Las imágenes moteadas comprenden una gama de técnicas de imágenes astronómicas de alta resolución basadas en el análisis de un gran número de exposiciones breves que congelan la variación de la turbulencia atmosférica . Se pueden dividir en el método de desplazamiento y adición (" apilamiento de imágenes ") y los métodos de interferometría moteada . Estas técnicas pueden aumentar drásticamente la resolución de los telescopios terrestres , pero se limitan a objetivos brillantes.
El principio de todas las técnicas es tomar imágenes de exposición muy corta de objetivos astronómicos y luego procesarlas para eliminar los efectos de la visión astronómica . El uso de estas técnicas condujo a una serie de descubrimientos, incluidos miles de estrellas binarias que de otro modo aparecerían como una sola estrella para un observador visual que trabajara con un telescopio de tamaño similar, y las primeras imágenes de fenómenos similares a las manchas solares en otras estrellas. Muchas de estas técnicas siguen utilizándose ampliamente en la actualidad, especialmente cuando se obtienen imágenes de objetivos relativamente brillantes.
La resolución de un telescopio está limitada por el tamaño del espejo principal, debido a los efectos de la difracción de Fraunhofer . Esto da como resultado imágenes de objetos distantes que se extienden a un pequeño lugar conocido como disco de Airy . Un grupo de objetos cuyas imágenes están más juntas que este límite aparecen como un solo objeto. Por lo tanto, los telescopios más grandes pueden capturar imágenes no sólo de objetos más tenues (porque captan más luz), sino también de objetos que están más cerca unos de otros.
Esta mejora de la resolución fracasa debido a los límites prácticos impuestos por la atmósfera , cuya naturaleza aleatoria altera el punto único del disco de Airy en un patrón de puntos de tamaño similar dispersos en un área mucho mayor (ver la imagen adyacente de un binario). . Para una visión típica, los límites de resolución prácticos son para tamaños de espejo mucho menores que los límites mecánicos para el tamaño de los espejos, es decir, para un diámetro de espejo igual al parámetro de visión astronómica r 0 (aproximadamente 20 cm de diámetro para observaciones con luz visible en buenas condiciones). condiciones. Durante muchos años, el rendimiento de los telescopios estuvo limitado por este efecto, hasta que la introducción de la interferometría moteada y la óptica adaptativa proporcionaron un medio para eliminar esta limitación.
La imagen moteada recrea la imagen original mediante técnicas de procesamiento de imágenes . La clave de esta técnica, descubierta por el astrónomo estadounidense David L. Fried en 1966, fue tomar imágenes muy rápidas, en cuyo caso la atmósfera queda efectivamente "congelada" en su lugar. [1] En longitudes de onda infrarrojas , los tiempos de coherencia τ 0 son del orden de 100 ms, pero para la región visible caen a tan solo 10 ms. Cuando los tiempos de exposición son inferiores a τ 0 , el movimiento de la atmósfera es demasiado lento para tener efecto; Las motas registradas en la imagen son una instantánea de la visión atmosférica en ese instante. El tiempo de coherencia τ0 = r0/v es función de la longitud de onda, porque r 0 es función de la longitud de onda.
La desventaja de esta técnica es que tomar imágenes con una exposición tan corta es difícil y, si el objeto es demasiado tenue, no se capturará suficiente luz para hacer posible el análisis. Los primeros usos de esta técnica a principios de la década de 1970 se hicieron a escala limitada utilizando técnicas fotográficas, pero como la película fotográfica captura sólo alrededor del 7% de la luz entrante, sólo los objetos más brillantes podían verse de esta manera. La introducción del CCD en la astronomía, que capta más del 70% de la luz, bajó el listón de las aplicaciones prácticas en un orden de magnitud, y hoy en día la técnica se utiliza ampliamente en objetos astronómicos brillantes (por ejemplo, estrellas y sistemas estelares).
Muchos de los métodos más simples de obtención de imágenes moteadas tienen varios nombres, en gran parte debido a que astrónomos aficionados reinventaron las técnicas de imágenes moteadas existentes y les dieron nuevos nombres.
Otro uso de la técnica es en la industria. Al hacer brillar un láser (cuyo frente de onda suave es una excelente simulación de la luz de una estrella distante) sobre una superficie, el patrón moteado resultante se puede procesar para brindar imágenes detalladas de los defectos del material. [2]
El método de desplazamiento y adición (más recientemente método de " apilamiento de imágenes ") es una forma de obtención de imágenes moteadas comúnmente utilizada para obtener imágenes de alta calidad a partir de varias exposiciones cortas con diferentes desplazamientos de imagen. [5] [6] Se ha utilizado en astronomía durante varias décadas y es la base de la función de estabilización de imagen de algunas cámaras. Las imágenes de exposición corta se alinean utilizando el punto más brillante y se promedian para dar una única imagen de salida. [7]
El método implica el cálculo de los desplazamientos diferenciales de las imágenes. Esto se logra fácilmente en imágenes astronómicas ya que pueden alinearse con las estrellas. Una vez que las imágenes están alineadas, se promedian juntas. Un principio básico de la estadística es que la variación en una muestra se puede reducir promediando los valores individuales. De hecho, cuando se utiliza un promedio, la relación señal-ruido debe aumentarse en un factor de la raíz cuadrada del número de imágenes. Existen varios paquetes de software para realizar esto, incluidos IRAF , RegiStax , Autostakkert, Keiths Image Stacker, Hugin e Iris .
En el enfoque de imágenes afortunadas , sólo se seleccionan para promediar las mejores exposiciones cortas. Las primeras técnicas de desplazamiento y adición alineaban las imágenes según el centroide de la imagen, dando una relación de Strehl general más baja .
En 1970, el astrónomo francés Antoine Labeyrie demostró que el análisis de Fourier ( interferometría moteada ) puede obtener información sobre la estructura de alta resolución de un objeto a partir de las propiedades estadísticas de los patrones moteados. [8] Esta técnica fue implementada por primera vez en 1971 en el Observatorio Palomar (telescopio de 200 pulgadas) por Daniel Y. Gezari, Antoine Labeyrie y Robert V. Stachnick. [9] Los métodos desarrollados en la década de 1980 permitieron reconstruir imágenes simples a partir de esta información del espectro de potencia.
Un tipo más reciente de interferometría moteada llamada enmascaramiento moteado implica el cálculo del biespectro o fases de cierre de cada una de las exposiciones cortas. [10] El "biespectro promedio" luego se puede calcular y luego invertir para obtener una imagen. Esto funciona particularmente bien usando máscaras de apertura . En esta disposición, la apertura del telescopio está bloqueada excepto por unos pocos agujeros que permiten el paso de la luz, creando un pequeño interferómetro óptico con mejor poder de resolución que el que tendría el telescopio de otra manera. Esta técnica de enmascaramiento de apertura fue iniciada por el Grupo de Astrofísica Cavendish . [11] [12]
Una limitación de la técnica es que requiere un extenso procesamiento informático de la imagen, algo que era difícil de conseguir cuando se desarrolló la técnica por primera vez. Esta limitación se ha desvanecido a lo largo de los años a medida que la potencia informática ha aumentado y, hoy en día, las computadoras de escritorio tienen potencia más que suficiente para hacer de ese procesamiento una tarea trivial.
Las imágenes de motas en biología se refieren al etiquetado subyacente [ se necesita aclaración ] de componentes celulares periódicos (como filamentos y fibras) de modo que, en lugar de aparecer como una estructura continua y uniforme, aparece como un conjunto discreto de motas. Esto se debe a la distribución estadística del componente etiquetado dentro de los componentes no etiquetados. La técnica, también conocida como moteado dinámico, permite el monitoreo en tiempo real de sistemas dinámicos y el análisis de imágenes de video para comprender los procesos biológicos.
Todos estos se obtuvieron utilizando AO infrarroja o interferometría IR (no imágenes moteadas) y tienen una resolución más alta que la que se puede obtener, por ejemplo, con el Telescopio Espacial Hubble . Las imágenes moteadas pueden producir imágenes con una resolución cuatro veces mejor que éstas.