Como funcionam os telescópios? A ferramenta mais indispensável da astronomia, explicada

Aterrar na nossa própria Lua é um feito ambicioso, e nenhum ser humano alguma vez foi a qualquer outro planeta em todo o nosso sistema solar. Proxima b, o nosso exoplaneta vizinho mais próximo, está a apenas alguns anos-luz de distância, mas ainda é demasiado longe para ir até lá; tudo o que podemos fazer é olhar. Ainda assim voltamos os olhos para o céu. E o que está acontecendo fora da galáxia, ou, como a ficção científica gosta de chamar, além da borda? Pelo menos até Zephraim Cochrane inventar o motor de dobra, nossa melhor chance é observar o céu profundo através de telescópios. Veja como eles funcionam – e como nem sempre se trata apenas de óptica.

O que é um telescópio?

Um telescópio é um dispositivo usado para observar objetos a grandes distâncias, focalizando e capturando a radiação eletromagnética que eles emitem, absorvem ou refletem.

Em termos gerais, os cientistas usam telescópios para ver coisas que estão muito distantes da Terra. À medida que os alvos ficam menores ou mais distantes da Terra, é necessária uma abertura efetiva maior para obter uma imagem nítida. No entanto, a atmosfera é opaca em relação à maior parte do espectro electromagnético, pelo que apenas alguns comprimentos de onda podem ser observados a partir da superfície da Terra: luz visível, infravermelho próximo e uma porção da banda de rádio. Consequentemente, não existem telescópios terrestres de raios X ou de infravermelho distante: estes extremos do espectro só podem ser observados em órbita se quisermos vê-los. Mesmo que um comprimento de onda chegue ao solo, os telescópios terrestres também enfrentam problemas como nuvens, distorção atmosférica e poluição luminosa.

Originalmente, o telescópio era um instrumento óptico muito parecido com uma luneta, usando lentes, espelhos ou alguma combinação dos dois. Hoje, o termo “telescópio” descreve uma ampla gama de instrumentos que utilizam lentes, espelhos e/ou sensores digitais. Alguns estão em órbita; alguns assumem a forma de enormes antenas parabólicas, alinhadas em fileiras no chão. Outros usam sensores CCD (dispositivo de carga acoplada) ou CMOS (semicondutor de óxido metálico complementar), como os de uma câmera digital, ou mesmo espelhos exóticos em forma de anel.

Existem telescópios projetados para trabalhar em quase todas as partes do espectro eletromagnético, desde ondas de rádio e radiação infravermelha até luz visível, ultravioleta e através de raios X e raios gama.

Como os telescópios foram inventados?

Tudo começou com a chuva.

Pegue uma gota d’água nas costas da mão uma vez e observe como você consegue ver claramente os minúsculos padrões de sua pele. Uma gota de chuva convexa pode ampliar o que está assentado, assim como uma pedra preciosa cabochão polida; muitos séculos atrás, os lapidários começaram a fabricar lentes de aumento com vidro curvo e polido e com o cristal mais transparente. A luz viaja mais lentamente através de um meio mais denso e reflete nas superfícies em ângulos característicos. Moldar uma lente permitiu um controle preciso sobre o caminho da luz que entra na lente, concentrando-a ou espalhando-a, o que por sua vez deu controle sobre o fator de ampliação de uma lente. Assim nasceu o estudo da óptica.

Em 1609, cerca de um ano depois de um autor desconhecido ter feito a primeira tentativa de patentear um telescópio, Galileu Galilei desenhou e construiu o seu famoso instrumento: um tubo de lentes de aumento empilhadas que reconheceríamos como um telescópio refrator, com o qual se pode olhar profundamente o céu noturno. No entanto, os telescópios de Galileu sofriam de elevada aberração cromática, que é o que acontece quando uma lente curva quebra a luz como um prisma. (Os jogadores podem reconhecer a aberração cromática RGB de videogames como Dying Light, GTA V e Ark.)

O telescópio e seu poder de ampliação mudaram a astronomia para sempre. O telescópio de Galileu permitiu-lhe ampliar os planetas, apenas pontos de luz a olho nu, em discos brilhantes cobertos de características coloridas. Onde o Mc. I Eyeball pode distinguir as brilhantes planícies lunares e os mares escuros de lava basáltica na Lua, até mesmo os primeiros telescópios permitiram que Galileu distinguisse indivíduos crateras na Lua e para localizar as luas do distante Júpiter que agora levam seu nome. Noite após noite, ele olhava para o céu e desenhava o que via.

Em sessenta anos, Isaac Newton construiu seu novo e melhorado telescópio refletor com um espelho curvo, revestido com uma fina camada de metal prateado reflexivo, em vez de lentes. O projeto de Newton combinou um espelho primário parabólico para capturar luz com um espelho secundário plano, que direcionava a imagem para uma porta de visualização na lateral do corpo do telescópio. Melhor para a aberração cromática, o novo e melhorado design do telescópio de Newton ainda sofria de anomalias esféricas e distorções provocadas pelo uso de um único espelho curvo. E foi aí que a tecnologia permaneceu – até a era industrial.

Felizes Pequenos Acidentes

A radioastronomia foi descoberta quase por acidente, quando o Bell Telephone Labs designou um engenheiro para encontrar fontes de interferência de rádio em seu serviço de radiotelefonia. Acontece que tempestades com raios, tanto próximas quanto distantes, produziram interferência, mas depois de desligar o tempo, algo mais permaneceu: um “silvo fraco” que se repetia a cada 23 horas e 56 minutos (quase exatamente a duração de um dia sideral). Uma investigação levou os astrónomos a concluir que as ondas de rádio emanavam da Via Láctea. O sinal foi mais forte em direção ao centro galáctico, dentro da constelação de Sagitário, que agora sabemos que contém uma poderosa fonte de rádio: um buraco negro supermassivo chamado Sagitário A*.

O sucesso da radioastronomia – em grande parte devido à invenção do transistor em 1947 – encorajou os cientistas a procurar outras fontes invisíveis de energia, como a luz infravermelha. Os transistores tornaram possível traduzir o quadro analógico do céu noturno em saída digital, um fluxo de uns e zeros. No entanto, os transistores e seus primos termoelétricos, as termopilhas, também abriram toda a disciplina da astronomia infravermelha.

Uma matriz de transistores é a unidade funcional de um CCD, com um transistor para um pixel. Transistores menores significam pixels menores e resolução mais precisa. Mas os engenheiros notaram que uma termopilha (um conjunto de termopares) fará a mesma coisa, produzindo uma imagem borrada, mas transitável, do céu noturno – como aparece no infravermelho. Vinte anos após o primeiro transistor, Neil Armstrong deu seu salto gigante para a superfície lunar. Menos de 15 anos depois disso, a missão orbital de 10 meses do IRAS (Satélite Astronômico IR) provou ser um sucesso tão grande que abriu o caminho para os telescópios espaciais Spitzer e Hubble, bem como para seu sucessor, o Telescópio Espacial James Webb ( JWST).

Hoje, a litografia de imersão ainda usa o poder de ampliação da água para criar detalhes menores do que os comprimentos de onda da luz usados ​​para gravá-los. As pastilhas de silício assim gravadas são parte integrante dos telescópios mais poderosos da era digital.

Tipos de telescópios

Os telescópios que capturam a luz visível são conhecidos como telescópios ópticos, e a ciência feita com eles é chamada de astronomia óptica. Mas existe todo um espectro eletromagnético, do qual a luz visível que nossos olhos podem ver é apenas uma lasca.

Em termos gerais, os telescópios ópticos se enquadram em três classes: dióptricos, catóptricos e catadióptricos. Onde estava o telescópio de Galileu dióptricolidando com a refração através de lentes, o projeto do telescópio de Newton é chamado catóptrico já que depende de espelhos. Os telescópios modernos, como o poderoso e multitalentoso JWST, às vezes usam lentes e espelhos: um tipo de design híbrido chamado catadióptrico. Alguns até usam espelhos concêntricos em camadas que fazem a luz refletir muitas vezes, para minimizar a distorção óptica. Ao dobrar o feixe de luz sobre si mesmo, estes telescópios avançados proporcionam um campo de visão mais amplo num corpo mais curto do que seria necessário de outra forma.

Os telescópios digitais usam um conjunto CCD ou CMOS, uma grade de pixels detectores que disparam quando detectam radiação de um determinado comprimento de onda. Os CCDs são feitos de capacitores MOS (semicondutores de óxido metálico) tipo p. Os sensores CMOS são feitos de semicondutores tipo p e tipo n e geralmente são emparelhados com um fotodiodo fixado e um único transistor. Em ambos os casos, eles usam um material com um band gap correspondente aos fótons que o telescópio irá detectar. Os CCDs têm pouca corrente escura (corrente ambiente detectável mesmo quando um pixel não está disparando) e baixo ruído, e exposições longas também permitem que os telescópios CCD obtenham imagens de fontes muito fracas. Os sensores CMOS, em comparação, podem oferecer melhor ajuste de band gap e, portanto, resolução de frequência mais precisa, devido à capacidade de usar diferentes materiais semicondutores.

A resolução espacial ou angular de um telescópio é determinada pelo tamanho da sua abertura, com aberturas maiores proporcionando maior resolução angular e, portanto, a capacidade de resolver alvos menores. Os telescópios ópticos que uma pessoa pode usar variam em tamanho de abertura de alguns centímetros a mais de trinta centímetros de diâmetro. Os observatórios, em comparação, usam telescópios ópticos de um a dezenas de metros de diâmetro. O espelho primário do JWST tem 6,5 metros de diâmetro e seus instrumentos digitais possuem conjuntos de detectores de 4 a 20 megapixels.

Radiotelescópios e observatórios de microondas

Os radiotelescópios são antenas direcionais, geralmente (mas nem sempre) instaladas aqui mesmo no solo. Esses telescópios usam uma grande antena parabólica para coletar ondas de rádio. As antenas às vezes são sólidas, como receptores de TV via satélite, e às vezes são construídas com uma malha condutora com aberturas entre os fios que são menores do que o comprimento de onda do rádio observado.

Ao contrário dos telescópios ópticos, os radiotelescópios podem fazer observações durante o dia. Os radiotelescópios também são usados ​​para coletar radiação de micro-ondas, que pode passar tanto pelo gás interestelar quanto pelas nuvens de poeira no espaço, e pelos gases mais espessos que constituem a atmosfera da Terra. A radiação de microondas transporta mais energia que as ondas de rádio, mas menos que a luz infravermelha.

Para onde quer que você olhe, há um brilho fraco na faixa de micro-ondas que preenche todo o céu noturno, conhecido como fundo cósmico de micro-ondas ou CMB: o legado desbotado e irregular da forma como a matéria foi organizada quando as coisas se tornaram transparentes após o Big Bang.

Astronomia infravermelha

A luz visível que tem que percorrer um longo caminho para chegar até um observador tem que enfrentar o desvio para o vermelho, onde as ondas de luz são fisicamente esticadas devido à expansão do próprio espaço. No processo, parte da luz visível é transferida para o infravermelho. Entre isso e o fato de que alguma luz é emitida como infravermelha, em primeiro lugar, o céu pode parecer muito diferente dependendo se você olha para ele no espectro visível ou no infravermelho.

Por exemplo, aqui estão duas fotos s do Telescópio Espacial Hubble da mesma região de formação estelar, conhecida como Pilares da Criação. À esquerda está o que Hubble viu no espectro visível: nublado, etéreo, difuso. Mas à direita, na banda IR, muito mais estrelas são visíveis através da nebulosa.

A astronomia infravermelha tem que superar uma série de desafios. Primeiro, é invisível aos olhos; os humanos sentem principalmente a radiação infravermelha (IR) como calor. O olho humano não consegue captar essas frequências. Destemidos, os astrônomos simplesmente pegam os valores infravermelhos e os deslocam para cima no espectro em cores que podemos ver, uma cifra simples.

Depois há atenuação. Embora alguma radiação infravermelha possa atravessar a atmosfera da Terra, os comprimentos de onda mais longos são bloqueados. Mas esse nem é o maior problema. O maior problema é que tudo acima do zero absoluto, tudo que tem calor, emite luz infravermelha. Isso significa que a atmosfera da Terra, os telescópios terrestres e até mesmo os próprios detectores infravermelhos dos telescópios irradiam um brilho constante na banda IR. Para eliminar fontes de brilho IR perdido, a astronomia infravermelha faz grandes esforços, como o resfriamento ativo no JWST: um telescópio espacial que já está a 40 Kelvins ou mais, orbitando no vácuo de 3 Kelvin do espaço.

O JWST, que faz suas observações nas bandas do visível e do infravermelho (principalmente infravermelho), é um híbrido em mais de um aspecto: ele usa espelhos ópticos “analógicos” e sensores digitais. Em vez de tentar colocar um único espelho perfeito de nove metros de diâmetro, a NASA optou por um espelho composto – a fonte das estrelas de seis pontas, marca registrada de Webb. Além de sua enorme superfície de coleta, o JWST possui espectrômetros integrados que empregam sensores CCD dopados com arsênico, no caso de seu espectrógrafo e câmera de infravermelho médio (MIRI), e um conjunto CMOS de telureto de mercúrio-cádmio para o sensor próximo de Webb. NIRCam infravermelho.

Telescópios ultravioleta e de raios X

Grande parte da radiação solar que atinge a Terra está na faixa ultravioleta, invisível aos olhos, mas capaz de queimá-la mesmo assim. Telescópios que usam lentes de foco para capturar a radiação solar estão literalmente brincando com fogo. Portanto, a maioria dos observatórios solares precisa escolher cuidadosamente qual luz admitir. Mais do que um dos poucos observatórios solares terrestres aguarda o momento do nascer ou do pôr do sol, usando o próprio horizonte para mascarar parte da luz solar.

Telescópios solares, como o Solar Dynamics Observatory (SDO) da NASA e o Solar Orbiter da Agência Espacial Europeia, observam as porções ultravioleta e de raios X do espectro EM. Lá, eles observam explosões solares, ejeções de massa coronal e outros fenômenos solares pertinentes à vida na Terra.

Principalmente, esses telescópios usam lentes e sensores digitais. Os telescópios espelhados convencionais não são bons para observar raios X, uma vez que os raios X que atingem a superfície de um espelho em um ângulo acentuado são transmitidos ou absorvidos, e não refletidos. No entanto, existem soluções alternativas, como o telescópio Wolter, direto da ficção científica. Este tipo de telescópio utiliza espelhos em forma de anel feitos de metais pesados, que podem refletir a luz incidente de raios X em ângulos muito rasos de apenas alguns graus. Exemplos de telescópios Wolter incluem o Observatório de raios-X Chandra e o Telescópio de raios-X NuSTAR.

Observatórios de raios gama

No extremo do espectro EM estão os raios gama, uma forma perigosa e misteriosa de radiação de alta energia que só se transforma em HAM. Os raios gama podem tornar outras coisas radioativas e, muitas vezes, as fontes mais brilhantes de radiação gama são os objetos de maior energia conhecidos pela ciência – coisas amigáveis ​​como quasares, pulsares, buracos negros, núcleos galácticos ativos e explosões de raios gama (GRBs).

Pode ser surpreendente saber que os astrônomos podem usar a astronomia terrestre para detectar os raios gama de maior energia. Para estas medições, os telescópios não detectam os raios gama diretamente. Em vez disso, eles usam a própria atmosfera como detector, porque os átomos de oxigênio e outros gases acendem quando são atingidos por um raio gama. Este tipo de detector encontrou o primeiro GRB. Ainda assim, os telescópios espaciais são ótimos para observações na banda gama; por exemplo, o Telescópio Espacial Fermi é um observatório de raios gama baseado no espaço que foi lançado em 2008.

Tecnologias de telescópio de última geração

Como os telescópios modernos costumam usar tecnologia de semicondutores, segue-se que transistores menores podem levar a uma melhor resolução. Isso é uma boa notícia para a astronomia – até certo ponto. O mesmo vale para espelhos. Quando se trata da próxima grande novidade na tecnologia de telescópios, quanto maior, melhor: espelhos maiores, aberturas maiores, conjuntos maiores. Mas os maiores telescópios de hoje e de amanhã podem não ser telescópios únicos. Alguns projetos de telescópios emergentes levam o termo ‘telescópio’ ao seu limite. Um deles – deixamos o melhor para o final – na verdade transforma os telescópios em algo mensurável em termos de volume, em vez de um tamanho de abertura 2D.

Interferometria

Alguns projetos dependem de todo um conjunto de telescópios que unem forças para produzir uma imagem incrivelmente detalhada; esta abordagem é chamada de interferometria ou síntese de abertura. (Em contraste, o LIGO é um detector de ondas gravitacionais que faz interferometria usando lasers, em vez de telescópios.) Enquanto isso, sincronizar os sinais de vários telescópios no tempo fornece visão estéreo, aproveitando a paralaxe e a velocidade finita da luz – um processo chamado interferometria de linha de base muito longa, ou VLBI.

Correlacionar os sinais de vários telescópios tem duas vantagens importantes. A qualidade da imagem é melhor, mas isso é praticamente uma aposta quando se justifica um novo projeto de telescópio. Onde o VLBI realmente se destaca é o tamanho da abertura. Matrizes VLBI podem procurar objetos do céu invisíveis por muitos outros meios. Com conjuntos de múltiplos telescópios distantes, a abertura efetiva desses conjuntos é tão grande quanto a distância entre os telescópios. O tamanho efetivo da abertura do maior conjunto é muitas vezes o diâmetro da Terra, o que é conseguido usando telescópios espaciais como o satélite japonês HALCA (Laboratório Altamente Avançado para Comunicações e Astronomia) VSOP (Programa de Observatório Espacial VLBI).

Telescópios de espelho líquido

É difícil fazer espelhos perfeitos que possam oferecer uma melhoria em relação aos telescópios espaciais como o Hubble e o JWST e, ao mesmo tempo, caber na carenagem de um foguete. E quanto maior o espelho, independentemente disso, mais difícil será manter tudo impecável e intacto desde a fábrica até a órbita. Uma resposta para o problema é o telescópio de espelho líquido, que usa um prato giratório de metal líquido que forma sua própria superfície parabólica – sem necessidade de retificação de espelho. Elegante, não é? Já os tivemos na Terra, um telescópio de espelho líquido de 3 metros que a NASA construiu perto de Alamogordo, e outro diferente no Canadá, com mais de seis metros de largura.

Existe uma ideia ambiciosa de colocar um telescópio de espelho líquido na Lua – especificamente, dentro de uma cratera, cujas paredes protetoras protegeriam o telescópio da luz indesejada. Os espelhos líquidos são auto-reparáveis ​​de uma forma que nenhuma lente ou material de espelho conhecido pode ser. Um plano exige um substrato líquido iônico de baixa temperatura, em oposição ao mercúrio líquido ou ao gálio. O plano tem os seus desafios, como a suposição de que a humanidade pode cooperar durante tempo suficiente para chegar à Lua e construir tal observatório, e muito menos pessoal e operá-lo. Mas faz frio lá na Lua, o que seria uma vantagem distinta para a astronomia infravermelha.