La técnica de imágenes de la suerte (también llamada exposición afortunada ) es una forma de imágenes de moteado que se utiliza para la astrofotografía . Las técnicas de imágenes de moteado utilizan una cámara de alta velocidad con tiempos de exposición lo suficientemente cortos (100 ms o menos) para que los cambios en la atmósfera de la Tierra durante la exposición sean mínimos.
Con Lucky Imaging, se eligen aquellas exposiciones óptimas menos afectadas por la atmósfera (normalmente alrededor del 10%) y se combinan en una sola imagen desplazando y sumando las exposiciones cortas, lo que produce una resolución angular mucho mayor que la que sería posible con una única exposición más larga , que incluye todos los fotogramas.
Las imágenes tomadas con telescopios terrestres están sujetas al efecto de desenfoque de la turbulencia atmosférica (que el ojo humano percibe como el centelleo de las estrellas ). Muchos programas de imágenes astronómicas requieren una resolución mayor de la que es posible sin algún tipo de corrección de las imágenes. La técnica Lucky Imaging es uno de los diversos métodos que se utilizan para eliminar el desenfoque atmosférico. Si se utiliza con una selección del 1 % o menos, la técnica Lucky Imaging puede alcanzar el límite de difracción de telescopios de apertura de hasta 2,5 m, un factor de mejora de la resolución de al menos cinco veces con respecto a los sistemas de imágenes estándar.
La secuencia de imágenes que se muestra a continuación muestra cómo funciona la técnica Lucky Imaging. [1] A partir de una serie de 50.000 imágenes tomadas a una velocidad de casi 40 imágenes por segundo, se han creado cinco imágenes de exposición prolongada diferentes. Además, al comienzo de la secuencia de demostración se muestran una exposición única con una calidad de imagen muy baja y otra exposición única con una calidad de imagen muy alta. El objetivo astronómico que se muestra tiene el ID 2MASS J03323578+2843554. El norte está arriba y el este a la izquierda.
La diferencia entre la imagen limitada por el seeting (tercera imagen desde arriba) y el resultado de las mejores imágenes del 1% seleccionadas es bastante notable: se ha detectado un sistema triple. El componente más brillante en el oeste es una estrella M4V de magnitud V=14,9. Este componente es la fuente de referencia de imagen afortunada. El componente más débil consiste en dos estrellas de clases espectrales M4,5 y M5,5. [2] La distancia del sistema es de unos 45 parsecs (pc). Se pueden ver anillos de aire, lo que indica que se alcanzó el límite de difracción del telescopio de 2,2 m del Observatorio de Calar Alto . La relación señal/ruido de las fuentes puntuales aumenta con una selección más fuerte. El halo de seeting en el otro lado está más suprimido. La separación entre los dos objetos más brillantes es de alrededor de 0,53 arcsecs y entre los dos objetos más débiles de menos de 0,16 arcsecs. A una distancia de 45 pc esto corresponde a 7,2 veces la distancia entre la Tierra y el Sol, alrededor de mil millones de kilómetros (10 9 km).
Los métodos de obtención de imágenes afortunadas se utilizaron por primera vez a mediados del siglo XX y se hicieron populares para obtener imágenes de planetas en los años 1950 y 1960 (utilizando cámaras de cine, a menudo con intensificadores de imagen ). En su mayor parte, se necesitaron 30 años para que las tecnologías de obtención de imágenes independientes se perfeccionaran para que esta tecnología de obtención de imágenes contraintuitiva se volviera práctica. El primer cálculo numérico de la probabilidad de obtener exposiciones afortunadas fue un artículo de David L. Fried en 1978. [3]
En las primeras aplicaciones de imágenes afortunadas, se suponía generalmente que la atmósfera difuminaba o desenfocaba las imágenes astronómicas. [4] En ese trabajo, se estimó el ancho total a la mitad del máximo (FWHM) del desenfoque y se utilizó para seleccionar exposiciones. Estudios posteriores [5] [6] aprovecharon el hecho de que la atmósfera no difumina las imágenes astronómicas, sino que generalmente produce múltiples copias nítidas de la imagen (la función de dispersión de puntos tiene motas ). Se utilizaron nuevos métodos que aprovecharon esto para producir imágenes de mucha mayor calidad que las que se habían obtenido asumiendo que la imagen estaba difusa .
A principios del siglo XXI, se comprendió que la intermitencia turbulenta (y las fluctuaciones en las condiciones de visibilidad astronómica que producía) [7] podían aumentar sustancialmente la probabilidad de obtener una "exposición afortunada" para determinadas condiciones de visibilidad astronómica promedio. [8] [9]
En 2007, los astrónomos de Caltech y la Universidad de Cambridge anunciaron los primeros resultados de un nuevo sistema híbrido de imágenes Lucky y óptica adaptativa (AO). La nueva cámara proporcionó las primeras resoluciones limitadas por difracción en telescopios de clase 5 m en luz visible. La investigación se realizó en el telescopio Mt. Palomar Hale de 200 pulgadas de diámetro de apertura. El telescopio, con cámara Lucky y óptica adaptativa, lo llevó cerca de su resolución angular teórica, logrando hasta 0,025 segundos de arco para ciertos tipos de visualización. [10] Comparado con telescopios espaciales como el Hubble de 2,4 m, el sistema aún tiene algunos inconvenientes, incluido un campo de visión estrecho para imágenes nítidas (normalmente de 10" a 20"), resplandor atmosférico y frecuencias electromagnéticas bloqueadas por la atmósfera .
Cuando se combina con un sistema AO, Lucky Imaging selecciona los períodos en los que se reduce la turbulencia que el sistema de óptica adaptativa debe corregir. En estos períodos, que duran una pequeña fracción de segundo, la corrección proporcionada por el sistema AO es suficiente para proporcionar una excelente resolución con luz visible. El sistema Lucky Imaging promedia las imágenes tomadas durante los períodos excelentes para producir una imagen final con una resolución mucho mayor que la que es posible con una cámara AO convencional de exposición prolongada.
Esta técnica es aplicable para obtener imágenes de muy alta resolución de objetos astronómicos relativamente pequeños, de hasta 10 segundos de arco de diámetro, ya que está limitada por la precisión de la corrección de la turbulencia atmosférica. También requiere una estrella relativamente brillante de magnitud 14 en el campo de visión sobre la cual guiarse. Al estar por encima de la atmósfera, el telescopio espacial Hubble no está limitado por estas preocupaciones y, por lo tanto, es capaz de obtener imágenes de alta resolución de campo mucho más amplio.
Tanto los astrónomos aficionados como los profesionales han comenzado a utilizar esta técnica. Las cámaras web y las videocámaras modernas tienen la capacidad de capturar exposiciones cortas y rápidas con suficiente sensibilidad para la astrofotografía , y estos dispositivos se utilizan con un telescopio y el método de desplazamiento y adición de imágenes de moteado (también conocido como apilamiento de imágenes ) para lograr una resolución anteriormente inalcanzable. Si se descartan algunas de las imágenes, entonces este tipo de videoastronomía se llama imágenes afortunadas .
Existen muchos métodos para la selección de imágenes, incluido el método de selección de Strehl sugerido por primera vez [11] por John E. Baldwin del grupo de Cambridge [12] y la selección de contraste de imagen utilizada en el método de reconstrucción selectiva de imágenes de Ron Dantowitz. [13]
El desarrollo y la disponibilidad de CCD multiplicadores de electrones (EMCCD, también conocidos como LLLCCD, L3CCD o CCD de bajo nivel de luz) ha permitido obtener por primera vez imágenes de alta calidad de objetos débiles.
El 27 de octubre de 2014, Google presentó una técnica similar llamada HDR+. HDR+ toma una serie de fotografías con exposiciones cortas, alineando selectivamente las fotografías más nítidas y promediando las mismas utilizando técnicas de fotografía computacional . Las exposiciones cortas evitan las imágenes borrosas o que se apaguen las altas luces, y promediar varias fotografías reduce el ruido. [14] HDR+ se procesa en aceleradores de hardware, incluidos los DSP Qualcomm Hexagon y Pixel Visual Core . [15]
Otros métodos que pueden producir un poder de resolución que excede los límites de la visión atmosférica incluyen la óptica adaptativa , la interferometría , otras formas de obtención de imágenes moteadas y telescopios espaciales como el Telescopio Espacial Hubble de la NASA .
