Telescópios. Características Tipos Funcionamento. João F. C. Santos Jr. v1

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1 Telescópios Características Tipos Funcionamento João F. C. Santos Jr. v1

2 História do telescópio Observatórios pré-telescópio: Astrolábio posição dos astros, determinação do tempo e latitude Quadrante altitude e separação angular entre astros Invenção do telescópio ~1608 (Hans Lippershey) Galileu: refrator 9x, 1609 Uso militar: Galileu teve o salário dobrado e obteve posição permanente de professor Construiu uma montagem e aperfeiçoou o telescópio (30x)

3 Questão da época: A imagem vista através do telescópio era real ou distorcida? Para objetos na Terra funciona, mas para o céu não: se enxergam imagens duplas de algumas estrelas!!!! Newton: refletor 35x, 1668 espelho de metal diâmetro ~3cm

4 Telescópios profissionais e suas montagens Tipos: refrator x refletor 1- luz não atravessa vidro 2- sem aberração cromática 3- suporte robusto

5 Telescópios profissionais e suas montagens Montagens: altazimutal x equatorial Necessário para telescópios mais pesados; Campo gira durante tracking Um eixo fixo (declinação) à medida que acompanha astro; Campo não gira durante tracking

6 Telescópios tradicionais

7 Telescópios tradicionais M2 M1

8 Keck

9 SOAR

10 Propriedades ópticas de um telescópio 1) Ganho α A (M1) α D² Espelho primário 2) Resolução α D / λ

11 Propriedades ópticas de um telescópio telescópio x câmera fotográfica Razão f/d : f/16, f/11, f/8, Ex.: telescópio Keck Refletor, D = 10m (36 x 1.8m), f/1.75 f = 17.5m

12 Escala da imagem (''/mm) tg(θ) = y / f Para objetos pequenos: tg(θ) = θ y=fθ Escala: y(m) / θ(rad) = f(m) Mas 1 rad = (2.06x105)'' e θ('') = θ(rad) 2.06x105 Assim, θ('') / y(mm) = 2.06x105 / f(mm) Ex.: telescópio Keck, θ('') / y(mm) =11.8''/mm Campo Φ (depende do detector): CCD 5cm x 5cm, Φ = 50mm x 11.8''/mm ~ 10' Magnificação (aumento): A = f(objetiva) / f(ocular)

13 Detecção da radiação Energia detectada (α nº de fótons) chegando de uma fonte de intensidade I (= E / Δt. ΔA. Δλ. ΔΩ) em dada direção θ: A área do telescópio (espelho) que coleta esta intensidade relaciona-se com a distância do objeto por: r ² d Ωo = AT, onde d Ωo= 4π para a esfera completa

14 Brilho de um objeto estendido Por conservação de energia: Io dao dωo = Ii dai dωi [E / Δλ.Δt] (I da fonte em um dao = I da imagem observada no tel.) Ângulo sólido subentendido pela imagem e pelo objeto como medido do centro do tel. Ângulo sólido subentendido pelo tel. como medido do objeto e da imagem Da Fig. (a): r ² dωo = AT e f ² dωi = AT Logo, Io dao (AT / r ² ) = Ii dai (AT / f ² ) (*) Da Fig. (b): dao / r ² = dai / f ² Brilho da imagem (= E / Δλ.Δt): A intensidade do objeto é idêntica à intensidade da imagem; não depende da abertura do tel. e usando (*): Io = Ii B = Ii dai (AT / f ² ) α (D / f) ² α (D / f) ²

15 Resolução Limite de difração sen(θ) = Δd / (D/2) Se Δd é um nº inteiro de λ/2 's interferência destrutiva Δd = m λ/2 sen(θ) D/2 = m λ/2, com m=1,2,3,... sen(θ) = m λ / D

16 Resolução difração por uma fenda circular A abertura do tel. produz anéis de difração que limitam a resolução da imagem Poder de resolução: distância angular mínima entre 2 objetos que podem ser separados Máximo central de uma estrela cai sobre o 1º mínimo da estrela próxima θmin (rad)= 1.22 λ / D Na faixa do óptico: θmin ('')= 0.1 / D(m)

17 Seeing Condições climáticas e turbulência na atmosfera impõem limitações adicionais na qualidade das imagens astronômicas

18 Óptica adaptativa Correção da onda plana incidente deformada pela atmosfera

19 Telescópio Espacial Hubble (HST) Projeto: NASA/ESA, lancado em abril/90 Custo: US$ 2 G Tempo de vida util estimado: 15 anos Orbita: ~600km, T=95min. Massa: kg Precisao de apontamento: Diametro: 2.4m, f/24 Resolucao teorica (no UV, 1216A): ; efetiva: 0.1 Sensibilidade dos instrumentos: A Instrumentos: WFPC2, STIS, NICMOS Defeito no espelho primario: aberracao esferica causada por desgaste da parte central do espelho, menor que o necessario por 2microns Missao de reparo em dezembro/93: camara de correcao (COSTAR)

20 Astronomia Espacial Satélite Radiação Spitzer, IRAS IV IUE UV Einstein, ROSAT, Chandra Raios-X Compton Gamma Ray Obs. Raios-γ

21 Detectores Placa fotográfica: EQ=no. de fótons detectados / no. de fótons incidentes no visível ~ 1% ~ EQ(olho) Fotomultiplicadora: efeito fotoelétrico (fóton e-); multiplica e- : ; EQ~ 10-20% CCD: ex.:2048x2048 pixels (5cmx5cm; grande ), 1pix=24microns Vantagens: 1) EQ~90% no vermelho; 2) grande intervalo dinâmico; 3) linear (no. de fótons α contagens); 4) digital

22 Razão sinal-ruido ½ S/N = n/σ, onde σ=n é o desvio padrão da média (distribuição de Poisson) Logo S/N = n½ n = EQ.f.t, onde f é o fluxo de fótons e t o tempo de integração Assim: S/N=(EQ.f.t)½ > t, > EQ > S/N

23 Astrofísica Observacional Brasileira: OPD - Gemini SOAR (Laboratório Nacional de Astrofísica / LNA) OPD/

24 Observatório do Pico dos Dias OPD-LNA 3 telescópios: 0.6m+0.6m+1.6m Localização: Brasópolis-MG h = 1800 m 1.6 m: espelho primário e instrumentos

25 Gemini Sul Localização: Cerro Pachón, La Serena, Chile h = 2700m Espelho primário: 8.1m Brasil: 12 noites/ano (2009B)

26 SOAR Southern Astrophysical Research Telescope Localização: Cerro Pachón, La Serena, Chile h = 2700m Espelho primário: 4.1m Brasil: 100 noites/ano

27 Melhor qualidade de imagem: < FWHM (seeing) SOAR

28 SOAR Mais eficiente para a região azul do espectro eletromagnético Espelhamento feito com Al

29 Observando com o SOAR Sistemas operacionais (hardware+software) otimizados para observações remotas Suporte ao Observador Remoto Observador Local Observador Remoto Operadores

30 SOAR

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