Uma luneta é um óculo de alcance para uso terrestre, normalmente pequeno, que fornece imagens direitas. Geralmente são do tipo Galileu, uma combinação de uma lente positiva de pequeno diâmetro (objetiva) com uma lente negativa (ocular) que fornece uma imagem virtual. Ela é assim chamada porque foi Galileu quem, pela primeira vez, em 1609, usou uma delas para observar o céu e registrou suas descobertas. Como o aumento é pequeno, cerca de 10x (10 vezes), podem ser usadas nas mãos e algumas podem ser "fechadas" para caber no bolso, como aquelas que aparecem em filmes de piratas. Outras, mais evoluídas, podem ter lentes positivas, como num telescópio, mas com inversores de imagens, para uso terrestre, o que as torna mais compridas. Como os objetos observados são claros, não precisam ter objetivas de grande diâmetro.
Um telescópio (do grego tele=longe scopio=observar) usa lentes positivas. Uma objetiva de grande diâmetro, que fornece uma imagem real e invertida (no céu não existe a preocupação com o "lado de cima"), e uma ocular ou lupa forte (também positiva) para examinar a imagem. Podem ser refratores (de lentes), refletores (de espelhos) ou catadióptricos (de lentes e espelhos combinados). Podem trabalhar com grandes aumentos, mas precisam de uma base ou montagem móvel para se manterem estáveis.
Num telescópio, a característica mais importante não é o numero de aumentos que ele dá, e sim a quantidade de luz que pode concentrar. Esta característica é chamada de Poder de Ganho de Luz (PGL) e está ligada ao diâmetro da objetiva.
É por isso que a cada dia se constroem telescópios maiores para se conseguir ver mais longe.
Hoje, os maiores do mundo, os telescópios gêmeos Keck I e II, têm 10 metros de diâmetro, e estão em Mauna Kea, um vulcão extinto de 4.150 m de altitude, no Hawaii. Cada um tem quatro vezes o PGL do telescópio Hale de Monte Palomar. E a luz dos dois telescópios pode ser combinada dobrando este número.
O telescópio refrator é o tipo mais conhecido, e o mais encontrado nas lojas. Consiste em uma objetiva acromática (doublet) montado num tubo, geralmente longo, que suporta também o focalizador, onde são colocadas as oculares. Telescópios refratores, geralmente são de pequena abertura, devido ao alto custo das objetivas de maiores diâmetros, e são geralmente escuros, isto é, têm a relação f / D muito grande (onde f é a distância focal e D o diâmetro da objetiva). Esta relação é usada largamente em aparelhos ópticos, para indicar a luminosidade por unidade de área da imagem. As máquinas fotográficas usam esta relação em suas lentes, para permitir a determinação do tempo de exposição e da sensibilidade do filme a ser utilizado. Como está ligada ao diâmetro da objetiva para uma distância focal fixa, foram padronizados f/D que gerassem luminosidades múltiplas de 2 para facilitar sua utilização, como: 2 - 2,8 - 4 - 5,6 - 8 - 11 - 16 - etc. Cada ponto desta escala, significa que precisaremos do dobro da luz para obter o mesmo efeito, assim de 4 para 5,6 temos a metade da área da objetiva, e, conseqüentemente a metade da luminosidade.
A relação f / D dos refratores é geralmente em torno de 15. Costuma-se anotar abreviadamente f/15. Isto se deve a dois motivos principais: aberração cromática e aberração esférica.
Aberração cromática é uma distorção devida à característica ondulatória da luz. A banda de luz visível abrange comprimentos de onda desde o ultra-violeta até o infra-vermelho (0,4 a 0,72 micrômetros). E cada comprimento de onda se comporta de maneira diferente quando a luz é refratada. O índice de refração está ligado à velocidade da luz no meio que atravessa. É aquele fenômeno que observamos na decomposição da luz em um prisma, criando o arco-íris, o espectro da luz.
Para minimizar este problema, utilizamos duas (doublet) ou mais lentes, que combinadas, forçam a coincidência dos raios no ponto focal. Esta correção é tanto mais difícil (e mais cara) quanto menor for a nossa relação f / D. Este problema complica a fabricação dos refratores, mas, como todo desafio esconde uma oportunidade, ele nos permitiu descobrir do que as estrelas são feitas através da sua luz. Foi assim que o Hélio (em grego Helius = Sol) foi descoberto no Sol antes de ser conhecido na Terra.
O telescópio refletor mais simples é o Newtoniano, inventado pelo astrônomo e matemático inglês, Sir Isaac Newton (1642-1727). O mesmo que conseguiu solucionar o problema da gravitação, permitindo o equacionamento das órbitas dos planetas e revolucionando a astronomia.
Como a luz é refletida, não atravessando a objetiva, ele não sofre da aberração cromática, nem precisa de vidro óptico de alta qualidade. Isto permitiu a fabricação de telescópios de grande abertura, com menores custos. Sir Isaac Newton usou um pequeno espelho plano diagonal, que intercepta os raios vindos da objetiva, jogando-os para a lateral do tubo, onde pode ser instalada a ocular.
Estes telescópios, se muito curtos apresentavam o mesmo problema da aberração esférica, já conhecido nos refratores. A solução matemática para o problema foi o uso de superfícies asféricas, no caso um parabolóide.
Quando estes telescópios são muito curtos (f/D~=4) podem ter problemas de paralaxe, que borram as bordas do campo de visão. Quando isso acontece são usadas lentes corretoras de campo. Neste caso, podem ainda ter espelhos hiperbólicos para corrigir a aberração esférica das lentes corretoras, tornando as imagens perfeitas.
Foram construídos grandes telescópios newtonianos, que permitiram um avanço extraordinário da astronomia, mas estes telescópios eram difíceis de manusear, construídos sobre plataformas giratórias enormes e suspensos por cordas e roldanas. Eram necessárias várias pessoas para posicionar o telescópio e mantê-lo apontado, porque a rotação da terra tinha de ser compensada.
Em 1663 James Gregory sugeriu uma montagem combinada onde um espelho primário parabolóide concentrava a luz sobre um espelho hiperbolóide, também côncavo, que devolvia a luz através de um furo no primário para atingir a ocular. Apesar deste modelo ser promissor, não foi possível construí-lo na época, devido à falta de meios de teste. Hoje estão em andamento vários projetos de telescópios gigantes com este arranjo, como o LBT - Large Binocular Telescope, o GMT - Giant Magelan Telescope e o GSMT - Giant Segmented Mirror Telescope.
Uma interessante característica deste arranjo, é permitir a construção de telescópios sem obstrução, colocando o segundário fora do cone de luz.
Em 1672 um francês de nome Cassegrain sugeriu um novo arranjo. Um primário parabolóide concentraria a luz sobre um secundário convexo hiperbolóide, que devolveria o feixe através do primário para a ocular. Este arranjo seria mais curto que o Gregoriano, e o espelho convexo minimizaria a aberração esférica do conjunto, enquanto o côncavo a agravaria, como provou mais tarde Jesse Ramsden.
Na tentativa de fabricar telescópios cada vez mais curtos, e conseqüentemente mais claros, com campo de visão maiores, de menor curvatura e sem coma, vários ópticos sugeriram combinações de superfícies asféricas.
| Tipo | Primário | Secundário |
|---|---|---|
| Cassegrain clássico | Parabolóide | Hiperbolóide |
| Dall-Kirkhan | Elipsóide | Esférico |
| Pressman-Camichel * | Esférico | Elipsóide oblato |
| Ritchey-Chrétien | Semi-Hiperbolóide | Super-Hiperbolóide |
Os arranjos Cassegrain, em algumas de suas versões, se tornaram os mais usados nos grandes observatórios, e são até hoje largamente utilizados, baseados na Terra, a bordo de aviões e até no espaço. Vários deles estão em órbita, como o Hubble.
Com o crescente uso do espectrômetro, foram desenvolvidos telescópios ainda mais curtos f/2 ou f/1 que permitiram fazer chapas fotográficas no foco primário. Os mais famosos são as câmaras fotográficas de grande campo tipo Schmidt, inventados por Bernhard Schmidt (1879-1935), que usavam espelhos esféricos e uma lâmina corretora.
Estas lâminas corretoras permitiram o uso de espelhos primários esféricos nos arranjos Schmidt-Cassegrain e se tornaram mais tarde os modelos preferidos dos amadores, devido à sua grande abertura e facilidade de operação.
São os telescópios catadióptricos, uma combinação de lentes e espelhos. Em 1941 um russo, D. D. Maksutov, desenvolveu um modelo matemático, onde todas as superfícies eram esféricas, e portanto, de mais fácil construção.
Uma terceira opção, muito usada em newtonianos esféricos curtos, de pequeno diâmetro, foi colocar uma pequena lente corretora próxima do secundário ou mesmo da ocular. Esta lente corretora conhecida como "extender" é um pequeno double acromático.
Ela pode simplesmente fazer a correção da aberração esférica, como também funcionar como um "tele-extender" aumentando a distância focal do espelho primário, permitindo a construção de newtonianos compactos.
23-mai-2002 