Visión astronómica

En astronomía , el seeing es la degradación de la imagen de un objeto astronómico debido a la turbulencia en la atmósfera de la Tierra que puede volverse visible como borrosidad, centelleo o distorsión variable . El origen de este efecto son las variaciones rápidamente cambiantes del índice de refracción óptico a lo largo de la trayectoria de la luz desde el objeto hasta el detector. El seeing es una limitación importante para la resolución angular en las observaciones astronómicas con telescopios que de otro modo estarían limitadas a través de la difracción por el tamaño de la apertura del telescopio . Hoy en día, muchos telescopios ópticos científicos terrestres de gran tamaño incluyen óptica adaptativa para superar el seeing.

La intensidad del seeling se caracteriza a menudo por el diámetro angular de la imagen de larga exposición de una estrella ( disco seeling ) o por el parámetro de Fried r ₀ . El diámetro del disco seeling es el ancho total a la mitad del máximo de su intensidad óptica. Un tiempo de exposición de varias decenas de milisegundos puede considerarse largo en este contexto. El parámetro de Fried describe el tamaño de una abertura imaginaria de telescopio para la cual la resolución angular limitada por difracción es igual a la resolución limitada por seeling. Tanto el tamaño del disco seeling como el parámetro de Fried dependen de la longitud de onda óptica, pero es común especificarlos para 500 nanómetros. Un disco seeling más pequeño que 0,4 segundos de arco o un parámetro de Fried más grande que 30 centímetros pueden considerarse como un seeling excelente. Las mejores condiciones se encuentran típicamente en observatorios de gran altitud en islas pequeñas, como los de Mauna Kea o La Palma .

La visión astronómica tiene varios efectos:

1. Provoca que las imágenes de fuentes puntuales (como las estrellas), que en ausencia de turbulencia atmosférica serían patrones de Airy constantes producidos por difracción, se rompan en patrones moteados, que cambian muy rápidamente con el tiempo (las imágenes moteadas resultantes se pueden procesar utilizando imágenes moteadas ).
2. Las imágenes de exposición prolongada de estos patrones de motas cambiantes dan como resultado una imagen borrosa de la fuente puntual, llamada disco de visión .
3. El brillo de las estrellas parece fluctuar en un proceso conocido como centelleo o centelleo.
4. La visibilidad atmosférica hace que las franjas de un interferómetro astronómico se muevan rápidamente
5. La distribución de la visibilidad atmosférica a través de la atmósfera (el perfil C _N ^{2 descrito a continuación) hace que la calidad de la imagen en los sistemas} de óptica adaptativa se degrade cuanto más se mira desde la ubicación de la estrella de referencia.

Los efectos de la visión atmosférica fueron indirectamente responsables de la creencia de que había canales en Marte . ^{[ cita requerida ]} Al observar un objeto brillante como Marte, ocasionalmente una franja de aire quieto se coloca frente al planeta, lo que resulta en un breve momento de claridad. Antes del uso de dispositivos acoplados a carga , no había forma de registrar la imagen del planeta en el breve momento, salvo que el observador recordara la imagen y la dibujara más tarde. Esto tenía el efecto de que la imagen del planeta dependiera de la memoria del observador y de las preconcepciones que llevaron a la creencia de que Marte tenía características lineales.

Los efectos de la visibilidad atmosférica son cualitativamente similares en todas las bandas de ondas del espectro visible y del infrarrojo cercano . En los grandes telescopios, la resolución de la imagen de exposición prolongada es, por lo general, ligeramente superior en longitudes de onda más largas, y la escala de tiempo ( t ₀ - ver más abajo) para los cambios en los patrones de motas danzantes es sustancialmente menor.

Hay tres descripciones comunes de las condiciones de visibilidad astronómica en un observatorio:

• El ancho total a la mitad del máximo (FWHM) del disco de visión
• r ₀ (el tamaño de un "trozo" típico de aire uniforme dentro de la atmósfera turbulenta ^[1] ) y t ₀ (la escala de tiempo en la que los cambios en la turbulencia se vuelven significativos)
• El perfil C _N ²

Estos se describen en las subsecciones siguientes:

Sin una atmósfera, una estrella pequeña tendría un tamaño aparente, un " disco de Airy ", en una imagen de telescopio determinada por difracción y sería inversamente proporcional al diámetro del telescopio. Sin embargo, cuando la luz entra en la atmósfera de la Tierra , las diferentes capas de temperatura y las diferentes velocidades del viento distorsionan las ondas de luz, lo que produce distorsiones en la imagen de una estrella. Los efectos de la atmósfera se pueden modelar como células de aire rotatorias que se mueven turbulentamente. En la mayoría de los observatorios, la turbulencia solo es significativa en escalas mayores que r ₀ (ver más abajo: el parámetro de visibilidad r ₀ es de 10–20 cm en longitudes de onda visibles en las mejores condiciones) y esto limita la resolución de los telescopios a aproximadamente la misma que la proporcionada por un telescopio espacial de 10–20 cm.

La distorsión cambia a un ritmo elevado, normalmente con una frecuencia superior a 100 veces por segundo. En una imagen astronómica típica de una estrella con un tiempo de exposición de segundos o incluso minutos, las diferentes distorsiones se promedian en un disco lleno llamado "disco de visión". El diámetro del disco de visión, que suele definirse como el ancho total a la mitad del máximo (FWHM), es una medida de las condiciones de visión astronómica.

De esta definición se desprende que el seeling es siempre una cantidad variable, diferente de un lugar a otro, de una noche a otra e incluso variable en una escala de minutos. Los astrónomos suelen hablar de noches "buenas" con un diámetro medio del disco seeling bajo y de noches "malas" en las que el diámetro seeling era tan alto que todas las observaciones eran inútiles.

El FWHM del disco de visibilidad (o simplemente "vista") se mide generalmente en segundos de arco , abreviado con el símbolo (″). Una visibilidad de 1,0″ es buena para sitios astronómicos promedio. La visibilidad de un entorno urbano suele ser mucho peor. Las noches con buena visibilidad tienden a ser noches claras y frías sin ráfagas de viento. El aire cálido se eleva ( convección ), degradando la visibilidad, al igual que el viento y las nubes. En los mejores observatorios de montaña a gran altitud , el viento trae aire estable que no ha estado previamente en contacto con el suelo, lo que a veces proporciona una visibilidad tan buena como de 0,4″.

Las condiciones de visibilidad astronómica en un observatorio se pueden describir convenientemente mediante los parámetros r ₀ y t ₀ .

Para telescopios con diámetros menores a r ₀ , la resolución de las imágenes de exposición prolongada está determinada principalmente por la difracción y el tamaño del patrón de Airy y, por lo tanto, es inversamente proporcional al diámetro del telescopio.

Para telescopios con diámetros mayores que r ₀ , la resolución de la imagen está determinada principalmente por la atmósfera y es independiente del diámetro del telescopio, permaneciendo constante en el valor dado por un telescopio de diámetro igual a r ₀ . r ₀ también corresponde a la escala de longitud en la que la turbulencia se vuelve significativa (10-20 cm en longitudes de onda visibles en buenos observatorios), y t ₀ corresponde a la escala de tiempo en la que los cambios en la turbulencia se vuelven significativos. r ₀ determina el espaciamiento de los actuadores necesarios en un sistema de óptica adaptativa , y t ₀ determina la velocidad de corrección requerida para compensar los efectos de la atmósfera.

Los parámetros r ₀ y t ₀ varían con la longitud de onda utilizada para las imágenes astronómicas, lo que permite obtener imágenes con una resolución ligeramente mayor en longitudes de onda más largas utilizando telescopios grandes.

El parámetro de visibilidad r ₀ se conoce a menudo como parámetro de Fried , en honor a David L. Fried . La constante de tiempo atmosférica t ₀ se conoce a menudo como constante de tiempo de Greenwood , en honor a Darryl Greenwood.

Los modelos matemáticos pueden proporcionar un modelo preciso de los efectos del viewing astronómico en las imágenes tomadas con telescopios terrestres. A la derecha se muestran tres imágenes simuladas de exposición corta tomadas con telescopios de tres diámetros diferentes (como imágenes en negativo para resaltar las características más tenues con mayor claridad, una convención astronómica común). Los diámetros de los telescopios se expresan en términos del parámetro Fried (definido a continuación). es una medida de uso común del viewing astronómico en los observatorios. En longitudes de onda visibles, varía de 20 cm en las mejores ubicaciones a 5 cm en sitios típicos a nivel del mar.$estilo de visualización r_{0}$$estilo de visualización r_{0}$$estilo de visualización r_{0}$

En realidad, el patrón de manchas ( moteados ) en las imágenes cambia muy rápidamente, de modo que las fotografías de exposición prolongada solo mostrarían una única mancha grande y borrosa en el centro para cada diámetro de telescopio. El diámetro (FWHM) de la mancha grande y borrosa en las imágenes de exposición prolongada se denomina diámetro del disco de visión y es independiente del diámetro del telescopio utilizado (siempre que no se aplique la corrección de óptica adaptativa).

Primero es útil dar una breve descripción general de la teoría básica de la propagación óptica a través de la atmósfera. En la teoría clásica estándar, la luz se trata como una oscilación en un campo . Para ondas planas monocromáticas que llegan desde una fuente puntual distante con vector de onda : donde es el campo complejo en la posición y tiempo , con partes reales e imaginarias correspondientes a los componentes del campo eléctrico y magnético, representa un desfase, es la frecuencia de la luz determinada por , y es la amplitud de la luz.${\estilo de visualización \psi}$${\displaystyle \mathbf {k}}$$${\displaystyle \psi _{0}\left(\mathbf {r} ,t\right)=A_{u}e^{i\left(\phi _{u}+2\pi \nu t+\mathbf { k} \cdot \mathbf {r} \right)}}$$${\displaystyle \psi _{0}}$${\displaystyle \mathbf {r}}$${\estilo de visualización t}$${\displaystyle \phi _{u}}$${\estilo de visualización \nu}$${\textstyle \nu ={\frac {1}{\pi }}c\left|\mathbf {k} \right|}$${\displaystyle A_{u}}$

El flujo de fotones en este caso es proporcional al cuadrado de la amplitud , y la fase óptica corresponde al argumento complejo de . A medida que los frentes de onda pasan a través de la atmósfera de la Tierra, pueden ser perturbados por variaciones del índice de refracción en la atmósfera. El diagrama en la parte superior derecha de esta página muestra esquemáticamente una capa turbulenta en la atmósfera de la Tierra que perturba los frentes de onda planares antes de que entren en un telescopio. El frente de onda perturbado puede estar relacionado en cualquier instante dado con el frente de onda planar original de la siguiente manera: donde representa el cambio fraccional en la amplitud del frente de onda y es el cambio en la fase del frente de onda introducido por la atmósfera. Es importante enfatizar eso y describir el efecto de la atmósfera de la Tierra, y las escalas de tiempo para cualquier cambio en estas funciones estarán determinadas por la velocidad de las fluctuaciones del índice de refracción en la atmósfera.${\displaystyle A_{u}}$${\displaystyle \psi _{0}}$${\displaystyle \psi_{p}}$${\displaystyle \psi _{0}\left(\mathbf {r} \right)}$$${\displaystyle \psi _{p}\left(\mathbf {r} \right)=\left(\chi _{a}\left(\mathbf {r} \right)e^{i\phi _{a }\left(\mathbf {r} \right)}\right)\psi _{0}\left(\mathbf {r} \right)}$$${\displaystyle \chi_{a}\left(\mathbf {r} \right)}$${\displaystyle \phi _{a}\left(\mathbf {r} \right)}$${\displaystyle \chi_{a}\left(\mathbf {r} \right)}$${\displaystyle \phi _{a}\left(\mathbf {r} \right)}$

Una descripción de la naturaleza de las perturbaciones del frente de onda introducidas por la atmósfera la proporciona el modelo de Kolmogorov desarrollado por Tatarski, ^[2] basado parcialmente en los estudios de turbulencia del matemático ruso Andrey Kolmogorov . ^{[3] [4]} Este modelo está respaldado por una variedad de mediciones experimentales ^[5] y se usa ampliamente en simulaciones de imágenes astronómicas. El modelo supone que las perturbaciones del frente de onda son provocadas por variaciones en el índice de refracción de la atmósfera. Estas variaciones del índice de refracción conducen directamente a fluctuaciones de fase descritas por , pero cualquier fluctuación de amplitud solo se produce como un efecto de segundo orden mientras los frentes de onda perturbados se propagan desde la capa atmosférica perturbadora al telescopio. Para todos los modelos razonables de la atmósfera de la Tierra en longitudes de onda ópticas e infrarrojas, el rendimiento de la imagen instantánea está dominado por las fluctuaciones de fase . Las fluctuaciones de amplitud descritas por tienen un efecto insignificante en la estructura de las imágenes vistas en el foco de un telescopio grande.${\displaystyle \phi _{a}\left(\mathbf {r} \right)}$${\displaystyle \phi _{a}\left(\mathbf {r} \right)}$${\displaystyle \chi_{a}\left(\mathbf {r} \right)}$

Para simplificar, a menudo se supone que las fluctuaciones de fase en el modelo de Tatarski tienen una distribución aleatoria gaussiana con la siguiente función de estructura de segundo orden: donde es la varianza inducida atmosféricamente entre la fase en dos partes del frente de onda separadas por una distancia en el plano de apertura, y representa el promedio del conjunto.$${\displaystyle D_{\phi _{a}}\left(\mathbf {\rho } \right)=\left\langle \left|\phi _{a}\left(\mathbf {r} \right)- \phi _{a}\left(\mathbf {r} +\mathbf {\rho } \right)\right|^{2}\right\rangle _{\mathbf {r} }}$$${\displaystyle D_{\phi _{a}}\left({\mathbf {\rho } }\right)}$${\displaystyle {\boldsymbol {\rho }}}$${\displaystyle \langle \cdot \rangle }$

Para la aproximación aleatoria gaussiana, la función de estructura de Tatarski (1961) puede describirse en términos de un único parámetro : indica la intensidad de las fluctuaciones de fase, ya que corresponde al diámetro de la apertura de un telescopio circular en el que las perturbaciones de fase atmosféricas comienzan a limitar seriamente la resolución de la imagen. Los valores típicos para las observaciones de banda I (longitud de onda de 900 nm) en buenos sitios son 20–40 cm. también corresponde al diámetro de la apertura para el cual la varianza de la fase del frente de onda promediada sobre la apertura llega aproximadamente a la unidad: ^[6]$estilo de visualización r_{0}$$${\displaystyle D_{\phi _{a}}({\mathbf {\rho } }\right)=6,88({\frac {\left|\mathbf {\rho } \right|}{r_{0}}}\right)^{5/3}}$$$estilo de visualización r_{0}$$estilo de visualización r_{0}$$estilo de visualización r_{0}$${\displaystyle \sigma ^{2}}$$${\displaystyle \sigma ^{2}=1.0299\left({\frac {d}{r_{0}}}\right)^{5/3}}$$

Esta ecuación representa una definición comúnmente utilizada para , un parámetro utilizado con frecuencia para describir las condiciones atmosféricas en los observatorios astronómicos.$estilo de visualización r_{0}$

$estilo de visualización r_{0}$se puede determinar a partir de un perfil C _N ² medido (descrito a continuación) de la siguiente manera: donde la intensidad de la turbulencia varía en función de la altura sobre el telescopio, y es la distancia angular de la fuente astronómica desde el cenit (desde directamente arriba).$${\displaystyle r_{0}=\left(16.7\lambda ^{-2}(\cos \gamma )^{-1}\int _{0}^{\infty }C_{N}^{2}(h)dh\right)^{-3/5}}$$$Estilo de visualización C_{N}^{2}(h)}$${\estilo de visualización h}$${\estilo de visualización \gamma}$

Si se supone que la evolución turbulenta ocurre en escalas de tiempo lentas, entonces la escala de tiempo t ₀ es simplemente proporcional a r ₀ dividido por la velocidad media del viento.

Las fluctuaciones del índice de refracción causadas por la turbulencia aleatoria gaussiana se pueden simular utilizando el siguiente algoritmo: ^[7] donde es el error de fase óptica introducido por la turbulencia atmosférica, R (k) es una matriz cuadrada bidimensional de números complejos aleatorios independientes que tienen una distribución gaussiana alrededor de cero y un espectro de ruido blanco, K (k) es la amplitud de Fourier (real) esperada del espectro de Kolmogorov (o Von Karman), Re[] representa tomar la parte real y FT[] representa una transformada de Fourier discreta de la matriz cuadrada bidimensional resultante (normalmente una FFT).$${\displaystyle \phi _{a}(\mathbf {r} )={\mbox{Re}}[{\mbox{FT}}[R(\mathbf {k} )K(\mathbf {k} )] ]}$$${\displaystyle \phi _{a}(\mathbf {r} )}$

La suposición de que las fluctuaciones de fase en el modelo de Tatarski tienen una distribución aleatoria gaussiana suele ser poco realista. En realidad, la turbulencia presenta intermitencia. ^[8]

Estas fluctuaciones en la fuerza de la turbulencia se pueden simular directamente de la siguiente manera: ^[9] donde I ( k ) es una matriz bidimensional que representa el espectro de intermitencia, con las mismas dimensiones que R ( k ) , y donde representa la convolución . La intermitencia se describe en términos de fluctuaciones en la fuerza de la turbulencia . Se puede ver que la ecuación para el caso aleatorio gaussiano anterior es solo el caso especial de esta ecuación con: donde es la función delta de Dirac .$${\displaystyle \phi _{a}(\mathbf {r} )=\operatorname {Re} [{\mbox{FT}}[(R(\mathbf {k} )\otimes I(\mathbf {k} ))K(\mathbf {k} )]]}$$${\displaystyle \otimes }$${\displaystyle C_{n}^{2}}$$${\displaystyle I(k)=\delta (|k|)}$$${\displaystyle \delta ()}$

Una descripción más completa de la visibilidad astronómica en un observatorio se da mediante la elaboración de un perfil de la intensidad de la turbulencia en función de la altitud, denominado perfil. Los perfiles se realizan generalmente cuando se decide el tipo de sistema de óptica adaptativa que se necesitará en un telescopio en particular, o cuando se decide si una ubicación en particular sería o no un buen sitio para instalar un nuevo observatorio astronómico. Normalmente, se utilizan varios métodos simultáneamente para medir el perfil y luego compararlos. Algunos de los métodos más comunes incluyen:${\displaystyle C_{n}^{2}}$${\displaystyle C_{n}^{2}}$${\displaystyle C_{n}^{2}}$

1. SCIDAR (obtención de imágenes de los patrones de sombras en la centelleo de la luz de las estrellas)
2. LOLAS (una variante de pequeña apertura de SCIDAR diseñada para perfiles de baja altitud)
3. Eslodar
4. MASA
5. MooSci (escintilómetro lunar de 11 canales para la elaboración de perfiles a nivel del suelo) ^[10]
6. Mapeo de turbulencias mediante radar
7. Termómetros transportados por globos para medir la rapidez con la que la temperatura del aire fluctúa con el tiempo debido a la turbulencia.
8. Centro de recopilación de datos de precisión V2 (PDCH) con sensores de temperatura diferencial que se utilizan para medir la turbulencia atmosférica

También existen funciones matemáticas que describen el perfil. Algunas son ajustes empíricos a partir de datos medidos y otras intentan incorporar elementos de la teoría. Un modelo común para las masas continentales se conoce como Hufnagel-Valley en honor a dos investigadores en este tema.${\displaystyle C_{n}^{2}}$

La primera respuesta a este problema fue la obtención de imágenes speckle , que permitía observar objetos brillantes con una morfología sencilla con una resolución angular limitada por la difracción. Más tarde llegaron los telescopios espaciales , como el telescopio espacial Hubble de la NASA , que funcionaba fuera de la atmósfera y, por tanto, no tenía ningún problema de visibilidad y permitía por primera vez observar objetivos débiles (aunque con una resolución peor que las observaciones speckle de fuentes brillantes desde telescopios terrestres debido al menor diámetro del telescopio Hubble). Las imágenes visibles e infrarrojas de mayor resolución actualmente provienen de interferómetros ópticos de imágenes como el interferómetro óptico prototipo de la Armada o el telescopio de síntesis de apertura óptica de Cambridge , pero estos solo se pueden utilizar en estrellas muy brillantes.

A partir de la década de 1990, muchos telescopios han desarrollado sistemas de óptica adaptativa que resuelven parcialmente el problema de la visibilidad. Los mejores sistemas construidos hasta ahora, como SPHERE en el VLT de ESO y GPI en el telescopio Gemini, logran un índice de Strehl del 90% en una longitud de onda de 2,2 micrómetros, pero solo en una región muy pequeña del cielo a la vez.

Se puede obtener un campo de visión más amplio utilizando múltiples espejos deformables conjugados a varias alturas atmosféricas y midiendo la estructura vertical de la turbulencia, en una técnica conocida como Óptica Adaptativa Multiconjugada.

Otra técnica más barata, la imagen afortunada , ha dado buenos resultados en telescopios más pequeños. Esta idea se remonta a las observaciones a simple vista de momentos de buena visibilidad antes de la guerra, a las que siguieron observaciones de los planetas en película de cine después de la Segunda Guerra Mundial . La técnica se basa en el hecho de que, de vez en cuando, los efectos de la atmósfera serán insignificantes y, por lo tanto, al registrar un gran número de imágenes en tiempo real, se puede seleccionar una imagen excelente "afortunada". Esto sucede con más frecuencia cuando el número de parches de tamaño r0 sobre la pupila del telescopio no es demasiado grande y, en consecuencia, la técnica falla para telescopios muy grandes. No obstante, puede superar a la óptica adaptativa en algunos casos y es accesible para los aficionados. Requiere tiempos de observación mucho más largos que la óptica adaptativa para obtener imágenes de objetivos débiles y está limitada en su resolución máxima. ^{[ cita requerida ]}

• Simulador de Atmósfera y Telescopio , un simulador de turbulencia atmosférica
• Clear Sky Chart , gráficos web que incluyen pronósticos meteorológicos para observación astronómica
• Espejismo , neblina de calor
• Capa límite planetaria
• Fenómeno lunar transitorio

Gran parte del texto anterior está tomado (con permiso) de Lucky Exposures: Imágenes astronómicas limitadas por difracción a través de la atmósfera , de Robert Nigel Tubbs.

• Predicción astronómica gratuita de 72 horas para cada ubicación de la Tierra (haga clic en "Actividades al aire libre y deportes" y luego en "Observación astronómica")
  • Ejemplo: San Pedro de Atacama (Chile)
• Centro de Calgary de la Real Sociedad Astronómica de Canadá: “Seeing” atmosférico. Incluye ilustraciones animadas de los efectos de seeing.
• Ver los pronósticos para América del Norte Archivado el 6 de febrero de 2007 en Wayback Machine
• Ver pronósticos para Mauna Kea, Hawaii