Óptica activa
La óptica activa es una tecnología utilizada con los telescopios reflectores desarrollada en la década de 1980, que moldea activamente los espejos de un telescopio para evitar la deformación debido a influencias externas como el viento, la temperatura y la tensión mecánica.. Sin óptica activa no es posible la construcción de telescopios de la clase de 8 metros, ni serían factibles los telescopios con espejos segmentados.
Este método es utilizado, entre otros, por el Telescopio Óptico Nórdico, el Telescopio de Nueva Tecnología, el Telescopio Nazionale Galileo y los telescopios Keck, así como por 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
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 superficial correcta 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 o 230 pulgadas), como el telescopio Hale del Observatorio Palomar.
Una nueva generación de telescopios construidos desde la década de 1980 utiliza espejos delgados y más livianos. Son demasiado delgados para mantenerse rígidos 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 se puede segmentar en varios espejos más pequeños, lo que reduce la flacidez debido al peso que se produce en los grandes espejos monolíticos.
La combinación de actuadores, un detector de calidad de imagen y un ordenador que controla los actuadores para obtener la mejor imagen posible se denomina óptica activa.
El nombre de óptica activa significa que el sistema mantiene un espejo (generalmente el principal) en su forma óptima frente a las fuerzas ambientales como el viento, el pandeo, la expansión térmica y la deformación del eje del telescopio. La óptica activa compensa las fuerzas de distorsión 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 óptica adaptativa
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 compensan las ópticas activas (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, dependiendo de la longitud de onda y las condiciones climáticas). Estas correcciones deben ser mucho más rápidas, pero también de menor amplitud. Debido a esto, la óptica adaptativa utiliza espejos correctores más pequeños. Solía ser un espejo separado no integrado en la trayectoria de la luz del telescopio, pero hoy en día puede ser el segundo, tercer o cuarto espejo de un telescopio.
Otras aplicaciones
Las configuraciones de láser complicadas y los interferómetros también se pueden estabilizar activamente.
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 se usa para medir la dirección. El sistema puede acelerarse o hacerse más inmune al ruido mediante el uso de un controlador PID. Para los láseres pulsados, el controlador debe bloquearse en la tasa de repetición. Se puede usar un haz piloto continuo (no pulsado) para permitir un ancho de banda de estabilización de hasta 10 kHz (contra vibraciones, turbulencias de aire y ruido acústico) para láseres de baja tasa de repetición.
A veces, los interferómetros 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. Pequeños cambios en la longitud de onda incidente generados por un modulador acústico-óptico o la interferencia con una fracción de la radiación entrante brindan información sobre 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 potencia máxima. Una posibilidad es realizar pequeñas rotaciones con un espejo de un extremo. Si esta rotación está en la posición óptima, no se produce ninguna oscilación de potencia. Cualquier oscilación de apuntamiento del haz se puede eliminar utilizando el mecanismo de dirección del haz mencionado anteriormente.
También se está investigando la óptica activa de rayos X, que utiliza espejos de incidencia rasante activamente deformables.
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