6.4: Radiotelescópios
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Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Descreva como as ondas de rádio do espaço são detectadas
- Identifique os maiores radiotelescópios do mundo
- Defina a técnica de interferometria e discuta os benefícios dos interferômetros em relação aos telescópios de prato único
Além da radiação visível e infravermelha, ondas de rádio de objetos astronômicos também podem ser detectadas na superfície da Terra. No início da década de 1930, Karl G. Jansky, engenheiro da Bell Telephone Laboratories, estava experimentando antenas para comunicação por rádio de longo alcance quando encontrou uma misteriosa radiação estática de rádio vinda de uma fonte desconhecida (Figura\(\PageIndex{1}\)). Ele descobriu que essa radiação era mais forte cerca de quatro minutos antes em cada dia sucessivo e concluiu corretamente que, como o período de rotação sideral da Terra (quanto tempo levamos para girar em relação às estrelas) é quatro minutos mais curto do que um dia solar, a radiação deve ser originada de alguns região fixada na esfera celeste. Investigações subsequentes mostraram que a fonte dessa radiação era parte da Via Láctea; Jansky havia descoberto a primeira fonte de ondas de rádio cósmicas.
Em 1936, Grote Reber, que era um astrônomo amador interessado em radiocomunicações, usou ferro galvanizado e madeira para construir a primeira antena projetada especificamente para receber ondas de rádio cósmicas. Ao longo dos anos, Reber construiu várias dessas antenas e as usou para realizar pesquisas pioneiras no céu em busca de fontes de rádio celestes; ele permaneceu ativo na radioastronomia por mais de 30 anos. Durante a primeira década, ele trabalhou praticamente sozinho porque os astrônomos profissionais ainda não haviam reconhecido o vasto potencial da radioastronomia.
Detecção de energia de rádio do espaço
É importante entender que as ondas de rádio não podem ser “ouvidas”: elas não são as ondas sonoras que você ouve saindo do receptor de rádio em sua casa ou carro. Como a luz, as ondas de rádio são uma forma de radiação eletromagnética, mas, diferentemente da luz, não podemos detectá-las com nossos sentidos — precisamos confiar em equipamentos eletrônicos para detectá-las. Na transmissão comercial de rádio, codificamos informações sonoras (música ou voz de um apresentador) em ondas de rádio. Eles devem ser decodificados na outra extremidade e depois transformados em som por alto-falantes ou fones de ouvido.
É claro que as ondas de rádio que recebemos do espaço não têm música ou outras informações do programa codificadas nelas. Se os sinais de rádio cósmicos fossem traduzidos em som, eles soariam como a estática que você ouve ao escanear entre estações. No entanto, há informações nas ondas de rádio que recebemos — informações que podem nos dizer sobre a química e as condições físicas das fontes das ondas.
Assim como partículas com carga vibratória podem produzir ondas eletromagnéticas (consulte o capítulo Radiação e Espectros), as ondas eletromagnéticas podem fazer com que as partículas carregadas se movam para frente e para trás. As ondas de rádio podem produzir uma corrente em condutores de eletricidade, como metais. Uma antena é um desses condutores: ela intercepta ondas de rádio, o que cria uma corrente fraca nela. A corrente é então amplificada em um receptor de rádio até que seja forte o suficiente para medir ou gravar. Como sua televisão ou rádio, os receptores podem ser sintonizados para selecionar uma única frequência (canal). Em astronomia, no entanto, é mais comum usar técnicas sofisticadas de processamento de dados que permitem que milhares de bandas de frequência separadas sejam detectadas simultaneamente. Assim, o receptor de rádio astronômico opera de forma muito semelhante a um espectrômetro em um telescópio de luz visível ou infravermelho, fornecendo informações sobre a quantidade de radiação que recebemos em cada comprimento de onda ou frequência. Após o processamento do computador, os sinais de rádio são gravados em discos magnéticos para análise posterior.
As ondas de rádio são refletidas por superfícies condutoras, assim como a luz é refletida por uma superfície metálica brilhante e de acordo com as mesmas leis da óptica. Um telescópio radiorrefletor consiste em um refletor de metal côncavo (chamado de prato), análogo a um espelho telescópico. As ondas de rádio coletadas pela antena são refletidas em um foco, onde podem então ser direcionadas para um receptor e analisadas. Como os humanos são criaturas visuais, os radioastrônomos geralmente constroem uma representação pictórica das fontes de rádio que observam. \(\PageIndex{2}\)A figura mostra essa imagem de rádio de uma galáxia distante, onde radiotelescópios revelam vastos jatos e regiões complicadas de emissões de rádio que são completamente invisíveis em fotografias tiradas com luz.
A radioastronomia é um campo jovem em comparação com a astronomia de luz visível, mas tem experimentado um enorme crescimento nas últimas décadas. Os maiores refletores de rádio do mundo que podem ser apontados para qualquer direção no céu têm aberturas de 100 metros. Um deles foi construído no Observatório Nacional de Radioastronomia dos EUA, na Virgínia Ocidental (Figura\(\PageIndex{3}\)). A tabela\(\PageIndex{1}\) lista alguns dos principais radiotelescópios do mundo.
| Observatório | Localização | Descrição | Sítio Web |
|---|---|---|---|
| Pratos de rádio individuais | |||
| Radiotelescópio esférico de abertura de quinhentos metros (FAST) | Guizhou, China | Prato fixo de 500 m | fast.bao.ac.cn/pt/ |
| Observatório de Arecibo | Arecibo, Porto Rico | Prato fixo de 305 m | www.naic.edu |
| Telescópio Green Bank (GBT) | Banco Verde, WV | Prato dirigível de 110 × 100 m | www.science.nrao.edu/facilities/gbt |
| Telescópio Effelsberg de 100 m | Bonn, Alemanha | Prato dirigível de 100 m | www.mpifr-bonn.mpg.de/pt/effelsberg |
| Telescópio Lovell | Manchester, Inglaterra | Prato dirigível de 76 m | www.jb.man.ac.uk/aboutus/lovell |
| Complexo de Comunicação Espacial Profunda de Canberra (CDSCC) | Tidbinbilla, Austrália | Prato dirigível de 70 m | www.cdscc.nasa.gov |
| Complexo de comunicações espaciais profundas de Goldstone (GDSCC) | Barstow, Califórnia | Prato dirigível de 70 m | www.gdscc.nasa.gov |
| Observatório Parkes | Parkes, Austrália | Prato dirigível de 64 m | www.parkes.atnf.csiro.au |
| Matrizes de antenas de rádio | |||
| Matriz de quilômetros quadrados (SKA) | África do Sul e Austrália Ocidental | Milhares de pratos, área de coleta de km2, matriz parcial em 2020 | www.skatelescope.org |
| Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) | Deserto do Atacama, norte do Chile | 66 pratos de 7 e 12 m | www.almaobservatory.org |
| Matriz muito grande (VLA) | Socorro, Novo México | Matriz de 27 elementos com pratos de 25 m (linha de base de 36 km) | www.science.naro.edu/facilities/vla |
| Radiotelescópio de síntese Westerbork (WSRT) | Westerbork, Holanda | Conjunto de 12 elementos de pratos de 25 m (linha de base de 1,6 km) | www.astron.nl/radio-observatory/public/public-0 |
| Matriz de linha de base muito longa (VLBA) | Dez sites dos EUA, HI às Ilhas Virgens | Conjunto de 10 elementos de pratos de 25 m (linha de base de 9000 km) | www.science.naro.edu/facilities/vlba |
| Rede compacta de telescópios australianos (ATCA) | Vários sites na Austrália | Matriz de 8 elementos (sete pratos de 22 m mais Parkes 64 m) | www.narrabri.atnf.csiro.au |
| Rede de interferômetros interligados por rádio de vários elementos (MERLIN) | Cambridge, Inglaterra e outros sites britânicos | Rede de sete pratos (o maior tem 32 m) | www.e-merlin.ac.uk |
| Telescópios de ondas milimétricas | |||
| IRAM | Granada, Espanha | Prato de ondas mm orientável de 30 m | www.iram-institute.org |
| Telescópio James Clerk Maxwell (JCMT) | Mauna Kea (Havaí) | Prato de ondas mm orientável de 15 m | www.eaobservatory.org/jcmt |
| Observatório de Rádio Nobeyama (NRO) | Minamimaki, Japão | Conjunto de 6 elementos de pratos ondulados de 10 m | www.nro.nao.ac.jp/pt |
| Observatório de Rádio Hat Creek (HCRO) | Cassel, CA | Conjunto de 6 elementos de pratos ondulados de 5 m | www.sri.com/research-development/specialized-facilities/observatório de rádio hat-creek- |
Interferometria de rádio
Como discutimos anteriormente, a capacidade de um telescópio de nos mostrar detalhes finos (sua resolução) depende de sua abertura, mas também depende do comprimento de onda da radiação que o telescópio está coletando. Quanto mais longas as ondas, mais difícil é resolver detalhes finos nas imagens ou mapas que criamos. Como as ondas de rádio têm comprimentos de onda tão longos, elas apresentam enormes desafios para os astrônomos que precisam de boa resolução. Na verdade, mesmo as maiores antenas de rádio da Terra, operando sozinhas, não conseguem distinguir tantos detalhes quanto o pequeno telescópio de luz visível típico usado em um laboratório universitário de astronomia. Para superar essa dificuldade, os radioastrônomos aprenderam a aprimorar suas imagens conectando dois ou mais radiotelescópios eletronicamente. Dois ou mais telescópios conectados dessa maneira são chamados de interferômetro.
“Interferômetro” pode parecer um termo estranho porque os telescópios de um interferômetro funcionam de forma cooperativa; eles não “interferem” uns com os outros. Interferência, no entanto, é um termo técnico para a forma como várias ondas interagem umas com as outras quando chegam aos nossos instrumentos, e essa interação nos permite extrair mais detalhes de nossas observações. A resolução de um interferômetro depende da separação dos telescópios, não de suas aberturas individuais. Dois telescópios separados por 1 quilômetro fornecem a mesma resolução de um único prato de 1 quilômetro de diâmetro (embora, é claro, não sejam capazes de coletar tanta radiação quanto um balde de ondas de rádio com 1 quilômetro de diâmetro).
Para obter uma resolução ainda melhor, os astrônomos combinam um grande número de antenas de rádio em uma matriz de interferômetros. Na verdade, essa matriz funciona como um grande número de interferômetros de dois pratos, todos observando a mesma parte do céu juntos. O processamento computadorizado dos resultados permite a reconstrução de uma imagem de rádio de alta resolução. O instrumento mais extenso desse tipo nos Estados Unidos é o Jansky Very Large Array (VLA) do National Radio Astronomy Observatory, perto de Socorro, Novo México. É composto por 27 radiotelescópios móveis (em trilhos de trem), cada um com uma abertura de 25 metros, espalhados por uma extensão total de cerca de 36 quilômetros. Ao combinar eletronicamente os sinais de todos os seus telescópios individuais, essa matriz permite que o radioastrônomo faça imagens do céu em comprimentos de onda de rádio comparáveis às obtidas com um telescópio de luz visível, com uma resolução de cerca de 1 segundo de arco.
O Atacama Large Millimeter/submillimeter array (ALMA) no deserto do Atacama, no norte do Chile (Figura\(\PageIndex{4}\)), a uma altitude de 16.400 pés, consiste em 12 telescópios de 7 metros e 54 de 12 metros e pode atingir linhas de base de até 16 quilômetros. Desde que entrou em operação em 2013, ele fez observações em resoluções de até 6 milissegundos de arco (0,006 segundos de arco), uma conquista notável para a radioastronomia.
Assista a este documentário que explica o trabalho realizado para projetar e construir o ALMA, discute algumas de suas primeiras imagens e explora seu futuro.
Inicialmente, o tamanho das matrizes de interferômetros era limitado pela exigência de que todos os pratos fossem conectados fisicamente juntos. As dimensões máximas da matriz eram, portanto, apenas algumas dezenas de quilômetros. No entanto, separações maiores do interferômetro podem ser obtidas se os telescópios não precisarem de uma conexão física. Os astrônomos, com o uso da tecnologia atual e do poder computacional, aprenderam a cronometrar a chegada das ondas eletromagnéticas vindas do espaço com muita precisão em cada telescópio e combinar os dados posteriormente. Se os telescópios estiverem tão distantes quanto a Califórnia e a Austrália, ou como a Virgínia Ocidental e a Crimeia na Ucrânia, a resolução resultante supera em muito a dos telescópios de luz visível.
Os Estados Unidos operam o Very Long Baseline Array (VLBA), composto por 10 telescópios individuais que se estendem das Ilhas Virgens ao Havaí (Figura\(\PageIndex{5}\)). O VLBA, concluído em 1993, pode formar imagens astronômicas com uma resolução de 0,0001 segundos de arco, permitindo que características tão pequenas quanto 10 unidades astronômicas (AU) sejam distinguidas no centro de nossa galáxia.
Avanços recentes na tecnologia também possibilitaram a realização de interferometria em comprimentos de onda de luz visível e infravermelho. No início do século XXI, três observatórios com vários telescópios começaram a usar suas placas como interferômetros, combinando sua luz para obter uma resolução muito maior. Além disso, uma matriz interferométrica dedicada foi construída no Monte. Wilson na Califórnia. Assim como nas matrizes de rádio, essas observações permitem que os astrônomos percebam mais detalhes do que um único telescópio poderia fornecer.
| Linha de base mais longa (m) | Nome do telescópio | Localização | Espelhos | Status |
|---|---|---|---|---|
| 400 | CHARA Array (Centro de Astronomia de Alta Resolução Angular) | Mount Wilson, Califórnia | Seis telescópios de 1 m | Operacional desde 2004 |
| 200 | Telescópio muito grande | Cerro Paranal, Chile | Quatro telescópios de 8,2 m | Concluiu 2000 |
| 85 | Telescópios Keck I e II | Mauna Kea (Havaí) | Dois telescópios de 10 m | Operado de 2001 a 2012 |
| 22,8 | Grande telescópio binocular | Mount Graham (Arizona) | Dois telescópios de 8,4 m | Primeira luz 2004 |
Astronomia de radar
O radar é a técnica de transmitir ondas de rádio para um objeto em nosso sistema solar e, em seguida, detectar a radiação de rádio que o objeto reflete de volta. O tempo necessário para a viagem de ida e volta pode ser medido eletronicamente com grande precisão. Como sabemos a velocidade com que as ondas de rádio viajam (a velocidade da luz), podemos determinar a distância até o objeto ou uma característica específica em sua superfície (como uma montanha).
As observações de radar foram usadas para determinar as distâncias até os planetas e a rapidez com que as coisas estão se movendo no sistema solar (usando o efeito Doppler, discutido no capítulo Radiação e Espectros). As ondas de radar desempenharam um papel importante na navegação de naves espaciais em todo o sistema solar. Além disso, como será discutido nos capítulos posteriores, as observações de radar determinaram os períodos de rotação de Vênus e Mercúrio, sondaram pequenos asteróides que se aproximam da Terra e nos permitiram investigar as montanhas e vales nas superfícies de Mercúrio, Vênus, Marte e as grandes luas de Júpiter.
Qualquer antena de rádio pode ser usada como um telescópio de radar se estiver equipada com um poderoso transmissor e um receptor. A instalação mais espetacular do mundo para astronomia de radar é o telescópio de 1000 pés (305 metros) em Arecibo, em Porto Rico (Figura\(\PageIndex{6}\)). O telescópio de Arecibo é muito grande para ser apontado diretamente para diferentes partes do céu. Em vez disso, é construído em uma enorme “tigela” natural (mais do que um mero prato) formada por várias colinas e é revestida com painéis de metal refletores. Uma capacidade limitada de rastrear fontes astronômicas é obtida movendo o sistema receptor, que está suspenso em cabos 100 metros acima da superfície da bacia. Um telescópio de radar ainda maior (500 metros) está atualmente em construção. É o Telescópio Esférico de Abertura de Quinhentos metros (FAST) na China e deve ser concluído em 2016.
Resumo
Na década de 1930, a radioastronomia foi pioneira por Karl G. Jansky e Grote Reber. Um radiotelescópio é basicamente uma antena de rádio (geralmente uma antena grande e curva) conectada a um receptor. Uma resolução significativamente aprimorada pode ser obtida com interferômetros, incluindo matrizes de interferômetros, como o VLA de 27 elementos e o ALMA de 66 elementos. Expandindo-se para interferômetros de linha de base muito longos, os radioastrônomos podem alcançar resoluções tão precisas quanto 0,0001 arco-segundo. A astronomia de radar envolve tanto a transmissão quanto a recepção. O maior telescópio de radar atualmente em operação é uma bacia de 305 metros em Arecibo.
Glossário
- interferência
- processo no qual as ondas se misturam de forma que suas cristas e vales possam se reforçar e se cancelar alternadamente
- interferômetro
- instrumento que combina radiação eletromagnética de um ou mais telescópios para obter uma resolução equivalente à que seria obtida com um único telescópio com um diâmetro igual à linha de base que separa os telescópios individuais separados
- matriz de interferômetros
- combinação de várias antenas de rádio para, na verdade, funcionar como um grande número de interferômetros de dois pratos
- radar
- técnica de transmitir ondas de rádio para um objeto e, em seguida, detectar a radiação que o objeto reflete de volta para o transmissor; usada para medir a distância e o movimento de um objeto alvo ou para formar imagens dele