“Hacer telescopios aún mas grandes será inútil, pues la absorción de la luz y las fluctuaciones de temperatura de la atmósfera terrestre son lo que limita nuestra habilidad de ver los detalles más finos. Si se van a construir telescopios más grandes, tendrá que ser en un observatorio sin aire, tal vez uno en la Luna.”
—— Isaac Asimov, 1970
El Contexto Histórico
Esta predicción fallida no está hecha al azar, como buen escritor de Ciencia Ficción—de la clásica—estaba al tanto del estado del arte en el mundo de los Astrónomos. Hasta entrados los 70s el trabajo del astrónomo estaba dominado por la fortuna de las buenas condiciones nocturnas. Apostaba a tomar muchas fotografías del objeto de interés y que una de ellas fuera buena, y con mucha, pero mucha suerte excelente.
Para esa década la tecnología se había desarrollado enormemente (habíamos llegado a la luna), y los telescopios terrestres ya comenzaban a superar con facilidad diámetros superiores a los tres metros. Sin embargo, al menos durante unos treinta años preocupaba que a pesar de estos tamaños la calidad no se acercara a lo que la teoría predecía.
La Ciencia Detrás de la Resolución
Criterio de Rayleigh
La Óptica establece una relación simple para determinar la resolución de un telescopio (o cualquier sistema óptico). El criterio de Rayleigh establece que nuestra capacidad para distinguir (resolver angularmente, θ) dos objetos lejanos es inversamente proporcional al diámetro del espejo (apertura), D, del telescopio:
donde λ es la longitud de onda de la fuente de luz puntual muy alejada del observador (una estrella).
La longitud de onda promedio de una fuente de luz en el visible es 550 × 10⁻⁹ m, si suponemos que tenemos un telescopio de 3 m, la resolución teórica es de 0.0462″
El Problema del Astrónomo Moderno
El problema del astrónomo moderno es tener un telescopio lo suficientemente grande para capturar la luz de galaxias o estrellas cuyo brillo es infinitamente menor (10⁵ veces menos o aún más) que el Sol. Estos objetos requieren tiempos de captura de fotones (exposición) de 2 o incluso 30 minutos.
El Concepto de "Seeing"
Es seeing indica cuán cerca estamos del ideal teórico. Entre los años 1940 y 1960 se desarrollaron varias técnicas para estimar el seeing. Primero, se observó que el factor dominante en el deterioro de las imágenes era producto del efecto de la atmósfera.
Trabajos precursores, como el de E. Gaviola en Argentina, describen las contribuciones de las diferentes capas atmosféricas al seeing astronómico o la diversidad de técnicas empleadas para su determinación. En este último punto hasta fines de los 60s la definición de seeing era dispar o se basaba en el bailoteo (“wandering”) de la imagen de una estrella de referencia sobre la superficie fotográfica (en un telescopio pequeño) o en el la extensión de la mancha de esta estrella en un tiempo de exposición largo en un telescopio grande.
La Crisis de la Resolución
En este punto era claro que aumentar el tamaño del telescopio no mejoraría la detección de objetos lejanos si el seeing no se podía reducir lo suficiente, y su valor dependía de l estado de la atmósfera y no del telescopio. Por eso la visión crítica de Asimov. Un buen valor de seeing era 1″, uno excelente 0.5″—en la experiencia del astrónomo: un criterio meramente cualitativo. Con este criterio es que se escogieron lo primeros sitios en Chile.
El Trabajo Revolucionario de Fried
David L. Fried había terminado su doctorado en 1961 y había sido contratado por la North American Aviation para estudiar la propagación de lasers en la atmósfera ¡Recordemos que el primer laser funcional fue creado por Maiman (basado en el trabajo teórico de Townes) recién en 1960!—trabajando para Hughes Aircraft Company.
Dos grandes contribuciones de científicos rusos existían hasta entonces sobre el problema. La teoría de turbulencia atmosférica libre de Kolmogorov, y el análisis de propagación de una onda plana (fuente de luz muy lejana) a través de este tipo de medios. No parece mucho, pero lo suficiente para que en 1962 comenzará su aventura.
El Parámetro de Fried
La razón de Strehl:
Nos indica en cuánto empeoró nuestro telescopio por efecto de las aberraciones introducidas por la turbulencia.
El parámetro de Fried (r₀) es la base en el diseño de los grandes telescopios de los últimos cuarenta años y los que vendrán.
El Nacimiento de la Óptica Adaptativa
Esto resultó en la publicación “Optical resolution through a randomly inhomogeneous medium for very long and very short exposures,” J. Opt. Soc. Am. 56, 1372–1379, 1966. Que sentó las bases de la astronomía del s. XXI introduciendo una relación cuantitativa entre el seeing y la turbulencia atmosférica. Este articulo ha recibido 1,212 citas y es fundamental en el desarrollo de la Óptica Adaptativa (ing., Adaptive Optics). Esta disciplina desarrolla técnicas para predecir y compensar los efectos de la turbulencia atmosférica, de este modo finalmente llevar los telescopios modernos a valores cercanos a su resolución teórica.
Referencias
- I. Asimov and J. Shulman, “Isaac Asimov’s book of science and nature quotations” (Weidenfeld & Nicolson, 1988)
- Wikipedia, “Resolución Óptica”, 2021
- E. Gaviola, “On seeing, fine structure of stellar images, and inversion layer spectra,” Astronomical J 54, 155 (1949)
- Alfred H. Mikesell, “Seeing as considered by astronomers” en Evaluation of Motion-Degraded Images: Proceedings, NASA SP (1969)
- D. L. Fried, “Adaptive Optics: in the beginning,” presentado en ESO (2013). Gentileza de Szymon Gladysz.
Este podcast fue apoyado en parte por la Agencia Nacional de Investigación y Desarrollo (ANID), Chile (ANILLO ATE220022; ALMA 31220004; FONDECYT 1211848) y Proyecto DCVM 3054 (PUCV).