La óptica activa es una tecnología utilizada con los telescopios reflectores desarrollada en la década de 1980, [1] que da forma activa a los espejos de un telescopio para evitar la deformación debida a influencias externas como el viento, la temperatura y el estrés mecánico. Sin óptica activa, la construcción de telescopios de 8 metros no es posible, ni serían viables telescopios con espejos segmentados.
Este método es utilizado, entre otros, por el Telescopio Óptico Nórdico , [2] el Telescopio de Nueva Tecnología , el Telescopio Nazionale Galileo y los telescopios Keck , así como por todos los telescopios más grandes construidos desde mediados de los años 1990.
No debe confundirse la óptica activa con la óptica adaptativa , que opera en una escala de tiempo más corta y corrige las distorsiones atmosféricas.
La mayoría de los telescopios modernos son reflectores, siendo el elemento principal un espejo muy grande . Históricamente, los espejos primarios eran bastante gruesos para mantener la forma correcta de la superficie a pesar de las fuerzas que tendían a deformarla, como el viento y el propio peso del espejo. Esto limitó su diámetro máximo a 5 o 6 metros (200 o 230 pulgadas), como el telescopio Hale del Observatorio Palomar .
Una nueva generación de telescopios construidos desde la década de 1980 utiliza en su lugar espejos delgados y más livianos. Son demasiado delgados para mantenerse rígidamente en la forma correcta, por lo que se coloca una serie de actuadores en la parte posterior del espejo. Los actuadores aplican fuerzas variables al cuerpo del espejo para mantener la superficie reflectante en la forma correcta durante el reposicionamiento. El telescopio también se puede segmentar en múltiples espejos más pequeños, lo que reduce el hundimiento debido al peso que se produce en los espejos monolíticos grandes.
La combinación de actuadores, un detector de calidad de imagen y una computadora para controlar los actuadores para obtener la mejor imagen posible, se denomina óptica activa .
El nombre de óptica activa significa que el sistema mantiene un espejo (generalmente el primario) en su forma óptima contra fuerzas ambientales como el viento, el hundimiento, la expansión térmica y la deformación del eje del telescopio. La óptica activa compensa las fuerzas distorsionantes que cambian relativamente lentamente, aproximadamente en escalas de tiempo de segundos. Por lo tanto, el telescopio está activamente quieto y en su forma óptima.
La óptica activa no debe confundirse con la óptica adaptativa , que opera en una escala de tiempo mucho más corta para compensar los efectos atmosféricos, en lugar de la deformación del espejo. Las influencias que compensa la óptica activa (temperatura, gravedad) son intrínsecamente más lentas (1 Hz) y tienen una mayor amplitud de aberración. La óptica adaptativa, por otro lado, corrige las distorsiones atmosféricas que afectan a la imagen entre 100 y 1000 Hz (la frecuencia de Greenwood , [4] dependiendo de la longitud de onda y las condiciones climáticas). Estas correcciones deben ser mucho más rápidas, pero también tener una amplitud menor. Debido a esto, la óptica adaptativa utiliza espejos correctores más pequeños . Solía ser un espejo separado no integrado en la trayectoria de la luz del telescopio, pero hoy en día puede ser el segundo , [5] [6] tercer o cuarto [7] espejo de un telescopio.
También se pueden estabilizar activamente complejos sistemas láser e interferómetros.
Una pequeña parte del haz se filtra a través de espejos de dirección del haz y se utiliza un diodo de cuatro cuadrantes para medir la posición de un rayo láser y otro en el plano focal detrás de una lente para medir la dirección. El sistema se puede acelerar o hacer más inmune al ruido mediante el uso de un controlador PID . Para láseres pulsados, el controlador debe estar bloqueado en la tasa de repetición. Se puede utilizar un haz piloto continuo (no pulsado) para permitir un ancho de banda de estabilización de hasta 10 kHz (contra vibraciones, turbulencia de aire y ruido acústico) para láseres de baja tasa de repetición.
A veces, los interferómetros de Fabry-Pérot deben ajustarse en longitud para pasar una longitud de onda determinada. Por tanto, la luz reflejada se extrae mediante un rotador de Faraday y un polarizador . Pequeños cambios en la longitud de onda incidente generada por un modulador acústico-óptico o interferencia con una fracción de la radiación entrante proporcionan información sobre si el Fabry Perot es demasiado largo o demasiado corto.
Las cavidades ópticas largas son muy sensibles a la alineación del espejo. Se puede utilizar un circuito de control para alcanzar la potencia máxima. Una posibilidad es realizar pequeñas rotaciones con un espejo de extremo. Si esta rotación es aproximadamente la posición óptima, no se produce ninguna oscilación de potencia. Cualquier oscilación de orientación del haz se puede eliminar utilizando el mecanismo de dirección del haz mencionado anteriormente.
También se está investigando la óptica activa de rayos X , que utiliza espejos de incidencia rasante activamente deformables. [8]