FORMACIÓN DE IMÁGENES EN ÓPTICA ADAPTATIVA

Transcripción

1 Univesidad de Cantabia Tesis Doctoal FORMACIÓN DE IMÁGENES EN ÓPTICA ADAPTATIVA Vidal Fenández Canales

2 Capítulo 1 LA TURBULENCIA ATMOSFÉRICA La atmósfea no se compota como un medio homogéneo paa la popagación de la luz. El oigen de este compotamiento se halla en el poceso de calentamiento del aie po el Sol. Duante el día la luz sola calienta las masas teestes. Po la noche la supeficie de la Tiea se enfía gadualmente y se disipa calo hacia la atmósfea. Estos pocesos poducen movimientos de aie a gan escala, que alcanzan el égimen tubulento, y se convieten pogesivamente en movimientos a escalas menoes. Como esultado se cean en la atmósfea egiones de aie a distintas tempeatuas, cuyo tamaño y distibución son aleatoios. El índice de efacción del aie depende de la densidad, y po tanto de la tempeatua, con lo que también el índice de efacción de la atmósfea es aleatoio. Po 17

3 18 Fomación de imágenes en óptica adaptativa tanto, las ondas que se popagan po ella encuentan un medio inhomogéneo y se distosionan. Este es uno de los pincipales poblemas de la astonomía. Las ondas luminosas que povienen de los objetos astonómicos llegan distosionadas a los telescopios que se hallan sobe la supeficie teeste, po los efectos de la tubulencia atmosféica, lo que limita la esolución de los telescopios. Si la atmósfea fuea un medio ideal, pefectamente homogéneo, la esolución de un telescopio con óptica pefecta seía invesamente popocional a su abetua. Este es el límite de esolución que impone la difacción. Sin embago, las abeaciones aleatoias que la atmósfea intoduce en el fente de onda imponen un nuevo límite de esolución. En función de las condiciones atmosféicas, el diámeto mínimo de la imagen de una fuente puntual (disco de seeing) puede vaia ente 0.3 y 10 (segundos de aco) apoximadamente. Un valo típico en los obsevatoios astonómicos es 2, que coesponde al límite de esolución difaccional de una abetua de 6 cm en el visible. En telescopios de meno tamaño el único efecto de la atmósfea sobe la imagen es que esta pesenta un movimiento aleatoio. Sin embago, a pati del límite impuesto po la atmósfea, el aumento de la abetua del telescopio, aun con elementos ópticos pefectos, no conlleva una mejoa de la esolución. En este capítulo esumiemos las caacteísticas de la tubulencia atmosféica, en especial aquellos aspectos que posteiomente seán de utilidad paa el análisis de la fomación de imágenes pacialmente compensadas. Una descipción detallada de la tubulencia atmosféica se halla en Tennekes y Lumley (1972) o Lumley y Panofsky (1964). Los esultados más elacionados con la popagación de señales ópticas se encuentan en Tataski (1967) y Roddie (1981). 1.1 Estuctua de la tubulencia Un flujo alcanza el égimen tubulento cuando el númeo de Reynolds R e excede un valo cítico que depende sólo de la estuctua geomética del flujo. El númeo de Reynolds se define como:

4 Capítulo 1 La tubulencia atmosféica 19 V0 L0 R e = (1.1) ν 0 donde V 0 es una velocidad caacteística y L 0 un tamaño caacteístico del flujo; ν 0 es la viscosidad cinemática del fluido. La viscosidad cinemática del aie es del oden de m 2 s -1 ; si se toma paa la atmósfea V 0 = 1 ms -1 y L 0 = 15 m se obtiene R e = 10 6 que en geneal coesponde a tubulencia plenamente desaollada. Según la teoía de Kolmogoov (1961), paa este gado de tubulencia, la enegía cinética de los movimientos a gandes escalas se tansfiee a movimientos de escalas cada vez menoes. En cada escala L los movimientos tienen una velocidad caacteística V. El poceso de tansfeencia de enegía a escalas menoes finaliza en una escala en la que el númeo de Reynolds R e = VL/ν 0 es suficientemente pequeño paa que la enegía cinética se disipe en calo po ficción. En un estado estacionaio la tasa de disipación de enegía ε 0 es igual a la tasa de poducción de enegía tubulenta. Se supone que la velocidad del movimiento del aie en la escala L depende sólo de L y de la tasa de poducción y disipación de enegía. Un azonamiento dimensional muesta que: 1/ 3 1/ 3 V = ε 0 L (1.2) En un análisis espectal de la enegía cinética en función del módulo κ del vecto de onda, la enegía E(κ)dκ ente κ y κ +dκ es popocional a V 2 (κ). De (1.2) teniendo en cuenta que L 1/κ, se obtiene: 2 / 3 E ( κ )dκ κ (1.3) y po tanto: 5 / 3 E ( κ ) κ (1.4)

5 20 Fomación de imágenes en óptica adaptativa que se conoce como ley de Kolmogoov, válida sólo en el ango inecial 1/L 0 << κ << 1/l 0, donde L 0 es la escala supeio (genealmente la escala de los movimientos que dan luga a la tubulencia) y l 0 es la escala infeio, en la que apaece la disipación. En la toposfea, l 0 vaía ente unos milímetos ceca de la supeficie teeste hasta 1 cm en los límites con la topopausa, y L 0 es del oden de 100 m. El tamaño de las zonas homogéneas en el fente de onda oscila ente unos pocos centímetos y pocos metos. Po tanto, la ley de Kolmogoov se puede aplica a este caso. Este esultado se ha compobado expeimentalmente en multitud de cicunstancias. 1.2 Fluctuaciones del índice de efacción Las vaiaciones de tempeatua en la atmósfea poducen vaiaciones de la densidad del aie y po consiguiente, del índice de efacción n. Es conveniente descibi sus popiedades estadísticas usando la función de estuctua o el especto de potencias. La función de estuctua se define como: D n 2 ( ρ ) = n( + ρ) n( ) (1.5) donde < > epesenta un pomedio al conjunto de estados y y ρ son vectoes de posición en la pupila. El especto de potencias de las fluctuaciones del índice es la tansfomada de Fouie de la función de estuctua: 2 φn ( κ ) = n( + ρ) n( ) exp( 2πiκρ ) dρ (1.6) donde κ es un vecto en el espacio de fecuencias espaciales. De la teoía de Kolmogoov se puede deduci la función de estuctua:

6 Capítulo 1 La tubulencia atmosféica 21 2 / 3 D ( = ρ (1.7) 2 n ρ) C n donde C n es la constante de estuctua del índice de efacción. Este paámeto expesa la fueza de la tubulencia. La atmósfea teeste está estatificada: existen capas con distinto gado de tubulencia a difeentes altuas. Po tanto, es necesaio detemina la constante de estuctua en función de la altitud h. La figua 1.1 muesta el pefil expeimental de C n (h) (Hufnagel 1974). Finalmente, el especto de potencias queda: φ ( κ ) n 2 n = C κ 11/ 3 (1.8) Figua 1.1 Pefil pomedio de C n 2 extendido a bajas altitudes siguiendo una ley h -2/3 (línea continua: condiciones noctunas estables) y siguiendo una ley h -4/3 (línea discontinua: condiciones diunas inestables).

7 22 Fomación de imágenes en óptica adaptativa 1.3 Estuctua espacial del fente de onda El fente de onda se epesenta po: ( ) A( ) e iφ ( ) ψ = (1.9) La magnitud A es la amplitud y φ la fase del fente de onda. El fente de onda que incide en el telescopio pesenta vaiaciones espaciales tanto de la amplitud como de la fase. Estas últimas son las más impotantes paa el poceso de fomación de imágenes, y se descibián utilizando la función de estuctua, definida po: D φ ( ρ) = (1.10) ( φ( + ρ) φ( )) 2 Todos los puntos del fente de onda son equivalentes, popiedad que se denomina estacionaiedad del fente de onda. Debido a la estacionaiedad la función de estuctua sólo depende del vecto que une los puntos, no de los puntos en sí. La función de estuctua de la fase a la entada del telescopio que esulta del modelo de Kolmogoov es: D φ ( ρ) = ρ / 3 ad 2 (1.11) donde 0, denominado paámeto de Fied (1966) depende de la longitud de onda y la distancia al cenit como: 3/ 5 6 / 5 cos 0 (, ) ξ λ ξ = λ (1.12) 2 ( ) d Cn h h En lo sucesivo nos efeiemos al paámeto de Fied 0, que coesponde a las condiciones 0 (λ=500 nm, ξ=0 ad). Se define como zona coheente de la atmósfea una

8 Capítulo 1 La tubulencia atmosféica 23 egión en la que apenas se poducen vaiaciones del índice de efacción. El paámeto de Fied epesenta el diámeto de las zonas coheentes en la atmósfea. La función de estuctua expesada en (1.11) sólo depende de la distancia ente puntos, es deci, del módulo del vecto que une los puntos. Esto significa que se considea a la atmósfea un medio isótopo. Una última popiedad impotante de la atmósfea es la egodicidad, que estipula que el pomedio de cualquie magnitud se puede obtene ealizando medidas a lo lago del tiempo sin cambia de punto o en distintos puntos en un instante deteminado. Dicho de ota manea, es indifeente ealiza el pomedio espacial o el tempoal. Las vaiaciones de amplitud en la abetua del telescopio contibuyen en mucha meno medida a la degadación de la imagen que las de la fase y son genealmente ignoadas en la planificación y evaluación de los sistemas de óptica adaptativa (Beckes 1993). Cuanto mayo es la longitud de onda menos afectan a la calidad de la imagen, desde el 15% paa 500 nm al 3% a 2200 nm (Roddie y Roddie 1986).