Una estrella guía láser es una imagen de estrella artificial creada para su uso en sistemas de óptica adaptativa astronómica , que se emplean en grandes telescopios para corregir la distorsión atmosférica de la luz (llamada visión astronómica ). Los sistemas de óptica adaptativa (OA) 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 con estrella guía natural . En cambio, se puede crear una estrella guía artificial haciendo brillar un láser en la atmósfera . La luz del haz se refleja en los componentes de la atmósfera superior y regresa al telescopio. Esta estrella se puede colocar en cualquier lugar al que el telescopio desee apuntar, lo que abre una cantidad mucho mayor del cielo a la óptica adaptativa.
Como el haz láser se desvía en el cielo debido a la visibilidad astronómica, 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 monitorear una estrella natural cercana en el cielo para que el movimiento de la estrella guía láser se pueda restar usando un espejo de inclinación y inclinación . Sin embargo, esta estrella puede ser mucho más débil de lo que se requiere para la óptica adaptativa de estrella guía natural, ya que se usa solo para medir la inclinación y la inclinación, y todas las distorsiones de orden superior se miden con la estrella guía láser. Esto significa que son adecuadas muchas más estrellas y, en consecuencia, se puede acceder a una fracción mayor del cielo.
Hay dos tipos principales de sistemas de estrellas guía láser, conocidas como estrellas guía de sodio y estrellas guía de baliza Rayleigh.
Las balizas de sodio se crean utilizando un láser ajustado a 589,2 nanómetros para energizar los átomos de la capa de sodio de la mesosfera a una altitud de unos 90 km (56 mi). Los átomos de sodio luego reemiten la luz del 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 Rayleigh se basan en la dispersión de la luz por las moléculas de la atmósfera inferior. A diferencia de las balizas de sodio, las balizas Rayleigh son mucho más sencillas y menos costosas, pero no proporcionan una referencia de frente de onda tan buena, ya que la baliza artificial se genera a una altura mucho menor en la atmósfera. Los láseres suelen ser pulsados, y la medición de la atmósfera se realiza en función del tiempo (se produce varios microsegundos después de que se ha lanzado el pulso, de modo que se ignora la luz dispersada a nivel del suelo y solo se detecta realmente la luz que ha viajado durante varios microsegundos a gran altura en la atmósfera y de regreso).
Los láseres de colorante 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 que el uso de medios de ganancia de fluido es desventajoso. [9] Las fuentes láser de segunda generación para aplicaciones de estrellas guía de sodio incluyen láseres de estado sólido de mezcla de suma de frecuencias. [10] Desde 2005 se han estado 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 totalmente diseñados. [11] Las características de salida importantes de los láseres sintonizables mencionados aquí incluyen divergencia de haz limitada por difracción y emisión de ancho de línea estrecho. [6]
Se cree que la estrella guía láser de sodio para su uso en óptica adaptativa para corregir distorsiones atmosféricas fue inventada por el físico de Princeton Will Happer en 1982, como parte de la Iniciativa de Defensa Estratégica , pero en ese momento estaba clasificada . [12]
La óptica adaptativa con estrellas guía láser es un campo aún muy joven, en el que actualmente se invierte mucho esfuerzo en el desarrollo de tecnología. En 2006, solo dos sistemas de OA con estrellas guía láser se utilizaban regularmente para observaciones científicas y habían contribuido a 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 principales, y el Telescopio William Herschel , el Very Large Telescope y el Gemini North habían probado láseres en el cielo pero aún no habían logrado operaciones regulares. Otros observatorios que estaban desarrollando sistemas de OA con láser en 2006 incluyen el Gran Telescopio Binocular y el Gran Telescopio Canarias . El sistema de estrellas guía láser en el Very Large Telescope comenzó sus operaciones científicas regulares en junio de 2007. [13]
Desde abril de 2016, [14] se ha instalado en el Very Large Telescope (VLT) de ESO, [15] el sistema de estrellas guía láser 4LGSF (4 Laser Guide Star Facility) , un nuevo subsistema del sistema de óptica adaptativa AOF (Adaptive Optics Facility). [16] El sistema 4LGSF es un complemento del sistema de estrellas guía láser del VLT (LGSF). En lugar de un único haz láser, el sistema 4LGSF propaga cuatro haces láser hacia el cielo de Paranal, en el norte de Chile, produciendo cuatro estrellas artificiales iluminando átomos de sodio ubicados en la atmósfera a 90 km de altitud. Estas cuatro estrellas permiten obtener una mejor corrección en una dirección específica, o ampliar el campo de visión corregido por una óptica adaptativa. Cada láser proporciona 22 vatios en un diámetro de 30 cm (12 pulgadas). El sistema láser 4LGSF se basa en una tecnología de láser Raman de fibra, desarrollada en ESO y transferida a la industria. [17] [18]
La actualización a cuatro láseres con tecnología láser Raman de fibra es necesaria para dar soporte a los nuevos instrumentos del Observatorio Paranal, [15] como HAWK-I (con GRAAL) [19] y MUSE (con GALACSI). [20] Además, con el 4LGSF se aumenta la estabilidad, la cantidad de soporte de mantenimiento preventivo y el tiempo de preparación de un período de observación se reducirá considerablemente en comparación con el LGSF, que actualmente todavía utiliza su láser de colorante original (planeado para ser reemplazado 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 dar soporte a 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 de evitación de aeronaves que apaga los láseres si una aeronave se aventura demasiado cerca de los rayos.
En el caso de las estrellas guía láser de sodio, hay tres desafíos principales que superar: la precesión de Larmor, el retroceso y la 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 el momento angular del átomo antes de que se pueda establecer una transición cíclica de dos niveles mediante bombeo óptico con luz polarizada circularmente. El retroceso de la emisión espontánea, que resulta en un impulso de momento hacia el átomo, provoca un corrimiento al rojo en la luz láser en relación con el átomo, lo que hace que el átomo no pueda absorber la luz láser y, por lo tanto, no pueda fluorescer. La saturación de transición es la despoblación de átomos de un estado de momento angular más alto (F = 2) a un estado de momento angular más bajo (F = 1), lo que resulta en una longitud de onda de absorción diferente. [22]
