Una estrella guía láser es una imagen de estrella artificial creada para su uso en sistemas astronómicos de óptica adaptativa , que se emplean en grandes telescopios para corregir la distorsión atmosférica de la luz (llamada visión astronómica ). Los sistemas de óptica adaptativa (AO) requieren una fuente de luz de referencia de frente de onda llamada estrella guía . Las estrellas naturales pueden servir como fuentes puntuales para este propósito, pero no hay estrellas suficientemente brillantes disponibles en todas las partes del cielo, lo que limita en gran medida la utilidad de la óptica adaptativa de estrellas guía naturales . En cambio, se puede crear una estrella guía artificial iluminando la atmósfera con un láser . La luz del haz es reflejada por componentes de la atmósfera superior de regreso al telescopio. Esta estrella se puede colocar en cualquier lugar que el telescopio desee apuntar, abriendo mucho más espacio del cielo a la óptica adaptativa.
Debido a que el rayo láser es desviado por la visión astronómica en su camino hacia arriba, la luz láser que regresa no se mueve en el cielo como lo hacen las fuentes astronómicas. Para mantener estables las imágenes astronómicas, se debe vigilar una estrella natural cercana en el cielo para poder restar el movimiento de la estrella guía láser mediante un espejo inclinable . Sin embargo, esta estrella puede ser mucho más débil de lo que se requiere para la óptica adaptativa de estrella guía natural porque se usa para medir solo la punta y la inclinación, y todas las distorsiones de orden superior se miden con la estrella guía láser. Esto significa que muchas más estrellas son adecuadas y, en consecuencia, una fracción mayor del cielo es accesible.
Hay dos tipos principales de sistemas de estrellas guía láser, conocidos como estrellas guía de sodio y de baliza Rayleigh.
Las balizas de sodio se crean utilizando un láser sintonizado a 589,2 nanómetros para energizar átomos en la capa de sodio de la mesosfera a una altitud de alrededor de 90 km (56 millas). Luego, los átomos de sodio vuelven a emitir la luz láser, produciendo una estrella artificial brillante. La misma transición atómica del sodio se utiliza en las lámparas de vapor de sodio para el alumbrado público .
Las balizas de Rayleigh se basan en la dispersión de la luz por parte de las moléculas de la atmósfera inferior. A diferencia de las balizas de sodio, las balizas de Rayleigh son mucho más simples y menos costosas, pero no proporcionan una referencia de frente de onda tan buena, ya que la baliza artificial se genera mucho más abajo en la atmósfera. Los láseres suelen ser pulsados, y la medición de la atmósfera se mide en tiempo (se lleva a cabo varios microsegundos después de que se ha lanzado el pulso, de modo que se ignora la luz dispersada al nivel del suelo y solo se ignora la luz que ha viajado durante varios microsegundos hacia lo alto de la atmósfera). y viceversa realmente se detecta).
Los láseres de tinte fueron las primeras fuentes láser utilizadas en aplicaciones de estrellas guía láser. [3] [4] [5] [6] Estos láseres sintonizables han seguido desempeñando un papel importante en este campo. [7] [8] Sin embargo, algunos investigadores han considerado desventajoso el uso de medios de ganancia de fluido. [9] Las fuentes láser de segunda generación para aplicaciones de estrellas guía de sodio incluyen láseres de estado sólido mixtos de suma de frecuencia. [10] Desde 2005 se están desarrollando nuevos sistemas láser de tercera generación basados en láseres de diodo sintonizables con posterior amplificación de fibra Raman de banda estrecha y conversión de frecuencia resonante. Desde 2014, se encuentran disponibles comercialmente sistemas completamente diseñados. [11] Las características de salida importantes de los láseres sintonizables mencionados aquí incluyen la divergencia del haz limitada por difracción y la emisión de ancho de línea estrecho. [6]
Se cree que la estrella guía láser de sodio para uso en óptica adaptativa para corregir las distorsiones atmosféricas fue inventada por el físico de Princeton Will Happer en 1982, como parte de la Iniciativa de Defensa Estratégica , pero estaba clasificada en ese momento. [12]
La óptica adaptativa de estrellas guía láser es todavía un campo muy joven y actualmente se ha invertido mucho esfuerzo en el desarrollo de tecnología. En 2006, sólo dos sistemas AO de estrella guía láser se utilizaban regularmente para observaciones científicas y habían contribuido a los resultados publicados en literatura científica revisada por pares : los de los Observatorios Lick y Palomar en California , y el Observatorio Keck en Hawái . Sin embargo, los sistemas de estrellas guía láser estaban en desarrollo en la mayoría de los telescopios más importantes: el Telescopio William Herschel , el Telescopio Muy Grande y el Gemini Norte habían probado láseres en el cielo pero aún no habían logrado operaciones regulares. Otros observatorios que desarrollan sistemas láser AO a partir de 2006 incluyen el Gran Telescopio Binocular y el Gran Telescopio Canarias . El sistema de estrellas guía láser del Very Large Telescope inició operaciones científicas regulares en junio de 2007. [13]
Desde abril de 2016, [14] la Instalación de 4 Estrellas Guía Láser (4LGSF) ha sido instalada en el Very Large Telescope (VLT) de ESO, [15] como un nuevo subsistema de la Instalación de Óptica Adaptativa (AOF). [16] El 4LGSF es un complemento del VLT Laser Guide Star Facility (LGSF). En lugar de un único rayo láser, el 4LGSF propaga cuatro rayos láser hacia el cielo de Paranal, en el norte de Chile, produciendo cuatro estrellas artificiales al iluminar átomos de sodio ubicados en la atmósfera a 90 km de altitud. Estas cuatro estrellas permiten conseguir una mejor corrección en una dirección concreta, o ampliar el campo de visión corregido mediante una óptica adaptativa. Cada láser ofrece 22 vatios en un diámetro de 30 cm (12 pulgadas). El sistema láser 4LGSF se basa en una tecnología láser de fibra Raman, desarrollada en ESO y transferida a la industria. [17] [18]
La actualización a cuatro láseres con tecnología láser de fibra Raman es necesaria para respaldar los nuevos instrumentos del Observatorio Paranal, [15] como HAWK-I (con GRAAL) [19] y MUSE (con GALACSI). [20] Además, con el 4LGSF la estabilidad aumenta, la cantidad de soporte de mantenimiento preventivo y el tiempo de preparación de un recorrido de observación se reducirán considerablemente en comparación con el LGSF, que actualmente todavía utiliza su láser de colorante original (que se planea reemplazar por un láser de fibra ). El 4LGSF ayuda a los astrónomos a probar dispositivos para el E-ELT , [21] que tendrá un sistema similar para soportar la óptica adaptativa del telescopio. Dada su potencia, las operaciones del 4LGSF siguen un protocolo para evitar cualquier riesgo. El sistema láser está equipado con un sistema automático para evitar aviones que apaga los láseres si un avión se acerca demasiado a los rayos.
Para las estrellas guía láser de sodio, hay tres desafíos principales que superar: precesión de Larmor, retroceso y saturación de transición. [22] La precesión de Larmor, que es la precesión del átomo de sodio en el campo geomagnético (precisamente, es la precesión del vector de momento angular atómico total cuantificado del átomo), disminuye la fluorescencia atómica de la estrella guía láser al cambiar la El momento angular del átomo antes de una transición cíclica de dos niveles se puede establecer mediante bombeo óptico con luz polarizada circularmente. El retroceso de la emisión espontánea, que da como resultado un impulso del átomo, provoca un corrimiento al rojo en la luz láser en relación con el átomo, lo que hace que el átomo sea incapaz de absorber la luz láser y, por lo tanto, incapaz de emitir fluorescencia. La saturación de transición es la despoblación de átomos de un estado de mayor momento angular (F=2) a un estado de menor momento angular (F=1), lo que da como resultado una longitud de onda de absorción diferente. [22]
