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Comprando um bom Telescópio Astronomia & Astrofísica  — Por Leocádio Benez Neto em abril 24, 2010 as 17:38

Por Leocádio Benez Neto

Adquirir um telescópio de qualidade no Brasil não é das tarefas mais fáceis, mesmo emgrandes centros praticamente não existem lojas especializadas. Trazer seus instrumentosdo exterior poderia ser a solução, mas legalmente uma importação sai cara por causados altos impostos cobrados e o frete. Existem também mercadorias trazidas do exteriorilegalmente, mas não há nenhuma garantia para os produtos adquiridos desta maneira.

Um outro problema na hora de comprar um telescópio é saber a qualidade doinstrumento. A qualidade óptica, para uma pessoa leiga, é muito difícil de ser avaliada.É melhor confiar em uma marca ou fabricante tradicionalmente reconhecidos, que

naturalmente garantirão um padrão de qualidade, evitando futuras frustrações.

Cuidado com telescópios vendidos em lojas de departamentos, magazines e lojas defotografia, e que prometem ampliações altíssimas. Alguns vendedores fazem alarde deseus telescópios anunciando o aumento que eles proporcionam, por exemplo: 400x,600x etc… Ampliações dessa ordem são totalmente inviáveis para pequenos telescópios

e a qualidade da imagem certamente vai decepcionar. Sem contar o dinheiro malempregado.

Se você quer fazer da sua iniciação em astronomia uma experiência agradável e nãouma tragédia, invista seu dinheiro em abertura e lentes oculares de qualidade. Quantomaior a abertura ( diâmetro da lente ou espelho do telescópio), mais luz o instrumentocapta e maior a capacidade de visualizar estrelas fracas e nebulosas ou galáxias. Adefinição ou nitidez da imagem também melhora com o tamanho da ótica. Outra dicaimportante é: não compre um telescópio refrator ( com lente ), a não ser que dinheironão seja problema para você, e esteja disposto a investir pelo menos U$2.000,00. Aimagem do telescópio refrator é de ótima qualidade mas, um bom refrator custa váriasvezes mais que um refletor de tamanho equivalente. Agora se o custo-benefício lheatrai, um telescópio refletor do tipo newtoniano com espelho de 6 a 8 polegadas seriaideal para um bom início. Eu possuo um de 4,5 polegadas que já é suficiente paramuitas observações amadoras, mas, para visualizar objetos de baixa luminosidade

(galáxias, nebulosas, etc), um pouco mais de abertura irá ajudar.Quanto ao aumento, não se deixe enganar. Teoricamente você pode ter muitos aumentoscom um telescópio, dependendo da ocular que usar, mas, existe um limite onde aqualidade da imagem começará a ficar inaceitável. Em geral telescópios de boaqualidade suportam aumentos em torno de 50 vezes por polegada em condições boas decéu, ou seja: um telescópio de 6 polegadas funcionará satisfatoriamente com aumentode até 300 vezes.

As figuras mostram a imagem de um telescópio de 6 polegadas com respectivamente,200x, 300x, 500x de aumento. Note que no maior aumento ocorre perda da nitidez. Para

conseguir o aumento de 500x com boa imagem seria necessário um telescópio de 10polegadas.

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200x

300x

500x

Alguns telescópios ‗Estado da Arte‘, como os refratores da Takahashi, conseguemqualidade excepcional em até mais de 100 vezes por polegadas em condições de céucomuns mas, a um preço altíssimo. Na prática vale mais um aumento mediano com umaboa qualidade do que querer turbinar o telescópio e só ver borrões indefinidos.

Eu particularmente prefiro iniciar com telescópios curtos (abertura entre 6 e 7.5), quesão ligeiramente mais claros que dão boas imagens de nebulosas e galáxias e também

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são apropriados para astro-fotografia, devido ao campo de visão mais largo (requer‗clock drive‗ para uso em astro-fotografia). Também são mais fáceis de transportar,cabendo sem dificuldades no assento traseiro do carro, facilitando muito a vida doastrônomo.

Suponha que você compre um telescópio de 6 polegadas, o que equivale aaproximadamente 150 mm, e com comprimento focal de 1100 mm. E também trêsoculares uma de 20 mm, uma de 10 mm e outra de 4 mm. Daí podemos calcular asseguintes características do seu equipamento:

  A abertura desse telescópio é de 1100 / 150 = 7,3 (médio claro)  Aumento com a ocular de 20 mm será de 1100 / 20 = 55 vezes  Aumento com a ocular de 10 mm será de 1100 / 10 = 110 vezes  Aumento com a ocular de 4 mm será de 1100 / 4 = 275 vezes

Apesar de ter um aumento médio, é um telescópio claro e com boas lentes oculares será

possível muitas observações satisfatórias.

O ideal seria grande aumento e grande luminosidade, mas isso somente é possível comtelescópios maiores, de 10 a 16 polegadas ou mais, e que naturalmente não sãoequipamentos baratos para iniciantes, portanto não se iluda achando que irá obterimagens iguais às do Hubble, também não precisa desanimar, se você já leu o artigo atéaqui certamente irá comprar um bom equipamento e conseguirá boas imagens.

Aqui vale a pena fazer uma observação; com exceção dos modernos telescópioscomputadorizados, que já vem com GPS e bússola eletrônica incorporados, telescópiosgrandes são muito bons de imagem mas, além de grandes e difíceis de transportar, sãomais trabalhosos para montar e alinhar e podem levar quarenta minutos ou mais paraestarem prontos para uso, já um telescópio menor, em bem menos tempo ele já estarápronto e posicionado. Se você possui disposição e paciência para esse trabalho, tudobem, ocaso contrário seu grande telescópio ficará encostado sem uso, pois só em pensarem carregar, montar e ajustar você já desiste de sair para observar. Então não adianta terum telescópio para não usar, se você não tem essa disposição é melhor algo maisportátil que seja utilizado sempre.

Abaixo está uma lista com exemplos de telescópios que podem ser adquiridos no Brasil.São construtores e empresas de qualidade reconhecida. Sempre que possível o preço

será indicado. E sempre que eu encontrar novidades a lista será atualizada.

Espero que esses artigos possam ajudar a esclarecer as dúvidas e mostrar que adquirirum bom equipamento para iniciar não é tão difícil nem tão caro como muitos pensam.

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Detalhe do telescópio Newtoniano de 135mm e sua montagem Dobsoniana

O construtor de telescópios Sebastião Santiago Filho de São Paulo capital, dispõe deuma ótima série de telescópios pré-projetados que vão de 135 mm até 300 mm, tantoNewtonianos como Cassegrains, com bons preços e condições de pagamento. Cadatelescópio vem com uma ocular de 15mm Kellner importada e montagem dobsonianacomo da foto ao lado. Existe também a opção de montagem equatorial com ‗Clock 

Drive‘ para todos os modelos.Também é possível comprar cada modelo na forma de kit

o qual vem acompanhado de CD ROM com manual detalhado da montagem. Boa opçãopara aqueles que querem montar pessoalmente o seu instrumento.

Site: http://www.telescopiosastronomicos.com.br/  

O construtor de telescópios Sr. Dario Pires de Araraquara SP, tem larga experiência eminstrumentos de qualidade. Amante da astro-fotografia, direcionou sua técnica deconstrução para telescópios curtos, f/5, f/6, com espelhos parabólicos e especialmentedesenvolvidos para fotografar. Oferece também outras opções a partir de 150mm comoculares do tipo Plossl e buscadora também de sua confecção. Montagens de todos ostipos motorizadas ou não com ótimo acabamento mecânico.Veja em seu site váriosexemplares de fotos feitas com uso de seus telescópios.O modelo de 150mm daprimeira foto é a minha indicação para iniciar.

Site: http://www.techs.com.br/users/dariopires/  

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Detalhe do modelo ETX-90EC

A MEADE, renomada marca de telescópios, lançou a pouco tempo uma solução ‗Hi

Tech‘ que está sendo uma revolução na astronomia de quintal. Aliando qualidade ótica,

portabilidade e controle computadorizado, tem aberto uma nova era no estudo deastronomia para o iniciante ou o astrônomo amador. São instrumentos tão pequenos queà primeira vista parecem brinquedos, mas na prática rivalizam com muitos telescópiosmaiores por uma fração do custo deles. Possui um moderno sistema computadorizadocom mais de 30.000 objetos catalogados e vários acessórios como: adaptador paracâmera fotográfica, adaptador para uso terrestre, maleta de transporte, tripés e softwarepara conexão com computador externo. Possui diâmetros entre 70mm e 125mm e o

modelo de 90mm (foto ao lado), é a minha indicação e foi testado pela revistaSky&Telescope com aumento de até 250x com resultados muito satisfatórios.

A MEADE é representada no Brasil pela OMNIS LUX: http://www.omnislux.com.br/  

O Bê-a-bá do Telescópio Astronomia & Astrofísica  — Por Gustavo José Moretti em janeiro 30, 2011 as 15:56

Abertura: Abertura é o fator mais importante na escolha de um telescópio. A funçãoprimordial de todos os telescópios é coletar a luz. Em qualquer ampliação, quanto maiora abertura, melhor será a imagem.

A abertura de um telescópio é o diâmetro da lente objetiva ou espelho primárioespecificado em polegadas ou em milímetros (mm). Quanto maior for a abertura, maisluz será coletada e mais brilhante (e melhor) será a imagem, que terá um nível maior dedetalhes e nitidez.

Considerando-se o seu orçamento e os requisitos de portabilidade, selecione um

telescópio com a maior abertura possível.

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Distância Focal: É a distância, em um sistema óptico, a partir da lente (ou espelhoprimário) até o ponto onde o telescópio está no foco (ponto focal), em milímetros.

Quanto maior for a distância focal do telescópio, em geral, mais poder ele tem, maior éa imagem e menor campo de visão. Por exemplo, um telescópio com uma distância

focal de 2.000 mm tem o dobro da potência e metade do campo de visão de umtelescópio de 1.000 mm.

A maioria dos fabricantes especifica a distância focal de seus instrumentos. Mas pode-se utilizar a seguinte fórmula para calculá-la: A distância focal é a abertura (emmilímetros) vezes a razão focal.

Por exemplo, se um telescópio possui abertura de 8 polegadas (203,2 milímetros) erazão focal de f/10, a distância focal seria 203,2 x 10 = 2.032 milímetros.

Razão focal: Trata-se da relação da distância focal com o diâmetro de um sistema

óptico. Para encontrar a razão focal, divida a distância focal do sistema pelo diâmetro doelemento primário (lente ou espelho) do sistema óptico. Por exemplo, um telescópiocom diâmetro de 8″ (203,2 milímetros), com um comprimento focal de 2.032

milímetros é um sistema de f/10 (2032/203.2)

Telescópios com grande razão focal (f/10 ou mais) são ideais para a observação deobjetos luminosos como a Lua e planetas; já telescópios com baixa razão focal (f/6 oumenos) são indicados para a observação de objetos tênues, como galáxias e nebulosas.

Buscador (ou buscadora): Trata-se de um telescópio de baixa potência com mira que émontado no lado de um telescópio de alta potência.

A buscadora é usada para localizar e ajudar a centralizar um objeto com o telescópioprincipal.

Um segundo tipo de buscadora chamada  Red Dot  ou StarPointer , emprega uma luzvermelha em vez de mira, que é projetada visualmente, sem ampliação. Ambos sãousados para ajudar a localizar os objetos com mais facilidade.

Montagem: É a estrutura mecânica que suporta o tubo óptico, de modo que possa sermovido para cima e para baixo (altitude) e esquerda ou direita (azimute), como

movimentos separados. Existem dois tipos básicos de montagem de telescópios:Altazimutal e montagem equatorial.

A montagem Altazimutal é a forma mais simples de montagem, com dois movimentos  –  a altitude (para cima e para baixo) e azimute (direita e esquerda). São equipados comcontroles slow-motion para fazer os ajustes precisos, o que ajuda na manutenção derastreamento suave. Este tipo de montagem é ideal para observações terrestres porvarrer o céu em baixa potência, mas não é recomendado para fotografia de longaexposição, porque não é alinhado com o eixo da Terra.

A montagem Equatorial tem dois eixos que são perpendiculares entre si, porém, o eixo

da esquerda para a direita foi tão inclinado que é paralela ao eixo da Terra em vez de nohorizonte. Com uma montagem equatorial, apenas o eixo que é paralelo ao eixo da

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Terra, deve ser girado, o que o torna ideal para fotografia de longa exposição, tendo emvista que a rotação de campo é eliminada.

Tubo Óptico: Tubos ópticos de alumínio atingem o equilíbrio térmico rapidamente, oque é importante para a visão do telescópio.

Tubos ópticos de fibra de carbono são menos propensos a acidentes e riscos eproporcionam excelentes propriedades de expansão térmica que ajudam a manter umfoco nítido necessário para belas imagens CCD.

Ocular: São responsáveis pelo aumento do telescópio. Oculares de baixa potênciaproporcionam um maior campo de visão enquanto oculares de alta potência fornecermais ampliação.

Uma ocular de até 12 mm é normalmente considerada de alta potência, uma ocular entre12 a 25 mm é considerada de média potência e uma ocular de 25 mm ou maior é

considerada de baixa potência.

Para determinar o poder da ocular, divida o comprimento focal do telescópio (em mm)pela distância focal da ocular (em mm). Ao trocar uma ocular de uma determinadadistância focal para outra, você pode aumentar ou diminuir a potência do telescópio. Porexemplo, uma ocular de 30 milímetros usada em um telescópio com comprimento focalde 2.032 milímetros, daria uma potência de 68x (2032/30 = 68) e uma ocular de 10milímetros usada sobre o mesmo instrumento produzirá uma potência de 203x (2032 / 10 = 203).

Como as oculares são intercambiáveis, um telescópio pode ser usado em uma variedadede potências para diferentes aplicações.

Para saber mais sobre oculares, recomendamos a leitura do artigo Um pouco mais arespeito dos óticos. 

Ampliação: Um dos fatores menos importantes na compra de um telescópio é o poderde ampliação. O Poder de ampliação, de um telescópio é na verdade a relação entre doissistemas independentes de ótica: 1) o telescópio em si, e 2) a ocular que você estáusando.

Para determinar o poder de ampliação, divida o comprimento focal do telescópio (emmm) pela distância focal da ocular (em mm). Ao trocar uma ocular de uma determinadadistância focal para outra, você pode aumentar ou diminuir a potência do telescópio. Porexemplo, uma ocular de 30 milímetros usada em um telescópio com comprimento focalde 2.032 milímetros, daria uma potência de 68x (2032/30 = 68) e uma ocular de 10milímetros usada sobre o mesmo instrumento produzirá uma potência de 203x (2032 / 10 = 203).

Como as oculares são intercambiáveis, um telescópio pode ser usado em uma variedadede potências para diferentes aplicações.

Existem limites para o poder de amplificação de telescópios. São determinados pelasleis da óptica e da natureza do olho humano. Como regra geral, a potência máxima

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utilizável é igual a 60 vezes a abertura do telescópio (em polegadas) em condiçõesideais. Potências superiores a esta, geralmente, proporcionam imagens com poucanitidez e de menor contraste. Por exemplo, a potência máxima de um telescópio comabertura de 60 milímetros (2,4 polegadas) é 142x. À medida que aumenta o poder, anitidez e os detalhes da imagem diminuirão.

Não acredite nos fabricantes que anunciam um telescópio de apenas 60 mm de abertura(2,4 polegadas) com ampliação de 375x ou 750x (a potência máxima não passa de142x), pois isso não é verdade.

A maioria de sua observação será feita com potências inferiores (6 a 25 vezes a aberturado telescópio, em polegadas). Com estes poderes inferiores, as imagens serão muitomais brilhantes e nítidas.

Há também um limite inferior de potência, que é entre 3 a 4 vezes a abertura dotelescópio durante a noite. Durante o dia, o limite inferior é de cerca de 8 a 10 vezes a

abertura. Potências inferiores a esta não são úteis para a maioria dos telescópios.

Para saber mais sobre especificações enganosas, com valores de ampliação que nãocorrespondem à realidade, recomendamos a leitura do artigo Telescópio Arapuca. 

Ampliação Máxima: Trata-se do poder visual máximo que um telescópio podealcançar antes que a imagem começa a ficar muito escura e com pouca nitidez. Emgeral, a ampliação máxima é de aproximadamente 50x a 60x por polegada de abertura.Mas a aplicação desta regra depende das condições atmosféricas. Em noites com maisturbulência na atmosfera, observando em 30x a 40x por polegada de abertura você teráum melhor resultado do que usar a regra de 50x a 60x.

Ampliação Mínima: A menor ampliação útil é de aproximadamente 3,5 x por polegadade abertura do telescópio. Uma ampliação menor do que esta não seria recomendadavisualmente: aparecerá uma mancha escura no centro do campo de visão comtelescópios Schmidt-Cassegrain ou newtonianos. Isto é devido à obstrução do espelhosecundário.

Campo de visão angular: A ―quantidade de céu‖ que você pode ver através de um

telescópio é chamado de campo de visão real e é medido em graus de arco (campoangular). Quanto maior é o campo de visão, maior será a área do céu que você pode ver.

O campo de visão angular pode ser calculado. Por exemplo, se você estivesse usandouma ocular com um campo aparente de 50 graus e o poder do telescópio com essaocular foi 100x, então o campo de visão seria de 0,5 graus (50/100 = 0,5).

Os fabricantes normalmente especificam o campo aparente (em graus) de seus projetosde oculares.

Diagonal Estelar: É um espelho em ângulo ou prisma que é utilizado em telescópios(refratores e Schmidt-Cassegrain), que permite a visualização de objetos que estão emum ângulo de 90° da direção em que o telescópio está apontando. Ela permite umavisualização mais confortável quando o telescópio está apontado diretamente para cima.

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Vistos através da ocular, a imagem está do lado certo, mas é invertida da esquerda paraa direita.

Tripé: Três pernas feitas em metal, plástico ou madeira, usado como uma plataformapara montar um telescópio, binóculos ou câmera. Todas as três pernas devem estar

ajustadas para a mesma altura para garantir máxima estabilidade.

Magnitude estelar limite: Os astrônomos usam um sistema de magnitudes para indicarquão brilhante é uma estrela. Um objeto tem uma certa magnitude numérica. Quantomaior o número de magnitude, mais fraco é o objeto.

Em uma escala, a cada numeração maior, o brilho do objeto será aproximadamente 2,5vezes mais tênue. A estrela mais fraca que você pode ver com seu olho nu (com céuescuro) é de cerca de sexta magnitude, enquanto que as estrelas mais brilhantes sãomagnitude zero (ou mesmo um número negativo).

A estrela mais fraca que você pode ver com um telescópio (em excelentes condições deobservação) é chamada de magnitude limite. A magnitude limite está diretamenterelacionada à abertura, onde maiores aberturas permitem ver estrelas mais fracas. Umafórmula aproximada para o cálculo da magnitude limite visual é: 7.5 + 5 x log (aberturaem centímetros). Por exemplo, a magnitude limite de um telescópio de abertura de 8″ é

14,0, ou seja:

7,5 + (5 x log 20,32) = 7,5 + (5 x 1.3) = 14,0

Condições atmosféricas e da acuidade visual do observador, muitas vezes, podemreduzir a magnitude limite.

Obs.: Magnitude limite fotográfica é de cerca de dois ou mais magnitudes mais fracasque magnitude limite visual.

Resolução (Rayleigh): Esta é a habilidade de um telescópio para processar detalhes.Quanto maior a resolução, o melhor o detalhe. Quanto maior for a abertura de umtelescópio, o instrumento será capaz de ter uma maior a resolução.

Resolução (Dawes): O ―Limite de Dawes‖ é a capacidade que o telescópio tem de

separar dois objetos estreitamente espaçados (estrelas binárias) em duas imagens

distintas medido em segundos de arco. Teoricamente, para se determinar este limitebasta dividir 4,56 pela abertura do telescópio (em polegadas). Por exemplo, em umtelescópio de abertura de 8″ a resolução Dawes é de 0,6 segundos de arco (4,56 divididopor 8 = 0,6).

Poder de resolução Dawes é uma função direta da abertura de tal forma que quantomaior a abertura, melhor este poder de resolução. No entanto, as condições atmosféricase a acuidade visual do observador podem contribuir para a diminuição deste valor.

Obstrução do espelho secundário: Telescópios refletores catadioptricos, utilizam umpequeno espelho secundário que é colocado no tubo óptico para enviar a luz do espelho

primário para a posição adequada para visualização. O espelho secundário bloqueia umpouco da luz que entra pela frente do tubo óptico e chega ao o espelho primário. Isso é

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chamado de obstrução do espelho secundário e pode diminuir o contraste, embora oefeito é muito pequeno em uma obstrução de cerca de 40% da abertura do telescópio.

Comprimento do tubo óptico: A distância da frente para a traseira do conjunto do tuboóptico

Barra de Contrapesos: Barra de metal com contrapesos que é acoplada à montagem dotelescópio. São utilizados para equilibrar adequadamente o telescópio.

Contrapesos: O uso de acessórios na diagonal afeta o equilíbrio do telescópio e podeprejudicar o motor de rotação. Contrapesos restauram o equilíbrio correto, aumentandoa facilidade no manuseio e melhorando a precisão de rastreamento.

Velocidade de movimentação: Trata-se da velocidade de movimentação um telescópioem um ou ambos os eixos sob o poder dos motores de acionamento.

Velocidade de Tracking: Velocidades que um telescópio utiliza para acompanhardevidamente os objetos celestes no céu.

Conversões: 

1 polegada = 25,40 milímetros ou 2,54 centímetros1 milimetro = 0,0393700787 polegada.

Para saber mais sobre telescópios, recomendamos a leitura do artigo Conhecendo oTelescópio. 

Conhecendo o Telescópio Astronomia & Astrofísica  — Por Leocádio Benez Neto em abril 24, 2010 as 19:43

Os principais tipos de telescópios com relação à ótica utilizada são:

  Telescópios Refratores: Utilizam lente ou conjunto de lentes na função de

elemento primário de captura da luz ou objetiva. (são vulgarmente chamados deLunetas, talvez pelo fato dos modelos mais comuns serem adequadosprincipalmente para ver a Lua com uma boa qualidade de imagem).

O ‗F‗ na imagem é o ponto focal do telescópio (ponto onde os raios de luz que incidem

na ótica convergem). A distância da lente/espelho ao ponto focal é a distância focal dotelescópio e determina as suas características.

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  Telescópios Refletores: Utilizam um espelho primário côncavo para coletar aluz e formar a imagem. No telescópio refletor Newtoniano, a luz é refletida paraum pequeno espelho inclinado em 45º que desvia a luz para uma abertura lateraldo tubo, onde fica a ocular. São os telescópios de melhor custo-benefícioencontrados, portanto muito indicados para o nível introdutório.

  Telescópios Catadióptricos: Empregam ambos elementos: espelho e lente,resultando em uma configuração que proporciona telescópios pequenos e

portáteis e com ótimo poder de ampliação. No entanto, é necessário o empregode maior tecnologia para serem fabricados, o que os tornam mais caros.

Os tipos mais comuns de catadióptricos são:

  Cassegrain, onde a lente frontal é uma lente plana.  Schmidt-Cassegrain, onde a lente frontal é uma lente complexa chamada de

placa corretora, que tem a função de reduzir a aberração esférica do espelhoprincipal.

  Maksutov-Cassegrain, onde a placa corretora é uma lente chamada demenisco-divergente. Veja abaixo detalhe das duas principais variações docatadióptrico:

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A ótica de um telescópio é composta por duas partes básicas:

  Objetiva: Lente ou espelho ou combinação de ambos, que ficam direcionadospara o objeto da observação (daí seu nome).

  Ocular: Lente ou grupo de lentes que tem a função de levar a imagem da

objetiva aos olhos.

As oculares 

Oculares são lentes intercambiáveis que influenciam nas características óticas dotelescópio como:

  Aumento.  Qualidade da imagem.  Largura do campo de visão.

Existem muitos tipos de oculares que vão desde a mais simples do tipo Ramsdem, comapenas dois elementos óticos, até as sofisticadas e caras Nagler com ótica de seis oumais elementos. Cada tipo possui características peculiares quanto à largura do campode visão, correção e eliminação de aberrações. Uma típica ocular do tipo Plossl (figuraabaixo), que é muito popular devido ao bom custo-desempenho que oferece.

Características básicas dos telescópios 

Muitas pessoas que visitam observatórios astronômicos ficam curiosas para saber qual oaumento proporcionado por um telescópio profissional. Em geral, surpreendem-sebastante com a resposta. Como é possível então que na propaganda de pequenosinstrumentos para amadores sejam anunciados aumentos equivalentes ou mesmosuperiores? A principal característica de superioridade dos telescópios é o poder deresolução, o qual é diretamente proporcional ao diâmetro da objetiva e determina acapacidade do telescópio em isolar e tornar acessível detalhes muito sutis. Portanto oaumento é o fator de menor importância na avaliação da qualidade de um telescópio.Não acredite em telescópios onde o aumento é colocado como principal característica.

O aumento no telescópio é uma característica variável e depende de dois fatores:

  Comprimento focal do telescópio.  Comprimento focal da ocular.

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Obs: O comprimento focal do telescópio é ajustado na construção do espelho ou lente edeterminará as características fixas do telescópio.

Para calcular o aumento é só dividir o comprimento focal do telescópio pelocomprimento focal da ocular ex:

 Aumento (vezes) = Comprimento focal telescópio (em mm) / Comprimento focal da

ocular (em mm) 

Abertura: Dado de grande importância na qualidade da imagem de um telescópio,determina o poder de resolução e a quantidade de luz que o instrumento será capaz decapturar e consequentemente a capacidade de observar detalhes sutis de objetos depouca luminosidade (galáxias, nebulosas etc…). 

A Abertura ou Claridade depende do comprimento focal telescópio e do diâmetro doespelho ou lente objetiva, ex:

 Abertura = Comprimento focal telescópio (em mm) / diâmetro do espelho ou lente

objetiva (em mm) 

Fazendo uma tabela das aberturas é possivel, de uma maneira simplificada, classificaros telescópios da seguinte forma:

Abertura  Claridade4 Muito claro6 Claro

8 Claridade média10 Pouco claro12 Escuro

Comprimentos focais longos produzem maior aumento, mas, diminuem a claridade eestreitam o campo de visão. Também deixam os telescópios mais longos e difíceis detransportar.

Comprimento focais curtos produzem menor aumento, porém com maior luminosidadee maior largura do campo de visão, facilitando o transporte. A escolha depende daaplicação e do tipo de observação. 

A montagem é uma parte importante do conjunto. Deve ser firme e estável e permitirmovimentos suaves e facilidade de posicionamento em qualquer parte do céu, ou vocêpassará as noites brigando com o telescópio ao invés de observar o céu.

Há dois tipos básicos de montagem:

  Altazimutal, mais simples e muito usada em construções caseiras de telescópiosna versão conhecida como montagem Dobsoniana. Atualmente é o padrão

adotado dos modernos telescópios computadorizados, pela simplicidade e nãonecessidade de posicionamento prévio. Ela proporciona um movimento de

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rotação da base com eixo perpendicular ao solo, e o movimento basculante dotubo do telescópio.

Montagem Azimutal

  Equatorial, mais complexa e requer posicionamento correto, sendo que um doseixos de movimentação deve apontar exatamente para o polo celeste, (vejadetalhe na foto abaixo). Após o correto posicionamento, atuando apenas em umdos controles você acompanha a trajetória do objeto no céu.

Montagem Equatorial

Nos dois tipos de montagem existem versões equipadas com motores, conhecidos como‗Clock Drive‘, que compensam a rotação da Terra e mantém o telescópio fixo na

observação. No caso de astro-fotografias o ‗Clock Drive‘ é um requisito obrigatório.

NT.: Montagem Dobsoniana 

Com relação à montagem Dobsoniana vale ressaltar que ela vem sendo largamenteutilizado na astronomia amadora mundial, devido às possibilidades de construçõesextremamente portáteis. Mesmo telescópios com espelhos de até 40 polegadas podemser transpórtados em automóveis ou pequenas vans. Esses telescópios conhecidos comoSuper-Leves ou Ultra-Leves solucionaram o problema do transporte de grandestelescópios e é uma boa opção para aqueles mais familiarizados com montagens e quedesejam um telescópio maior.

Veja esse exemplo abaixo um telescópio Dobsoniano super-leve de 16 polegadasmontado e desmontado:

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Sistemas de Coordenadas Astronomia & Astrofísica  — Por Leocádio Benez Neto em maio 30, 2010 as 13:27

Métodos para localização dos objetos celestes

Qualquer astrônomo amador, com um pouco de experiência, consegue reconhecer asprincipais estrelas pelo seu brilho e posição que ocupa no céu. Porém este métodoempírico funciona muito bem apenas no caso das estrelas mais brilhantes.

Como localizar então, os objetos de fraca luminosidade ou mesmo aqueles invisíveis àvista desarmada?

Para resolver este problema, e indicar a posição exata de um objeto no céu, osastrônomos criaram vários sistemas de coordenadas celestes. Todos estes sistemasconsideram o céu como uma grande esfera, com suas estrelas vistas do lado interno,sendo que o observador está localizado no centro da esfera e vê a esfera celeste

aparentemente girar pelo efeito da rotação da Terra.

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Dos vários métodos de localização dos objetos celestes, dois deles serão suficientes parao amador realizar suas pesquisas, interpretar os principais atlas, posicionar umtelescópio e operar um software de astronomia. Todos estes métodos têm uma grandesemelhança com o sistema de Longitude e Latitude terrestre e não representam nenhumagrande dificuldade para o entendimento básico.

Todos os Conceitos e imagens utilizados aqui estão adaptados para o hemisfério Sul.

Muitos ficam inicialmente confusos quando começam a estudar os Sistemas deCoordenadas, visto que esses exigem certo esforço, capacidade de interpretação espaço-temporal, e requer algum tempo até que fiquemos familiarizados com os conceitos,porém toda a prática da astronomia amadora e a correta utilização de telescópios commontagens equatoriais dependem destes conhecimentos, portanto vale a pena o esforçopara compreender estes sistemas.

Relembrando, o sistema de coordenadas terrestres de longitude e latitude funciona daseguinte maneira:O equador é o círculo principal, que divide a Terra em hemisférios Norte e Sul.Os círculos secundários que partem de um pólo cruzam o equador e atinge o outro pólo,são chamados de meridianos.O meridiano de referência passa través de Greenwich, Inglaterra e cruza o equadordeterminando o ponto de origem (0º de longitude).A longitude de um local é a distância angular mais curta ao longo do equador a partir domeridiano de referência até o meridiano que passa por esse local. Ela é medida emgraus,minutos,segundos (00º00‘00‖), e pode variar na faixa de 0º a 180º na direção

Leste ou de 0º a 180º na direção Oeste.A latitude de um local é a distância angular a partir do equador até a linha paralela aoequador que passa por esse local. Ela é medida em graus, minutos, segundos(00º00‘00‖), e pode variar na faixa de 0º a 90º Norte ou de 0º a 90º Sul.

Araçatuba possui as seguintes coordenadas: 21º12‘32‖ S (Sul) e 50º25‘58‖ O(Oeste),Veja figura abaixo:

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Sistema Horizontal ou Altazimutal

O mais básico dos sistemas de coordenadas. Utiliza uma referência fixa na Terra,baseado no horizonte terrestre e no ponto cardeal Norte. A localização de um objetoceleste é dada pela Altura em graus a partir do horizonte, podendo variar de 0º até 90º,e pelo Azimute que é a distância angular ao longo do horizonte, à partir da direçãoNorte, medido no sentido Leste, sendo que pode variar de 0º até 360º. Pelo fato deutilizar referências terrestres as coordenadas dos objetos irão variar a cada momento eserão válidas para um determinado local e horário.

Sistema Equatorial Celeste

Este é o sistema de coordenadas mais usado pelos astrônomos amadores. Diferente doSistema Altazimutal, onde o azimute e a altitude de cada estrela estão constantementemudando com o tempo, o Sistema Equatorial tem como referência primordial um pontona esfera celeste e não na Terra, assim obtêm-se coordenadas fixas e válidas paraqualquer ponto na Terra. O ponto de origem é definido pela interceptação do equadorceleste com a eclíptica (a trajetória anual aparente do Sol no céu) e é também conhecido

por ponto Gama, ponto Vernal ou primeiro ponto de Áries. O ponto Gama, embora nãoseja visível, visto que não existe qualquer estrela marcando a sua posição, tem sua

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localização perfeitamente definida, no ponto de passagem do Sol na travessia do sulpara o norte sobre o equador celeste, sinalizando o Equinócio de Outono (dia e noite deigual duração), o qual ocorre em 21 de março. O meridiano celeste definido por estapassagem, à semelhança do meridiano de Greenwich aqui na Terra, é tomado comomeridiano de origem. A posição de um corpo celeste é especificada por sua declinação:

DEC, e sua ascensão reta: RA.

  DECLINAÇÃO: A declinação, análoga à latitude terrestre, é a distância angular, medida emgraus, minutos e segundos de arco, a partir do equador celeste até o objetoceleste podendo variar de +90º até -90º. As posições entre o equador celeste e opólo celeste Norte tem declinação positiva e aquelas entre o equador celeste e opólo celeste Sul tem declinação negativa.

  ASCENSÃO RETA: A ascensão reta é análoga à longitude terrestre, é a distância angular medida em

horas, minutos e segundos de arco, ou hms disposta ao longo do equador celestepodendo variar de 0h0m0s até 23h59m59s, sendo que o ponto 0h0m0scorresponde ao ponto Gama

A figura abaixo ilustra o sistema de coordenadas. A linha amarela é a eclíptica ou ocaminho aparente do Sol no Céu e coincide com o plano do Sistema Solar. A linhaverde é o Equador Celeste e é a projeção do equador da Terra no Céu. Estes doisgrandes círculos estão inclinados com um ângulo de 23º26‘5″ entre si, de modo que eles

se interceptam somente em dois pontos: os equinócios (dia e noite de igual duração) queocorrem em 21 de Março (Equinócio de Outono) e em 23 de Setembro (Equinócio daPrimavera). O ponto Gama refere-se ao Equinócio de Outono. No ponto médio entre osEquinócios ocorrem os Solstícios (ponto de maior declinação do Sol), que ocorrem em22 de Dezembro (Solstício de Verão), que marca o dia mais longo do ano, e em 22 deJunho (Solstício de Inverno), que marca o dia mais curto do ano.

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Para complementar o entendimento do sistema de coordenadas e iniciar uma exploraçãomais profunda do céu, recomendo o estudo do Atlas Celeste que está disponível paradownload. 

Atlas Celeste INAPE Astronomia & Astrofísica, E-Books  — Por Leocádio Benez Neto em maio 30, 2010 as 17:41

Da mesma forma que a orientação na Terra requer o uso de um mapa geográfico, paraestudar o céu será necessário um Atlas Celeste de razoável precisão. Um Atlas é uminstrumento indispensável para a exploração do céu, mesmo que, num primeiromomento, não seja utilizado qualquer instrumento ótico. Aqui estão mapeadas asestrelas de magnitude até 3.5, ou seja, as estrelas mais brilhantes, as quais servirão dereferência para a localização de outros astros interessantes, entre esses, as nebulosas, osaglomerados abertos e globulares e os locais onde explodiram no passado, as estrelas

novas e supernovas. Os limites da Via-Láctea estão assinalados em duas tonalidades queindicam as áreas mais (ou menos) ricas em estrelas. Apesar de relativamente pequeno,este Atlas conta com uma quantidade extremamente alta de informações apresentadasde forma simplificada.

Para viabilizar a distribuição deste Atlas, ele foi dividido em 15 pedaços que podem serimpressos individualmente em folhas do tamanho A4 e usados tanto como apostila, ouser montado como mosaico, formando um belo pôster de aproximadamente 92cm x80cm. Todas as partes estão compactadas em um único arquivo auto-extração que cabeaté em um disquete. Basta executá-lo para extrair as imagens. Com uma impressorarazoável é possível uma boa qualidade e legibilidade dos textos. Para montagem comopôster aconselha-se o uso de papel de gramatura maior (90g/m) e uso de cola tipo bastãopara não enrugar o papel. No meu protótipo eu fixei a parte superior e inferior do mapaem dois cabos de vassouras, o que deu um bom suporte e mantém o atlas esticado, alémde permitir que seja enrolado para transportar.

Eis o Atlas Celeste com as 15 divisões, cada uma corresponde a uma folha de papel:

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Como se vê a parte equatorial da abóboda celeste foi projetada na grande faixa centraldo mapa e cada pólo em um dos mapas circulares. Além disso, várias figuras ilustramalguns aspectos importantes, como a localização do pólo Sul Celeste e a mudança dasestações no decorrer do ano. Os blocos de textos complementam ressaltando osprincipais astros de cada parte do mapa e mais uma tabela com informações dasprincipais estrelas, sem esquecer-se dos índices dos símbolos utilizados e do alfabetogrego, muito utilizado para listar as estrelas de uma constelação.

Importante notar que as indicações das horas no mapa e nos textos são referentes àposição no sistema de coordenadas equatoriais e não significam o horário terrestre. Paramaiores detalhes, consulte Sistemas de Coordenadas.