1 - Gostaria de conhecer mais sobre os astros, para isso estou muito interessado em adquirir um aparelho de telescópio amador ou semi-profissional. Necessito de ajuda quanto a configuração mínima e a ideal para que possa observar, com um bom nível de detalhe, os principais astros, como por exemplo crateras lunares, alguns planetas e demais corpos celestes.

O objetivo básico de um telescópio é captar e concentrar a luz de uma dada direção. Existem dois tipos básicos de telescópios: refratores e refletores. Os refratores (também chamados de lunetas) utilizam uma lente convergente (chamada objetiva) para concentrar os raios luminosos no ponto focal, enquanto que nos refletores isto é feito através de um espelho parabólico. Os principais parâmetros de um telescópio são: o diâmetro do dispositivo captador (a objetiva em refratores e o espelho nos refletores) e a distância focal deste dispositivo. Além disto, telescópios amadores possuem lentes oculares (aquela onde você encosta o olho) localizadas no foco do telescópio. Estas em geral são intercambiáveis. As características óticas de um telescópio (que ditam o que você consegue observar com ele) são todas conseqüências destes parâmetros.

® diâmetro da objetiva (D): diâmetro da lente que fica voltada para o objeto. Essa é uma característica muito importante pois define todas as possibilidades do telescópio. Em telescópios refletores, o parâmetro equivalente é o diâmetro do espelho primário.

® poder resolutor (r ): é inversamente proporcional ao diâmetro da objetiva. Ele indica qual o menor ângulo entre 2 estrelas no qual suas imagens continuam distintas e definidas.

Outras características importantes, que normalmente não vêm no corpo do telescópio, pois dependem do diâmetro da ocular escolhida, são:

® diâmetro da ocular: diâmetro da lente que fica próxima do olho. Você pode adquirir várias oculares, com diferentes diâmetros; com cada uma delas são obtidas imagens em diversos graus de detalhamento e campos de diferentes tamanhos.

® aumento: relação entre o tamanho do objeto visto ao telescópio e o seu tamanho quando observado a olho nu. Desse modo, o telescópio aumenta o diâmetro angular dos objetos, produzindo assim uma imagem mais próxima. O aumento é dado pela razão entre a distância focal da objetiva e a distância focal da ocular. Em um telescópio com várias oculares, para se obter um aumento maior, basta usar uma ocular com distância focal menor. Um aumento maior, por outro lado implica em um campo (porção do céu que você vai observar na ocular) menor. Não se deve exagerar a importância do aumento na hora de comprar um telescópio: mais importante é o aumento máximo útil. Cada telescópio, dependendo da sua construção, tem como uma das suas características o "aumento máximo útil", que é o aumento máximo que se pode obter com um telescópio sem que a qualidade da imagem seja comprometida. Por exemplo, para um telescópio com as diâmetro da objetiva = 60mm, o aumento máximo útil é de 150 a 180 vezes. Se uma ocular fornecer aumento maior que esse, a imagem certamente se apresentará distorcida.

® luminosidade: É um parâmetro que indica a quantidade de luz que é captada no foco do telescópio. É dada pela razão

Quanto maior a luminosidade de um telescópio, maior será sua capacidade de revelar objetos mais tênues. Em telescópios comerciais, em geral, a luminosidade é expressa através da relação de abertura:

onde n é um número igual ao inverso da luminosidade. Por exemplo, um telescópio com relação de abertura f/5 tem uma luminosidade igual a 0,2.

Estas são as considerações mais básicas sobre a ótica de telescópios. Outro aspecto a considerar é o tipo de montagem do telescópio, ou seja, a parte mecânica que permite apontar o telescópio numa dada direção. A montagem de um telescópio pode ser horizontal ou equatorial. No primeiro, o telescópio pode se mover numa direção paralela ao plano do horizonte local e na direção perpendicular a este plano, e o sistema de coordenadas horizontais locais (azimute e altura ou distância zenital) usado para apontamento. No segundo, os movimentos são na direção paralela ao equador e na direção perpendicular a ele. Neste caso, utilizam-se coordenadas equatoriais celestes (ascensão reta e declinação) ou equatoriais locais (ângulo horário e declinação). A vantagem da montagem horizontal é que neste caso é bem mais fácil orientar o telescópio, ou seja, posicioná-lo de acordo com o sistema de referência. A desvantagem é que as posições dos astros são dadas em coordenadas celestes, e seria necessário fazer a conversão para coordenadas horizontais. Outra vantagem da montagem equatorial é que com ela é mais fácil acompanhar o movimento de um astro durante a noite, o que é particularmente importante quando se pretende acoplar uma câmara fotográfica ao telescópio. E claro, em ambos os casos é sempre possível forçar o apontamento do telescópio para qualquer objeto que se consiga ver a olho nu ...

Aqui no Brasil a marca Tasco é uma das poucas encontradas. Também pode-se optar por marcas como Celestron ou Meade, que não são encontradas muito facilmente aqui. Mais informações sobre telescópios podem ser encontradas nos endereços http://www.oriontel.com/ e http://www.skypub.com/

2 - Gostaria que os senhores me enviassem um esquema de funcionamento de um telescópio e um resumo dos telescópios existentes. Qual a diferença do Hubble para os telescópios comuns? O Hubble é o melhor que a humanidade pode fazer ou já é possível superá-lo?

As lunetas são instrumentos relativamente simples compostas de um tubo em cujas extremidades estão colocadas dois conjuntos de lentes que são:

- a objetiva, voltada para o objeto, que se trata de um sistema óptico que capta a luz que provém do objeto, formando uma imagem em determinado ponto (chamado foco);

- a ocular, que amplia a imagem e permite a observação do objeto.

O funcionamento das lunetas baseia-se no princípio da refração da luz, ou seja, um feixe de luz branca quando atravessa a lente é desviado do seu caminho inicial, de modo que o feixe de luz converge para o foco. Além de serem desviados, os raios de luz também são decompostos em diferentes cores, que convergem para pontos diferentes; este fenômeno é chamado aberração cromática e se torna mais inconveniente quanto maior for o tamanho da objetiva.

Os instrumentos que possuem espelhos refletores são chamados telescópios refletores ou simplesmente telescópios. Os refletores foram inventados em 1672 por Sir Isaac Newton, quando procurava uma solução para o problema da aberração cromática. Newton usou o princípio da reflexão que, ao contrário da refração, não produz aberrações cromáticas. Existem diferentes montagens de telecópios refletores; uma das montagens mais comuns trata-se de um tubo aberto com um espelho côncavo ao fundo, chamado primário. Este espelho reflete a luz incidente e concentra a imagem, graças à sua concavidade, em um foco a sua frente. Em seguida, a imagem é rebatida por um espelho plano, chamado secundário. A inclinação do secundário é de 45 graus; assim, a imagem é transferida para o lado externo do tubo, onde pode ser observada.

A estrutura de sustenção dos telescópios, sobre a qual está montado o sistema óptico, pode ser feita de duas maneiras:

- Montagem azimutal: o instrumento gira em torno de um eixo vertical que desloca o tubo do telescópio paralelamente ao horizonte, e em torno de um outro eixo horizontal que permite o movimento perpendicular ao horizonte - esta montagem é muita utilizada em instrumentos pequenos;

- Montagem equatorial: esta montagem também permite a rotação em torno de dois eixos ortogonais entre si: um dos movimentos é feito em torno do eixo polar, que deve apontar para o polo celeste do hemisfério no qual o observador se encontre, enquanto que o segundo movimento é feito em torno de outro eixo, perpendicular ao polar. Esta segunda montagem permite acompanhar o movimento aparente dos astros na esfera celeste com apenas um movimento: o deslocamento paralelo ao equador.

Você poderá encontrar maiores detalhes sobre telescópios, inclusive com esquemas de montagens e funcionamento dos telescópios nos sites http://www.oriontel.com/SIDEBARS/choosingtelescope.html e http://www.oriontel.com/ .

Atualmente existem vários telescópios espalhados por diferentes observatórios como, por exemplo, Monte Palomar(5m/EUA), Keck I e II (10m cada /Havaí), Kitt Peak (4m, o maior telescópio/Tucson-EUA), McDonald (2.7m e 2.1m/Texas), vários telescópios do consórcio europeu ESO, no Chile (o maior telescópio do ESO tem 3.6m de diâmetro). No Brasil, o maior telescópio possui um espelho com diâmetro de 1,6m e encontra-se no Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA), em Brasopólis, MG. O Brasil está envolvido em dois projetos de construção de telescópios, que devem entrar em funcionamento após o ano 2000: o "Gemini", dois telescópios idênticos (um no Havaí, outro no Chile), com um espelho de 8m cada um, e o "SOAR", no Chile, com um espelho de 4m. Todos estes projetos estão sendo desenvolvidos em cooperação com institutos e governos de outros países. Você encontrará no site: http://astrowww.phys.uvic.ca/resources/observatories.html maiores informações sobre os grandes telescópios.

O telescópio espacial Hubble tem um espelho de 2.4m de diâmetro e está em órbita ao redor da Terra, a 600 km de altura. O Hubble não é o maior nem o melhor telescópio possível, ele apenas possui grandes vantagens em relação aos telescópios terrestres porque está fora da atmosfera. Os construtores do Gemini, por exemplo, pretendem que ele consiga obter imagens com uma qualidade muito próxima das imagens do Hubble, através de sistemas de correções nas distorções das imagens causadas pela atmosfera. Com o Hubble, podemos observar detalhadamente regiões de formação estelar, encontros entre galáxias, obter melhor definição para sistemas binários com um componente pouco luminoso, entre inúmeros outros objetivos.

3 - Com um telescópio (TASCO) que aumenta até 200 vezes, que planetas/galáxias poderei ver com certa nitidez? A configuração do telescópio é 250x50mm, com oculares de 12.5mm e 6mm e uma lente Barlow.

Com a ajuda de uma carta celeste você pode aprender a identificar as constelações e depois tentar identificar alguns objetos interessantes. Uma sugestão é o "Atlas Celeste", do Ronaldo R. de Freitas Mourão, editado pela JCM editores.

- Júpiter: sua atmosfera e o movimento dos seus 4 maiores satélites

- Os anéis de Saturno.

- As fases de Vênus (porque Vênus tem fases como a Lua)

- Marte e suas calotas polares.

- As crateras da Lua.

- A evolução das manchas Solares, projetando o Sol em um anteparo branco (uma parede ou uma folha de papel) para observá-lo com total seguranca. Atenção: nunca olhe diretamente para o Sol através do telescópio, a menos que possua filtros adequados.

- Aglomerados abertos: Caixa de Jóias (Cruzeiro do sul), Plêiades e Híades (Touro), H e Chi Persei (Perseu)...

- Aglomerados fechados: 47Tucanae (Tucana), w Centauri (Centauro)...

- Estrelas binárias: a Crucis, a Leo, h Cassiopea, q Eridani...

Para observar galáxias ou nebulosas, já é um pouco mais complicado. Esses objetos são pouco brilhantes e o olho humano não é capaz de registrar a luz cumulativamente, ou seja, as impressões registradas pelo olho humano são instantâneas. A melhor maneira de registrar esses objetos muito fracos é a fotografia, mas para isso você precisaria de uma câmera manual (onde pudesse escolher o tempo de exposição) e de um adaptador da câmera ao telescópio. Além disso, o telescópio utilizado deve ter um sistema de acompanhamento para compensar o movimento aparente do astro durante a exposição. Você pode, entretanto, tentar observar alguns destes objetos como uma tênue mancha luminosa:

- Galáxias: M31 (Andrômeda), a Grande e a Pequena Nuvens de Magalhães

- Nebulosas: M42 (Nebulosa de Orion), Nebulosa da Tarântula, h Carinae...

4 - Meu primeiro telescópio....

As origens da radioastronomia remontam a 1930. Neste ano, Karl Jansky começou a investigar a origem da estática que afetava a operação dos circuitos de rádio-telefone transoceânicos da Bell Telephone Company. Usando uma antena direcional especialmente desenvolvida, Jansky descobriu que a estática tinha três fontes: tempestades elétricas locais, tempestades elétricas distantes e uma estática constante, que após um ano de estudo, Jansky identificou como sendo proveniente da Via Láctea. Esta foi a primeira detecção de ondas de rádio de origem astronômica, mas a princípio o trabalho de Jansky não despertou muito interesse na comunidade astronômica. Só após a Segunda Guerra Mundial a radioastronomia se consolidou como um ramo da astronomia observacional.

A principal diferença entre radioastronomia e astronomia ótica é a faixa de comprimentos de onda da radiação eletromagnética observada. A astronomia ótica abrange a faixa de 400 nm (nanômetros = 10^(-9)m) a 1000nm, enquanto que a radioastronomia se restringe à faixa de 1 mm a 30 m; em ambos os casos estes limites são ditados pela transparência da atmosfera em cada faixa de comprimentos de ondas.

Radiotelescópios guardam algumas semelhanças funcionais básicas com os modernos telescópios óticos. Em ambos os casos existe um dispositivo que coleta a radiação eletromagnética da fonte e a concentra num ponto focal. Nos telescópios óticos este dispositivo é o espelho primário do telescópio, enquanto que em radiotelescópios esta tarefa é, em geral, feita pelo "prato" da antena parabólica. Ainda, em ambos os casos existe no foco algum tipo de dispositivo detector de radiação eletromagnética. Nos telescópios óticos, o detector pode ser um fotômetro de algum tipo, uma placa fotográfica, uma câmera CCD ou mesmo uma lente ocular com um observador na outra ponta. Em qualquer destes casos, o detector é geralmente precedido de um sistema de filtros ou outros equipamentos, que permite ao observador selecionar a parte do espectro ótico na qual ele deseja fazer suas observações. Nos radiotelescópios, a detecção no foco ocorre através de uma antena com polarização direcional. Toda a parte de filtragem, amplificação e processamento do sinal captado é feita por dispositivos eletrônicos conectados a esta antena.

O resultado imediato de uma observação feita com um radiotelescópio não é uma imagem. O que se obtém é a intensidade do fluxo da radiação eletromagnética num certo intervalo de comprimento de ondas - bem como a polarização desta radiação, observada numa direção num dado instante. Para se obter uma imagem de fonte angularmente extensa é necessário medir numa dada direção, mover um pouquinho o radiotelescópio, medir de novo, e assim por diante, até ter coberto toda a fonte. Depois, as medições individuais podem ser processadas juntas para formar a imagem. E claro, este procedimento só faz sentido se o sinal da fonte não variar consideravelmente durante as observações.

Um problema inerente aos radiotelescópios é a sua baixa resolução angular. O poder resolutor (ou seja, a capacidade de perceber como fontes distintas dois pontos angularmente muito próximos) depende da razão entre o comprimento de onda da radiação observada e o diâmetro do dispositivo coletor. Só para ilustrar, para que um radiotelescópio observando radiação na faixa de 20 cm tenha a mesma definição de um telescópio com espelho de 2m de diâmetro observando luz visível, o diâmetro do prato da parábola teria de ser de 700 km, o que não é nada prático. A resolução das observações pode ser bastante melhorada utilizando-se métodos de interferometria, a qual consiste, basicamente, na comparação da fase do sinal medido simultaneamente por vários radiotelescópios. O VLA (Very Large Array), o conjunto de radiotelescópios que aparece no filme "Contato", foi construído exatamente com esta finalidade. Existe uma grande quantidade de objetos astronômicos que podem ser observados na faixa de Rádio (sendo que alguns deles só são observados nestes comprimentos de onda). A busca por sinais de inteligências extraterrestres (em inglês, SETI) é apenas um dos usos que se pode dar a um radiotelescópio. Mais informações sobre o projeto SETI podem ser encontradas em http://www.setileague.org/homepg.htm e sobre os aspectos astronômicos do filme "Contato" em http://www.setileague.org/articles/contact.htm.