Laboratório de Fibras Ópticas

A evolução do conceito de projeto óptico bem como da tecnologia óptica atingiu recentemente padrões vertiginosamente altos, possibilitando os mais avantajados recursos instrumentais para diferentes áreas da ciência. A fabricação de componentes ópticos por si só atingiu níveis de precisão bastante consideráveis. Todavia o limite de difração para diferentes sistemas ópticos esbarram em problemas que não dependem dos componentes ópticos ou do projeto óptico1. É o caso da turbulência atmosférica que distorce a imagem dos melhores telescópios terrestres limitando sua capacidade de definição. A turbulência atmosférica ocorre devido a existência de camadas de ar de diferentes densidades, temperaturas e consequentemente diferentes índices de refração. Esse efeito obviamente desvia o raio de luz, deformando as imagens e reduzindo drasticamente a resolução do telescópio2. Uma maneira de reduzir esse problema foi escolher montanhas altas e com baixas taxas de umidade do ar para instalar os telescópios. Mesmo essa solução não pode resolver totalmente o problema e uma solução técnica encontrada foi o desenvolvimento de sistemas ópticos inteligentes. A óptica adaptativa usa o conceito de analisar a frente de onda da fonte observada para corrigir os efeitos de turbulência atmosférica.
Um sistema de óptica adaptativa consiste basicamente de um analisador de frente de onda capaz de reconstruir a frente de onda com as aberrações sofridas em sua trajetória, e uma unidade óptica reflexiva e amoldável que é alimentada com informações sobre a curvatura da frente de onda em questão. Essa unidade óptica refletora pode ser de dois tipos de espelho. O primeiro é constituído por um retículo de pequenos espelhos com atuadores capazes de mudar seu ângulo de inclinação ao longo de um plano e formar uma superfície curva adequada à correção da frente de onda alterada. O segundo é basicamente um espelho construído sobre uma superfície deformável com vários atuadores capacitivos que a modificam conforme a solicitação da correção necessária. Os sistemas de óptica adaptativa tem evoluído sensivelmente ao longo das duas últimas décadas. Embora tenha sido concebida para utilização em instrumentação astronômica, a óptica adaptativa deixou de ter uso exclusivo em astronomia. Exemplos de sua utilização podem facilmente serem encontrados em instrumentação de aeronáutica e espaço, oftalmologia e aplicações metrológicas de precisão das mais diversas. Contudo ainda é na astronomia que os mais sofisticados sistemas de óptica adaptativa estão sendo implementados no momento.

Vários métodos já foram antes desenvolvidos para estudar aberrações cromáticas de terceira ordem em frentes de onda. Todavia praticamente todos esses métodos produzem apenas resultados qualitativos, não fornecendo portanto o valor das aberrações presentes na frente de onda. Neste projeto pretendemos medir as alterações de fase das frentes de onda através de um sensor de Hartmann-Shack composto por um arranjo matricial de microlentes que transforma as variações de fase da frente de onda em deslocamentos laterais no ponto de focalização do feixe luminoso. O sensor é composto por uma matriz de microlentes bidimensional e tem como detetor um CCD colocado no ponto focal destas. Cada microlente amostra um trecho da frente de onda incidente sobre o sensor e o focaliza em diferentes posições do CCD. Pela posição dos pontos luminosos formados sobre oCCD pode-se determinar a inclinação média do trecho da frente de onda amostrada por cada microlente. Primeiro o sensor deve ser calibrado fazendo-se passar por ele uma frente de onda plana obtida de um colimador de alta precisão ou de uma fonte pequena localizada muito distante do sensor.
A imagem dos pontos regularmente espaçados, formada sobre o CCD é aquisicionada e armazenada para ser usada como referência conforme mostra a Figura 1. Repete-se então este passo para amostrar a frente de onda deformada f (x,y,z). Como cada ponto da frente de onda se propaga em direções diferentes, a inclinação da frente de onda tem valores diferentes quando esta chega em cada microlente que compõe o sensor. Essa diferença faz com que os pontos luminosos se desloquem no plano do CCD (figura2).


Figura 1: Amostragem de uma onda plana	Figura 2: Amostragem de uma onda deformada

Subtraindo ponto a ponto as posições dos pontos luminosos formados na imagem de referência e na imagem da frente de onda deformada obtêm-se pequenos deslocamentos D(x) e D(y) que estão relacionados com W(x,y). Pode-se encontrar W(x,y) exprimindo a frente de onda como uma combinação linear dos polinômios de Zernik Z(x,y) segundo a seguinte expressão:

O software a ser construído, deverá trabalhar sobre a análise da expressão (1) utilizando métodos matemáticos adequados para criar os vetores gradientes que descrevam a frente de onda geometricamente. A análise da frente de onda será feita para que um espelho deformável, controlados por atuadores capacitivos, seja realimentado com essa informação. Esse procedimento visa criar um sistema óptico de caminho semi fechado capaz de autocorrigir a frente de onda. O caminho óptico semi fechado é obtido por um espelho divisor de feixe o qual desvia uma pequena porcentagem de luz para o sensor Hartmann-Shack. O experimento, quando montado para coletar luz de um telescópio é apresentado conforme mostra o diagrama da figura 3. O controle efetuado sobre o espelho deformável é feito numa freqüência tal que seja possível corrigir em tempo a distorção causada pela turbulência atmosférica. O tempo característico da evolução da turbulência determina o rítimo que se deve efetuar as correções. Estudos mostram que a atmosfera é razoavelmente estável entre 0,5 e 1 ms.
A análise das perturbações atmosféricas é feita recorrendo a uma estrela, da qual se conhece bem o brilho sem influência destas perturbações. Com isso, podem-se saber quais os desvios que a atmosfera está provocando sobre esta e compensa-los. As correções feitas são válidas para a zona da atmosfera circundante e segundo o eixo da própria estrela analisada.

Esse tipo de processamento óptico vem sendo utilizado em essência, nos grandes telescópios modernos. Contudo, apenas muito recentemente tem sido possível aplicar essa idéia em sistemas ópticos de fixes de pequenos diâmetros. Sistemas como esse tem se tornado viáveis graças as novas tecnologias de construção de películas flexíveis e espelhadas com atuadores miniaturizados. Dessa forma é possível melhorar e aumentar o potencial de telescópios relativamente ineficiente para determinadas observações.
A técnica de reconstrução em 3D das perturbações atmosféricas da frente de onda, conhecida como, tomografia de turbulência, deve ser bastante enfocada nesse projeto visto ser um ponto crucial para o funcionamento de qualquer sistema de óptica adaptativa. Por outro lado, a construção de um banco óptico dispondo de sensor Hartmann-Shack, sistema óptico de acoplamento aos telescópios e espelho óptico deformável também será de fundamental importância. O banco óptico utilizará também uma unidade de correção tipo Tip Tilt com sensor de quadrante para correção primária. Experimentos de laboratório serão realizados visando o preparo para as observações em telescópios.

Este projeto foi elaborado considerando sua divisão em seis grandes atividades distribuídas ao longo de vinte e quatro meses, cada uma com tempo máximo em múltiplo de 6 meses. São elas:

1 - Elaboração do projeto óptico	6 meses
2 - Elaboração dos projetos mecânicos	6 meses
3 - Construção dos dispositivos mecânicos	6 meses
4 - Desenvolvimento e teste de softwares	12 meses
5- Montagem dos sistemas de controle	6 meses
6 - Montagem final e experimentação	6 meses

Dessa forma os indicadores de progresso estão ligados ao percentual do trabalho realizado para cada atividade no final do período correspondente. Em outras palavras, estamos considerando 100% de trabalho realizado para um período completo em cada atividade. O progresso de cada atividade será mostrado pelo desenvolvimento de cada atividade ao longo do tempo, com a apresentação de relatório bimestrais por cada um dos responsáveis.

Os resultados que pretendemos obter ao finalizar este projeto são basicamente divididos em duas categorias. O primeiro tipo de resultado é bastante prático ou seja, pretendemos apresentar imagens comparativamente melhores que as convencionais sem sistemas de óptica adaptativa. O segundo tipo de resultado que pretendemos obter é a aquisição de conhecimento necessário a elaboração de um projeto de maior envergadura, o qual se culminaria com a construção de um sistema operacional de grande porte. Em ambos os casos os indicadores de resultados será exibido pela adequada publicação de artigos, participação em congressos, pelo menos duas defesas de tese de mestrado e possivelmente acordos de cooperação tecnológica dentro dos consórcios internacionais GEMINI e SOAR.

Um dos problemas que o método levanta é o limite do ângulo isoplanático, isto é, o ângulo para o qual as correções seriam válidas. Este é bastante pequeno e apenas cobre uma pequena área em torno da estrela analisada. Em conseqüência desta limitação, o espaço que está ao nosso alcance utilizando uma estrela padrão pode ser bastante reduzido, pois nem sempre temos uma estrela suficientemente brilhante perto dos objetos celestes que pretendemos analisar. A solução deste problema passa pela geração de estrela artificiais com a possível utilização de lasers. Todavia podemos considerar a introdução de estrelas artificiais apenas como um estágio mais avançado da óptica adaptativa.
Esse tipo de limitação contudo, não representa nenhum obstáculo ao nível experimental que estipulamos atingir. Além disso não existe nenhuma dificuldade em nível técnico para o projeto proposto, visto que todos os pesquisadores envolvidos possuem as várias partes do conhecimento necessário.

Ao longo dos últimos anos um grande interesse tem surgido na utilização da óptica adaptativa nas aplicações astronômicas para corrigir as distorções sofridas pela luz ao atravessar a atmosfera terrestre, resultando em uma perspectiva de se atingir qualidade de imagens nos telescópios atingindo até o limite de difração. Trata-se de uma tecnologia relativamente complexa cuja aplicação pode resultar em um significativo salto na qualidade dos dados coletados em telescópios terrestres bem como em outras áreas estratégicas, tais com tecnologia aeroespacial, tecnologia de análise de superfícies óptica e instrumentação oftálmica de precisão.

A metodologia a ser utilizada permite realizar experimentos de laboratório e utilizando uma fonte de luz distorcida em situação real no telescópio de 1,60m do OPD, quantificar e controlar um sistema de correção de frente de onda visando a qualificação da equipe para aplicar a tecnologia em instrumentos desenvolvidos no futuro. Esta equipe tem uma considerável experiência em diversas áreas da instrumentação astronômica e a sua qualificação na área da óptica adaptativa significaria um salto na direção de tornar a astronomia brasileira competitiva também nesta área.

Considerando que os recursos humanos nesta área são ainda muito incipientes, acreditamos ser esta uma oportunidade muito boa de formar novo capital humano de alto nível, sendo que a expectativa é de que no prazo do projeto pelo menos duas dissertações de mestrado possam estar bem encaminhadas.

Apesar de os recursos oferecidos pelo presente edital serem relativamente pequenos para o desenvolvimento de aplicações de porte maior, acreditamos ser esta etapa de capacitação que estamos propondo uma etapa imprescindível para que a astronomia brasileira venha a ter condições para implantar soluções de desenvolvimento instrumental. Não existem outras fontes de recursos para este projeto além desta solicitação e das contrapartidas das instituições envolvidas.

O LNA conta com infra-estrutura na área de caracterização óptica e de projeto e construção mecânica em suas oficinas, que consideramos adequados ao tipo das técnicas experimentais que se pretende utilizar e com um corpo de técnicos e pesquisadores que dispõem desde longa data de experiência na caracterização de sistemas opto-mecânicos utilizados na instrumentação astronômica instalada nos telescópios do Observatório do Pico dos Dias.

A proposta que ora apresentamos é em cooperação com algumas instituições como IAG/USP. ON/MCT e IF/São Carlos, que notoriamente tem se destacado na comunidade astronômica brasileira no desenvolvimento de instrumentação de alto nível. Temos firme convicção de que a capacitação nesta área venha resultar a médio e longo prazo em aplicações instrumentais competitivas a nível internacional fazendo com que comunidade astronômica nacional continue se destacando no cenário internacional também na área de instrumentação.

Finalmente, é interessante salientar a potencialidade de multiplicação científica deste projeto com relação ao fato de que o resultado final possibilitará au mentar a capacidade operacional dos telescópios do OPD. Dessa forma, pesquisas científicas observacionais que eventualmente forem executadas utilizando dos recursos gerados por esse projeto produziram resultados de melhor qualidade para análise.

1 – Meinel A. B., “Astronomical seeing and observatory site selection” in:
Telescopes. The University of Chicago Press, 154-175, 1960.

2 – Walker G., “Seeing, speackles, and scintillation” in: Astronomical
Observations. Cambridge University Press, 125-150, 1987.

3 – Tyson R.K., “Wavefront sensing” in: Principles of Adaptive Optics. Academic
Press, 121-197, 1998.

4 - Tyson R.K., “History and background” in: Principles of Adaptive Optics.
Academic Press, 1-20, 1998.

5 – Hardy J.W., “Adaptive optics in astronomy” in: Adaptive Optics for
Astronomical Telescopes. Oxford University Press, 26-76, 1998.

ECOFOC