Óptica Adaptativa e Estrelas Laser

Nossa atmosfera é um obstáculo para a observação do céu

A atmosfera terrestre é dinâmica, suas camadas de ar são heterogêneas em temperatura. Essas camadas se movem, se misturam, trocam energia, e as perturbações devidas à pressão, calor, umidade e movimento atrapalham muito as observações astronômicas feitas a partir do solo. Além disso, essa turbulência atmosférica é permanente e imprevisível.

As imagens recebidas pelos telescópios tremem ao ritmo das agitações e redemoinhos das moléculas de ar. Diz-se que a frente de onda está perturbada. A frente de onda plana, que viajou por bilhões de anos, quebra nos últimos milissegundos de sua viagem, na atmosfera terrestre. Desde 2010, o sistema de AO faz parte do equipamento padrão dos grandes observatórios.

Princípio geral

A Óptica Adaptativa (AO) é uma técnica que permite corrigir em tempo real as distorções causadas pela turbulência atmosférica. Essas perturbações modificam a frente de onda luminosa e degradam a resolução dos telescópios terrestres. O sistema é baseado em um espelho deformável controlado por um analisador de frente de onda, que foi proposto em 1953 pelo astrônomo americano, Horace Babcock (1912-2003).

Estrelas laser artificiais

Quando se quer observar uma área do céu onde não há uma estrela brilhante para guiar um telescópio, os astrônomos criam sua própria referência luminosa: uma estrela laser artificial. Eles enviam um feixe de laser amarelo para uma fina camada de sódio localizada a cerca de 90 km de altitude na mesosfera. Os átomos de sódio são excitados e enviam de volta uma luz visível do solo: obtém-se um ponto brilhante que serve de referência para corrigir os efeitos da turbulência atmosférica e obter imagens muito mais nítidas.

N.B.: Existe uma camada de sódio na mesosfera terrestre, centrada em torno de 90 km de altitude. Não é uma "nuvem" visível, mas um véu extremamente tênue de átomos de Na resultantes da ablação de micrometeoritos.

Como as imagens são corrigidas no espelho do telescópio

Um sensor observa como a luz de uma estrela ou de uma estrela laser é distorcida ao atravessar a atmosfera. Um computador traduz essas distorções em um mapa que indica onde e quanto o espelho deve ser curvado para compensar. Pequenos atuadores empurram ou puxam a parte traseira do espelho por algumas dezenas de nanômetros, para devolver à luz uma superfície de propagação regular. Esse ciclo de medição-análise-correção é repetido centenas a milhares de vezes por segundo, para acompanhar em tempo real as variações da turbulência.

Desempenho e limites

O objetivo é anular quase completamente as deformações impostas pelo ar, para obter imagens tão nítidas quanto se o telescópio estivesse no espaço. A qualidade é medida pelo fator de Strehl, que aumenta quando a óptica adaptativa reduz o erro residual.

• A correção é limitada pelo número de atuadores e sua rapidez.
• Turbulências muito finas ou muito rápidas podem permanecer parcialmente não corrigidas.
• Uma estrela laser geralmente serve como referência, mas não reproduz exatamente a luz do alvo.
• O ruído das medições limita a precisão final da correção.

Na prática, a combinação de um sensor preciso, um algoritmo de reconstrução robusto e um DM rápido e denso permite obter imagens corrigidas que se aproximam do limite de difração do telescópio para a banda espectral e o ângulo corrigidos.

Aplicações científicas

Os sistemas de AO que equipam telescópios como o VLT ou Keck permitem obter imagens cuja resolução se aproxima do limite de difração. Eles são essenciais para a obtenção de imagens de exoplanetas, o estudo de núcleos galácticos ou aglomerados estelares compactos.

Tabela comparativa de sistemas de óptica adaptativa

Fontes: ESO, Keck Observatory, Gemini Observatory, MagAO-X, Subaru Telescope, TMT Project.