Interferometria
- O que é a interferometria? Nesta página aprenderá...
- Por que é que queremos construir telescópios maiores?
- Quais os desafios técnicos que os grandes telescópios nos colocam?
- Por que é que usamos interferometria?
- Como é que o ESO usa interferometria?
- Como é que o comprimento de onda da radiação observada influencia o interferómetro?
- Como é que o número e a posição das antenas é determinante na imagem final obtida?
- Qual é o verdadeiro aspecto da interferência?
- Como é que reconstruímos o objeto observado a partir do padrão de franjas de interferência?
- O que é interferometria de linha de base muito longa, a técnica usada pelo Event Horizon Telescope?
- Quais são alguns dos destaques científicos do ESO obtidos por meio de interferometria?
O que é a interferometria? Nesta página aprenderá...
- Que a interferometria é uma técnica frequentemente aplicada em astronomia que permite observar detalhes que até o maior dos telescópios atuais não consegue resolver. A radiação colectada por dois ou mais telescópios é combinada para criar uma imagem de um objeto celeste com muito mais detalhes do que o que seria possível com cada telescópio individual. Deste modo, os vários telescópios atuam como um único telescópio gigante "virtual", ou interferómetro, com um diâmetro muito maior do que qualquer telescópio existente.
- Que este interferómetro é usado para estudar todo o tipo de objetos celestes, desde nuvens de gás frio, exoplanetas, e detalhes na superfície de estrelas, até meios em torno de buracos negros.
- Como é que o ESO desempenha um papel importante em dois projetos de interferometria: o Interferómetro do Very Large Telescope do ESO (VLTI) e o Atacama Large Millimetre/submillimetre Array (ALMA).
Por que é que queremos construir telescópios maiores?
Para aprofundar a nossa compreensão do Universo, os astrónomos têm que obter pormenores cada vez mais detalhados dos objetos cósmicos, o que pode ser conseguido aumentando o tamanho do espelho primário dos telescópios: quanto maior for o espelho maior será a sua resolução — ou seja, melhor a sua capacidade de ver os mais finos pormenores. A necessidade de obter resoluções mais elevadas levou à aplicação de interferometria em astronomia.
Quais os desafios técnicos que os grandes telescópios nos colocam?
Construir espelhos com mais do que alguns metros de diâmetro é, ao mesmo tempo, caro e um desafio de engenharia. O problema principal que tem que ser ultrapassado é que o peso do próprio espelho faz com que este se vergue e se deforme devido ao efeito da gravidade.
O uso de um sistema de óptica ativa por baixo do espelho para controlar e compensar estas deformações, fez com que se conseguisse passar de telescópios com espelhos de diâmetros da ordem dos 4 metros, como o New Technology Telescope (NTT) do ESO, para a atual geração de telescópios ópticos de 8-10 metros, como o Very Large Telescope (VLT). Usando espelhos segmentados com óptica ativa, o futuro Extremely Large Telescope (ELT) do ESO terá um espelho de 39 metros de diâmetro. No entanto, ainda assim será pequeno demais para ver os detalhes na superfície de uma estrela bastante próxima!
Em 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 do que as ondas visíveis observadas pelos telescópios ópticos. Quanto maior for o comprimento de onda, pior será a resolução que conseguimos obter. Para conseguir observar as mesmas estruturas que o VLT, uma única antena parabólica rádio tinha que ter um diâmetro de vários quilómetros.
Por que é que usamos interferometria?
Dado o limite do diâmetro dos espelhos e antenas que se conseguem construir, os astrónomos tiveram que se virar para a interferometria, combinando dois ou mais telescópios para criar um instrumento “virtual” chamado interferómetro. O interferómetro atua como um único telescópio com um diâmetro equivalente à distância entre os telescópios individuais que o constituem (ou linha de base).
Uma das desvantagens da interferometria é que menos radiação é colectada pelos espelhos/antenas individuais da rede do que se utilizássemos um telescópio tão grande como a rede, ou seja, é como se existissem "buracos" na superfície colectora do telescópio virtual. É por isso que a interferometria funciona melhor quando observamos fontes celestes brilhantes, sendo ideal para observar os mais finos detalhes neste tipo de objetos.
Como é que o ESO usa interferometria?
O ESO usa interferometria em dois projetos científicos de vanguarda: o VLTI e o ALMA.
- VLTI: com o VLTI do ESO os astrónomos têm a possibilidade de estudar muitos domínios de investigação na área da astronomia, conseguindo, por exemplo, observar detalhes na superfície das estrelas. Com este interferómetro, os astrónomos obtiveram uma das imagens mais nítidas de sempre de uma estrela, com uma resolução equivalente a conseguirmos distinguir a cabeça de um parafuso a uma distância de 300 km!
O VLTI investiga o Universo a comprimentos de onda do infravermelho próximo e médio, combinando a radiação colectada pelos quatro Telescópios Principais (UTs) de 8,2 metros de diâmetro ou pelos quatro Telescópios Auxiliares (ATs) de 1,8 metros do VLT:- Os UTs podem formar seis linhas de base, todas com comprimentos e orientações diferentes. Esta é a razão da estranha colocação dos telescópios na plataforma do VLT, que resulta numa resolução máxima possível equivalente a um telescópio de 130 metros de diâmetro, correspondente à maior linha de base possível, 16 vezes maior que a de um único telescópio.
- Os ATs podem ser deslocados para 30 posições diferentes ao longo da plataforma do VLT de modo a obtermos mais informação sobre os objetos observados. Deste modo temos um número muito maior de linhas de base possíveis, o que permite ao VLTI atingir uma resolução máxima equivalente a um telescópio de 200 metros de diâmetro (atualmente o VLTI opera com linhas de base que vão até aos 140 metros). Esta é uma melhoria de cerca de 25 vezes relativamente à resolução de um único UT.
- ALMA: o ALMA, um projeto internacional do qual o ESO é um parceiro, observa o Universo nos comprimentos de onda do milímetro e submilímetro. Radiação nestes comprimentos de onda é emitida por objetos frios tais como nuvens de gás — a apenas algumas dezenas de graus acima do zero absoluto — e algumas das galáxias mais primordiais e longínquas do Universo. Os astrónomos usam o ALMA para estudar nuvens de gás molecular, os blocos constituintes das estrelas, sistemas planetários e da própria vida.
O ALMA pode combinar até 66 antenas, com 1225 linhas de base e uma distância máxima entre antenas de 16 quilómetros. Deste modo, o ALMA atinge de longe a maior resolução disponível atualmente na rádio astronomia, até dez vezes melhor que a obtida, no visível, pelo Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA.
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
Esquema da plataforma do Paranal com três linhas de base (destacadas a vermelho) usadas nas observações VLTI.
Crédito: ESO
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Como é que o comprimento de onda da radiação observada influencia o interferómetro?
Como já explicámos, comprimentos de onda maiores requerem telescópios maiores para produzir imagens com a mesma resolução que as de comprimentos de onda mais pequenos. O mesmo acontece com os interferómetros, sendo esta a razão pela qual as linhas de base típicas do VLTI, que observa no infravermelho próximo, têm um comprimento de algumas dezenas de metros, enquanto as do ALMA, que investiga o cosmos no rádio, medem vários quilómetros.
Por outro lado, os comprimentos de onda maiores são mais fáceis de combinar, porque a nossa tecnologia atual está suficientemente avançada para digitalizar ondas rádio, mas não sinais infravermelhos. Por isso, enquanto a interferência de ondas rádio pode ser feita electronicamente em computadores, os sinais infravermelhos têm que ser fisicamente combinados uns com os outros, o que requer infraestruturas complexas e especialmente concebidas para tal. Esta é a razão pela qual a rádio interferometria se desenvolveu muito antes da óptica e o ALMA e o VLTI combinam os seus sinais de modos muito diferentes.
No caso do ALMA, as ondas rádio são combinadas digitalmente no interior de um potente computador chamado correlador. Mas mesmo supercomputadores como o correlador do ALMA não são capazes de atingir o nível de precisão necessário para combinar sinais obtidos no infravermelho. Levou-se décadas a desenvolver um sistema de confiança para a interferometria infravermelha, como o que é usado no VLTI.
Luzes a brilhar no correlador do ALMA.
Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), S. Argandoña
A rede ALMA vista do ar.
Crédito: Clem & Adri Bacri-Normier (wingsforscience.com)/ESO
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Em vez de um supercomputador, o VLTI usa um sistema de túneis subterrâneos, chamado linhas de atraso. 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. As 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 meio de um sistema de vários carrinhos com espelhos que se deslocam ao longo de carris com o mesmo tamanho da linha de base máxima do VLTI. Posicionando estes carrinhos de forma cuidadosa, os sinais que chegam podem ser calibrados com a extraordinária precisão de 1/1000 mm.
Juan Pablo Henríquez, um técnico de mecânica, ajusta as linhas de atraso do VLTI (Very Large Telescope Interferometer).
Crédito: ESO/Max Alexander
Vista aérea do VLTI com os túneis sobrepostos.
Crédito: ESO
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Esquema do funcionamento do VLTI. As ondas de luz emitidas por uma estrela distante chegam mais cedo ao telescópio da direita. Várias reflexões nas linhas de atraso compensam esta diferença, introduzindo um atraso que pode ser ajustado com carrinhos amovíveis, de modo a que ambos os raios interfiram construtivamente.
Crédito: ESO
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Como é que o número e a posição das antenas é determinante na imagem final obtida?
As imagens que um interferómetro consegue produzir dependem da geometria da rede; em particular do número e da orientação das linhas de base.
O que é que acontece se mudarmos a forma da rede? Este exemplo mostra como veríamos a Mona Lisa com um interferómetro constituído por antenas rádio colocadas em diferentes configurações.
Como seria a Mona Lisa se fosse observada com antenas colocadas em configurações diferentes. Quando as antenas estão alinhadas, apenas conseguimos ver detalhes ao longo dessa linha. Ao usarmos linhas de base com vários ângulos diferentes obtemos uma imagem mais completa.
Crédito: ESO/J. C. Muñoz-Mateos
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Quando as antenas estão colocadas numa linha horizontal, apenas conseguimos ver os detalhes horizontais da imagem. Do mesmo modo, quando as antenas estão colocadas verticalmente vemos apenas os detalhes verticais da imagem.
Para criar uma imagem melhor, é preciso não só combinar a horizontal e a vertical mas todas as direções, o que é possível deslocando fisicamente os telescópios ou então utilizando a rotação da Terra. 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 e dados. Esta técnica é crucial no caso do VLTI, já que dispomos apenas de quatro telescópios e, consequentemente, poucas linhas de base.
Em interferometria, a resolução não depende do tamanho do espelho do telescópio ou antena, mas sim do tamanho da linha de base. Quanto maior esta for, mais resolução teremos no objeto observado.
O exemplo a seguir mostra que, à medida que as antenas da rede ALMA são colocadas cada vez mais afastadas umas das outras, mais e mais detalhes da Mona Lisa são revelados. No entanto, chega-se a um ponto em que apenas se conseguem observar os mais finos detalhes; isto é, os aspectos mais gerais da imagem (tal como a distinção entre o céu e a mulher) perdem-se porque os padrões de interferência desaparecem.
Como veríamos a Mona Lisa se fosse observada com antenas colocadas em separações diferentes. Quanto mais afastadas estão as antenas, mais finos são os detalhes que conseguimos observar. Quando as antenas estão demasiado afastadas umas das outras (painel da direita), já não conseguimos observar estruturas extensas difusas.
Crédito: ESO/J. C. Muñoz-Mateos
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Esta é a razão pela qual o ALMA é constituído por uma rede compacta central mais pequena — que nos revela aspectos mais gerais de uma imagem — e por antenas que podem colocar-se até 16 km de distância — revelando os detalhes mais finos. Outros interferómetros usam princípios semelhantes.
Assim, juntar mais antenas ou espelhos a uma rede interferométrica tem dois efeitos. O primeiro é aumentar o número de linhas de base, e portanto o número de separações diferentes entre pares de elementos na rede, revelando detalhes a diferentes escalas. O segundo é introduzir novos ângulos e orientações a estas linhas de base, o que também ajuda a produzir uma imagem mais completa.
Qual é o verdadeiro aspecto da interferência?
Quando duas ou mais ondas se encontram, podem ser combinadas para formar uma onda geral. A este fenómeno dá-se o nome de interferência e é neste princípio que se baseia a interferometria.
Um exemplo bastante real de interferência são as ondas na superfície da água. Imaginemos um lago perfeitamente calmo no qual são lançadas duas pedrinhas lado a lado. Cada pedra dá origem a um sistema em expansão de ondas circulares e a partir de certo momento os dois conjuntos de ondas começam a sobrepôr-se. Quando as cristas, ou as depressões, de duas ondas se encontram, a altura delas duplica — é a chamada interferência construtiva. No entanto, se a crista de uma onda se encontra com a depressão de outra, cancelam-se mutuamente — é a interferência destrutiva.
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
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Em vez de ondas de água, a interferência em astronomia usa ondas de luz. As ondas de luz combinadas são chamadas franjas de interferência.
A ilustração que se segue mostra de modo esquemático como é que duas estrelas de diferentes tamanhos aparentes no céu vistas a partir da Terra (à esquerda) se vêem quando observadas por um único telescópio (no meio) e por um interferómetro como o VLTI que forma franjas de interferência (à direita). As bandas brilhantes e escuras no padrão de franjas resultam de interferência construtiva e destrutiva, respectivamente. Não há muita diferença quando observamos a estrela através de um único telescópio, no entanto os padrões de franjas do interferómetro são muito distintos.
Crédito: ESO
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Como é que reconstruímos o objeto observado a partir do padrão de franjas de interferência?
A largura e o brilho das franjas dependem principalmente de três factores: a linha de base do interferómetro, o comprimento de onda das duas ondas de luz que se combinam e o tamanho aparente do objeto no céu visto a partir da Terra. Como se conhecem os dois primeiros, podemos determinar o tamanho do objeto.
Com muito poucas linhas de base não é possível reconstruir uma imagem de um objeto; os astrónomos podem apenas inferir algumas propriedades geométricas básicas, tais como o diâmetro de uma estrela ou se esta tem uma companheira. Ao acrescentarmos mais linhas de base com diferentes separações e orientações, podemos obter uma reconstrução mais fiel da forma do objeto.
O que é interferometria de linha de base muito longa, a técnica usada pelo Event Horizon Telescope?
A Interferometria de Linha de Base Muito Longa (VLBI, sigla do inglês para Very-Long-Baseline Interferometry) combina os sinais colectados por rádio telescópios situados a centenas de milhares de quilómetros de distância uns dos outros, o que faz estender as linhas de base para os comprimentos máximos possíveis na Terra, criando um telescópio "virtual" do tamanho do planeta inteiro.
Deste modo consegue-se aumentar centenas de vezes a resolução atingida pelos rádio interferómetros, tais como o ALMA, o que permite aos astrónomos observar o cosmos com tanto detalhe que é até possível ver a sombra dos buracos negros supermassivos que se escondem no coração das galáxias.
Este é o objetivo final do Event Horizon Telescope (EHT), uma rede composta por 11 rádio telescópios espalhados pelo mundo inteiro — desde a Gronelândia ao Pólo Sul, incluindo o ALMA e o APEX nos Andes chilenos — gerida por uma colaboração internacional de mais de 300 cientistas de quase 80 instituições de todo o mundo.
Os alvos principais do EHT são os dois buracos negros supermassivos maiores vistos a partir da Terra: Sgr A*, localizado no coração da nossa Via Láctea, e o buraco negro que se encontra no núcleo da galáxia M87. A rede EHT observa as ondas rádio emitidas pelo disco de gás que rodeia o horizonte de eventos dos dois buracos negros, um processo que já permitiu capturar a primeira imagem de sempre de um buraco negro (o buraco negro supermassivo da M87).
Uma vez que as antenas do EHT estão situadas em vários continentes, não é possível combinar e analisar os seus sinais no local, tal como é feito no ALMA. Em vez disso, os sinais têm que ser gravados e reunidos para poderem ser analisados depois de realizadas as observações.
Com o EHT espalhado por todo o planeta, teremos atingido as linhas de base mais longas possíveis, criando assim um limite máximo na nitidez com que conseguimos observar o cosmos? A resposta é não, uma vez que VLBI baseada no espaço está já a funcionar, com rádio satélites a permitirem a existência de linhas de base bem maiores que o tamanho da Terra.
O nosso planeta não é, portanto, a derradeira fronteira da interferometria, mas apenas o seu início.
Quais são alguns dos destaques científicos do ESO obtidos por meio de interferometria?
Destaques científicos do VLTI:
- Primeira observação direta de um exoplaneta com interferometria óptica (1905)
- Imagem de mais alta resolução obtida até à data do sistema estelar Eta Carinae (eso1637)
- Detecção de luz exozodiacal (eso1435)
- Melhor imagem de sempre da superfície e atmosfera de uma estrela (eso1726)
- Imagem mais nítida de sempre de um disco poeirento em torno de uma estrela velha (eso1608)
- Detecção de um companheiro muito pequeno no disco protoplanetário que rodeia a estrela T Cha (eso1106)
- Detecção de efeitos relativistas in stars orbiting the supermassive black hole at the centre of the Milky Way (eso1825)
Destaques científicos do ALMA:
- Imagem revolucionária de génese planetária
- Observaçao extremamente detalhada de um Anel de Einstein
- Detecção de moléculas orgânicas complexas — estruturas pré-bióticas com base de carbono, necessárias à vida, em discos protoplanetários distantes
- Primeira detecção clara de um disco a formar satélites em torno de um exoplaneta
- A primeira imagem de um buraco negro