Começa com um estrondo

Pergunte a Ethan: O que uma série de telescópios espaciais poderia encontrar?

Telescópios espaciais individuais, como Hubble e JWST, revolucionaram nosso conhecimento do Universo. E se tivéssemos uma série deles, em vez disso?

Esta imagem do Very Large Array no sudoeste dos Estados Unidos destaca a importância dos arranjos de antenas de rádio na medição de muitas propriedades diferentes do nosso Universo, incluindo a busca por potenciais sinais extraterrestres que foram criados por uma espécie inteligente. Embora atualmente limitados à superfície da Terra, os avanços futuros podem levar a grandes conjuntos de telescópios tanto no solo quanto no espaço em muitos comprimentos de onda diferentes. ( Crédito : Alex Savello/NRAO)

Principais conclusões

Nossa visão do Universo mudou como nunca antes quando começamos a colocar telescópios no espaço, revelando galáxias, quasares e objetos dos recessos mais profundos do Universo.
No entanto, mesmo nossos telescópios espaciais modernos, abrangendo o espectro eletromagnético de raios gama e raios X até ultravioleta, óptico, infravermelho e micro-ondas, têm seus limites.
Se tivéssemos uma série de telescópios espaciais distribuídos por todo o Sistema Solar, quanto mais poderíamos ver e saber? A resposta pode te surpreender.

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Lá fora, nos recessos profundos e escuros do espaço, existem mistérios esperando para serem descobertos. Embora os avanços que fizemos em telescópios, óptica, instrumentação e eficiência de fótons tenham nos trazido visões sem precedentes do que existe lá fora, sem dúvida nossos maiores avanços vieram do espaço. Ver o Universo da superfície da Terra é como olhar para o céu do fundo de uma piscina; a própria atmosfera distorce ou obscurece completamente nossas visões, dependendo do comprimento de onda que estamos medindo. Mas do espaço não há nenhuma interferência atmosférica, permitindo-nos ver detalhes que seriam completamente inacessíveis de outra forma.

Embora o Hubble e o JWST sejam os dois exemplos mais conhecidos, eles são apenas observatórios únicos. Se tivéssemos uma série deles, quanto mais poderíamos saber? Essa é a pergunta de Nathan Trepal, que escreve para perguntar:

“[O] que poderia ser visto com uma série de telescópios em todo o sistema solar? Alguns cenários que eu estava pensando seriam, um telescópio nos pontos L3, L4 e L5 Lagrange para cada um dos planetas da Terra até Netuno... O que poderia ser visto? Ou qual seria o tamanho de cada telescópio para ver um exoplaneta rochoso 1AU de uma estrela como o nosso sol?”

Não é simplesmente um sonho, mas uma opção científica bem motivada a ser considerada. Aqui está o que poderíamos aprender.

Os limites de um telescópio monolítico

Sempre que você olha para o Universo em qualquer comprimento de onda de luz, você está coletando fótons e os transmitindo para um instrumento que pode usá-los com eficiência para revelar a forma, a estrutura e as propriedades dos objetos que emitem e absorvem essa luz. Existem algumas propriedades que são universais para empreendimentos astronômicos como estes, incluindo:

resolução/poder de resolução,
sensibilidade/desmaio/poder de captação de luz,
e faixa/temperatura de comprimento de onda.

Enquanto as especificações de seus instrumentos determinam coisas como resolução espectral (ou seja, quão estreitas são suas “caixas” de energia), eficiência de fótons (que porcentagem de seus fótons coletados são convertidos em dados úteis), campo de visão (ou seja, quanto do céu que você pode ver de uma vez) e piso de ruído (quaisquer ineficiências produzem ruído no instrumento, acima do qual o sinal coletado deve subir para detectar e caracterizar um objeto), as propriedades de resolução, sensibilidade e faixa de comprimento de onda são inerente ao próprio telescópio.

james webb contra hubble — ( Crédito : Equipe científica da NASA/JWST; composto por E. Siegel)

A resolução do seu telescópio, ou quão “pequeno” tamanho angular no céu é capaz de resolver, é determinada por quantos comprimentos de onda da luz específica que você está olhando se encaixam no espelho primário do seu telescópio. É por isso que observatórios otimizados para comprimentos de onda muito curtos, como raios X ou raios gama, podem ser muito pequenos e ainda assim ver objetos em resolução muito alta, e por que o instrumento de infravermelho próximo (NIRCam) do JWST pode ver objetos em resolução mais alta do que seu instrumento de infravermelho médio (MIRI).

A sensibilidade do seu telescópio, ou quão fraco um objeto pode ver, é determinada pela quantidade de luz cumulativa que você coleta. Observar com um telescópio com o dobro do diâmetro de um anterior dá a você quatro vezes o poder de captação de luz (e o dobro da resolução), mas observar o dobro do tempo coleta apenas o dobro de fótons, o que apenas melhora sua relação sinal-ruído relação em cerca de 41%. É por isso que “maior é melhor” é tão verdadeiro quando se trata de abertura em astronomia.

E, finalmente, se você deseja observar comprimentos de onda mais longos, precisa de um telescópio mais frio. A luz infravermelha é o que as células do nosso corpo percebem como calor, então se você quiser ver mais longe na parte infravermelha do espectro, você tem que se resfriar abaixo do limiar de temperatura que produz radiação infravermelha nessa faixa. É por isso que o Telescópio Espacial Hubble é coberto por um revestimento refletivo, mas o JWST – com um protetor solar de 5 camadas, a 1,5 milhão de km da Terra e com um refrigerador a bordo para seu instrumento de infravermelho médio – pode observar em comprimentos de onda cerca de ~ 15 vezes mais do que os limites do Hubble.

( Crédito : NASA, ESA e a Equipe Hubble SM4 ERO; NASA, ESA, CSA e STScI)

Os limites das matrizes de telescópios terrestres

Construir um único telescópio, esteja você na Terra ou no espaço, é uma tarefa mais difícil quanto maior você deseja. Os maiores telescópios ópticos/infravermelhos da Terra estão na classe de 8 a 12 metros, com novos telescópios variando de 25 a 39 metros atualmente em construção e em fase de planejamento. No espaço, o JWST é o maior telescópio óptico/infravermelho de todos os tempos, com um diâmetro de seu espelho segmentado de 6,5 metros: cerca de 270% do tamanho do espelho monolítico de 2,4 metros do Hubble. Construir o espelho primário de um telescópio em tamanhos arbitrariamente grandes não é apenas um desafio técnico, é proibitivamente caro em muitos casos.

É por isso que, na Terra, uma das ferramentas que utilizamos é construir conjuntos de telescópios. Em comprimentos de onda ópticos/infravermelhos, observatórios como os telescópios gêmeos Keck no topo de Mauna Kea ou o Observatório de grande telescópio binocular no Arizona usam a técnica de interferometria de linha de base longa para ir além dos limites de um único telescópio. Se você conectar vários telescópios em uma rede, em vez de simplesmente obter uma média de várias imagens independentes, obtém uma única imagem com o poder de captação de luz de toda a área de coleta do telescópio somada, mas com a resolução do número de comprimentos de onda que podem caber na distância entre os telescópios, em vez do espelho primário de cada telescópio em si.

O Large Binocular Telescope Observatory, por exemplo, são dois telescópios de 8 metros de diâmetro que são montados juntos em uma única montagem de telescópio, comportando-se como se tivesse uma resolução de um telescópio de aproximadamente 23 metros. Como resultado, ele pode resolver características que nenhum telescópio de 8 metros pode sozinho, incluindo a imagem acima de vulcões em erupção na lua de Júpiter, Io, enquanto experimenta um eclipse de uma das outras luas galileanas de Júpiter.

A chave para desbloquear esse poder é que você deve juntar suas observações, dos diferentes telescópios, para que a luz que você está observando com cada telescópio corresponda à luz que foi emitida da fonte exatamente no mesmo instante. Isso significa que você precisa contabilizar:

as distâncias variáveis entre a fonte e cada um dos telescópios em sua matriz,
os diferentes tempos de viagem da luz que correspondem a essas distâncias tridimensionais,
e quaisquer atrasos decorrentes de matéria interveniente ou espaço curvo ao longo do caminho da luz da viagem,

para garantir que você esteja observando aquele objeto específico no mesmo instante em todos os seus observatórios.

Se você pode fazer isso, você pode executar o que é conhecido como síntese de abertura , que fornece imagens que têm o poder de coleta de luz da área de coleta dos telescópios combinada, mas a resolução da distância entre os telescópios.

Isso foi aproveitado com mais sucesso pelo Event Horizon Telescope, que capturou várias fontes de rádio – incluindo os buracos negros nos centros da Via Láctea e das galáxias Messier 87 – com a resolução equivalente a um telescópio do tamanho do planeta Terra. Algumas das chaves para fazer isso acontecer foram:

relógios atômicos em cada localização do telescópio, permitindo-nos manter o tempo no nível attossegundo (10^-18 s),
observando a fonte, em todos os telescópios, exatamente na mesma frequência/comprimento de onda,
corrigindo adequadamente quaisquer fontes de ruído que diferem entre os telescópios,
e poder extrair os efeitos reais de interferência da luz que chega aos diferentes telescópios ignorando os erros/ruídos que surgem nos dados.

Estes são os fundamentos para a realização da interferometria de linha de base muito longa (VLBI), pioneira Roger Jennison em 1958 . Devido à natureza longa das ondas de rádio e à velocidade finita da luz, a precisão do tempo de attossegundos é mais do que suficiente para reconstruir essas imagens de ultra-alta resolução, mesmo em uma linha de base do tamanho da Terra. Se pudermos atualizar de atômico para relógios nucleares , esse tempo aprimorado de algumas ordens de magnitude poderia permitir que esse tipo de tecnologia não fosse aplicado apenas a ondas de rádio, mas também à luz com comprimentos de onda que são um fator de ~ 100 ou até ~ 1000 mais curtos.

( Crédito : Colaboração EHT (Agradecimentos: Lia Medeiros, xkcd))

O que ganharíamos de uma matriz no espaço

Se você está falando sobre uma série de telescópios que podem ser travados em fase juntos – que podem ser sintetizados por abertura para se comportar como um único telescópio sobre as diferenças de distância/tempo de chegada da linha de base que estão sendo consideradas – esse é o sonho final. A Terra tem um diâmetro de cerca de 12.000 quilômetros, e o Event Horizon Telescope pode usar esses dados para resolver cerca de 3-4 buracos negros no Universo. Se você colocasse uma série de telescópios por toda parte:

Na órbita da Terra, com uma extensão de 300 milhões de quilômetros, você pode medir os horizontes de eventos de dezenas de milhares de buracos negros supermassivos.
Na órbita de Júpiter, com uma extensão de 1,5 bilhão de quilômetros, você pode medir os horizontes de eventos de buracos negros, como Cygnus X-1, mesmo dentro de nossa própria galáxia.
Na órbita de Netuno, com uma extensão de 9 bilhões de quilômetros, você pode resolver planetas do tamanho da Terra se formando dentro de discos protoplanetários em torno de estrelas recém-nascidas.

Você está falando sobre aumentar sua resolução do que pode ver com observatórios como o ALMA e o Event Horizon Telescope por um fator de milhares para uma matriz de diâmetro da Terra e por um fator de cerca de um milhão para uma matriz na órbita de Netuno .

( Crédito : ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), Tsukagoshi et al.)

No entanto, isso não melhorará seu poder de coleta de luz. Você ainda podia ver apenas objetos “brilhantes” que exigiam apenas a área de coleta de luz dos telescópios presentes na matriz. Você só conseguiria ver buracos negros ativos, por exemplo, não a maioria deles que estão quietos no momento. O nível de detalhe seria extraordinário, mas você ficaria limitado pela falta de clareza dos objetos que poderia ver pela soma dos telescópios individuais.

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No entanto, há algo que vale a pena considerar que muitas vezes é esquecido. A razão pela qual o JWST é tão superior a um observatório é por causa de todos os novos tipos de dados que ele pode trazer. Maior é melhor, mais frio é melhor, no espaço é melhor, etc.

Mas a maioria das propostas do JWST, como a maioria das propostas do Telescópio Espacial Hubble, é rejeitada; simplesmente há muitas pessoas com boas ideias que estão se candidatando para observar o tempo em poucos observatórios de alta qualidade. Se tivéssemos mais deles, eles não teriam que observar os mesmos objetos juntos o tempo todo; eles poderiam simplesmente observar o que as pessoas quisessem que eles olhassem, obtendo todos os tipos de dados de alta qualidade. Maior é melhor, com certeza, mas mais é melhor também. E com mais telescópios, poderíamos observar muito mais e aprender muito mais sobre todos os tipos de aspectos do Universo. É parte do motivo pelo qual a NASA não realiza apenas grandes missões emblemáticas, mas exige um portfólio equilibrado de missões de classe explorador, de médio porte e grandes/carro-chefe.

( Crédito : domínio público/Rnt20 na Wikipédia em inglês)

O que esperávamos ganhar, mas a tecnologia ainda não existe (ainda)

Infelizmente, não podemos realmente esperar realizar o tipo de síntese de abertura que gostaríamos para comprimentos de onda menores que alguns milímetros em grandes distâncias. Para luz ultravioleta, visível e infravermelha, temos que ter superfícies e distâncias extremamente precisas e imutáveis com precisão de apenas alguns nanômetros; para matrizes de observatórios orbitando no espaço, a melhor precisão que podemos esperar é cerca de um fator de muitos milhares pior do que o que é tecnologicamente viável atualmente.

Isso significa que só podemos obter resoluções semelhantes às do Telescópio Event Horizon nos comprimentos de onda de rádio, milímetros e muitos submilimétricos. Para chegar às precisões em nível de mícron, que é onde estão o infravermelho próximo e o infravermelho médio, ou mesmo na faixa de centenas de nanômetros, que é onde estão os comprimentos de onda da luz visível, teríamos que aumentar muito o nível de tempo de precisão que podemos alcançar.

Existe a possibilidade para isso, no entanto, se pudermos avançar o suficiente. No momento, o melhor método de cronometragem que temos é por meio de relógios atômicos, que dependem das transições de elétrons dentro dos átomos e mantêm o tempo em cerca de 1 segundo a cada 30 bilhões de anos.

relógio nuclear — ( Crédito : LarsvdW/Wikimedia Commons)

No entanto, se pudermos confiar em transições nucleares dentro do núcleo atômico , porque estamos falando de transições que são milhares de vezes mais precisas e distâncias de cruzamento de luz que são 100.000 vezes menores do que para um átomo, poderíamos esperar algum dia desenvolver relógios nucleares com precisão superior a 1 segundo a cada 1 trilhão de anos . O melhor progresso em direção a isso foi feito usando um estado excitado do núcleo de tório-229 , onde a mudança de estrutura hiperfina já foi observada.

O desenvolvimento da tecnologia necessária para produzir interferometria de linha de base muito longa óptica ou infravermelha - e/ou estender a radiointerferometria que fazemos hoje para distâncias ainda maiores - levaria a um conjunto notável de avanços paralelamente a isso. As transições financeiras podem ocorrer com precisão de aproximadamente picossegundos. Poderíamos alcançar precisões de posicionamento global com precisão submilimétrica. Poderíamos medir como o campo gravitacional da Terra dos níveis do lençol freático muda para menos de um centímetro. E, talvez o mais empolgante, formas raras de matéria escura ou constantes fundamentais que variam no tempo poderiam ser descobertas.

Há muito a ser feito se quisermos obter imagens diretas de um exoplaneta do tamanho da Terra com linha de base muito longa, interferometria óptica/infravermelha, mas há um caminho tecnológico para chegar lá. Se ousarmos descer, as recompensas irão muito além do que, em retrospectiva, parece um objetivo bastante escasso que estabelecemos para nós mesmos.

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