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IInnssttrruum
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1- Máquina fotográfica:
A máquina fotográfica é constituída por uma lente convergente, denominada objectiva, e um orifício que
regula a entrada de luz, o diafragma, tendo na outra extremidade um filme. A imagem formada na película do filme
é real, invertida e menor que o objecto.
Figura 1
2- Projectores
São aparelhos destinados a projectar e ampliar em ecrãs as imagens de objectos gravados, filmes ou
diapositivos. Precisam de uma lente convergente como objectiva e de uma fonte de luz bem intensa para iluminar
os objectos a serem projectados. Em frente à fonte, coloca-se uma associação de lentes plano-convexas,
denominada condensador, a fim de fazer com que os raios de luz incidam paralelamente ao objecto a ser
projectado. A figura 3, a seguir, representa o esquema de um projector de diapositivos.
Figura 2
Figura 3
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3- Lupa ou microscópio simples
É constituída por uma lente convergente, de pequena distância focal, cuja finalidade é aumentar o tamanho
do objecto. O objecto deve ser colocado entre o foco e o centro óptico da lente. Com esta configuração, obtemos
uma imagem virtual, direita e maior que o objecto.
Figura 4
4- Microscópio composto
O microscópio composto consiste de duas lentes convergentes associadas de maneira a coincidir os
seus eixos principais e colocadas nas extremidades de um tubo fechado. Uma dessas lentes é a objectiva; uma lente
de pequena distância focal, da ordem de milímetros, colocada na parte inferior do tubo e próxima do objecto.
A outra lente é a ocular. Esta fica na parte superior do tubo, sendo por esta parte que observamos a imagem
fornecida pela objectiva. A imagem final produzida por um microscópio composto é virtual, invertida e maior que
o objecto. Definimos o aumento linear transversal de um objecto como sendo a razão da dimensão da imagem pela
dimensão do objecto.
A=
dimensão da imagem i
=
dimensão do objecto o
O aumento linear transversal de um microscópio é dado por:
Amicroscópio = Aobjectiva × Aocular
Figura 5
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5 - Luneta astronómica ou telescópio refractor
Coube a Galileu Galilei (1564–1642) ser o primeiro a utilizar uma luneta para observação dos corpos
celestes. Uma luneta astronómica consiste de duas lentes: a objectiva, uma lente com uma distância focal da ordem
de metros e a ocular, com uma distância focal pequena. A imagem final que se obtém é virtual, invertida e
ampliada.
Ocular
Objectiva
Objecto
no infinito
F2
F’2
Figura 6
O facto da imagem do objecto ser invertida, não constitui para a Astronomia um grande problema.
Entretanto, no caso de querermos observar objectos terrestres, intercala-se uma terceira lente entre a ocular e a
objectiva para termos uma imagem direita. Deste modo, a luneta é então denominada luneta terrestre.
Denominamos aumento angular nominal de uma luneta astronómica, ou simplesmente aumento a razão
entre o foco da objectiva e o foco da ocular.
A=
f objectiva
f ocular
Por exemplo, se tivermos uma luneta cuja objectiva tem uma distância focal de 600 mm e, associarmos
uma ocular de distância focal de 4mm, teremos um aumento de:
A=
600
= 150 vezes
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Tendo isto em conta, se diminuirmos a distância focal da ocular para a mesma distância focal da objectiva,
teremos imagens cada vez maiores. Mas, isto não implica directamente que podemos observar melhor o objecto.
No próximo tópico, ao discutirmos os telescópios reflectores, iremos explicar este facto.
6 - Telescópios reflectores
Nos telescópios reflectores, a objectiva é substituída por um espelho côncavo, cuja superfície pode
ser uma calote esférica ou de um parabolóide de revolução.
E sp elh o cô n ca vo o b tid o a
p a rtir d e u m a ca lo te esférica
E sp elho cô nca vo ob tid o de um
pa ra bo ló ide de revo luçã o
Figura 7
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Há várias configurações de telescópios reflectores. Nestes instrumentos, a função do espelho é receber a
luz do objecto e concentra-la no foco. A razão da distância focal pelo seu diâmetro (no caso das lunetas, o diâmetro
da objectiva) é denominada de razão focal (em símbolos f / D), sendo costume dizer-se por exemplo que “este
telescópio é um f /10” o que significa que sua razão focal é 10. A razão focal é um parâmetro importante na
observação astronómica: para uma mesma abertura, um telescópio f /10 tem uma imagem, antes de ser ampliada
pela ocular, maior que, por exemplo, um f /6. No entanto, essa imagem é menos luminosa.
Deste modo, se quisermos observar uma galáxia, um telescópio de menor razão focal pode ser preferível a
um de razão focal maior, pois sendo a imagem mais luminosa é mais facilmente observada.
Na configuração newtoniana, é colocado um espelho plano secundário no eixo do telescópio num ângulo
o
de 45 que desvia os raios de luz para a ocular. Neste tipo de telescópios, o espelho primário é parabólico.
Figura 8
Na configuração de Cassegrain, a luz, após incidir no espelho primário, é reflectida para um espelho
secundário (um espelho convexo), voltando em direcção ao reflector primário, atravessando um buraco no
centro do mesmo. Esta configuração tem como vantagem, sobre a configuração newtoniana, o facto de encurtar
o tamanho do telescópio para a mesma abertura.
Figura 9
A configuração Coudé é utilizada quando necessitamos de equipamento auxiliar de grande porte como,
por exemplo, para utilização na análise dos espectros de estrelas. A luz é desviada por uma série de reflexões
resultando num foco fixo fora do telescópio.
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Figura 10
Há outras configurações tendo como base a configuração de Cassegrain, como a configuração de SchmidtCassegrain e a de Matsukov-Cassegrain. Nos grandes telescópios, é utilizado directamente o foco primário onde
ficará o observador. O aumento dos telescópios é definido da mesma maneira que para as lunetas.
Costumamos especificar um telescópio pela sua abertura. Por isto, quando dizemos “este é um telescópio
de 50 mm”, estamos a referir-nos à abertura de sua objectiva. A distância focal dos telescópios é geralmente
indicada pelo fabricante.
Como dissemos, a ideia de que obtendo aumentos maiores com a diminuição da ocular, teremos uma
imagem melhor do objecto, é falsa. O campo visual do telescópio, ou seja, a porção do céu que queremos ver,
diminui com o aumento. Deste modo, quando usamos oculares com pequena distância focal, observamos apenas
parcelas da imagem obtida. Além disto, os contornos dos objectos e o contraste são menos nítidos e menos
luminosos. Há um limite para a ampliação máxima que é possível obter. Este limite é calculado como sendo:
Ampliação máxima = 2 ,4 x Abertura
Um outro factor importante nos telescópios é seu poder de resolução, cuja definição é a menor distância
entre dois pontos que o telescópio consegue separar. Esta grandeza é função da abertura e do comprimento de onda
da luz, podendo ser escrita na unidade segundos de arco como:
Poder de resolução =
2 ,06 x 105 x λ
D
onde λ é o comprimento de onda da luz incidente, e D a abertura. Este poder de resolução é teórico e raramente é
alcançado pelos telescópios que estão no solo. Isto porque a luz tem de atravessar a atmosfera terrestre, o que limita
a resolução dos telescópios. Em suma, se tivermos uma atmosfera turbulenta podemos perder as capacidades de
ampliação do telescópio.
Os telescópios possuem ainda uma ampliação mínima denominada pupila de saída, que pode ser
determinada dividindo a abertura do telescópio pela sua ampliação. Se a pupila de saída for maior que a pupila dos
nossos olhos, não seremos capazes de captar toda a luz que sai do telescópio. Portanto, a ampliação mínima de um
telescópio é aquela que corresponde ao “tamanho máximo” de nossa pupila que é cerca de 7 mm à noite e cerca de
2 mm de dia.
Os grandes telescópios têm passado na última década por uma grande revolução. Já temos satélites
espaciais como o Hubble, mas muitas observações podem ser feitas eficientemente do solo graças às novas
tecnologias Tudo que dissemos até aqui, foi sobre telescópios que trabalham na faixa do espectro visível.
Entretanto, há também os rádio telescópios, e telescópios que trabalham em raios X, infravermelho, ultravioleta e
raios γ. Os telescópios que operam no visível, no solo, também operam em infravermelho, mas há satélites como o
ISO que apenas operam no infravermelho. O telescópio Hubble opera principalmente no visível e no ultravioleta.
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Figura 11 - As várias montagens para telescópios de grande abertura e um telescópio de Schmidt –Cassegrain.
Figura 12 – Telescópios da Agência Espacial Europeia (ESO) no Chile.
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Sítios de interesse na Internet:
http://www.seds.org/billa/bigeyes.html
http://www.eso.org/
http://hubblesite.org/newscenter/
Crédito das imagens:
Figura 8: http://www.cosmobrain.com/cosmobras/artigos/artigo_012002.html
Figura 9: http://www.cosmobrain.com/cosmobras/artigos/artigo_012002.html
Figura 11 http://astrowww.astro.indiana.edu/~classweb/a105s0079/telescopes.gif
Figura 12: http://www.eso.org/observing/images/lasilla.large.jpg
Figura 13: http://geocities.yahoo.com.br/saladefisica7/funciona/telescopio.htm
Figura 13 - Telescópio espacial Hubble.
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