Astronomia

Sistemas de medição de radiação

Existem três componentes básicos de um sistema moderno de medição de radiação de fontes astronómicas. Primeiro, há um telescópio, que serve como um “balde” para a coleta da luz visível (ou radiação em outros comprimentos de onda, como mostrado na Figura 1. Tal como se pode apanhar mais chuva com uma lata de lixo do que com uma chávena de café, os telescópios grandes recolhem muito mais luz do que os seus olhos conseguem. Segundo, há um instrumento acoplado ao telescópio que ordena a radiação que chega pelo comprimento de onda. Às vezes, a classificação é bastante grosseira. Por exemplo, podemos simplesmente querer separar a luz azul da vermelha para que possamos determinar a temperatura de uma estrela. Mas em outros momentos, queremos ver linhas espectrais individuais para determinar do que um objeto é feito, ou para medir sua velocidade (como explicado no capítulo Radiação e Espectros). Terceiro, precisamos de algum tipo de detector, um dispositivo que detecte a radiação nas regiões de comprimento de onda que escolhemos e registre permanentemente as observações.

Figure 1: Região de Orion em Comprimentos de Onda Diferentes. A mesma parte do céu parece diferente quando observada com instrumentos que são sensíveis a diferentes bandas do espectro. (a) Luz visível: esta mostra parte da região de Orion como o olho humano a vê, com linhas pontilhadas adicionadas para mostrar a figura do mítico caçador, Orion. (b) Raios X: aqui, a vista enfatiza as fontes de raios X semelhantes a pontos próximos. As cores são artificiais, mudando do amarelo para o branco para o azul com o aumento da energia das radiografias. As estrelas brilhantes e quentes em Orion ainda são vistas nesta imagem, mas assim como muitos outros objetos localizados a distâncias muito diferentes, incluindo outras estrelas, cadáveres de estrelas e galáxias na borda do universo observável. (c) Radiação infravermelha: aqui, vemos principalmente a poeira brilhante nesta região. (crédito a: modificação do trabalho de Howard McCallon/NASA/IRAS; crédito b: modificação do trabalho de Howard McCallon/NASA/IRAS; crédito c: modificação do trabalho de Michael F. Corcoran)

A história do desenvolvimento de telescópios astronômicos é sobre como novas tecnologias têm sido aplicadas para melhorar a eficiência destes três componentes básicos: os telescópios, o dispositivo de ordenação do comprimento de onda e os detectores. Vamos primeiro ver o desenvolvimento do telescópio.

Muitas culturas antigas construíram sítios especiais para observar o céu (Figura 2). Nesses antigos observatórios, eles podiam medir as posições dos objetos celestiais, principalmente para acompanhar o tempo e a data. Muitos destes antigos observatórios também tinham funções religiosas e rituais. O olho era o único dispositivo disponível para recolher a luz, todas as cores da luz eram observadas ao mesmo tempo, e o único registo permanente das observações era feito por seres humanos escrevendo ou esboçando o que viam.

Figure 2: Dois Observatórios Pré-Telescópicos. (a) Machu Picchu é um local Incan do século XV, localizado no Peru. (b) Stonehenge, um local pré-histórico (3000-2000 a.C.), está localizado na Inglaterra. (crédito a: modificação do trabalho de Allard Schmidt)

hile Hans Lippershey, Zaccharias Janssen, e Jacob Metius são todos creditados com a invenção do telescópio por volta de 1608 – solicitando patentes dentro de semanas um do outro – foi Galileu que, em 1610, usou este simples tubo com lentes (que ele chamou de vidro espião) para observar o céu e recolher mais luz do que os seus olhos conseguiam sozinhos. Mesmo seu pequeno telescópio – utilizado durante muitas noites – revolucionou idéias sobre a natureza dos planetas e a posição da Terra.

Como funcionam os telescópios

Os telescópios percorreram um longo caminho desde a época de Galileu. Agora eles tendem a ser dispositivos enormes; os mais caros custam de centenas de milhões a bilhões de dólares. (Para fornecer algum ponto de referência, no entanto, tenha em mente que apenas a renovação de estádios de futebol universitário normalmente custa centenas de milhões de dólares – com a mais cara renovação recente, no Texas A&M University’s Kyle Field, custando $450 milhões). A razão pela qual os astrônomos continuam construindo telescópios cada vez maiores é que objetos celestes – como planetas, estrelas e galáxias – enviam muito mais luz para a Terra do que qualquer olho humano (com sua pequena abertura) pode pegar, e telescópios maiores podem detectar objetos mais fracos. Se você já observou as estrelas com um grupo de amigos, você sabe que há muita luz estelar para se locomover; cada um de vocês pode ver cada uma das estrelas. Se mais mil pessoas estivessem observando, cada uma delas também pegaria um pouco da luz de cada estrela. No entanto, no que vos diz respeito, a luz que não brilha nos vossos olhos é desperdiçada. Seria ótimo se alguma dessa luz “desperdiçada” também pudesse ser capturada e trazida aos seus olhos. Isto é precisamente o que um telescópio faz.

As funções mais importantes de um telescópio são (1) recolher a luz fraca de uma fonte astronómica e (2) focar toda a luz num ponto ou numa imagem. A maioria dos objetos de interesse para astrônomos são extremamente fracos: quanto mais luz pudermos coletar, melhor poderemos estudar tais objetos. (E lembre-se, mesmo que estejamos focando na luz visível primeiro, existem muitos telescópios que coletam outros tipos de radiação eletromagnética.)

Telescópios que coletam a radiação visível usam uma lente ou espelho para coletar a luz. Outros tipos de telescópios podem usar dispositivos coletores que parecem muito diferentes das lentes e espelhos com os quais estamos familiarizados, mas eles servem para a mesma função. Em todos os tipos de telescópios, a capacidade de recolha de luz é determinada pela área do dispositivo que age como o “balde” de recolha de luz. Como a maioria dos telescópios tem espelhos ou lentes, podemos comparar o seu poder de recolha de luz comparando as aberturas, ou diâmetros, da abertura através da qual a luz viaja ou reflecte.

A quantidade de luz que um telescópio pode recolher aumenta com o tamanho da abertura. A telescope with a mirror that is 4 meters in diameter can collect 16 times as much light as a telescope that is 1 meter in diameter. (The diameter is squared because the area of a circle equals πd2/4, where d is the diameter of the circle.)

Após o telescópio formar uma imagem, precisamos de alguma forma de a detectar e gravar para que possamos medir, reproduzir e analisar a imagem de várias formas. Antes do século XIX, os astrônomos simplesmente visualizavam as imagens com os olhos e escreviam descrições do que viam. Isto era muito ineficiente e não levava a um registro muito confiável a longo prazo; você sabe de programas de crime na televisão que os relatos de testemunhas oculares são frequentemente imprecisos.

No século XIX, o uso da fotografia se tornou difundido. Naquele tempo, as fotografias eram um registro químico de uma imagem em uma placa de vidro especialmente tratada. Hoje, a imagem é geralmente detectada com sensores semelhantes aos das câmeras digitais, gravadas eletronicamente e armazenadas em computadores. Este registo permanente pode então ser utilizado para estudos detalhados e quantitativos. Astrônomos profissionais raramente olham através dos grandes telescópios que eles usam para suas pesquisas.

Formação de uma imagem por uma lente ou espelho

Figure 3: Formation of an Image by a Simple Lens (Formação de uma imagem por uma lente simples). Os raios paralelos de uma fonte distante são dobrados pela lente convexa para que todos se juntem num único lugar (o foco) para formar uma imagem.

Se você usa ou não óculos, você vê o mundo através das lentes; eles são elementos chave dos seus olhos. Uma lente é uma peça de material transparente que dobra os raios de luz que passam através dela. Se os raios de luz forem paralelos à medida que entram, a lente os reúne em um só lugar para formar uma imagem (Figura 3). Se as curvaturas das superfícies da lente estiverem corretas, todos os raios de luz paralelos (digamos, de uma estrela) são dobrados, ou refratados, de tal forma que convergem para um ponto, chamado de foco da lente. No foco, aparece uma imagem da fonte de luz. No caso de raios de luz paralelos, a distância da lente ao local onde os raios de luz focam, ou imagem, atrás da lente é chamada de distância focal da lente.

Como você olha para a Figura 3 você pode perguntar porque dois raios de luz da mesma estrela estariam paralelos um ao outro. Afinal, se você desenhar uma imagem de estrela brilhando em todas as direções, os raios de luz vindos da estrela não parecem paralelos. Mas lembre-se que as estrelas (e outros objetos astronômicos) estão todos extremamente distantes. Quando os poucos raios de luz apontados para nós chegam realmente à Terra, eles são, para todos os efeitos práticos, paralelos uns aos outros. Dito de outra forma, quaisquer raios que não fossem paralelos aos apontados para a Terra estão agora indo em alguma direção muito diferente no universo.

Para ver a imagem formada pela lente em um telescópio, usamos uma lente adicional chamada ocular. A ocular focaliza a imagem a uma distância que pode ser vista directamente por um humano ou num local conveniente para um detector. Usando diferentes oculares, podemos mudar a ampliação (ou tamanho) da imagem e também redirecionar a luz para um local mais acessível. As estrelas parecem pontos de luz, e ampliá-las faz pouca diferença, mas a imagem de um planeta ou de uma galáxia, que tem estrutura, pode muitas vezes beneficiar de ser ampliada.

Muitas pessoas, ao pensar num telescópio, imaginem um tubo longo com uma lente de vidro grande numa das extremidades. Este desenho, que usa uma lente como seu principal elemento óptico para formar uma imagem, como temos discutido, é conhecido como um refractor (Figura 4) e um telescópio baseado neste desenho é chamado de telescópio refractor. Os telescópios de Galileu eram refractários, tal como os binóculos e os óculos de campo de hoje. Entretanto, há um limite para o tamanho de um telescópio refrator. O maior já construído foi um refractor de 49 polegadas construído para a Exposição de Paris 1900, e foi desmontado após a Exposição. Atualmente, o maior telescópio refrator é o de 40 polegadas do Observatório Yerkes em Wisconsin.

Figure 4: Telescópios Refractores e Reflectores. A luz entra num telescópio refractor através de uma lente na extremidade superior, que foca a luz perto da parte inferior do telescópio. Uma ocular amplia a imagem para que possa ser vista pelo olho, ou um detector, como uma placa fotográfica, pode ser colocado no foco. A extremidade superior de um telescópio refletor é aberta, e a luz passa através do espelho localizado na parte inferior do telescópio. O espelho então foca a luz na extremidade superior, onde ela pode ser detectada. Alternativamente, como neste esboço, um segundo espelho pode refletir a luz para uma posição fora da estrutura do telescópio, onde um observador pode ter acesso mais fácil a ela. Os telescópios dos astrônomos profissionais são mais complicados do que isso, mas seguem os mesmos princípios de reflexão e refração.

Um problema com um telescópio refrator é que a luz deve passar através da lente de um refrator. Isso significa que o vidro deve ser perfeito em todo o seu percurso, e tem sido muito difícil fazer grandes pedaços de vidro sem falhas e bolhas neles. Além disso, as propriedades ópticas dos materiais transparentes mudam um pouco com os comprimentos de onda (ou cores) da luz, por isso há alguma distorção adicional, conhecida como aberração cromática. Cada comprimento de onda foca em um ponto ligeiramente diferente, fazendo com que a imagem pareça borrada.

Além disso, como a luz deve passar através da lente, a lente só pode ser apoiada em torno de suas bordas (assim como as molduras dos nossos óculos). A força da gravidade provocará a queda de uma lente grande e distorcerá a trajetória dos raios de luz à medida que eles passarem por ela. Finalmente, como a luz passa através dela, ambos os lados da lente devem ser fabricados precisamente na forma certa para produzir uma imagem nítida.

Um tipo diferente de telescópio usa um espelho primário côncavo como seu principal elemento óptico. O espelho é curvo como a superfície interna de uma esfera e reflete a luz para formar uma imagem (Figura 4). Os espelhos telescópicos são revestidos com um metal brilhante, geralmente prata, alumínio ou, ocasionalmente, ouro, para torná-los altamente reflexivos. Se o espelho tiver a forma correta, todos os raios paralelos são refletidos de volta para o mesmo ponto, o foco do espelho. Assim, as imagens são produzidas por um espelho exactamente como são por uma lente.

Figure 5. Arranjos de Foco para Telescópios Reflectores: Os telescópios reflectores têm diferentes opções para onde a luz é trazida para um foco. Com foco principal, a luz é detectada onde ela chega a um foco após refletir a partir do espelho primário. Com foco Newtoniano, a luz é refletida por um pequeno espelho secundário para um lado, onde ela pode ser detectada (veja também ). A maioria dos grandes telescópios profissionais tem um foco Cassegrain no qual a luz é refletida pelo espelho secundário para baixo através de um buraco no espelho primário para uma estação de observação abaixo do telescópio.

Telescópio projetado com espelhos evita os problemas de refração dos telescópios. Como a luz é reflectida apenas da superfície frontal, as falhas e bolhas dentro do vidro não afectam a trajectória da luz. Num telescópio concebido com espelhos, apenas a superfície frontal tem de ser fabricada com uma forma precisa, e o espelho pode ser suportado pela parte de trás. Por estas razões, a maioria dos telescópios astronómicos actuais (tanto amadores como profissionais) utilizam um espelho em vez de uma lente para formar uma imagem; este tipo de telescópio é chamado de telescópio reflector. O primeiro telescópio reflector de sucesso foi construído por Isaac Newton em 1668.

Em um telescópio reflector, o espelho côncavo é colocado na parte inferior de um tubo ou estrutura aberta. O espelho reflete a luz de volta para cima do tubo para formar uma imagem perto da extremidade frontal em um local chamado foco principal. A imagem pode ser observada no foco principal, ou espelhos adicionais podem interceptar a luz e redirecioná-la para uma posição onde o observador possa vê-la mais facilmente (Figura 5). Como um astrônomo no foco principal pode bloquear grande parte da luz que vem para o espelho principal, o uso de um pequeno espelho secundário permite que mais luz passe pelo sistema.

Um telescópio coleta a luz fraca de fontes astronômicas e a traz para um foco, onde um instrumento pode classificar a luz de acordo com o comprimento de onda. A luz é então direccionada para um detector, onde é feito um registo permanente. O poder de recolha da luz de um telescópio é determinado pelo diâmetro da sua abertura, ou abertura, ou seja, pela área da sua lente maior ou primária ou espelho. O elemento óptico primário de um telescópio é uma lente convexa (num telescópio refrator) ou um espelho côncavo (num refletor) que traz a luz para um foco. A maioria dos telescópios grandes são reflectores; é mais fácil fabricar e suportar espelhos grandes porque a luz não tem de passar através do vidro.

Glossary

apertura: diâmetro da lente primária ou espelho de um telescópio

aberração cromática: distorção que faz com que uma imagem apareça difusa quando cada comprimento de onda que entra num material transparente foca num ponto diferente

detector: dispositivo sensível à radiação electromagnética que faz um registo de observações astronómicas

ocular: lente de ampliação usada para ver a imagem produzida pela lente objectiva ou espelho primário de um telescópio

focus: (de um telescópio) ponto onde os raios de luz convergiram por um espelho ou lente se encontram

focus: ponto num telescópio onde a lente objetiva ou espelho primário focaliza a luz

elescópio refletor: telescópio no qual o principal coletor de luz é um espelho côncavo

elescópio refletor: telescópio no qual o principal coletor de luz é uma lente ou sistema de lentes

telescópio: instrumento para coletar luz visível ou outra radiação eletromagnética