Sem esse truque óptico genial, esses telescópios gigantescos não são melhores do que o do seu quintal
O tamanho importa, mas não é a única coisa.
- As correntes de ar em nossa atmosfera podem limitar o poder de foco de telescópios gigantes ao de modelos amadores baratos.
- Essa limitação pode ser superada usando espelhos que são continuamente e ativamente distorcidos.
- A óptica adaptativa pode tornar a imagem de um objeto celeste centenas de vezes mais nítida.
Os telescópios modernos mais poderosos do mundo superam os modelos que você pode comprar para usar em sua varanda. Um telescópio amador de qualidade decente (custando cerca de US$ 1.000) tem um espelho de 8” a 12”. Telescópios de pesquisa - como Keck no Havaí, o subaru telescópio ao lado de Keck, e o Gran Telescopio Canarias nas Ilhas Canárias - variam de 327' a 410' de diâmetro do espelho e coletam aproximadamente 1.000 vezes mais luz do que um escopo de quintal.
O Telescópio Gigante de Magalhães (GMT), atualmente em construção no Deserto do Atacama, no Chile, terá sete espelhos de 330”, permitindo coletar 7000 vezes mais luz do que um dispositivo amador. No entanto, cada um desses telescópios precisa de óptica adaptativa (AO) para exercer sua vantagem de tamanho sobre o humilde telescópio de quintal. Por que?
Ao coletar tanta luz, um telescópio gigante é capaz de usar alta ampliação para distinguir objetos extremamente pequenos. Quanto mais brilhante for uma imagem, mais você pode diminuir o zoom nela e ainda ter luz suficiente para distinguir as coisas, mas todo o brilho do mundo não adianta nada se você não conseguir focar. A menor coisa que um telescópio pode resolver fica proporcionalmente menor à medida que o diâmetro do espelho principal aumenta. Um telescópio de 400” tem uma resolução 40 vezes melhor do que o telescópio de 10”. Em um vácuo perfeito, então, o enorme espelho do grande escopo triunfará. Na superfície da Terra, as coisas são diferentes.
O turbilhão constante da atmosfera da Terra acima do telescópio limitará sua resolução prática em qualquer noite. Correntes de ar com diferentes temperaturas possuem densidades diferentes, diminuindo e curvando a luz ligeiramente à medida que passa. Esses bolsos se movem rapidamente pelo céu, alterando o caminho da luz de maneiras imprevisíveis que mudam centenas de vezes por segundo ou mais. A luz do objeto que você está olhando está essencialmente vagando pelo céu, movendo-se para frente e para trás até mil vezes por segundo durante o tempo de exposição da imagem.
A medida padrão de quão pequena uma largura pode ser vista à distância é o segundo de arco ( como ). Um segundo de arco ( 1 como ) é a largura de uma bola de beisebol a 10 milhas de distância ou de um carro a 600 milhas. Um telescópio gigante de 300″-400″ deve ser capaz de resolver algo tão pequeno quanto cerca de 0,01 para 0,02 como . Isso é aproximadamente a largura de uma bola de beisebol a 500 a 1.000 milhas de distância ou a distância entre o home plate e a primeira base, se imaginarmos um estádio na lua.
Em condições médias, o movimento atmosférico agitado obscurece toda a luz que passa e nos limita a uma resolução de cerca de 1 como , dar ou pegar. Esta é aproximadamente a capacidade de resolução do osciloscópio amador de 12' . Topos de montanhas e desertos, onde telescópios gigantes são construídos, reduzem a quantidade de ar acima da superfície para chegar tão baixo quanto 0,2 a 0,5 como em uma noite muito boa. Mesmo nesses pontos ideais, a turbulência atmosférica reduz o poder de resolução de um telescópio gigante por um fator de até 50 vezes.
É aqui que entra o AO. Deformar o espelho para contrabalançar a distorção na atmosfera foi primeiro proposto em 1953. Na época, não havia computador analógico ou digital rápido o suficiente para analisar a distorção óptica e conduzir as contra-distorções necessárias com rapidez suficiente. Começando aproximadamente na década de 1990, computadores com capacidade suficiente chegaram ao mercado comercial. Mover toda a superfície de um espelho de 20 ou 30 pés de um telescópio como GMT ou Subaru seria difícil. Assim, o sistema AO é embutido em um espelho secundário que retransmite a luz coletada e refletida pelo espelho primário e a envia para os vários sistemas de câmeras que registram as imagens.
O pequeno diâmetro do espelho secundário torna mais rápido e fácil de deformar. Veja como. O processo de deformação do espelho é dividido em “músculo” e “cérebro”. Os músculos de flexão podem ser construídos de várias maneiras, todas elas alterando óptica ou mecanicamente a forma do espelho. A solução mecânica mais comum é montar um campo de centenas, até milhares, de pequenos pistões na parte de trás do espelho. Acionando os pistões para frente ou para trás, a superfície do espelho pode ser movida para mais perto ou mais longe da luz que entra.
Inscreva-se para receber histórias contra-intuitivas, surpreendentes e impactantes entregues em sua caixa de entrada toda quinta-feiraAlternativamente, existem métodos ópticos: uma fina camada de cristal líquido montada na frente do espelho ou uma fina camada de fluido deformável que retarda a luz. Como esses sistemas de cristal líquido e camada de fluido atenuam a luz (reduzem sua intensidade), tratam diferentes cores de maneira diferente e são mais lentos para mudar, os sistemas de pistão mecânico são geralmente preferíveis e mais comuns.
Depois de montar um campo de pistões em seu espelho, você precisa de um cérebro de computador para comandá-los a flexionar nos momentos certos, usando um dos dois métodos. A primeira — óptica modal — é baseada em um conjunto de funções matemáticas básicas que podem ser combinadas para produzir qualquer aberração possível (distorção óptica). A mais simples dessas funções é mover todo o espelho para cima e para baixo, seguido de “tip” e “tilt” e outras funções de complexidade crescente.
A aberração da imagem pode ser decomposta (separada) em a soma de um grande número de modos simples sobrepostos : daí a óptica “modal”. O computador faz um cálculo para definir as posições de pistão mais precisas e usa a comparação com uma “estrela guia” artificial para determinar o equilíbrio ideal de modos e trazer o objeto observado para um foco nítido.
Enquanto essa abordagem modal aborda todo o campo de visão de uma só vez, o segundo método — ótica zonal — divide a área para conquistar peça por peça. O computador analisa o desfoque da imagem como resultado de borrar uma imagem, e não como uma combinação de modos de aberração. Em seguida, inclina ligeiramente cada zona do espelho, para mover a imagem que produz em direção ao centro. À medida que as imagens sobrepostas individuais convergem, uma forma nítida entra em foco. Existem truques adicionais para este método, incluindo a vibração dos espelhos para encontrar o ajuste de altura adequado necessário para contrabalançar a mudança de posição do efeito de inclinação. (Você pode ler um artigo científico revisando os detalhes gerais e referenciando os subproblemas mais técnicos por trás de como tudo isso é feito aqui .)
Quando um bom sistema AO está funcionando, ele pode quase eliminar o desfoque atmosférico, elevando os telescópios a uma resolução de algo como 0,02 a 0,06 como . Isso melhora a resolução horizontal e verticalmente por um fator de dez ou mais, tornando a imagem literalmente centenas vezes mais nítida. Em vez de detalhar os números, podemos deixar os resultados falarem por si:
Compartilhar:
