6.3: Detectores e instrumentos de luz visível

Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

• Descreva a diferença entre placas fotográficas e dispositivos de carga acoplada
• Descreva as dificuldades únicas associadas às observações infravermelhas e suas soluções
• Descreva como um espectrômetro funciona

Depois que um telescópio coleta radiação de uma fonte astronômica, a radiação deve ser detectada e medida. O primeiro detector usado para observações astronômicas foi o olho humano, mas ele sofre por estar conectado a um dispositivo imperfeito de gravação e recuperação — o cérebro humano. A fotografia e os detectores eletrônicos modernos eliminaram as peculiaridades da memória humana ao fazer um registro permanente das informações do cosmos.

O olho também sofre por ter um tempo de integração muito curto; leva apenas uma fração de segundo para adicionar energia luminosa antes de enviar a imagem ao cérebro. Uma vantagem importante dos detectores modernos é que a luz de objetos astronômicos pode ser coletada pelo detector por longos períodos de tempo; essa técnica é chamada de “exposição prolongada”. Exposições de várias horas são necessárias para detectar objetos muito fracos no cosmos.

Antes que a luz chegue ao detector, os astrônomos de hoje normalmente usam algum tipo de instrumento para classificar a luz de acordo com o comprimento de onda. O instrumento pode ser tão simples quanto filtros coloridos, que transmitem luz dentro de uma faixa especificada de comprimentos de onda. Um plástico vermelho transparente é um exemplo cotidiano de filtro que transmite apenas a luz vermelha e bloqueia as outras cores. Depois que a luz passa por um filtro, ela forma uma imagem que os astrônomos podem usar para medir o brilho aparente e a cor dos objetos. Mostraremos muitos exemplos dessas imagens nos capítulos posteriores deste livro e descreveremos o que podemos aprender com elas.

Como alternativa, o instrumento entre o telescópio e o detector pode ser um dos vários dispositivos que espalham a luz em todo o seu arco-íris de cores para que os astrônomos possam medir linhas individuais no espectro. Esse instrumento (sobre o qual você aprendeu no capítulo sobre Radiação e Espectros) é chamado de espectrômetro porque permite aos astrônomos medir (medir) o espectro de uma fonte de radiação. Seja um filtro ou um espectrômetro, os dois tipos de instrumentos de classificação de comprimento de onda ainda precisam usar detectores para registrar e medir as propriedades da luz.

Detectores fotográficos e eletrônicos

Durante a maior parte do século XX, filmes fotográficos ou placas de vidro serviram como os principais detectores astronômicos, seja para fotografar espectros ou imagens diretas de objetos celestes. Em uma placa fotográfica, um revestimento químico sensível à luz é aplicado a um pedaço de vidro que, quando desenvolvido, fornece um registro duradouro da imagem. Em observatórios ao redor do mundo, vastas coleções de fotografias preservam a aparência do céu nos últimos 100 anos. A fotografia representa uma grande melhoria em relação ao olho humano, mas ainda tem limitações. Os filmes fotográficos são ineficientes: apenas cerca de 1% da luz que realmente incide sobre o filme contribui para a mudança química que produz a imagem; o resto é desperdiçado.

Hoje, os astrônomos têm detectores eletrônicos muito mais eficientes para registrar imagens astronômicas. Na maioria das vezes, esses são dispositivos de carga acoplada (CCDs), que são semelhantes aos detectores usados em câmeras de vídeo ou em câmeras digitais (como a que cada vez mais estudantes têm em seus telefones celulares) (Figura\(\PageIndex{1}\)). Em um CCD, os fótons de radiação que atingem qualquer parte do detector geram um fluxo de partículas carregadas (elétrons) que são armazenadas e contadas no final da exposição. Cada local onde a radiação é contada é chamado de pixel (elemento de imagem), e detectores modernos podem contar os fótons em milhões de pixels (megapixels ou MPs).

Figura\(\PageIndex{1}\): Dispositivos de carga acoplada (CCDs). (a) Este CCD tem apenas 300 micrômetros de espessura (mais fino que um fio de cabelo humano), mas contém mais de 21 milhões de pixels. (b) Essa matriz de 42 CCDs serve ao telescópio Kepler. (crédito a: modificação do trabalho pelo Departamento de Energia dos EUA; crédito b: modificação do trabalho pela NASA e pela Ball Aerospace)

Como os CCDs normalmente registram de 60 a 70% de todos os fótons que os atingem, e os melhores CCDs de silício e infravermelho excedem 90% de sensibilidade, podemos detectar objetos muito mais fracos. Entre elas estão muitas pequenas luas ao redor dos planetas externos, planetas anões gelados além de Plutão e galáxias anãs de estrelas. Os CCDs também fornecem medições mais precisas do brilho de objetos astronômicos do que a fotografia, e sua saída é digital, na forma de números que podem ir diretamente para um computador para análise.

Observações infravermelhas

Observar o universo na faixa infravermelha do espectro apresenta alguns desafios adicionais. A região do infravermelho se estende de comprimentos de onda próximos a 1 micrômetro (µm), que é aproximadamente o limite de sensibilidade de comprimento de onda longo dos CCDs e da fotografia, até 100 micrômetros ou mais. Lembre-se da discussão sobre radiação e espectros de que o infravermelho é “radiação térmica” (emitida em temperaturas com as quais nós, humanos, nos sentimos confortáveis). O principal desafio para os astrônomos que usam infravermelho é distinguir entre a pequena quantidade de radiação térmica que chega à Terra a partir de estrelas e galáxias e o calor muito maior irradiado pelo próprio telescópio e pela atmosfera do nosso planeta.

As temperaturas típicas na superfície da Terra estão próximas de 300 K, e a atmosfera através da qual as observações são feitas é apenas um pouco mais fria. De acordo com a lei de Wien (do capítulo sobre Radiação e Espectros), o telescópio, o observatório e até mesmo o céu estão irradiando energia infravermelha com um comprimento de onda de pico de cerca de 10 micrômetros. Para os olhos infravermelhos, tudo na Terra brilha intensamente, incluindo o telescópio e a câmera (Figura\(\PageIndex{2}\)). O desafio é detectar fontes cósmicas fracas contra esse mar de luz infravermelha. Outra maneira de ver isso é que um astrônomo usando infravermelho deve sempre lidar com a situação que um observador de luz visível enfrentaria se trabalhasse em plena luz do dia com um telescópio e uma óptica revestida com luzes fluorescentes brilhantes.

Figura\(\PageIndex{2}\): Olhos infravermelhos. As ondas infravermelhas podem penetrar em lugares do universo a partir dos quais a luz é bloqueada, conforme mostrado nesta imagem infravermelha em que o saco plástico bloqueia a luz visível, mas não o infravermelho.

Para resolver esse problema, os astrônomos devem proteger o detector infravermelho da radiação próxima, assim como você protegeria o filme fotográfico da luz do dia. Como qualquer coisa quente irradia energia infravermelha, o detector deve ser isolado em ambientes muito frios; geralmente, ele é mantido próximo do zero absoluto (1 a 3 K) por imersão em hélio líquido. O segundo passo é reduzir a radiação emitida pela estrutura e pela óptica do telescópio e impedir que esse calor alcance o detector infravermelho.

Confira o The Infrared Zoo para ter uma ideia de como são os objetos familiares com a radiação infravermelha. Deslize o controle deslizante para alterar o comprimento de onda da radiação da imagem e clique na seta para ver outros animais.

Espectroscopia

A espectroscopia é uma das ferramentas mais poderosas do astrônomo, fornecendo informações sobre a composição, temperatura, movimento e outras características dos objetos celestes. Mais da metade do tempo gasto na maioria dos grandes telescópios é usado para espectroscopia.

Os diversos comprimentos de onda presentes na luz podem ser separados passando-os por um espectrômetro para formar um espectro. O design de um espectrômetro simples é ilustrado na Figura\(\PageIndex{3}\). A luz da fonte (na verdade, a imagem de uma fonte produzida pelo telescópio) entra no instrumento através de um pequeno orifício ou fenda estreita e é colimada (transformada em um feixe de raios paralelos) por uma lente. A luz então passa por um prisma, produzindo um espectro: diferentes comprimentos de onda deixam o prisma em direções diferentes porque cada comprimento de onda é curvado em uma quantidade diferente quando entra e sai do prisma. Uma segunda lente colocada atrás do prisma focaliza as muitas imagens diferentes da fenda ou do orifício de entrada em um CCD ou outro dispositivo de detecção. Essa coleção de imagens (espalhadas por cores) é o espectro que os astrônomos podem analisar posteriormente. À medida que a espectroscopia espalha a luz para cada vez mais caixas de coleta, menos fótons entram em cada compartimento, então é necessário um telescópio maior ou o tempo de integração deve ser bastante aumentado — geralmente os dois.

Figura Espectrômetro\(\PageIndex{3}\) Prism. A luz do telescópio está focada em uma fenda. Um prisma (ou grade) dispersa a luz em um espectro, que é então fotografado ou gravado eletronicamente.

Na prática, os astrônomos de hoje são mais propensos a usar um dispositivo diferente, chamado de grade, para dispersar o espectro. Uma grade é um pedaço de material com milhares de ranhuras em sua superfície. Embora funcione de forma completamente diferente, uma grade, como um prisma, também espalha a luz em um espectro.

Resumo

Os detectores de luz visível incluem olho humano, filme fotográfico e dispositivos de carga acoplada (CCDs). Os detectores sensíveis à radiação infravermelha devem ser resfriados a temperaturas muito baixas, pois tudo dentro e perto do telescópio emite ondas infravermelhas. Um espectrômetro dispersa a luz em um espectro a ser registrado para análise detalhada.

Glossário

dispositivo de carga acoplada (CCD)

conjunto de detectores eletrônicos de alta sensibilidade de radiação eletromagnética, usados no foco de um telescópio (ou lente de câmera) para gravar uma imagem ou espectro