Lasers, espelhos e avanços na computação podem colaborar harmoniosamente para impulsionar o campo da astronomia terrestre além das restrições impostas pela atmosfera do nosso planeta.
Uma das características notavelmente notáveis de nosso envelope atmosférico reside em seu atributo único de ser não apenas transparente ao brilho da luz solar, mas também ao brilho etéreo da luz das estrelas. Ao olhar para o céu após a partida diurna do Sol, um espetáculo hipnotizante se desenrola diante de nossos olhos, revelando um panorama celestial adornado com planetas, estrelas, galáxias e nebulosas que iluminam graciosamente o firmamento. Se quisermos participar dessa festa visual, tudo o que é necessário é lançar nosso olhar utilizando os instrumentos ópticos apropriados à nossa disposição.
No entanto, nossa observação do reino cósmico a partir de nosso ponto de vista terrestre é impedida por limitações que raramente são contempladas. Mesmo durante uma noite sem nuvens, qualquer influxo de luz proveniente das profundezas do espaço deve percorrer uma distância superior a 100 quilômetros (equivalente a mais de 60 milhas) através das camadas intrincadas de nossa atmosfera, que exibe um espectro contínuo de flutuações na densidade, temperatura e composição molecular. Cada fóton de luz interceptado por nossos instrumentos deve navegar pelo meio atmosférico e, apesar de sua transparência, a trajetória da luz inevitavelmente sucumbe à distorção.
Pela primeira vez, os astrônomos alcançaram a capacidade de transcender os obstáculos impostos pela atmosfera da Terra. A metodologia empregada para alcançar esse feito notável é elucidada abaixo.
A abordagem ideal para observar a vasta extensão do Universo envolve a utilização de um telescópio de proporções substanciais, com potência e precisão incomparáveis. A eficácia de um telescópio é diretamente proporcional ao seu tamanho, sendo que uma abertura maior facilita a acomodação de uma faixa mais ampla de comprimentos de onda de luz, aumentando assim sua capacidade de resolução. Além disso, telescópios de maiores dimensões exibem capacidades superiores de coleta de luz, permitindo a observação rápida e detalhada de entidades celestes tênues. A natureza imperativa desse princípio é ressaltada pela recomendação estabelecida na pesquisa decadal Astro2020, que defende o estabelecimento de dois telescópios inovadores pertencentes a uma nova classe de 30 metros. A decisão imprudente da National Science Foundation de prosseguir com a construção de um telescópio singular justifica reconsideração e reversão.
Após a aquisição de um telescópio com uma abertura substancial, o posicionamento estratégico do instrumento assume suma importância para otimizar a coleta de dados. O local ideal para observações astronômicas é caracterizado pela presença de céus envoltos em profunda escuridão, situados a uma distância considerável de qualquer fonte de poluição luminosa, abrangendo centros urbanos, pesqueiros e até a lua. Idealmente, o telescópio deve ser posicionado em altitudes elevadas em regiões caracterizadas por condições áridas, mitigando assim a interferência causada por nuvens e umidade. Além disso, a localização do telescópio deve apresentar um padrão de fluxo de ar sereno caracterizado por transições suaves e graduais, ilustrando o fluxo de ar laminar em oposição às condições turbulentas. Os principais locais globais conhecidos pela astronomia óptica, classificados em ordem decrescente, abrangem o cume do Mauna Kea, o ápice da cordilheira dos Andes e o auge de La Palma.
Nossa atmosfera, independentemente da altitude em que você se encontra, apresenta um desafio significativo que não pode ser negligenciado. É um sistema complexo em que o ar quente sobe enquanto o ar frio desce, os ventos atravessam os céus e a Terra sofre um movimento rotacional. Esses vários fenômenos, entre outros, induzem movimento e agitação incessantes entre as moléculas que compõem nosso envelope atmosférico. Do ponto de vista astronômico, qualquer observador é obrigado a desenvolver estratégias para neutralizar a grande quantidade de moléculas que interferem constantemente em cada pixel da câmera conectada ao telescópio.
A atmosfera em que habitamos, apesar de nossos melhores esforços para mitigar seus efeitos, permanece inerentemente turbulenta por natureza. Camadas estratificadas de gases atravessam umas às outras, interagindo e fluindo de forma um tanto desordenada e imprevisível a partir de qualquer ponto de vista. É uma afirmação válida que os estratos atmosféricos mais baixos são mais densos e representam a maior perturbação para nossas observações científicas. Portanto, os telescópios são estrategicamente construídos em elevações elevadas e em regiões caracterizadas por condições atmosféricas excepcionalmente calmas e áridas.
Por muitos anos, a principal solução para esse problema foi lançar telescópios no espaço ou implantá-los em balões de ar quente, permitindo que eles subissem além da maioria (ou totalidade) de nossa atmosfera. No entanto, nas últimas décadas, surgiu uma nova abordagem para enfrentar esse desafio de forma eficaz: a implementação da tecnologia de óptica adaptativa.
Ao olhar para um alvo astronômico e tentar capturar sua imagem, a atmosfera distorce significativamente a luz à medida que ela atravessa do espaço até o telescópio. No entanto, por possuir um conhecimento preciso das características de posição e luminosidade até mesmo de um único corpo celeste, como uma estrela, é possível empregar um procedimento específico para neutralizar as distorções atmosféricas com notável precisão. Esse procedimento consiste em quatro etapas distintas:
Primeiro, reúna a luz recebida de um campo de visão estreito, abrangendo as emissões da estrela designada (guia).
Posteriormente, divida essa luz em dois feixes utilizando um dispositivo como um divisor de feixes, em que um desses feixes é redirecionado para fora de espelhos que estendem seu caminho ligeiramente em direção à instrumentação do telescópio.
Utilize as informações obtidas do feixe com o caminho mais curto para interagir com uma superfície, que discerne as alterações induzidas pela atmosfera terrestre na luz emitida pelas estrelas conhecidas (guia). Esse processo permite o cálculo da forma necessária que um espelho deve assumir para “distorcer” a luz da estrela-guia de volta à sua forma pontual original.
Por fim, fabrique um espelho deformável que adote a forma precisa calculada na etapa anterior, reflita toda a luz recebida que percorreu o caminho mais longo desse espelho e observe a luz “distorcida reversa” para obter uma imagem nítida de todo o campo de visão abrangendo a estrela guia (ou estrelas) no maior grau possível.
O conceito por trás dessa técnica óptica envolve a utilização de um espelho deformável que permite que a luz refletida, que percorre um caminho mais longo, seja refletida nele antes de atingir os sensores do instrumento. O objetivo final é obter uma imagem com distorção mínima, aproximando-se o máximo possível de um estado livre de distorção. Esse processo visa corrigir quaisquer desvios na forma da luz sincronizando o espelho deformável de formato apropriado com a chegada da luz que segue um caminho mais longo, embora com um pequeno atraso de tempo (~ milissegundos).
Esse procedimento complexo vai além da mera observação da atmosfera e do reconhecimento óptico da natureza pontual das estrelas. Ele se aprofunda na compreensão do impacto da distorção atmosférica e da inadequação de um espelho fixo para corrigir essas distorções permanentemente. Confiar apenas em um espelho pré-moldado produziria resultados bem-sucedidos de não distorção somente sob condições atmosféricas idênticas às presentes quando a forma do espelho foi determinada com base em dados anteriores.
O termo “óptica adaptativa” descreve adequadamente essa metodologia devido à sua natureza iterativa, necessitando de ajustes contínuos para combater as condições atmosféricas em constante mudança. O espelho deformável deve responder dinamicamente às variações atmosféricas turbulentas para mitigar efetivamente as distorções em evolução. Inicialmente, a óptica adaptativa era limitada a alvos com estrelas brilhantes próximas para orientação, mas os avanços tecnológicos nos libertaram dessa restrição.
A engenhosidade humana desenvolveu uma solução notável para se adaptar às condições atmosféricas na ausência de uma estrela-guia brilhante: a estrela artificial gerada usando lasers de sódio. A natureza estratificada da atmosfera terrestre desempenha um papel fundamental no sucesso dessa abordagem inovadora. Certos elementos não estão uniformemente distribuídos pela atmosfera, mas estão confinados a camadas específicas, onde não se misturam com elementos de outras camadas. Consequentemente, elementos raros como o sódio são encontrados apenas em altitudes precisas, como uma fina camada de aproximadamente 100 km (60 milhas) acima da superfície da Terra.
Quando um laser de sódio, que opera com base nas características de absorção e emissão dos átomos de sódio, é emitido na atmosfera, ele se propaga sem ser perturbado ao longo de um caminho linear, além das distorções causadas pela atmosfera. Isso se deve ao fato de que os átomos presentes nas regiões atmosféricas inferiores não possuem as propriedades quânticas específicas necessárias para a absorção. A jornada do feixe de laser continua até encontrar outros átomos de sódio, situados principalmente em uma camada superior esparsa, onde o feixe é absorvido, fazendo com que os átomos fiquem excitados. Posteriormente, esses átomos excitados sofrem desexcitação espontânea, emitindo luz uniformemente em todas as direções, com uma parte da luz sendo refletida de volta para o ponto de origem do laser, ou seja, seu telescópio. Essa fonte de luz gerada artificialmente, produzida por lasers de sódio baseados no solo, funciona como uma estrela-guia artificial para fins astronômicos.
Apesar da natureza notável e prática de uma estrela-guia artificial, ela fica aquém do cenário ideal de utilizar uma estrela genuína como referência para calibrar o espelho óptico adaptativo. Na realidade da atmosfera terrestre, que persiste embora em um estado frágil, a influência gravitacional da Terra permanece significativa em distâncias consideráveis, estendendo-se por centenas de quilômetros. Mesmo satélites e observatórios posicionados na órbita baixa da Terra, aproximadamente até uma altitude de ~ 600 km ou mais acima da atmosfera, estão inevitavelmente sujeitos a forças gravitacionais, fazendo com que eventualmente desçam de volta à Terra devido ao arrasto exercido pelos átomos e moléculas distantes.
No entanto, apesar da estrela-guia artificial de sódio não estar situada além da totalidade da atmosfera, a presença de uma fonte de luz conhecida em alturas tão elevadas elimina mais de 99% das distorções atmosféricas. Os observatórios terrestres, equipados com tecnologia moderna, podem rivalizar com os telescópios espaciais em termos de qualidade observacional, mesmo na ausência de uma estrela-guia genuína, aproveitando telescópios significativamente maiores. Telescópios como o Keck, o VLT, o Subaru, o Gemini ou o Gran Telescopio Canarias possuem uma capacidade de coleta de luz quase 19 vezes maior em comparação com o Hubble. Além disso, a próxima geração de telescópios configurados para implementar óptica adaptativa, como o GMT, o TMT e o ELT, elevará essa superioridade para três dígitos, ostentando mais de 100 vezes o poder de coleta de luz do Hubble.
Por meio de capacidades aprimoradas de coleta de luz e sistemas ópticos adaptativos eficazes, complementados por uma compreensão completa em tempo real do campo observacional e um espelho deformável bem-sucedido, os telescópios terrestres têm o potencial de igualar ou até mesmo superar seus equivalentes menores estacionados no espaço. Essa não é apenas uma noção conceitual, mas uma realidade que foi demonstrada com sucesso há mais de uma década. Em 2012, uma conquista inovadora foi alcançada quando o sistema de óptica adaptativa mais avançado da época, instalado no Observatório Gemini, superou o Telescópio Espacial Hubble em uma comparação direta, observando o mesmo campo de visão.
Isso é exemplificado pela imagem de comparação apresentada abaixo, demonstrando duas imagens colocadas lado a lado: uma capturada com o telescópio terrestre de 8,19 metros no Observatório Gemini, equipado com óptica adaptativa de última geração no lado direito, e a outra imagem tirada pelo Telescópio Espacial Hubble de 2,4 metros, situado a uma altitude superior a 500 quilômetros no espaço, sem uma atmosfera substancial, aparecendo no lado esquerdo.
Mesmo ao utilizar suas próprias faculdades visuais, especificamente seus olhos, é possível discernir, quando justapostas, inúmeras ocasiões em que Gêmeos foi capaz de detectar estrelas que o Hubble não conseguiu observar. Depois de atingir esse marco significativo, os astrônomos implementaram várias medidas para estender a eficácia da óptica adaptativa em territórios desconhecidos. Um ponto focal singular na esfera celeste só pode fornecer uma quantidade limitada de dados sobre as condições atmosféricas gerais, e subir a alturas de até 100 quilômetros ainda deixa as camadas atmosféricas superiores — abrangendo aproximadamente o 1% final das influências atmosféricas — não contabilizadas. Atualmente, estrelas naturais medidas com precisão que emitem brilho adequado dentro do campo de visão do telescópio são o único recurso para a aquisição de dados para compensar os efeitos dessas camadas atmosféricas superiores. A introdução de estrelas-guia artificiais suplementares em todo o campo de visão pode aumentar significativamente a eficiência e a eficácia do seu espelho deformável.
A descoberta subsequente ocorreu no Observatório do Paranal, que hospeda o Very Large Telescope (VLT): uma coleção de quatro telescópios com uma abertura de 8 metros cada, situados em um dos locais de observação mais excepcionais da Terra. Em 2016, um avanço inovador foi introduzido no campo da óptica adaptativa, a saber, a instalação do 4 Laser Guide Star Facility (4LGSF). Essa inovação envolveu a geração de diversas estrelas-guia artificiais em todo o campo de visão do telescópio, permitindo que os espelhos deformáveis compensassem as distorções atmosféricas como nunca antes. Observatórios prospectivos, como o Extremely Large Telescope (ELT), o Thirty Meter Telescope (TMT) e o Giant Magellan Telescope (GMT), podem empregar uma quantidade maior de lasers para produzir um guia mais abrangente para os espelhos deformáveis.
Além disso, conforme ilustrado acima, um espelho deformável funciona refletindo uma imagem não distorcida, semelhante a um fenômeno semelhante a uma miragem no deserto: onde o solo quente aquece o ar circundante, fazendo com que ele suba de forma turbulenta. No entanto, nesse cenário, a distorção visual não é causada pela turbulência, mas sim pela transmissão de dados da turbulência atmosférica ao espelho deformável, solicitando ajustes contínuos para neutralizar os efeitos da distorção atmosférica. Como esperado, a configuração do espelho responsável por corrigir a distorção da luz reflete a influência geral da própria distorção atmosférica!
Por um longo período de tempo, abrangendo várias décadas, os únicos métodos disponíveis para enfrentar os desafios atmosféricos se limitaram a se adaptar às suas condições ou a ultrapassar seu alcance. No entanto, nos últimos anos, uma mudança notável ocorreu nesse paradigma. Agora estamos situados em uma época em que quase todos os atuais observatórios terrestres de ponta foram equipados com sistemas de óptica adaptativa que se assemelham muito aos delineados neste discurso. Em virtude dos aprimoramentos nas capacidades de imagem facilitados pela tecnologia de óptica adaptativa e da capacidade substancial das instalações terrestres, o calibre das imagens geradas por meio de observações astronômicas terrestres tem o potencial de ofuscar aquelas capturadas por telescópios espaciais em uma ampla variedade de usos científicos. Ao considerar a relação entre qualidade de imagem e custo, torna-se evidente que a astronomia terrestre, fornecida com os avanços mais atualizados da tecnologia contemporânea, supera inequivocamente qualquer empreendimento espacial atual.
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