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STAR TEST

Motivação

Assim que começamos a mostrar interesse pela astronomia, logo pensamos em adquirir um telescópio. Tarefa nada fácil para quem está iniciando. Muitas buscas pela Internet, conversas com quem já adquiriu, recomendação sobre qual abertura, sobre qual o melhor custo-benefício, onde adquirir, ATM ou industrial, etc.

Pelo alto custo de importação, a grande maioria opta por adquirir um telescópio artesanal. Seja um telescópio completo ou através de um kit ótico (primário e secundário). No final dessa etapa, muitos conseguem um instrumento de qualidade que vai de ótima até razoável. Porém, alguns podem começar a utilizar o seu "primeiro" telescópio e começar a achar que está faltando alguma coisa. Parece que o objeto não foca corretamente e que o contraste das imagem parece estar deixando muito a desejar. Nesse ponto, o astronomo iniciante começa a tentar descobrir se um telescópio é assim mesmo ou se há alguma coisa de errado com seu novo instrumento. É ai que começa a segunda etapa da luta, ver se não adquiriu "gato por lebre".

Na verdade, isso aconteceu comigo. Adquiri um telescópio de um construtor nacional questionável que mostrava uma qualidade péssima de imagem. Foi ai que comecei a procurar maneiras de tentar analisar o problema e talvez corrigi-lo caso esteja ao meu alcance. Essa maneira foi justamenteo o STAR TEST ou teste da estrela. Simplesmente porque a única coisa que era necessário era uma simples estrela, apontar o telescópio para a mesma no céu e tentar descobrir o que estava acontecendo. Um livro que me ajudou muito foi o Star Testing for Astronomical Telescopes de Harold Suiter. Considerado a "bíblia" do Star Testing. Esse artigo é baseado nesse livro e alguns sitios de pesquisa pela Internet.

Há outros testes, como Focault ou Ronchi. O teste de Ronchi é muito interessante, porém demanda uma rede de difração. Já o teste de Focault, apesar de ser o melhor de todos, precisa de um banco de Focault, a remoção da ótica do telescópio e mesmo uma certa habilidade na leitura do banco. A grande vantagem do star test frente ao Focault é que o mesmo, assim como o Ronchi, analisa o ótica do sistema resultante do telescópio (primário, secundário, correntes de ar, etc), enquanto o Focault analisa somente o primário de maneira isolada.

Voltando ao meu caso, digamos que eu comprei um telecópio de qualidade péssima, devolvi e não recebi o dinheiro de volta. Fui literalmente roubado. Nao quero dizer que não seja possivel adquir telescópios ATM de qualidade aqui no Brasil. Pelo contrário! Existem ótimas opções. Quem quiser algumas recomendações pode mandar um email para: moutinho@bol.com.br


Introdução

À princípio, a análise da qualidade ótica ou desempenho de um dado telescópio parece ser uma tarefa difícil, que exije o conhecimento de princípios e métodos complicados ou mesmo aparelhos de teste e medição caros e inacessíveis. Isso porque a precisão dos componentes óticos de um telescópio necessária para atingir um bom desempenho é muito superior à precisão de outros instrumentos envolvendo componentes mecânicos. O nível de precisão exigida nos componentes óticos (primário e secundário) de um telescópio chega a frações do comprimento de onda da luz em relação superfícies planas, parabólicas ou esféricas perfeita.

A percepção desse nível de precisão é um tanto dificil. Para tentar passar a idéia desse nível de precisão, vou "emprestar" uma analogia que encontrei no livro Star Testing Astronomica Telescopes (Suiter): "Para efeito de comparação, vamos considerar a superfície de um espelho comum de 200mm ou 8" de diâmetro expandido a um diâmetro de 1.6km. Se esse espelho tiver uma espessura comum encontrada num espelho típico de 200mm, a altura de um bloco de 1.6km de diâmetro seria de 268m. Em serviços de torno, é possível obter-se uma precisão até de um milésimo de polegada ou 0,0254mm. Esse valor, quando na escala do espelho, equivale a 200mm. Da mesma maneira, o comprimento de onda da luz, que equivale em média a 0,00056388 mm, quando na escala do nosso exemplo, chega a 4,318mm O máximo erro tolerável (1/8 onda) nesse nosso espelho de 1.6km de diâmetro seria somente de 0.55mm. Em óticas de alta qualidade de 1/10 de onda teria um erro de 0.25mm de espessura (a espessura de uma carta de baralho) num disco de 1.6km de diâmetro por 268m de altura!"


Conceitos Básicos

O que mais chama a atenção no Star Test é justamente a simplicidade de ferramentas necessárias para efetuar o teste. Como o próprio nome indica, precisamos apenas de uma estrela e nada mais! Isso mesmo, basta apenas que você aponte o seu telescópio devidamente aclimatado para uma estrela de brilho mediano (isso vai depender da abertura do seu telescópio) e efetue uma série de observações da imagem formada dessa estrela na ocular em diversas posições de foco.

Antes de passar para mais detalhes a respeito dos possíveis problemas apontados no star test, gostaria de passar alguns conceitos básicos relativos a formação da imagem na ocular.

A luz proveniente do astro, como a estrela utilizada no star test, se propaga de maneira paralela pelo espaço e incide sobre o primario do nosso telescópio ( ou lente objetiva caso seja um telescópio refrator). A função do primário do telescópio, seja espelho no caso da configuração Newtoniana, lente nos refratores ou mesmo a combinação de lente e espelho como no caso dos catadrióticos, é convergir toda a luz proveniente do astro para um determinado ponto chamado foco. A relação entre a distância entre o primário e o foco F e o diâmetro da objetiva D é chamada relação focal F/D. Antes de chegar no foco, a luz é desviada por um segundo componente ótico denominado secundário. Finalmente, a luz convergente desviada é enviada a uma ocular, onde a imagem é formada e disponibilizada ao observador. A região onde a imagem é formada é denominada caústica. É justamente nessa nessa região onde fazemos a análise das imagens formadas na ocular através da variação do foco ou da distância da ocular em relação ao primário do telescópio.


Simulações do Star Test

As ilustrações das imagens desfocadas no star test nas diversas formas de aberraçoes foram simuladas através do software Aberrator 3.0. Esse software pode ser obtido gratuitamente através do site http://aberrator.astronomy.net/. O manual desse software pode ser acessado em http://aberrator.astronomy.net/html/manual.html


Deslocamento do focalizador

Abaixo a figura ilustra a formação da imagem no plano focal. A região onde é formada a imagem é denominada caústica. É nessa região onde é feita a análise dos padrões formados pela estrela desfocada através do deslocamento d da ocular tanto intra-focal quanto extra-focal. A relação focal F/D é justamente o parâmetro que nos vai indicar qual deverá ser essa distância d.

A imagem desfocada de uma certa distância d pode ser representada na figura abaixo. É formada por uma série de anéis concentricos cujos formatos e intensidades vão nos fornecer um diagnóstico da ótico do telescópio.

Abaixo temos uma representação de como seriam as figuras desfocadas "ideais". Porém, na prática, as figuras observadas ficam longe dessa representação, devido a forte influência da atmosfera, descolimação, presença do secundário e da aranha, correntes de ar interna, etc.


Um ponto importante ao realizar o start test é o valor do deslocamento d que proporciona uma boa visualização da imagem desfocada. Esse deve ser um compromisso entre a imagem perfeitamente focada e a imagem muito fora do foco, onde os traços das aberrações já ficam diluídos e até mesmo o secundário do telescópio já começa a aparecer. Nesse ponto, por exemplo, uma imagem desfocada formada por uma série de anés elípticos indicando astigmatismo (vamos ver isso mais a frente) aparecem quase que redondos.

Um bom valor de deslocamento b que proporciona uma boa visualização das aberrações numa estrela desfocada se situa em torno de 8 a 12 comprimentos de onda.

A distância d para tal valor de deslocamento varia exclusivamente em função da relação focal F/D e pode ser consultada na tabela abaixo:

F/D 0,5 1 4 8 12
4 0,035 0,070 0,282 0,563 0,845
4,5 0,045 0,089 0,356 0,713 1,069
5 0,055 0,110 0,440 0,880 1,320
6 0,079 0,158 0,634 1,267 1,901
7 0,108 0,216 0,862 1,725 2,587
8 0,141 0,282 1,126 2,253 3,379
9 0,178 0,356 1,426 2,851 4,277
10 0,220 0,440 1,760 3,520 5,280
11 0,266 0,532 2,130 4,259 6,389
12 0,317 0,634 2,534 5,069 7,603
15 0,465 0,990 3,960 7,920 11,88
22 1,065 2,130 8,518 17,03 25,55
50 5,500 11,00 44,00 88,00 132,00

Os valores 0.5, 1, 4, 8 e 12 representam os valores de desfocagem em comprimentos de onda. A primeira coluna representa um conjunto de valores F/D e os valores representados na tabela representam as distâncias d (em milímetros) a percorrer pelo focador, para um lado ou para o outro da posição focada, para os valores de comprimento de onda 0.5, 1, 4, 8 e 12 visíveis na linha de cima.

Para resumir em relação d, verifique qual o F/D do seu telescópio e desloque a ocular uma distância que resulta num deslocamento entre 8 a 12 comprimentos de onda da luz no eixo ótico do instrumento. Por exemplo, se você tem um telesópio com F/D=6, deve movimentar o focalizador para que a ocular desloque entre 1,267 e 1,901 mm tanto intra como extra focal.


Aumento escolhido

O Star Test deve ser conduzido utilizando um grande aumento. Como regra geral, adota-se cerca de 10 vezes o diametro do primário em centimetros. Por exemplo, se você tem um telescópio newtoniano 180mm F/D=7, ira precisar de uma ocular que proporcione um aumento de cerca de 180 vezes. A distância focal desse instrumento é de 180*7=1260mm. Para tanto, deverá ser utilizada uma ocular de 1260mm/180 ou 7mm.


Escolha da estrela

A magnitude da estrela que será utilizada vai depender do telescópio em análise. Para telescópios cuja abertura seja media, em torno de 150mm, uma estrela de 2 ou 3 magnitude já apresenta um bom padrão a ser analisado. Em telescópios maiores, como 300mm, deve ser escolhida uma estrela de magnitude maior, como 4 ou 5. O excesso de brilho da figura desfocada dificulta razoavelmente a sua análise. A estrela utilizada no teste também nao deve estar situada muito próxima ao equador, pois nessa altura a imagem desfocada vai apresentar muita aberração decorrente da atmosféra próxima ao horizonte. Deve ser escolhida uma estrela de 45º a 90º de altitude. Para telescópios sem motorização, ainda é interessante escolher uma estrela próxima ao polo, caso este nao esteja muito próximo ao horizonte. Pois nessa região o deslocamente da mesma é menor, facilitando o acompanhamento manual da estrela durante o teste.


Possíveis fontes de erro

A forma da figura desfocada deve ser perfeitamente circular e simétrica no intra e extra focal. Qualquer perturbação nesse padrão indica uma anomalia no desempenho do instrumento e pode ser originada por várias causas. Sendo que algumas é possível eliminar ou até reduzir. Em outros casos, já não é possível a eliminação do problema sem que a ótica do telescópio tenha que ser consertada ou refigurada (nome que se dá ao processo de corrigir a superfície de uma ótica já pronta).


Fatores inerentes ao projeto do sistema ótico

  • Espelho secundário ou obstrução gerada pela aranha no caminho ótico
  • Hastes da aranha na "boca" do telescópio ou as prisilias de fixação do primário
  • Variações na transmissão de luz (variações no coating e vinhetagem)
  • Nesse caso, somente um reprojeto do sistema ou melhoria pode tentar corrigir ou melhorar o problema.


Fatores transientes reparáveis

  • Falta de alinhamento ou colimação
  • Efeitos da turbulência atmosférica
  • Anomalias causadas por diferenças de temperatura próximo ou dentro do telescópio
  • Deformação nas superfícies óticas causadas por sistemas de suporte inadequados
  • Poeira ou sujeira nas superfícies óticas
  • Todos os problemas no padrão desfocado gerados pelas causas acima podem ser analisadas e corrigidas.


Erros nas superfícies óticas

  • Aberração esférica
  • Zonas (centro rebaixado, borda caída TDE, etc)
  • Astigmatismo
  • Ripple na superfície ótica
  • Aberrações cromáticas (somente em refratores)
  • Nesse último caso, somente um retrabalho na(s) superfície(s) ótica(s) podem corrigir o problema. Infelizmente, esse é caso de solução mais problemática.


Aberração Esférica

Antes de passarmos a identificação da aberração esférica na estrela desfocada, tentarei explicar como é causada a aberração esférica muito comum nos telescópios amadores.

Na figura 1, temos um espelho esférico. Um espelho esférico converge para o centro de curvatura os raios de luz provenientes desse mesmo centro de curvatura. Em outras palavras, um espelho esférico é "capaz de focar" um objeto sem nenhuma aberração caso este esteja muito próximo do espelho ou no centro de curvatura.

Na figura 2, temos a fonte de luz colocada no infinito incidindo paralelamente na superfície do espelho. Como é o caso da luz proveniente dos objetos que vimos através do telescópio. Nesse caso, um espelho esférico não é capaz de focar a luz de um objeto que se encontra no infinito em um ponto único ou foco. Toda luz paralela incidente é refletida pelo espelho e converge longitudinalmente ao centro ótico do primário próximo ao seu foco. Isso é o que acarreta o que chamamos de aberração esférica.

Espelhos esféricos não servem para serem utilizados em telescópios? Servem, mas com algumas ressalvas. Em todos os espelhos esféricos a luz proveniente do infinito converge para o foco apresentando algum grau de aberração esférica. Porém, quando a relação focal desse espelho é alta, como F/D=10 ou mais dependendo do diâmetro do espelho, essa aberração esferica longitudinal é muito baixa e cai dentro das tolerâncias estabelecidas para um telescópio. O espelho esférico ainda tem a vantagem de ser de fabricação muito mais fácil que o espelho parabólico, reduzindo o custo final do instrumento. Porém, isso é válido somente para instrumentos de aberturas bem reduzidas até uns 150mm. Um newtoniano de 300mm f/10 seria praticamente inviável de ser utilizado se não estivesse em um observatório. Já um 300mm f5 já pode ser facilmente transportado dentro do carro e usado numa montagem dobsoniana.

Em caso de espelhos de relação focal baixa, ja é obrigatória a parabolização do mesmo. Voltando à figura 2, observe que a luz que incide próxima a borda do espelho converge para um ponto mais próximo do espelho do que a luz que incide próximo ao centro de curvatura do mesmo.

Na figura 3, temos uma solução para tentar corrigir esse problema. Fazendo com que ambos os raios de luz incidentes na parte exterior e interior ao primário convirjam para o mesmo ponto no foco do espelho. Essa solução consiste em deslocar a parte interna do espelho em direção ao foco e a parte externa para fora do foco. Ou seja, fazendo uma espécie de cavidade no centro do espelho. Se fizermos essa correção em toda a extensão do espelho, teremos uma superfície ótica capaz de convergir toda luz incidente no foco. Essa figura também é conhecida como parábola.

Desta maneira, temos a presença da aberração esférica no primário quando a correção para a parábola não está realizada de maneira correta. Essa espécie de "cavidade" criada ao parabolizar o espelho pode estar muito pronunciada ou aquém do necessário. Quando a "cavidade" é mais "rasa" do que o necessário ou o espelho foi "pouco" parabolizado, temos o que se chama de undercorrected. Caso a parabolização seja demasiadamente exagerada ou a "cavidade" esteja muito pronunciada, temos o que se de nomina de overcorrected. Para resumir, a parabolização pode ser estar correta, undercorrected ou overcorrected.

Abaixo temos as figuras desfocadas para cada caso de aberração esférica: Na figura overcorrected, temos o anel externo em extra-focal mais intenso e no intra-focal temos o anel interno. Na ótica undercorrected, o efeito observado é o inverso.

Não há solução fácil para esse problema. A única alternativa é enviar o primário para ser refigurado ou parabolizado de maneira correta em algum fornecedor confiável.


Zonas

Zonas são defeitos ocasionados por depressões ou cavidades em algumas seções do espelho, como buraco central ou borda caída (TDE-turned down edge). Este último é muito comum e apresenta os sintomas nas figuras desfocadas como no desenho abaixo.

Em intra-focal, o último disco se apresenta de forma dispersa, enquanto no extra focal, temos um reforço na intensidade desse último anel.

Abaixo uma foto que fiz do telescópio problemático sitado na seção "Motivação". Observa-se claramente que se trata de uma ótica com pelo menos borda caída muito pronúnciada..

Corrigir 100% uma ótica com TDE é mais trabalhoso que refigurar ou parabolizar o espelho, como no problema de aberração esférica. Uma possível solução, não muito elegante, é mascarar a parte externa do espelho deixando somente a parte interna do espelho. Tenta-se vários diâmetros de máscara até achar um que remova totalmente a influência da zona problemática do primário. Essa solução nao é muito elegante, pois estamos utilizando um instrumento que custa mais caro que o de abertura em uso e com todos os incovenientes de portabilidade de um telescópio de maior porte.

O uso da máscara também é muito útil a fim de diagnosticar o problema. Abaixo uma sequência de testes que fiz do telescópio problemático com e sem a máscara em diversas posições de foco.


Astigmatismo

A figura abaixo representa um espelho primário com a face aluminizada para cima. Imagine que uma pressão para baixo seja exercida nos pontos Norte e Sul. Imagine também que uma outra pressão agora na direção contrária (para cima) seja exercida nos pontos Leste e Oeste. Desta maneira, a curvatura Leste-Oeste irá apresentar uma distância focal ligeiramente inferior a curvatura Norte-Sul. Esse efeito é o que chamamos de astimatismo.

Abaixo temos a representação do star test de uma estrela quando a ótica apresenta astigmatismo. Observe uma mudança de 90 graus no padrão alongado quando deslocamos o focalizador de intra para extra focal.

Quando fazemos o star test, analisamos o telescópio como sistema completo e não somente o espelho primário. A fonte de astigmatismo pode não estar somente no espelho primário. Por sorte, podemos identificar o astigmatismo no espelho secundário (cuja troca é menos dispendiosa), nos suportes do primário e do secundário, na ocular e mesmo no olho do obsevador. Uma célula do primário ou suporte do secundário demasiadamente apertados podem ser a origem do astigmatismo. As superfícies óticas devem estar o máximo possivel livre de pressões ocasionadas por presílias dos suportes.

Para analisar a origem do astigmatismo, primeiro elimine o fator observador e ocular. Para isso, observe a estrela desfocada e movimente a cabeça. Se o eixo alongado se movimentar de acordo com o movimento de sua cabeça, então a origem do problema está no seu olho. Em relação à ocular faça a mesma coisa, mantendo a cabeça parada e e girando a ocular no focalizador.

Por fim, para verificar se o problema se encontra no espelho primário, anote a direção do eixo alongado da estrela desfocada no intra e extra focal. Gire o espelho primario em 90 graus e veja se se a direção se inverte. Se inverter o problema está no primário. Caso não inverta, então verifique se o problema não está no secundário ou mesmo no suporte deste. Sempre vale a pena nao economizar no secundário. Há muitas opções de importados a preços acessíveis com em Antares Optics e mesmo de alguns ATM nacionais. Mande um email que eu recomendo algum.


Desalinhamento

Felizmente não é uma aberração causada por problemas na ótica do instrumento. E sim um problema causado pelo desalinhamento ótico dos mesmo e pode ser corrigido facilmente através de uma boa colimação. Quando fazemos o star test com grande aumento com a estrela ao centro e observamos uma figura como abaixo, o telescópio precisa ser colimado corretamente.


Deformação por Tensionamento (Pinched)

Essa aberração é geralmente ocasionada por uma pressão excessiva exercida pela célula no espelho primário. Neste caso, basta aliviar a pressao das presílias de fixação para que esse problema seja resolvido.


Correntes Internas

São geralmente observadas logo após o telescópio ter sido deslocado para o local de observação decorrentes de correntes de ar quente que se deslocam no interior do tubo do telescópio que aje como uma verdadeira chaminé de ar quente. Esse efeito desaparece assim que o telescópio atingir um equilíbrio térmico com o meio ambiente e serve como indicativo de quando um telescópio já se encontra devidamente aclimatado. Uma maneira de agilizar esse processo é a instalação de pequenos ventiladores no interior do tubo e na direção do espelho primário. Um grande ganho no contraste, principalmente nas observações planetárias, são conseguidas simplesmente com a instalação desses ventiladores. Um outro fator que pode provocar correntes internas é a utilização de tubos muito extreitos para o diâmetro do primário em questão. Um exemplo clássico é a utilização de tubos de PVC de 200mm em espelhos de 180mm. Para esse diâmetro de espelho, dever-se-ia utilizar tubos de 250mm. Para entender mais sobre aspéctos térmicos do telescópio, veja o site http://fpi-protostar.com/bgreer/


Considerações Finais

Na prática, as imagens observadas durante o star test ficam longe das ilustrações encontradas nesse artigo. Tanto devido à existência de forte turbulência atmosférica ou mesmo devido à presença de várias aberrações em cascata. O que dificulta ainda mais a identificação de um problema isolado. A questão da turbulência atmosférica pode ser trabalhanda utilizando-se um artifício chamado de estrela artificial. Que é basicamente uma dispositivo que "simula" uma estrela e está bem mais próximo ao telescópio e, por sua vez, tem bem menos interferência da atmosfera.

O star test deve ser um procedimento padrão utilizado sempre antes de se utilizar um telescópio. Tanto a fim de fazer uma verificação rápida de sua ótica. Verificar se está devidamente aclimatado ou se há algum problema de alinhamento. Procure fazer esse teste em todos os telescópios que você for observar. Isso irá lhe trazer muita prática e conhecimento em diversos tipos e modelos de telescópios. Além de poder verficar se o mesmo apresenta uma ótica boa ou não.


Referências