Urano, uma coleção de surpresas!

Urano pelo telescópio espacial Hubble [crédito: NASA, ESA, e A. Simon (NASA Goddard Space Flight Center), e M. Wong and A. Hsu (University of California, Berkeley)]

Quando William Herschel descobriu Urano com seu telescópio refletor de 6 polegadas em 1781 não estava apenas fazendo a primeira descoberta de um planeta na era dos telescópios, estava revelando uma nova família de objetos em nosso sistema solar.
Urano e seu vizinho Netuno (descoberto em 1646 a partir do estudo de anomalias na trajetória orbital de Urano) possuem diâmetro aproximadamente 4 vezes maior que o da Terra e não se aproximam do gigantismo de seus primos Júpiter (11,2 diâmetros terrestres) e Saturno (9,45 diâmetros terrestres).
Compostos por núcleos rochosos muito densos e com aproximadamente o tamanho da Terra, girando com período de aproximadamente 17h (Urano) e 16h (Netuno), ambos os planetas possuem atmosferas ricas em hidrogênio molecular e campos magnéticos com polos muito desalinhados com relação ao eixo de rotação.

Mas Urano continuou se revelando surpreendente ainda no século XX. Em 1977, durante as observações da ocultação de uma estrela pelo planeta, percebeu-se que 40 minutos antes e 40 minutos após a ocultação, o brilho da estrela sofreu uma série de variações consistentes com a presença de um sistema de anéis em volta do planeta. Até então, apenas os anéis de Saturno eram conhecidos. Em 1979, anéis também seriam observados em Júpiter pela sonda Voyager 1 e em 1989 a Voyager 2 confirmaria a existência de anéis também em Netuno.

Imagem a partir de dados obtidos no infravermelho no comprimento de 1.6 µm pelo telescópio espacial Hubble. Os anéis aparecem evidenciados. [Créditos: NASA/ESA/Hubble. Processamento: Wandeclayt M./Céu Profundo ]

Apesar de seu tênue sistema de anéis não ser detectável diretamente em observações em luz visível por telescópios terrestres, é possível visualizá-los quando observamos no infravermelho.

Outra peculiaridade Uraniana é a inclinação de seu eixo de rotação! O planeta está “deitado” em seu plano orbital. A inclinação de seu eixo é de 98º em relação ao plano da órbita. Esta inclinação causa em Urano as mais extremas estações do Sistema Solar. Durante seu período de translação de aproximadamente 84 anos terrestres, cada estação dura 21 anos. Nos solstícios, o eixo de Urano aponta diretamente para o Sol e um observador situado no polo do hemisfério onde é verão veria o Sol sobre sua cabeça durante todo o dia!

Um Hubble pra chamar de seu! Um Telescópio Espacial ao seu Alcance.

Imagem RGB do planeta Marte produzida com dados de arquivo do telescópio espacial Hubble [imagem: Hubble/STscI. processamento: Wandeclayt M.]

Que tal produzir imagens como esta do planeta Marte utilizando dados reais do telescópio espacial Hubble? Isto é não apenas possível como até relativamente simples. E vamos mostrar pra você, passo-a-passo, como pesquisar o arquivo do Hubble em busca de dados e como processá-los para gerar uma imagem colorida como esta.

Os dados do Hubble e de quase todos os grandes observatórios astronômicos são disponibilizados integralmente ao público após um período de exclusividade para o pesquisador que propôs a observação. Isto permite que novas descobertas sejam feitas por outros grupos de cientistas ao analisar os dados arquivados e isso inclui a possibilidade de seu uso por cientistas cidadãos.

Colocando a mão na massa!

Vamos mostrar agora um exemplo prático, fácil e rápido, que não requer prática nem tampouco habilidade, pra mostrar que qualquer criança brinca e se diverte com o telescópio espacial mais querido do mundo!

Marte e a Terra tiveram uma aproximação histórica em agosto de 2003, quando os dois planetas estiveram a menos de 56 milhões de km de afastamento. Que tal se procurarmos observações do Hubble nesse período para criar nossa imagem de Marte?

Para isso vamos acessar a interface de busca no arquivo do Hubble em

https://archive.stsci.edu/hst/search.php

Faremos uma busca por imagens do instrumento WFPC2 (Wide Field Planetary Camera 2), tendo como alvo o planeta Marte (Target Descrip: Mars) e início da observação após 20 de agosto de 2003 (Start Time: > 2003 aug 20). Escolhemos essa data porque a oposição ocorreu no dia 28 de agosto e a máxima aproximação no dia 27 de agosto, então qualquer imagem capturada aproximadamente uma semana antes ou após estes eventos pode ser interessante.

Seleção de parâmetros de busca no arquivo do Hubble.

Entre os resultados dessa busca, vemos que há observações bem promissoras próximas do nosso período de interesse. Vamos agora selecionar quais delas usaremos para compor nossa imagem!

Nosso objetivo é criar uma imagem com cores razoavelmente naturais de Marte.
Mas a câmera do Hubble é monocromática, assim como todas as câmeras astronômicas científicas de alto desempenho instaladas em telescópios para pesquisa. Mas se temos à nossa disposição apenas imagens originalmente em escala de cinza e queremos chegar numa imagem colorida, qual a magia necessária?

Escolhendo os ingredientes do bolo


O segredo para gerar uma imagem colorida a partir das imagens monocromáticas do Hubble – ou de qualquer outro telescópio – é atribuir as cores vermelha (R), verde (G) e azul (B) para imagens em tons de cinza e combiná-las num arquivo colorido RGB.

Isto funciona porque cada arquivo em tons de cinza registrou apenas uma “cor” da luz incidente. Escrevemos cor entre aspas porque na verdade algumas faixas de comprimento de onda registrados pela câmera nem caracterizam “cores” da maneira como as enxergamos. Afinal, que cor é infravermelho? Ou ultravioleta?

Mas vamos ao que interessa! Que arquivos usaremos para compor nossa imagem?
Nossa sugestão é usar os arquivos do dia 26 de agosto, registrados através dos filtros F631N (vermelho), F502N (verde) e F401M (azul). O horário de captura é uma informação importante também. Como Marte também está girando em torno de seu eixo, é importante que não haja um grande intervalo entre cada exposição, para que possamos sobrepor as três imagens sem que o movimento de rotação do planeta atrapalhe a composição.

Clicando no nome dos arquivos selecionados, uma imagem prévia é exibida para inspeção.
E se tudo parecer bem, podemos partir para a requisição dos arquivos originais.

Pré visualização de um dos resultados da busca no sistema de arquivos do Hubble.


Requisitando os arquivos originais

Após a inspeção dos arquivos selecionados, estamos prontos para baixar os dados para nosso processamento. No alto da tela, use o botão <submit marked data for retrieval from STDADS>.

Na tela seguinte, informe seu email, marque a opção “Calibrated” e selecione a extensão “c0m“. Clique no botão <Send retrieval request to ST-DADS>.

Se tudo deu certo, você verá uma tela de confirmação e logo receberá um email com o link para a pasta de download dos arquivos que você poderá acessar usando seu browser ou um cliente de ftp.

Tela de confirmação da requisição de arquivos do Hubble.

E onde eu coloco esses arquivos?

Excelente pergunta! Para abrir e manipular os arquivos FITS precisaremos do programa gratuito SAO Image DS9. Ele está disponível para os sistemas operacionais Linux, Mac OS e Windows no link abaixo.

https://sites.google.com/cfa.harvard.edu/saoimageds9/download

Agora que você instalou e baixou o DS9, podemos ir para a parte mais divertida de nossa tarefa.

No menu do DS9 clique em Frame > New Frame RGB.
Além da janela principal do DS9, a janela RGB será exibida:

Na primeira coluna (current) da janela RGB selecionamos que camada do arquivo está ativa e na segunda coluna (view) temos as caixas de seleção de visibilidade das camadas. Vamos manter a seleção atual e carregar o arquivo da camada vermelha (Red) de nossa composição. Podemos usar o menu File > Open, ou os botões <file> e <open> na barra de botões da interface gráfica, para carregar o arquivo correspondente à cor vermelha (Filtro F631N).

Certinho. Carregamos o arquivo. Mas talvez essa tela preta não seja exatamente o que você estava esperando. Calma! A informação está aí em algum lá! Vamos procurá-la!

Clique nos botões <scale> e <linear>, esses que estão em azul na janela acima. Agora vá no menu Scale > Scale Parameters. Você verá agora um histograma como o da janela abaixo:

Esse histograma nos mostra que toda a informação está concentrada nos tons mais escuros. Para tornar essa informação visível, mudaremos manualmente os limites Low e High. Colocamos os valores 200 (Low) e 2400 (High), como na janela abaixo, e clicamos em <Apply>.

E o resultado é este:

Agora temos a primeira camada de nossa imagem carregada e visível.
Em seguida, voltamos à janela RGB e marcamos na coluna current a camada verde (Green) e voltamos ao menu File > Open (ou aos botões na barra) para carregar o arquivo correspondente à cor verde (filtro F502N). Repetimos a operação marcando a camada azul (Blue) e carregando o arquivo correspondente à cor azul (filtro F401M).
Se necessário repita o procedimento que utilizamos na camada vermelha com os histogramas de cada camada.

É possível também que as imagens não estejam completamente alinhadas, como no exemplo abaixo. E precisaremos alinhá-las manualmente.

O formato FITS suporta informações de WCS (World Coordinate System) – o sistema de coordenadas celestes utilizado – o que é fundamental para alinhar imagens de estrelas e de objetos de céu profundo como galáxias e nebulosas. Mas no caso dos planetas, o sistema de coordenadas não vai nos ajudar muito, porque estes objetos se deslocam com relação ao fundo de estrelas. A alternativa aqui, já que Marte está centralizado em cada frame, é tentar fazer o alinhamento diretamente pelas bordas das imagens. Use o menu Frame > Match > Frame > Image. Se tudo der certo, as imagens estarão coincidentemente sobrepostas e este será o resultado:

É possível exportar a imagem final em vários formatos (tiff, jpeg, png, gif) no menu File > Export.

Você pode continuar experimentando valores diferentes nos parâmetros de escala do histograma. Pode inclusive experimentar outros modos além do Linear. Você vai ver que cada mudança de parâmetro pode evidenciar ou suprimeir certas características. Você pode também experimentar com imagens capturadas em outros filtros, acrescentando dados em infravermelho ou ultravioleta, por exemplo. Uma dica é atribuir as camadas R, G e B por ordem decrescente de comprimento de onda. Use o R para comprimentos de onda mais longos, G para intermediários e B para os comprimentos de onda mais curtos.

Deu pra notar que as possibilidades são infinitas, né? Então que tal explorar os arquivos e tentar outras composições? Nós vamos querer ver os resultados! Então não esquecer de marcar o @ceuprofundo quando postar suas imagens nas redes sociais!

Asteroides Potencialmente Perigosos. O que são?

Asteroides como Bennu, visto acima em um mosaico composto por 12 imagens registradas pela missão OSIRIS-REx da NASA, são verdadeiros fósseis espaciais, conservando suas características por bilhões de anos e podem nos ajudar a entender a formação dos planetas do Sistema Solar. [Crédito: NASA/Goddard/University of Arizona]

Você certamente já se deparou com manchetes como esta: “Asteroide maciço pode se chocar com a Terra no próximo ano, informa NASA”. E tudo bem se você se assustar num primeiro momento, mas pode relaxar, porque a intenção de uma manchete como essa é apenas assustar, chocar e ganhar cliques!

Mas o risco real de impactos com objetos potencialmente perigosos no futuro próximo é desprezível e você pode seguir a vida se preocupando com riscos mais imediatos, como doenças, atropelamentos e ativistas anti-vacina.

Pra falar sobre isso, recebemos um reforço de peso. Chamamos o astrofísico Cássio Barbosa para nos ajudar a contar um pouco da história desses pedregulhos espaciais.

Mas o que são esses pedregulhos?

Se você já fez uma pequena reforma em sua casa, sabe a quantidade de entulho que sobra no final da construção. No processo de formação do Sistema Solar não foi muito diferente. Com o agravante de não podermos chamar uma caçamba pra levar embora todos os cometas e asteroides que sobraram depois da formação dos planetas, planetas anões e satélites do Sistema Solar.

Cássio nos lembra que “Quem fez (e ainda faz) esse papel de limpeza foram o Sol, Júpiter e Saturno, corpos celestes de maior massa no Sistema Solar.
Ainda assim, há bastante entulho na forma de cometas e asteroides e estudar esses objetos é importante porque eles nos fornecem informações importantes sobre esse primitivo canteiro de obras que formou o Sistema Solar há 4.6 bilhões de anos.

Os cometas, compostos principalmente de gelo e poeira, são corpos voláteis que sublimam (passam do estado sólido diretamente para o gasoso) quando passam pelos pontos de suas órbitas mais próximos do Sol, produzindo uma nuvem de gás e íons que conferem a beleza que tanto encanta os observadores. Os asteroides são mais discretos. Corpos rochosos, sem cauda ou cabeleira, mas igualmente importantes para nos ajudar a entender a origem do Sistema Solar.

E onde mora o perigo?

O problema vem quando esses objetos possuem órbitas que cruzam a órbita terrestre. Mas isso não significa que objetos que “podem” colidir com a Terra irão de fato impactar nosso planeta.

Os objetos próximos à Terra são chamados de NEOs (Near Earth Objects) e são estudados e constantemente monitorados por observatórios profissionais especializados em pequenos corpos do Sistema Solar, como o projeto Catalina Sky Survey, que tem o objetivo de catalogar 90% da população estimada de objetos com mais de 140m de diâmetro.

Além das redes de alerta e detecção como o Catalina, dados observacionais de várias fontes se somam para caracterizar a massa, dimensões, albedo e magnitude dos NEOs.
Um dos elos nessa corrente é o Observatório Astronômico do Sertão de Itaparica (OASI) – uma unidade do Observatório Nacional, operando na cidade de Itacuruba (PE). Outra peça chave no estudo dos NEOs é a vasta rede de astrônomos cidadãos que alimentam as bases de dados profissionais com suas observações.

Mesmo sem um risco imediato de colisão, é importante conhecer nossa vizinhança e mapear os objetos que no longo prazo possam representar uma ameaça de impacto catastrófico. O importante aqui é conhecer com precisão o movimento de cometas e asteroides próximos e prever com grande antecedência suas trajetórias.

Esse cuidadoso e constante monitoramento dos NEOs nos permite estabelecer rapidamente os parâmetros orbitais de cada objeto recém descoberto, mas ainda assim é comum que inicialmente as incertezas sejam grandes o suficientes para garantir o sensacionalismo das manchetes!

Especificamente, para ser incluído na classe de Asteroides Potencialmente Perigosos, ou PHA (Potentially Hazardous Asteroids), um objeto precisa ter mais de 140m de diâmetro E atingir uma distância mínima de intersecção com a órbita a Terra (MOID – Minimum Orbit Intersection Distance) de 7,5 milhões de km ( isso equivale a aproximadamente 20 vezes a distância da Terra a Lua ).

Uma boa dica para abafar qualquer teoria da conspiração é ir direto à fonte. Os dados de monitoramento desses objetos são públicos e podem ser acessados pela página do Centro para Estudos de Objetos Próximos à Terra (CNEOS) da NASA/JPL.

Inclusive com uma lista das futuras aproximações disponível AQUI.

Tamanho do objetoFrequencia dos impactosEfeito
fragmentos de cometas e asteroidesdiáriosdesintegração na atmosfera (meteoros)
maior que 100m10 mil anosdestruição em escala local
maior que 1km>100 mil anosdestruição em escala global
Pequenos fragmentos de cometas e asteroides entram diariamente em nossa atmosfera, sem maiores consequências. Impacto com objetos maiores são muito mais raros.

Conhecendo os tipos de telescópio.

Antes de pensar em comprar o seu primeiro telescópio – ou mesmo se você já deu esse primeiro passo – é importante conhecer os principais tipos de telescópio, suas características, vantagens e desvantagens. Veremos que há várias configurações ópticas distintas, cada uma delas se encaixando numa faixa de preços e oferecendo melhor desempenho na observação de algumas classes de objetos.

Veremos também que a abertura é o principal parâmetro óptico de um telescópio, mas que nem sempre é recomendável investir no maior telescópio que você possa comprar. Um grande telescópio refletor de 40cm de diâmetro pode produzir imagens espetaculares, mas é um instrumento grande (pode chegar a 2 metros de altura), pesado, virtualmente impossível de se transportar. É o tipo de instrumento que vai requerer um abrigo permanente. De preferência, em um observatório fixo em algum lugar afastado da poluição luminosa das áreas urbanas. Se você não dispõe dessa estrutura, dificilmente vai poder desfrutar satisfatoriamente de um instrumento dessas dimensões.

É bom ter em mente que qualidade tem seu preço mas que nem sempre o telescópio mais caro lhe proporcionará a melhor experiência.

Tipos de configuração óptica.

Telescópios são coletores de luz. Recebem a luz incidente em suas objetivas e a exibem em suas oculares. A primeira classificação importante diz respeito ao tipo de objetiva empregada. Há telescópios que utilizam espelhos para capturar a luz dos objetos celestes. Há telescópios que utilizam lentes para isso. E há telescópios que combinam lentes e espelhos. Cada uma destas construções possui suas vantagens e desvantagens e há astrônomos amadores que chegam a investir em todos eles, para ter um instrumento otimizado para cada tipo de observação.

TelescópioObjetiva
Refrator (Luneta)Lentes
RefletorEspelhos
CatadióptricoLentes e Espelhos

Diâmetro e distância focal.

Diâmetro e distância focal são o sobrenome do seu telescópio. Após informar o tipo de óptica (Refrator/Refletor/Catadióptrico) você vai dizer o seu diâmetro e sua distância focal.
Assim saberemos sua capacidade de captação de luz (proporcional à área da objetiva), sua resolução (proporcional ao diâmetro da objetiva) e poderemos estimar o tamanho do campo de visão do telescópio (inversamente proporcional à distância focal).
Podemos falar por exemplo em um telescópio refletor newtoniano com diâmetro D = 200 mm e distância focal F = 1200mm. Uma maneira mais comum de informar a distância focal é através da razão entre D e F. Este mesmo telescópio pode ser identificado como tendo D=200mm com f/6. Ou, seja: A distância focal é igual a 6 vezes a abertura.

É importante saber o diâmetro do seu instrumento porque ele nos diz o quanto ele é capaz de coletar a luz de objetos distantes e difusos e o quanto ele é capaz de revelar detalhes e estruturas dos objetos observados ou de, por exemplo, ser capaz de ‘separar’ onjetos que parecem muito próximos, como estrelas duplas.

E é importante saber a distância focal porque precisamos dela para calcular o aumento do instrumento. Para encontrar o aumento utilizado, divida a distância focal da objetiva pela distância focal da ocular. Por exemplo: um telescópio com 1200mm de distância focal, com uma ocular de 12mm proporcionará um aumento de A = 1200mm/12mm = 100 vezes.

Refratores

Telescópio Refrator de 120mm f/7.5 [imagem: Sky-Watcher]

Telescópios refratores utilizam apenas lentes em sua construção e são descendentes diretos do primeiro telescópio astronômico utilizado por Galileu Galilei em no século 17.
Um bom telescópio refrator produz imagens brilhantes, com excelente contraste e nitidez.
Mas os refratores de baixa qualidade, como as pequenas lunetas (até 60mm de diâmetro) normalmente vendidas em lojas de departamento formam imagens que sofrem de sérias aberrações. Como cada cor sofre desvios diferentes ao atravessar uma lente, a imagem formada possui focos diferentes para cada cor produzindo a aberração cromática, percebida na forma de franjas coloridas ao redor dos objetos observados.
Para corrigir a aberração cromática, os instrumentos mais caros e de melhor qualidade (acromáticos e apocromáticos) utilizam conjuntos de lentes combinadas em elementos duplos (dubletos) ou triplos (tripletos), feitos com vidros de densidades diferentes e com diferentes geometrias. Obviamente, a construção mais complexa e o desempenho superior, especialmente para astrofotografia, são refletidos nos preços dos bons telescópios refratores, tornando proibitivo o custo de instrumentos com mais de 120mm de abertura.
Na comparação com outros instrumentos de mesma abertura, a imagem produzida pelos refratores apocromáticos é supera não apenas o desempenho dos refratores acromáticos, mas também dos refletores e catadióptricos.

Telescópios refratores normalmente são apresentados com distâncias focais longas, como f/10 ou f/11. Isso os torna excelentes para a observação da Lua e de planetas, proporcionando grandes aumentos com imagens brilhantes e ricas em contraste.

São também instrumentos que exigem pouca manutenção, sem necessidade de alinhamento periódico ou realuminização de suas superfícies ópticas. Se conservados em ambiente seco e protegidos de fungos, são instrumentos que sobrevivem por gerações.

Refletores

Refletor Newtoniano de 2000mm f/5 [imagem: Sky-Watcher]

Na relação custo benefício, os telescópios que utilizam espelhos para coletar a luz incidente dos objetos astronômicos são os campeões absolutos.
A configuração desenvolvida por Isaac Newton em 1668 é simples, robusta e eficiente: um espelho côncavo, com superfície esférica ou parabólica, reflete os raios incidentes em direção a um ponto focal. Um espelho plano, posicionado sobre o eixo óptico e inclinado 45° desvia a luz perpendicularmente para ser observada na lateral do tubo óptico.

Por utilizar espelhos como objetiva, os telescópios refletores eliminam o problema da aberração cromática, já que todos os raios sofrem a mesma reflexão independente da cor.
Apesar disso, outras aberrações decorrentes da geometria do espelho podem estar presentes, com a aberração esférica.

Cada lente empregada num telescópio refrator precisa ter duas superfícies polidas com grande precisão. No caso de um refrator apocromático que utiliza um conjunto de três lentes (tripleto) é necessário polir seis superfícies ópticas. Enquanto isso, o espelho primário de um telescópio refletor precisa de apenas uma superfície polida e aluminizada. Com isto temos uma construção mais simples e barata, que permite obter instrumentos de grandes diâmetros por preços acessíveis. Espelhos podem ser construídos com vidros mais baratos que lentes, já que a luz não precisará atravessá-los. No entanto é importante que os vidros utilizadas sejam de baixa expansão térmica, prevenindo deformações sob variação de temperatura.

Telescópio refletor newtoniano de 200mm em montagem dobsoniana. [imagem: Sky-Watcher]

A construção do tubo óptico de um telescópio newtoniano é simples e pode ser feita de forma artesanal, utilizando tubos de PVC, papelão ou apenas um esqueleto montado com hastes ou pequenos tubos e pode ser montado em bases de madeira sem necessidade de tripés caros e complexos. Esta configuração caseira foi desenvolvida e popularizada por John Dobson a partir dos anos 1970 e se mantém popular entre os astrônomos amadores de hoje. Comparando preços de instrumentos industrializados de marcas internacionais como Sky-Watcher, GSO, Orion, Meade e Celestron, é possível encontrar telescópios dobsonianos com diâmetros de 20 a 25cm mais baratos que apocromáticos de 12cm.

Mas não existe almoço grátis. Ao contrário dos refratores (e dos catadióptricos) os telescópios refletores precisam de cuidados e manutenção constantes. Quando transportados é comum que ocorra algum desalinhamento entre os espelhos primário e secundário. Este procedimento de alinhamento – que nós chamamos de colimação – precisa ser repetido com frequência e é fundamental para manter a qualidade da imagem formada. A limpeza dos espelhos também não é trivial e deve ser feita com cuidado, evitando danificar a fina camada refletora de alumínio. Eventualmente pode ser necessário refazer a aluminização dos espelhos, para restaurar seu desempenho.

Estas tarefas podem acabar se tornando prazerosas para a maioria dos astrônomos amadores, mas para outros simplesmente é algo a ser evitado.

Note também que nem toda a área do espelho primário é utilizada. O espelho secundário causa a obstrução da região central do primário, reduzindo a quantidade de luz coletada.

Telescópios refletores variam normalmente entre diâmetros de 11 a 40cm, com distâncias focais curtas – entre f/4 e f/7, tipicamente – proporcionando vastos campos, ideais para a observação de objetos de céu profundo, como galáxias, nebulosas e aglomerados estelares.

Catadióptricos

Telescópio Schmidt-Cassegrain de 8″ (200mm) f/10 em montagem equatorial motorizada. [imagem: Celestron]

Telescópios cadadióptricos combinam lentes e espelhos numa construção compacta e robusta com imagens de alto desempenho. Os catadióptricos mais comuns são dos tipos Schmidt-Cassegrainn (SCT) e Maksutov-Cassegrain.
São telescópios que utilizam em sua seção refletora uma configuração diferente dos newtonianos. A configuração do tipo Cassegrain, o espelho secundário reflete a luz de volta para o centro do espelho primário, enquanto na configuração newtoniana a luz é refletida perpendicularmente para a ocular na lateral do tubo.
A configuração Cassegrain leva a um desenho compacto, com tubos ópticos curtos mesmo para instrumentos com números f longos, tipicamente acima de f/10.
Na entrada do tubo, uma lente corretora do tipo Schmidt ou Maksutov complementa o conjunto, resultando em um telescópio que combina as melhores características dos refletores e refratores para reduzir aberrações e produz um tubo fechado, robusto, fácil de transportar e de baixa manutenção.

Os Maksutov-Cassegrain são comuns na faixa de 90mm a 150mm de diâmetro, entre f/12 e f/15, enquanto os SCT aparecem entre 200mm (8″) e 400mm (16″), geralmente com f/10. Note que são instrumentos de grande abertura, o que garante a captação de luz necessária para a observação de objetos de céu profundo, mas com grandes distâncias focais, forçando aumentos maiores e limitando o campo observável. Por outro lado, as distâncias focais mais longas são uma vantagem para a observação da Lua e planetas, mas a obstrução central do espelho – assim como ocorre nos newtonianos – reduz a nitidez e os detalhes na imagem. Resumindo, os SCT e os Maksutov podem ser utilizados para qualquer tipo de observação, mas possuem pontos fracos em todas elas.

Isso não impede o Schmidt-Cassegrain de 8 polegadas (200mm) de ser talvez o instrumento mais vendido do mundo. Você certamente viu muitas imagens impressionantes de planetas ou objetos de céu profundo produzidas pelos célebres Celestron C8. E essa popularidade não é obra do acaso. O SCT de 8 polegadas é o canivete suiço da astronomia amadora. Versátil, portátil, robusto e se não é uma pechincha também não chega a custar uma fortuna em sua faixa de diâmetro.

Dá pra resumir?

Dá sim.

Lunetas entre 80 e 120mm são o melhor instrumento para observar a Lua, planetas e estrelas duplas. São uma boa escolha como instrumento de entrada para o iniciante por serem mais fáceis de manter, transportar e operar.
Lunetas maiores são pouco comuns, principalmente porque seriam muito caras.

Refletores com abertura entre 114mm e 150mm são instrumentos acessíveis, com o menor custo por cm de abertura, e também são uma boa opção de entrada. Mas é bom ter em mente que os refletores exigem mais cuidados que uma luneta e o conjunto de espelhos espelhos exige alinhamentos periódicos.
Refletores a partir de 200mm são a melhor opção para observar objetos de céu profundo, como galáxias, nebulosas e aglomerados estelares.

Telescópios Schmidt-Cassegrain ou Maksutov-Cassegrain são versáteis, compactos, leves e fáceis de transportar. Não são especialmente indicados para nenhum tipo de observação mas conseguem um bom desempenho tanto na observação planetária e lunar quanto na de céu profundo.

Tipo de telescópioVantagensIndicado para:
RefratorGrande nitidez e contrasteLua e planetas
RefletorMelhor custo por diâmetroCéu profundo
CatadióptricoRobusto e compactoMulti uso

Viajando com uma balança pelo Sistema Solar.

[Arte: Wandeclayt M./Céu Profundo sobre imagem do Hubble/STScI/NASA/ESA]

Vamos ser um pouquinho rigorosos com os termos aqui. O peso é a força com que você e todos os objetos ao seu redor são atraídos para o centro da Terra. É um efeito da gravidade e portanto é de se esperar que em outros planetas, sob o efeito de acelerações gravitacionais diferentes da experimentada na superfície da Terra, o seu peso mude. A unidade de medida de força no Sistema Internacional de Unidades (SI) é o newton (e seu símbolo é o N). Como o peso é uma força, a rigor, deve ser medido em newtons.

Por outro lado, a quantidade de matéria que compõe um corpo – a sua massa – não varia se levado para a superfície de outro planeta ou satélite. A unidade de massa no SI é o quilograma (kg). Um corpo com massa de um 1 kg levado para a superfície da Lua parecerá seis vezes mais leve que na superfície da Terra, mas sua massa permanece constante: 1 kg.

Apesar das escalas das balanças que usamos no dia a dia estarem calibradas em gramas ou quilogramas (unidades de massa), o que elas medem diretamente não é a massa, mas sim o peso. Se não forem recalibradas, essas balanças dariam indicações bem diferentes de sua massa em diferentes corpos do Sistema Solar.

Bateu a curiosidade? Você pode testar abaixo o que a balança indicaria se você estivesse em outros objetos do Sistema Solar e vai se surpreender ao ver quer talvez nem precise se esforçar tanto na academia! Basta ir para Vênus pra sumir com o peso que a gente ganhou durante a quarentena (a temperatura de 480ºC e a atmosfera tóxica podem não ser muito agradáveis, mas pelo menos não precisaremos ir à academia durante a quarentena)!

Outra coisa a se levar em conta é que Júpiter, Saturno, Urano e Netuno são gasosos. Eles não possuem uma superfície definida como a Terra e os outros planetas rochosos. Para os planetas gasosos, usamos a aceleração da gravidade no topo da atmosfera.

Digite seu ‘peso’ no planeta Terra: kg

Planetas
Mercúriokg
Vênus kg
Terra kg
Marte kg
Júpiter kg
Saturno kg
Urano kg
Netuno kg
Satélites Naturais
Lua (Terra) kg
Europa (Júpiter) kg
Titã (Saturno) kg
Tritão (Netuno) kg
Titania (Urano) kg
Planetas-anões
Ceres kg
Haumea kg
MakeMake kg
Eris kg
Plutão kg

A exceção aqui é para as balanças de prato, que funcionam comparando duas massas e para as balanças que usam massas deslizando sobre uma haste, comuns em consultórios médicos e pediátricos.