esquema óptico do telescópio Cassegrian.
Variações do Telescópio Cassegrain
Variações na óptica
Cassegrain Clássico : óptica original desenvolvida por Guillaume Cassegrain onde o espelho primário é parabólico e o espelho secundário de forma hiperbólica.________________________________________
Cassegrain Pressman-Camichel : nesta óptica o espelho primário é esférico e o secundário com superfície esferóide sendo a óptica Cassegrain de mais fácil construção. Mas esta óptica apresenta o coma que compromete o desempenho do instrumento em fotografias de regiões extensas do céu.________________________________________
Cassegrain Ritchey-Chrétien : variação mais complexa com ambos os espelhos de superfície hiperbólica. Com esta óptica o telescópio possui grande correção da coma mas apresenta forte curvatura de campo.________________________________________
Cassegrain Dall-Kirkham : óptica muito utilizada onde o espelho secundário é esférico e o primário de superfície elíptica. Esta superfície elíptica corresponde a uma parábola mais leve, variando de 75 a 85 % de uma superfície parabólica.
O telescópio cassegrain é muito conhecido e utilizado tanto por astrônomos amadores e
profissionais.
Por este motivo é normal e existência de diversas variações do telescópio. Algumas
variações estão
nas superfícies dos espelhos primário e secundário. Em alguns sites de astrônomos
amadores,
listas e fóruns de discussão de astronomia existe a informação errada de que o Cassegrain Dall-Kirkham é uma óptica ruim e que possui uma coma exagerada. A coma só é prejudicial quando o telescópio é feito para visualizar uma grande área do céu e esse problema aparece principalmente em fotografias. Para essa finalidade ( registrar áreas extensas do céu ) existe ópticas apropriadas como é o caso da Câmera Schmidt. Todo telescópio comum ( refrator, newtoniano, cassegrain , gregoriano, catadióptricos e etc ) trabalha com campos de visão pequenos, pois o objetivo é ampliar o objeto para a visualização de detalhes, ou seja, os telescópios de uso comum trabalham com uma área pequena do céu. Neste caso a coma do Dall-Kirkham é inexistente e o resultado é um telescópio de excelente qualidade.
A óptica Dall-kirkham é abordada em muitas literaturas sobre construção de telescópios e existem alguns fabricantes, de telescópios, que adotam essa óptica como é o caso da empresa Takahashi.
Mas todas estas variações na óptica Cassegrain são notadas apenas por meio de instrumentos apropriados que permitem analisar as superfícies dos espelhos. Um amador dificilmente saberá distinguir uma óptica da outra, pois a aferição destas superfícies requer experiência e habilidade do construtor. Temos ainda duas outras variações do Cassegrain muito utilizadas, os chamados focos Coudé curto e longo. No Cassegrain de foco Coudé curto temos a adição de um terceiro espelho de superfície plana que é colocado na frente do espelho primário. Este espelho é sustentado por um suporte semelhante ao utilizado para apoiar o secundário do newtoniano, um suporte com uma base de 45 graus. A luz captada pelo espelho primário é refletida para o secundário. O espelho secundário reflete os raios luminosos novamente na direção do espelho primário, encontrando o espelho plano. Este espelho plano reflete a luz na direção do tubo do telescópio passando por um orifício onde é fixado o focalizador e a ocular. Neste telescópio a observação é feita na lateral do tubo como no telescópio Newtoniano. No newtoniano o focalizador é colocado na extremidade superior do tubo enquanto que no Cassegrain de foco Coudé curto este dispositivo é fixado nas proximidades da extremidade inferior do tubo onde fica o espelho primário. Neste tipo de óptica não é necessário furar o centro do espelho principal, pois a luz não precisa passar pelo espelho. Por este motivo esta óptica é a preferida de muitos construtores de telescópios, pois o orifício do espelho principal é uma tarefa difícil que exige habilidade dos construtores. Por outro lado a adição de mais um espelho exige um ótimo alinhamento de todos os componentes ópticos para que o telescópio funcione corretamente.
Esquema óptico do telescópio Cassegrain com foco coudé curto.
O Cassegrain de foco Coudé longo é muito semelhante ao Coudé curto. Neste telescópio o espelho primário é furado como no Cassegrain tradicional. Os raios luminosos captados pelo espelho primário são refletidos para o espelho secundário. O secundário reflete estes raios luminosos na direção do espelho principal passando pelo orifício central encontrando o espelho plano. Este último espelho reflete a luz para a lateral do tubo onde temos o focalizador e a ocular.
O Cassegrain de foco Coudé longo é ainda mais complexo que o Coudé curto, pois o espelho principal possui o orifício central. Assim como o curto, o Coudé longo também exige um excelente alinhamento da óptica.
Esquema óptico do telescópio Cassegrain com foco coudé longo.
Como a observação é feita na lateral do tudo estes telescópios apresentam a mesma comodidade de observação do Newtoniano. Essas ópticas eliminam também o prisma zenital um acessório muitas vezes difícil de encontrar
Telescópio Gregoriano
O telescópio Gregoriano também se caracteriza como um telescópio de difícil construção assim como o Cassegrain Este instrumento também possui um espelho primário de distância focal curta e com um orifício central. A diferença principal em relação ao Cassegrain está no espelho secundário que possui uma superfície côncava e de forma elíptica.
A superfície do secundário também é voltada para o espelho principal, porém ele é colocado depois do foco do espelho primário e não antes do foco como no Cassegrain. Assim o telescópio Gregoriano possui um tubo com um comprimento maior se comparado com um Cassegrain com as mesmas características. O seu secundário também possui um fator de amplificação tornando este instrumento um telescópio de grande distância focal como o Cassegrain.
Esquema óptico do telescópio Gregoriano.
O telescópio Gregoriano foi aperfeiçoado pelo escocês James Gregory no ano de 1644 como uma óptica alternativa aos refratores que na época apresentavam desempenhos limitados. Contudo o telescópio Gregoriano não é tão popular como o Newtoniano e o Cassegrain que são os preferidos pelos amadores e construtores de telescópios.
O telescópio refrator trabalha com a refração e a luz passa através uma lente para formar a imagem. Este instrumento possui uma lente objetiva que capta a luz dos objetos e forma a imagem no foco. Logo atrás temos uma segunda lente chamada de ocular. A ocular funciona como uma lupa, aumentando a imagem formada pela objetiva. O telescópio refrator, também conhecido como luneta, foi aperfeiçoado pelo astrônomo e físico Galileu Galilei no ano de 1610. O telescópio utilizado por Galileu era um instrumento de pequenas dimensões e constituído por uma objetiva cromática ( objetiva formada por uma única lente convergente ). Este tipo de objetiva apresenta um grave problema que é a aberração cromática. As diferentes cores que formam a luz branca são decompostas fazendo com que os diferentes componentes cromáticos interceptem o eixo óptico da objetiva em pontos diferentes. Assim um observador que utiliza este tipo de instrumento percebe algumas manchas coloridas em volta dos astros.
Esquema óptico de um telescópio refrator com objetiva acromática.
A objetiva tipo Clairaut é mais usada nas lunetas e binóculos.
Para diminuir um pouco os efeitos da aberração cromática os construtores de telescópios começaram a produzir objetivas com distâncias focais extremamente grandes, pois à medida que aumentamos a distância focal as diferentes cores que compõem a luz branca encontram o eixo óptico em pontos mais próximos. Um exemplo desse tipo de instrumento foi o telescópio utilizado por Johann Hevelius que apresentava uma objetiva pequena e com uma distância focal próxima de 20 metros. Isso deixava o telescópio muito grande e com imagens de baixa qualidade devido ao aumento exagerado. Os telescópios refratores só começaram a atingir as dimensões atuais com a invenção da objetiva acromática. Esse tipo de objetiva foi proposta em 1733 por Chester More Hall e a primeira objetiva desse tipo foi feita por John Dollond em 1759.
Acima esquema óptico de uma objetiva simples ( cromática ). Ao lado modelo do telescópio refrator usado por Galileu Galilei no ano de 1610.
O telescópio de Galileu era bem rudimentar e mesmo assim Galileu Galilei realizou várias descobertas importantes tais como: crateras e montanhas na Lua, as manchas solares, os quatro principais satélites de Júpiter, as fases de Vênus e a constituição estelar da Via Láctea.
A objetiva acromática é composta por duas lentes, a primeira é uma lente biconvexa e a segunda uma lente plano-côncava. Essas duas lentes são confeccionadas utilizando diferentes tipos de vidro. A primeira lente é confeccionada com um vidro menos denso e a segunda lente é feita com um vidro de maior densidade. Devido a maior densidade da segunda lente as diferentes cores sofrem um desvio interceptando o eixo óptico praticamente no mesmo ponto. Com isso a aberração cromática é bem reduzida.
Acima esquema óptico de uma objetiva acromática. Ao lado telescópio refrator moderno com objetiva acromática da marca Orion.
Atualmente encontramos muitos telescópios refratores com objetivas de pequena razão focal ( abaixo de F/D 10 ).
A única vantagem desses refratores curtos é justamente a portabilidade, pois os aparelhos são bem compactos. Mas a redução da distancia focal provoca um aumento da aberração cromática e alguns fabricantes de acessórios até fornecem filtros para reduzir essa aberração.
Atualmente temos outras objetivas mais complexas como as apocromáticas e as semi-apocromáticas, ambas formadas por três lentes. Encontramos também diversos tipos de objetivas acromáticas e objetiva tipo Clairaut é a mais utilizada em binóculos e telescópios refratores destinados aos amadores.
Com uma objetiva apocromática de 1 metro de diâmetro e 19 metros de distância focal o refrator de Yerkes é a maior Luneta do mundo.
O Schmidt Cassegrain apresentado nessa pagina é um projeto conjunto realizado pelos construtores de telescópios Pedro F. L. Hidalgo e Sebastião Santiago Filho. O projeto dos telescópios catadióptricos foi iniciado no final 2005 com a construção da lâmina de faces paralelas ( superfícies planas ). Com o êxito na construção da lâmina de faces paralelas o próximo passo foi a construção da placa corretora Schmidt para newtonianos (Schmidt Newtoniano) e agora apresentamos o Schmidt Cassegrain.
O telescópio Schmidt é um aparelho do tipo catadióptrico, ou seja, um telescópio misto que combina a reflexão e a refração. A reflexão é feita normalmente pelos espelhos (primário e secundário) como em um telescópio refletor comum. A refração ocorre quando a luz atravessa a placa corretora que é instalada na extremidade superior do tubo. A placa corretora também sustenta o espelho secundário e o seu suporte, pois nos catadióptricos as hastes da aranha são eliminadas.
A placa corretora Schmidt também possui a função de corrigir a aberração esférica do espelho primário, pois neste telescópio o espelho principal possui razão focal pequena e com superfície esférica. Além de corrigir a aberração esférica a placa corretora também reduz a curvatura de campo diminuindo o efeito “coma" muito comum em telescópios de distancia focal reduzida. Assim é possível construir Schmidts Newtonianos com razão focal 4.5 ou Schmidts Cassegrains com razão 10.
Acima tubo óptico Schmidt Cassegrain de 135 mm. Ao lado Schmidt Cassegrain de 135 mm com montagem azimutal de mesa.
Dimensões do Schmidt Cassegrain
O Schmidt Cassegrain é um telescópio que possui um espelho primário de pequena razão focal e por isso o aparelho é bem compacto. O telescópio apresentado aqui possui um espelho de 135 mm de diâmetro e razão focal 3 (distancia focal de 405 mm). Apesar da pequena distancia focal (do espelho primário) o telescópio possui uma distancia focal final maior, pois o secundário, de superfície convexa, multiplica em algumas vezes a distancia focal do espelho primário. O secundário possui um fator de multiplicação 4 e dessa forma ele multiplica em 4X a distancia focal do espelho principal. Assim o foco final resultante é 1620 mm (razão focal final 12). Enquanto um Newtoniano de razão focal 12 possui um tubo com comprimento em torno de 1600 mm, o Schmidt Cassegrain de mesmo diâmetro (e mesma razão focal) possui um tubo com cerca de
440mm e o comprimento total do telescópio (com o focalizador) é em torno de 560 mm.
Esquema comparando o Schmidt Cassegrain com um Newtoniano. Ambos os telescópios apresentam a mesma razão focal (F/D=12). O Schmidt Cassegrain é praticamente 3X menor!
Características mais importantes
Sem turbulência
Adeus aranha
Pequeno e poderoso
Correção da óptica
A placa corretora deixa o tubo do telescópio fechado eliminando totalmente a turbulência de ar interna. O resultado são imagens mais estáveis e nítidas.
A placa corretora elimina as hastes da aranha tornando as imagens mais precisas e sem aqueles raios de luz produzidos principalmente quando observamos as estrelas mais brilhantes.
O Schmidt Cassegrain é um telescópio muito compacto com um tubo com cerca de 500 mm de comprimento. Mas o aparelho apresenta um desempenho equivalente a um newtoniano de grande distancia focal.
A placa Schmidt corrige totalmente a aberração esférica do primário e reduz a curvatura de campo. Isso possibilita a construção de telescópios de pequena razão focal.
Testando o Schmidt Cassegrain
Nos testes foi usada uma rede de difração de 4 linhas por milímetro. Os testes foram feitos usando o banco de Foucault e o tubo óptico com todos os componentes instalados.
As imagens 1 e 2 mostram o espelho primário esférico com razão focal 3 (F= 405 mm ). O teste definitivo para finalizar a placa corretora é feito no tubo óptico do telescópio ( veremos o teste mais adiante ), mas uma boa maneira de acompanhar todo o trabalho ( na segunda superfície ) é colocar a placa corretora na frente do espelho primário. Na condição de lâmina de faces paralelas não ocorre nenhuma mudança na figura do espelho, pois ambas as faces são planas e neste caso temos uma óptica neutra. Mas no caso da placa corretora Schmidt ocorre uma mudança na figura do espelho e as linhas aparecem de modo semelhante a um espelho parabólico como mostram as fotos 3 e 4. A função da placa corretora é corrigir a aberração esférica do primário. A placa corretora produz uma aberração de mesma proporção, mas inversa àquela existente no espelho principal. Podemos dizer que a placa corretora Schmidt é a responsável pela parabolização do espelho primário e isso é claramente visível quando colocamos a placa logo a frente do espelho.
Para finalizar a placa corretora é preciso montar toda a óptica em um tubo e alinhar muito bem todos os componentes.
Na imagem 5 (teste no foco newtoniano) temos primeiramente a figura do conjunto espelho primário e secundário plano, sem a placa corretora instalada no tubo, e nesse caso é preciso usar a aranha para sustentar o secundário. Vemos a forma esferóide indicando a falta de correção do espelho primário. Temos também as 3 hastes do suporte do secundário.
As imagens 6 e 7 mostram o conjunto óptico, ainda no foco newtoniano, com a adição da placa corretora. Vemos claramente uma mudança na óptica com linhas retas e paralelas indicando a total correção do espelho primário. Finalmente temos a foto 8 mostrando o conjunto óptico (no foco cassegrain) com o secundário cassegrain instalado na placa corretora. Como o secundário possui um fator de multiplicação quatro, o resultado obtido no teste é equivalente a uma rede de difração de 16 linhas por milímetro.
O Schmidt Newtoniano apresentado nessa pagina é um projeto conjunto realizado pelos construtores de telescópios Pedro F. L. Hidalgo e Sebastião Santiago Filho. O projeto foi iniciado no final 2005 com a construção da lâmina de faces paralelas ( superfícies planas ). Com o êxito na construção da lâmina de faces paralelas o próximo passo foi a construção da placa corretora Schmidt.
O telescópio Schmidt é um aparelho do tipo catadióptrico, ou seja, um telescópio misto que combina a reflexão e a refração. A reflexão é feita normalmente pelos espelhos (primário e secundário) como em um telescópio refletor comum. A refração ocorre quando a luz atravessa a placa corretora que é instalada na extremidade superior do tubo. A placa corretora também sustenta o espelho secundário e o seu suporte, pois nos catadióptricos as hastes da aranha são eliminadas.
A placa corretora Schmidt também possui a função de corrigir a aberração esférica do espelho primário, pois neste telescópio o espelho principal possui razão focal pequena e com superfície esférica. Além de corrigir a aberração esférica a placa corretora também reduz a curvatura de campo diminuindo o efeito "coma" muito comum em telescópios de distancia focal reduzida. Assim é possível construir Schmidts Newtonianos com razão focal 4.5 ou Schmidts Cassegrains com razão 10.
Vantagens e características do telescópio Schmidt
É um Schmidt!
Óptica top de linha e adotada pelos principais fabricantes de telescópios do mundo. Agora os telescópios Schmidt Newtoniano e Schmidt Cassegrain. estão disponíveis no Brasil através do site Telescópios.
Sem Turbulência interna.
A placa corretora deixa o tubo do telescópio fechado eliminando totalmente a turbulência de ar interna. O resultado são imagens mais estáveis e nítidas.
Adeus aranha!
A placa corretora elimina as hastes da aranha tornando as imagens mais precisas e sem aqueles raios de luz produzidos principalmente quando observamos estrelas mais brilhantes.
Grande correção da óptica.
A placa Schmidt corrige totalmente a aberração esférica do primário e reduz a curvatura de campo. Isso possibilita a construção de telescópios de pequena razão focal.
Testando o Schmidt Newtoniano
Nos testes foram usadas redes de difração de 4 e 6 linhas por milímetro. Foi usado também um plano óptico padrão para aferição do espelho secundário e da face plana da placa corretora Schmidt.
A imagem 1 mostra o espelho primário esférico (com razão focal 5.3) aferido com uma rede de difração de 6 linhas por milímetro. Na imagem 2 temos a face plana da placa corretora aferida com um padrão óptico lambda/10. Vemos as linhas retas e paralelas indicando a grande precisão dessa superfície.
O teste definitivo para finalizar a placa corretora é feito no tubo óptico do telescópio ( veremos o teste mais adiante ), mas uma boa maneira de acompanhar todo o trabalho ( na segunda superfície ) é colocar a placa corretora na frente do espelho primário. Na condição de lâmina de faces paralelas não ocorre nenhuma mudança na figura do espelho, pois ambas as faces são planas e neste caso temos uma óptica neutra. Mas no caso da placa Schmidt ocorre uma mudança na figura do espelho e as linhas aparecem de modo semelhante a um espelho parabólico como mostram as fotos 3 e 4. A função da placa corretora é corrigir a aberração esférica do primário. A placa corretora produz uma aberração de mesma proporção, mas inversa àquela existente no espelho principal. Podemos dizer que a placa corretora Schmidt é a responsável pela parabolização do espelho primário e isso é claramente visível quando colocamos a placa logo a frente do espelho.
Para finalizar a placa corretora é preciso montar toda a óptica em um tubo e alinhar muito bem todos os componentes.
Na imagem 5 temos primeiramente a figura do conjunto espelho primário e secundário, sem a placa corretora instalada no tubo, e nesse caso é preciso usar a aranha para sustentar o secundário. Vemos a forma esferóide indicando a falta de correção do espelho primário. É possível notar também as 3 hastes do suporte do secundário.
As imagens 6 e 7 mostram o conjunto óptico com a adição da placa corretora. Vemos claramente uma mudança na óptica com linhas retas e paralelas indicando a total correção do espelho primário. O mesmo ocorre na foto 8, mas dessa vez com uma rede de difração de 6 linhas por milímetro.
Finalmente a ultima seqüencia de fotos mostrando o teste do telescópio sem a aranha e com o secundário instalado na placa corretora. As imagens 9, 10 e 11 foram obtidas com a rede de difração de 4 linhas por milímetro. A imagem 12 foi obtida com rede de difração de 6 linhas por milímetro.
A objetiva de um telescópio refletor é um espelho de superfície 
O telescópio refrator trabalha com a refração e a luz passa através uma lente
