O telescópio espacial Hubble de 1,5 bilhão de dólares promoveu a maior revolução no estudo astronômico desde que Galileu Galilei inventou a luneta em 1609.
A história do Telescópio Espacial Hubble remonta ao ano de 1946, quando o astrônomo Lyman Spitzer escreveu um documento intitulado Vantagens astronômicas de um observatório extraterrestre. Aí discorriam as duas grandes vantagens oferecidas por um observatório espacial relativamente aos telescópios terrestres: primeiro, a resolução óptica (distância mínima de separação entre objetos na qual eles permaneçam claramente distintos) estaria limitada apenas por difração, em oposição aos efeitos da turbulência da atmosfera que provocam o cintilamento das estrelas, conhecido entre astrônomos como visão. Os telescópios terrestres estão tipicamente limitados a resoluções de 0,5–1,0 segundos de arco (arcsec), comparativamente aos valores teóricos de resolução de difração limitada de cerca de 0,1 arc para um telescópio com um espelho de 2,5 m em diâmetro. A segunda maior vantagem seria a possibilidade de observar luz infravermelha e ultravioleta, cuja grande parte é absorvida pela atmosfera.
Construção
Assim que foi dada luz verde ao projeto, os trabalhos da fase de construção foram divididos por diversas instituições. O Marshall Space Flight Center ficou responsável pelo controle geral dos instrumentos científicos e como centro de controle terrestre durante a missão. O centro Marshall incumbiu a Perkin-Elmer, uma companhia do ramo da óptica, de conceber o mecanismo de montagem do telescópio (Optical Telescope Assembly - OTA) e os sensores de navegação (Fine Guidante Sensors) para o telescópio espacial. A Lockheed ficou responsável pela construção da nave espacial em que o telescópio ficaria alojado.
Montagem
Os sistemas relacionados com a óptica e espelhos do telescópio representavam a parte crucial, e seriam concebidos segundo especificações muito rígidas. Em média, os telescópios usam espelhos polidos para uma precisão de cerca de um décimo do comprimento de onda da luz visível; porém, uma vez que o Telescópio Espacial seria utilizado para observações na gama dos ultravioleta aos infravermelhos com uma resolução dez vezes superior aos telescópios antecessores, o espelho deste teria que ser polido para uma precisão de 1/20 do comprimento de onda da luz visível, ou 30 nanometros.
A Perkin-Elmer planeava utilizar maquinaria assistida por computador extremamente sofisticada para transformar o espelho segundo as especificações impostas, mas para o caso da sua tecnologia de ponta apresentar dificuldades, a Kodak estava também contratada para construir um espelho de salvaguarda utilizando as técnicas de polimento tradicionais. A construção do espelho foi iniciada a 1979, utilizando vidro de expansão ultra-reduzida. Para reduzir ao máximo o peso do espelho, este foi condicionado numa espécie de sandwich com duas placas de cerca de uma polegada de altura e uma estrutura em forma de colméia no meio.
O polimento prolongou-se de 1979 até Maio de 1981. Mais tarde, relatórios da NASA questionavam a estrutura intermédia proposta pela Perkin-Elmer, o que acarretou complicações ao nível da agenda e do orçamento. O espelho estaria concluído nos finais de 1981 com o acréscimo de um revestimento refletivo em alumínio, de espessura de 75 nm, e outro revestimento protetor de fluoreto de magnésio, de 25 nm de espessura, o que permitia aumentar a reflexão da luz ultravioleta.
Subsistiam, porém, dúvidas sobre a competência da Perkin-Elmer num projeto desta importância, já que o orçamento e agenda para concluir o OTA continuavam a aumentar. Em resposta a esta agenda, descrita como "não delineada e diariamente alterada", a NASA adiou o lançamento do telescópio para Abril de 1985. A agenda da Perkin-Elmer continuou a inflar, a uma taxa de cerca de um a cada três meses, tendo-se mesmo verificado, esporadicamente, atrasos de um dia por cada dia de trabalho. Face a isto, a NASA foi forçada a reagendar o lançamento para 1 de Março e, mais tarde, para Setembro de 1986.
Sistemas de navegação
A nave espacial, na qual seriam alojados o telescópio e os instrumentos, representava outro grande desafio para a engenharia. Teria que suportar adequadamente mudanças freqüentes entre a luz direta do Sol e a escuridão da sombra da Terra — que provocavam mudanças bruscas na temperatura - enquanto pudesse permanecer estável o suficiente para permitir o direcionamento extremamente preciso do telescópio.
O espelho principal de 2.4 metros de diâmetro do Hubble foi polido com uma incrível precisão de 30 nanômetros (1/20 do comprimento de onda da luz visível)
A superfície do espelho primário de um telescópio precisa ter a forma definida por uma curva matemática chamada parábola e a sua superfície não pode desviar desta forma mais do que 1/10 do comprimento de onda da radiação
Polishing of Hubble's primary mirror begins at Perkin-Elmer corporation, Danbury, Connecticut, May 1979.
The engineer pictured is Dr. Martin Yellin, an optical engineer working for Perkin-Elmer on the project.
AS VANTAGENS DO TELESCOPIO ESPACIAL HUBBLE EM RELAÇÃO AOS TELESCOPIOS TERRESTRES
A grande importância do Telescópio Espacial Hubble (nome dado em homenagem ao astrônomo norte-americano Edwin Powell Hubble que viveu de 1889 a 1953) está no fato de ele estar colocado no espaço, fora da atmosfera da Terra. A luz dos astros para chegar a ele não precisa passar por nossa atmosfera. Toda informação que obtemos de um astro está na luz que vem deles. A atmosfera sempre "some" com parte dessa informação e é por isso que os observatórios astronômicos profissionais sempre são construídos em locais bem altos.
Há quatro fatores principais que podem limitar a definição da imagem de um telescópio:
• Precisão do formato e regularidade da superfície do espelho
• Diâmetro do Espelho
• Resolução do Detector (CCD)
• Distorção produzida pela atmosfera terrestre
A resolução angular é o menor ângulo “Φ”, que pode ser discernido em uma imagem. É o menor ângulo no qual dois pontos luminosos (ex: duas lâmpadas ou duas estrelas) podem ser vistos separadamente.
Φ = λ / D
λ = comprimento de onda e D = diâmetro do espelho primário
Para luz visível a resolução angular é dada pela formula do limite de Dawes
Φ = 116 / D
Φ = ângulo em arcosegundos e D = diâmetro do espelho primário em mm
Quanto maior o diâmetro do espelho de um telescópio, menor a sua resolução angular.
Acontece que a atmosfera terrestre limita a resolução angular de qualquer telescópio terrestre a no mínimo 0.5 arcosegundos, por maior que seja o espelho.
O telescópio espacial Hubble, que tem um espelho com diâmetro de 2380 mm, possui uma resolução angular de 0.048 arcosegundos, 10 vezes menor do que qualquer telescópio terrestre.
O HUBBLE TEVE QUE USAR ÓCULOS
Colocado em órbita em abril/90, logo em seguida foi detectado um grave defeito em sua óptica. O Hubble não era capaz de focar os objetos, principalmente os mais fracos, com a precisão planejada e desejada. Esse defeito foi "diagnosticado" como aberração esférica; uma distorção óptica causada por uma forma incorreta de seu espelho principal. Perto das bordas a curvatura desse espelho estava menor que deveria por uma quantidade cerca de 1/50 da espessura de um fio de cabelo humano. Trocar o espelho seria algo caro e difícil. A solução adotada foi a de projetar uma óptica corretiva para seus instrumentos. Essa óptica foi instalada com grande sucesso em dezembro/93.
Hubble Deep Field
Telescópio Espacial Spitzer
A nave espacial Chandra
A nave espacial é um sistema que fornece suporte a toda a estrutura e condições necessárias para o que telescópio e os instrumentos científicos funcionem apropriadamente.
Os empuxadores fornecem meios de dar movimento ao observatório. Chandra dispõe de dois empuxadores, um para a propulsão e outro para o ajuste de momento (torque).
Os empuxadores de propulsão foram usados logos após o lançamento do telescópio para auxiliar a situá-lo em sua órbita prevista, que foi uma órbita elíptica de alta altitude.
Os empuxadores de momento destinam-se a serem utilizados periodicamente para aplicar torques no Chandra. Embora sejam torques fracos, eles vão se acumulando nas suas rodas de reação, que são utilizadas para o controle de altitude do Chandra.
Para controlar a temperatura dos componentes críticos, o sistema de controle térmico do telescópio consiste em um radiador de resfriamento, isoladores, condensadores e termostatos. Isto é particularmente importante para que a temperatura junto aos espelhos de raio-X seja bem controlada, a fim de manter o foco destes espelhos.
As temperaturas de várias partes da nave especial são continuamente monitoradas e seus valores passados ao controle da missão.
A energia elétrica de Chandra provém de seus painéis solares. Esta energia é armazenada em três conjuntos de baterias e é distribuída de forma cuidadosa, a fim de manter todo o observatório energizado. Os painéis solares geram aproximadamente dois kilo-watt de energia para todo o conjunto.
Localizado na parte dianteira da nave espacial, onde a radiação de raio-X entra no telescópio, a porta do pára-sol é um dos elementos mais básico e um dos mais importantes do sistema que compõe a nave espacial. A porta do pára-sol permaneceu fechada durante toda a etapa de lançamento e de posicionamento do telescópio. Quando aberta, ela sombreia a entrada do telescópio, e desta forma permite apontar o telescópio em direção ao Sol, com uma inclinação perto de 45 graus.
O controle do direcionamento do telescópio apóia-se em vários sistemas: como os giroscópios, câmeras, sensores para ver a posição da Terra e do Sol e as rodas de reação, que auxiliam a monitorar e a controlar com muita exatidão para que direção o telescópio está apontando em dado momento. Seria como observar, a olho nu, a cabeça de um alfinete situado a uma distancia de um quilômetro, tudo isso com uma precisão de três milímetros.
Este sistema pode também pôr o observatório em vários níveis de estado inativo, como em situação de alerta, que é mais conhecido como um modo de segurança, para operações em casos de emergências.
As comunicações, os controles e o sistema de gerenciamento de dados são o centro nervoso do Observatório. Corretamente mantém a nave espacial em sua órbita, monitora todos os sensores da nave espacial, recebe e processa os comandos provenientes do controle da missão da Terra, para as operações do observatório, armazena e processa todos os dados recolhidos para que possam ser transmitidos à Terra.
Chandra tem duas antenas de baixo ganho e qualquer uma pode ser usada para estabelecer uma comunicação nos dois sentidos com o Centro de Controle de Operação do Chandra (Operations Control Center (OCC)). Todos os comandos da Terra e do Chandra, bem como os dados de telemetria, são enviados e recebidos pelas três estações terrestres da NASA, que constituem a Rede de Espaço Profundo - (Deep Space Network). Tipicamente essas comunicações ocorrem uma vez cada oito horas.
Os dados são transmitidos das estações da rede do espaço profundo ao Laboratório de Jato-propulsão da Califórnia - JPL e de lá para o Centro de Controle das Operações do Telescópio (Control Center at the Chandra X-ray Center (CXC)), na cidade de Cambridge, da área de Massachusetts. Os dados são processados e disponibilizados aos cientistas, e eventualmente alguns dados e estudos são publicados.
O telescópio Chandra
O sistema do telescópio de Chandra consiste em quatro pares dos espelhos e da sua estrutura da sustentação.
Um telescópio de raio-X é muito diferente do telescópio óptico comum, por causa da alta energia que os fótons de raio-X carregam. Estes fótons penetram no espelho, e por causa da inclinação do espelho em relação aos fótons, os fótons ricochetear quando impactarem contra o espelho. Os espelhos ficam bastante inclinados, e desta forma os raio-X ricocheteiam para fora dos espelhos.
Os espelhos apresentam uma disposição bastante estranha, pois permanecem quase que paralelos aos raios-X que chegam do espaço.
Olhando para esses espelhos, eles mais se parecem como um grupo de tambores de vidro, uns dentro de outros, do que a forma familiar de prato de um telescópio óptico comum.
Imagine se pudesse fazer com que a superfície da Terra fosse extremamente lisa a ponto de que a montanha mais elevada tivesse menos de dois metros de altura. Em uma escala muito menor, os cientistas e os engenheiros da Raytheon Optical Systems da cidade de Danbury, do estado de Connecticut, realizaram um feito semelhante quando lixaram e poliram os quatro pares de espelhos do telescópio Chandra, deixando o mesmo com uma rugosidade equivalente ao tamanho de alguns átomos.
E ainda, os cientistas e engenheiros da Optical Coating Laboratories, Inc, da cidade de Santa Rosa no estado da Califórnia, também superaram todas as expectativas. Depois que os espelhos foram transportados com todo o cuidado para Califórnia através de um caminhão especial com um sistema especial de suspensão a ar, os espelhos foram cuidadosamente limpos, serviço equivalente a deixar apenas um grão de poeira em uma área o tamanho de uma tela de computador. No final eles foram revestidos com um metal raro altamente reflexivo, o irídio.
O processo bem sucedido de lixar e polir estes espelhos constituiu-se em um fato histórico. São os espelhos mais lisos e mais limpos até hoje construídos.
Os espelhos foram movidos outra vez através dos Estados Unidos, com o mesmo caminhão, agora em direção a Eastman Kodak Company da cidade de Rochester estado de New York, onde foi montada a sua estrutura da sustentação, chamada de conjunto de alta resolução do espelho e tudo isso foi alinhado com uma estranha precisão. O alinhamento dos espelhos de uma extremidade do conjunto do espelho a outra, que media 2,7 metros, eram exatos 1,3 micrômetros ou o tamanho aproximadamente um qüinquagésimo da largura de um cabelo humano.
A conclusão dos serviços foi bem sucedida na montagem do conjunto de alta resolução do espelho na Eastman Kodak terminado em setembro de 1996. Esta foi uma das principais realizações na construção do telescópio Chandra.
Em novembro de 1996, o sistema do telescópio foi posto a bordo de um avião do transporte das forças armadas norte-americanas, uma aeronave C5, voado de Huntsville, no estado do Alabama e entregue ao Marshall Space Flight Center.
Lá o conjunto do telescópio e de seus os instrumentos científicos foram submetidos a milhares de testes individuais de raio-X, em uma edificação especialmente construída para a sua calibração, pela equipe do Marshall Space Flight Center.
Os testes, que foram terminados em maio de 1997, mostraram que Chandra poderia produzir imagens de raio-X 25 vezes mais acuradas que os telescópios anteriores de raio-X. A definição do telescópio é equivalente a poder ler um texto de um jornal situado à metade de uma milha de distância ou seja, a 805 metros de distância.
Depois que o telescópio foi calibrado, ele foi transportado para Redondo Beach, na Califórnia. Lá, os sistemas, os instrumentos e a nave espacial do telescópio foram unidos e testados para sua permanência em ambiente espacial. Finalmente, em 1999, todo o observatório foi levado via aérea à Estação da Força Aérea de Cabo Canaveral e colocado no Ônibus Espacial, para a sua viagem final rumo ao espaço.
Um telescópio de raio-X é muito diferente do telescópio óptico comum, por causa da alta energia que os fótons de raio-X carregam. Estes fótons penetram no espelho, e por causa da inclinação do espelho em relação aos fótons, os fótons ricochetear quando impactarem contra o espelho. Os espelhos ficam bastante inclinados, e desta forma os raio-X ricocheteiam para fora dos espelhos.
Os espelhos apresentam uma disposição bastante estranha, pois permanecem quase que paralelos aos raios-X que chegam do espaço.
Os 4 pares de espelhos do Chandra são os mais lisos e mais limpos até hoje construídos.
Sua rugosidade é de apenas alguns átomos e se a Terra fosse tão lisa quanto os espelhos do Chandra, o monte Everest teria menos de 2 metros de altura.
O alinhamento dos espelhos de uma extremidade do conjunto do espelho a outra, que media 2,7 metros, eram exatos 1,3 micrômetros ou o tamanho aproximadamente um qüinquagésimo da largura de um cabelo humano.
Workers at Eastman Kodak in Rochester, N.Y., check the alignment of the Chandra observatory's High-Resolution Mirror Assembly.