Funções do telescópio

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 2 (WFPC2)
A WFPC2 é o "olho", ou câmera, principal do Hubble. Assim como a retina do seu olho, a WFPC2 tem quatro chips CCD para capturar a luz, 3 chips CCD de campo amplo e baixa resolução dispostos em "L" e um chip CCD de câmera planetária, de alta resolução, dentro desse "L". Todos os 4 chips CCD são expostos ao alvo ao mesmo tempo, e a imagem alvo é centralizada no chip CCD desejado, seja com alta ou baixa resolução. Os espectros de luz que ela pode ver são a visível e ultravioleta. A WFPC2 pode obter imagens através de vários filtros (vermelho, verde, azul) para criar imagens de cor natural, como essa imagem da nebulosa de Águia.

Foto cedida pela NASA / STScI Imagem feita pelo Hubble da nebulosa de Águia, usando a WFPC2

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.