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Quando maior é melhor

 

Na antiguidade, os maiores e mais fortes sempre impuseram a sua vontade. Isto mudou com a invenção da pólvora pelos chineses. Porém, na construção dos telescópios, a máxima de quanto maior for seu instrumento melhor a qualidade da imagem ainda prevalece.

Acredita-se hoje que o pioneiro na construção de telescópios tenha sido o óptico holandês Hans Lipperhey. O seu instrumento era bem simples e tinha fins militares, sendo considerado segredo de estado. A vantagem conseguida por um navio ao saber com antecedência da chegada de uma embarcação próxima à sua permitiria ao comandante avaliar a melhor estratégia de combate ou uma retirada rápida.

Galileu Galilei, ao tomar conhecimento da existência de um instrumento que permitia ver mais distante, passou a tentar produzir seu próprio. Em 1609, após algumas tentativas, construiu seu telescópio refrator, com o qual inicia estudos sistemáticos do céu, levando a enormes mudanças conceituais sobre o conhecimento astronômico.


Diversos astrônomos construíram seus instrumentos e, com isto, a visão antiga de Mundo precisou ser mudada e continua até hoje trazendo novas luzes sobre a origem e a evolução do Universo.

Atualmente, as lentes desenvolvidas para os telescópios são substituídas por espelhos, uma vez que aquelas possuem uma limitação quanto ao tamanho. Lentes com mais de um metro de diâmetro são praticamente impossíveis de serem utilizadas em telescópios devido ao peso excessivo, causando torções nos tubos que as prenderiam.

Os espelhos dos grandes telescópios atuais também sofrem com o problema de peso, com a vantagem da luz não passar por eles, mas apenas refleti-la. Esta característica permite que espelhos mais finos possam ser produzidos, acoplados a uma base que possuem atuadores que corrigem qualquer tipo de torção provocado pelo peso do material. A correção por meio de atuadores na superfície de contato do espelho é a forma mais básica de correção de imagens. Esta técnica é chamada de óptica ativa.

Com a utilização da óptica ativa, espelhos enormes passaram a ser produzidos. Como exemplo, podemos citar os espelhos do VLT do Observatório Europeu do Sul, no Chile. Cada um possui 8,2 metros de diâmetro e apenas 20 centímetros de espessura. Repousando sobre uma série de atuadores, controlados por computadores, permite uma precisão da ordem de nanômetros em seu formato.


Apesar da precisão incrível na forma dos espelhos, a óptica ativa não consegue solucionar todos os problemas ópticos a que uma imagem está sujeita. Outro problema surge independente e mais complexo que distorções mecânicas: a atmosfera.

A perturbação causada pela atmosfera é muito familiar a qualquer observador do céu. A cintilação das estrelas parece um efeito mágico fazendo o céu parecer um ser animado, atraindo a nossa atenção, maravilhando-nos. Mas, tudo tem o seu preço. O cintilar faz com que as imagens capturadas pelos detectores acoplados aos telescópios sejam pequenos borrões não pontuais, como desejado. Objetos extensos, como galáxias e nebulosas, ficam com baixa resolução, ou seja, os detalhes interessantes do objeto se misturam formando um borrão que não permitirá apreciar todo seu esplendor.

O problema: como corrigir a atmosfera com seu comportamento aleatório? Alterações na velocidade do vento nas camadas superiores da atmosfera misturam células de ar com diferentes temperaturas e densidades de vapor de água. O raio de luz passa por regiões atmosféricas com índices de refração diferentes modificando a sua trajetória inicial, fazendo-o chegar em regiões diferentes do detector, borrando a imagem.

A solução: óptica adaptativa! A melhor forma de corrigir um problema é saber suas causas e seu comportamento e, a partir daí, encontrar uma solução. A óptica adaptativa é a grande maravilha dos instrumentos localizados em terra (não podemos esquecer que os telescópios espaciais não sofrem estes problemas, mas o custo é muitas vezes maior).

Esta técnica produz, utilizando um projetor laser, uma estrela artificial nas camadas superiores da atmosfera, próximo do objeto de interesse. Sensores utilizam a imagem desta falsa estrela para medir as distorções atmosféricas. A imagem da falsa estrela é corrigida e as informações são repassadas a um espelho que vibra centena de vezes de modo a corrigir a imagem do objeto de estudo influenciada pela turbulência atmosférica. O efeito atmosférico está corrigido!


A óptica ativa, permitindo construir espelhos maiores e mais finos, combinado com a óptica adaptativa, que corrige as alterações provocadas pela atmosfera permite a construção de telescópios gigantescos, correto? Sim e não. Teoricamente sim, pois poderíamos construir telescópios com as dimensões que desejássemos; na prática não é bem assim, porque os custos envolvidos são grandes.

Com as crises financeiras, alguns países diminuíram a verba para a Ciência e a Tecnologia. Isto levou os pesquisadores a buscar alternativas para aumentar cada vez mais o tamanho dos instrumentos.

Uma técnica utilizada há muito tempo para os radiotelescópios foi adaptada para os telescópios ópticos – a interferometria.

A ideia por trás da interferometria é pegar dois ou mais instrumentos e combinar as informações recebidas individualmente de modo que o resultado seja equivalente ao de um único instrumento de diâmetro muito maior que o dos dois juntos. No caso dos radiotelescópios, os pesquisadores brasileiros do Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (INPE) utilizam este método para estudar amplificações de micro-ondas (MASERs) de água e hidroxilas em nebulosas próximas juntamente com pesquisadores chineses, sendo um dos instrumentos o radiotelescópio de Itapetinga – SP e o outro na China.

Na interferometria óptica, a luz do objeto é coletada individualmente e canalizada por meio de fibras ópticas para laboratórios, de modo a ser combinada e sua onda ampliada, resultando em imagens de altíssima resolução.

Citado anteriormente, o VLT demonstra o sucesso desta técnica. Os quatro telescópios de 8,2m e mais quatro menores de 1,8m são combinados de modo a funcionar como um único telescópio de 130m de diâmetro. Um exemplo de utilização é a observação de detalhes de estrelas binárias cerradas com uma resolução até 50 vezes superior a do telescópio espacial Hubble. Nesse caso, foi possível até observar as deformações causadas pela proximidade das estrelas componentes.

Com estas três técnicas observacionais novos desafios aparecem. Nossa visão do mundo amplia-se cada vez mais, aumentando a necessidade de novos pesquisadores e cientistas para trabalharem as informações contidas em nosso Universo.