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Um espelho deformável pode ser usado para corrigir erros de frentes de onda em um telescópio astronômico.

Óptica adaptativa é uma tecnologia usada para melhorar a performance de sistemas ópticos reduzindo o efeito de distorção de frentes de onda. Ela é usada em telescópios astronômicos e sistemas de comunicação a laser para remover os efeitos de distorção atmosférica, e em sistemas de imagens retinais para reduzir o impacto de aberrações ópticas.

Turbulência atmosférica

Os telescópios terrestres possuem uma grande desvantagem em relação aos telescópios espaciais, que é a presença da atmosfera da Terra. Além de a atmosfera da Terra possuir moléculas que absorvem parte da radiação dos corpos celestes, a atmosfera também possui turbulência, que causa distorções nas ondas eletromagnéticas. Essas turbulências são causadas pela diferença de densidade, temperatura e pressão nas partículas de ar e são responsáveis por "borrar" a imagem das estrelas e outros corpos celestes observados com telescópios terrestres. O perfil de luz de um objeto observado com telescópio é chamado de seeing e pode ser aproximado para um perfil Gaussiano. A qualidade da imagem é dada então pela largura medida a meia altura (FWHM), de modo que quanto maior essa medida, pior é a imagem. A FWHM é normalmente medida em segundos de arco.

Polinômios de Zernike

As aberrações na frente de onda eletromagnética podem ser descritas a partir dos polinômios de Zernike. Frits Zernike criou um conjunto ortogonal que permite a separação dos efeitos de aberração em diferentes ordens.

Ilustração das diferentes ordens dos polinômios de Zernike, cada uma correspondente a um tipo de aberração.

Funcionamento

Para utilizar um módulo de óptica adaptativa, é preciso escolher uma fonte de luz para comparação. Essa fonte pode ser uma estrela natural, de preferência próxima do alvo que vai ser observado e corrigido, mas normalmente é um laser projetado do solo na alta atmosfera. Como a frente de onda dessa fonte de luz (ou estrela guia) é conhecida, no momento em que ela chega no telescópio, é possível modelar as deformações que foram causadas pela turbulência atmosférica.

O módulo de óptica adaptativa então utiliza um espelho deformável para aplicar as correções calculadas. As correções são aplicadas em tempo real para corrigir as deformações na frente de onda do objeto de estudo.

Módulos de óptica adaptativa de telescópios

O telescópio SOAR, de 4 metros de diâmetro, possui o módulo de óptica adaptativa SAM (SOAR Adaptive Module). O SOAR-SAM pode ser utilizado para imageamento no óptico, e pode fornecer uma resolução de FWHM (Full Width of Half Maximum) de até 0.4" em condições ideais.

O Observatório Keck possui um módulo de óptica adaptativa chamado Laser Guide Star Adaptive Optics (LGSAO), que pode ser utilizado nos telescópios de 10 metros de diâmetro Keck I e Keck II. O LGSAO pode ser usado para imageamento e/ou para espectroscopia, ambos na região do infra-vermelho. Em condições ideais, o módulo permite uma resolução de FWHM de até 0.3".

Os telescópios Gemini Norte e Gemini Sul (de 8,1 metros de diâmetro) também possuem módulos de óptica adaptativa ALTAIR e Gemini Multi-Conjugate Adaptive Optics System (GeMS). Os dois módulos podem ser usados para imageamento e espectroscopia no infra-vermelho próximo e podem chegar ao limite de difração.

O observatório europeu ESO também possui muitos instrumentos de imageamento e espectroscopia com óptica adaptativa: SPHERE, NACO, CRIRES, SINFONI, MACAO e AOF.

O telescópio SUBARU também possui módulo de óptica adaptativa, que pode ser usado com vários instrumentos.

Óptica adaptativa em telescópios amadores

Assim, numa primeira abordagem, podemos considerar um sistema que só tem um elemento óptico (que origine refração ou reflexão) para, em fracções, de segundo, ir "corrigir" a posição da estrela, na esperança que isso seja o antídoto (fazer o inverso) para o que a atmosfera está a fazer. Para telescópios com uma abertura pequena (instrumentos típicos dos amadores), isto chega perfeitamente para reduzir este efeito do "seeing". Uma forma simples de implementar isto, é com uma câmara de alta velocidade que está observando uma estrela pelo sistema de óptica adaptativa e utilizar o mesmo sistema tentando que a estrela não saia de sua área.

Quando aumentamos o diâmetro da entrada de luz no telescópio, estamos também a considerar luz que passou por zonas mais variadas de densidade, e isto aumenta a contribuição de outros problemas no percurso da luz. Por um lado deixa de ser só um percurso a considerar (o/um elemento óptico tem que ser deformável). Por outro, luz que no total tenha percorrido uma distância mais longa ou mais curta, ao ser "combinada" no plano focal, vai diminuir de intensidade, isto porque a frente de onda chega desfasada, de forma não uniforme no espaço, e variando no tempo. Constatamos aqui que a própria atmosfera pode introduzir "ruído" em medições de fotometria de alta precisão, não só nas de astrometria Para contrariar este efeito, tipicamente já são usados mais do que um elemento óptico, e estamos a falar, aqui sim, de telescópios bem grandes.

Há ainda um problema paralelo a todo este, que é "como detectar e avaliar em que estado nos chega a luz", para se poder actuar sobre isso! Pode-se tentar usar estrelas verdadeiras olhando para elas e observar o comportamento delas, pode-se tentar arranjar estrelas artificiais (imagens criadas por nós que também passam através do mesmo sistema óptico, e da atmosfera); Como construir sensores que detectem o estado da frente de onda; Combinar isto com modelos que tentem prever como a atmosfera se vai comportar a seguir, (ou que nos digam quais os melhores parâmetros a usar em certo caso)

Referência: http://astronomia.galactica.pt/9/como-funciona-a-%C3%B3ptica-adaptativa [Editado]