Funções do telescópio

Autor: 
Craig Freudenrich, Ph.D.

Ótica
O Hubble é um telescópio (desenho de Ritchey-Chretien). A luz entra no telescópio através da abertura e reflete no espelho primário, voltando a um espelho secundário, que reflete a luz através de um buraco no centro do espelho primário e chegando a um ponto focal atrás dele. No ponto focal, espelhos menores e parcialmente refletivos e transparentes distribuem a luz para os diferentes instrumentos científicos. Como já mencionamos, a ótica de correção era fornecida pelo COSTAR, inicialmente, mas agora é integrada aos novos instrumentos científicos.


Foto cedida NASA / STScI
Inspeção pré-vôo do espelho primário do Hubble

Os espelhos do Hubble são feitos de vidro e revestidos com camadas de alumínio puro e fluoreto de magnésio (ambos com espessura na casa dos milionésimos de centímetro) para fazê-los refletir luz visível, infravermelha e ultravioleta. O espelho primário pesa 828 kg e o secundário pesa 12,3 kg.

Instrumentos científicos
Ao olhar os diferentes comprimentos de onda, ou o espectro de luz, de um objeto celeste, é possível dizer várias de suas características ou propriedades. Para fazer isto, o Hubble foi equipado com vários instrumentos científicos, todos usando dispositivos de carga acoplada (CCD) para capturar a luz (em vez de filme fotográfico). A luz detectada pelos CCDs são sinais digitais, armazenados em computadores de bordo e reenviados à Terra. Estes dados digitais, então, são transformados nas fotos fantásticas que vemos nos noticiários e revistas. Mas vamos olhar cada um dos instrumentos individualmente.

Câmera Planetária de Campo de Visão Amplo 3 (WFPC3)
Assim como sua antecessora WPFC2, a Câmera Planetária de Campo de Visão Amplo 3 (WFPC3) é o olho do Hubble. Ela está configurada como um instrumento de dois canais. Sua cobertura ampla de comprimento de onda com alta eficiência 'só é possível devido a esse design de dois canais usando tecnologias de dois detectores. O feixe de luz que chega do Hubble é direcionado dentro da WPFC3 usando um espelho de remoção, e é direcionado para os canais de ultravioleta visível e infravermelho próximo.  

Os detectores sensíveis à luz nos dois canais são dispositivos d estado sólido. Para o canal de ultravioleta visível, é usado um CCD de grande formato, similar àqueles encontrados em câmeras digitais. No detector de infravermelho, a superfície cristalina fotosensível é composta de mercúrio, cádmio e telúrio (HgCdTe). A alta sensibilidade à luz do CCD de 16 megapixels, combinado com a visão de campo amplo (160x160 arcsegundos), rende cerca de 35 vezes de melhoria no poder de descoberta em realação ao imageador anterior mais sensível do Hubble, o canal ACS de alta resolução. O detector HgCdTe do canal de infravermelho próximo é uma versão altamente avançada e maior (1 megapixel) dos detectores de 65 mil pixels no antigo instrumento infravermelho próximo (NICMOS).

A combinação da visão de campo amplo, sensibilidade e detector de ruídos baixos resulta em uma melhora de 15 a 20 vezes maior na capacidade da WPFC3 sobre o NICMOS. Uma inovação importante no projeto do canal de infravermelho próximo da WPFC3 resulta do fato de seu detector ter sido feito pra rejeitar luz infravermelha (calor efetivo) mais comprida em comprimento de onda que 1700 nm. Dessa forma, se torna desnecessário usar um criógeno (nitrogênio líquido ou sólido) para mantê-lo frio. Em vez disso, o detector é resfriado com um dispositivo elétrico chamado Thermo-Electric Cooler (TEC - Resfriador térmoelétrico). Isso simplificou bastante o projeto e deus à câmera uma vida operacional maior.

 


Foto cedida pela NASA / STScI
Imagem feita pelo Hubble da nebulosa de Águia, usando a WFPC2, câmera que foi substituída pela WFC3

Espectrógrafo de Origem Cósmica (COS)
O novo instrumento do Hubble vai estudar como galáxias, estrelas e planetas se formaram e evoluíram, e ajudará a determinar como os elementos necessários à vida, como carbono e ferro, foram formados pela primeira vez. Como um espectrógrafo, o COS não captura os tipos de imagens que tornaram o Hubble famoso. Em vez disso, ele vai realizar espectroscopia, a ciência de dividir a luz em componentes individuais, como as gotas de chuva dividem a luz do sol nas cores do arco-íris. O COS vai criar gráficos de linhas irregulares que revelam informação sobre temperatura, densidade, velocidade e composição química dos objetos que ele observa. A assinatura de espectro de gás quente emissor de ultravioleta é tão única quanto uma impressão digital, permitindo que os cientistas tenham uma amostra daquele gás tão distante.

As estruturas brilhantes vermelhas nesta imagem do Hubble são os restos de uma estrela de massa 10 a 15 vezes maior que o Sol, que tria explodido como uma supernova 3 mil anos atrás. O gás remanescente da N123D move-se rapidamente avança lentamente so
NASA/ESA/Hubble SM4 ERO Team
O Espectrógrafo de Origem Cósmica detectou gás imaculado ejetado pela remasnecente de supernova N132D. A supernova N132D está localizada na Grande Nuvem de Magalhães, a 170 mil anos-luz de distância da Terra

 

O COS e o STIS são complementares em suas capacidades. O STIS não estava funcionando desde 1997 e foi reparado na missão corretiva de 2009. Os dois espectrógrafos vão fornecer um conjunto completo de ferramentas espectroscópicas para a pesquisa astrofísica, o estudo das propriedades físicas dos objetos e fenômenos cósmicos, como planetas, estrelas, gases e poeira entre estrelas ou núcleos de galáxias. Qualquer objeto que absorve ou emite luz pode ser estudado com um espectrógrafo para determinar sua temperatura, densidade, composição química e velocidade.

O COS tem dois canais. O canal de ultravioleta distante (FUV) cobre comprimentos de onda de 115nm a 177 nm, e o canal de ultravioleta próximo (NUV), de 175 nm a 300 nm. O canal de ultravioleta distante é especialmente sensível porque contém apenas um elementos óptico selecionável que realizar uma tarefa tripla: correção para a aberração esférica do espelho primário do Hubble, dispersão de luz dentro de seus comprimentos de onda, e foco no feixe de luz no detector de percepção de luz. Embora o canal NUV precise empregar quatro elementos ópticos para fazer seu trabalho, ele ainda fornece sensibilidade sem precedentes na faixa de comprimento de onda.

Câmera de infravermelho próximo e espectrômetro multi-objeto (NICMOS)
Ás vezes, gases e poeira interestelares podem bloquear nossa capacidade de enxergar a luz visível, emitida por objetos celestes. Porém, continua sendo possível ver a luz infravermelha, ou calor, dos objetos ocultos na poeira e no gás. Para ver essa luz infravermelha, o Hubble tem 3 câmeras sensíveis que compõem o NICMOS. O NICMOS é capaz de ver através do gás e poeira interestelar que bloqueiam a luz visível, como mostramos nesta imagem da nebulosa de Órion. Na imagem visível (WFPC2), vemos grandes nuvens de poeira com pouco ou nenhum detalhe. No entanto, quando examinamos a imagem de infravermelho (NICMOS), vemos estrelas além das nuvens.


Foto cedida NASA / STScI
Imagens feitas pela WFPC2 (esquerda) e pelo NICMOS (direita) da Nebulosa de Órion

Por ser tão sensível ao calor, os sensores do NICMOS devem ser mantidos em uma "garrafa térmica" a - 196º C. Inicialmente, o NICMOS era resfriado com um bloco de nitrogênio congelado de 104 kg, mas agora ele é resfriado ativamente com uma máquina que age como uma geladeira.

Espectrógrafo de imagens do telescópio espacial (STIS)
Uma coisa é olhar a luz de um objeto no céu, outra é dizer do que ele é feito. As cores, ou espectro de luz, vindas de uma estrela ou outro objeto celestial, são uma impressão digital química desse objeto. Cada cor específica nos diz quais elementos estão presentes no objeto e a intensidade de cada cor nos diz a quantidade desse elemento presente. Então, para identificar as cores, os comprimentos de onda específicos da luz, o STIS separa as cores recebidas da mesma maneira que um prisma cria um arco-íris.

Além da composição química do objeto, o espectro também pode nos dizer sobre a temperatura e movimento de cada objeto. Caso o objeto esteja se movendo, a impressão química pode pender para a extremidade azul (vindo em nossa direção) ou vermelha (distanciando-se de nós) do espectro. Por exemplo, a fenda da STIS está centralizada sobre o núcleo da galáxia M84 (o retângulo azul, no lado esquerdo da figura abaixo). Se não houver movimento, o espectro deveria ser o mesmo em toda a área da fenda. Porém, a luz no centro da fenda pende para o azul e para o vermelho, o que indica que essa área específica (um campo de 26 anos-luz a partir do núcleo) está girando a uma velocidade de 400 km/s. Astrônomos calcularam que, para criar uma rotação tão grande, deve haver um buraco negro gigante (aproximadamente 300 milhões de vezes a massa do Sol) no núcleo da galáxia.


Foto cedida pela NASA / STScI
Imagens feitas pela WFPC2 (esquerda) e pela STIS (direita) da galáxia M84: a fenda da STIS está centralizada sobre a área mostrada no retângulo azul, à esquerda

Câmera avançada de pesquisas (ACS)
A Câmera para objetos fracos (FOC) foi substituída em março de 2002. Agora, o Hubble ostenta a Câmera Avançada de Pesquisas (ACS), que, de acordo com a CNN.com (em inglês), oferece 10 vezes mais claridade ótica do que a FOC. Para aprender sobre a ACS, confira a página do Space Telescope Science Institute (em inglês) e da ACS da Ball Aerospace (em inglês).

Sensores de direcionamento fino (FGS)
Os FGS são usados para apontar o telescópio na direção desejada e fazer medidas detalhadas e precisas das posições das estrelas, da separação de estrelas binárias e do diâmetro de estrelas. Há 3 FGS no Hubble. Dois são usados para apontar o telescópio e mantê-lo fixo no alvo, procurando por estrelas "guias" no campo do Hubble, próximas ao alvo. Quando cada FGS encontra uma estrela guia, trava sua mira nela e manda a informação de volta ao sistema de navegação do Hubble, para manter esta estrela guia no campo. Enquanto dois FGS estão direcionando o telescópio, um fica livre para tirar medidas astrométricas (posições das estrelas). As medidas astrométricas são importantes na hora de detectar planetas, já que planetas em órbita fazem com que as estrelas deles oscilem em seu movimento pelo céu.