Star test e defeitos do espelho

Star test e defeitos do espelho

Um newtoniano cujos defeitos você escolhe: a colimação (o foco do primário fora do eixo do focalizador, o que gera coma) e a figura do espelho (astigmatismo, o trifólio de um espelho tensionado, aberração esférica subcorrigida ou sobrecorrigida, uma borda caída). Cada defeito é dado em nanômetros RMS da frente de onda, a 550 nm (a borda em pico-vale): λ/14 RMS, 39 nm, é o critério de Maréchal, o limite de um instrumento limitado pela difração (Strehl 0,8). O quarto de onda pico-vale de Rayleigh, tão citado, dá mais ou menos o mesmo: para a aberração esférica, 41 nm RMS.

De onde vem a coma: da colimação e do lugar da estrela no campo. Um paraboloide não tem coma no eixo, e tem cada vez mais longe dele. Num newtoniano colimado o eixo cai no centro da ocular; descolimado, cai ao lado, e uma estrela no meio do campo mostra a coma que teria a essa distância do eixo: o deslocamento do foco dividido pela distância focal. Uma estrela fora do centro tem também a coma do seu próprio deslocamento (o controle sob as vistas da estrela), e as duas se somam como setas. Uma coma figurada no espelho dá no mesmo (um paraboloide visto um pouco de lado) e colimar na estrela a elimina, por isso ela não tem controle próprio.

A imagem de uma estrela é calculada por difração: a luz através do espelho (menos a sombra do secundário e a aranha) com a sua frente de onda deformada, transformada de Fourier, em luz branca. Antes e depois do foco, um espelho perfeito dá duas imagens idênticas (invertidas); um defeito as torna diferentes: é o star test. A esférica ilumina a borda de um lado e o centro do outro, o astigmatismo estica a imagem em duas direções cruzadas, a coma de colimação a desloca para o mesmo lado.

Júpiter: uma foto do Hubble, borrada como este telescópio a mostraria, cor por cor (vermelho, verde e azul, cada um no seu comprimento de onda), o que os defeitos e a colimação tiram dela. Júpiter aparece com 40″ de diâmetro, mais ou menos a média (30″ perto da conjunção, 50″ nas oposições mais próximas).

Um espelho medido com o teste de Foucault: o link sob o perfil dele o traz até aqui, com a esférica e a borda nos controles e o resto acrescentado tal como está. Os números diferem um pouco dos do teste de Foucault: esse teste, como o Foucault2 e o método de Texereau, dá a cada zona um único valor, a média das suas duas bordas, e ignora o que a superfície faz dentro de uma zona; aqui o perfil é seguido de um ponto medido ao seguinte por todo o espelho. O RMS do teste de Foucault é, portanto, um pouco otimista, mais ainda com poucas zonas; com 10 a 15 zonas a diferença fica pequena. Para comparar um espelho cujo secundário esconde o centro, marque “Excluir o centro escondido pelo secundário” no teste de Foucault.

A turbulência, sob demanda: uma camada de ar turbulento (Kolmogorov, escala externa de 20 m) levada pelo vento através do espelho a 3 m/s, com a sua frente de onda somada à do espelho, para a estrela e para Júpiter. A intensidade é dada em segundos de arco, a largura de uma estrela numa exposição longa (o seeing dos astrônomos profissionais e das previsões); ela fixa r₀, o tamanho das células de ar (7,4 cm para 1,5″). Cada imagem soma o que o olho vê em 0,1 s; quarenta imagens formam um ciclo de 4 s. Menor que r₀, um espelho vê sobretudo a imagem dançar; maior, ela ferve.

Imagem: NASA, ESA, STScI.