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Diseño, construcción y desarrollo de un sistema limitado por difracción para telescopios terrestres : FastCam

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Diseño, construcción y desarrollo de un sistema limitado por difracción para telescopios terrestres : FastCam

López López, Roberto
 
DATE : 2013-02-27
UNIVERSAL IDENTIFIER : http://hdl.handle.net/11093/63
UNESCO SUBJECT : 2103 Astronomía Óptica ; 2103.01 Astronomía de Posición ; 2103.02 Telescopios ; 3311.11 Instrumentos Opticos
DOCUMENT TYPE : doctoralThesis

ABSTRACT :

Este trabajo describe el concepto, diseño, desarrollo, evolución y aplicación del instrumento FastCam. FastCam nace como como consecuencia natural de las nuevas capacidades de los detectores de alta velocidad y bajo ruido de lectura. La construcción de grandes telescopios permite colectar mucha más cantidad de fotones, de manera que en menos tiempo de observación se consiguen mayores profundidades de campo. Sin embargo, los telescopios instalados en tierra adolecen de otras limitaciones. La cantidad de fotones aprovechables no es del todo proporcional. La atmósfera pasa factura. Son varios los efectos que hacen que la atmósfera sea limitante. Por un lado, la dispersión atmosférica crea un fondo luminoso que, en cada banda de longitudes de onda, restringe la magnitud límite de las estrellas observables. El ejemplo típico es que de día no se ven las estrellas. Existen otros efectos de la atmósfera que perturban el frente de onda, pudiendo ser muy importantes y engorrosos que se deben a la estructura material de la atmósfera como un todo y que definen la propiedad refractiva ... [+]
Este trabajo describe el concepto, diseño, desarrollo, evolución y aplicación del instrumento FastCam. FastCam nace como como consecuencia natural de las nuevas capacidades de los detectores de alta velocidad y bajo ruido de lectura. La construcción de grandes telescopios permite colectar mucha más cantidad de fotones, de manera que en menos tiempo de observación se consiguen mayores profundidades de campo. Sin embargo, los telescopios instalados en tierra adolecen de otras limitaciones. La cantidad de fotones aprovechables no es del todo proporcional. La atmósfera pasa factura. Son varios los efectos que hacen que la atmósfera sea limitante. Por un lado, la dispersión atmosférica crea un fondo luminoso que, en cada banda de longitudes de onda, restringe la magnitud límite de las estrellas observables. El ejemplo típico es que de día no se ven las estrellas. Existen otros efectos de la atmósfera que perturban el frente de onda, pudiendo ser muy importantes y engorrosos que se deben a la estructura material de la atmósfera como un todo y que definen la propiedad refractiva del aire. Otro efecto es el que engloba a varios aspectos de la dinámica de la atmósfera. La atmósfera, por desgracia para la astronomía, no es nada estática. Además, no es de composición homogénea y se estratifica en capas con dinámicas diferentes. Cada uno de estos aspectos genera un efecto específico, y globalmente los conocemos como "seeing", o capacidad de resolución de detalles en las imágenes. Tradicionalmente todos estos efectos se han venido asumiendo y tratando por separado, y las limitaciones fotométricas han conducido a la construcción de colectores de mayor área, con detectores más eficientes y más sensibles. La dispersión atmosférica se corrige mediante Correctores de Dispersión Atmosférica (ADC), que son sistemas ópticos que van compensando en cada posición la refracción diferencial de los colores. Y el "seeing" ha dado lugar a las técnicas de Óptica Adaptativa (AO), con espejos oscilantes (Tip-Tilt) y deformables (DM), que requieren de algún sistema de muestreo del frente de onda que permita actuar como servocontrol de estos actuadores. La técnica de "Lucky Imaging" (Imagen Afortunada) surgió como una alternativa a la Óptica Adaptativa, aunque ahora empieza a beneficiarse también de ésta para grandes telescopios. Existen métodos para estudiar y diseñar sistemas reales que minimicen las aberraciones del sistema de modo que su influencia pueda quedar por debajo de un cierto límite. Estas técnicas de diseño óptico requieren hoy de una relativa potencia de cálculo para los análisis numéricos de los sistemas y en los casos necesarios los procesos de optimización apropiados. Se usan varios programas de diseño óptico asistido por computador para realizar este tipo de tareas. En general cuando se trabaja con sistemas convencionales se define ese límite en un cierto valor que permite alcanzar la nitidez apropiada de la imagen en cada caso. Las peculiaridades de este sistema exigen aplicación de técnicas de diseño muy específicas y un cuidado exquisito de la selección de materiales y componentes, así como un grado de estabilidad de la estructura soporte que garantice la fiabilidad del sistema. Todo esto engloba un proceso de diseño, óptico y mecánico, que requiere la definición de unos requerimientos científicos claros y el cálculo a partir de ellos de los requerimientos opto-mecánicos que permitan el diseño apropiado del instrumento. El instalar FastCam en distintos telescopios ha permitido descubrir muchos parámetros que afectan al sistema y por tanto ayudan a mejorarlo. A veces ayuda a mejorar las técnicas de observación o el propio sistema del telescopio. Y siempre se obtienen nuevas ideas para hacer evolucionar el instrumento, conservando la filosofía, ampliando sus capacidades o generando sistemas similares que permiten acceder a otro tipo de observación. Es el desarrollo del instrumento el que permite el desarrollo de nuevas capacidades. Además surgen posibilidades de aplicación en otras disciplinas en campos no astronómicos como oftalmológica, videocontrol y robótica o simplemente vigilancia o supervisión en condiciones desfavorables. FastCam ha supuesto conseguir acercar las posibilidades de la observación astronómica desde tierra la las capacidades de los telescopios en el espacio. Ha conseguido en los cuatro telescopios en que lo hemos instalado; TCS (1,5m), NOT (2,5m), WHT (4,2m) y GTC (10,4m) las imágenes con mejor resolución nunca tomadas hasta la fechay, en el caso de WHT la mejor resolución espacial conseguida en los observatorios de Canarias resolviendo en bandas R e I una binaria separada 0,067 arcsec. [-]

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