História do telescópio - History of the telescope
A história do telescópio pode ser rastreada antes da invenção do mais antigo telescópio conhecido , que apareceu em 1608 na Holanda , quando uma patente foi apresentada por Hans Lippershey , um fabricante de óculos . Embora Lippershey não tenha recebido sua patente, a notícia da invenção logo se espalhou pela Europa. O design desses primeiros telescópios refratários consistia em uma lente objetiva convexa e uma ocular côncava . Galilei aprimorou esse projeto no ano seguinte e o aplicou à astronomia. Em 1611, Johannes Kepler descreveu como um telescópio muito mais útil poderia ser feito com uma lente objetiva convexa e uma lente ocular convexa. Em 1655, astrônomos como Christiaan Huygens estavam construindo telescópios Keplerianos poderosos, mas pesados, com oculares compostas.
Isaac Newton é creditado com a construção do primeiro refletor em 1668 com um design que incorporava um pequeno espelho diagonal plano para refletir a luz em uma ocular montada na lateral do telescópio. Laurent Cassegrain em 1672 descreveu o projeto de um refletor com um pequeno espelho secundário convexo para refletir a luz através de um orifício central no espelho principal.
A lente acromática , que reduziu bastante as aberrações de cor nas lentes objetivas e permitiu telescópios mais curtos e funcionais, apareceu pela primeira vez em um telescópio de 1733 feito por Chester Moore Hall , que não o divulgou. John Dollond soube da invenção de Hall e começou a produzir telescópios usando-os em quantidades comerciais a partir de 1758.
Desenvolvimentos importantes em telescópios refletores foram a produção de John Hadley de espelhos parabolóides maiores em 1721; o processo de pratear os espelhos de vidro introduzido por Léon Foucault em 1857; e a adoção de revestimentos aluminizados de longa duração em espelhos refletores em 1932. A variante Ritchey-Chretien do refletor Cassegrain foi inventada por volta de 1910, mas não amplamente adotada até depois de 1950; muitos telescópios modernos, incluindo o Telescópio Espacial Hubble, usam esse design, que oferece um campo de visão mais amplo do que um Cassegrain clássico.
Durante o período de 1850–1900, os refletores sofreram de problemas com espelhos de metal espéculo e um número considerável de "Grandes Refratores" foram construídos com 60 cm a 1 metro de abertura, culminando no refrator do Observatório Yerkes em 1897; no entanto, a partir do início de 1900, uma série de refletores cada vez maiores com espelhos de vidro foram construídos, incluindo o Mount Wilson de 60 polegadas (1,5 metros), o telescópio Hooker de 100 polegadas (2,5 metros) (1917) e o telescópio Hooker de 200 polegadas (5 metros) telescópio Hale (1948); essencialmente, todos os grandes telescópios de pesquisa desde 1900 foram refletores. Vários telescópios da classe de 4 metros (160 polegadas) foram construídos em locais de altitude superior, incluindo o Havaí e o deserto do Chile na era 1975-1985. O desenvolvimento da montagem alt-azimute controlada por computador na década de 1970 e a ótica ativa na década de 1980 possibilitou uma nova geração de telescópios ainda maiores, começando com os telescópios Keck de 10 metros (400 polegadas) em 1993/1996, e uma série de Telescópios de 8 metros, incluindo o ESO Very Large Telescope , o Gemini Observatory e o Subaru Telescope .
A era dos telescópios de rádio (juntamente com radioastronomia ) nasceu com Karl Guthe Jansky 's serendipitous descoberta de uma fonte de rádio astronômica em foram desenvolvidos no século 20 para uma ampla gama de comprimentos de onda de rádio para 1931. Muitos tipos de telescópios gamma raios . O desenvolvimento de observatórios espaciais após 1960 permitiu o acesso a várias bandas impossíveis de observar do solo, incluindo raios-X e bandas infravermelhas de comprimento de onda mais longo .
Telescópios óticos
Fundações óticas
Objetos semelhantes a lentes datam de 4000 anos atrás, embora não se saiba se foram usados por suas propriedades ópticas ou apenas como decoração. Relatos gregos das propriedades ópticas de esferas cheias de água (século 5 aC) seguidos por muitos séculos de escritos sobre óptica, incluindo Ptolomeu (século 2) em sua Óptica , que escreveu sobre as propriedades da luz, incluindo reflexão , refração e cor , seguiram por Ibn Sahl (século 10) e Ibn Al-Haytham (século 11).
O uso real de lentes remonta à fabricação e uso generalizado de óculos no norte da Itália, começando no final do século XIII. A invenção do uso de lentes côncavas para corrigir a miopia é atribuída a Nicolau de Cusa em 1451.
Invenção
O primeiro registro de um telescópio vem da Holanda em 1608. Está em uma patente registrada pelo fabricante de óculos de Middelburg , Hans Lippershey, junto aos Estados Gerais da Holanda em 2 de outubro de 1608 para seu instrumento " para ver coisas distantes como se fossem nas proximidades ". Algumas semanas depois, outro fabricante de instrumentos holandês, Jacob Metius, também solicitou uma patente. Os Estados Gerais não concederam uma patente, uma vez que o conhecimento do dispositivo já parecia onipresente, mas o governo holandês concedeu a Lippershey um contrato para cópias de seu projeto .
Os telescópios holandeses originais eram compostos de lentes convexas e côncavas - os telescópios construídos dessa maneira não invertem a imagem. O design original de Lippershey tinha uma ampliação de apenas 3x . Os telescópios parecem ter sido feitos na Holanda em números consideráveis logo após essa data de "invenção" e rapidamente encontraram seu caminho por toda a Europa.
Reivindicações de invenção anterior
Em 1655, o diplomata holandês William de Boreel tentou desvendar o mistério de quem inventou o telescópio. Ele tinha um magistrado local em Middelburg para acompanhar a infância de Boreel e as primeiras lembranças adultas de um fabricante de óculos chamado "Hans", de quem ele se lembrava como o inventor do telescópio. O magistrado foi contatado por um requerente então desconhecido, o fabricante de óculos de Middelburg Johannes Zachariassen, que testemunhou que seu pai, Zacharias Janssen, inventou o telescópio e o microscópio já em 1590. Este testemunho pareceu convincente para Boreel, que agora lembrou que Zacharias e seu pai , Hans Martens, deve ter sido quem ele se lembrava. A conclusão de Boreel de que Zacharias Janssen inventou o telescópio um pouco antes de outro fabricante de óculos, Hans Lippershey , foi adotada por Pierre Borel em seu livro de 1656, De vero telescopii inventore . Discrepâncias na investigação de Boreel e no testemunho de Zachariassen (incluindo Zachariassen deturpando sua data de nascimento e papel na invenção) levaram alguns historiadores a considerar essa afirmação duvidosa. A alegação de "Janssen" continuaria ao longo dos anos e seria acrescentada com Zacharias Snijder em 1841, apresentando 4 tubos de ferro com lentes que afirmavam ser 1590 exemplos do telescópio de Janssen e o historiador Cornelis de Waard em 1906 afirmava que o homem que tentou vender um telescópio quebrado ao astrônomo Simon Marius na Feira do Livro de 1608 em Frankfurt deve ter sido Janssen.
Em 1682, as atas da Royal Society em Londres Robert Hooke observou a Pantometria de 1571 de Thomas Digges (um livro sobre medição, parcialmente baseado nas notas e observações de seu pai Leonard Digges ) parecia apoiar uma reivindicação inglesa da invenção do telescópio , descrevendo Leonard como tendo uma visão geral do vidro em meados dos anos 1500, com base em uma ideia de Roger Bacon . Thomas o descreveu como " por óculos proporcionais devidamente situados em ângulos convenientes, não apenas descobrindo coisas distantes, mas lendo cartas, moedas numeradas com a própria moeda e sua inscrição, lançadas por alguns de seus amigos de propósito em campos abertos, mas também a sete milhas de distância declarou o que foi feito naquele instante em lugares privados . " Comentários sobre o uso de vidro proporcional ou "perspectiva" também são feitos nos escritos de John Dee (1575) e William Bourne (1585). Bourne foi convidado em 1580 para investigar o dispositivo Diggs pelo conselheiro chefe da rainha Elizabeth I , Lord Burghley . A descrição de Bourne é a melhor e, de acordo com sua escrita, parecia consistir em olhar para um grande espelho curvo que refletia a imagem produzida por uma grande lente. A ideia de um "telescópio elizabetano" foi expandida ao longo dos anos, incluindo o astrônomo e historiador Colin Ronan, concluindo na década de 1990 que este telescópio refletor / refrator foi construído por Leonard Digges entre 1540 e 1559. Este telescópio refletor "invertido" teria sido pesado, precisava de espelhos e lentes muito grandes para funcionar, o observador tinha que ficar para trás para olhar uma vista de cabeça para baixo, e Bourne notou que tinha um campo de visão muito estreito, tornando-o impróprio para fins militares. O desempenho óptico necessário para ver os detalhes de moedas espalhadas nos campos, ou atividades privadas a 11 quilômetros de distância, parece estar muito além da tecnologia da época e poderia ser o "vidro de perspectiva" descrito sendo uma ideia muito mais simples, originada com Bacon, de usar uma única lente colocada na frente do olho para ampliar uma visão distante.
Traduções dos cadernos de notas de Leonardo da Vinci e Girolamo Fracastoro mostram ambos usando cristais cheios de água ou uma combinação de lentes para ampliar a Lua, embora as descrições sejam muito vagas para determinar se eles foram dispostos como um telescópio.
Um trabalho de pesquisa de 1959 por Simon de Guilleuma afirmou que as evidências que ele havia descoberto apontavam para o fabricante de óculos nascido na França Juan Roget (falecido antes de 1624) como outro possível construtor de um dos primeiros telescópios anteriores ao pedido de patente de Hans Lippershey.
Propagação da invenção
O pedido de patente de Lippershey foi mencionado no final de um relatório diplomático sobre uma embaixada do Reino de Sião na Holanda enviado pelo rei siamês Ekathotsarot : Ambassades du Roy de Siam enviado à l'Excelency du Prince Maurice, arrivé à La Haye le 10 de setembro 1608 ( Embaixada do Rei do Sião enviada a Sua Excelência o Príncipe Maurício, chegou a Haia em 10 de setembro de 1608 ). Este relatório foi publicado em outubro de 1608 e distribuído por toda a Europa, levando a experimentos de outros cientistas, como o italiano Paolo Sarpi , que recebeu o relatório em novembro, e o matemático e astrônomo inglês Thomas Harriot , que usou um telescópio de seis potências da o verão de 1609 para observar feições na lua.
O polímata italiano Galileo Galilei esteve em Veneza em junho de 1609 e lá ouviu falar do "vidro de perspectiva holandesa", uma luneta militar , por meio da qual objetos distantes pareciam mais próximos e maiores. Galileu afirma que resolveu o problema da construção de um telescópio na primeira noite após seu retorno a Pádua de Veneza e fez seu primeiro telescópio no dia seguinte usando uma lente objetiva convexa em uma extremidade de um tubo de chumbo e uma lente ocular côncava em na outra extremidade, um arranjo que veio a ser chamado de telescópio galileu . Poucos dias depois, tendo conseguido fazer um telescópio melhor que o primeiro, levou-o a Veneza, onde comunicou ao público os detalhes de sua invenção e apresentou o próprio instrumento ao doge Leonardo Donato , que estava em pleno conselho. O Senado, em troca, concedeu-lhe o direito de perpétua como conferencista em Pádua e dobrou seu salário.
Galileu gastou seu tempo aprimorando o telescópio, produzindo telescópios de maior potência. Seu primeiro telescópio tinha uma ampliação de 3x, mas ele logo fez instrumentos que aumentaram 8x e, finalmente, um de quase um metro de comprimento com uma objetiva de 37 mm (que ele iria parar para 16 mm ou 12 mm) e uma ampliação de 23x. Com este último instrumento, ele iniciou uma série de observações astronômicas em outubro ou novembro de 1609, descobrindo os satélites de Júpiter , colinas e vales na Lua , as fases de Vênus e pontos observados no sol (usando o método de projeção em vez de observação direta) . Galileu observou que a revolução dos satélites de Júpiter, as fases de Vênus, a rotação do Sol e o caminho inclinado que seus pontos seguiram durante parte do ano apontavam para a validade do sistema copernicano centrado no sol sobre outros sistemas centrados na Terra, como como o proposto por Ptolomeu .
O instrumento de Galileu foi o primeiro a receber o nome de "telescópio". O nome foi inventado pelo poeta / teólogo grego Giovanni Demisiani em um banquete realizado em 14 de abril de 1611 pelo príncipe Federico Cesi para tornar Galileo Galilei um membro da Accademia dei Lincei . A palavra foi criada do grego tele = 'longe' e skopein = 'olhar ou ver'; teleskopos = 'visão distante'.
Em 1626, o conhecimento do telescópio se espalhou para a China quando o jesuíta e astrônomo alemão Johann Adam Schall von Bell publicou Yuan jing shuo , ( Explicação do telescópio ) em chinês e latim.
Refinamentos adicionais
Telescópios de refração
Johannes Kepler primeiro explicou a teoria e algumas das vantagens práticas de um telescópio construído com duas lentes convexas em sua Catóptrica (1611). A primeira pessoa que realmente construiu um telescópio dessa forma foi o jesuíta Christoph Scheiner, que o descreve em Rosa Ursina (1630).
William Gascoigne foi o primeiro a comandar a principal vantagem da forma de telescópio sugerida por Kepler: que um pequeno objeto material poderia ser colocado no plano focal comum da objetiva e da ocular. Isso levou à invenção do micrômetro e à aplicação de miras telescópicas a instrumentos astronômicos de precisão. Foi só em meados do século XVII que o telescópio de Kepler passou a ser amplamente utilizado: não tanto pelas vantagens apontadas por Gascoigne, mas porque seu campo de visão era muito maior do que no telescópio galileu .
Os primeiros telescópios poderosos de construção kepleriana foram feitos por Christiaan Huygens após muito trabalho - no qual seu irmão o ajudou. Com um destes: um diâmetro objetivo de 2,24 polegadas (57 mm) e uma distância focal de 12 pés (3,7 m), ele descobriu o mais brilhante dos satélites de Saturno ( Titã ) em 1655; em 1659, ele publicou seu " Systema Saturnium " que, pela primeira vez, deu uma explicação verdadeira do anel de Saturno - baseada em observações feitas com o mesmo instrumento.
Refratores de comprimento focal longo
A nitidez da imagem no telescópio de Kepler foi limitada pela aberração cromática introduzida pelas propriedades refrativas não uniformes da lente objetiva. A única maneira de superar essa limitação em grandes poderes de ampliação era criar objetivas com distâncias focais muito longas. Giovanni Cassini descobriu o quinto satélite de Saturno ( Rhea ) em 1672 com um telescópio de 11 m de comprimento. Astrônomos como Johannes Hevelius estavam construindo telescópios com distâncias focais de até 46 metros. Além de terem tubos muito longos, esses telescópios precisavam de andaimes ou mastros longos e guindastes para sustentá-los. Seu valor como ferramentas de pesquisa era mínimo, uma vez que o "tubo" da estrutura do telescópio flexionava e vibrava com a mais leve brisa e às vezes desmoronava completamente.
Telescópios aéreos
Em alguns dos telescópios de refração muito longos construídos após 1675, nenhum tubo foi empregado. A objetiva era montada em uma junta esférica giratória no topo de um poste, árvore ou qualquer estrutura alta disponível e apontada por meio de corda ou haste de conexão. A ocular foi colocada na mão ou montada em um suporte no foco, e a imagem foi encontrada por tentativa e erro. Conseqüentemente, esses foram chamados de telescópios aéreos . e foram atribuídos a Christiaan Huygens e seu irmão Constantijn Huygens, Jr. embora não esteja claro se eles o inventaram. Christiaan Huygens e seu irmão fizeram objetivas de até 8,5 polegadas (220 mm) de diâmetro e 210 pés (64 m) de distância focal e outros como Adrien Auzout fizeram telescópios com distâncias focais de até 600 pés (180 m). Telescópios de tão grande comprimento eram naturalmente difíceis de usar e devem ter exercido ao máximo a habilidade e paciência dos observadores. Telescópios aéreos foram empregados por vários outros astrônomos. A Cassini descobriu o terceiro e o quarto satélites de Saturno em 1684 com objetivas de telescópio aéreas feitas por Giuseppe Campani que tinham 100 e 136 pés (30 e 41 m) de distância focal.
Telescópios refletores
A capacidade de um espelho curvo de formar uma imagem pode ser conhecida desde a época de Euclides e foi extensivamente estudada por Alhazen no século XI. Galileo, Giovanni Francesco Sagredo e outros, estimulados por seu conhecimento de que os espelhos curvos tinham propriedades semelhantes às lentes, discutiram a ideia de construir um telescópio usando um espelho como objetivo de formação da imagem. Niccolò Zucchi , um astrônomo e físico jesuíta italiano, escreveu em seu livro Optica philosophia de 1652 que tentou substituir a lente de um telescópio refrator por um espelho côncavo de bronze em 1616. Zucchi tentou olhar no espelho com uma lente côncava de mão, mas o fez não obter uma imagem satisfatória, possivelmente devido à má qualidade do espelho, ao ângulo em que estava inclinado ou ao fato de sua cabeça obstruir parcialmente a imagem.
Em 1636, Marin Mersenne propôs um telescópio consistindo em um espelho primário parabolóide e um espelho secundário parabolóide rebatendo a imagem através de um orifício no primário, resolvendo o problema de visualização da imagem. James Gregory entrou em maiores detalhes em seu livro Optica Promota (1663), apontando que um telescópio refletor com um espelho em forma de parte de uma seção cônica corrigiria a aberração esférica , bem como a aberração cromática vista em refratores. O projeto que ele criou leva seu nome: o " telescópio Gregoriano "; mas, de acordo com sua própria confissão, Gregório não tinha habilidade prática e não encontrou nenhum óptico capaz de realizar suas idéias e, após algumas tentativas infrutíferas, foi obrigado a abandonar toda esperança de colocar seu telescópio em uso prático.
Em 1666, Isaac Newton , com base em suas teorias de refração e cor, percebeu que as falhas do telescópio refrator se deviam mais à refração variável da luz de cores diferentes de uma lente do que à forma imperfeita de uma lente. Ele concluiu que a luz não poderia ser refratada através de uma lente sem causar aberrações cromáticas, embora ele tenha concluído incorretamente a partir de alguns experimentos grosseiros que todas as substâncias refratárias divergiam das cores prismáticas em uma proporção constante de sua refração média. Destes experimentos Newton concluiu que nenhuma melhoria poderia ser feita no telescópio refrator. Os experimentos de Newton com espelhos mostraram que eles não sofriam dos erros cromáticos das lentes, pois para todas as cores de luz o ângulo de incidência refletido em um espelho era igual ao ângulo de reflexão , então, como prova de suas teorias, Newton se propôs a construir um telescópio refletor. Newton completou seu primeiro telescópio em 1668 e é o mais antigo telescópio refletor funcional conhecido. Depois de muita experiência, ele escolheu uma liga ( espéculo metálico ) de estanho e cobre como o material mais adequado para seu espelho objetivo . Mais tarde, ele inventou meios para lixá-los e poli-los, mas escolheu uma forma esférica para seu espelho em vez de uma parábola para simplificar a construção. Ele acrescentou ao seu refletor o que é a marca registrada do design de um " telescópio newtoniano ", um espelho "diagonal" secundário próximo ao foco do espelho primário para refletir a imagem em um ângulo de 90 ° para uma ocular montada na lateral do telescópio. Este acréscimo exclusivo permitiu que a imagem fosse visualizada com o mínimo de obstrução do espelho objetivo. Ele também fez todo o tubo, montagem e acessórios. O primeiro telescópio refletor compacto de Newton tinha um diâmetro de espelho de 1,3 polegadas e uma razão focal de f / 5. Com ele, ele descobriu que podia ver as quatro luas galileanas de Júpiter e a fase crescente do planeta Vênus . Encorajado por esse sucesso, ele fez um segundo telescópio com uma potência de aumento de 38 vezes, que apresentou à Royal Society de Londres em dezembro de 1672. Esse tipo de telescópio ainda é chamado de telescópio newtoniano .
Uma terceira forma de telescópio refletor, o " refletor Cassegrain ", foi desenvolvido em 1672 por Laurent Cassegrain . O telescópio tinha um pequeno espelho secundário hiperbolóide convexo colocado próximo ao foco principal para refletir a luz através de um orifício central no espelho principal.
Nenhum outro avanço prático parece ter sido feito no projeto ou construção dos telescópios refletores por mais 50 anos, até que John Hadley (mais conhecido como o inventor do octante ) desenvolveu maneiras de fazer espelhos de metal espéculo parabólico e asférico de precisão . Em 1721, ele mostrou o primeiro refletor parabólico newtoniano à Royal Society. Ele tinha um diâmetro de 6 polegadas (15 cm), 62+Espéculo com objetiva de metal do espéculo com comprimento focal de 3 ⁄ 4 polegadas (159 cm). O instrumento foi examinado por James Pound e James Bradley . Depois de observar que o telescópio de Newton havia ficado negligenciado por cinquenta anos, eles afirmaram que Hadley havia mostrado suficientemente que a invenção não consistia em teoria pura. Eles compararam seu desempenho com o de um telescópio aéreo de 7,5 polegadas (190 mm) de diâmetro originalmente apresentado à Royal Society por Constantijn Huygens, Jr. e descobriram que o refletor de Hadley, "suportará tal carga que o fará ampliar o objeto em tantos vezes como o último com sua devida carga ", e que representa objetos como distintos, embora não totalmente tão claros e brilhantes.
Bradley e Samuel Molyneux , tendo sido instruídos por Hadley em seus métodos de polimento de metal espéculo, conseguiram produzir grandes telescópios refletivos próprios, um dos quais tinha uma distância focal de 8 pés (2,4 m). Esses métodos de fabricação de espelhos foram transmitidos por Molyneux a dois oculistas de Londres —Scarlet e Hearn— que começaram um negócio de fabricação de telescópios.
O matemático britânico, oculista James Short, começou a fazer experiências com a construção de telescópios com base nos projetos de Gregory na década de 1730. Ele primeiro tentou fazer seus espelhos de vidro, conforme sugerido por Gregory, mas depois mudou para espelhos de metal espéculo criando telescópios gregorianos com figuras parabólicas e elípticas de designers originais . Short então adotou a fabricação de telescópios como sua profissão, que praticou primeiro em Edimburgo e depois em Londres. Todos os telescópios de Short eram de forma gregoriana. Short morreu em Londres em 1768, tendo feito uma fortuna considerável vendendo telescópios.
Como os espelhos secundários de espelhos de metal ou espelhos diagonais reduziram muito a luz que chegava à ocular, vários projetistas de telescópios refletivos tentaram eliminá-los. Em 1762, Mikhail Lomonosov apresentou um telescópio refletor perante o fórum da Academia Russa de Ciências . Ele tinha seu espelho primário inclinado em quatro graus em relação ao eixo do telescópio para que a imagem pudesse ser vista por meio de uma ocular montada na frente do tubo do telescópio sem que a cabeça do observador bloqueasse a luz incidente. Essa inovação não foi publicada até 1827, então esse tipo passou a ser chamado de telescópio Herscheliano em homenagem a um projeto semelhante de William Herschel .
Por volta do ano de 1774, William Herschel (então professor de música em Bath , Inglaterra ) começou a ocupar suas horas de lazer com a construção de espelhos telescópicos refletores, finalmente se dedicando inteiramente à sua construção e uso em pesquisas astronômicas. Em 1778, ele selecionou um 6+Espelho refletor de 1 ⁄ 4 polegadas (16 cm) (o melhor de cerca de 400 espelhos telescópicos que ele havia feito) e com ele construiu um telescópio de comprimento focal de 2,1 m. Usando este telescópio, ele fez suas primeiras descobertas astronômicas brilhantes. Em 1783, Herschel concluiu um refletor de aproximadamente 18 polegadas (46 cm) de diâmetro e 20 pés (6,1 m) de comprimento focal. Ele observou os céus com este telescópio por cerca de vinte anos, substituindo o espelho várias vezes. Em 1789, Herschel terminou de construir seu maior telescópio refletor com um espelho de 49 polegadas (120 cm) e uma distância focal de 40 pés (12 m), (comumente conhecido como seu telescópio de 40 pés ) em sua nova casa, na Observatory House em Slough , Inglaterra. Para reduzir a perda de luz devido à fraca refletividade dos espelhos especulares daquela época, Herschel eliminou o pequeno espelho diagonal de seu projeto e inclinou seu espelho primário para que pudesse ver a imagem formada diretamente. Este projeto passou a ser chamado de telescópio Herscheliano . Ele descobriu a sexta lua conhecida de Saturno, Enceladus , na primeira noite em que a usou (28 de agosto de 1789), e em 17 de setembro, sua sétima lua conhecida, Mimas. Este telescópio foi o maior telescópio do mundo por mais de 50 anos. No entanto, este grande telescópio era difícil de manusear e, portanto, menos usado do que seu refletor favorito de 18,7 polegadas.
Em 1845, William Parsons, terceiro conde de Rosse, construiu seu refletor newtoniano de 180 cm, chamado de " Leviatã de Parsonstown ", com o qual descobriu a forma espiral das galáxias .
Todos esses refletores maiores sofriam com a fraca refletividade e o rápido escurecimento de seus espelhos de metal espéculo. Isso significava que eles precisavam de mais de um espelho por telescópio, uma vez que os espelhos tinham que ser removidos e polidos novamente. Isso era demorado, pois o processo de polimento podia alterar a curva do espelho, então geralmente precisava ser " reconfigurado " para a forma correta.
Telescópios refratários acromáticos
Desde a época da invenção dos primeiros telescópios refratários, geralmente se supunha que os erros cromáticos vistos em lentes simplesmente surgiam de erros na figura esférica de suas superfícies. Os oculistas tentaram construir lentes de várias formas de curvatura para corrigir esses erros. Isaac Newton descobriu em 1666 que as cores cromáticas na verdade surgiam da refração desigual da luz à medida que ela passava pelo meio de vidro. Isso levou os ópticos a experimentar lentes construídas com mais de um tipo de vidro na tentativa de anular os erros produzidos por cada tipo de vidro. Esperava-se que isso criasse uma " lente acromática "; uma lente que focalizaria todas as cores em um único ponto e produziria instrumentos de distância focal muito menor.
A primeira pessoa que conseguiu fazer um telescópio refrator acromático prático foi Chester Moore Hall, de Essex, Inglaterra . Ele argumentou que os diferentes humores do olho humano refratam os raios de luz para produzir uma imagem na retina sem cor, e argumentou razoavelmente que seria possível produzir um resultado semelhante combinando lentes compostas de diferentes meios refratários. Depois de dedicar algum tempo à investigação, ele descobriu que, combinando duas lentes formadas de diferentes tipos de vidro, ele poderia fazer uma lente acromática onde os efeitos das refrações desiguais de duas cores de luz (vermelho e azul) eram corrigidos. Em 1733, ele conseguiu construir lentes de telescópio que exibiam aberrações cromáticas muito reduzidas . Um de seus instrumentos tinha como objetivo medir 2+1 ⁄ 2 polegadas (6,4 cm) com uma distância focal relativamente curta de 20 polegadas (51 cm).
Hall era um homem de recursos independentes e parece não ter se importado com a fama; pelo menos ele não se deu ao trabalho de comunicar sua invenção ao mundo. Em um julgamento em Westminster Hall sobre os direitos de patente concedidos a John Dollond (Watkin v. Dollond), Hall foi admitido como o primeiro inventor do telescópio acromático. No entanto, foi determinado por Lord Mansfield que não era o inventor original que deveria lucrar com tal invenção, mas aquele que a trouxe para o benefício da humanidade.
Em 1747, Leonhard Euler enviou à Academia Prussiana de Ciências um artigo no qual tentava provar a possibilidade de corrigir a aberração cromática e esférica de uma lente. Como Gregory e Hall, ele argumentou que, uma vez que os vários humores do olho humano foram combinados de modo a produzir uma imagem perfeita, seria possível, por combinações adequadas de lentes de diferentes meios refratários, construir uma objetiva de telescópio perfeita . Adotando uma hipotética lei da dispersão de raios de luz de diferentes cores, ele provou analiticamente a possibilidade de construir uma objetiva acromática composta por lentes de vidro e água.
Todos os esforços de Euler para produzir um objetivo real dessa construção foram infrutíferos - uma falha que ele atribuiu apenas à dificuldade de adquirir lentes que funcionassem precisamente nas curvas necessárias. John Dollond concordou com a precisão da análise de Euler, mas contestou sua hipótese alegando que era puramente uma suposição teórica: que a teoria se opunha aos resultados dos experimentos de Newton sobre a refração da luz e que era impossível determinar um lei física do raciocínio analítico sozinho.
Em 1754, Euler enviou à Academia de Berlim outro artigo no qual partia da hipótese de que a luz consiste em vibrações excitadas em um fluido elástico por corpos luminosos - e que a diferença de cor da luz se deve à maior ou menor frequência destes vibrações em um determinado momento - ele deduziu seus resultados anteriores. Ele não duvidou da precisão dos experimentos de Newton citados por Dollond.
Dollond não respondeu a isso, mas logo depois recebeu um resumo de um artigo do matemático e astrônomo sueco Samuel Klingenstierna , que o levou a duvidar da exatidão dos resultados deduzidos por Newton sobre a dispersão da luz refratada. Klingenstierna mostrou, a partir de considerações puramente geométricas (totalmente apreciadas por Dollond), que os resultados dos experimentos de Newton não podiam ser harmonizados com outros fatos de refração universalmente aceitos.
Como um homem prático, Dollond imediatamente colocou suas dúvidas ao teste do experimento: ele confirmou as conclusões de Klingenstierna, descobriu uma diferença muito além de suas esperanças nas qualidades refrativas de diferentes tipos de vidro no que diz respeito à divergência de cores, e foi assim, rapidamente levou à construção de lentes nas quais primeiro a aberração cromática - e depois - a aberração esférica foram corrigidas.
Dollond estava ciente das condições necessárias para a obtenção do acromatismo em telescópios refratários, mas confiava na precisão dos experimentos feitos por Newton. Seus escritos mostram que, com exceção de sua bravata , ele teria chegado antes a uma descoberta para a qual sua mente estava totalmente preparada. O artigo de Dollond relata as etapas sucessivas pelas quais ele chegou à sua descoberta independentemente da invenção anterior de Hall - e os processos lógicos pelos quais essas etapas foram sugeridas a sua mente.
Em 1765, Peter Dollond (filho de John Dollond) introduziu a tripla objetiva, que consistia em uma combinação de duas lentes convexas de vidro da coroa com uma lente côncava de sílex entre elas. Ele fez muitos telescópios desse tipo.
A dificuldade de obter discos de vidro (especialmente de vidro de sílex) de pureza e homogeneidade adequadas limitou o diâmetro e o poder de captação de luz das lentes encontradas no telescópio acromático. Foi em vão que a Academia Francesa de Ciências ofereceu prêmios para grandes discos perfeitos de vidro ótico de sílex.
As dificuldades com os impraticáveis espelhos de metal dos telescópios refletores levaram à construção de grandes telescópios refratários. Em 1866, os telescópios refratários atingiram 18 polegadas (46 cm) de abertura com muitos " grandes refratores " maiores sendo construídos na metade ao final do século XIX. Em 1897, o refrator atingiu seu limite prático máximo em um telescópio de pesquisa com a construção do refrator Yerkes Observatorys de 40 polegadas (100 cm) (embora um refrator maior Grande Telescópio de Exposição de Paris de 1900 com uma objetiva de 49,2 polegadas (1,25 m) ) diâmetro foi temporariamente exibido na Exposição de Paris 1900 ). Nenhum refratário maior poderia ser construído por causa do efeito da gravidade na lente. Como uma lente só pode ser mantida no lugar pela borda, o centro de uma lente grande cederá devido à gravidade, distorcendo a imagem que ela produz.
Telescópios refletivos grandes
Em 1856-57, Karl August von Steinheil e Léon Foucault introduziram um processo de deposição de uma camada de prata em espelhos de telescópio de vidro. A camada de prata não só era muito mais refletiva e durava mais do que o acabamento dos espelhos espelhos, como tinha a vantagem de poder ser removida e depositada novamente sem alterar a forma do substrato de vidro. No final do século 19, foram construídos grandes telescópios refletivos de prata em espelho de vidro.
O início do século 20 viu a construção do primeiro dos "modernos" grandes refletores de pesquisa, projetados para imagens fotográficas de precisão e localizados em locais remotos de céu claro de alta altitude, como o telescópio Hale de 60 polegadas de 1908 e o de 100 polegadas (2,5 m) Telescópio Hooker em 1917, ambos localizados no Observatório Mount Wilson . Esses e outros telescópios desse tamanho deveriam ter provisões que permitissem a remoção de seus espelhos principais para repintura a cada poucos meses. John Donavan Strong, um jovem físico do Instituto de Tecnologia da Califórnia , desenvolveu uma técnica para revestir um espelho com um revestimento de alumínio de longa duração usando evaporação térmica a vácuo . Em 1932, ele se tornou a primeira pessoa a "aluminizar" um espelho; três anos depois, os telescópios de 60 polegadas (1.500 mm) e 100 polegadas (2.500 mm) se tornaram os primeiros grandes telescópios astronômicos a ter seus espelhos aluminizados. 1948 viu a conclusão do refletor Hale de 200 polegadas (510 cm) no Monte Palomar, que foi o maior telescópio do mundo até a conclusão do massivo BTA-6 de 605 cm (238 pol.) Na Rússia 27 anos depois. O refletor Hale introduziu várias inovações técnicas usadas em telescópios futuros, incluindo rolamentos hidrostáticos para atrito muito baixo, a treliça Serrurier para deflexões iguais dos dois espelhos conforme o tubo afunda sob a gravidade e o uso de vidro de baixa expansão Pyrex para os espelhos. A chegada de telescópios substancialmente maiores teve que esperar a introdução de métodos diferentes da rigidez do vidro para manter a forma adequada do espelho.
Ótica ativa e adaptativa
A década de 1980 viu a introdução de duas novas tecnologias para construir telescópios maiores e melhorar a qualidade da imagem, conhecidas como óptica ativa e óptica adaptativa . Na óptica ativa, um analisador de imagem detecta as aberrações da imagem de uma estrela algumas vezes por minuto, e um computador ajusta muitas forças de suporte no espelho primário e a localização do espelho secundário para manter a óptica em formato e alinhamento ideais. É muito lento para corrigir os efeitos de embaçamento atmosférico, mas permite o uso de espelhos simples e finos de até 8 m de diâmetro, ou espelhos segmentados ainda maiores. Este método foi iniciado pelo ESO New Technology Telescope no final dos anos 1980.
A década de 1990 viu uma nova geração de telescópios gigantes aparecer usando ótica ativa, começando com a construção do primeiro dos dois telescópios Keck de 10 m (390 in) em 1993. Outros telescópios gigantes construídos desde então incluem: os dois telescópios Gemini , os quatro telescópios separados do Very Large Telescope e do Large Binocular Telescope .
A óptica adaptativa usa um princípio semelhante, mas aplicando correções várias centenas de vezes por segundo para compensar os efeitos da distorção óptica que muda rapidamente devido ao movimento da turbulência na atmosfera da Terra. A óptica adaptativa funciona medindo as distorções em uma frente de onda e, em seguida, compensando-as por mudanças rápidas de atuadores aplicados a um pequeno espelho deformável ou com um filtro de cristal líquido . AO foi imaginado pela primeira vez por Horace W. Babcock em 1953, mas não entrou em uso comum em telescópios astronômicos até que os avanços na tecnologia de computadores e detectores durante a década de 1990 tornaram possível calcular a compensação necessária em tempo real . Na óptica adaptativa, as correções de alta velocidade necessárias significam que uma estrela bastante brilhante é necessária muito perto do alvo de interesse (ou uma estrela artificial é criada por um laser). Além disso, com uma única estrela ou laser, as correções são eficazes apenas em um campo muito estreito (dezenas de arcsec), e os sistemas atuais que operam em vários telescópios de 8-10m funcionam principalmente em comprimentos de onda do infravermelho próximo para observações de um único objeto.
Os desenvolvimentos da óptica adaptativa incluem sistemas com múltiplos lasers em um campo corrigido mais amplo e / ou trabalhando acima das taxas de kiloHertz para uma boa correção em comprimentos de onda visíveis; estes estão atualmente em andamento, mas ainda não em operação de rotina em 2015.
Outros comprimentos de onda
O século XX viu a construção de telescópios que podiam produzir imagens usando comprimentos de onda diferentes da luz visível a partir de 1931, quando Karl Jansky descobriu que objetos astronômicos emitiam emissões de rádio; isso deu início a uma nova era de astronomia observacional após a Segunda Guerra Mundial, com telescópios sendo desenvolvidos para outras partes do espectro eletromagnético de rádio a raios gama .
Radiotelescópios
A radioastronomia começou em 1931, quando Karl Jansky descobriu que a Via Láctea era uma fonte de emissão de rádio enquanto fazia pesquisas sobre a estática terrestre com uma antena de direção. Com base no trabalho de Jansky, Grote Reber construiu um radiotelescópio mais sofisticado em 1937, com uma antena de 31,4 pés (9,6 m); usando isso, ele descobriu várias fontes de rádio inexplicáveis no céu. O interesse pela radioastronomia cresceu após a Segunda Guerra Mundial, quando pratos muito maiores foram construídos, incluindo: o telescópio Jodrell de 250 pés (76 m) (1957), o Green Bank Telescope de 300 pés (91 m) (1962) e o Telescópio Effelsberg de 100 metros (330 pés) (1971). O enorme telescópio Arecibo (1963) de 1.000 pés (300 m) era tão grande que foi fixado em uma depressão natural no solo; a antena central pode ser direcionada para permitir que o telescópio estude objetos até vinte graus do zênite . No entanto, nem todo radiotelescópio é do tipo parabólica. Por exemplo, o Mills Cross Telescope (1954) foi um dos primeiros exemplos de uma matriz que usava duas linhas perpendiculares de antenas de 1.500 pés (460 m) de comprimento para pesquisar o céu.
As ondas de rádio de alta energia são conhecidas como microondas e esta tem sido uma área importante da astronomia desde a descoberta da radiação cósmica de fundo em microondas em 1964. Muitos radiotelescópios terrestres podem estudar microondas. Microondas de comprimento de onda curto são melhor estudadas do espaço porque o vapor de água (mesmo em grandes altitudes) enfraquece fortemente o sinal. O Cosmic Background Explorer (1989) revolucionou o estudo da radiação de fundo em microondas.
Como os radiotelescópios têm baixa resolução, eles foram os primeiros instrumentos a usar interferometria, permitindo que dois ou mais instrumentos amplamente separados observassem simultaneamente a mesma fonte. A interferometria de linha de base muito longa estendeu a técnica por milhares de quilômetros e permitiu resoluções de alguns milisegundos de arco .
Um telescópio como o Large Millimeter Telescope (ativo desde 2006) observa de 0,85 a 4 mm (850 a 4.000 μm), fazendo a ponte entre os telescópios infravermelho distante / submilímetro e os radiotelescópios de comprimento de onda mais longo, incluindo a banda de microondas de cerca de 1 mm (1.000 μm) ) a 1.000 mm (1,0 m) de comprimento de onda.
Telescópios infravermelhos (700 nm / 0,7 µm - 1000 µm / 1 mm)
Embora a maior parte da radiação infravermelha seja absorvida pela atmosfera, a astronomia infravermelha em certos comprimentos de onda pode ser conduzida em altas montanhas, onde há pouca absorção pelo vapor de água atmosférico . Desde que detectores adequados se tornaram disponíveis, a maioria dos telescópios ópticos em grandes altitudes tem sido capaz de gerar imagens em comprimentos de onda infravermelhos. Alguns telescópios como o UKIRT de 3,8 metros (150 pol.) E o IRTF de 3 metros (120 pol.) - ambos no Mauna Kea - são telescópios infravermelhos dedicados. O lançamento do satélite IRAS em 1983 revolucionou a astronomia infravermelha do espaço. Este telescópio refletor, que tinha um espelho de 60 centímetros (24 polegadas), operou por nove meses até que seu suprimento de refrigerante ( hélio líquido ) acabou. Ele pesquisou todo o céu detectando 245.000 fontes infravermelhas - mais de 100 vezes o número conhecido anteriormente.
Telescópios ultravioleta (10 nm - 400 nm)
Embora os telescópios ópticos possam obter imagens do ultravioleta próximo, a camada de ozônio na estratosfera absorve radiação ultravioleta menor que 300 nm, então a maior parte da astronomia ultravioleta é conduzida com satélites. Os telescópios ultravioleta se assemelham a telescópios ópticos, mas espelhos convencionais revestidos de alumínio não podem ser usados e revestimentos alternativos, como fluoreto de magnésio ou fluoreto de lítio, são usados em seu lugar. O satélite Orbiting Solar Observatory realizou observações no ultravioleta já em 1962. The International Ultraviolet Explorer (1978) pesquisou sistematicamente o céu por dezoito anos, usando um telescópio de 45 centímetros de abertura com dois espectroscópios . Astronomia ultravioleta extrema (10–100 nm) é uma disciplina por si só e envolve muitas das técnicas da astronomia de raios-X; o Extreme Ultraviolet Explorer (1992) era um satélite operando nesses comprimentos de onda.
Telescópios de raios-X (0,01 nm - 10 nm)
Os raios X do espaço não atingem a superfície da Terra, então a astronomia de raios X deve ser conduzida acima da atmosfera da Terra. Os primeiros experimentos de raios-X foram conduzidos em voos de foguetes sub-orbitais que permitiram a primeira detecção de raios-X do Sol (1948) e as primeiras fontes galácticas de raios-X: Scorpius X-1 (junho de 1962) e a Nebulosa do Caranguejo (Outubro de 1962). Desde então, os telescópios de raios-X (telescópios Wolter ) têm sido construídos usando espelhos de incidência rasante aninhados que desviam os raios-X para um detector. Alguns dos satélites OAO conduziam astronomia de raios-X no final dos anos 1960, mas o primeiro satélite dedicado de raios-X foi o Uhuru (1970), que descobriu 300 fontes. Os satélites de raios X mais recentes incluem: o EXOSAT (1983), ROSAT (1990), Chandra (1999) e Newton (1999).
Telescópios de raios gama (menos de 0,01 nm)
Os raios gama são absorvidos no alto da atmosfera da Terra, então a maior parte da astronomia de raios gama é conduzida por satélites . Os telescópios de raios gama usam contadores de cintilação , câmaras de centelha e, mais recentemente, detectores de estado sólido . A resolução angular desses dispositivos é normalmente muito pobre. Houve experimentos em balões no início dos anos 1960, mas a astronomia de raios gama realmente começou com o lançamento do satélite OSO 3 em 1967; os primeiros satélites dedicados de raios gama foram SAS B (1972) e Cos B (1975). O Compton Gamma Ray Observatory (1991) foi uma grande melhoria em pesquisas anteriores. Raios gama de energia muito alta (acima de 200 GeV) podem ser detectados do solo por meio da radiação Cerenkov produzida pela passagem dos raios gama na atmosfera da Terra. Vários telescópios de imagem Cerenkov foram construídos ao redor do mundo, incluindo: o HEGRA (1987), STACEE (2001), HESS (2003) e MAGIC (2004).
Telescópios interferométricos
Em 1868, Fizeau observou que o propósito do arranjo de espelhos ou lentes de vidro em um telescópio convencional era simplesmente fornecer uma aproximação de uma transformada de Fourier do campo de onda óptica que entra no telescópio. Como essa transformação matemática era bem compreendida e podia ser realizada matematicamente no papel, ele notou que, usando uma série de pequenos instrumentos, seria possível medir o diâmetro de uma estrela com a mesma precisão de um único telescópio tão grande quanto o array inteiro - uma técnica que mais tarde ficou conhecida como interferometria astronômica . Foi só em 1891 que Albert A. Michelson usou com sucesso esta técnica para a medição dos diâmetros angulares astronômicos: os diâmetros dos satélites de Júpiter (Michelson 1891). Trinta anos depois, uma medição interferométrica direta de um diâmetro estelar foi finalmente realizada por Michelson & Francis G. Pease (1921), que foi aplicada por seu interferômetro de 20 pés (6,1 m) montado no telescópio Hooker de 100 polegadas no Monte Wilson.
O próximo grande desenvolvimento veio em 1946, quando Ryle e Vonberg (Ryle e Vonberg 1946) localizaram uma série de novas fontes de rádio cósmicas construindo um rádio analógico do interferômetro de Michelson . Os sinais de duas antenas de rádio foram adicionados eletronicamente para produzir interferência. O telescópio de Ryle e Vonberg usou a rotação da Terra para escanear o céu em uma dimensão. Com o desenvolvimento de matrizes maiores e de computadores que poderiam realizar rapidamente as transformadas de Fourier necessárias, os primeiros instrumentos de imagem de síntese de abertura logo foram desenvolvidos, os quais podiam obter imagens de alta resolução sem a necessidade de um refletor parabólico gigante para realizar a transformada de Fourier. Esta técnica agora é usada na maioria das observações de radioastronomia. Os radioastrônomos logo desenvolveram os métodos matemáticos para realizar a imagem de Fourier de síntese de abertura usando conjuntos muito maiores de telescópios - muitas vezes espalhados por mais de um continente. Na década de 1980, a técnica de síntese de abertura foi estendida à luz visível, bem como à astronomia infravermelha, fornecendo as primeiras imagens ópticas e infravermelhas de altíssima resolução de estrelas próximas.
Em 1995, esta técnica de imagem foi demonstrada em uma série de telescópios ópticos separados pela primeira vez, permitindo uma melhoria ainda maior na resolução e também permitindo imagens com resolução ainda mais alta de superfícies estelares . As mesmas técnicas já foram aplicadas em vários outros arranjos de telescópios astronômicos, incluindo: o interferômetro óptico protótipo da Marinha , o arranjo CHARA e o arranjo IOTA . Uma descrição detalhada do desenvolvimento da interferometria óptica astronômica pode ser encontrada aqui [ https://www.webcitation.org/5kmngkBFy?url=http://www.geocities.com/CapeCanaveral/2309/page1.html
Em 2008, Max Tegmark e Matias Zaldarriaga propuseram um design " Fast Fourier Transform Telescope " em que as lentes e espelhos poderiam ser dispensados completamente quando os computadores se tornassem rápidos o suficiente para realizar todas as transformações necessárias.
Veja também
- Documentário 400 anos do telescópio
- História da astronomia
- História da interferometria astronômica
- Linha do tempo da tecnologia de telescópio
- Linha do tempo de telescópios, observatórios e tecnologia de observação
- Ano Internacional da Astronomia , 2009 marcando o 400º aniversário das primeiras observações astronômicas de Galileu usando seu telescópio
- Lista de telescópios ópticos
- Lista dos maiores telescópios de refração ótica
- Lista de telescópios espaciais
- Lista de tipos de telescópio
- Astronomia de luz visível
Referências
Fontes
- Este artigo incorpora texto de uma publicação agora em domínio público : Taylor, Harold Dennis; Gill, David (1911). " Telescópio ". Em Chisholm, Hugh (ed.). Encyclopædia Britannica . 26 (11ª ed.). Cambridge University Press. pp. 557–573.
- Crawford, David Livingstone, ed. (1966), The Construction of Large Telescopes (International Astronomical Union. Symposium no. 27 ed.), Londres, Nova York: Academic Press, p. 234
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- Michelson, AA 1891 Publ. Astron. Soc. Pac. 3, 274
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- Van Helden, Albert (1977), "The Invention of the Telescope", Transactions of the American Philosophical Society , Vol. 67, nº 4 - reimpresso com correções em 2008
- Van Helden, Albert; Dupré, Sven; van Gent, Rob & Zuidervaart, Huib, eds. (2010), The Origins of the Telescope , Amsterdam: KNAW Press [= History of Science and Scholarship in the Netherlands , vol. 12] link pdf
- Watson, Fred, ed. (2004), Star Gazer: The Life and History of the Telescope , Sydney, Cambridge: Allen & Unwin, Da Capo Press
links externos
- Artigos de história de ótica
- História dos artigos de telescópio
- O Projeto Galileo - O Telescópio de Al Van Helden
- 400º aniversário da invenção do telescópio
- Artigos sobre a história do telescópio e assuntos relacionados
- A pré-história da invenção do telescópio
- Uma breve história do telescópio e ideias para uso na sala de aula de física do ensino médio
- Uma história do telescópio
- Física 1040 - Astronomia Inicial - O Telescópio
- Uma história antiga do telescópio - De 3500 aC até cerca de 1900 dC
- Telescópios reflexivos Introdução histórica - O período inicial (1608-1672)
- Outras mídias
- Outros possíveis inventores de telescópio
- Leonard Digges (1520–1559) O telescópio refletor tinha origens inglesas? Leonard and Thomas Digges por Colin A Ronan, M.Sc., FRAS - publicado originalmente no Journal of the British Astronomical Association , 101, 6, 1991
- Juan Roget (morreu antes de 1624) - O historiador Nick Pelling diz que Juan Roget, um fabricante de óculos da Borgonha que morreu entre 1617 e 1624, poderia ter inventado um telescópio antigo. Controvérsia sobre a origem do telescópio - BBC News 16 de setembro de 2008