Telescópio Espacial Webb, o sucessor do Hubble

Por Domingos Sávio de Lima Soares*
De Belo Horizonte 
15 de março de 2011

O Telescópio Espacial Hubble (HST, de Hubble Space Telescope) é um grande sucesso da astronomia observacional. Trata-se do primeiro telescópio óptico orbital e deverá continuar em operação, pelo menos, até 2013. As extraordinárias realizações científicas e os detalhes do telescópio podem ser apreciados no relato, de minha autoria, intitulado “O Telescópio Espacial Hubble”. A grande questão é então: “E depois do Hubble, o que virá?”.


E por incrível que pareça esta foi a pergunta que ocorreu aos realizadores do Hubble apenas 4 anos após o lançamento do telescópio, o qual ocorreu em 24 de abril de 1990. O Hubble já era um estrondoso sucesso e todos se preparavam para o próximo passo.

Sob a liderança da agência espacial norte-americana NASA, 15 países se uniram para o desenvolvimento de um telescópio espacial, para a observação de várias faixas de infravermelho, e que recebeu o sugestivo nome de “Next Generation Space Telescope”. Logo em seguida o seu nome foi mudado para “James Webb Space Telescope”, em homenagem a James Edwin Webb (1906-1992), administrador da NASA, durante vários anos, especialmente na era das missões Apolo, que colocaram o homem na Lua.

Figura 1 — James Edwin Webb (1906-1992), administrador da NASA, especialmente durante os anos
das missões Apolo (foto/NASA).

O Telescópio Espacial Webb (WST, de Webb Space Telescope) será o foco de nossa atenção a partir daqui.

Ao contrário do Hubble, um telescópio óptico, o Webb será um telescópio infravermelho. A cobertura em comprimento de onda é de 0,7–28 μm. A faixa de 0,7–5 μm é denominada de infravermelho próximo — está próximo ao visível. A faixa de 5–28 μm é o infravermelho médio. O Webb terá instrumentos nestas duas faixas, imageadores e espectrômetros.

O seu espelho é segmentado, constituído de 18 segmentos hexagonais feitos do metal berílio, cobertos por uma fina camada de ouro. O berílio tem a vantagem sobre o vidro de sofrer muito menor deformação devido às enormes variações de temperatura que ocorrerão na missão. O espelho do Hubble possui 2,4 m enquanto que o espelho do Webb tem 6,5 m de diâmetro. Uma comparação entre os dois espelhos é feita na Fig. 2. A área do espelho do Webb é, portanto, (6,5/2,4)2=7,3. Isto significa que ele terá a capacidade de coletar uma quantidade de fótons 7,3 vezes maior do que o Hubble, ou seja, poderá “ver”, proporcionalmente, mais profundamente em distância no cosmos!

Figura 2 — WST versus HST. A escala vertical está em metros. O espelho do Hubble é maciço e possui 2,4 m de diâmetro e o espelho segmentado (18 segmentos) do Webb está no interior de um círculo de 6,5 m de diâmetro (ilustração/NASA).

Por que infravermelho? Há várias razões. Em primeiro lugar, razões cosmológicas. Edwin Hubble (1889-1953) descobriu na década de 1920 que a luz de objetos cósmicos apresenta-se tanto mais avermelhada quanto mais distantes estão estes objetos. Desta forma, galáxias muito distantes poderão ser observadas em comprimentos de onda na faixa da radiação infravermelha. O Webb ampliará assim o alcance, em termos de distâncias cosmológicas, do telescópio Hubble. Em segundo lugar, para objetos em nossa Via Láctea e nas galáxias próximas, a luz infravermelha é capaz de atravessar as nuvens de poeira interestelar e ajudar a revelar os segredos astrofísicos nelas ocultos, como formação de estrelas e sistemas planetários. Finalmente, o Webb poderá detectar a emissão infravermelha de estrelas, em geral, das próprias nuvens de poeira — todo objeto aquecido emite no infravermelho —, estejam elas ao redor das estrelas em formação ou vagando pelo espaço, e a emissão integrada de galáxias inteiras.

O WST será colocado numa órbita muito especial visando a dois objetivos principais: estabilidade e baixo custo energético para a manutenção da mesma, e baixa temperatura ambiente. A correção orbital consome combustível dos foguetes e este combustível será levado em quantidade limitada, e a temperatura baixa é necessária para evitar a contaminação da radiação infravermelha proveniente das fontes astronômicas pela radiação ambiente.

Do ponto de vista da estabilidade, existem 5 pontos especiais no plano orbital de dois corpos que se movem numa órbita circular, sob a ação de sua atração mútua gravitacional. Nestes pontos a gravidade “efetiva” é nula, isto é, a atração gravitacional dos dois corpos sobre um terceiro corpo de massa desprezível — um corpo de prova — aí colocado e em órbita circular em torno do centro de massa do sistema, é perfeitamente equilibrada pela “força centrífuga”. Esta é uma força “fictícia” que aparece no referencial em rotação, no qual o corpo de prova está em repouso. Estes pontos são chamados de pontos de Lagrange, em homenagem ao matemático e astrônomo Joseph-Louis Lagrange (1736-1813), que os discutiu em detalhe. A Fig. 3 mostra os 5 pontos de Lagrange do sistema Sol–Terra. O ponto L2 é o que nos interessa: lá será estacionado o WST.

Enquanto orbita o Sol, juntamente com a Terra, ele permanecerá na mesma posição. Pequenas correções orbitais deverão ser realizadas periodicamente, pois o ponto é um ponto de equilíbrio instável, como todos os outros pontos de Lagrange. O ponto L2 está a 1,5 milhões de quilômetros da Terra, ou seja, quase 4 vezes a distância da Lua até a Terra. A vantagem é que enquanto a Terra se move ao redor do Sol, ele a acompanha sempre na mesma posição, oposta ao Sol, à Terra e à Lua.

Figura 3 — Os cinco pontos de Lagrange do sistema Sol (bola amarela)–Terra (bola azul). Um corpo de prova colocado em qualquer um deles ficaria em repouso — relativamente ao Sol e à Terra — e em equilíbrio instável. O WST será enviado para o ponto L2, que está a 1,5 milhões de quilômetros da Terra.

A esta distância, a temperatura ambiente é muito baixa e a blindagem do telescópio será efetiva tanto para o Sol como para a Terra e a Lua, pois eles estarão sempre do mesmo lado. O telescópio será resfriado pelo próprio contato com o meio ambiente, e é por isso que, diferentemente do Hubble, o espelho do Webb não está no interior de um tubo. A Fig. 4 mostra várias vistas do Webb. Note especialmente a blindagem solar. Ela divide o WST em dois lados: um muito quente e outro muito frio.

Figura 4 — O Telescópio Espacial Webb (WST), onde se destacam o espelho primário segmentado, o espelho secundário em seu suporte, a blindagem contra as emissões solares (vento solar e radiação eletromagnética) e os equipamentos ali instalados, sob diferentes perspectivas. Os espelhos do WST operarão permanentemente à sombra da blindagem de radiação solar (ilustrações/NASA).

O lado virado para o Sol atingirá quase 100 graus centigrados! É nesta parte onde serão colocados os painéis solares para a geração de energia elétrica, a antena para comunicação, o computador e o sistema de navegação. O lado frio do Webb, protegido pela blindagem solar, estará a 40 Kelvin! Ou seja, -233 graus Celsius. E é aí onde a parte científica da missão acontece. Aí estão os espelhos — o primário e o secundário —, os detectores de infravermelho e as rodas de filtros.

A blindagem foi projetada para dissipar o calor gerado pela iluminação solar de maneira bastante eficiente e segura. Ela é composta de cinco camadas, ou placas, feitas de alumínio. O calor que não é dissipado na primeira placa vai para a segunda placa, onde parte é dissipada, e assim sucessivamente até a quinta placa. Cada placa da blindagem terá o tamanho aproximado de uma quadra de tênis! A propósito, a massa total do WST é de 6.330 kg! Só o espelho tem 705 kg.

O Telescópio Espacial Webb terá consumido 3,5 bilhões de dólares mais as contribuições das agências européia (ESA) e canadense (CSA), totalizadas na época de sua colocação em órbita. Isto deverá ocorrer antes do final desta década. O lançamento será feito no Centro Espacial da Guiana Francesa, por um foguete Ariane da ESA, com 5 propulsores. A missão do Webb deverá durar de 5 a 10 anos.

As informações apresentadas aqui foram retiradas, na sua maioria, da página eletrônica do Telescópio Espacial Webb, onde inúmeras outras informações podem ser encontradas.

Agradeço ao Prof. Antônio Arapiraca, do Centro Federal de Educação Tecnológica de Minas Gerais (CEFET, Curvelo/MG) pela sugestão, bastante apropriada, do tema deste artigo.

*Domingos Sávio de Lima Soares é físico, astrônomo e professor do departamento de física da UFMG.