La óptica activa es una tecnología utilizada con los telescopios reflectores desarrollada en la década de 1980, [1] que da forma activamente a los espejos de un telescopio para evitar la deformación debida a influencias externas como el viento, la temperatura y la tensión mecánica. Sin óptica activa, la construcción de telescopios de clase de 8 metros no es posible, ni serían factibles telescopios con espejos segmentados.
Este método es utilizado, entre otros, por el Nordic Optical Telescope , [2] el New Technology Telescope , el Telescopio Nazionale Galileo y los telescopios Keck , así como todos los telescopios más grandes construidos desde mediados de la década de 1990.
La óptica activa no debe confundirse con la óptica adaptativa , que opera en una escala de tiempo más corta y corrige las distorsiones atmosféricas.
En astronomía [ editar ]
La mayoría de los telescopios modernos son reflectores, siendo el elemento principal un espejo muy grande . Históricamente, los espejos primarios eran bastante gruesos para mantener la figura correcta de la superficie a pesar de las fuerzas que tienden a deformarla, como el viento y el propio peso del espejo. Esto limitó su diámetro máximo a 5 o 6 metros (200 ó 230 pulgadas), tales como el Observatorio Palomar 's telescopio Hale .
En su lugar, una nueva generación de telescopios construidos desde la década de 1980 utiliza espejos delgados y más livianos. Son demasiado delgados para mantenerse rígidamente en la forma correcta, por lo que se adjunta una serie de actuadores a la parte posterior del espejo. Los actuadores aplican fuerzas variables al cuerpo del espejo para mantener la superficie reflectante en la forma correcta durante el reposicionamiento. El telescopio también puede estar segmentado en múltiples espejos más pequeños, lo que reduce el hundimiento debido al peso que se produce en los grandes espejos monolíticos.
La combinación de actuadores, un detector de calidad de imagen y una computadora para controlar los actuadores para obtener la mejor imagen posible se llama óptica activa .
El nombre de óptica activa significa que el sistema mantiene un espejo (generalmente el primario) en su forma óptima contra las fuerzas ambientales como el viento, el pandeo, la expansión térmica y la deformación del eje del telescopio. La óptica activa compensa las fuerzas distorsionantes que cambian con relativa lentitud, aproximadamente en escalas de tiempo de segundos. Por lo tanto, el telescopio está activamente quieto, en su forma óptima.
Comparación con la óptica adaptativa [ editar ]
La óptica activa no debe confundirse con la óptica adaptativa , que opera en una escala de tiempo mucho más corta para compensar los efectos atmosféricos, en lugar de la deformación del espejo. Las influencias que compensa la óptica activa (temperatura, gravedad) son intrínsecamente más lentas (1 Hz) y tienen una mayor amplitud de aberración. La óptica adaptativa, por otro lado, corrige las distorsiones atmosféricas que afectan la imagen a 100–1000 Hz (la frecuencia de Greenwood , [4] dependiendo de la longitud de onda y las condiciones climáticas). Estas correcciones deben ser mucho más rápidas, pero también deben tener una amplitud menor. Debido a esto, la óptica adaptativa utiliza espejos correctivos más pequeños .. Este solía ser un espejo separado que no estaba integrado en la trayectoria de la luz del telescopio, pero hoy en día puede ser el segundo , [5] [6] tercer o cuarto [7] espejo de un telescopio.
Otras aplicaciones [ editar ]
También se pueden estabilizar activamente configuraciones de láser e interferómetros complicados.
Una pequeña parte del rayo se filtra a través de los espejos de dirección del rayo y se usa un diodo de cuatro cuadrantes para medir la posición de un rayo láser y otro en el plano focal detrás de una lente para medir la dirección. El sistema puede acelerarse o hacerse más inmune al ruido mediante el uso de un controlador PID . Para láseres pulsados, el controlador debe estar bloqueado en la frecuencia de repetición. Se puede utilizar un haz piloto continuo (no pulsado) para permitir un ancho de banda de hasta 10 kHz de estabilización (contra vibraciones, turbulencia de aire y ruido acústico) para láseres de baja tasa de repetición.
A veces, los interferómetros de Fabry-Pérot deben ajustarse en longitud para pasar una longitud de onda determinada. Por tanto, la luz reflejada se extrae mediante un rotador de Faraday y un polarizador . Los pequeños cambios de la longitud de onda incidente generados por un modulador acústico-óptico o la interferencia con una fracción de la radiación entrante proporcionan la información de si el Fabry Perot es demasiado largo o demasiado corto.
Las cavidades ópticas largas son muy sensibles a la alineación del espejo. Se puede utilizar un circuito de control para alcanzar la potencia máxima. Una posibilidad es realizar pequeñas rotaciones con un espejo de extremo. Si esta rotación se encuentra aproximadamente en la posición óptima, no se produce ninguna oscilación de potencia. Cualquier oscilación que apunta al haz se puede eliminar utilizando el mecanismo de dirección del haz mencionado anteriormente.
También se está investigando la óptica activa de rayos X , utilizando espejos de incidencia rasante activamente deformables. [8]
Ver también [ editar ]
- Óptica adaptativa : tecnología más rápida para aberraciones más pequeñas.
- Telescopio
- Superficie activa : tecnología similar para radiotelescopios.
- Lista de piezas y construcción del telescopio
Referencias [ editar ]
- ^ Hardy, John W. (junio de 1977). "Óptica activa: una nueva tecnología para el control de la luz" . Actas del IEEE . Actas del IEEE. 66 : 110. Código Bibliográfico : 1978IEEEP..66..651H . Archivado desde el original el 22 de diciembre de 2015 . Consultado el 1 de junio de 2011 .
- ^ Andersen, T .; Andersen, T .; Larsen, OB; Propietario-Petersen, M .; Steenberg, K. (abril de 1992). Ulrich, Marie-Helene (ed.). Óptica activa en el telescopio óptico nórdico . Actas de conferencias y talleres de ESO. Progreso en tecnologías de instrumentación y telescopios. págs. 311–314. Código bibliográfico : 1992ESOC ... 42..311A .
- ^ "Contrato de adjudicación de ESO para el estudio de diseño de espejo adaptable E-ELT" . Anuncios de ESO . Consultado el 25 de mayo de 2012 . CS1 maint: parámetro desalentado ( enlace )
- ^ Greenwood, Darryl P. (marzo de 1977). "Especificación de ancho de banda para sistemas de óptica adaptativa" (PDF) . Revista de la Optical Society of America . 67 (3): 390–393. Código Bibliográfico : 1977JOSA ... 67..390G . doi : 10.1364 / JOSA.67.000390 .
- ^ Riccardi, Armando; Brusa, Guido; Salinari, Piero; Gallieni, Daniele; Biasi, Roberto; Andrighettoni, Mario; Martin, Hubert M (febrero de 2003). "Espejos secundarios adaptables para el telescopio binocular grande" (PDF) . Actas del SPIE . Tecnologías de sistemas ópticos adaptativos II. 4839 : 721–732. Código Bibliográfico : 2003SPIE.4839..721R . CiteSeerX 10.1.1.70.8438 . doi : 10.1117 / 12.458961 . Archivado desde el original (PDF) el 23 de agosto de 2011.
- ↑ Salinari, P .; Del Vecchio, C .; Biliotti, V. (agosto de 1994). Un estudio de un espejo secundario adaptativo . Actas de conferencias y talleres de ESO. Óptica activa y adaptativa. Garching, Alemania: ESO. págs. 247-253. Código bibliográfico : 1994ESOC ... 48..247S .
- ^ Crépy, B .; et al. (Junio de 2009). La unidad adaptativa M4 para el E-ELT . 1ra conferencia AO4ELT - Óptica adaptativa para procedimientos de telescopios extremadamente grandes. París, Francia: EDP Sciences. Código Bibliográfico : 2010aoel.confE6001C . doi : 10.1051 / ao4elt / 201006001 .
- ^ "Asociación de investigación avanza la óptica activa de rayos X" . adaptiveoptics.org . Marzo de 2005. Archivado desde el original el 11 de marzo de 2007 . Consultado el 2 de junio de 2011 . CS1 maint: parámetro desalentado ( enlace ) URL alternativa
Enlaces externos [ editar ]
- Introducción a la óptica activa y adaptativa ( sitio web del Observatorio Europeo Austral )
- Óptica activa en NTT de ESO .
- Óptica activa en el Gran Telescopio Canarias .
