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Telescopios (Cap. 6)
AGA215
• Astronomy: A Beginner’s Guide to the Universe, E.
Chaisson & S. McMillan (Cap. 3)
• Introductory Astronomy & Astrophysics, M. Zeilek, S. A. Gregory & E. v. P. Smith (Cap. 9)
• Apostila, J. Gregorio-Hetem, V. Jatenco-Pereira, C. Mendes de Oliveira (www.iag.usp.br/dalpino/aga215
• Agradecimentos Jane Gregorio-Hetem
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TELESCÓPIOS & INSTRUMENTOS
• Telescópios Ópticos
Conceitos Básicos
Refratores e Refletores
Novas Gerações
Detetores
• Rádio-telescópios
• Astronomia Espacial
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O que define a qualidade das
observações?
Objetos distantes e pouco luminosos requerem:
• poder de resolução (melhor nível de detalhamento)
• sensibilidade (maior quantidade de radiação coletada num menor tempo de exposição)
Telescopios:
grandes
áreas
coletoras
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Definição de ganho de um telescópio com
relação a outro
• Diâmetro Ganho
• Diâmetro texposição
2
B
A
B
A
D
D
B
B
2
A
B
B
A
D
D
t
t
O brilho observado: diretamente proporcional à área
da superfície coletora D2 (diâmetro do espelho do
telescópio)
= G
Ex.: telescopio A: D = 4 m telescopio B: D = 1 m
em tA= 3,75 m A produz imagem = B em tB = 1 h (t de exposicao 16 x >)
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Fatores limitantes da qualidade
das observacoes –
Efeitos da atmosfera terrestre
• difração
• (seeing)
• absorção (Janelas atmosféricas)
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Difração
Para diâmetro D =1m
• = 400 nm (otico) min = 0.1”
• = 10 m (IV) min = 2.0”
onde: 1 rad = 206265”
Quando feixe incide no D
coletor do telescopio: luz é
dispersa diminuindo
concentracao do feixe
perda de resoluçao da
imagem
Separaçao angular minima
que pode ser distinguida por
telescopio (vimos no
Cap.4.!):
RESOLUCAO ANGULAR do
telescopio:
D
λ206265θ em [“]
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Duas fontes de brilho
comparável são observadas
com mais clareza à medida
que a resolução angular
melhora.
As fontes podem ser
discernidas somente com um
telescópio de poder de
resolução adequado.
Difraçao
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Difraçao
• Galaxia de Andromeda obs. com diferentes resolucoes angulares: (a) 10’, (b) 1’, (c ) 5” e (d) 12”
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ESO - La Silla (Andes Chilenos)
Para melhorar o seeing:
• > Altitude
• Clima seco
• Afastado de cidades (<
poluicao e < luz)
Seeing muito bom ( ~ 1”)
Resoluçao angular é diminuida
ainda + por turbulencia
atmosferica luz sofre refraçao
na atmosfera: que altera direcao
do feixe
Seeing (medida da turbulencia
atmosferica): é o termo que se
usa para expressar o efeito da
atmosfera na desfocalização de
imagens.
Seeing
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Absorção causada pela atmosfera terrestre
Janelas na Atmosfera Terrestre: na superfície - somente pode ser
detectada radiação das janelas no óptico, em partes do infravermelho
e em rádio
Astronomia Espacial: para os casos em que atmosfera é opaca (raios-
gama, raios-X e UV): detectados com equipamentos em avioes, baloes e
satelites.
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HST (Hubble Space Telescope)
D = 2,4m
Colocado em
orbita em 1990:
min = 0.05” (no
optico)
Visao do Universo: 20 x > que qualquer
telescopio grande no solo!
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HST (Hubble Space Telescope)
Imagem de um aglomerado de
estrelas na NM:
(a) com 1 telescopio na
superficie; (b) com HST antes do
reparo; (c) com processamento
de computador; (d) após reparo
de defeito no espelho em 1994.
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Observando a radiação do Sol em muitas freqüências notamos que o pico se encontra na parte visível do espectro e que ele emite muito mais no infravermelho do que no ultravioleta.
infravermelho
visível
ultravioleta
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TELESCÓPIOS ÓPTICOS
• Função: coletar e concentrar a radiação proveniente de um astro feixe localizado.
• Telescopios opticos: desenhados para coletar luz visivel
• A concentração de luz em um foco pode ser obtida por um:
– espelho = telescópio refletor
– ou por uma lente = telescópio refrator
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Refração e Reflexão da Luz
Telescopio refrator: usa lente para focalizar imagem do feixe
Telescopio refletor: usa um espelho curvo para concentrar o feixe de luz no foco
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Conceitos Básicos • Razão Focal:
f = F / D
comprimento focal /diâmetro
do espelho
Ex. 1:
F=1m; D=20cm
Notação Rf = “f/5”
50,2
1
D
F
Ex. 2: 1 telescopio com
Rf= 13 e D = 60 cm:
Distancia Focal:
F= 13x 60 cm = 780 cm
F
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Conceitos Básicos
• Escala de Placa: determina tamanho linear de
imagens de objetos extensos:
1 rad
780cm13x60F 13D
FEx: f/13; D=60cm
Escala = 57,29o / 780 cm = 0,07o/cm
1 rad (em graus) / comprimento focal
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Tipos de Telescópios
Os de maiores espelhos têm diâmetros da ordem de 10 metros.
Os de maiores lentes têm 1 metro de diâmetro.
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Refletor x Refrator
• Os refletores são os mais usados: mais praticos e economicos pois + facil produzir e lidar com espelhos grandes que lentes grandes
• Desvantagens das lentes:
– peso
– aberração cromática: lente decompoe a luz como num prisma e focaliza diferentes λs em pontos diferentes – causando defeito na imagem
– Polimento: duas faces, enquanto espelho somente em uma face
Maior telescopio refrator (D ~ 1m) Obs. Yerkes (desde 1897), enquanto que maior telescopio refletor: D = 10 m
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Principais tipos de focos utilizados na construção de telescópios refletores.
Telescópios Refletores
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(b) Newtoniano: luz interceptada
por espelho secundario antes de
atingir foco primario – defetida de
90° para ocular na lateral (comum
em telescopios pequenos)
(c) Cassegrain: quando se faz
necessario acoplar outros
instrumentos ao telescopio
(detetores de grande porte) :
montagem no foco Cassegrain –
espelho secundario reflete a luz
para tubo abaixo atraves de
pequeno buraco na lente
primaria
Telescópios Refletores
(d) Coudé (cotovelo em frances): luz refletida pelo espelho secundario è
interceptada por 3° espelho que a desvia para uma sala com varios
equipamentos + pesados (que nao poderiam ser colocados num foco
Cassegrain)
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Telescópio SOAR: Coudé
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Novas Gerações de Telescópios
• Grandes espelhos monoliticos: estrutura muito fina: em colméia
– Múltiplos pontos monitorados para manter a forma
do espelho: óptica ativa
Ex. Telescopio Gemini
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Telescópio Gemini
Gemini Sul – Cerro
Pachon (Chile) D = 8m, espessura = 20 cm
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Novas Gerações de Telescópios
Espelho em mosaico: segmentado
Ex: Keck de 10 m de diâmetro mosaico
formado por 36 telescópios de 1,8m de diâmetro
cada (hexagonais)
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Observatório Mauna
Kea
(a) Observatório localizado no Havaí (4 km altitude). Os domos abrigam
telescópios diferentes.
(b) Destaque para o telescópio Keck de 10 m de diâmetro: composto de
um mosaico de espelhos hexagonais (Note o técnico no centro)
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novas técnicas
• óptica ativa: são efetuados contínuos ajustes para evitar deformidades
Com optica ativa: Keck = 0,25”
• óptica adaptativa: deforma a forma da superficie do espelho (por computador) para anular os efeitos da turbulencia atmosferica melhora no seeing (<< 1”)
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Optica Ativa
Imagem de 1
aglomerado de
estrelas:
(a) sem
(b) com optica ativa
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Optica Adaptativa
(a) lasers checam a
atmosfera acima do tel. e
retornam informacao ao
computador que modifica o
espelho milhares de
vezes/segundo para
compensar pelo seeing
pobre (projeto star wars)
(b) Estrela Procyon:
sem (imagem borrada de
varios “ de arco)
com optica adaptativa ( =
0,2” !)
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Grandes Telescópios
VLT (Very Large Telescope)
• 4 telescópios: D = 8,2 m cada suportes
independentes Operação individual ou em conjunto
área coletora equivale a 16,4m de diâmetro.
MMT (Multi-Mirror Telescope)
• 6 telescópios de 1,8m cada
Hexágono Luz é levada a um foco comum
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Esquema mostrando o caminho óptico de dois dos seis telescópios
do MMT. Um telescópio guia de 76 cm é utilizado para alinhamento
do MMT (+ tarde substituido por único telescopio de D= 6,5m)
MMT
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Imagens de uma
galáxia obtidas em épocas diferentes.
Uma supernova
destaca-se na segunda imagem.
Como se faz o
estudo e a
comparação de
diferentes imagens
astronômicas?
PROCESSAMENTO DE IMAGENS
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Processamento de Imagens - Detetores
Computadores: controlam telescopios hoje,
imagens e dados sao lidos e manipulados
por programas de computador
Fotografias: bem pouco usadas hoje como
detetores no telescopio
Detetores eletronicos CCD
(charged coupled devices):
pastilha de silicio com varias
celulas sensiveis a luz =
pixeis num arranjo
bidimensional
Luz atinge pixel: 1 carga
eletrica è liberada
leitura eletronica da carga
em cada pixel: computador
reconstroi imagem
quantidade de carga :
proporcional ao n. de fotons incidentes em cada pixel (a) CCD; (b) CCD montado no foco de 1
telescopio
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Processamento de Imagens - Detetores
CCD: um arquivo de dados é representado por uma matriz de
números:
0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 80 90 75 0 0 0 0 0 50 108 132 100 66 0 0 0 64 112 109 130 166 120 50 0 0 0 106 113 52 112 116 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0 0
Cada número corresponde ao brilho de uma parte do céu na imagem.
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Fotometria: Sistemas de Filtros
Perfil padrão dos filtros UBV, indicando o máximo de resposta nos diferentes comprimentos de onda
Cada filtro:
permite a passagem apenas dos fótons em uma dada faixa de comprimentos de onda
Ex:
com o filtro B (azul):
o máximo está entre 4000
a 4500Å
(1Å = 10-8 cm)
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Radiotelescópios
Arecibo (antena com 300 m de diâmetro)
A emissão de ondas rádio ( ~ 10-3 a 103 m) pode ser
coletada por antenas parabólicas e levadas a um receptor.
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Radiotelescopios
• Coletor de ondas rádio
• Tipo mais comum: refletor parabólico ondas de radio levadas ao foco onde se localiza antena: coleta energia e alimenta o receptor
• Contrariamente a telescopios opticos que podem coletar todos os λs visiveis: cada radiotelescopio so banda estreita (so 1 canal de frequencias)
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IRAM
Plateau de Bure
(França)
Antena de 30 m
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Radiotelescopios • Resolucao angular pobre:
= λ/D
λradio = 106 λoptico
grande
Melhor resolucao que se consegue com RT:
min = 10” (>10x pior que tels. opticos)
Ex.: RT de Green Bank possui D= 43 m
Para λ= 1 cm
min = 1’ !
Dai a necessidade de os pratos coletores: D bem grande (Arecibo: D=300 m)
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• Imagem da nebulosa de Orion
no optico superposta por mapa
em radio (linhas):
Resolucao no optico: 1”
Resolucao em radio: 1’
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Vantagens dos RTs
• Muitas fontes emitem fracamente no visivel e fortemente em radio e os RTs as tornam observaveis
• Muitas fontes inobservaveis porque luz visivel é fortemente absorvida por poeira interestelar – sao observaveis em radio: ex. centro de nossa galaxia
• RTs sao bem sensiveis – detetar radio fontes bem fracas e distantes com tempos de observacao curtos se os pratos coletores tiverem Ds grandes
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Rádio-interferômetros
Esquema de um interferômetro de duas antenas
Diametro efetivo do interferometro (D) = distancia entre os
pratos mais distantes do arranjo
Quanto maior D (linha de base): melhor o poder de resolução
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VLA (Very Large Array): o arranjo das 27 antenas (com
25m de diâmetro cada) dispostas sobre trilhos em
forma "Y" formando o VLA.
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VLA (Very Large Array)
• 3 fileiras formando um “Y”, com 27 antenas (com d= 25 m
cada).
• Arranjos de 1 a 35 km, p/ = 1,3 a 21cm
• Resolucao angular: = alguns “ (comparavel a de
imagens oticas)
• Bom para mapear galaxias distantes que são radio-
fontes intensas
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(a) Imagem VLA da galaxia M51 ( = alguns “)
(b) Imagem otica com telescopio de D=4 m
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VLBI (Very Long Baseline Interferometry)
Interferometria utilizando dados de RTs
colocados em vários pontos da superfície da
Terra:
D = distancias intercontinentais com grande
precisão no tempo de observação:
= 0,001 “ !
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Astronomia Espacial
Os comprimentos de onda correspondentes ao
IV e às altas energias (raios , raios X,
ultravioleta), são absorvidos na ionosfera, a
uma altitude de 100 km
detectados em equipamentos a bordo de
balões, aviões e satelites
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Satelites usados no Infravermelho
e Microondas
• IRAS (InfraRed Astronomy Satellite)
cobertura do ceu completo
• MSX maior sensibilidade e resolucao
• COBE (Cosmic Background Experiment)
mapeamento da radiação de fundo
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• IRAS: possui telescopio IV com D= 0,5 m e < 30” (λ = 10 –
100 m)
• (a) imagem com IRAS da nebulosa de Orion
• (b) imagem no optico da mesma regiao
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Satélites utilizados nas altas
energias
• raios-X: satélites pioneiros Einstein (início dos anos 80) e ROSAT (início dos anos 90)
Atuais: XMM, Chandra
• raios gama: GRO (Gamma Ray Observatory) lançado em 1991 (atualmente novo: FERMI/NASA)
• raios ultravioleta:
– IUE (International Ultraviolet Explorer) lançado em 1987
– HST: embora optico, tambem captura radiacao UV (1990)
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Telescopios da altas energias
• Tecnologia bem distinta para detectar λs de raios-X e gama:
pois sao bem menores
• Nao podem ser refletidos ou absorvidos: pois atravessam
materiais
Raios-X: se tocam superficie apenas marginalmente – podem
ser refeltidos e produzir imagem
Raios-X
incidentes
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Imagem raio-X de
Orion
obtida com ROSAT:
satelite lancado em
1991 (operou 2
anos):
+ sensivel que o
Einstein
– sensivel que o atual
CHANDRA
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• Raios gama:
Telescopios gama atuais: apontam em
uma direcao e CONTAM os fotons
recebidos
“Imagem” gama obtida com o GRO
(lancado em 1991) (cor falsa): de 1
burst gama ocorrido no nucleo de
galaxia distante
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Satelite FERMI - NASA
Raios Gama: lancado em 2008
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Silicon strip detector tracker
➜ photon direction
Calorimeter
➜ photon energy
Anticoincidence shield
to reject cosmic rays
Telescopio Fermi no Espaco
10 MeV - 100
GeV
~1 m2 detection area
Angular res. 5o (100MeV) - 0.25o(GeV),
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Telescopios Cherenkov:
Detectam raios gama na
Terra!
Como?
Por radiacao Cherenkov
(UV)
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Meteor track imagiamento da cascata
geometria ➜ direção do fóton
intensidade ➜ energia do fóton
Sistema de multi-telescópios
fornece uma visão 3D da
cascata (imagem
estereoscópica)
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dormant now H.E.S.S.
50 GeV to ∼ 50 TeV,
collecting area ∼ 105m2,
angular res. ~ 0.1º (TeV)
Observatorios de Raios-Gama em Terra
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Via Lactea
em todo
espectro
(a) radio
(b) IV
(c) Visivel
(d) Raio-X
(e) Raio-gama