Seeing e Speckle

O limite de difração teórico de um telescópio é uma função inversa do tamanho do espelho primário, devido ao efeito da difração de Fraunhofer, que espalha a luz de um objeto puntual em um disco de Airy (o disco no limite de difração, Sir George Biddell Airy (1801-1892)]. Dois objetos mais próximos que este disco parecem um só objeto.

${sen} \theta = 1,22 \frac{\lambda}{D} \rightarrow \theta \simeq 1,22 \frac{\lambda}{D}$

Mas este limite teórico não é alcançável devido às distorções introduzidas pela atmosfera da Terra, que distorce um disco de Airy em múltiplas manchas sobre uma área maior. seeing

Esta área maior é chamada de disco de visão (seeing disk) e define um parâmetro da atmosfera chamado r₀, o diâmetro de seeing de Fried, que varia de cerca de 1 cm, quando se nota a turbulência a olho nu, até cerca de 20 a 30 cm. Cada célula da atmosfera (mancha de isofase - isophase patch) gera um disco de Airy distinto, de modo que a imagem real é a soma destes multiplos discos, deslocados espacialmente. Estes discos se movem devido aos ventos na alta atmosfera da Terra, com velocidades da ordem de 5 m/s. Esta deformação limitou a resolução dos telescópios até a introdução da ótica adaptativa e da imagem speckle, desenvolvida pelo astrônomo americano David L. Fried (1933-2022) em 1966, que obteve imagens da atmosfera tão rápidas que congelavam o movimento dos objetos causados pela turbulência atmosférica ["Limiting Resolution Looking Down Through the Atmosphere," Journal of the Optical Society of America 56, 1380 (1966), "Optical Resolution Through a Randomly Inhomogeneous Medium for Very Long and Very Short Exposures," J. Opt. Soc. Am. 56, 1372 (1966)]. No infravermelho estas exposições podem ser de 100 ms, mas no ótico precisam ser mais rápidas que 10 ms. Cada imagem, speckle (mancha), grava a posição da imagem instantânea. Naturalmente se o objeto for fraco, não há um número de fótons suficientes na imagem nestes tempos tão curtos.

a) Soma das 128 imagens ultra-rápidas da estrela binária HR 4689, obtidas por Swapan Kumar Saha & D. Maitra (Indian Journal of Physics, 2001, 75B, 391) com o telescópio de 2,34 m Vainu Bappu; b) uma das imagens rápidas e c) reconstrução por correlação cruzada ds 128 imagens. A estrela principal é o pico central, e a companheira um dos dois picos secundários, separados por 170 mili segundos-de-arco. Cada pico tem 0,067", o limite de difração do telescópio.

Lucky imaging consiste em somar somente as melhores imagens tiradas em alta velocidade, speckle, após deslocá-las para eliminar o efeito da turbulência atmosférica [David L. Fried (1978), "Probability of getting a lucky short-exposure image through turbulence", Optical Society of America 68 (12), 1651]. A nova geração de CCDs com ruído de leitura extremamente pequeno torna a obtenção de imagens rápidas factível.

Tese de doutorado de Robert Nigel Tubbs sobre Lucky Imaging.

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