Crédito de imagem: ESO
Uma equipe de engenheiros do Observatório Europeu do Sul testou recentemente uma nova instalação de óptica adaptativa no Very Large Telescope (VLT) no Observatório Paranal, no Chile. Esta tecnologia adapta imagens captadas pelo telescópio para remover a distorção causada pela atmosfera da Terra? como se fossem vistas do espaço. O próximo passo será conectar sistemas semelhantes a todos os telescópios da instalação e conectá-los em uma grande variedade. Isso deve permitir ao observatório resolver objetos 100 vezes mais fracos que hoje.
Em 18 de abril de 2003, uma equipe de engenheiros do ESO comemorou a realização bem-sucedida do “First Light” na instalação de Óptica Adaptativa MACAO-VLTI no Very Large Telescope (VLT) no Observatório Paranal (Chile). Este é o segundo sistema de Óptica Adaptativa (AO) colocado em operação neste observatório, após as instalações da NACO (ESO PR 25/01).
A nitidez da imagem alcançável de um telescópio terrestre é normalmente limitada pelo efeito da turbulência atmosférica. No entanto, com as técnicas de Óptica Adaptativa (AO), essa grande desvantagem pode ser superada para que o telescópio produza imagens tão nítidas quanto teoricamente possível, ou seja, como se fossem tiradas do espaço.
O acrônimo “MACAO” significa “Ótica adaptativa de curvatura de aplicação múltipla”, que se refere à maneira particular como as correções ópticas são feitas que “eliminam” o efeito de desfoque da turbulência atmosférica.
A instalação MACAO-VLTI foi desenvolvida no ESO. É um sistema altamente complexo, do qual quatro, um para cada telescópio VLT de 8,2 m, serão instalados abaixo dos telescópios (nas salas Coudé). Esses sistemas corrigem as distorções dos feixes de luz dos grandes telescópios (induzidos pela turbulência atmosférica) antes de serem direcionados para o foco comum no interferômetro VLT (VLTI).
A instalação das quatro unidades MACAO-VLTI das quais a primeira já está em funcionamento não passará de uma revolução na interferometria VLT. Um enorme ganho de eficiência resultará, devido ao ganho de 100 vezes associado na sensibilidade do VLTI.
Em palavras simples, com o MACAO-VLTI será possível observar objetos celestes 100 vezes mais fracos do que agora. Em breve, os astrônomos serão capazes de obter franjas de interferência com o VLTI (ESO PR 23/01) de um grande número de objetos até agora fora de alcance com esta poderosa técnica de observação, por exemplo. galáxias externas. As imagens e espectros de alta resolução que se seguem abrirão perspectivas totalmente novas na pesquisa extragalática e também nos estudos de muitos objetos fracos em nossa galáxia, a Via Láctea.
Durante o período atual, a primeira das quatro instalações MACAO-VLTI foi instalada, integrada e testada por meio de uma série de observações. Para esses testes, uma câmera infravermelha foi desenvolvida especialmente para permitir uma avaliação detalhada do desempenho. Também forneceu algumas vistas espetaculares de vários objetos celestes, alguns dos quais são mostrados aqui.
MACAO - a instalação de sistema ótico adaptativo de curvatura de múltiplas aplicações
Os sistemas de Adaptive Optics (AO) funcionam por meio de um espelho deformável controlado por computador (DM) que neutraliza a distorção da imagem induzida pela turbulência atmosférica. É baseado em correções ópticas em tempo real, calculadas a partir de dados de imagem obtidos por um "sensor de frente de onda" (uma câmera especial) em velocidade muito alta, muitas centenas de vezes por segundo.
O sistema Ótico adaptativo de curvatura de aplicação múltipla do ESO (MACAO) usa um espelho deformável bimorfo (DM) de 60 elementos e um sensor de frente de onda de curvatura de 60 elementos, com um "batimento cardíaco" de 350 Hz (vezes por segundo). Com esse alto poder de correção espacial e temporal, o MACAO é capaz de restaurar quase a qualidade de imagem teoricamente possível (“limitada por difração”) de um telescópio VLT de 8,2 m na região do infravermelho próximo do espectro, a um comprimento de onda de aproximadamente 2 m. A resolução da imagem resultante (nitidez) da ordem de 60 mili-arcsec é uma melhoria de mais de um fator de 10 em comparação com as observações padrão de visão limitada. Sem o benefício da técnica AO, essa nitidez da imagem só poderia ser obtida se o telescópio fosse colocado acima da atmosfera da Terra.
O desenvolvimento técnico do MACAO-VLTI em sua forma atual foi iniciado em 1999 e, com revisões do projeto em intervalos de 6 meses, o projeto rapidamente atingiu a velocidade de cruzeiro. O design eficaz é o resultado de uma colaboração muito proveitosa entre o departamento AO no ESO e a indústria européia, que contribuiu com a fabricação diligente de vários componentes de alta tecnologia, incluindo o DM bimorfo com 60 atuadores, uma montagem de inclinação-inclinação de reação rápida e muitos outros. A montagem, testes e ajustes de desempenho deste complexo sistema em tempo real foram assumidos pela equipe do ESO-Garching.
Instalação no Paranal
Os primeiros engradados da remessa de mais de 60 metros cúbicos com componentes MACAO chegaram ao Observatório Paranal em 12 de março de 2003. Pouco tempo depois, os engenheiros e técnicos do ESO começaram a montagem meticulosa desse instrumento complexo, abaixo do telescópio VLT 8.2 m KUEYEN ( anteriormente UT2).
Eles seguiram um esquema cuidadosamente planejado, envolvendo a instalação de componentes eletrônicos, sistemas de refrigeração a água, componentes mecânicos e ópticos. No final, eles executaram o exigente alinhamento óptico, entregando um instrumento totalmente montado uma semana antes das primeiras observações de teste planejadas. Esta semana extra proporcionou uma oportunidade muito bem-vinda e útil para realizar uma infinidade de testes e calibrações na preparação das observações reais.
AO ao serviço de Interferometria
O interferômetro VLT (VLTI) combina a luz das estrelas capturada por dois ou mais telescópios de unidade 8.2-VLT (posteriormente também de quatro telescópios móveis móveis de 1,8 m) e permite aumentar bastante a resolução da imagem. Os feixes de luz dos telescópios são reunidos “em fase” (coerentemente). Começando pelos espelhos primários, eles passam por inúmeras reflexões ao longo de seus diferentes caminhos, ao longo de distâncias totais de várias centenas de metros, antes de chegarem ao laboratório interferométrico, onde são combinados a uma fração de comprimento de onda, ou seja, a nanômetros!
O ganho pela técnica interferométrica é enorme - a combinação dos feixes de luz de dois telescópios separados por 100 metros permite a observação de detalhes que só poderiam ser resolvidos por um único telescópio com um diâmetro de 100 metros. É necessária uma sofisticada redução de dados para interpretar medições interferométricas e deduzir parâmetros físicos importantes dos objetos observados, como os diâmetros das estrelas, etc., cf. ESO PR 22/02.
O VLTI mede o grau de coerência das vigas combinadas, expresso pelo contraste do padrão de franja interferométrica observado. Quanto maior o grau de coerência entre os feixes individuais, mais forte é o sinal medido. Ao remover as aberrações de frente de onda introduzidas pela turbulência atmosférica, os sistemas MACAO-VLTI aumentam enormemente a eficiência da combinação dos feixes individuais do telescópio.
No processo de medição interferométrica, a luz das estrelas deve ser injetada em fibras ópticas extremamente pequenas para realizar sua função; apenas 6 mm (0,006 mm) de diâmetro. Sem a ação de “refocussing” do MACAO, apenas uma pequena fração da luz das estrelas capturada pelos telescópios pode ser injetada nas fibras e o VLTI não estaria trabalhando no pico de eficiência para o qual foi projetado.
O MACAO-VLTI agora permitirá um ganho de um fator 100 no fluxo de luz injetado - isso será testado em detalhes quando dois telescópios da unidade VLT, ambos equipados com o MACAO-VLTI, trabalharem juntos. No entanto, o desempenho muito bom alcançado com o primeiro sistema deixa os engenheiros muito confiantes de que um ganho dessa ordem será realmente alcançado. Este teste final será realizado assim que o segundo sistema MACAO-VLTI for instalado no final deste ano.
Primeira luz MACAO-VLTI
Após um mês de trabalho de instalação e após os testes por meio de uma fonte de luz artificial instalada no foco Nasmyth de KUEYEN, o MACAO-VLTI teve o "First Light" em 18 de abril, quando recebeu luz "real" de vários obejts astronômicos.
Durante os testes de desempenho anteriores para medir a melhoria da imagem (nitidez, concentração de energia da luz) em bandas espectrais do infravermelho próximo a 1,2, 1,6 e 2,2 μm, o MACAO-VLTI foi verificado por meio de uma câmera de teste infravermelha personalizada desenvolvida para este finalidade do ESO. Este teste intermediário foi necessário para garantir o bom funcionamento do MACAO antes de ser usado para alimentar um feixe de luz corrigido no VLTI.
Após apenas algumas noites de teste e otimização das várias funções e parâmetros operacionais, o MACAO-VLTI estava pronto para ser usado para observações astronômicas. As imagens abaixo foram tiradas em condições normais de visualização e ilustram a melhoria da qualidade da imagem ao usar o MACAO-VLTI.
MACAO-VLTI - Primeiras imagens
Aqui estão algumas das primeiras imagens obtidas com a câmera de teste no primeiro sistema MACAO-VLTI, agora instalado no telescópio VLT KUEYEN de 8,2 m.
As fotos PR 12b-c / 03 mostram a primeira imagem na banda K infravermelha (comprimento de onda de 2,2 m) de uma estrela (magnitude visual 10) obtida sem e com correções de imagem por meio de óptica adaptativa.
O PR Photo 12d / 03 exibe uma das melhores imagens obtidas com o MACAO-VLTI durante os primeiros testes. Ele mostra uma taxa de Strehl (medida da concentração de luz) que atende às especificações segundo as quais o MACAO-VLTI foi construído. Essa enorme melhoria ao usar técnicas de AO é claramente demonstrada na PR Photo 12e / 03, com o perfil de imagem não corrigido (esquerda) dificilmente visível quando comparado ao perfil corrigido (direita).
O PR Photo 11f / 03 demonstra os recursos de correção do MACAO-VLTI ao usar uma estrela guia fraca. Testes usando diferentes tipos espectrais mostraram que a magnitude visual limitante varia entre 16 para estrelas B do tipo inicial e cerca de 18 para estrelas M do tipo tardio.
Objetos astronômicos vistos no limite de difração
Os exemplos a seguir de observações do MACAO-VLTI de dois objetos astronômicos conhecidos foram obtidos para avaliar provisoriamente as oportunidades de pesquisa agora abertas com o MACAO-VLTI. Eles podem muito bem ser comparados com imagens espaciais.
O Centro Galáctico
O centro de nossa própria galáxia está localizado na constelação de Sagitário, a uma distância de aproximadamente 30.000 anos-luz. O PR Photo 12h / 03 mostra uma visão infravermelha de curta exposição dessa região, obtida pelo MACAO-VLTI durante a fase inicial do teste.
Observações recentes da AO usando as instalações da NACO no VLT fornecem evidências convincentes de que um buraco negro supermassivo com 2,6 milhões de massas solares está localizado no centro, cf. ESO PR 17/02. Este resultado, baseado em observações astrométricas de uma estrela orbitando o buraco negro e aproximando-o a uma distância de apenas 17 horas-luz, não teria sido possível sem imagens com resolução limitada por difração.
Eta Carinae
Eta Carinae é uma das estrelas mais pesadas conhecidas, com uma massa que provavelmente excede 100 massas solares. É cerca de 4 milhões de vezes mais brilhante que o Sol, tornando-o uma das estrelas mais luminosas conhecidas.
Uma estrela tão grande tem uma vida útil comparativamente curta de apenas 1 milhão de anos e - medida na escala de tempo cósmica - Eta Carinae deve ter se formado recentemente. Esta estrela é altamente instável e propensa a explosões violentas. Elas são causadas pela pressão de radiação muito alta nas camadas superiores da estrela, que sopra porções significativas da matéria na "superfície" para o espaço durante erupções violentas que podem durar vários anos. A última dessas explosões ocorreu entre 1835 e 1855 e atingiu o pico em 1843. Apesar de sua distância comparativamente grande - de 7.500 a 10.000 anos-luz - Eta Carinae rapidamente se tornou a segunda estrela mais brilhante do céu na época (com aparente magnitude -1 ), superado apenas por Sirius.
Leo gelado
Leo gelado é uma estrela de magnitude 11 (pós-AGB) cercada por um envelope de gás, poeira e grandes quantidades de gelo (daí o nome). A nebulosa associada é do tipo "borboleta" (morfologia bipolar) e é um dos exemplos mais conhecidos da breve fase de transição entre dois estágios evolutivos tardios, ramo gigante assintótico (AGB) e as nebulosas planetárias subsequentes (PNe).
Para um objeto de três massas solares como este, acredita-se que esta fase dure apenas alguns milhares de anos, um piscar de olhos na vida da estrela. Portanto, objetos como este são muito raros e Frosty Leo é um dos mais próximos e brilhantes entre eles.
Fonte original: Comunicado de imprensa do ESO
