Óptica Adaptativa
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Uma breve introdução sobre Óptica Adaptativa para Instrumentação Astronômica
Com a evolução da tecnologia os telescópios estão ficando cada vez maiores. Isso é desejável porque telescópios maiores nos permitem enxergar mais longe. Um telescópio com maior área capta mais luz, de forma que é possível observar objetos menos luminosos. Mas esse não é o único benefício de um telescópio maior.
A luz é uma onda e efeitos de difração ocorrem quando tentamos criar uma imagem com qualquer dispositivo óptico. Ao observar uma fonte puntiforme por uma abertura circular, o que vemos não é mais um ponto, e sim um forma estendida conhecida como disco de Airy. A Figura abaixo ilustra o disco de Airy.
Esse disco de Airy limita a resolução alcançável por um telescópio, dois pontos (por exemplo, duas estrelas) devem ter uma distância mínima para que possam ser distinguidos. Um critério comum para se determinar essa distância é o critério de Rayleigh:
onde 
é a distância angular mínima entre dois pontos, 
é o comprimento de onda da luz observada e D é o diâmetro do telescópio.
Como se pode observar pela equação, um telescópio de diâmetro maior terá capacidade de reconhecer pontos mais próximos, ou seja, terá uma resolução melhor.
Isso é válido para um telescópio isolado da atmosfera, como um telescópio espacial, entretanto a maioria dos telescópios observam através da atmosfera. Na região do visível a atmosfera não tem grande influência na quantidade de luz captada por um telescópio por ser quase totalmente transparente, mas tem uma grande influência na resolução de um telescópio.
Para telescópios terrestres a equação da resolução passa a ser:
Onde r0 é uma medida da força da turbulência atmosférica e é conhecido como parâmetro de Fried ou comprimento de coerência de Fried. Como pode-se observar comparando estas duas equações a resolução máxima que pode ser obtida por um telescópio sob influência da atmosfera é reduzida para, aproximadamente, a resolução que seria obtida por um telescópio de diâmetro próximo ao valor de r0.
Um valor típico de r0 em uma boa localização é de 10 cm a 20 cm para luz visível. Isso significa que telescópios de diâmetro maior que 20 cm só podem alcançar resoluções compatíveis com seu tamanho se utilizarem algum meio para corrigir a frente de onda distorcida.
O método clássico de correção é utilizar um sensor de frente de onda e um espelho deformável, trabalhando em laço fechado.
Como pode-se observar na figura, a luz do telescópio é primeiro colimada e é corrigida pelos espelhos, um deles é responsável por corrigir a movimentação da imagem (espelho tip-tilt) e outro é responsável por corrigir distorções de maior ordem (espelho deformável), depois a luz é dividida em dois feixes por um divisor de luz, um deles vai para a câmera científica que obterá a imagem e o outro vai para o sensor de frente de onda. Um computador processa os comandos para os espelhos de acordo com o que foi obtido pelo sensor de frente de onda.
Este tipo de sistema é de laço fechado porque a correção se dá a jusante da medição da frente de onda, de modo que o que se mede é o erro residual. Isto pode ser visualizado mais facilmente através de um diagrama do sistema de controle, abaixo.
Neste diagrama podemos observar que a frente de onda incidente (
tur) é primeiro subtraída por reflexão da frente de onda reproduzida pelo espelho deformável (DM) resultando em uma frente de onda com um resíduo de erro (res). O erro de correção residual existente será medido pelo sensor de frente de onda (H). A partir das medições obtidas pelo sensor de frente de onda o controlador (C) irá enviar os comandos necessários para corrigir o erro residual ao espelho deformável (G), fechando o laço de controle.
Atualmente os desenvolvimentos de pesquisa em óptica adaptativa estão se voltando em uso de campo amplo, como nos sistemas MCAO (multi Conjugate Adaptive Optics) e MOAO (Multi Object Adaptive Optics), ou nos sistemas de correção extrema, conhecido como Extreme AO. Um dos maiores desafios atuais são a implementação destes sistemas nos telescópios gigantes de próxima geração, como o TMT (Third Meter Telescope) que terá 30 m de diâmetro, o LMT (Large Magellan Telescope) que terá 25 m de diâmetro e o E_ELT (European Extremely Large Telescope) que terá 39 m. O Brasil tem participação no LMT e uma proposta de participação no E-ELT aguarda aprovação no congresso.
Trabalhos de pesquisa em Óptica Adaptativa publicados:
Tese: A. J. T. S. Mello, USO DE TÉCNICAS DE REDES NEURAIS EM INSTRUMENTAÇÃO PARA ASTRONOMIA
