Tau Cygni con óptica adaptativa (derecha) y sin ella (izquierda). Telescopio de 2,5 m del monte Wilson |
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Tau Cygni con óptica adaptativa (derecha) y sin ella (izquierda). Telescopio de 2,5 m del monte Wilson |
 
Altair. Mount Wilson. FWMH 0.12"
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Un sistema que permite compensar los efectos distorsionadores de la atmósferaL a turbulencia atmosférica distorsiona las imágenes y limita el poder resolutivo de los telescopios a 1 segundo de arco. Los telescopios con apertura mayor de 20 o 25 cm tienen más capacidad de captar luz, pero no proporcionan imágenes más claras. Esto es debido a que esta es la medida típica de las porciones coherentes del frente de onda de una imagen.El frente de onda es la superficie donde se encuentran los fotones que han sido emitidos simultáneamente. Los fotones que llegan separados más de un palmo acostumbran a pasar por zonas de diferente velocidad de propagación, y se desfasan: el frente de onda se deforma. |
Asteroide Vesta. (0,55" de diámetro) Mount Wilson
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El año 1957, Robert Leighton obtuvo las imágenes
más nítidas jamás vistas de Júpiter y Saturno
con el telescopio de 1,5 m del monte Wilson. Lo consiguió corrigiendo
parcialmente el "baile" de la imagen mediante pequeñas variaciones
de la inclinación del espejo secundario. Esta técnica, conocida
como tip-tilt, mejora la resolución 2 o 3 veces. Sin embargo,
para eliminar totalmente la distorsión atmosférica se requeriría
una mejora 10 veces mayor.
Durante los años 70, los investigadores del U.S. Defense Department desarrollaron métodos para mantener un láser apuntado con precisión sobre un objetivo. Estas nuevas tecnologías dividen el haz de luz en pequeños elementos y los corrigen por separado. El telescopio de 2,5 m del monte Wilson ha sido equipado con un espejo secundario tip-tilt para una primera corrección y con un espejo deformable. La imagen de una estrella sirve de referencia para determinar la forma que debe darse al espejo corrector. Un ordenador se encarrega de la coordinación. Cuando las condiciones atmosféricas son malas, el sistema tiene que trabajar más. Por suerte, en el monte Wilson suelen ser buenas. |
Telescopio Shanon. |
El Observatorio Lick, situado en el monte Hamilton (cerca de San José, en California), ha montado un prototipo que también utiliza un espejo secundario corrector del frente de onda (tip-tilt) y un espejo deformable con 127 puntos de control en el telescopio Shanon de 3 m de apertura. Un telescopio adicional (launch telescope) de 30 cm sirve como proyector para un láser de 20W que permite excitar el sodio mesosférico y producir una estrella artificial de referencia. Un sensor Hartmann analiza las deformaciones del frente de onda comparando la luz proveniente de 37 porciones de 50 cm de diámetro en el espejo primario. El secundario tiene cuatro foto-diodos. Un ordenador Mercury VME, equipado con 4 procesadores I860 de 160 Mflops "lee" los sensores 500 veces por segundo y corrige el espejo deformable 30 veces cada segundo. |
Centro galáctico.
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Don McCarthy y Laird Close, del grupo de óptica adaptativa
del Observatorio Steward
(universidad de Arizona) desarrollaron el sistema de correción FASTTRAC
para infrarrojo, que permite frecuencias de corrección de 100 Hz,
para obtener imágenes de alta resolución del centro galáctico,
donde hay una potente fuente de radio y quizá un agujero negro.
Algunas de sus observaciones recientes son de una calidad comparable a la del telescopio Hubble. A la izquierda se muestra una lente gravitatoria sin corregir (arriba, izquierda), corregida (arriba, derecha), y procesada (abajo, izquierda). La imagen de la parte inferior derecha se obtuvo con el telescopio Hubble. |
