La visibilidad astronómica caracteriza el desenfoque y el parpadeo de los cuerpos celestes , por ejemplo, las estrellas . Surge debido a la turbulencia local en la atmósfera terrestre , provocando fluctuaciones en el índice de refracción óptica . El estado de visibilidad astronómica en un momento dado en un lugar determinado indica cuánto distorsiona la atmósfera terrestre la luz de las estrellas observadas a través de un telescopio.
La forma más común de estimarlo es medir la mitad del ancho del brillo óptico del disco visible ( la función de dispersión de puntos para una imagen distorsionada por la atmósfera). La mitad del ancho de esta función también se denomina "diámetro de disco visible" o "visibilidad" y caracteriza la mejor resolución angular posible en fotografía de larga exposición . En las mejores condiciones, el tamaño de los discos visibles es de 0,4 segundos de arco . Estas condiciones se pueden lograr en observatorios de gran altitud en islas pequeñas como Hawai o Palma .
La visibilidad reducida es uno de los mayores problemas de la astronomía terrestre: mientras que los grandes telescopios tienen una resolución teórica de unas pocas milésimas de segundo de arco, su resolución real está limitada por la atmósfera al menos cientos de veces. Sin embargo, la introducción de la óptica adaptativa en 1989 mejoró drásticamente la resolución de los telescopios terrestres.
La luz de fuentes puntuales , por ejemplo, estrellas, en ausencia de turbulencia atmosférica , tiene la forma de un disco de Airy , cuyo tamaño es inversamente proporcional a la apertura, pero debido a la baja visibilidad astronómica, toma la forma de temblor y manchas iridiscentes que cambian de forma muy rápidamente. Las imágenes resultantes se pueden procesar mediante interferometría de motas .
La baja visibilidad también es responsable del centelleo visible de las estrellas . Dado que la calidad de la imagen depende de la altura angular de la región observada (perfil C N 2 ), la calidad de la imagen en los sistemas de óptica adaptativa disminuye si la estrella observada y la estrella de calibración están lejos una de la otra.
Los efectos descritos no son cualitativamente diferentes en el rango visible al infrarrojo cercano .
Para describir las condiciones de visibilidad astronómica en los observatorios se utilizan los siguientes parámetros:
Como se mencionó anteriormente, el tamaño del disco de Airy es inversamente proporcional a la apertura, y generalmente se compara con el diámetro del disco visible en una apertura igual a r 0 (generalmente 10-20 cm). Por lo tanto, a medida que aumenta el diámetro de la lente, la resolución permanece igual si las imágenes resultantes no se procesan. Estos parámetros también dependen de la longitud de onda.
Las distorsiones cambian rápidamente, normalmente más de 100 veces por segundo. Por lo general, el tiempo de exposición al fotografiar estrellas es de segundos o incluso minutos, por lo que se promedian varias distorsiones y toman la forma de un disco, llamado función de dispersión de puntos o disco visible.
La visibilidad no es constante, a menudo difiere no solo de un lugar a otro o de una noche a otra, sino que puede cambiar en unos pocos minutos. Pero todavía hay noches "buenas" y "malas", dependiendo de la visibilidad.
Una visibilidad igual a 1″ no es mala para lugares medios de observación astronómica. En las zonas urbanas, la visibilidad suele ser mucho peor. La mejor visibilidad suele observarse en noches claras y frías en ausencia de ráfagas de viento. El aire caliente ascendente perjudica las observaciones tanto como el viento o las nubes. En los mejores observatorios, situados en las cimas de las montañas, el viento trae aire "tranquilo" que aún no ha descendido al suelo, proporcionando en ocasiones una visibilidad de 0,4".
Otro parámetro conveniente es t 0 . Cuando la exposición es mayor que t 0 , los cambios que ocurren en los flujos turbulentos también comienzan a afectar la imagen. Así, este parámetro determina la velocidad de corrección de imagen necesaria para compensar los fenómenos atmosféricos.
Este parámetro depende de la longitud de onda a la que se realizan las observaciones.
Una descripción más completa de las condiciones de visibilidad viene dada por la función de la dependencia de la fuerza de turbulencia con la altura, denominada perfil C N 2 . El perfil C N 2 generalmente se construye al elegir el tipo de sistema de óptica adaptativa que necesita un telescopio en particular, o al elegir un sitio para un nuevo observatorio astronómico. Por lo general , se utilizan varios métodos para medir el perfil C N 2 .
El perfil C N 2 se describe mediante funciones matemáticas. Los datos obtenidos como resultado de mediciones y otros experimentos están tratando de combinarse en una teoría. Uno de los modelos más comunes del comportamiento de las masas de aire sobre la tierra es el modelo Hufnagel-Valley.
La primera solución a los problemas asociados a la visibilidad astronómica fue la interferometría de motas , que permitió superar la limitación de visibilidad en casos sencillos.
Los telescopios espaciales como el Hubble no tienen ningún problema atmosférico, aunque tienen diámetros más pequeños que los telescopios terrestres debido a dificultades técnicas.
Las imágenes de mayor resolución en los rangos visible e infrarrojo se han obtenido utilizando interferómetros ópticos como el NPOIy COSTA, sin embargo, solo pueden usarse para estrellas muy brillantes.
Desde 1989, los sistemas de óptica adaptativa se han utilizado en astronomía, lo que resolvió parcialmente el problema de las distorsiones atmosféricas. El valor del número de Strehl para el mejor de los sistemas, por ejemplo, VLT-SPHEREdel Observatorio Europeo Austral VLT y GPI en el Observatorio Gemini en Chile alcanza el 90% a 2200 nm, pero solo dentro de una pequeña parte del cielo en un momento dado.
Es posible aumentar el campo de visión utilizando un conjunto de espejos deformables conjugados con varias alturas atmosféricas y midiendo la estructura vertical de la turbulencia utilizando óptica adaptativa multiconjugada [2] .
Otro método más simple de buenas exposiciones da buenos resultados para telescopios pequeños [3] . La idea de este método se remonta a las observaciones a simple vista de momentos de buena visibilidad, que después de la Segunda Guerra Mundial se convirtió en filmar planetas en película [4] . El método en sí consiste en registrar una gran cantidad de imágenes con una exposición corta, seleccionando las más exitosas y procesando, sin embargo, cuanto mayor es el diámetro del telescopio, menos marcos son adecuados. Este método requiere más tiempo de observación que la óptica adaptativa y su resolución máxima es limitada. Por lo tanto, este método no funciona para telescopios muy grandes, pero es más económico y está disponible para los aficionados [5] .