Interferometria

Quando o maior telescópio do mundo é pequeno demais, a interferometria vai mais além

Quando nos referimos ao tamanho de um telescópio óptico, como os que se situam no Observatório do Paranal do ESO, estamos efetivamente a falar do diâmetro do seu espelho primário. Quanto maior for o espelho maior será a sua resolução — ou seja, melhor a sua capacidade de ver os mais finos pormenores. A atmosfera terrestre degrada esta capacidade, no entanto a óptica adaptiva pode compensar parcialmente este efeito. Apesar disso, mesmo com os maiores telescópios disponíveis atualmente, muitos objetos astronómicos ainda se parecem apenas com um pequeno ponto no espaço. Por exemplo, para observarmos detalhes na superfície de uma das nossas estrelas vizinhas, necessitaríamos de um telescópio com um espelho de mais de 1,5 km de diâmetro!

Construir espelhos com mais do que alguns metros de diâmetro é, ao mesmo tempo, caro e difícil, uma vez que o peso do próprio espelho faz com que este se deforme devido ao efeito da gravidade. O uso de um sistema de óptica activa por baixo do espelho para controlar e compensar estas deformações, fez com que os construtores de espelhos pudessem passar de telescópios da classe dos 4 metros, como o NTT, para a atual geração de telescópios ópticos de 8-10 metros, como o VLT. Usando espelhos segmentados, este limite no tamanho dos telescópios pode ser puxado até a algumas dezenas de metros. O E-ELT terá um espelho de 39 metros de diâmetro. No entanto, ainda assim será pequeno demais para ver os detalhes na superfície de uma estrela próxima!

Na rádio astronomia, os pequenos detalhes são ainda mais difíceis de observar. Com um diâmetro equivalente, um rádio telescópio tem uma resolução 1000 vezes inferior a um telescópio óptico, pelo simples facto das ondas rádio, tais como as observadas pelo ALMA, serem muito maiores — cerca de 1 milímetro — do que as observadas pelos telescópios ópticos, que têm comprimentos de onda da ordem da milésima de milímetro, ou seja, 1 micrómetro. Quanto maior for o comprimento de onda, menor, ou pior, será a resolução que conseguimos obter. Para poder captar as mesmas estruturas que o VLT, uma única antena parabólica rádio precisava de ter um diâmetro de vários quilómetros.

A necessidade dos astrónomos em obter resoluções mais elevadas levou à aplicação de uma nova tecnologia chamada interferometria, inicialmente usada para observar o Sol nos comprimentos de onda do rádio em 1946.

 


Esquema da plataforma do Paranal com três linhas de base (destacadas a vermelho) usadas nas observações VLTI. Crédito: ESO


  A radiação colectada por três Telescópios Auxiliares do VLT e combinada usando a técnica de interferometria, dá aos astrónomos imagens tão nítidas com as que seriam obtidas por um único telescópio gigante com um diâmetro igual à maior separação entre os telescópios individuais usados. Crédito: ESO

 

Como é que funciona interferometria? Um interferómetro combina a radiação colectada por dois ou mais telescópios, permitindo aos astrónomos ver detalhes num objeto como se o estivessem a observar com espelhos ou antenas de centenas de metros de diâmetro. A distância entre dois telescópios, também conhecida por separação, forma a linha de base, que é efetivamente o diâmetro do telescópio "virtual" criado pela interferometria. Quando usamos a radiação colectada por vários telescópios, as separações entre cada par de telescópios constituem linhas de base diferentes e o diâmetro efetivo do telescópio criado corresponde à maior separação dentro da rede. Quantas mais linhas de base forem utilizadas, mais informação pode ser obtida sobre determinado objeto, já que cada linha de base revela uma peça diferente no puzzle de informação que compõe uma imagem completa. Podemos pensar neste conceito em termos musicais: se a imagem de um objeto astronómico corresponder uma canção completa, então cada linha de base representa as notas individuais que a compõem. Quantas mais forem as linhas de base, mais notas temos e mais completa será a nossa versão da canção.

Adicionalmente, à medida que a Terra roda, a orientação das várias linhas de base relativamente ao objeto que está a ser observado muda, resultando na aquisição de mais informação. Portanto, quantos mais telescópios usarmos, mais linhas de base e mais informação teremos. Este é o caso tanto para a interferometria óptica como para a rádio.

Combinando os quatro Telescópios Principais (UTs) do VLT temos seis linhas de base. Esta é a razão da estranha posição dos telescópios na plataforma: os comprimentos e orientações das seis linhas de base são todos diferentes. Em princípio, os UTs podem obter uma resolução equivalente a um telescópio de 130 metros de diâmetro, o que corresponde à maior linha de base possível. O Interfeómetro do VLT (VLTI) pode também usar os quatro Telescópios Auxiliares (ATs) de 1,8 metros de diâmetro, que se movem ao longo da plataforma de modo a obtermos mais informação sobre os objetos observados. Com os ATs, o VLTI pode ir ainda mais longe, atingindo uma resolução máxima equivalente a um telescópio de 200 metros de diâmetro e um número muito maior de linhas de base possíveis. Esta é uma melhoria de cerca de 25 vezes relativamente à resolução de um único Telescópio Principal do VLT.

O VLTI deu aos astrónomos a possibilidade de estudar objetos celestes com um detalhe sem precedentes. Podemos observar detalhes na superfície das estrelas e até estudar o ambiente próximo de um buraco negro. O VLTI permitiu a obtenção de uma das imagens mais nítidas de sempre de uma estrela, com uma resolução espacial de  apenas 4 milisegundos de arco, o que equivale a distinguir a cabeça de um parafuso a uma distância de 300 km!

 


A rede ALMA vista do ar. Crédito: Clem & Adri Bacri-Normier (wingsforscience.com)/ESO


Luzes a brilhar no correlador do ALMA. Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), S. Argandoña

 

Na interferometria rádio, o ALMA lidera a sua própria revolução. Com o potencial de combinar até 66 antenas com 1225 linhas de base e uma distância máxima entre antenas de 16 quilómetros… Bom, basta fazer as contas! O ALMA atinge a maior resolução que está disponível a um rádio astrónomo atualmente, cerca de dez vezes melhor que a obtida pelo Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA.

Cada telescópio envolvido em interferometria observa o mesmo objeto astronómico e cada um capta alguma da radiação que é emitida. No entanto, a interferometria apenas funciona se a radiação captada por cada telescópio for combinada de modo bem sucedido. Voltando ao nosso paralelo musical, temos de colectar as notas de música individuais e combiná-las de modo a obtermos a canção completa. Devido à maneira como as ondas de luz emitidas por um objeto viajam através do espaço e da atmosfera da Terra, a sua chegada a cada um dos telescópio faz-se em tempos ligeiramente diferentes. Por isso, quando os raios são combinados, cada interferómetro tem que compensar estas minúsculas diferenças de tempo, de modo a garantirmos que todos os raios de luz colectados chegam ao detector ao mesmo tempo. No caso do ALMA, as ondas rádio são combinadas eletronicamente no interior do potente computador chamado correlador. Os comprimentos de onda maiores são mais fáceis de combinar, razão pela qual a interferometria rádio se desenvolveu muito antes da óptica.

Para comprimentos de onda mais pequenos, como os observados pelo VLT, a história é completamente diferente. Mesmo supercomputadores, como o correlador do ALMA, não são simplesmente capazes de atingir o nível de precisão necessário à combinação de sinais obtidos no infravermelho. Levou-se décadas a desenvolver um sistema de confiança para a interferometria infravermelha, como o que é usado no VLTI. Em vez de um supercomputador, a interferometria óptica/infravermelha usa um sistema de túneis subterrâneos, chamados linhas de atraso. Estas linhas de atraso acrescentam uma pequena distância extra nos percursos percorridos pelas ondas que chegam mais cedo, introduzindo assim um tempo de atraso compensatório que garante que todas as ondas de radiação emitidas pelo objeto possam ser combinadas corretamente. Este efeito é conseguido por um sistema de vários carrinhos com espelhos que se deslocam ao longo de carris com o mesmo tamanho que a linha de base máxima. Posicionando estes carrinhos de forma cuidada, os sinais que chegam podem ser calibrados, entrando no instrumento com a extraordinária precisão de 1/1000 mm.

 


Vista aérea do VLTI com os tunéis sobrepostos. Crédito: ESO


Juan Pablo Henríquez, um técnico de mecânica, ajusta as linhas de atraso do VLTI (Very Large Telescope Interferometer). Crédito: ESO/Max Alexander

 

Como se apresenta então a radiação combinada? Não tem um aspeto particularmente especial. Imaginemos um lago perfeitamente calmo no qual são lançadas duas pedrinhas lado a lado. Cada pedra dá origem a um sistema de ondas circulares e a partir de certo momento os dois conjuntos de ondas sobrepõem-se. Quando o máximo de duas ondas se encontra, a altura delas duplica. No entanto, se o máximo de uma onda se encontra com o mínimo de outra, concelam-se mutuamente. Se trocarmos a água por luz (onda eletromagnética), a interação de dois conjuntos de ondas é conhecida por interferência.

 


  Nesta fotografia o astrónomo francês do ESO Jean-Baptiste Le Bouquin demonstra como é que as ondas — não ondas de luz, mas de água — se podem combinar ou interferir para criar onda maiores. Crédito: ESO/M. Alexander


Imagem  de um disco protoplanetário em torno da HL Tauri. Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)

 

Tal padrão de interferência é semelhante a riscas claras e escuras (chamadas riscas de interferência), que podemos obter ao realizar a experiência da fenda dupla. A separação e o contraste das riscas depende do tamanho e da forma do objeto observado. Adicionalmente, o padrão de interferência pode ser observado a diferentes comprimentos de onda (cores) ou até em todo o espectro eletromagnético, como no caso da espectroscopia.

Quando se começou a desenvolver a técnica da interferometria, o número limitado de linhas de base revelava apenas se o objeto se tratava de uma fonte pontual, dupla ou dupla extensa, no entanto era impensável obter uma imagem prorpriamente dita. Atualmente, o uso de interferómetros altamente sofisticados como o ALMA, juntamente com uma boa dose de matemática, significa que os astrónomos são capazes de produzir imagens quase tão detalhadas como as obtidas com um espelho de centenas de metros de diâmetro ou com uma antena gigante de vários quilómetros. Pensando outra vez no paralelo de uma peça de música, podemos dizer que a interferometria revela-nos verdadeiramente a harmonia do Universo.

Destaques científicos obtidos com Interferometria

  • Instrumento MIDI resolve de forma clara a estrela WOH G64, descobrindo que afinal este objeto não é tão grande como se pensava! (eso0815)
  • VLTI detecta luz exozodiacal usando o instrumento PIONIER (eso1435)
  • Imagem ALMA revolutionária revela génesis planetária (eso1436)
  • VLTI descobre poeira em locais inesperados por cima e por baixo do plano do disco que rodeia o buraco negro supermassivo numa galáxia ativa (eso1327)
  • VLTI detecta uma companheira muito pequena no disco protoplanetário que rodeia a estrela  T Cha (eso1106)

Imagens adicionais