Óptica adaptativa y estrellas láser

Nuestra atmósfera es un obstáculo para la observación del cielo

La atmósfera terrestre es dinámica, sus capas de aire son heterogéneas en temperatura. Estas capas se mueven, se mezclan, intercambian energía, y las perturbaciones debidas a la presión, el calor, la humedad y el movimiento obstaculizan enormemente las observaciones astronómicas realizadas desde el suelo. Además, esta turbulencia atmosférica es permanente e impredecible.

Las imágenes recibidas por los telescopios tiemblan al ritmo de las agitaciones y remolinos de las moléculas de aire. Se dice que el frente de onda está perturbado. El frente de onda plano, que ha viajado durante miles de millones de años, se rompe en los últimos milisegundos de su viaje, en la atmósfera terrestre. Desde 2010, el sistema de AO forma parte del equipo estándar de los grandes observatorios.

Principio general

La Óptica Adaptativa (AO) es una técnica que permite corregir en tiempo real las distorsiones causadas por la turbulencia atmosférica. Estas perturbaciones modifican el frente de onda luminoso y degradan la resolución de los telescopios terrestres. El sistema se basa en un espejo deformable controlado por un analizador de frente de onda, que fue propuesto en 1953 por el astrónomo estadounidense, Horace Babcock (1912-2003).

Estrellas láser artificiales

Cuando se quiere observar una zona del cielo donde no hay una estrella brillante para guiar un telescopio, los astrónomos crean su propia referencia luminosa: una estrella láser artificial. Envían un haz láser amarillo hacia una fina capa de sodio situada a unos 90 km de altitud en la mesosfera. Los átomos de sodio se excitan y devuelven una luz visible desde el suelo: se obtiene un punto brillante que sirve de referencia para corregir los efectos de la turbulencia atmosférica y obtener imágenes mucho más nítidas.

N.B.:
Existe una capa de sodio en la mesosfera terrestre, centrada alrededor de los 90 km de altitud. No es una "nube" visible, sino un velo extremadamente tenue de átomos de Na resultantes de la ablación de micrometeoritos.

Cómo se corrigen las imágenes en el espejo del telescopio

Un sensor observa cómo la luz de una estrella o de una estrella láser se deforma al atravesar la atmósfera. Una computadora traduce estas deformaciones en un mapa que indica dónde y cuánto debe curvarse el espejo para compensar. Pequeños actuadores empujan o tiran de la parte trasera del espejo unas pocas decenas de nanómetros, para devolver a la luz una superficie de propagación regular. Este ciclo de medición-análisis-corrección se repite cientos o miles de veces por segundo, para seguir en directo las variaciones de la turbulencia.

Rendimiento y límites

El objetivo es anular casi por completo las deformaciones impuestas por el aire, para obtener imágenes tan nítidas como si el telescopio estuviera en el espacio. La calidad se mide por el factor de Strehl, que aumenta cuando la óptica adaptativa reduce el error residual.

• La corrección está limitada por el número de actuadores y su rapidez.
• Las turbulencias muy finas o muy rápidas pueden permanecer parcialmente sin corregir.
• Una estrella láser suele servir de referencia, pero no reproduce exactamente la luz del objetivo.
• El ruido de las mediciones limita la precisión última de la corrección.

En la práctica, la combinación de un sensor preciso, un algoritmo de reconstrucción robusto y un DM rápido y denso permite obtener imágenes corregidas que se acercan al límite de difracción del telescopio para la banda espectral y el ángulo corregidos.

Aplicaciones científicas

Los sistemas de AO que equipan telescopios como el VLT o Keck permiten obtener imágenes cuya resolución se acerca al límite de difracción. Son esenciales para la obtención de imágenes de exoplanetas, el estudio de núcleos galácticos o cúmulos estelares compactos.

Tabla comparativa de sistemas de óptica adaptativa

Fuentes: ESO, Keck Observatory, Gemini Observatory, MagAO-X, Subaru Telescope, TMT Project.