Imágenes afortunadas

La técnica de imágenes de moteado (también llamada exposición afortunada ) es una forma de imagen de moteado utilizada en astrofotografía . Estas técnicas emplean una cámara de alta velocidad con tiempos de exposición lo suficientemente cortos (100  ms o menos) como para que los cambios en la atmósfera terrestre durante la exposición sean mínimos.

Con la técnica de imagen de suerte, se eligen las 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 sola 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 se percibe a simple vista como el centelleo de las estrellas ). Muchos programas de astrofotografía requieren una resolución mayor de la que se puede lograr sin corregir las imágenes. La técnica de imagen de selección aleatoria (lucky imaging) es uno de los métodos utilizados para eliminar el desenfoque atmosférico. Con una selección del 1 % o menos, esta técnica puede alcanzar el límite de difracción incluso  de telescopios con una apertura de 2,5 m, lo que supone una mejora de la resolución de al menos cinco veces con respecto a los sistemas de imagen estándar.

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  Zeta Bootis fue fotografiada con el Telescopio Óptico Nórdico el 13 de mayo de 2000 utilizando el método de imagen de suerte. (Los discos de Airy alrededor de las estrellas son producto de la difracción causada por la  apertura de 2,56 m del telescopio).
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  Imagen típica de corta exposición de esta estrella binaria del mismo conjunto de datos, pero sin aplicar ningún procesamiento de moteado . El efecto de la atmósfera terrestre es fragmentar la imagen de cada estrella en puntos moteados.

La siguiente secuencia de imágenes muestra cómo funciona la fotografía por casualidad. ^{[ 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 larga exposición diferentes. Además, al comienzo de la secuencia de demostración se muestran una exposición única con muy baja calidad de imagen y otra exposición única con muy alta calidad de imagen. El objeto astronómico mostrado tiene el ID 2MASS J03323578+2843554. El norte está arriba y el este a la izquierda.

La diferencia entre la imagen limitada por seeing (tercera imagen desde arriba) y el resultado de la selección del 1% de las mejores imágenes 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 imágenes afortunada. El componente más débil consta de dos estrellas de clases espectrales M4,5 y M5,5. ^{[ 2 ]} La distancia del sistema es de aproximadamente 45 pársecs (pc). Se pueden ver anillos de Airy, 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 seeing en el otro lado está más suprimido. La separación entre los dos objetos más brillantes es de alrededor de 0,53 arcsec y entre los dos objetos más débiles menos de 0,16 arcsec. A una distancia de 45 pc esto corresponde a 7,2 veces la distancia entre la Tierra y el Sol, alrededor de 1000 millones de kilómetros (10⁹ ^km ).

Los métodos de imagen afortunados se utilizaron por primera vez a mediados del siglo XX y se popularizaron para la fotografía de planetas en las décadas de 1950 y 1960 (utilizando cámaras de cine, a menudo con intensificadores de imagen ). En general, transcurrieron 30 años hasta que las distintas tecnologías de imagen se perfeccionaron para que esta técnica, aparentemente 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 de suerte, generalmente se asumía que la atmósfera difuminaba o desenfocaba las imágenes astronómicas. ^{[ 4 ]} En ese trabajo, se estimó el ancho completo a media altura (FWHM) del desenfoque y se utilizó para seleccionar las exposiciones. Estudios posteriores ^{[ 5 ] [ 6 ]} aprovecharon el hecho de que la atmósfera no desenfoca las imágenes astronómicas, sino que generalmente produce múltiples copias nítidas de la imagen (la función de dispersión de punto 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 .

En los primeros años del siglo XXI, se comprendió que la intermitencia turbulenta (y las fluctuaciones en las condiciones de visión astronómica que producía) ^{[ 7 ]} podían aumentar sustancialmente la probabilidad de obtener una "exposición afortunada" para unas condiciones de visión astronómica promedio dadas. ^{[ 8 ] [ 9 ]}

En 2007, astrónomos del Caltech y de la Universidad de Cambridge anunciaron los primeros resultados de un nuevo sistema híbrido de imágenes de alta resolución 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 Hale del Monte Palomar , de 200 pulgadas de diámetro de apertura. El telescopio, con la cámara de alta resolución y la óptica adaptativa, lo acercó a su resolución angular teórica, alcanzando hasta 0,025 segundos de arco para ciertos tipos de observación. ^{[ 10 ]} En comparación con telescopios espaciales como el Hubble de 2,4 m, el sistema todavía tiene algunos inconvenientes, incluyendo un campo de visión estrecho para imágenes nítidas (típicamente de 10" a 20"), el brillo atmosférico y las frecuencias electromagnéticas bloqueadas por la atmósfera .

En combinación con un sistema de óptica adaptativa (AO), la técnica de imagen por coincidencia de objetivos selecciona los periodos en los que se reduce la turbulencia que el sistema debe corregir. Durante estos periodos, que duran una pequeña fracción de segundo, la corrección que proporciona el sistema AO es suficiente para obtener una excelente resolución con luz visible. El sistema AO promedia las imágenes tomadas durante estos periodos óptimos para producir una imagen final con una resolución mucho mayor que la que se puede lograr con una cámara AO convencional de larga exposición.

Esta técnica solo 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. Además, requiere una estrella relativamente brillante de magnitud 14 en el campo de visión para guiar el telescopio. Al estar por encima de la atmósfera, el Telescopio Espacial Hubble no se ve limitado por estas restricciones y, por lo tanto, es capaz de obtener imágenes de alta resolución de un campo mucho más amplio.

Tanto astrónomos aficionados como profesionales han comenzado a utilizar esta técnica. Las modernas cámaras web y videocámaras permiten capturar exposiciones cortas y rápidas con la sensibilidad suficiente para la astrofotografía . Estos dispositivos se utilizan con un telescopio y el método de desplazamiento y suma de imágenes de moteado (también conocido como apilamiento de imágenes ) para lograr una resolución antes inalcanzable. Si se descartan algunas imágenes, este tipo de astronomía en vídeo se denomina imagen de suerte .

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 los CCD de multiplicación de electrones (EMCCD, también conocidos como LLLCCD, L3CCD o CCD de bajo nivel de luz) han permitido obtener las primeras imágenes de alta calidad de objetos débiles.

El 27 de octubre de 2014, Google presentó una técnica similar llamada HDR+. HDR+ toma una ráfaga de fotos con exposiciones cortas, alineando selectivamente las tomas más nítidas y promediándolas mediante técnicas de fotografía computacional . Las exposiciones cortas evitan imágenes borrosas o sobreexposición, y el promedio de múltiples tomas reduce el ruido. ^{[ 14 ]} HDR+ se procesa en aceleradores de hardware, incluidos los DSP Qualcomm Hexagon y Pixel Visual Core . ^{[ 15 ]}

Otros enfoques que pueden proporcionar un poder de resolución que supere los límites de la visión atmosférica incluyen la óptica adaptativa , la interferometría , otras formas de imágenes de moteado y telescopios espaciales como el Telescopio Espacial Hubble de la NASA .

• Imágenes afortunadas de aficionados
• Imágenes de gran calidad obtenidas con Astralux en el  telescopio Calar Alto de 2,2 m.
• Detalles de los instrumentos de imágenes de la suerte de Calar Alto y La Silla
• Detalles del instrumento LuckyCam en el Telescopio Óptico Nórdico.
• Artículo de BBC News: Las imágenes más nítidas tomadas del espacio
• Imágenes de alta calidad utilizando tubos intensificadores de tercera generación.